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光學偵測元件 陳炳志 成功大學太空天文與電漿科學所?物理系 偵測器 定義： 能與星體輻射電磁波發生交互作用的元件 電磁波包含了無線電、微波、紅外線、可見光、紫外光、X光、宇宙射線等等 天文上最簡單的可見光偵測器： 人眼 瞳孔的大小約5mm，黑暗下完全張開約7mm，肉眼所能看到的極限星等約六等 視覺暫留現象使我們所看的物體大約是處於1/20秒左右的曝光時間，曝光時間越長，可以看到越暗的星體，但是反應速度會便慢，不利於生物競爭 底片 十八世紀便已經發現使用銀鹽(或稱為鹵化銀)作為感光物質。氯化銀→硝酸銀→溴化銀 底板的演進：紙面→玻璃→賽璐璐→醋酸纖維 現代的黑白底片的感光劑為溴化銀(AgBr)，但是某些底片是使用另外的鹵化銀，如氯化銀(AgCl)，碘化銀(AgI)。依其感光感度最敏感為：溴化銀氯化銀碘化銀 底片 溴化銀的分光感度對於藍光有反應(400nm-510nm)，為了要和肉眼的分光感度大致一樣,所以必須加入另外的分光增感色素(Color sensitization/Spectral sensitization)來延長綠、黃、紅色光的感色域 在1873年由Vogel發現一種稱為Corallin (Sodium Aurin) 的色素可有效提昇感色性，形成全色片(Pancho film)的特性 底片 溴化銀遇光照射時，會產生離子化，使溴離子放出一帶負電的自由電子，此自由電子和帶正電荷的銀離子結合為不帶電的銀粒子後，形成銀粒子堆積，稱為潛像(Latent Image) 潛像仍無法由肉眼所見，所以要以化學方式將潛像顯現出來→顯影 底片 決定底片感光度的機制：溴化銀結晶的大小 底片曝光速度（感光度，ASA）常見的有50, 64, 100, 200, 400, 800, 1600, 3200 高ASA為高速底片 反差較大、粒子粗 低ASA為低速底片 反差小、粒子細較適合放大 分為三大類：黑白負片(BW negative)、彩色負片(Color negative)與彩色正片（Color positive or slide) 常見規格分為135、120 (6×4.5、6×6、6×7、6×9、6×12)、4×5、8×10、10×12及APS幾種 135底片的大小為 36mm × 24mm 底片的QE值約在3%左右 底片 倒易律：曝光量=照明度(Intensity, I)×曝光時間(Exposure time, t) 一般的底片在極亮或極暗的情形下倒易律會失效→非線性 天文攝影長時間曝光用的底片必須考量倒易律失效的情形 光電倍增管(Photomultipliers, PMT) 對紫外光、可見光和近紅外光敏感 能使進入的微弱光信號增強至原本的108，使光信號能被測量 (QE~10%) 現在可以用雪崩光電二極體（Avalanche photodiodes, APDs）取代 在加上一個較高的反向偏置電壓後（在矽材料中一般為100-200 V），利用電離碰撞（雪崩擊穿）效應，可在APD中獲得一個大約100的內部電流增益。某些矽APD採用了不同於傳統APD的摻雜等技術，允許加上更高的電壓(1500 V)而不致擊穿，從而可獲得更大的增益(1000) 電視攝影 1928年春，貝爾德(Baird John Logie 1888 - 1946)研製出黑白電視機 掃瞄成像，機械掃描系統 使用一個上有小孔的轉盤將攝影來的影像光影轉變成電子訊號在接收器上再轉換投映在螢幕上 1927美國范華斯(Philo Taylor Fransworth)發明電視攝影機 利用光電管將光的訊號轉換成電的訊號 仍然是single element元件，所以需要有掃瞄線的設計 天文偵測器的革命-CCD的誕生 1970年由貝爾實驗室(Bell Lab.)的Boyle與Smith所開發。 由許多的「像元」(pixel)所組成。 每個像元都是獨立的「光子偵測器」 CCD原理 透過光電效應(Photoelectric effect)將光子轉為電子 光電效應在1902年就已經德國物理學家Philipp Lenard所觀測到 Albert Einstein成功的解釋這個現象，贏得Nobel Prize 半導體、導體與絕緣體的能階 半導體和絕緣體之間的差異在於兩者之間能隙（energy bandgap）寬度不同，亦即電子欲從價帶跳入傳導帶（conduction band）時所必須獲得的最低能量不一樣。通常能隙寬度小於3電子伏特（eV）者為半導體，以上為絕緣體。 利用半導體（通常為矽）作為「光子計數器」 只要給予適當的電壓，形成位能井就可以將光電效應的電子鎖住在半導體的能隙中，而不被傳導帶移走。 光電效應 就種類來分有： 線性(Linear) CCD 矩陣(Matrix) CCD 單一