14.4. ДЕТЕКТОРЫ ДЛЯ ИНФРАКРАСНОГО, ОПТИЧЕСКОГО УЛЬТРАФИОЛЕТОВОГО И РАДИОДИАПАЗОНОВ

Обратимся теперь к различным диапазонам частот, типам приемников, которые в них используются, и главным источникам шума.

14.4.1. Радиоприемные устройства. В радиодиапазоне при следовательно, можно принять, что для всех объектов применимо приближение Рэлея — Джинса для спектра абсолютно черного тела. Если интенсивность излучения от некоторой области неба равна то эквивалентная яркостная температура определяется как Оказывается, удобнее всего описывать задачу обнаружения сигналов в присутствии шума через температуру. Согласно теореме Найквиста, мощность шума в единичной полосе частот, снимаемая с выводов резистора с сопротивлением при температуре есть

где k — постоянная Больцмана. Теперь заменим сопротивление согласованной антенной с волновым сопротивлением и если поместить антенну в абсолютно черную полость с температурой то на выходе приемника будет получена та же самая мощность шума. Если антенна направлена на небо, и распределение яркостной температуры есть то на выходе антенны средняя мощность будет равна

где эффективная площадь антенны, связанная с полем зрения Q

Рис. 14.5. Шумовая температура различных приемников радиоизлучения по сравнению с фоном неба любезного разрешения Блая.)

формулой (см. разд. 14.3., где дан вывод этого соотношения для одномерного случая, диаграмма направленности антенны в полярных координатах, антенная температура, обусловленная излучением внутри диаграммы. Если источник точечный или мал по сравнению с полем зрения, то плотность потока от источника есть

Антенная температура должна измеряться в присутствии шума, при этом основной вклад вносит яркостная температура неба и шумовая температура системы Последний член содержит все компоненты, которые вносят вклад в мощность шума в точке приемного устройства, где детектируется сигнал: шумовую температуру антенны температуру линии передач и шумовую температуру приемного устройства Суммарную температуру от всех этих источников шума можно выразить в виде

Тогда при наблюдениях с временем накопления в полосе частот минимальная детектируемая антенная температура равна

Различные источники, вносящие вклад в показаны на рис. 14.5. Основные типы усилителей, используемые на практике, — транзисторы, туннельные диоды, параметрические усилители и мазеры. В качестве малошумящих приемных систем в полосе с большим успехом используются параметрические усилители. В этом диапазоне неохлаждаемые

Рис. 14.6 Пропускание атмосферы в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах при содержании водяных паров осажденной воды — значении, типичном для высокогорных сухих мест. Атмосферные окна прозрачности в области соответствуют диапазонам описанным в табл. 14.1.

параметрические усилители дают шумовую температуру 40 — 100 К. Значительного понижения уровня шума можно достичь, охлаждая параметрические усилители, хотя это требует дополнительных затрат. Уже получены значительные результаты с применением полевых транзисторов, которые гораздо дешевле параметрических усилителей.

На низких частотах, преобладающим источником шума является фон неба (рис. 14.5), поэтому не имеет смысла использовать на этих частотах совершенные низкошумящие усилители. Для этих целей вполне подходят усилители с полевыми транзисторами при комнатной температуре. В миллиметровом диапазоне шум атмосферы и неба возрастает и, кроме того, методы, используемые на более длинных волнах, более непригодны. Применяемые в этом диапазоне детекторы сходны с приборами, используемыми в инфракрасной астрономии; болометрические детекторы также с успехом используются в этой спектральной области.

14.4.2. Инфракрасные детекторы. В инфракрасном диапазоне — небо гораздо ярче исследуемых источников. Земная атмосфера сильно поглощает в этом диапазоне (рис. 1.1). Крупномасштабная диаграмма пропускания атмосферы в функции длины волны приведена на рис. 14.6. В диапазоне есть много участков, где поглощение мало. Эти участки называют инфракрасными атмосферными окнами прозрачности. Они особенно благоприятны для астрономических наблюдений, и диапазоны описанные в разд. 14.2, приходятся на максимум прозрачности этих окон. Часто даже в этих диапазонах регистрации источников мешает фон, кроме того, здесь требует решения проблема флуктуаций атмосферного поглощения и эмиссии. Обычно флуктуации исключаются путем работы на частотах, больших, чем соответствующий минимальный временной масштаб флуктуаций. Обрезание происходит между самим источником и ближайшим свободным участком неба, и если

ограничиться в основном частотами больше 10 Гц, то этого достаточно для исключения всех флуктуаций. На более длинных волнах небо имеет очень большую яркость и непрозрачно для инфракрасных фотонов, поэтому наблюдения можно вести только из верхних слоев атмосферы с баллонов, высотных самолетов или искусственных спутников.

Телескоп для инфракрасной области тоже является проблемой; сам он и окружающие его элементы конструкции сильно излучают, как абсолютно черное тело с температурой Это равносильно тому, что оптический телескоп был бы целиком изготовлен из светящихся шариков! Это еще одна причина проведения наблюдений в режиме обрезания частот с тем, чтобы малые дифференциальные интенсивности можно было наблюдать на сильном фоне. Очень большие преимущества дает охлаждение детектора и его окружения до низких температур, чтобы свести до минимума тепловое излучение, достигающее детектора. Охлаждение детектора ведет к значительному понижению шумовой температуры, обусловленной тепловыми флуктуациями.

В общем фоновый сигнал всегда много выше измеряемого сигнала. Отношение сигнала к шуму пропорционально поэтому чувствительность детектора определяется эквивалентной мощностью шума, т. е. мощностью, принимаемой детектором в полосе 1 Гц, при условии, что отношение сигнала к шуму равно единице. Поскольку чувствительность возрастает как эквивалентная мощность шума измеряется в единицах Для лучших современных детекторов эквивалентная мощность шума лежит в пределах

Лучше всего для инфракрасного диапазона подходят болометры и фотопроводники. Болометр состоит из поглощающей поверхности, которая нагревается падающим инфракрасным излучением и увеличение температуры измеряется по изменению электрического сопротивления детектора. Тепло отдается холодильнику, имеющему температуру и постоянная времени, связанная с передачей энергии от поверхности к резервуару, определяет время отклика прибора. Эквивалентная мощность шума, достигнутая в этих детекторах, равна

Принцип действия фотопроводников примерно такой же, как полупроводниковых устройств, используемых в оптическом диапазоне, но в данном случае энергии фотонов значительно меньше и соответственно меньше ширина запрещенной зоны. Чтобы уменьшить вероятность перехода электронов в зону проводимости, необходимо охладить детектор до температуры ниже значения, соответствующего запрещенной зоне, Ниже приведены примеры лучших параметров, получаемых на фотопроводниковых устройствах (по Лена, 1978) при эквивалентной мощности шума

В настоящее время разрабатываются блоки из многих инфракрасных детекторов, что должно повысить эффективность наблюдений. Многие из них основаны на использовании приборов с зарядовой связью и приборов с инжектированием зарядов.

Полный обзор методов инфракрасной астрономии приведен Лена.

14.4.3. Оптическая и ультрафиолетовая области. Спектральная область от 3300 А до традиционнооптическая, в которой до 1945 г. велись практически все астрономические наблюдения. Ультрафиолетовая область стала доступна после запуска космических обсерваторий, таких, как «Коперник» и IUE (International Ultaviolet Explorer).

До 1970 г. большинство астрономических данных регистрировалось на фотопластинах либо в форме прямых изображений, либо в виде спектров. У фотопластинок низкая квантовая эффективность, около для лучших эмульсий, и довольно ограниченный динамический диапазон, т. е. пока снимаются довольно слабые объекты, самые яркие изображения засветят пластинку. Вместе с тем они обладают огромным преимуществом, так как. способны накапливать очень большие объемы информации. Например, на пластинке -сантиметровой камеры Шмидта, если принять, что типичный элемент изображения имеет площадь а поле зрения равно то полное число элементов изображения за одну экспозицию равна 5 108. Если приписать интенсивности в каждом элементе 16 битов, то полный объем информации составит 8-109 битов. Это значительный объем информации, и фотопластинки остаются важнейшими детекторами для больших полей зрения. Они хранятся долгое время, а это означает, что они служат важным источником информации о переменных объектах в течение сколо 100 лет.

Фотоэлектрические детекторы начали применяться в астрономии в 50-х годах и по сей день используются для фотометрии звезд и галактик. Они измеряют полный световой поток от звезды в пределах данной апертуры и полосы пропускания фильтра. Значительным продвижением вперед было введение усилителей изображения в астрономическую спектроскопию. В типичном устройстве фотоны падают не на фотопластинку, а на фотокатод усилителя изображения. С некоторой вероятностью, определяемой квантовой эффективностью, фотокатод испустит электрон и этот электрон, ускоряясь, вызовет лавину электронов, фокусируемых магнитным полем на выходе электронно-оптического преобразователя. Есть несколько способов регистрации пучка электронов, порожденного одним фотоном. Можно просто направить электроны на фосфоресцирующий экран и фотографировать изображение. Другой способ — направить сигнал на блок детекторов, которые запоминают полный заряд, являющийся мерой полного числа упавших фотонов на каждый из составляющих блок элементов. На этом принципе работает детектор Digicon. Другая удачная система IPCS, разработанная Буксенбергом с сотрудниками. В этом случае пучок электронов

падает на флуоресцирующий экран, который просматривается телевизионным сканером. Центроид каждого события находится при помощи электронных логических цепей, а координаты и время регистрации события заносятся в память ЭВМ. Каждый фотон, зарегистрированный фотокатодом, запоминается в ЭВМ как один фотон. Эти детекторы дают разрешение по двум координатам, что позволяет снимать в условиях, эквивалентных длинной щели, т. е. одновременно регистрируется много спектров поперек протяженного объекта. Со спектрографов IPCS можно получать одновременно до 100 спектров по 1024 элемента разрешения в каждом. Эти детекторы используются для прямого фотографирования двумерных изображений, и на космическом телескопе будет установлена камера такого типа для слабых объектов. Большое преимущество детекторов этого типа состоит в линейности их характеристики, так что измеряемая интенсивность прямо пропорциональна интенсивности в фокусе телескопа. У детекторов типа Digicon, в которых отдельные фотоны не регистрируются, динамический диапазон очень велик. У детекторов IPCS динамический диапазон ограничен способностью логической системы для поиска центроида обрабатывать последующие события на выходном флуоресцирующем экране электронно-оптического преобразователя. Типичные детекторы Digicon содержат около 500 элементов и IPCS, работающий в интегрирующем режиме, — около 500 х 500 элементов. Таким образом, поле зрения у таких устройств много меньше, чем у фотопластинок. Квантовая эффективность фотокатодов достигает значений 20 — 25%, причем самые лучшие результаты получены для ультрафиолетового диапазона спектра. Обычно квантовая эффективность быстро падает на длинах волн

Самые последние достижения связаны с твердотельными детекторами, в частности с приборами с зарядовой связью. В этих устройствах фотоны падают на мозаику кремниевых элементов, на которые подается ток смещения таким образом, что под каждым элементом образуется потенциальная яма. Падающий фотон выбивает электрон, который захватывается потенциальной ямой. Электроны остаются в потенциальных ямах до конца экспозиции. Затем каждый ряд элементов считывается при помощи мало-шумящего усилителя. Отличительной особенностью таких устройств делающей их очень важными для астрономии, является их очень высокая квантовая эффективность, в диапазоне , т. е. примерно в 50 раз выше, чем у фотопластинок. Вдобавок они имеют очень широкий линейный динамический диапазон, так как в одной потенциальной яме может накопиться до 107 электронов, прежде чем произойдет заметное переполнение. Главным источником шума в этих детекторах является темновой ток, связанный с тепловым возбуждением электронов, которые накапливаются в потенциальных ямах, и сигнал от них складывается с полезным сигналом при считывании через усилитель. Среднеквадратичное значение флуктуаций составляет 10—15 электронов.

Такие детекторы идеально подходят для изучения астрономических объектов в красном цвете, например далеких галактик. Они также используются в спектрографах с низким разрешением для получения спектров

далеких галактик. Можно измерить красное смещение галактики с за 40 мин при помощи такого устройства, установленного в главном фокусе -метрового телескопа Хэйла. Такие детекторы будут использоваться в широкоугольной планетарной камере космического телескопа. При угловом размере элемента мозаика из четырех приборов с зарядовой связью элементов будет иметь поле зрения

Сейчас разрабатываются детекторы типа приборов с зарядовой связью. Их появление рассматривается как революция в оптической астрономии. В них достигается не только высокая квантовая эффективность, но и обеспечивается представление данных в цифровом виде.