现代天文仪器之六：CCD简说
《关于望远镜镜坯》和《主动光学与自适应光学》分别介绍了当下望远镜主体设备的概况，不过倘或不配备探测器，性能再优异的望远镜也是一堆废铁，而几乎无用武之处。众所周知，当下的主流天文探测器是CCD，即电荷耦合器件，以其较高的量子效率、良好的线性度、相当宽的频谱响应范围等优点被广泛使用。当然，CCD在民用领域如扫描仪、传真机、数码相机等处也大显身手，不过本文还是将内容集中在天文CCD上。
CCD简史
1969年，贝尔实验室的George Smith和Willard Boyle将可视电话和半导体泡存储技术结合，设计了可以沿半导体表面传导电荷的“电荷‘泡’器件”（Charge “Bubble” Devices），率先发明了CCD器件的原型。
CCD的发明者George Smith和Willard Boyle。（图片提供：Bell Labs）
当时发明CCD的目的是改进存储技术，元件本身也被当作单纯的存储器使用。随后人们认识到，CCD可以利用光电效应来拍摄并存储图象。贝尔实验室在1970年进行了相关实验。CCD阵列是由喷气推进实验室于1972年研制成功的，尺寸是100*100像元。商业CCD也在同一时期由Fairchild公司推出。当时的CCD增益非常低，只有百分之零点几，比照相底片稍高。
1979年，基特峰国家天文台的1米望远镜安装了RCA生产的320*512像元制冷CCD。它的量子效率远高于前，再加上线性度较好，很快得到了天文界的青睐，取代底片而逐渐成为探测器的主流。
为解决CCD蓝端灵敏度差于红端的缺陷，薄型背照式CCD也被开发了出来。结合半导体加工工艺的进步，现今的CCD一直向大面积、高灵敏度、高动态范围、低噪声和宽频响的方向发展。
现代CCD芯片外观。（图片提供：JPL/NASA）
组成结构
CCD器件主要分为3部分，即光敏像元、电荷存储和电荷转移。
光敏像元的功能在于将入射光信号转化为相应的电信号。对于光学CCD，光敏像元一般由半导体硅制成，其可探测的最大波长为1.12微米。红外CCD则可以使用本征半导体和掺杂半导体两类，后者带隙能较低，适用于中远红外波段，不过缺点是必须工作在极低的温度下。高能X射线探测器可用掺杂硅制成。
光敏像元受光照后产生的电荷一般是运用的金属—氧化物—半导体电容来储存的，金属电极加在氧化物绝缘层上，绝缘层下的半导体一般采用P型硅，结构可见下图所示：
从实测天体物理学课件里抽出的CCD结构图。
光学CCD的电荷存储在半导体和绝缘层之间的界面处，称为表面沟道CCD。而高能CCD的电荷是存储在较深处的，叫做沟道CCD。
为实现电荷转移，通常使用电荷耦合的方法。传统做法是三相CCD，即每3个电容中只有一个用于存储电荷，只要按一定规律依次改变各电极的电压，就可以实现这一目的。更新的技术是两相或四相探测器，有一半的电容可以存储电荷，不过其结构和制作要更为复杂。或者也可以采用帧转移技术，其优势在于快速读取。
将光敏像元阵置于电荷存储转移系统之上，并在二者之间用门加以控制，就构成了CCD芯片的核心
为增大探测面积，目前的大型望远镜还经常将多块CCD芯片拼接起来，组成CCD阵列，下图为一个例子。
CCD阵列。（图片提供：http://www-ccd.lbl.gov）
对于天文CCD，为了降低噪声，制冷也是不能忽略的因素。专业天文台一般采用液氮制冷，设备为杜瓦瓶；业余观测用的CCD多采用电制冷，是利用热电效应实现的。
除却芯片本身，CCD探测器还有一系列附属设施，如放大电路、驱动电路、电源等，在此就不一一详述了。
工作原理
光学CCD是基于光伏效应设计的，即光照导致半导体PN结两侧的电势发生改变。红外CCD则有光伏效应与光导效应两种。这一部分主要是针对光学CCD的。
对于硅制成的光敏像元，在红端是穿透率过高，到达电荷存储区之前就已经发生复合，故量子效率下降；在蓝端则是由于辐射的穿透率差，加之芯片正面电极的反射和散射，量子效率也不高。蓝端探测效率的改进可以借助背面入射，并覆盖光学透明的荧光材料来实现。
电荷存储是在电极上加以正偏压，一旦此偏压大于P型半导体的阈值电压，半导体内的电子就会被吸引到半导体与绝缘体的分界面上，形成高浓度的反型薄层，之下则是带负电的耗尽层。反型层结构就是CCD的电子存储区。
至于CCD信号的读出过程，不妨先看看下图，再看解释：
图中黄色为电子，红、绿、蓝三色分别表示不同的电极。初始时，每个电极所加电压都高于阈值，其中有一电极的电压较高（记为1号），其下存储有电子。若要将电子向右转移，需要先将右侧一电极的电压升高至与1相同，其电子存储区与1号电极合并，电子即均匀分布在两个电极之下。然后将1号电极电压降低，电子右移一个电极。如各个电极电压均作类似变化，电子就可以一直向右转移，最后由寄存器读出，并根据需要被放大或转换。
天文CCD一般为黑白，基本没有有彩色CCD，彩色图象一般是多色合成得到的，故对后者不详述。
观测准备
CCD观测的一大优势是其数字化，便于进行数据处理和分析。不过这并不是说可以用CCD直接观测，得出的数据可以直接用来分析。正式观测前的准备工作还是相当必要的。
对于CCD来说，主要的准备工作包括测量平场、暗流和本底，其中又以平场最为重要。这是CCD各像元感光不均匀性的表现，且随波长不同，平场特性也有所不同。测量方法是将CCD对准均匀光源（如无星的天空或照明均匀的白布）曝光，且应该按照观测需要加以相应的滤光片。暗流是CCD芯片中半导体热扰动产生的电子所致，与光电子不能区分，需要获取未曝光时的电子潜像来测得。本底则是电容上施加的偏置电压所致，可以用零秒曝光的方法测定。
图片就不另外搜寻了，索性把某次观测的结果拿出来好了：
左上：平场，左下角的较低数值应为白布光照不均所致，仅供参考；右上：暗流；左下：本底；右下：读出噪声，由两张同样条件的图象相减而得。
具体处理方法是将原始图象减去本底和暗流，再除以平场。不要以为拿图象来直接加减乘除很复杂，其实每张（单色）图象可看作一个数组，用数组中的数据进行计算不是多困难的事情吧……
当然，进行上述计算的前提是CCD有很好的线性度。虽然CCD的线性度只适用于某一光强范围之内，不过总的来说还是相当不错的，这也使得通过简单计算扣除CCD自身特性的影响成为了可能。
当然，CCD也并非万灵药。在一些需要快速反应或光强极低的的场合，如切伦科夫望远镜和中微子探测器上，CCD是不适用的。而由于读出时间较长，对于实时监测，CCD也不如光电管来得方便。不过随着CCD性能的不断提高，其使用的范围也越来越广。实际上，如今不使用CCD的天文观测领域已经是少而又少了。
参考资料：
[1] CCD - The History of CCDs or Charge Coupled Devices from Lucent Technologies
[2] http://en.wikipedia.org/wiki/Charge-coupled_device
[3] 《实测天体物理学》，郑兴武 编
[4] CCD Astronomy, Gregory D. Bothun, Dept. of Physics, Univ. of Oregon
[5] http://www-ccd.lbl.gov
