Este es el primer tema de los que consta el curso de astronomía CCD. En él os vamos a explicar que es un chip CCD, su funcionamiento, lo que diferencia a unos chips de otros, etc. A los que ya sepais algo de estos sensores, os aconsejo que paseis al siguiente tema, sin embargo si no sabes nada de nada sobre estos sensores, esta debe ser tu primera lectura.

Funcionamiento de los sensores CCD

Los sensores CCD son dispositivos electrónicos fotosensibles. Poseen una estructura de células sensibles a la luz en forma de mosaico, cada una de esas células es lo que se denomina pixel. Cada pixel es una estructura detectora que es capaz de almacenar fotones.

Cada pixel tiene unas dimensiones del orden de unas diez veces la milésima parte de un milímetro. Esta estructura tan pequeña no solo almacena los fotones en forma de carga eléctrica, sino que tambien dispone de una estructura capaz de transferir los fotones recogidos (en forma de cargas eléctricas) a un pixel adyacente.

Su funcionamiento es el siguiente: El sensor CCD es expuesto a la luz durante un tiempo denominado tiempo de integración, tras el cual los fotones que han sido almacenados en cada pixel son transferidos de forma ordenada a una etapa de salida.

La etapa de salida no es mas que un amplificador que se encarga de convertir la carga que posee cada pixel en una tensión eléctrica.

Por tanto, un sensor CCD es un elemento que nos permite evaluar de forma cuantitativa la luz que ha caido sobre cada uno de sus pixels, pues a cada uno de ellos les hace corresponder una tensión eléctrica proporcional a la cantidad de fotones que ha almacenado.

Inmediatamente después de finalizado el tiempo de integración, se han de descargar ordenadamente las cargas que han sido almacenadas en cada pixel. Es lo que llamamos lectura del chip.

Ya sabemos como funciona internamente un chip CCD, pero una cámara comercial no es solo un chip en un cabezal, también tiene unos circuitos electrónicos que convierten las señales de salida del sensor CCD en valores digitales que pueden ser transmitidos a un ordenador. Esa conversión de tensiones eléctricas en valores digitales la realiza el segundo componente electrónico en importancia en una cámara CCD, el conversor Analógico/Digital.

El conversor A/D es el que traduce las tensiones eléctricas correspondiente a cada pixel en un valor digital en código binario. El parámetro más importante del conversor A/D es el número de bits que posee, es decir, cada tensión eléctrica será convertida en un valor entre cero y (2^n)-1. Lo que significa, que a mayor numero de bits, con mayor precisión se puede cuantificar el número de fotones que han caido en un pixel. Hoy en dia las cámaras comerciales para el astrónomo amateur suelen incorporar conversores de 8, 12 e incluso 16 bits.

El código digital correspondiente es enviado al ordenador bien por el puerto serie, puerto paralelo o por una tarjeta dedicada. Una vez alli la imagen esta lista para ser procesada, visualizada, etc.

Parametros más importantes de un sensor CCD

Actualmente hay una gran variedad de sensores CCD en el mercado. No hay chips específicos para fines astronómicos, los empleados en nuestras cámaras suelen ser chips destinados a otro tipo de fines, que han sido adaptados.Pese a ello, se pueden encontrar una gran cantidad de chips que son "astronomicamente" útiles.

Los chips CCD empleados en astronomía son (casi siempre) chips que recogen imágenes en blanco y negro. La razon es que los chips de color tienen pixels adyacentes cubiertos con filtros rojo, verde y azul. Para obtener un pixel en color se han de combinar las señales de estos tres pixels.

Como los tres pixels adyacentes se combinan en uno solo, se produce una perdida de resolución espacial. Además la sensibilidad del detector disminuye, no sirven para fotometría ... en fin un desastre. La verdad es que las pocas cámaras astronómicas que adquieren imágenes en color son autenticas (en nuestra jerga) máquinas postaleras, huye de ellas.

Las dimensiones del sensor CCD son los parámetros que trataremos primero. Veamos las dimensiones (en pixels) de los chips que poseen algunas de las cámaras mas populares:

SENSOR CCD	ANCHO	ALTO	TAMAÑO DEL PIXEL
Texax Instruments TC245	378*	242	17x19.7
KAF 400	765	510	9.0x9.0
KAF 1600	1534	1020	9.0x9.0
Texas Instrument TC211	192	165	13.75x16.0
Texas Instrument TC255	336	240	10.0x10.0
Thomson TH 7852	145	218	30x19

Aunque estas dimensiones son importantes a la hora de decicir que chip nos interesa, los parámetros realmente importantes son las dimensiones del pixel individual. Hoy en dia se fabrican CCDs con pixels de entre 9 y 20 micras. Este tamaño del pixel, será el que defina la resolución espacial con la que vamos a adquirir las imágenes, es decir, cuanto mas pequeño sea el pixel mas pequeños serán los detalles de la imagen del plano focal del telescopio que podemos recoger. Para los que sepais algo de digitalización de señales... a menor tamaño del pixel, mayor es la frecuencia de muestreo.

No se puede hablar del tamaño del pixel sin hablar de otro parámetro relacionado, cuyo nombre no me atrevo a llevar al castellano, la Full Well. Este parámetro indica la capacidad de almacenar fotones que tiene un pixel, expresada en electrones. En la tabla comparativa, puede verse como a mayor superficie sensible del pixel, mayor capacidad para almacenar fotones.

Vamos a reflexionar un poco sobre esto último... Por una parte nos puede parecer que lo mejor es un chip con el pixel mas pequeño posible, bien, desde el punto de vista de la resolución esto es correcto, pero, como sabemos, un pixel pequeño implica una Full Well pequeña, y eso es malo. Es malo porque un recipiente pequeño puede rebosar facilmente, eso en la jerga, se llama saturar. Cuando un pixel se satura, ya no puede recoger mas fotones, y los que sigan cayendo sobre él, simplemente se pierden. Esto es intolerable, pues el mapa de luz que estamos haciendo al tomar una imagen esta falseado, en realidad, en ese pixel ha caido mas carga de la que aparece almacenada.

Como siempre en estos casos se ha de optar por una solución intermedia, un compromiso entre pixel pequeño y Full Well. Afortunadamente, las cámaras tienen un modo de funcionamiento en el cual se pueden sumar pixels en el proceso de lectura, aumentando asi la Full Well aparente y disminuyendo la resolución, es el binning. El binning disminuye la resolución pero hace que aumente la sensibilidad. Una disminución de resolución puede, en algunos casos ser tolerable, pues con chips de pixels pequeños y telescopios de distancia focal larga, se obtienen resoluciones de un segundo de arco por pixel y el seeing de un "cielo de aficionado" rara vez baja de 3 segundos de arco

Otro parámetro muy importante es el ruido.

¿Por que se refrigeran los chips CCD?

Un sensor CCD es un dispositivo semiconductor. Ya hemos visto como su estructura era una matriz de pixels que almacenaban los fotones recibidos en forma de carga eléctrica. Cuando un fotón incide sobre el silicio, este proporciona la suficiente energia a los átomos de la red como para romper enlaces y generar señal. El problema es que de la misma forma que un fotón posee suficiente energia para generar señal, la temperatura ambiente da lugar a tal agitación térmica en la red que también rompe enlaces y produce señal en los pixels, aún en ausencia de fotones.

El chip ha de enfriarse por esto. En caso contrario, una exposición de unos cuantos segundos daría lugar a un chip saturado. Reduciendo la temperatura, reducimos la señal térmica, aumentando así la capacidad detectora del chip. La señal térmica se reduce por un factor de 2.5 cuando se reduce su temperatura en 10º C.

Existen varias formas de enfriar el chip CCD; la más utilizada es a través de un módulo Peltier. Este tipo de módulo proporciona un método cómodo y sin complicaciones para enfriar drasticamente el sensor. El problema es que un módulo Peltier genera una cantidad de calor proporcional al enfriamiento del sensor y dicho calor se ha de evacuar de forma eficiente o de lo contrario afectará al rendimiento del módulo. Por eso se emplean disipadores, ventiladores o circuitos cerrados de lìquido refrigerante, para evacuar el exceso de calor que genera el módulo Peltier.

En el apartado de calibración de imágenes se expondrá más extensamente como se reduce la influencia de la señal térmica en las imágenes.

Diferencias con la fotografía sobre emulsión.

La fotografía revolucionó en su dia la observación astronómica. Poder obtener una muestra permanente de lo que, hasta entonces, solo se podia ver por el telescopio abría multitud de posibilidades. Además, con la posibilidad de realizar exposiciones de larga duración, se conseguia multiplicar de forma drástica la capacidad del ojo humano para detectar objetos cada vez mas débiles y lejanos.

Se podían realizar medidas màs precisas y más facilmente. La fotografía permitia corroborar y verificar fenómenos, no es lo mismo que alguien diga haber visto algo, que lo diga y además muestre una imagen.

Con las placas fotográficas se podían registrar campos estelares de varios grados de extensión. Una buena muestra es el POSS (Palomar Observatory Sky Survey), que permitió detectar decenas de objetos.

Una revolución semejante ocurrió cuando aparecieron los primeros sensores CCD. No solo tenian una sensibilidad mayor, eran mas lineales, etc, sino que además generaban una imagen digital susceptible de ser procesada mediante un ordenador.

Esa impresionante sensibilidad era uno de los aspectos mas positivos de estos sensores, las emulsiones fotográficas más sensibles detectan siempre menos de un 10% de los fotones que reciben, sin embargo, los sensores CCD detectan entre un 50% y un 75% de los fotones que inciden sobre él. Esto se traduce en una capacidad de detección frente a la cual ni la emulsión más rápida puede enfrentarse. Con una cámara CCD, un telescopio de 200 mm y una exposición no muy larga se registran con facilidad estrellas de la magnitud 20.

Los primeros sensores CCD tenian una muy buena respuesta en el rojo e infrarojo y una mala respuesta en el azul y ultravioleta pero hoy en dia la tecnologia de fabricación ha permitido fabricar sensores con una respuesta espectral extendida al azul. Esta particular respuesta espectral ha supuesto una ventaja para las observaciones desde entornos urbanos, se pueden realizar observaciones desde sitios con gran polución lumínica. De esto puedo dar fe yo mismo, en ese afán por conseguir imágenes fui de los que me empeñé en hacer fotografía desde cielos polucionados, con filtros, apantallando las luces directas... todo el resultado fue un manchón blanquecino en el centro del negativo. Sin embargo, nada mas empezar a trabajar con la CCD desde el mismo emplazamiento me di cuenta de que sus posibilidades desde estos cielos son enormes, tambien hay que proteger el tubo de la luz directa, ser mas cuidadoso en la toma de flats, etc. Pero es posible hacer trabajos interesantes; astrometría o busqueda de SN, etc. Que nadie crea que podrá  hacer fotometría de precisión desde el centro de su ciudad pero si que podrá trabajar, que no es poco. Aún así, como siempre, en la observaci¢n astronómica, el cielo de entornos rurales es donde las cámaras CCD despliegan toda su capacidad de detección.

Otro factor a favor de los sensores electrónicos es su linealidad. Las emulsiones fotográficas sufren un comportamiento denominado reciprocidad. Cuando se hace una exposición de larga duración la película se muestra más sensible durante los primeros instantes y su sensibilidad va decreciendo progresivamente. Es decir, la sensibilidad no es constante a lo largo de la duración de la exposición. Por el contrario, los sensores CCD tienen una linealidad mucho mayor. Se muestran muy lineales desde iluminación mínimas hasta iluminación intensa.

Por último, hay que destacar como ventaja (creo que de las mas importantes); las imágenes, al ser digitales, pueden ser corregidas y procesadas por un ordenador personal. Corregir una imagen de gran parte de los defectos que introduce la óptica, polución lumínica, electrónica, ... aumenta la sensibilidad del sensor aún más.

El procesamiento de imágenes abre todo un sinfin de posibilidades a la hora de obtener datos de las imágenes. Se puede retocar el contraste, las dimensiones, rotar la imagen, etc. También se puede aplicar filtros a la imagen para suavizarla, resaltar los bordes, etc. Se puede obtener la transformada de Fourier de la imagen y trabajar con el espectro de la imagen y multitud de operaciones más.

Se pueden realizar medidas de objetos extensos, dobles o asteriodes con facilidad. También se puede afirmar que estos sensores han popularizado la fotometría, pues ya existen filtros y software que permite hacer estimaciones fotométricas de precisión.

No se puede hablar de procesamiento sin citar todo lo relacionado con la deconvolución y los métodos de máxima entropía. Estas técnicas tienen por objeto modelar matemáticamente el sistema óptico y las condiciones atmosféricas con las que ha sido adquirida la imagen y "restar" su contribución sobre la imagen. De esta forma se consigue mejorar la imagen de forma notable.

Pero, no todo son ventajas, el tamaño de los chips CCD usuales, hoy en dia, es menor que un negativo fotográfico de 35 mm, lo que plantea problemas si se desean obtener imágenes de regiones extensas del cielo. Aunque siempre se pueden realizar mosaicos, es decir, un montaje de varias imágenes para abarcar mayor campo. En esto las CCDs pierden.

También se alegaba que las emulsiones tenian un grano del orden de 5 micras y los pixels de los chips CCD eran de 20 o 30 micras, pero hoy en dia hay chips con pixels con tamaños menores de las 10 micras.

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En fin, juzgad vosotros mismos, puede que el que escribe esto este condicionado y lo haga con parcialidad, pero es indiscutible, el instrumento astronómico tanto para el profesional como para el amateur, que, hoy por hoy, brinda mas posibilidades es el sensor CCD, por mucho que algunos astrofotógrafos se empeñen en negarlo. No cabe duda que la fotografía continua siendo válida en ciertas áreas de la astronomía, pero los sensores CCD junto con el procesamiento digital de imágenes constituyen el medio ideal para escudriñar el cielo.