1. 검출기 눈, 사진, Photoelectric device, Photomultipliers, Image intensifiers, Charged Coupled Device,

2. CCD 칩들 일반적으로 정사각 CCD 가 많이 활용. 픽셀 격자 수는 2 의 멱함수로 증가 1970 년 : 64 X 64 픽셀, 256 X 256 픽셀, 512 X 512 픽셀 1980 년 : 1024 X 1024 (1k X 1k) 픽셀, 2048 X 2048 (2k X 2k) 픽셀 현재 : 4092 X 4092 픽셀 ( 4k X 4k) 및 여러 개 합친 모자익 (mosaic) CCD 가 널리 사용.

3. Simon Tulloch smt@ing.iac.es

5. CCD 검출기 CCD 를 망원경 초점 면에 부착 : 광자에 의해 CCD 의 각 픽셀에서 전하가 발생되어 저장. 노출이 끝난 후 각 픽셀마다 저장된 전하를 읽어 들여 천체들의 상을 만든다. CCD ( 반도체 칩 ) 천문 검출기 : 파워를 주고, 조절하고, 전하를 읽어 들일 수 있는 전기 장치가 필요.  clocking 회로 (circuits),  증폭장치 (amplifier),  아날로그 - 디지탈 변환기 (analogure-to-digital converter =ADC) ( 보통 16 비트를 사용 ).

6. Charged Coupled Device 장점 : 1. 높은 양자효율 (60-80%) ( 사진 :2-10%, PMT: 20-40%) 2. 선형 반응 ( 사진 = 특성곡선 ) 3. digital 정보 ( 사진 = 아날로그 )  콤퓨터 영상처리 4. 이차원 : 측광 및 측성 (PMT = 측광 only) 5. 넓은 다이나마익 범위 > 10 5 =14.5 등급 ( 사진 : 10 3 = 7.5 등급 ) 6. 넓은 파장 영역에 반응 ( 사진 = 특수처리 spectral sensitization) 단점 : 1. 좁은 시야 ( 망원경시야 >> CCD 에 의해 제한된 시야 ) : 크기 1~7.5 cm 2. 엄청난 자료 (512*512 CCD = 262,144 pixels, 4K*4K = 4096*4096 = 16,777,216 pixels) 3. 각 pixel 의 다른 반응 :  flat 보정 필수 4. readout 잡음  관측된 자료를 읽어 올 때 발생 5. RN 잡음을 포함한 잡음을 줄이기 위한 냉각 (-100 도 C ) 필수

7. 검출기들의 양자효율

8. Simon Tulloch smt@ing.iac.es

17. CCD 측정 CCD counts : bias + dark current + signal related to the number of electrons liberated by photons in each pixel Only fraction of photons generate electrons ; QE Photons = number of electrons (bias & dark removed) /QE = gain * DN / QE CCD = integrating device is controlled by a mechanical shutter or electrically( changing voltages in CCD) READ NOISE : on-chip amps average noise per pixel = read noise : 5 -20 electrons per pixel per read out (same whether exp 0.1 or 3 hours) Bias frame :simply read out zero image = bias signal changing with changing CCD Temp, also with read noise Dark frame : Without any light, signal caused by thermal excitation of electrons in the CCD : very sensitive to Temp  cooling

18. CCD 측정 –cont Flat frame : uniformly illuminating the CCD will NOT generate an equal signal in each pixel ; small scale (pixel to pixel) sensitivity variation : caused by slight differences in pixel sizes Large scale (over large fraction of chip) sensitivity variation : by small variations in the silicon thickness across the chip These can be up to 10% variations over the chip Data frames : Exp time for best S/N Signal =photons  “root N” noise ; no way to get rid of this noise : poisson noise Dark noise, read out noise, cosmic ray

19. CCD 관측 1. a number of bias frames - median combine to a single low noise bias frame 2. a number of dark frames – no light, finite integration time equal to the data frame integration), combine dark frames into a single low- noise frame (after subtracting bias frames) 3. a number of flat frames in each filter – twilight sky, dome flat (bias, dark subtracted)  normalize the flat so that the average signal in each pixel is 1.00 ( simply by dividing by the average signal) 4. subtract low-noise bias frame and low-noise dark frame from object frame. Then, divide this by the normalized frame Reduction frame =[(row-object frame)-(low-noise bias frame)-(low-noise dark frame)]/(normalized flat frame)] Amateur : CCD 20-40 C below the ambient T (0 to -40 C)  dark : changes in the dark – source of problems  take darks before and after object, these averaged and subtracted from the data frames (here dark really “dark+bias”)  inefficient at using telescope time – much used to dark frames

30. Night sky emission lines produce fringes on a CCD image; also additive noise ; usually in near IR I, Z bands : observe the sparse field with the same exp of the targets

31. SKY BACKGROUND Shows red continuum, Hg, and Na emission lines from scattered city lights. (HPS = “high pressure sodium” lamps). Strong [O I] lines are auroral. Region redward of 6200 °A shows start of forest of upper-atmospheric OH lines, which continues through near- IR.

32. SKY BACKGROUND Night sky emission lines (mainly OH), near-IR Shows continuation of atmospheric OH spectrum from preceding KPNO plot. OH forms at 75 km altitude, so affects all ground-based sites. Impact of lines I devastating for certain kinds of observations. Natural extra- atmospheric background at these wavelengths is up to 1000 times fainter.

40. Mosaic CCD

41. 데이터 형식 :FITS (Flexible Image Transport System) 1981 년에 Wells et al 이 제안 The FITS standard is now maintained and documented by the FITS Support Office of the Astrophysics Data Facility at the NASA Goddard Space Flight Center (see URL: http://fits.gsfc.nasa.gov/fits_home.html). FITS 파일은 연속적인 데이터 기록으로 하나의 기록이 정확히 2880 바이테 의 길이를 갖고 있다. 이 FITS 파일에는 두 종류의 정보를 포 함 한다. 하나는 기본 자료 ( CCD 에서 읽어 들인 이메지나 스펙트럼 을 이루는 데이터 ) 와 이에 대한 주석과 묘사하는 머릿 정보 (header information) 다. 데이터는 흔히 바이나리 수 (binary numbers) 로 저장, 머릿 기록은 항상 ASCII 문자로 이루어져 있다. 머릿 기록들은 파일 어디나 있을 수 있으나, 적어도 기록 시작에 항상 하나가 있다.

42. A header for a FITS file. Keywords Comment