Der (fast) ideale Lichtdetektor der Astronomen: Das CCD

In den achtziger Jahren erlebte die Astronomie eine hundertfache Steigerung der Empfindlichkeit ihrer Lichtdetektoren. Die Auswirkungen sind denen bei der Einführung der photographischen Platte im 19. Jahrhundert vergleichbar. Plötzlich konnten mit denselben Teleskopen um das Hundertfache schwächere Objekte entdeckt und beobachtet werden. Die Grundlage dafür sind CCD-Detektoren - oder kurz “CCD’s” (für: charge coupled device). CCD’s sind elektronische Bildwandler auf Halbleiterbasis mit nahezu idealen Detektoreigenschaften: Fast jedes auftreffende Lichtquant wird registriert. Aufgenommene Bilder können direkt per Computer eingelesen und z.B. per Kommunikations-Satellit übertragen werden.

Deshalb sind inzwischen CCD-Kameras Standardgeräte an allen astronomischen Teleskopen, und nicht nur den erdgebundenen: Sehr viele astronomische Satellitenmissionen wurden durch CCD’s erst ermöglicht. Das Weltraum-Teleskop Hubble wäre ohne CCD’s nicht vorstellbar.

a)  Das CCD: 

Der hier abgebildete Detektortyp mit 2048 x 2048    (= 4 194 304) lichtempfindlichen Bildelementen (Pixeln) wurde erstmals 1991 in einer CCD-Kamera (HoLiCam) am 1m Teleskop des Observatoriums "Hoher List " der Sternwarte der Universität Bonn  eingesetzt. Jedes Pixel misst 0.015mm im Quadrat. Damit hat dieses CCD etwa die Fläche eines Kleinbildnegativs (hier 30.72mm x 30.72mm).

b) So funktioniert’s: 

Auftreffendes Licht setzt im Halbleitermaterial des Detektors elektrische Ladungen frei, die während der Belichtung am jeweiligen Entstehungsort in Zellen - den Bildelementen oder Pixeln - gespeichert werden. Am Ende einer Belichtung ist in der Detektorfläche ein exaktes Ladungsabbild der Aufnahme entstanden. Dieses Ladungsabbild muß jetzt Pixel für Pixel “ausgelesen” d.h. elektronisch vermessen werden. Dazu werden die Ladungen quer über den Detektor zu einem Ausgangsverstärker transportiert. Die Meßwerte werden digitalisiert und an einen Computer übertragen. Dort wird aus den Werten wieder das ursprüngliche Bild zusammengesetzt. Es kann dargestellt und bearbeitet werden. 

c) Eine Eimerkette:

Das Prinzip ist in der Zeichnung (von Steven Simpson) sehr anschaulich dargestellt. Die Bildelemente sind hier Wasserbehälter, die in parallelen Reihen auf Förderbändern stehen und während einer Regenschauer (=Belichtung) Wasser sammeln. Anschließend  werden die Bänder simultan nach rechts in Bewegung gesetzt. Am Ende des Bandes angekommen werden sie in weitere Behälter auf dem querlaufenden Band entleert, so daß die Inhalte an der Meßstation individuell bestimmt werden können. 

Nur fingernagelgroß waren in den Anfängen die astronomischen CCD’s (mit ca. 250,000 Pixeln). Die aktuelle Forschung, insbesondere das Studium der Struktur unseres Kosmos mit den neuen Großteleskopen verlangt nach immer mehr Detektorfläche.
Die derzeit größten Detektorflächen erreicht man mit der sogenannten Mosaiktechnik: Speziell für diesen Zweck entwickelte CCD’s werden möglichst eng nebeneinander in einer Ebene angeordnet.
Das Bild zeigt das z.Zt. (2003) weltweit größte CCD-Mosaik mit etwa 18.500x18.500 (d.h. ca. 350,000,000) Pixeln und einer Fläche von ca. 28cm x 28cm (Canada-France-Hawaii Telescope, MegaPrime-Kamera). Es besteht aus 40 CCD’s mit jeweils ca. 2000x4500 Bildelementen. 

Die Größe dieser Bildfläche bedeutet auch eine besondere technische Herausforderung für die "Belichtungsmechanik", den Kameraverschluss. Einerseits sollen kurze Verschlusszeiten (weniger als 1/10 Sekunde) möglich sein. Andererseits muss die Belichtung homogen, d.h.  die Belichtungszeit für jedes Bildelement identisch, sein.  An den Astronomischen Instituten der Universität Bonn ist ein neues Konzept für großformatige Kameraverschlüsse entwickelt worden, das Belichtungszeiten von weniger als 1/1000 Sekunden erlaubt. Bei 1/10 Sekunden Belichtungszeit sind die Unterschiede von Pixel zu Pixel kleiner als 0.2 Prozent. Bei längeren Belichtungszeiten sind sie vernachlässigbar.  Diese Bonner Kameraverschlüsse werden inzwischen an mehreren Teleskopen eingesetzt. 

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