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Q博谈天文摄影之天文摄影是选CCD还是CMOS?

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发表于 2018-9-12 15:20 | 显示全部楼层 |阅读模式
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本帖最后由 圈儿圈儿 于 2018-9-12 17:35 编辑

虽然说拍出好照片,起决定性作用的是拍摄人本人,但是不可否认的是天文器材的性能对于天文摄影而言,也是极其关键的,对于天文学研究而言,设备的性能甚至具有决定性作用。就如10公分的镜子在细节和极限星等上,无论如何都拼不过1米的镜子。相机也是如此,由于相机的性能对于观测结果有着巨大的影响,天文观测对于成像终端的选择也是非常苛刻和考究的。

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图:CCD与CMOS,在芯片外形上看不出很大的区别。通常CCD的引脚较少,而CMOS较多。图中左上方的芯片是QHY367C全画幅制冷CMOS相机中采用的3600万像素CMOS芯片,而右上方的是QHY16803A中采用的4K*4K分辨率KAF16803 CCD芯片,右下角是最新的1.5亿像素SONY中画幅CMOS芯片(相机正在研发中)。


CCD是贝尔实验室的科学家维拉·博伊尔(Willard S. Boyle)以及乔治·史密斯(George E. Smith)于1969年发明的一种半导体器件,CCD在科学研究领域如天文学研究,以及在我们日常生活中如相机及摄像机的应用中有着巨大贡献,CCD的发明者曾被授予2009年的诺贝尔物理学奖。CCD是Charge Couple Device的缩写,中文翻译为电荷耦合器件。首先,它的感光原理是光电效应。光子首先被转换成了电荷,并且在像素区域实现电荷的积累。然后再一组顺序变化的驱动电压下,一行一行的电荷沿着垂直方向转移。当一行的电荷转移到最后一行时候,再通过水平驱动时序,挨个的输出到一个电容中,因此电容两端电压的变化。当电压连接到AD转换器上,通过测量这个电压,我们就能获取每一个像素的电荷数量,也就代表了这个像素的光强值。
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下面一张图更为形象的说明了CCD的工作原理,图中正在淅淅沥沥下的小雨代表了到达图像传感器的光子,而一个个水桶则代表每一个像素,在一定时间内(即曝光时间),水桶里面盛的水代表转化成的电荷(水桶的容量叫做FULLWELL,满阱电荷数,或者阱深)。传动带将水桶往下传递,然后水平的传动带将水桶往最后的量杯中传递,这个过程反应了“电荷耦合”的原理。最终在量杯中,我们可以读取每一个水桶里面收集到的雨水量,也就是每一个像素上累计的电荷数量。


CCD发明距今已经近半个世纪了,在天文学研究上,仍然是目前最主要的成像终端。而近年来在图像传感器领域,又出现了一个新星: CMOS传感器,并且在消费类电子产品的需求驱动下,性能获得迅猛发展。那么,现阶段CCD和CMOS相比,各自的优劣势在什么地方,对于业余天文摄影而言,到底应该选择CCD还是CMOS呢?

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为了更好的理解CCD和CMOS在性能上的区别,首先还是要从CCD和CMOS的读出原理说起。CCD和CMOS在光电转换部分的原理和结构几乎是完全一样的,然而二者的本质区别在于他们读出方式是完全不同的,正是因为这个不同的读出方式,导致了CCD与CMOS形成各自特色性能。


下图清晰的说明了CCD与CMOS在读出方式上的差异,CCD通过多次电荷转移,最终在输出的地方将电荷转换成了电压信号。而CMOS的读出,并不是以一连串的电荷转移为基础的,而是每一个像素连接有一个电容。因此可以直接将电荷转换成电压,而通过选通电路,将每一行的电压连接到AD转换器上,实现数字化转换。

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现在的CMOS电路已经实现了片上集成的AD转换器,通常每一列具有一个AD转换器,因此一个数千列的CMOS,片上会有数千个转换器。他们会并行的进行转换。而CCD的AD转换器在外部,通常只有一个或者数个片外的AD转换器。由此看来,CMOS在转换速度上非常具有优势,几千个AD同时进行转换,其总转换速度大大超过CCD。因此CMOS很容易实现高帧率。对于,一个200万像素的CCD要实现30帧已是一个很不容易的事情,通常需要两个通道才能勉强达到。而对于CMOS,200万像素达到上百帧是轻而易举的事情。例如QHYCCD出品的QHY5III290相机,在1920*1080下可以达到135帧每秒的读取速度。


高的帧率显然对于行星摄影非常有利。因为行星摄影需要在短时间内拍摄出尽可能多的帧,以便实现大量叠加的过程中挑选出瞬间视宁度好的照片。同时鉴于大行星的自转,也需要在短时间内完成拍摄。因此这使得CMOS在行星摄影领域大显身手。使得地面行星摄影的水平在近年来急速提升。

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全球著名行星摄影大师Chrisopher Go使用QHY290M相机拍摄的土星

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著名彗星猎手Terry Lovejoy)使用QHY183C相机在2018年的火星大冲阶段拍摄的火星,大冲前后的火星正处于一场全球范围的沙尘暴中。
但是通过通过图像叠加和增强处理,仍然可以清晰地看到火星上的一些细节
同时,CMOS的工艺使得CMOS可以用标准的半导体制程实现生产,而CCD则需要专用产线。因此CMOS的大批量生产更为容易,成品率更高,使得CMOS的价格较为低廉。如入门级的QHY5L-II CMOS相机APTINA的MT9M034 CMOS芯片,具有74%的量子效率和30帧@1280*960的帧率,价格仅为1280元/980元(黑白/彩色)。由于亲民的价格,精巧的外观以及QHYCCD专利的导星口设计,QHY5L-II还广泛的应用于导星,是目前使用非常广泛的入门型行星/导星相机,其外形和功能也被国内外多家厂商模仿。


当然,世界上很难找到绝对完美的事物。CMOS通过像素级的电容进行电荷到电压转换,以及大量列AD转换器进行数模转换,这样的读出方式也产生了一个问题,AD转换器以及电容都可能存在一致性问题,最终的结果导致了FPN(固定模板噪声)的出现。在早期的CMOS中,可以看到明显的竖直条纹。这就是以一种典型的FPN噪声。而电容的不一致性则会导致光强-输出值响应的不一致性。这不仅会增加噪声和图像粗糙感,也会导致天文数据的不准确性,严重影响科学数据的可靠性。而这种像素不均匀性,如果只是观察偏置场或者暗场,并不容易察觉。


QHYCCD是在业余天文摄影领域最早使用CMOS技术的厂商,早在2007年,就推出了采用镁光的MT9M001 CMOS芯片了一代QHY5,这个芯片的垂直条纹是较为明显的,虽然这个CMOS由于FPN噪声问题成像质量不是那么尽如人意,差点被我扔到垃圾桶里面,但是由于该FPN噪声对自动导星的计算影响不大,加之CMOS成本大大低于CCD,在自动导星领域大放异彩,成为首个在天文摄影领域大量使用CMOS相机,也是前一些年的主流导星相机。
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图:一代QHY5相机

解决FPN噪声的主要方法,除了改善半导体制程工艺,进一步提高相关部分的一致性之外,采用片上校准是目前较为普遍的现象,通过片上FPN校准电路,可以很好的校准垂直条纹。而通过片上CDS双相关采样,也可以在一定程度上减轻像素不一致性。近年来的主流CMOS传感器均采用了这一技术,例如QHY5III系列相机,以及QHY的制冷CMOS相机系列(QHY COLDMOS相机)所采用的SONY CMOS传感器,背景已经非常的均匀,看不到任何的条纹了。但是片上FPN校准仍然会引发另外一个问题,对于天文观测而言,我们希望得到的是最原始的数据,而片上校准可能会破坏掉数据的原始性,尤其是会对后期的图像校准流程产生困扰。因为每一次片上校准的标准都可能发生漂移。这个会导致最终图像的不确定性。
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图:二代QHY5L-II相机,其中QHY5L-II采用的MT9M034在片上FPN校准上,已经有显著进步,背景已经基本均匀。

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图:三代QHY5III相机所采用的SONY CMOS传感器的背景已经非常均匀。
现阶段,在专业的天文学界,把CMOS用于定量测量,如测光等,类似应用能否满足科学数据准确性的质疑仍然存在,这需要对CMOS器件进行更为广泛的测试与标定,需进一步的研究此类一致性问题。在这些问题尚未明了之前,科学家们仍然倾向于采用成熟稳定的CCD器件用于天文测量,如测光类应用。而在天文教学领域,选择CCD相机作为天文教学仍然是首选,这可以使用已经成熟几十年的CCD校准的标准流程,利于教学。当然,对于非测量类,例如暗弱目标检测,特别是曝光时间有限或者光子数有限的图像拍摄。CMOS则体现出其独有的优势---超低的读出噪声。
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QHY09000A

(图: QHY16803A和QHY09000A相机,采用4K*4K,9um像素芯片和3K*3K,12um像素芯片,该相机内置7孔滤镜轮,是中学天文台和高校天文台天文教学首选产品)



读出噪声是弱光成像仪器的一个重要指标。什么是读出噪声呢? 且听下回分解。








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