NEP on huono luku kertomaan soveltuvuudesta kuvaamiseen - etenkin kun tuo 2.5e-15 on paras arvo 0-100kHz alueella. Tässä tapauksessa pitää integroida kohinateho ja silloin puhutaankin jo 1pW tasosta d=1mm detektorille, eli 140pW/cm^2. CCD:llä tuo arvo saattaa olla 15pW/cm^2 25°C lämpötilassa. CCD kun jäähdytetään -20°C, niin ollaankin lukemassa 0.25pW.
Alkuperäisessä suuruusluokkalaskelmassa arvioin, että kuormavastusta suurentamalla kaistanleveyttä voidaan pienentää. Suurta kaistaa ei tarvita, koska skannauksessa syntyy alle 100 Hz signaaleita. Siispä laskin kohinatehoksi 2.5e-14 W olettaen NEP:n kaistan yli integroidessa vakioksi, mistä 1 mm detektorille saadaan 3 pW/cm^2 huoneenlämmössä. Luulisin, että jäähdytys pienentää APD:nkin kohinaa, ainakin lämpökohinaa.
Geiger-moodi tuottaa tosiaan ison ja kohinaisen pimeävirran, mutta ehkä signaali-kohinasuhdetta maksimoidessa riittää tavanomainen vahvistus M = 20 - 100 ilman yksifotoni-ilmaisua. Käsittääkseni jännite ja lämpötila on stabiloitava vain näkökentän skannauksen ajaksi, jota pidempi aikasignaali voidaan pätkiä yksittäisiksi kuviksi. Tämä stabilointiaika on siis 1-10 sekuntia: mielestäni tunneista ei ole kyse. Muodostettuja kuvia voitaneen pinota kohinan poistamiseksi edelleenkin. Jos lämpötila-jännite-driftiä kuvien välillä on, niin se keskiarvoittuu. Irradianssikalibrointia ei voi tehdä, mutta kuvakentän suhteelliset harmaasävyerot säilynevät.
Varmasti APD on omimillaan juurikin laseretäisyysmittauksessa ja laserpulssijonon yksifoni-ilmaisussa, joissa suurta kaistanleveyttä vaaditaan.
Käytetäänpä sitten APD:tä tai tavanomaista fotodiodia, niin konseptilla voisi päästä kohtuullisen edullisesti kiinni NIR- ja SWIR-kanaviin (900 - 1700 - 2500 nm). Nämä matriisi-ilmaisimet maksavat neljä-viisinumeroisia summia helposti. InGaAS-APD-FPA:t ovat tulossa, mutta eivät vielä kaupassa.
Lisäyksenä. NEP:llä on minimiarvo, joka yleensä löytyy pieniltä taajuuksilta. Jos NEP-käyrän taajuusspektri voidaan mitata, signaali voidaan siirtää minimiin katkojalla ja kaistanpäästösuodattaa. Eli chopperi asetetaan kuvatasoon juuri ja juuri fotodiodin eteen. Chopperin taajuutta käyttäen voidaan mitata DC-tasosta nostettu signaali vaikkapa lukitusvahvistimella. Näin päästään huomattavasti alle lämpö- tai valkoisen kohinatason (mitataan siniaaltoa). Lukitusvahvistimen keskiarvotusajan tulee olla pienempi kuin signaalin nousuajat esim. tähden yli näkökenttää skannatessa. Toki pistekohinaan keinolla ei voi vaikuttaa. Chopperin kanttiaaltosignaalista menetetään korkeammat harmoniset taajuudet ja mittauksesta saadaan RMS-arvo. Niinpä irradianssin absoluuttiarvojen kalibrointi on työläämpää. Lukitusvahvistin toki nostaa mittausjärjestelmän hintaa.
Chopperin taajuuden tulee olla minimissään 100 Hz - 1 kHz, koska tällä välillä 1/f-kohina sulautuu valkoiseen kohinaan. Kaistanpäästösuodattamalla päästään eroon osasta keinovalaistuksen 50 Hz taajuudella tapahtuvasta välkynnästä, joka siroaa ilmakehästä teleskooppiin.
Valonkeräyskykyä, muttei kuitenkaan kulmaresoluutiota, voidaan kasvattaa asettamalla useita teleskooppeja rinnakkaan seuraamaan samaa kohdetta. Polttotasoon chopperin jälkeen tuodaan optinen kuitu. Jokaisen teleskoopin kuitu viedään kuituyhdistimeen, jonka ulostulokuitu asetetaan kiinni fotodiodiin. Nyt signaali on kaikkien teleskooppien summasignaali. Choppereilla on kuitenkin hieman eri pyörintänopeudet. Kaistanpäästösuodatuksen jälkeen signaalista otetaan Fourier-muunnos eri taajuisten signaalien löytämiseksi. Skannauksen aikasarjassa yksittäisten taajuusspektrien piikit erotellaan toisistaan. Kunkin teleskoopin yksilöidystä taajuuspiikkijonosta tehdään oma kuva teleskoopin näkökentästä. Kuvat sovitetaan laskennallisesti päällekkäin tähdet kohdistamalla. Näin teleskooppien pienet suuntauserot saadaan kompensoitua. Vaikka chopperissa menetetään puolet signaalista ja kuituheijastuksissa muutama prosentti, niin kaistanpäästösuodatuksessa ja Fourier-muunnoksessa päästään eroon suurelta osin valkoisesta kohinasta. Signaalia voidaan myös kerätä yhdestä kuvakentän pisteestä kauemmin verrattuna CCD:n maksimivalotusaikaan. S/N-paranee.
Lisäyksenä. Kuva-alan skannaus kannattaa tehdä tähtitieteellisissä havainnoissa mikromekaanisella peilimatriisilla ilman pyörityspeilejä. MEMS-peili asetetaan kuvatasoon kaukoputkessa. Mikropeilit kääntävät siihen tulevat säteet vinokulmaan kohti fotodiodia, joka kerää kaikki käännetyt säteet suuremman pinta-alansa tai apuoptiikan avulla. Kuitenkin vuorollaan yhtä pikseliä ei käännetä, vaan se näkyy fotodiodille mustana pikselinä (peilaa mustaa pintaa). Nyt MxN-pikselin peilin kuva konstruoidaan ratkaisemalla lineaarinen yhtälöryhmä A*X = B, jossa A = [MxN,MxN] yksikkönelilömatriisi, jonka diagonaali on nolla, ja B on [MxN,1] matriisi, jonka kukin alkio on peilin kaikkien pikselien summa miinus yksi vaihtuva pikseli. Jos tähdet dominoivat signaalia heikompien kohteiden kustannuksella, mikromekaaninen peili voidaan jakaa alikuviin jättämällä suurempi osa mikropeileistä kääntämättä. Kaukoputki voidaan suunnata kohteeseen asettamalla kääntöpeili ennen kuvatasoa. Kääntöpeilin tehtävänä on suuntauksessa kääntää säteet CCD:n kuvatasoon. Samalla tehdään tähtikartta mikropeilille, jos tähdet halutaan valottaa erillään taustasta.
Mikropeilimatriisin kanssa olisi kuitenkin parempi käyttää valomonistinputkea, jonka NEP > 2e-17 W/sqrt(Hz), kvanttihyötysuhde < 40 %, pinta-ala < 12 mm^2, aallonpituusalue 115 - 1700 nm ja bandwidth < 2e9 Hz. Koska taajuuskaista on suuri, signaalin katkominen ja suodattaminen ovat olennaisia.
Poissonin kohinaa voidaan vähentää, kun valotusta ja lukitusvahvistimen keskiarvotusta jatketaan kauemmin (verrattuna CCD:n varauskaivon täyttymiseen signaalista ja kohinasta). Lopulta kuva täyttyy fotoneista, koska pistekohina pienenee verrannollisena keskiarvotusajan neliöjuureen.
Aihe: Vyöryfotodiodin käyttö tähtikuvaukseen (Luettu 4507 kertaa)