微光探测EMCCD在高灵敏度星敏感器中的应用初探

第36卷，增刊红外与激光工程2007年9月1V bl．36S uppl e I ne nt I】叫艮a red a nd Las er Engi IK椭g Sep．2007微光探测E M C C D在高灵敏度星敏感器中的应用初探
龚德铸，王立，卢欣
(北京控制工程研究所，北京100080)
摘要：文中以微光探测为基础，阐述了微光探测的主流技术，重点突出EM C cD(El ec仃on M ul卸l yi I lg C C D)的结构、功能、优点，并以星敏感器运用为目的，初步进行了EM ccD的设计和计算。

关键词：微光探测；星敏感器；EM C C D
中圈分类号：1P212文献标识码：A文章鳙号：1007．2276(2007)增(探测与制导)．0534．06
D et ect i on of f l ai nt l i ght
E M C C D bas ed on s t ar s enS or
G O N G D e—zh u，Ⅵ後N G Li，LUⅪn
①卿il lg I nst i t I l t c o f
co岫l E ngi n∞血g'B蜘i ng10∞80，china)
A bs t r孔t：ne ani cl e is b鹪ed o n de眦t i ng of f{池t h曲t，cxpat i a血g tt l e m a i n t ec l l n0109y of it’
em phasi zi ng o n coIl fl gl l ra non，fI l nc t i on and adV孤t age of E M C C D，觚d deV el opi ng el em ent ar y des i gn锄d caJ cul adon of EM C C D．
K e y w or ds：D et ec缸ng
of触t l ight；S t a r s∞sor；EM C C D
O引言
微光图像传感器发展于20世纪60年代，大量用于军工、医疗和天文观测。

在航天领域，微光技术也有不少运用，如IC C D(像增强C C D)等，甚至包括目前最新的E M C C D，也即将进入太空。

如C A R SO采用C C D87的A STC l，2星敏感器经过辐照试验后，即将于2008年作为A M S一02试验的一部分运用于国际空间站。

1普通微光探测器件
微光探测器件有近50年的发展，种类繁多，下面简要介绍主流器件的组成结构和性能特点等有关问题‘11。

1．1电子轰击硅靶摄像蕾(S i T蕾)
如图1所示，前端阴极受到光照产生光电子，将目标光学图像转化成电荷图像，电荷图像受到电子透镜电场的聚焦和加速，高速轰击si靶使图像得到放大。

其缺点为分辨率低、Si靶过荷能量差、寿命短、不能剧烈振动。

图1Si T管
F i g．1Si T t ube
1．2电子轰击C C D(E B C C D)
如图2所示，微光图像通过光纤面板聚焦于光电阴极上，产生相应的电子图像，其受到几千伏的加速电压加速，轰击到C C D上使C C D各像元产生不同的信号电荷包。

其缺点为C cD需装在真空管内，在工艺上和操作上都很麻烦，且失去了固体成像器件牢固
投稿日期I2007哪．30
作●■介l龚德铸(19r77一)，男，贵州安顺人，工程师，从事航天成像式敏感器研究．E硼Ii l：gongdezhu@s i 觚啪
增刊龚德铸等：微光探测E M cC D在高灵敏度星敏感器中的应用初探535
可靠的优点。

C C D
图2倒像式E B C C D
Fig．2E B C C Dof i nve r t ed i m age
1．3像增蟊矗与C C D的栩合
如图3所示，微光图像通过光学物镜成像于光电阴极面上，完成光电转化产生相应的电子图像，其受到电子透镜形成的电场聚焦和加速，高速轰击到荧光屏上又转换为可见的光学图像，最终由高灵敏度ccD接收，这样可带来数十上百倍的增益，还可用多个像增强器级联(如图4)，进一步提高增益。

相对于下面要介绍的E M ccD，其缺点为体积较大、噪声高、分辨率低、工艺复杂且易损坏。

图3倒像式像增强器
F适．3I C C Di n ve n e d i m age f om l a t
Fl uo r e sc eⅡt
C at hode s c r c c n
图4二级像增强器用光锥与cC D耦合
Fig．4T w o I C C D co upl i n g by opt i c丽m blc
1．4多帧积累型C C D
简单地说，就是对同一目标进行多帧成像相加。

进行m帧图像累计，每个像元的电压值按功率关系相加的一般表达式为：
P=I∑V：l=∑V+2∑cl『瞒
L i=1J滓l f=l
式中：1<脚，扛1，2，…，，，l；G，为各电压间的相关系数，o<cf，<1。

由于信号中的随机噪声K是不相关的，服从泊松分布，e，=0，每个像元的噪声功率为：
广m12m
Ⅳ=I∑匕I=∑％2=m K2
L卢1J f_l
各帧图像在同一位置的信号是相同的，设为K，G，=1，m帧图像累计后信号功率为：
m l。

．
s=I∑K；l=【m K】2=m2K2
L f_l J
功率信噪比为：
1，2
田V R=s／Ⅳ=m2K2／m K2=m鲁
可见，经过m帧累计后信噪比提高了m倍。

其缺点为响应速度低，不符合当前高更新率的发展趋势。

2E M C C D
2．1结构组成
普通C C D的芯片构造如图5所示。

EM c C D的芯片结构如图6所示。

图5普通C C D的芯片构造
Fig．5a卸conf o衄at i∞0f g∞e删C C D
图6EM C C D的芯片构造
F置g．6Q岫conf；DⅢIa l i on of E M C C
D
536红外与激光工程：光电探测与制导技术的发展与应用第36卷
EM ccD属于帧转移C C D，首先在积分周期内，在成像区将光子转化成电荷，接着将电荷转移到存储区，再转移到读出寄存器，接着转移到倍增寄存器，并在其中使电子倍增，最后通过低噪声读出放大器转换成电压输出。

以上五个步骤，一二三五步骤与普通C C D相同，在第四步中，对累加积存器施加高电压约50V，使得电子通过时产生碰撞电离效应，从而产生新电子，通过多次累加，实现信号电子的倍增。

如图7所示，电子数量在经过两次倍增转移后已经大大增加，E M cC D总共约有600级转移，最大增益可达1000倍。

E M C C D的信号放大属于C C D结构内部的电子倍增，而不是通过外部器件放大信号，这样EM ccD 在外形上与普通C C D一样，但与I ccD、EB C C D、s i T管等相比，有体积小、可靠性高、抗振动、工艺简单、使用方便等优势。

图7EM C C D电子倍增
Fig．7E l c c灯on m ul卸l yi ng0f E M C C D
2．2噪声分析
噪声是衡量ccD性能的重要指标。

降低噪声，等效于提高了c cD的灵敏度。

E M CC D在十几兆赫兹输出速率下，等效读出噪声<1e。

E M ccD的噪声源有【2J：(1)光子入射噪声。

由于光的量子属性，光子入射噪声不可避免。

入射s光子，产生√S噪声。

(2)暗电流噪声。

暗电流ⅣD由热暗电流D和时钟引发电荷C两部分组成，ⅣD=D+c。

暗电流噪声为√ⅣD。

(3)读出噪声。

读出噪声Ⅳa来源于读出放大器，与输出频率成正比。

对一般ccD说，当输出频率较高时，Ⅳa是主要噪声。

(4)电子倍增增益的噪声。

在电子倍增模式下，由于电子倍增的随机属性，额外的噪声被引入。

额外的噪声因子，=、协(1+口)，口为每级倍增增益的概率，在500～6册级增益时，口远小于1，F=√2。

(5)硎c噪声和1矿噪声。

系统
采用双采样电路可以抑制删c噪声和1矿噪声，计算中忽略。

对于EM C C D，由于电子倍增的作用，读出噪声对总噪声的贡献被很好地抑制。

总噪声Ⅳ如下表示：
Ⅳ=√ⅣD，2+s F2+(Ⅳa2，G2)(1)式中：G为电子倍增增益，当其足够大时，Ⅳa被有效抑制。

设读出噪声被抑制到其它噪声的10％，如下式表示：
(ⅣD F2+S F2)×10％=Ⅳ口2／G2(2)由公式(1)和(2)推出C C D总噪声为：
Ⅳ=√(％F2+s，2)×1．1(3) 2．3S N R分析
要提高图像质量，就必须提高SN R。

对于一般C C D来说，SN R简单表示如下(背景噪声等不计)：～寺南㈤对于融伦C D来说，根据公式(3)、(4)推出SN R如下表示：
～=熹2丽蒜㈣
从公式(5)可以看出，与普通C C D相比，EM C C D 在电子倍增模式下，信号值变大G倍，但噪声值并没有增大G倍(远小于G)，读出噪声部分更是被大大减弱。

总之，EM C C D的SN R得到明显增加，探测灵敏度和微光图像质量都有明显的增强。

SN R前后变化的效果如图8所示。

图8S N R的改变
F i g．8S N R ch柚gi ng
2．4倍增增益分析
在E M ccD中，当电子进入累加积存器发生碰撞电离时，每一个单元的电离数量，即E M倍数是随机的，约为1．01～1．015。

理论上每次都不一样，但概率上，其值固定在一个范围。

同时对于累加积存器发生碰撞电离的级数也可以控制，即控制E M级数。

所以能保证最终的增益值。

具体来说，可以通过调整倍增时序R谚2H v电压幅值来控制增益。

图9表示聊2H V与脚l，2／3的相位关系。

注意，R谚2H V
的峰
增刊龚德铸等：微光探测E M ccD 在高灵敏度星敏感器中的应用初探
537
值对应即1的下降沿，电压误差在±30
m V 内才能
保证增益±5的误差‘31。

<N
／
＼＼
50
V
／
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’、Pcak va l u 8
／．
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√～’Ⅱdlal I Ing ＼
，
、再I
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，、片2
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月们
／
、
图9倍增时序R 谚2H V
Fig ．9
M ul 卸1yi ng
t i II l i ng R 口2H v
3
基于EM C C D 的星敏感器初步设计
3．1需求
高灵敏度星敏感器需要对微弱恒星实现成像，微
光探测技术在此领域具有很强应用前景。

传统的微光技术都有其自身的缺点，不是星敏感器的最优选择方案。

对于C C D 星敏感器，探测目标是微弱星光，C C D 噪声决定了可探测的最小信号，要提高星敏感器的探测灵敏度，提高SN R 是关键。

要提高S N R ，首先要保证输入信号的质量，一
般可通过以下几方面做到：(1)抗反射玻璃；(2)真
空入射环境；(3)100％面积感光的n 几L 邢啪芯
片：(4)背照式芯片结构，提高接收效率；(5)长时
间积分处理。

再者，尽量减少系统噪声信号，一般可通过以下
几方面做到：(1)制冷环境；(2)降低暗电流。

理论上，拍摄静止的物体使用长时间积分，甚至多帧积累方法可以得到满意的结果，但往往受到目标运动、要求高更新率等条件限制，入射信号无法通过积分得到增强。

对于这些传统微光C C D 棘手的问题，只能改变
C C
D 芯片构造从电荷形成、转移的内部过程入手，在信号读出之前，有规则地产生新电子，从而提高有
效信号值。

这就是选择EM C C D 的原因。

3．2
E M C C D 选型
通过对多种EM C C D 的性能比较，并根据星敏感
器的特性，选择背照式E 2V 公司的C C D 201为星敏感器感光芯片。

C C D 201的主要指标如下：大面阵
l 024×l
024；背照式，量子效率达90％以上；中波
段覆盖；蹦O 型，低暗电流；15M H z 输出速率下，
等效输出噪声<l e 。

；两个输出放大器，可正常输出
和高增益输出；增益倍数达1000倍；额外噪声因子
，=√乏；峰值电荷80
ke ’／pi xel ，寄存器电荷容量
730
ke _／pi xe l ；操作温度一120～+75℃嗍。

量子效率
Q E 与被倍增时序分别见图10、图11。

述
拳
暑
‘5
{量
o
g 皇
C
g
o
W a veI
e ng t h
i nm p
图10
C C
D 201的Q E
Fi g ．10
C C
D 201Q E
月Ⅷ¨
图11
C c
D 201倍增时序R 口2H v
Fi g ．11
M ul t i pl ym g
t i Ⅱl i ng R
谚2H V of C C D 20l 3．3
EM C C D 电路设计
可见光波段的星图通过透镜，照射到EM C C D
上，光子转换为电子，电子经过倍增再转换为电压模
拟信号输出。

该原始信号经视频信号处理电路进行视
频处理，转换成数字差分信号，存入图像存储器中，供D P u 进行处理、计算，最后得到卫星的姿态数据。

EM C C D 电路包括时序电路、驱动电路、视频处理电路、差分输出电路、二次电源电路，图12为电路系统框图。

T i m i n g ion ‘，噜^i E a I
s l gnaI
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D i ff c ，c 。

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—广]广
图12电路系统框图
Fi g ．12‘C i r cl l i t
sys t em skea ch m
a p
538红外与激光工程：光电探测与制导技术的发展与应用第36卷
时序电路主要由FPG A产生cc D所需的时序信号以及后端电路所需的同步信号和控制信号；驱动电
路接收时序信号，输出能驱动C C D工作的驱动时序；视频处理电路接收C cD输出的原始模拟信号，进行去直流、cD s、折线放大、偏置调整、A D转换等处
理，转换成数字信号；差分输出电路则将数字信号转
换为便于传输的差分信号送D PU处理；二次电源电路接受一次电源，输出C C D所需的多种电源和其他电路所需的电源。

3．4．倍增增益选择
倍增增益G值的正确选用对于优化C C D性能是重要的。

其值过低，不能有效消除系统读出噪声；其
值过高，减弱可探测的峰值，对小信号有不必要的灵敏度。

根据波长旯的单色辐射出射度为：
』I彳(兄，丁)=27c庇c2兄-5[exp(克c／名k丁)一1]-1(6)式中：名=6．626×10。

34J．s为普朗克常数；c=3×108n体为真空光速；‰=1．38×10。

23JⅨ为波尔兹曼常数；r
=5800K(很多恒星温度接近太阳)，波长范围400～800眦。

光子能量为：
E=庇c／旯(7)单位时间、单位面积恒星辐射能量对应的光子数为：
N蜘=M陋(8、)由公式(6)～(8)算出0等恒星的辐射响应为：
Ⅳo曲ot o=13()00e‘／H l ln2s(9)该值同试验结果接近，被视为经验值【5】。

推出12等恒星的辐射响应为(假设探测12等恒星为目标)：
^，／
Ⅳ12蝴=州帅％气12=o．218e。

／姗2．s(10)
星敏感器光学镜头参数假设为：相对孔径1．4，厂=56m m，D=40衄，孔径面积A】=1257删n2，透
过率死=0．75；波长范围400～800nm。

C cD的妒三80％，曝光时间r=O．1s。

C C D接收星光信号光子数ⅣD h埘为：
Ⅳ曲卅=A×互×Ⅳ品。

幻×r×Q E(11)星光信号为一点目标，考虑采用亚像元细分技术对质心精度计算的要求，星点光斑要覆盖一定的像元数，那么探测到的光斑中心像元的能量大小与光斑的大小有关，用能量集中度K表示光斑中心像元占光斑能量的百分比。

≮。

泔=Ⅳpl l司×k／E0=ⅣplI爿×置(12)代入公式(11)，得到光斑中心像元接收的电子数：
s=A×五×Ⅳ曲咖×丁×Q匠×K(13)
一般质心精度计算采用3×3窗口，光斑大小一般要占4个像元，K值为0．25～O．4，取0．3【6】o
由公式(9)、(10)、(13)推出1个像元在一帧内接收的0或12等星光信号光子数为：
&=294138e一(14)
S2=4．9e一(15)对于C C D201，暗电流260e．，p仅e l／s(293K)，读出噪声和为43e’，制冷到一20℃(弛253K)。

根据暗电流计算公式(Q d0为293K的暗电流)。

堕：1．14×106丁3e硼。

／r(16)
纰
得到—20℃暗电流。

Q=1．25e‘，pi x叫s。

1个像元一帧产生的暗电流为：1．25e’，pi xel／s×0．1s=o．125e’。

此外有固定暗电流0．1e。

／pi xel，砌m e，得到总暗电流。

ⅣD=0．225e。

／pixe舭(17)根据公式(2)得到：
(ⅣD F2+s F2)×l O％=Ⅳ：2，G2
Ⅳ|D F2+-S2F2=2×O．225+2×4．9=10．25e—
G2√4％胍×10％=43倍(18) 3．5灵敏度计算
实现最佳探测的原则是在一定条件下，获取最大的探测率和最小的虚警率，比如当要求探测率大于99．9％，虚警率小于0．1％时，可求得信噪比阈值琵N R 为8．1。

对于星敏感器而言，对恒星目标实现有效探测，应满足以下判据唧：
彤‰cD2嵩≥瓦NR(19)根据公式(19)和公式(5)得出：‰寺丽‰况㈣，砖N R=8．1，G=43，严=2，ⅣI)_0．225。

由公式(20)得到：
增刊龚德铸等：微光探测E M cC D在高灵敏度星敏感器中的应用初探539
—』兰竺一：8．1
√(o．45+2s)×1．1
S=0．18e一
即星敏感器探测灵敏度为0．18个光电子。

由公式(14)，根据：’
垒堕：幽：2．5z
——_：——一=一=Z．1
％呦O．18
推出x=15．6。

即星敏感器可探测15．6等恒星。

3．6难点分析
(1)高速50V正弦驱动信号
如图9所示，EM C C D的倍增特性需要一个高速50V正弦驱动信号，这在电路的实现上有一定难度。

但已有不少商用仪器(如面ncet on公司的成像仪)已经克服该难点，可以利用并转换为航天级技术。

(2)C C D抗辐照性能
EM C C D，包括C C D201没有明确的抗辐照参数。

但引言中提到cA R SO的A ST C l／2星敏感器已经过辐照试验即将上天，可见EM C C D的抗辐照性能有一定保障性。

通过筛选、抗辐照加固以及辐照试验，能确认并保证其抗辐照性能。

4运用展望
对比说明微光探测的主流技术，突出了EM cC D 的特性原理。

从噪声着手，分析了倍增增益和信噪比，并初步假设计算了EM C C D星敏感器的探测灵敏度。

从计算结果看出，E M C C D应用于星敏感器的探测灵敏度水平为15．6等恒星，体现了EM ccD运用在星敏感器等航天微光探测器领域的优势。

由于EM C C D 的高灵敏度，可以大大缩短积分时间，因此可以满足高更新率姿态与导航敏感器的发展需求。

EM C C D极高的探测灵敏度，非常适用于恒星敏感器、小行星导航敏感器、行星／恒星导航敏感器等航天微光探测器，可以预见EM C C D在航天领域将有广阔的发展前景。

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