Die Auslesung der Ladung in einem CCD-Chip beginnt mit der Verschiebung aller Ladungen in den parallelen Registern um eine Reihe nach oben. Die oberste Reihe wird dabei in ein spezielles Register verschoben, das als Serielles Register bezeichnet wird. Dieses Register ist lichtgeschützt und daher vor der Verschiebung leer. Im nächsten Schritt wird die Ladung im seriellen Register nach rechts verschoben, wobei die Ladung im äußersten Pixel auf einen Kondensator übertragen wird. Dieser Kondensator, oft als Ausgangsknoten bezeichnet, ist ein MOS-Kondensator, dessen Spannung dann verstärkt und durch einen Analog-Digital-Wandler (ADC) in eine Zahl umgewandelt wird. Diese Zahl wird schließlich im Speicher eines Computers abgelegt. Nach der Messung wird die Ladung vom Ausgangsknoten entladen und die Ladung im seriellen Register erneut nach rechts verschoben. Dieser Vorgang wiederholt sich, bis alle Ladungen aus dem seriellen Register ausgelesen sind. Danach wird die nächste Reihe in das serielle Register verschoben und der Vorgang erneut durchgeführt. Am Ende wird eine Reihe von Zahlen im Computer gespeichert, wobei jede Zahl die Menge an Photonen widerspiegelt, die im jeweiligen Pixel während der Belichtung gesammelt wurde.

Die genaue Art und Weise, wie die Ladung entlang der parallelen und seriellen Register bewegt wird, hängt vom Typ des CCD-Chips ab. In einem typischen Drei-Phasen-CCD wird die Bewegung der Ladung entlang der parallelen Register durch das Anlegen von Spannungen an die Tore gesteuert, die die Breite des Chips überspannen. Wenn beispielsweise das Potential von φ2 höher als das von φ1 und φ3 gesetzt wird, werden Photoelektronen unter dem Gate φ2 eingefangen, während der Verschluss des CCD geöffnet ist und die Photonen gesammelt werden.

Ein wichtiger Aspekt der Funktionsweise eines CCD-Chips ist die Effizienz der Ladungsübertragung (Charge Transfer Efficiency, CTE). Diese beschreibt, wie gut die Ladung von einem Pixel zum nächsten verschoben wird. In der Praxis ist es unmöglich, eine 100%ige Effizienz zu erreichen, aber moderne CCDs müssen eine CTE von fast 1,0 aufweisen. Bei einer CCD mit einer Auflösung von 1024x1024 Pixeln muss der am weitesten entfernte Pixel von der Ausgangseinheit insgesamt 2048 Übertragungen durchlaufen, um seine Ladung zum Ausgangsknoten zu bringen. Um 99% der Ladung von diesem Pixel zu übertragen, muss die CTE über 0,999995 liegen.

Ein weiteres Problem, das die Qualität der CCD-Bilder beeinträchtigen kann, ist das sogenannte "Blooming". Dies tritt auf, wenn die Ladung eines Pixels über die Potentialbarrieren in benachbarte Pixel fließt, was besonders dann geschieht, wenn das Pixel die sogenannte "Full-Well-Kapazität" überschreitet. Blooming ruiniert nicht nur das Signal im betroffenen Pixel, sondern kann auch die Daten in den benachbarten Spalten des CCD-Chips beeinflussen. Dies wird durch sogenannte Kanalstopps verhindert, die verhindern, dass Ladung entlang der Zeilen fließt, sodass das Blooming in der Regel nur entlang der Spalten auftritt.

Die Qualität der Ladungsübertragung hängt nicht nur von der CCD-Hardware selbst ab, sondern auch von der Art der Struktur, die zur Sammlung der Photoelektronen verwendet wird. CCDs, die auf MOS-Kondensatoren basieren, haben eine Oberfläche, an der die Elektronen an der Schnittstelle zwischen dem Siliziumdioxid (SiO2) und dem Halbleiter eingefangen werden. Diese Oberflächenstruktur kann jedoch dazu führen, dass Elektronen an dieser Schnittstelle gefangen bleiben, was die CTE beeinträchtigt. Moderne CCD-Designs setzen daher auf sogenannte "Begrabene Kanal"-Strukturen, bei denen eine p-n-Diode unter der SiO2-Schicht platziert wird, um das Problem der Elektronenfallen zu vermeiden. Diese Designänderung hat sich als effektiv erwiesen und ermöglicht eine hohe CTE, die in modernen astronomischen CCD-Kameras von entscheidender Bedeutung ist.

Ein weiterer wichtiger Punkt, den der Leser verstehen sollte, ist, dass die CCD-Technologie ständig weiterentwickelt wird, um die Probleme wie Blooming, schlechte CTE und die generelle Effizienz der Bildaufnahme zu minimieren. Dies betrifft nicht nur die Verbesserung der Hardware, sondern auch die Fortschritte in den Softwarealgorithmen, die zur Bildverarbeitung verwendet werden. In der Astronomie und anderen Bereichen, in denen präzise Bildaufnahmen notwendig sind, spielt die Qualität der Ladungsübertragung eine entscheidende Rolle bei der Genauigkeit und Klarheit der resultierenden Bilder. Wenn also ein CCD-Chip eine niedrige CTE aufweist oder das Blooming nicht effektiv kontrolliert wird, kann dies die gesamte Bildqualität und die Fähigkeit, präzise Messungen vorzunehmen, erheblich beeinträchtigen.

Wie werden astronomische Koordinaten und Zeit definiert?

Stellen Sie sich vor, Sie beobachten eines Nachts durch ein Teleskop im Garten und entdecken, was Sie für eine Supernova halten. Um anderen zu zeigen, wo sie dieses Ereignis am Himmel finden können, müssen Sie die Position des Objekts im Himmel genau angeben. Diese Aufgabe erfordert die Anwendung eines Systems astronomischer Koordinaten, mit dem Astronomen die Lage von Himmelsobjekten auf der sogenannten himmlischen Sphäre spezifizieren.

Die himmlische Sphäre ist ein imaginäres Konzept, das uns dabei hilft, die Positionen von astronomischen Objekten in einem dreidimensionalen Raum zu visualisieren. Auf dieser Sphäre erscheinen die Sterne und anderen Objekte, und ihre Position kann durch zwei Winkel beschrieben werden. Das Koordinatensystem, das verwendet wird, um diese Winkel zu definieren, ist die sphärische Geometrie. Der grundlegende Aspekt hierbei ist, dass zur Bestimmung der Position eines Objekts nur zwei Winkel erforderlich sind, obwohl es verschiedene Methoden gibt, diese Winkel zu definieren. Ein wichtiges Kriterium bei der Definition eines Koordinatensystems ist die Wahl eines Ursprungs, der im Fall der Astronomie oft im Zentrum der Erde oder der Sonne liegt.

Das sphärische Koordinatensystem wird durch die Festlegung eines grundlegenden Niveaus (der sogenannten „fundamental plane“), einer grundlegenden Richtung und der Richtungen der ansteigenden Winkel definiert. Traditionell wird das xy-Ebene als fundamentale Ebene genommen, wobei der Winkel θ den Abstand von der positiven z-Achse und φ den Winkel im xy-Ebene darstellt. So ergibt sich eine Koordinatenform, die die Position eines Objekts auf der Sphäre eindeutig bestimmt.

Ein weiteres wichtiges Koordinatensystem in der Astronomie ist das Horizontkoordinatensystem, auch als Höhen-Azimut-System bekannt. Dieses System wird vor allem verwendet, um die Position eines Himmelsobjekts vom Standpunkt eines Beobachters auf der Erdoberfläche aus zu beschreiben. Der Ursprung des Koordinatensystems liegt dabei beim Beobachter, und die fundamentale Ebene ist die Erdoberfläche am Beobachtungsort. Die Höhe eines Objekts am Himmel wird durch den Höhenwinkel h und der Azimutwinkel A bestimmt, der die Richtung von Nord über Ost, Süd und West misst. Es ist ein einfaches und direkt anwendbares System, hat jedoch einige Einschränkungen. Ein Nachteil ist, dass die Koordinaten von der Position des Beobachters abhängen und sich auch im Laufe der Zeit aufgrund der Erdrotation ändern. Das bedeutet, dass ein bestimmtes Objekt zu unterschiedlichen Zeiten und an verschiedenen Orten unterschiedliche Höhen- und Azimutwinkel hat.

Ein weiterer wichtiger Aspekt der Astronomie ist die Bewegung der Himmelsobjekte. Da sich die Erde dreht, erscheinen die Sterne auf der himmlischen Sphäre zu bestimmten Zeiten im Osten, sie erreichen den höchsten Punkt am Himmel (den sogenannten „Transit“), und sinken schließlich wieder im Westen. Diese tägliche Bewegung ist direkt mit der Erdrotation verbunden und lässt sich als „diurnale Bewegung“ beschreiben. Diese Bewegungen beeinflussen die Position von Objekten am Himmel und machen es notwendig, die Koordinaten ständig zu aktualisieren. Interessanterweise ist die Zeit zwischen den Transiten eines bestimmten Sterns, die sogenannte „sidereale“ Tageslänge, im Durchschnitt 23 Stunden und 56 Minuten und damit etwa 4 Minuten kürzer als die Dauer eines „solaren“ Tages, der auf der Bewegung der Sonne basiert.

Doch die horizontale Koordinatenbestimmung ist nur eines von vielen Systemen, die in der Astronomie verwendet werden. Ein weiteres bedeutendes System ist das Äquatorialsystem, das unabhängig vom Beobachtungsort und der Rotation der Erde ist und daher für präzisere Berechnungen von Sternpositionen und die astronomische Navigation verwendet wird. Die Äquatorialkoordinaten beziehen sich auf die Position eines Objekts relativ zum Erdäquator und zum sogenannten „Frühjahrsäquinoktium“, einem fixen Punkt auf der himmlischen Sphäre. Diese Koordinaten sind nicht von der Position des Beobachters abhängig und bieten daher eine stabile Grundlage für die Bestimmung von Objekten am Himmel.

Neben den grundlegenden Koordinatensystemen spielen auch Zeit und das Verständnis der Bewegung von Himmelskörpern eine zentrale Rolle. Die Genauigkeit der Positionierung von Sternen und Planeten am Himmel erfordert ein tiefes Verständnis der Bewegungen der Erde sowie die Beachtung von Faktoren wie der Schiefe der Ekliptik und der jahreszeitlichen Veränderungen, die die Beobachtungen beeinflussen können. Daher ist die präzise Messung von Zeit, wie etwa durch die Bestimmung der Zeiten der Transite und die Korrektur von Bewegungen aufgrund der Erdabwicklung, ein unverzichtbarer Teil jeder astronomischen Berechnung.

Es ist außerdem wichtig zu verstehen, dass die Wahl des Koordinatensystems von der spezifischen Aufgabe abhängt. Für die allgemeine Beobachtung von Sternen und der Messung von deren Positionen ist das Äquatorialsystem am gebräuchlichsten. Für die Untersuchung von Objekten innerhalb unseres Sonnensystems werden jedoch häufig ekliptische Koordinaten verwendet, während galaktische Koordinaten bevorzugt werden, wenn es um die Bestimmung der Position von Objekten relativ zur Milchstraße geht.

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