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CCD发明人—2009年诺贝尔物理学奖获得者

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2012-02-15
专业研讨

乔治·E·史密斯

乔治·埃尔伍德·史密斯(George Elwood Smith,1930年5月10日-),美国物理学家,2009年诺贝尔物理学奖得主之一。

史密斯出生于美国纽约州白原市。1959年获得芝加哥大学物理博士学位,此后进入贝尔实验室工作,一直至1986年退休。1969年,他与加拿大出生的物理学家威拉德·博伊尔共同发明电荷耦合元件(CCD)。2009年,史密斯与博伊尔和高锟三人共同获得诺贝尔物理学奖。

国际电子领域最重要奖项“George E. Smith大奖自2002年设立,由计算机工程、电子、电讯、电力、宇航等领域的世界级最高权威机构——国际电机电子工程师学会颁发,每年一次,旨在奖励该年度世界电子领域最有贡献和创新的科研人员。

 

Dr. Willard Boyle 和George Smith(右)

威拉德·博伊尔(Willard S Boyle,1924年8月19日-),加拿大物理学家,2009年诺贝尔物理学奖得主之一。

博伊尔出生于加拿大新斯科舍省的阿默斯特(Amherst)。1947年、1948年和1950年分别在麦吉尔大学取得理学学士学位、理学硕士学位和博士学位。1953年,他加入贝尔实验室工作。1969年与美国物理学家乔治·E·史密斯共同发明电荷耦合元件(CCD)。2009年,博伊尔与乔治·E·史密斯和高锟三人共同获得诺贝尔物理学奖。

 

·• 现代天文仪器之CCD

·• 参考文献

个人简介

George Elwood Smith (born May 10, 1930) is an American scientist and co-inventor of the Charge-coupled device. He was awarded a quarter-share in the the 2009 Nobel Prize in Physics for "the invention of an imaging semiconductor circuit – the CCD sensor".

 

Smith was born in White Plains, New York, and attained his B.S. at the University of Pennsylvania in 1955 and his Ph.D. from the University of Chicago in 1959. He worked at Bell Labs from 1959 to 1986, where he led research into novel lasers and semiconductor devices.

In 1969, Smith and Willard Boyle invented the Charge-Coupled Device (CCD), for which they have been joint recipients of the Franklin Institute’s Stuart Ballantine Medal in 1973, the 1974 IEEE Morris N. Liebmann Memorial Award, the 2006 Charles Stark Draper Prize, and the 2009 Nobel Prize in Physics.

主要资料

George E. Smith 
Born May 10, 1930 (1930-05-10) (age 79)
White Plains, New York 
Nationality  United States 
Fields Physics 
Institutions Bell Labs 
Alma mater University of Chicago (Ph.D. 1959)
University of Pennsylvania (B.S. 1955) 
Known for Charge-coupled device 
Notable awards IEEE Morris N. Liebmann Memorial Award (1974)
Draper Prize (2006)
Nobel Prize in Physics (2009)

三位科学家分享诺贝尔物理奖 高锟获一半奖金

 

 

华人科学家高锟(资料图)
    快讯:2009年诺贝尔物理奖三人分享 “光纤之父”高锟获奖

  中新网10月6日电 瑞典皇家科学院6日宣布,华人科学家高锟(Charles Kao)以及两名美国科学家韦拉德-博伊尔(Willard Boyle)和乔治·史密斯(George Smith)获得2009年诺贝尔物理学奖,以奖励他们在光纤和半导体领域上的开创性研究。

  他们将分享1000万瑞典克朗(约合140万美元)的奖金。其中高锟将获得一半的奖金,另外两名获奖者平分另外一半奖金。

    高锟个人简历

  高锟 (Charles K.Kao),光纤通讯、电机工程专家。美国国籍。1933年,高锟出生于上海金山的一个书香世家,父亲是国际法庭的律师,弟弟高铻,一家住在法租界一栋三层高的房子。入学前,父亲聘请老师回家,教导高锟和高铻,诵读四书五经。10岁,高锟就读世界学校(即今日的国际学校),需要读中文之外,也要读英文和法文,学校聘请留法的学者回来教授,高锟开始接触中国之外的人事文化,他说:“影响很大!”。1957年、1965年先后获英国伦敦大学电机工程学学士、博士学位。1970年迄今任香港中文大学教授,1987-1996年任该校校长。美国国家工程院院士、英国皇家工程科学院院士、英国皇家艺术学会会员和瑞典皇家工程科学院外籍院士,台湾“中央研究院”院士。高锟教授1966年在《光频率介质纤维表面波导》论文中开创性地提出光导纤维在通讯上应用的基本原理,描述了长程及高信息量光通讯所需绝缘性纤维的结构和材料特性。同时开发了实现光通讯所需的辅助性子系统。在单模纤维的构造、纤维的强度和耐久性、纤维连接器和耦合器以及扩散均衡特性等多个领域都作了大量的研究,而这些研究成果都是使信号在无放大的条件下,以每秒亿兆位元传送至距离以万米为单位的成功关键。

  1996年当选为中国科学院外籍院士。

电荷耦合元件

 

电荷耦合元件 (CCD,Charge-coupled Device)是一种积体电路,上有许多排列整齐的电容,能感应光线,并将影像转变成数位讯号。经由外部电路的控制,每个小电容能将其所带的电荷转给它相邻的电容。CCD广泛应用在数位摄影、天文学,尤其是光学遥测技术、光学与频谱望远镜,和高速摄影技术如Lucky imaging。

 

 

Willard Boyle

发展史
CCD是於1969年由美国贝尔实验室(Bell Labs)的维拉·波义耳(Willard Boyle)和乔治·史密斯(George E. Smith)所发明的。当时贝尔实验室正在发展影像电话和半导体气泡式记忆体。将这两种新技术结起来後,波义耳和史密斯得出一种装置,他们命名为「电荷『气泡』元件」(Charge "Bubble" Devices)。这种装置的特性就是它能沿着一片半导体的表面传递电荷,便尝试用来做为记忆装置,当时只能从暂存器用「注入」电荷的方式输入记忆。但随即发现光电效应能使此种元件表面产生电荷,而组成数位影像。

到了1970年代,贝尔实验室的研究员已能用简单的线性装置捕捉影像,CCD就此诞生。有几家公司接续此一发明,着手进行进一步的研究,包括快捷半导体(Fairchild Semiconductor)、美国无线电公司(RCA)和德州仪器(Texas Instruments)。其中快捷半导体的产品率先上市,於1974年发表500单元的线性装置和100x100像素的平面装置。

2006年元月,波义耳和史密斯获颁电机电子工程师学会(IEEE)颁发的Charles Stark Draper奖章,以表彰他们对CCD发展的贡献。

应用
含格状排列像素的CCD应用於数位相机、光学扫瞄器与摄影机的感光元件。其光效率可达70%(能捕捉到70%的入射光),优於传统菲林(底片)的2%,因此CCD迅速获得天文学家的大量采用。

影像经透镜成像於电容阵列表面後,依其亮度的强弱在每个电容单位上形成强弱不等的电荷。传真机或扫瞄器用的线性CCD每次捕捉一细长条的光影,而数位相机或摄影机所用的平面式CCD则一次捕捉一整张影像,或从中撷取一块方形的区域。一旦完成曝光的动作,控制电路会使电容单元上的电荷传到相邻的下一个单元,到达边缘最後一个单元时,电荷讯号传入放大器,转变成电位。如此周着复始,直到整个影像都转成电位,取样并数位化之後存入记忆体。储存的影像可以传送到印表机、储存设备或显示器。经冷冻的CCD同时在1990年代初亦广泛应用於天文摄影与各种夜视装置,而各大型天文台亦不断研发高像数CCD以拍摄极高解像之天体照片。

 

CCD在天文学方面有一种奇妙的应用方式,能使固定式的望远镜发挥有如带追踪望远镜的功能。方法是让CCD上电荷读取和移动的方向与天体运行方向一致,速度也同步,以CCD导星不仅能使望远镜有效纠正追踪误差,还能使望远镜记录到比原来更大的视场。

一般的CCD大多能感应红外线,所以衍生出红外线影像、夜视装置、零照度(或趋近零照度)摄影机/照相机等。为了减低红外线干扰,天文用CCD常以液态氮或半导体冷却,因室温下的物体会有红外线的黑体幅射效应。CCD对红外线的敏感度造成另一种效应,各种配备CCD的数位相机或录影机若没加装红外线滤镜,很容易拍到遥控器发出的红外线。降低温度可减少电容阵列上的暗电流,增进CCD在低照度的敏感度,甚至对紫外线和可见光的敏感度也随之提升(信噪比提高)。

温度杂讯、暗电流(dark current)和宇宙辐射都会影响CCD表面的像素。天文学家利用快门的开阖,让CCD多次曝光,取其平均值以缓解干扰效应。为去除背景杂讯,要先在快门关闭时取影像讯号的平均值,即为"暗框"(dark frame)。然後打开快门,取得影像後减去暗框的值,再滤除系统杂讯(暗点和亮点等等),得到更清晰的细节。

天文摄影所用的冷却CCD照相机必须以接环固定在成像位置,防止外来光线或震动影响;同时亦因为大多数影像平台生来笨重,要拍摄星系、星云等暗弱天体的影像,天文学家利用"自动导星"技术。大多数的自动导星系统使用额外的不同轴CCD监测任何影像的偏移,然而也有一些系统将主镜接驳在拍摄用之CCD相机上。以光学装置把主镜内部份星光加进相机内另一颗CCD导星装置,能迅速侦测追踪天体时的微小误差,并自动调整驱动马达以矫正误差而不需另外装置导星。

彩色相机
一般的彩色数位相机是将Bayer滤镜加装在CCD上。每四个像素形成一个单元,一个负责过滤红色、一个过滤蓝色,两个过滤绿色(因为人眼对绿色比较敏感)。结果每个像素都接收到感光讯号,但色彩解析度不如感光解析度。

用三片CCD和分光棱镜组成的3CCD系统能将颜色分得更好,分光棱镜能把入射光分析成红、蓝、绿三种色光,由三片CCD各自负责其中一种色光的呈像。所有的专业级数位摄影机,和一部份的半专业级数位摄影机采用3CCD技术。

截至2005年,超高解析度的CCD晶片仍相当昂贵,配备3CCD的高解析静态照相机,其价位往往超出许多专业摄摄影者的预算。因此有些高档相机使用旋转式色彩滤镜,兼顾高解析度与忠实的色彩呈现。这类多次成像的照像机只能用於拍摄静态物品。

相互竞争的科技
近年来,利用互补金氧半导体(CMOS)的制程,已能制造实用的主动像素感测器(Active Pixel Sensor)。CMOS是所有矽晶片制作的主流技术,CMOS感光元件不但造价低廉,也能将讯号处理电路整合在同一部装置上。後一特性有助於滤除背景杂讯,因为CMOS比CCD更容易受杂讯干扰。这部份的困扰现时已渐渐解决,这要归功於使用个别像素的低阶放大器取代用於整片CCD阵列的单一高阶放大器。CMOS感光元件还有一个优点,它的耗电量低於CCD。

现代天文仪器之CCD

CCD简史

1969年,贝尔实验室的George Smith和Willard Boyle将可视电话和半导体泡存储技术结合,设计了可以沿半导体表面传导电荷的“电荷‘泡’器件”(Charge “Bubble” Devices),率先发明了CCD器件的原型。

 

CCD的发明者George Smith和Willard Boyle(图片提供:Bell Labs)

当时发明CCD的目的是改进存储技术,元件本身也被当作单纯的存储器使用。随后人们认识到,CCD可以利用光电效应来拍摄并存储图象。贝尔实验室在1970年进行了相关实验。CCD阵列是由喷气推进实验室于1972年研制成功的,尺寸是100*100像元。商业CCD也在同一时期由Fairchild公司推出。当时的CCD增益非常低,只有百分之零点几,比照相底片稍高。

1979年,基特峰国家天文台的1米望远镜安装了RCA生产的320*512像元制冷CCD。它的量子效率远高于前,再加上线性度较好,很快得到了天文界的青睐,取代底片而逐渐成为探测器的主流。

为解决CCD蓝端灵敏度差于红端的缺陷,薄型背照式CCD也被开发了出来。结合半导体加工工艺的进步,现今的CCD一直向大面积、高灵敏度、高动态范围、低噪声和宽频响的方向发展。

 

现代CCD芯片外观(图片提供:JPL / NASA)

组成结构

CCD器件主要分为3部分,即光敏像元、电荷存储和电荷转移。

对于光学CCD,光敏像元一般由半导体硅制成,其可探测的最大波长为1.12微米。红外CCD则可以使用本征半导体和掺杂半导体两类,后者带隙能较低,适用于中远红外波段,不过缺点是必须工作在极低的温度下。高能X射线探测器可用掺杂硅制成。

电荷存储是运用的金属—氧化物—半导体电容,金属电极加在氧化物绝缘层上,绝缘层下的半导体一般采用P型硅,结构可见下图所示:

 

从实测天体物理学课件里抽出的CCD结构图

光学CCD的电荷存储在半导体和绝缘层之间的界面处,称为表面沟道CCD。而高能CCD的电荷是存储在较深处的,叫做沟道CCD。

为实现电荷转移,通常使用电荷耦合的方法。传统做法是三相CCD,即每3个电容中只有一个用于存储电荷,只要按一定规律依次改变各电极的电压,就可以实现这一目的。更新的技术是两相或四相探测器,有一半的电容可以存储电荷,不过其结构和制作要更为复杂。或者也可以采用帧转移技术,其优势在于快速读取。

将光敏像元阵置于电荷存储转移系统之上,并在二者之间用门加以控制,就构成了CCD芯片的核心

为增大探测面积,目前的大型望远镜还经常将多块CCD芯片拼接起来,组成CCD阵列,下图为一个例子。

 

CCD阵列(图片提供:http://www-ccd.lbl.gov/

对于天文CCD,为了降低噪声,制冷也是不能忽略的因素。专业天文台一般采用液氮制冷,设备为杜瓦瓶;业余观测用的CCD多采用电制冷,是利用热电效应实现的。

除却芯片本身,CCD探测器还有一系列附属设施,如放大电路、驱动电路、电源等,在此就不一一详述了。 

工作原理

光学CCD是基于光伏效应设计的,即光照导致半导体PN结两侧的电势发生改变。红外CCD则有光伏效应与光导效应两种。这一部分主要是针对光学CCD的。

对于硅制成的光敏像元,在红端是穿透率过高,到达电荷存储区之前就已经发生复合,故量子效率下降;在蓝端则是由于辐射的穿透率差,加之芯片正面电极的反射和散射,量子效率也不高。蓝端探测效率的改进可以借助背面入射,并覆盖光学透明的荧光材料来实现。

电荷存储是在电极上加以正偏压,一旦此偏压大于P型半导体的阈值电压,半导体内的电子就会被吸引到半导体与绝缘体的分界面上,形成高浓度的反型薄层,之下则是带负电的耗尽层。反型层结构就是CCD的电子存储区。

至于CCD信号的读出过程,不妨先看看下图,再看解释:

 

图中黄色为电子,红、绿、蓝三色分别表示不同的电极。初始时,每个电极所加电压都高于阈值,其中有一电极的电压较高(记为1号),其下存储有电子。若要将电子向右转移,需要先将右侧一电极的电压升高至与1相同,其电子存储区与1号电极合并,电子即均匀分布在两个电极之下。然后将1号电极电压降低,电子右移一个电极。如各个电极电压均作类似变化,电子就可以一直向右转移,最后由寄存器读出,并根据需要被放大或转换。

天文CCD一般为黑白,基本没有有彩色CCD,彩色图象一般是多色合成得到的,故对后者不详述。 

观测准备

CCD观测的一大优势是其数字化,便于进行数据处理和分析。不过这并不是说可以用CCD直接观测,得出的数据可以直接用来分析。正式观测前的准备工作还是相当必要的。

对于CCD来说,主要的准备工作包括测量平场、暗流和本底,其中又以平场最为重要。这是CCD各像元感光不均匀性的表现,且随波长不同,平场特性也有所不同。测量方法是将CCD对准均匀光源(如无星的天空或照明均匀的白布)曝光,且应该按照观测需要加以相应的滤光片。暗流是CCD芯片中半导体热扰动产生的电子所致,与光电子不能区分,需要获取未曝光时的电子潜像来测得。本底则是电容上施加的偏置电压所致,可以用零秒曝光的方法测定。

图片就不另外搜寻了,索性把某次观测的结果拿出来好了:

 

左上:平场,左下角的较低数值应为白布光照不均所致;右上:暗流;左下:本底;右下:读出噪声,由两张同样条件的图象相减而得

具体处理方法是将原始图象减去本底和暗流,再除以平场。不要以为拿图象来直接加减乘除很复杂,其实每张(单色)图象可看作一个数组,用数组中的数据进行计算不是多困难的事情吧……

当然,进行上述计算的前提是CCD有很好的线性度。虽然CCD的线性度只适用于某一光强范围之内,不过总的来说还是相当不错的,这也使得通过简单计算扣除CCD自身特性的影响成为了可能。 

当然,CCD也并非万灵药。在一些需要快速反应或光强极低的的场合,如切伦科夫望远镜和中微子探测器上,CCD是不适用的。而由于读出时间较长,对于实时监测,CCD也不如光电管来得方便。不过随着CCD性能的不断提高,其使用的范围也越来越广。实际上,如今不使用CCD的天文观测领域已经是少而又少了。

参考文献

http://www.soobb.com/Destination_Wiki_83635.html
http://en.wikipedia.org/wiki/George_E._Smith
http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2009/index.html
http://bzhang.lamost.org/website/archives/modern_instr_ccd/

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