天文攝影的感光元件 (5) : QE及暗電流
----------
oldmiow
天文攝影單元式入門教學系列
天文攝影的感光元件 (5) :
QE及暗電流
在前四篇文章中介紹了天文攝影使用的兩類感光元件 - CCD以及CMOS感光元件，以及感光元件的兩樣表面上直觀的參數 - 尺寸以及像素大小，在不改變望遠鏡光學端的情況下，感光元件的尺寸影響了影像對應天空的視野；而像素大小影響了對天空採樣的精細程度 (每一個像素的視野) ，接下來幾篇文章將深入感光元件本身，介紹其內在參數和特性，最後在 天文攝影的感光元件 (7) : ADC、雜項與總結 會透過這些參數和特性總結說明感光元件的性能差異，以及CCD與CMOS感光元件之間的性能區別。
§QE 量子效率
QE (Quantum efficiency) ，也就是量子效率，最高100%，影響進入像素感光區的光子有多少機率會產生信號電子，比如QE是60%，意味著大概100個光子進入像素感光區，會產生大概60個信號電子儲存在像素中，QE越高則感光能力越高，一些人錯誤地以為數位相機的ISO提高會增加感光能力，但是影響感光性能的唯一參數只有QE，而ISO只是影響了信號放大器的放大倍率，想了解ISO可參考 天文攝影的相機設定 : 增益/ISO及飽和電荷
感光元件的QE實際上隨著光的波長而變化，下圖是一張根據常見感光元件實際情況所假想的QE圖，橫軸是波長，縱軸則是QE，標記Mono的灰色曲線是像素前方沒有色彩濾鏡的QE，而藍、綠、紅曲線下則分別是彩色感光元件中，考慮像素前色彩濾鏡影響後，三色像素分別的QE，想了解R、G、B三色像素和彩色影像是怎麼來的，可以參考 天文攝影的感光元件 (2) : 實現彩色影像
 |
| (圖一) 近似真實情形的模擬QE圖 |
上圖中值得注意的現象是，我們一般認識的藍、綠、紅色並不嚴格適用於彩色感光元件，比如紅光依然可能在主要接收綠色或藍色的像素上產生出信號電子，只是機率較低些，甚至有些感光元件的紅、藍、綠色彩濾鏡還可以讓部分紅外線通過，同時感光元件對該部分紅外線也有一定QE，使得有些手機或者相機拍攝遙控器的燈頭可以看到其發出的紅外光。
通常而言矽 (硅) 基感光元件QE最高的地方大概在550nm左右，在更長或更短波長處QE逐漸下降，不同的感光元件，其QE曲線會有差異，由於QE代表著感光能力的強弱，自然是越高越好，有些提供不同感光元件的QE (或標成相機的QE) 資料會只寫出一個數字代表峰值QE (最高處的QE) ，而不是提供上方那樣的QE圖，大致上我們還是可以直接比較峰值來評判感光性能的強弱。
在 天文攝影的感光元件 (4) : 像素大小、採樣與視野 之中提到了小像素增加採樣而犧牲效率，而反之合併像素 (比方bin2，把 2 × 2 四個像素的值相加或者取平均) 可以提升效率但犧牲採樣，宛如蹺蹺板的兩端一上一下，這是由於像素大小會影響接收光的面積，如同接雨水的水桶一樣，像素的面積變大則單個像素接收的光更多了，產生的信號電子也會更多，因此當要比較不同感光元件搭配在同樣望遠鏡的感光性能，碰上不同像素大小，又不同QE的情形，由於通常像素面積和實際接收光的面積成正比，所以可以透過比較像素的面積乘上QE，來比較感光性能，比如KAF-8300和IMX 183這兩款感光元件的像素大小分別是5.4μm和2.4μm，峰值QE分別約56%和84%，則
KAF-8300的像素感光性能: 5.4² × 56% ≈ 16.3296
IMX 183的像素感光性能: 2.4² × 84% ≈ 4.8384
顯然搭配QE較低但是像素較大的KAF-8300，效率是搭配IMX 183的約3倍! 但是得注意像素大小不同所以採樣不同，如果我們將IMX 183給bin2，合成像素的長寬就會乘2，面積則乘4，這時搭配IMX183的感光性能就比搭配KAF-8300還要高了，而且像素更小 (4.8μm) 所以採樣更高。其實要大致比較感光元件的感光性能，直接比較QE即可，因為我們可以透過合併像素把採樣能力調整成一樣的，弭平採樣的差異，這時候只有QE反映感光性能 (大致上是可行的，條件是元件引入的噪相比天光噪不能太大)。
上面的例子中可以注意到KAF-8300的QE低於IMX183不少，這是由於KAF-8300的像素設計採用前照式技術 (FSI, front-side illuminated)，而IMX183採用背照式技術 (BSI, back-side illuminated)，採用背照式可以避免一些入射到像素感光區的光被一部分像素上的電子元件、線路所阻擋造成光損失，從而提高QE，因此若需要比對的感光元件沒有提供QE數值，通常採用BSI技術的感光元件QE會高不少。
§暗電流
就算相機完全遮光拍攝，隨著拍攝時間逐漸增加，會發現影像越來越亮，且畫面上有一些亮點，這是由於能在像素中產生信號電子的並不是只有光子，一些感光元件電路中的電子，可能因為熱的影響而脫離電路，"流入" 像素儲存電子的位能井中，此種效應則形象地被稱為暗電流 (dark current) ，很顯然，感光元件的暗電流是越低越好。
暗電流的強弱和溫度有關，通常溫度提升大概5~6攝氏度，暗電流強度會翻倍，因此天文攝影中將相機製冷的其中一個目的，便是降低暗電流的強度。暗電流多半以 e⁻/p/s 為單位，也就是平均而言 每像素 每秒 多少個電子 (電子肯定是整數個，所以才定義是平均而言) ，需要注意由於是以每像素做單位，在比較不同感光元件暗電流的時候，得把不同感光元件的面積差異考量進去，因此需要把暗電流強度除以像素面積，換算成單位面積 單位時間下的暗電流表現。再以KAF-8300和IMX 183為例，皆控溫到-20攝氏度下，感光元件大小分別是5.4μm和2.4μm，暗電流則分別約0.01 e⁻/p/s和0.001 e⁻/p/s，
KAF-8300的單位面積暗電流: 0.01 ÷ 5.4² ≈ 0.0003
IMX 183的單位面積暗電流: 0.001 ÷ 2.4² ≈ 0.00017
KAF-8300這款老感光元件雖然乍看下，每像素的暗電流是IMX 183的約10倍，不過經過計算，單位面積下大概是2倍，這樣的表現並不算差。
暗電流是一種有隨機特徵的信號，一般而言當作柏松信號，對於該種特徵，可以參考 天文攝影的信噪比 : 決定圖像品質的基石 ，因此並不是每一個像素每一刻都均勻產生暗電流，而是隨著時間，暗電流的電子隨機在像素產生並被捕獲，溫度越高則單位時間內產生的可能越高。 暗電流信號所引入的噪是信號的強度開平方根，所以只要感光元件溫度控制得夠低，對一張曝光幾百秒的影像來說，單個像素中暗電流引入的噪連一個電子都不到，相對於一般而言有數個電子的讀出噪而言，可說是微不足道 (讀出噪的詳細介紹可參考 天文攝影的感光元件 (6) : 讀出噪及滿井電荷)。
舉例而言，考慮KAF-8300這款CCD感光元件，單個像素的讀出噪大概是9個電子 ，感光元件控制在-20攝氏度下曝光3600秒 (60分鐘)，則單個像素平均累積 0.01 × 3600 = 36 個電子的暗電流信號，開根號後暗電流的噪是6個電子，還不及9個電子的讀出噪，如果曝光時間是180秒 (3分鐘)，暗電流的噪更是只有約1.34個電子。
有一些像素由於本身的瑕疵，會產生大量的暗電流，稱為熱點像素，這種異常像素的暗電流多半不會被考慮在標定的暗電流強度數值內。下方便是熱點像素在影像中實際的樣子
 |
| 圖二，其中三個明顯的熱點像素已被紅色箭頭標出， 這張影像是由原始線性影像經過裁切跟放大後 再壓縮成8bit的圖像輸出，原始影像為拍攝 IC342星系之單張曝光3分鐘的影像，拍攝時感光元件 控溫至-20攝氏度，在這樣的低溫下暗電流非常低， 幾乎只有熱點像素才有明顯的暗電流 |
 | |
| 圖三，這是圖二拉伸過凸顯明暗差異後的樣子， 熱點像素應該更明顯了，此外仔細找找 應該可以找到更多不明顯的熱點像素 |
熱點像素的位置多半是穩定的，在 深入了解天文攝影預處理 (上) : 暗場、平場、偏置場的涵義與拍攝 中提到的暗場，在扣掉總偏置場之後幾乎所有的信號都來自暗電流 (稱為純暗場或暗電流影像)，將許多張這樣的暗電流影像疊合就成了總暗場，把對天體曝光的影像扣總暗場的目的就是為了移除暗電流的影響，扣總暗場之後可以看到熱點像素幾乎都被移除了。扣總暗場的另一大目的則是扣輝光，不過並不是所有感光元件都有輝光，因此本處不特別介紹，讀者也可以在 深入了解天文攝影預處理 (上) : 暗場、平場、偏置場的涵義與拍攝 的暗場部分找到相關內容。
留言
張貼留言