前言
除了靈敏度之外，角分辨率可以說是天文觀測中最重要的優點。
理論上，角分辨率與望遠鏡的大小成正比，但不幸的是，由于大氣湍流的限制，孔徑大小的增加并沒有直接導致更好的角分辨率。
盡管如此，人們仍然能夠通過使用更大更好的光學設備，觀察到更好的地點。
CCD探測器CCD是一個由硅制成的二維p/n結陣列，能夠顯示流行的“三相”CCD基本結構，在這樣的CCD中，p型硅與n型硅之間形成了一個巨大的p/n結。
這個連接點被不導電的“通道停止點”分成單獨的像素，并由控制電極上的電壓來定義列，在任何CCD中，電荷是通過改變這些控制電壓而在表面進行物理移動的。
因為電荷被帶到輸出放大器上，而CCD本質上非常安靜，這也導致CCD的正面部分被金屬電極遮擋。
由于這個原因，雖然ccd可以從兩邊照亮，但對于許多天文應用來說，最好從后面照亮它們，這又被稱為“背面照明”。
不幸的是，由于藍色光子被遠離耗盡區，藍色光子會導致對藍光的靈敏度差，為了提高藍色波長靈敏度，實驗中可以減少背光ccd以縮短照片的路徑。
耗盡區顯示了普通正面和背面照明CCDs的光譜響應，防反射涂層可以在一定程度上改變這些曲線的波長均勻性和覆蓋范圍。
在紫外光（λ < 300 nm）中，一個光子可以隨機產生多個載流子，但是必須用一個校正因子來估計該狀態下的量子效率。
紅外陣列探測器雖然CCDs為光學天文學家提供了近乎完美的量子限制光子探測，但同樣的方法不能用于紅外線。
潛在的問題是硅的1.12 eV的帶隙，它設置了材料的紅色波長限制在大約1.1μm。
雖然人們可能會設想用InSb或HgCdTe等紅外敏感材料制造ccd，但這目前還不可能，因為這些材料的微電子技術還沒有得到很好的發展。
近紅外探測器的主要材料是HgCdTe（可變截止值取決于汞和Cd的相對濃度）和InSb（1-5μm），在HgCdTe和InSb中，短波長極限由檢測器材料生長時的基底決定。
一旦這個襯底被移除，無論是通過化學蝕刻還是機械加工，它們的響應都會延伸到光學領域。
在中紅外中，砷摻雜硅是領先的技術，科學家們也已經嘗試了其他幾種材料，但目前所有材料要么性能較低，要么面臨實現問題。
紅外陣列是一種混合器件，其中一個硅多路復用器，通常被稱為MUX，被粘接到一個光敏基板上。
之所以這樣做，是因為該技術還不夠成熟，無法在硅以外的材料上提供復雜的低噪聲，從而讀出電路。
為了傳輸信號，在每個像素和探測器輸出之間提供直接電連接的多路復用器比ccd更好，因為ccd在紅外探測器所需要的低溫下表現出較差的性能，而光敏板可以通過一系列像素大小的銦凸起與MUX結合，在壓力下冷焊接。
在現代紅外陣列中，與ccd不同，電荷是在現場感知的，通常每像素使用一個源跟隨器。
雖然這允許相同的像素被無損地讀出多次，但每個讀取都受到ccd中各種噪聲機制的影響。
這三種探測器的技術現狀如表所示：
特定的探測器特性我們現在研究在天文常規觀測中使用的探測器的一些特殊要求以及實現它們的方法。
就觀察結果而言，像素的物理大小本身并不是一個因素。
只有每個像素對應于天空的角度才重要，而量子效率可以通過改變望遠鏡和照相機上的光學設備來調整。
然而，探測器的參數，如暗電流、讀出噪聲、串擾、2個動態范圍和對宇宙射線的敏感度等都可以隨像素大小而變化，總的來說，性能隨著較小的像素而提高，原因如下：
動態范圍隨著像素大小的減小而呈指數級減??；
ccd的讀出噪聲與像素大小無關；
暗電流隨著像素面積的增加而增加；
主要缺點是串擾隨著像素大小的減小呈指數增長，從望遠鏡光學的角度來看，更小的像素也是更好的，因為望遠鏡/相機組合的放大率降低了。
大型望遠鏡通常會達到極限，它們的觀測時間可能很長，能夠持續數小時到幾天。
在實踐中，為了探測和消除宇宙射線的影響，觀測結果被分為更短的“元素暴露”，如果Φ為質子通量，p為像素側維數，fcr為“命中像素”的允許分數，則最大積分時間t由t≤fcr Φp2設置。
在深空中，例如在計劃為NGST設計的L2軌道上，宇宙通量約為1個質子/（厘米2秒），對于大約20到30μm的像素大小和允許的命中像素的比例，元素曝光時間必須在1000秒左右。
但對于明亮的物體或深度曝光熱紅外，黃道帶前景遠高于近紅外，元素曝光必須更短由于“全井”限制（即最大的電子數量可以存儲在每個像素）。
在ccd中，暗電流是在硅-二氧化硅界面以及器件的耗盡和體積區域熱產生的。
這些影響是強烈依賴溫度，暗電流，直流，表示電子每像素每秒，遵循一般方程直流=CT1.5e?Eg/2公里，T是絕對溫度，例如是帶隙能量，k是玻爾茲曼常數，C是一個常數。
下圖給出了CCDs中的暗電流作為工作溫度的函數的一個例子：
CCD暗電流基本上可以通過冷卻探測器來消除，通?？梢岳鋮s到大約?70?C，而紅外探測器的暗電流也強烈地依賴于溫度。
InSb探測器必須冷卻到30 K左右，暗電流才可以忽略不計，截止頻率為2.5μm的HgCdTe探測器需要冷卻到70 K左右。
中紅外探測器甚至更靈敏，必須冷卻到大約8k左右。
當在CCD像素上收集到的信號被傳輸、放大并轉換為一個數字值時，在該過程的每一步都會引入噪聲。
暗電流（每像素電子/秒）暗電流（每像素電子/秒）58 2，通過讀取每個像素中的信號而增加的儀器噪聲被稱為讀出噪聲。
當短曝光時間和暗電流降低到可忽略的水平時，這種情況可能占主導地位，紅外探測器的讀出噪聲比暗電流噪聲在1000秒時很大。
但是我們可以利用這樣一個事實，即通過在集成過程中多次讀出陣列（“上行采樣”）或在每一幀的開始和結束（”福勒采樣”），可以無損地讀取紅外陣列。
這兩種方法如圖所示：
由于積分通量線兩端的定義點在線擬合過程中具有最大的杠桿作用，因此在線性擴散采樣中，福勒采樣比白噪聲要好√2倍。
使用福勒采樣，讀出噪聲可以大大降低，并遵循期望的平方反比定律，多達大約30個樣本。
超過30個樣本，系統效應變得顯著，另一方面，上升斜坡采樣的優點是，它允許恢復受到宇宙射線或在整合過程中發生的其他瞬態現象影響的一些像素。
替續光學系統在地面望遠鏡中，儀器通常被直接安裝在一個給定的焦點上，并被移除和替換，以適應觀測計劃的需要。
然而，在某些情況下，最好使所有的儀器保持在適當的位置，并通過旋轉折疊鏡重定向光束。
在紅外望遠鏡中，鏡像通常被二向色鏡所取代，它將紅外波長反射到科學儀器上，并將可見光傳輸到引導系統上。
在太空望遠鏡的情況下，這樣的移動鏡將是一個“單點失效”，讓所有的儀器共享這個領域是有利的，這就需要某種類型的中繼光學器件，以避免在焦平面上的擁塞。
這些中繼光學也可以用來改變焦比，以匹配平板比例與探測器像素大小，消除殘留像差，并創建真正的瞳孔，可以放置停止和過濾器。
一個方便的繼電器光學系統是“Offner繼電器”，一個最初為復印機設計的1對1繼電器，一個Offner系統制造得很簡單，并且沒有所有的三階像差。
它是由兩個球面鏡組成，一個凹面鏡組成的，而且曲率中心相同，凹面鏡的曲率半徑是凸面鏡的兩倍。
當系統完全對稱，輸入光束瞳孔在無窮大時，這導致了球面像差和所有三階像差的抵消。
如果不是這樣，像差仍然可以保持在較低的水平，如果輸入光束瞳孔相對靠近，Offner在其次鏡附近創建第二個瞳孔。
用定位濾波器、冷擋板或雜散光控制的話，通過稍微改變主鏡的曲率半徑，可以修正入射光束的場曲率。
最后，通過驅動Offner組合的副鏡，可以實現下游儀器的單獨聚焦。
低溫系統如前所述，固態光電探測器必須被冷卻，以減少暗電流，此外，對于紅外工作，整個望遠鏡和儀器應該冷卻以減少熱發射。
然而，這只能在太空中實現，在地面上，任何冷卻到低于環境溫度的表面都可能會形成霜凍，除非它被放置在真空中，因為這顯然對主光學是不可能的，只有探測器和它附近的光學可以冷卻。
設備最好的冷卻方式是將它放在低溫恒溫器中，低溫恒溫器是一個充滿冷凍器的消耗武器，杜瓦基本上是一個保溫瓶，這是一個帶有真空夾套的容器，以減少周圍空氣造成的熱負荷。
總結越來越多的紅外儀器現在使用閉式循環冷卻器，而不是或與液體冷卻劑一起使用。
閉式循環冷卻器不像傳統的低溫恒溫器那樣需要常規補充，它們特別適合于偏遠地區，那里的低溫液體的輸送可能有問題，惡劣的天氣偶爾會切斷供應。
閉路循環冷卻器利用幾種熱力學循環中的一個（斯特林、吉福德麥克馬洪、焦耳-湯姆森等），執行冰箱循環，其中在“冷頭”中移動的“活塞”引起膨脹，減去低溫恒溫器的熱量。
閉式循環冷卻器的主要問題是由其運動部件引起的振動。
然而，如果有了適當的隔離，振動可以降低到一個可以忽略不計的水平，而且一般來說，振動對儀器或望遠鏡都沒有問題。
參考文獻：
【1】阿米科，P.和白腹花，J.W.，天文學光學探測器二世，克魯沃學術出版社，2000.
【2】艾克勒斯，M.J.，西姆，E.M.，和特里頓，K.P.，天文低光級探測器，劍橋大學，出版社，1983年。哈德遜，醫學博士，紅外工程學院，約翰·威利父子公司，1969年.
【3】《科學電荷耦合器件》，SPIE出版社，2001.
【4】《天文學電荷耦合器件》，安年，發動機的旋轉阿斯特龍，天文，1986.
麥克萊恩，《天文電子成像：探測器與儀器》，《約翰威利父子公司》，1997.
【5】《光的探測：從紫外線到亞毫米》，維斯諾夫基K，劍橋大學，出版社，1994.
【6】羅德里格斯-埃斯皮諾薩，J.M.，埃雷羅，桑切斯，F.，大型望遠鏡儀器，劍橋大學。出版社，1997年.
