CCD-Kamera MONICA

Astronomische Bilder

MONICA (MOnochromatic Image CAmera) ist eines der Instrumente für das 0.8m Wendelstein-Teleskop. Ein mit flüssigem Sticktoff gekühlter hochempfindlicher CCD Detektor mit 1024 x 1024 Pixeln ermöglicht breit- und schmalbandige Aufnahmen astronomischer Objekte in einem Feld von 8.5 x 8.5 Bogenminuten. Mit einer zusätzlichen Leitkamera wird die genaue Nachführung des Teleskops bei längeren Belichtungszeiten gewährleistet.

MONICA

MONICA am 0.8 m Teleskop

GEHÄUSE

Das kastenförmige Kameragehäuse ist aus 10mm Aluminiumplatten gefertigt und mit einer 15mm starken Flanschplatte verschraubt. Die massive Bauweise gewährleistet eine minimale Durchbiegung des Gehäuses von nur 5um bei einem Schwenk des Instruments um 90 aus der Zenitposition. In der Mitte des Gehäuses befindet sich eine weitere Aluminiumplatte mit einer zentralen Bohrung. Diese Platte besitzt eine integrierte Kühlmittelleitung und kann über Schläuche mit einem externen Kühlaggregat im Kontrollraum verbunden werden. Dadurch kann die Abwärme der Antriebsmotore und der Leitkamera wirkungsvoll abgeleitet werden. Der Kryostat mit dem CCD ist an der Bodenplatte des Gehäuses befestigt. Seitlich befinden sich noch zwei abklappbare Gehäuse mit der gesamten Elektronik.

Techn. Zeichnung

Schematische Skizze

LEITKAMERA

Ein kommerzielles CCD-Kamerasystem ST-7 der Firma SBIG wird für das sogenannte Offset-Guiding verwendet. Ein radial und azimutal einstellbarer und unter 45 montierter Spiegel lenkt einen Teil des Teleskop-Gesichtsfeldes auf die ST-7 Kamera. Man versucht einen möglichst hellen Stern auf das Zentrum des CCD abzubilden. Folgt nun das Teleskop während einer längeren Belichtung einem Himmelsobjekt so wirken sich Ungenauigkeiten in der Nachführung als Variation der Sternposition auf dem CCD aus. Ein Linux-PC mit spezieller Software wertet die Verschiebungen in Echtzeit aus und korrigiert sie durch Gegensteuern der Teleskopantriebe. Mit dieser Methode wird gewährleistet, daß selbst bei längeren Belichtungen die Objekte stets an der gleichen Stelle auf dem Detektor abgebildet werden. Der Leitstern kann aus einem 270 Kreissegment mit 40 Bogenminuten Durchmesser um das Haupt-CCD ausgewählt werden.

FILTEREINHEIT

Die Filtereinheit erlaubt das manuelle Einfügen optischer Filter mit 50mm Durchmesser in den Strahlengang des Haupt-CCD. Das maximal 7.5mm starke Filter ist in einen staubdichten Schieber eingebaut und wird bei Bedarf über eine seitliche Öffnung in das Gehäuse eingeschoben. Dabei gleitet das Filter aus dem Schieber in eine temperaturgeregelte Führung wo es einrastet und dadurch exakt positioniert wird. Die Filterschieber sind elektrisch kodiert, somit kann das aktuell eingesetzte Filter per Software abgefragt werden. Es stehen sieben Filterschieber zur Verfügung die mit folgenden schmalbandigen Interferenzfiltern bestückt werden können:

Filtertabelle

Wellenlänge

Bandbreite

Max. Transmission

406.0 nm

7.0 nm

468.40 nm

0.80 nm

30 %

480.00 nm

5.4 nm

35 %

485.82 nm

0.8 nm

35 %

500.36 nm

0.83 nm

40 %

503.00 nm

3.0 nm

60 %

512.5 nm

12.5 nm

530.00 nm

30.0 nm

70 %

608.80 nm

15.0 nm

45 %

618.00 nm

30.0 nm

55 %

656.29 nm

0.8 nm

40 %

659.20 nm

7.5 nm

55 %

663.0 nm

4.0 nm



BREITBANDFILTERRAD

Im unteren Teil der Kamera befindet sich ein Filterrad mit acht Positionen. Die Auswahl des Filters bzw. der freien Position erfolgt über einen Antrieb mit Schrittmotor. Ein Satz von Bessel UBVRI Filtern, der an die spektrale Empfindlichkeit des TK1024 CCD-Chips angepaßt ist, sowie je ein Roeser BV- und ein Roeser R2-Filter bilden die Standardbestückung des Filterrades. (Farbterme von Bessel B, Roeser R2 und Bessel I.)

Unterhalb dieser Einheit ist ein elektromechanischer Lamellenverschluß eingebaut. Er ermöglicht kürzeste Belichtungszeiten bis zu 100ms.

KRYOSTAT

Der Kryostat besteht aus einem modifizierten, kommerziellen Stickstoffbehälter und einem von ESO entwickelten Detektorkopf mit dem CCD. Eine Füllung mit ca. 3 Liter flüßigem Stickstoff ermöglicht den Betrieb des CCD bei -110C für einen Zeitraum von mehr als 24 Stunden. Durch eine elektronische Regelung kann die Temperatur des Detektors auf 0.1C genau gehalten werden. Der Detektorkopf enthält zwei empfindliche Vorverstärker für die CCD Ausgangssignale, eine Anpaßschaltung für die Taktsignale sowie die komplexe mechanische Montierung des CCD.

Das System besitzt folgende Charakteristik:

Tektronix (SITe) TK1024 CCD Chip

Dimensionen:

1024 x 1024 Pixel mit 24 um x 24 um Pixelgröße
(Gesichtsfeld 8.5' x 8.5')

Ausführung:

Chem. gedünnt, rückseitig belichtet und AR beschichtet

Quantenausbeute:

Max. 75 % bei 650 nm

CTE:

99.999 %

ADC:

16 Bit Datenerfassung

Konversionsfaktor:

3.358 Elektronen/ADU

Ausleserauschen:

~ 8 Elektronen

Dynamikbereich:

350....220000 Elektronen (begrenzt durch ADC)

Dunkelstrom bei -110 oC

Weniger als 0.0003 Elektronen/sec

Ausgänge:

4 (2 in Benutzung) unabhängige Ausleseverstärker

Auslesezeit:

70 s (1 Verstärker)

Besonderheiten:

Binning auf dem Chip sowie "window readout" möglich


QE Graphik

Relative Quantenausbeute des MONICA CCDs.

Det. head Teile

Einzelteile des Detektorkopfes

ELEKTRONIK + SOFTWARE

Das Auslesen des CCDs erfolgt mittels eines Rechners auf VME Basis unter dem Betriebssystem OS/9. Der Aufbau dieses Systems ist den bei ESO verwendeten Controllern sehr ähnlich. Ein weiter Rechner (Z-80) dient zur Steuerung der Schrittmotore und der CCD- sowie Filter-Temperaturregelung. Die Kommunikation sowie Datenübertragung findet über eine Ethernet Netzwerkverbindung statt.

Das Instrument wird über eine Workstation im Kontrollraum bedient. Die Bilddaten können sofort online mit astronomischer Bildbearbeitungssoftware analysiert werden. Zusätzlich besteht die Möglichkeit, die Daten auf Magnetband (DAT) zu sichern bzw. über Internet an das Institut in München zu senden. Die Daten liegen dabei im FITS-Format vor.



Letzte Änderung: Juli 2001
email: Wolfgang Mitsch (mitsch@usm.uni-muenchen.de)