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Legnaro, 28 marzo 2007

RIVELATORI PER LO SPAZIO

dall’IR all’UV

Emanuele Pace

Dip. Astronomia e Scienza dello Spazio

Università di Firenze

E. Pace, Rivelatori per lo spazio dall'IR all'UV 2Legnaro, 28 marzo 2007

Detectors ideali per lo spazio

Very low noise

Radiation hardness

Solar blindness

Chemical inertness

High sensitivity REQUESTS

Large area


Charge Coupled Devices (CCD)

CC

D d

i EIT

/SO

HO


CCD structure & operation

Potential along this line shown in graph above.n p

Ele

ctri

c po

tent

ial

n p

Ele

ctri

c po

tent

ial

Region of maximum potential


CCD – pixel


pixe

l bo

unda

ry

Charge packetp-type silicon

n-type silicon

SiO2 Insulating layer

Electrode Structure

pixe

l bo

unda

ry

inco

min

gph

oton

s


Misurare la carica elettrica


OD

OS

RDRSW

Output Node Output

Transistor

Reset Transistor

SummingWell

--end of serial register

Vout

CCD readout


20mOutput Drain (OD)

Output Source (OS)

Gate of Output Transistor

Output Node

Reset Drain (RD)

Summing Well (SW)

Last few electrodes in Serial Register

OD

OS

RDRSW

Output Node

Substrate

Output Transistor

Reset Transistor

SummingWell

Serial Register Electrodes

CCD readout

R


On-chip amplifierat end of the serial register

Cross section ofserial register

Image Area

Serial Register

CCD chip structure


Connection pins

Gold bond wires

Bond pads

Silicon chip

Metal,ceramic or plastic packageImage area

Serial register

On-chip amplifier

CCD chip structure


Wafer di CCD


HST/ACS

Image courtesy of Ball Aerospace & Technologies Corp.


HST/ACS


SUBARU


PROBLEMI

• Fattori geometrici:

disassamento delle CCD,

presenza di gap insensibili alla radiazione tra una CCD e l’altra

• Perdita di uniformità nella risposta (ogni CCD ed amplificatore ha una propria risposta) aumento della complessità del circuito di acquisizione e del trattamento dati

• Cross-talk tra i vari amplificatori

Mosaici di CCD


Immagini mirror

immagine grezza immagine corretta

Immagine mirror

NOAO mosaic II (2kx4k x8CCD)at CTIO Blanco telescope

Cross-talk tra amplificatori

Legnaro, 28 marzo 2007 NOAO mosaic (2kx4k x8CCD) at KPNO telescope

M 33 Singola immagine Dithering di 5 immagini

con correzione dei “bad pixel”

Correzioni


DisassamentoVista ortogonale

al piano otticodifetti correggibili a

posteriori dopol’acquisizione

Gap corretti con “dithering”

corretto usando WCS(World Coord. System)

Fattori geometrici


Vista del piano ottico correzioni da effettuare

prima della messa in funzione del CCD

Spessore che deve essere minoredella profondità dicampo dell’ottica

Rif: “Performance of the CFH12K. A 12k by 8k mosaic camera for the CFHT prime focus” J-C Cuillandre

La necessità di correggere l’inclinazione dei CCD dipende dalla dimensione del pixel e dalla profondità di campo dell’ottica

Geometria: disassamento


Per la realizzazione di immagini astrometriche la presenza dei gap produce vuoti nell’immagine realizzata.

CCD mosaico con gap

NGC 3486

Dithering


Si risolve acquisendo più immagini dello stesso oggetto leggermente traslate l’una rispetto all’altra.

NGC 3486

Dithering


In questo modo possono essere mascherati altri problemi cosmetici quali pixel e colonne non funzionanti.(bad pixels mask)

NGC 3486

Rif: “The reduction of CCD mosaic data” F.G. Valdes – Automated Data Analysis in Astronomy

Dithering


KPNO mosaic 8kx8k (FLAT FIELD)

La correzione riguarda

1. guadagno2. electronic bias3. zero level exposure4. dark counts5. flat field

Rif: “The NOAO Mosaic data handling system”, D. Tody

Perdita di uniformità


Sensibilità nel lontano UV

Il quantum yield aiuta

Ne = E (eV) / 3.65 eV

DEQE = Ne


Sensibilità nel lontano UV

• Back illumination• Wafer thinning• Ion implantation• Laser annealing


CCD – efficienza quantica


CCD – risposta spettrale


-dopingTecnica messa a punto al JPL/USA – California Institute of Technology

I dispositivi sono modificati con pochi strati atomici di boro depositati mediante molecular beam epitaxy (MBE)


-doped CCD – efficienza quantica


E2V Low Light Level CCDRiduce o elimina il CCD read-out noise

L3 CCD


Image Area Image Area(Architecture unchanged)

Serial register Serial register{Gain register

On-ChipAmplifier

On-ChipAmplifier

The Gain Register can be added to any existing design

Conventional CCD LLLCCD

L3 CCD – architettura del gain register


Edg

e of

Sil

icon

Image Area

Serial Register

Read Out Amplifier

Bu

s w

ires

Registro seriale del CCD


Pote

ntia

l Ene

rgy

Gain electrode

Principio del gain register


Pote

ntia

l Ene

rgy

Gain electrode



Pote

ntia

l Ene

rgy

Gain per stage is <1.015, however the number of stages is high so the total gain can easily exceed

10,000



Gain Sensitivity of CCD65

1

10

100

1000

10000

20 25 30 35 40

Clock High Voltage

Gai

n

Readout Noise of CCD65

0.01

0.1

1

10

100

20 25 30 35 40

Clock High Voltage

Equi

vale

nt n

oise

el

ectr

ons

RM

S

L3 CCD - performance

Signal Level

SN

R

Conventional CCD

LLLCCD


Dark current

• Corrente di perdita dei fotorivelatori, i.e., la corrente non indotta da fotogenerazione

• Limita la dinamica dei fotorivelatori:– Riduce l’ampiezza del segnale– Introduce un rumore (shot) non eliminabile con densità spettrale– Può variare molto da punto a punto in un rivelatore d’immagini

causando il fixed pattern noise

• Cresce con la temperatura, poiché la concentrazione di portatori intrinseci aumenta in modo proporzionale a


Rumore termico

• Generato dal moto degli elettroni indotto dalla temperatura in regioni resistive

• ha valor medio nullo, banda spettrale larga e piatta, distribuzione gaussiana dei valori

e densità spettrale


Raffreddare….

• La corrente di buio e il rumore termico dipendono fortemente dalla temperatura

• Per ridurne il contributo è necessario e sufficiente raffreddare il sensore.

• La temperatura di raffreddamento dipende dalle caratteristiche strutturali ed elettriche del rivelatore


Raffreddamento

Passivo

Radiatori. Pannelli esterni che irraggiano secondo la legge di Stefan

Liquidi criogenici. Dewars contenenti elio liquido o neon solido

Attivo

TEC. Thermo-Electric Coolers basati su effetto Peltier

Stirling cycle. Criogeneratori che usano elio o azoto gas per liquefarlo


Schermi termici


Alcuni esempi di missione

Mission Cooler TempHeat

lift Mass Lifetime

UARS/ISAMS 2 x Stirling 80 K 0.5 W 5 kg 3 years

IRAS Helium cryogen 4 K N/A 70 kg 300 days

STS/BETSE Sorption 10 K 100 mW 10 mins

Cassini/CIRS Radiator 80 K 200 mW 2.5 kg Unlimited

EOS/AIRS 2 x Pulse tube 55 K 1.63 W 35 kg 50,000 hrs

HST/NICMOS Rev. Brayton 65 K 8 W 2 years


Danno da radiazione

Radiation damage

Degrado elettronica

Displacement

Dose accumulata

Dielectric charging

Single event effect

Degrado delle celle solari


Displacement

• Non-ionising energy loss (NIEL) include gli effetti del danneggiamento di eventi nucleari elastici o non elastici

• Charge Transfer Efficiency (CTE) misura l’efficienza di trasferimento di un pacchetto di carica nei rivelatori

Si ha quando particelle penetrano nei materiali causando danni al reticolo cristallino. Si generano stati energetici nella banda proibita che causano perdita di efficienza di elettronica e rivelatori oppure dark current.


Effetti del displacement

La variazione di CTE attesa in orbita per un sensore, tipo un CCD, è calcolata come segue. Si definisce la costante di danneggiamento K(E) come:

dove Phi(E) è il flusso di particelle di energia E, e

Lo spettro differenziale dei protoni mediato su un orbita e attenuato da un dato schermo di alluminio è usato per calcolare l’ammontare del danno causato ad ogni energia del protone. Il danno totale segue dall’integrazione del danno su tutto l’intervallo di energie:

CTE = K(E) (E)

K(E) = C NIEL(E)


Single Event Effect (SEE)

Il SEE risulta dall’azione di una singola particella energetica

SEE

Single event burnout

SEB

(hard failure)

Single event upset

SEU

(soft error)

Single event latchup

SEL

(soft or hard error)


SEU

• Provocano errori transienti non distruttivi. Un reset o una riscrittura del componente (memorie) riattivano la normale funzionalità.

• Un SEU appare tipicamente come un impulso transiente nella circuiteria di supporto o logica, o come un ‘bit flip’ nelle celle di memoria o nei registri.

• Un SEU grave si definisce ‘single-event functional interrupt’ (SEFI). Blocca le normali operazioni e richiede un reset di potenza per recuperare le normali funzioni operative.

Definito dalla NASA

“radiation-induced errors in micro-electronic circuits caused when charged particles…lose energy by ionizing the medium through which they pass, leaving behind a wake of electron-hole pairs.”


Effetto di SEU protonici

• Ionizzare• Provocare ‘spallazione’

I protoni possono


SEL

• Condizione che genera il malfunzionamento di un dispositivo a causa di una elevata corrente indotta da un singolo evento.

• I SEL sono potenzialmente distruttivi e causa di danni permanenti

• La condizione ‘latched’ può distruggere il dispositivo, ridurre la tensione sul bus, o danneggiare il power supply.

• Un SEL può essere rimosso da un power off-on or power strobing del dispositivo. Se la potenza non viene rimossa rapidamente, può accadere un danno irreversibile dovuto a eccesso di riscaldamento, o rottura delle metallizzazioni o dei bonding.

• Il SEL dipende fortemente dalla temperatura: la soglia di latchup decresce ad alta temperatura e la sezione d’urto cresce.


SEB

• Condizione che può causare la distruzione del dispositivo a seguito di un’elevata corrente che attraversa un transistor di potenza

• Un SEB causa la rottura del dispositivo

• Il SEB include

• Bruciatura di un power MOSFET,

• Rottura di un gate

• Bits congelati

• Rumore nei CCDs

• Un SEB può essere triggerato in un power MOSFET in stato OFF (alta tensione di drain-source) quando uno ione pesante passando deposita una carica sufficiente ad attivare il dispositivo.

• La suscettibilità ai SEB decresce al crescere della temperatura.


Detectors ideali per lo spazio

Very low noise

Radiation hardness

Solar blindness

Chemical inertness

High sensitivity REQUESTS

Large area


CMOS - APS


Limiti dei CMOS - APS

• Formati ancora ridotti rispetto ai CCD

• Readout noise elevato

• Bassa efficienza quantica (< 50%)

• Basso filling factor (circa 50%)

• Limitato range dinamico (12 bits in analog mode)

• Range spettrale limitato al visibile

Ref. N. Waltham, RAL, UK


CMOS APS back illuminated @ RAL

Sviluppo di rivelatori CMOS UV sensitive and rad hard

4k x 3k CMOS APS (sinistra) e la versione back-thinned

(destra).


SOLAR ORBITER

Lancio: maggio 2015

Orbita: Ellittica intorno al Sole con inclinazione crescente fino ad un massimo di 35° rispetto all’equatore solare.

Obiettivi: fare immagini ad altissima risoluzione e misure in-situ ravvicinate

La missione: avvicinandosi a 45 raggi solari, il Solar Orbiter esaminerà l’atmosfera solare con risoluzione spaziale di circa 100 km per pixel. Sul lungo periodo, il Solar Orbiter invierà immagini e dati sulle regioni polari e 3D del globo.


MCP – principio di funzionamento

Micro-tubo (diam. Tip. 10 m)

Vetro piombato

Alimentazione di 1 kV ai capi

Efficienza typ. < 10%


MCP – struttura


MCP

Optical readout Electrons readout

Discrete anodes Continuous position sensors

multianodes

CODACON

MAMA

Charge divisionSignal timing

(Delay lines)

Resistive anodes

W&S

Vernier

Cross Strip

DDL

XDL

MCP readout overview

MCP+phosphor screen+imaging sensor

Best spatial resolution

High GDR (> MHz)

Limited LDR ≤ 100 ct/s

(XMM OM, SWIFT UVOT, ASTROSAT UVIT, …)

HST STIS

Low GDR (~10 KHz)

FUSE

GDR ~1 MHz

SOHO, IMAGE, COS, CHIPS, GALEX

Warning: geometric distortions, count rate dependent

Warning: FEE complex, need ASICs

GDR < 200 KHz

Courtesy of Michela Uslenghi, IASF Milano


Fotocatodi


Anodi

Wedge and strips

Delay lines


MCP e anodi di lettura


MCP e anodi: montaggio


ICCD – principio di funzionamento


Intensified CCD


MCP: vantaggi

1. Lavora in photon counting mode; il “readout noise” è virtualmente nullo

2. Low background noise: dark counts < 5 counts/cm2s @20°C nell’NUV, assumendo un pixel quadrato di15 m si hanno < 1.110-5 counts/pixels

3. Queste caratteristiche non si degradano con il radiation damage

4. Lunghe tempi di osservazione di oggetti deboli senza interruzione (don’t need multiple exposures for cosmic ray rejection)

5. Photon time tag mode, risoluzione temporale al s (dipende dal sistema di readout)

6. Disponibili solar blind photocathodes e non servono filtri per i red-leaks. Inoltre, è possibile fare misure senza filtri fotometrici, usando le bande definite dai fotocatodi

7. Non richiede sistemi di raffreddamento


DLL/MCP ALICE Detector Assembly


GALEX


FUSE


Indagare sulle possibili

alternative Wide bandgap

materials


GaN / AlGaN

E. Monroy, F. Calle, J. L. Pau, and E. MuñozDpto. Ingeniería Electrónica, Univ. Politécnica de Madrid, SpainF. Omnès, B. Beaumont, and P. GibartCRHEA-CNRS, Valbonne, France


SiC

128 x 128 pixel array pixel size of 25 µm x 25 µm


Diamond

Eg = 5.5 eV dark current < 1 pA

visible rejection (ratio 10-7) high XUV sensitivity

Highly radiation hard Chemical inert Mechanically robust High electric charge mobility = fast response time Low dielectric constant = low capacitance

Appealing materials for XUV photon detection.

The main properties are hereafter summarized :


Why diamond

Low young'smodulus

Low young'smodulus

Small band gap

Small band gap

Reactive surface

Reactive surface

Weak BondingWeak Bonding

Difficult to thinDifficult to thin

Dark current

Dark current

Unstable UV response

Unstable UV response

Bulk radiation damage

Bulk radiation damage

Visible lightresponse

Visible lightresponse

ShieldingShielding

HybridHybrid

More opticsMore optics

Phosphor, coating

Phosphor, coating

Back supportBack support

CoolingCooling

Magnetictorque on spacecraft

Magnetictorque on spacecraft

Severe cleanliness

Requirements

Severe cleanliness

Requirements

Power hungryPower hungry

Heavy Heavy

Vibrationproblems

Vibrationproblems

MATERIALPROPERTY

IMAGER PROBLEM

SYSTEM SOLUTION

SYSTEMPENALTY

SPACE SYSTEM IMPROVEMENTSPACE SYSTEM IMPROVEMENT

Higher performances

No cooling

Less optics & no filters

No coatings

No radiation shielding

Mechanical hardness

Low power

Light system

Long durability

Clean environment


Diamond detectors

hν

Coplanar geometry

hν

Transverse geometry


Detector technology

Diamond layer

Interdigitated electrodes


Dark current

-5 -4 -3 -2 -1 0 1 2 3 4 5-200

-100

0

100

200

scCVD

Electric Field (V/ m)

Cur

rent

(fA

)


Tempi di risposta


Tempi di risposta

-10 0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100 110

1E-10

1E-9

1E-8

fall time200ms

rise time130 ms

rise time170 ms

Cor

rent

e (n

A)

Tempo (s)

Transitori @ 10keV (@ 1.37E12 ph/s)

rise time222ms


Electro-optical performance

200 400 600 800 10001E-8

1E-7

1E-6

1E-5

1E-4

1E-3

0,01

0,1

1

10

100

E = 2.8 V/m

UV/VIS > 108

Ext

erna

l qua

ntum

effi

cien

cy

Wavelength (nm)

E. Pace et al., Diam. Rel. Mater. 9 (2000) 987-993. pCVD

GL

E

q

h

P

IEQE

ott

f


Quantum efficiency

scCVDpCVD

140 160 180 200 220 240

0,1

1

10

100

EQ

E (

e- / ph

)

Wavelength (nm)

1.2 V / m


Comparison

[1] Naletto, Pace et al, 1994

[2] Wilhelm et al.,1995

100 120 140 160 180 200 220 240 26010-8

10-7

10-6

10-5

10-4

10-3

10-2

10-1

100

101

102

103

EQE CVD Diamond EQE UV enhanced CCD EQE MCP + KBr

EQ

E (e

- / ph

)

Wavelength (nm)

[2]

[1]


Minimum detectivity

= 210 nm ; EQE = 300

NEP = 5 x 10-11 erg s-1 cm-2nm-1

NEP


Fluxes & Sensitivity

NEP = 5 x 10-11 erg s-1 cm-2nm-1


Electronic structures

DM17

DP129

(8,4 ± 0,4) µm

(52,9 ±0,4) µm

(8,4 ± 0,4) µm

(6,8 ± 5) µm (18 ± 1) µm

(54 ± 1) µm

(15 ± 1)µm

250 µm

650 µm


Prestazioni


XUV spectral response


Strutture MIS

AlAli-Diami-Diam

p-Diamp-Diam

HPHT DiamHPHT DiamSubstrateSubstrate

ElectricElectricconnectionconnection

100 200 300 400 500 600 700

0.0

3.0x10-12

6.0x10-12

Photo

Curr

ent (

A)

Time (s)

-50 V PC 160nm -50 V PC 210nm

0 100 200 300 400 500 600 700 800

0.0

1.0x10-12

2.0x10-12

Pho

toC

urre

nt (A)

Time (s)

-20V @160nm -20V @210nm


Strutture a pixel su MIS


Proposed devices

Incident radiation

E. Pace et al., ESA Proceedings, SP-493 (2001) 311-314.E. Pace et al., SPIE Proc. 4498 (2001) 121-130.

Diamond layer

Grounded Mesh

Back electrodes


Conclusioni

• La rivelazione di fotoni nello spazio è dominata da dispositivi tipo CCD

• La tecnologia dei CCD si spinge verso:

– Low signal detection (L3 CCD)

– Mosaici

– Miniaturizzazione dell’elettronica di read-out

• La sensibilità nell’UV è molto bassa

• Uso di rivelatori alternativi: MCP o CMOS-APS

• Ricerca di dispositivi alternativi basati su materiali innovativi: GaN, SiC, diamante.

• Lo sviluppo è a livello di ricerca e si avviata la fase sperimentale su satelliti tecnologici

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