Indice. Introduzione. 3 Il circuito analogico di trattamento del segnale video 52

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2 Indice Introduzione iv 1 Le camere CCD e loro applicazioni Camere CCD compatte per applicazioni scientifiche LamissionespazialeHERSCHEL/SCORE Le camere CCD e il coronografo UVCI di SCORE Predizione del conteggio dei fotoni sui rivelatori CCD I sensori selezionati per le camere CCD di UVCI Riepilogo La camera CCD per il canale visibile di UVCI Architettura della camera e suo funzionamento Le alimentazioni e il generatore delle tensioni di bias L alimentazione per la cella Peltier L interfaccia spacewire Il sequencer eilclock driver Il preamplificatore e l elettronica di prossimità del sensore La scheda di campionamento e di conversione A/D La scheda di controllo del polarimetro Riepilogo Il circuito analogico di trattamento del segnale video 52 i

3 3.1 Scelteprogettuali L interfaccia software per le misure sulla scheda di campionamentoeconversionea/d Misure sulla scheda di campionamento e conversione A/D Testemisurealivellodisistema Riepilogo Verso l integrazione della scheda di campionamento e conversione A/D Vantaggi di un circuito integrato CMOS di interfaccia per sensoriccd Analisi della complessità nel processo di integrazione del CDS Analisi della complessità nel processo di integrazione dell ADC Riepilogo Scelta dell architettura del convertitore A/D e simulazioni Unusoefficientedeicomparatori-latches La tecnica di folding L interpolazione L uso combinato delle tecniche di folding e interpolazione Note di progetto di un circuito integrato a segnale misto Descrizione dell architettura e principio di funzionamento L algoritmo per minimizzare l errore di sincronismo e la sua influenza sulla sezione digitale Lasezioneanalogica.Stadiodiingresso La sezione analogica. I blocchi di folding La sezione analogica. Il circuito di interpolazione resistiva Icomparatori-latches La sezione digitale. L encoder e il blocco elementare EXOR La sezione digitale. Il blocco elementare AND ii

4 5.14Risultatidellesimulazioni Riepilogo Conclusioni 139 Ringraziamenti 144 Bibliografia 145 iii

5 Introduzione I dispositivi ad accoppiamento di carica (Charge Coupled Devices, CCDs) sono stati ideati nei primi anni 70 come dispositivi di memoria e successivamente proposti, con ottimi risultati, nel settore dell image-vision. Le evoluzioni tecnologiche susseguitesi negli anni, infatti, hanno portato al rapido sviluppo di sensori di immagine a buona risoluzione e a costi sempre inferiori, alimentando la crescita dell industria dell imaging digitale. Anche se alcuni limiti tipici dei sensori CCD sono rimasti quasi immutati negli anni rispetto all incremento di caratteristiche quali la risoluzione spaziale e il formato, essi hanno avuto un impiego sempre crescente nei sistemi di rivelazione per applicazioni scientifiche. Fra queste spiccano i settori dell astronomia e dell astrofisica, per i quali la ripresa delle immagini digitali da terra o dallo spazio e la successiva estrapolazione delle informazioni in esse contenute hanno fornito e continuano tuttora a fornire le basi per l interpretazione teorica di alcuni processi fisici su un ampia porzione dello spettro elettromagnetico. In relazione alle caratteristiche del fenomeno fisico da investigare possono rendersi necessari diversi requisiti, fra i quali l alta risoluzione spaziale e temporale che si traducono in una richiesta sempre crescente di maggiori velocità di lettura del sensore. Purtroppo, però, l alta velocità di lettura non è compatibile con il requisito di basso rumore e per questo è importante non solo sviluppare sensori con un livello di rumore intrinseco sempre minore, ma anche sviluppare elettroniche di lettura con il minor contributo possibile di rumore sull immagine finale. iv

6 La presente tesi di dottorato si sviluppa in tale direzione, ove, contestualmente allo sviluppo di una camera CCD per applicazioni spaziali legata ad una specifica missione, si è posto particolare riguardo alla progettazione di una scheda per il trattamento e la conversione A/D del segnale video in modo da contenere il rumore e soddisfare i requisiti imposti dalla medesima missione. Si è cercato inoltre di comprendere quali possano essere i margini di miglioramento nel contenimento del rumore nel processo di campionamento e conversione, nell intento di integrare gradualmente questa sezione della camera nel rispetto dei requisiti discussi sopra. Le caratteristiche derivanti dal processo di integrazione, quali la riduzione dell ingombro e della massa, il contenimento del rumore e il basso consumo, infatti, sono molto ambite nel campo delle applicazioni spaziali, ma anche in alcune applicazioni ground-based dedicate. Tuttavia, pensando ad ampie possibilità di applicazioni di laboratorio, nella fase stessa di progettazione ed integrazione di una camera CCD, la caratteristica più frequentemente ricercata è la sua versatilità. Nella prima fase del lavoro di tesi quindi è stato sviluppato e perfezionato un prototipo di laboratorio di camera CCD versatile, adatto a comprendere le problematiche connesse alla realizzazione del successivo modello di volo di cui, per ovvi motivi di spazio, mi occuperò marginalmente in questa tesi di dottorato. Tale prototipo [1] è stato concepito per la fase di prove e misure a terra. In particolare esso ha permesso di testare la camera con diversi sensori CCD e di selezionare il sensore maggiormente idoneo in relazione ai principali requisiti dettati dagli obbiettivi scientifici della missione, raggiungibili tramite un elevata efficienza quantica del sensore, un basso rumore di lettura, un ampio intervallo dinamico e una buona linearità ed uniformità. Queste sono state le linee guida essenziali nello sviluppo del modello di volo per la missione in questione, rivolta allo studio della corona solare alle lunghezze d onda del visibile e dell estremo ultravioletto (EUV 1 ). 1 La banda spettrale UV comprende lunghezza d onda che vanno dai 10 nm ai 400 nm e si suddivide in estremo UV (EUV, da10nm a 100 nm), lontano UV (FUV, da100nm v

7 Nella moderna astronomia, infatti, l osservazione del Sole è uno dei campi di maggiore interesse dato che, per la sua vicinanza, esso rappresenta uno straordinario laboratorio per lo studio della fisica stellare e della sua influenza nello spazio circostante, come nelle relazioni di interazione fra Sole e Terra. Fin dai primi anni 50 dello scorso secolo sono state pianificate diverse missioni per lo studio dei campi magnetici solari, dell eliosfera e della corona, ma ancora oggi i dati accumulati non sono sufficienti a fornire un quadro completo dei fenomeni osservati e a confermare uno o più modelli teorici fra i molti presentati. Fra questi si possono annoverare i modelli sull origine e lo sviluppo del vento solare e il ruolo dell elio nei processi fisici coronali. E quindi naturale che le principali agenzie spaziali, quali l Agenzia Spaziale Europea (ESA), la statunitense NASA elagiapponesejaxa, stiano pianificando nuove missioni per collocare in orbita satelliti artificiali e sonde con carichi scientifici all avanguardia, in modo da approfondire gli studi ed ampliare i dati a disposizione per una maggiore comprensione dei fenomeni ancora irrisolti. Fra tali missioni l ESA ha pianificato il Solar Orbiter, una missione che includerà nel proprio carico scientifico di bordo diversi strumenti per le misure da remoto (remote sensing) e in-situ, visto che verrà posta su un orbita ad una distanza dalla nostra stella di 0.21 U.A. 2 In particolare, uno degli strumenti proposti è il coronografo UVCI (Ultraviolet and Visibile-light Coronal Imager), un coronografo nell ultravioletto e nel visibile caratterizzato da un innovativo disegno ottico e da due camere CCD dedicate. Il carattere innovativo di UVCI, sia dal punto di vista ottico che elettronico, richiede uno studio preliminare di fattibilità. Atalescopolacomunità italiana di fisica solare ha stabilito una cooperazione con il Naval Research Laboratory di Washington (USA) con l intento di includere un prototipo del coronografo UVCI su un razzo-sonda da lanciare a fine L esperimento, denominato HERSCHEL/SCORE (HElium Rea 300 nm) e vicino UV (da 300 nm a 400 nm). 2 l Unità Astronomica (U.A.) rappresenta la distanza media Terra-Sole, approssimativamente 150 milioni di Km. vi

8 sonant Scattering in the Corona and HELiosphere - Sounding Coronagraph Experiment) consisterà in un prototipo di UVCI, predisposto per lavorare alla distanza di 1 U.A. Il gruppo sperimentale del laboratorio XUVLab del Dipartimento di Astronomia e Scienza dello Spazio dell Università di Firenze collabora a questa missione, partecipando allo sviluppo del sistema ottico e delle camere CCD per il canale visibile ed EUV. Le camere CCD in questione non richiedono una qualificazione completamente spaziale; tuttavia dovranno essere capaci di resistere agli stress legati al lancio e soprattutto possedere un elevato grado di affidabilità inrelazione al breve tempo a disposizione per l esperimento (approssimativamente 300 s, il tempo in cui il razzo sarà fuori dall atmosfera). Questa tesi di Dottorato è stata sviluppata presso il laboratorio XUVLab per quanto riguarda la parte relativa allo sviluppo dell elettronica delle camere CCD per la missione HERSCHEL/SCORE e presso il laboratorio MICLab del Dipartimento di Elettronica e Telecomunicazioni per quel che concerne la dissertazione relativa all ipotesi di integrazione della sezione di trattamento e conversione A/D del segnale. Le camere sviluppate per SCORE sono selezionate quindi come rivelatori per il canale visibile ed EUV del coronografo UVCI ma rappresentano allo stesso tempo un punto di partenza per ulteriori sviluppi ed impieghi in altre missioni spaziali o in applicazioni a terra, quali ad esempio le ottiche adattive, ove i requisiti di compattezza, bassi consumi e elevate velocità di conversione risultano indispensabili. Il primo capitolo di questa tesi è introduttivo ed illustra brevemente i campi di applicazione di una camera CCD scientifica, gli obbiettivi della missione in questione e le caratteristiche delle due camere necessarie al loro raggiungimento. Il secondo capitolo è dedicato alla descrizione dell architettura della camera per il canale visibile nei dettagli, con particolare riguardo nei confronti della scheda di doppio campionamento correlato (CDS 3 ) e di conversione A/D del segnale. L architettura della camera per l EUV è molto simile alla 3 Acronimo inglese di Correlated Double Sampling. vii

9 camera per il canale visibile e si distingue da questa solamente per il sensore, l assenza della scheda per l alimentazione del sistema di raffreddamento e per gli schematici implementati nella logica del sequencer. Il terzo descrive lo schema dell elettronica di campionamento e conversione, le scelte progettuali per la sua implementazione e alcune misure e prove, focalizzate a mettere in evidenza le caratteristiche ed i principali limiti rimovibili attraverso una possibile integrazione. In questo capitolo si evidenzia inoltre una procedura consolidata per la determinazione del rumore nei vari stadi della scheda CDS/ADC e più in generale a livello di sistema, messa a punto per il prototipo di laboratorio. Nel quarto capitolo si prende in esame l eventualità diintegrareque- sta scheda, valutando la complessità della catena di trattamento del segnale analogico in relazione allo stadio di conversione A/D. Vengono inoltre esaminate diverse possibilità per eseguire l operazione di doppio campionamento correlato, in relazione a diverse configurazioni circuitali. Infine, nel quinto ed ultimo capitolo, vista la maggior complessità diinte- grazione dello stadio di conversione A/D e data la presenza sullo stesso chip di una sezione analogica ed una digitale e di un maggior numero di componenti elementari, viene proposta un architettura flessibile e scalabile per il convertitore. Questa costituisce un primo passo verso l integrazione dell intera scheda, simulando il funzionamento a livello di transistore del convertitore analogico-digitale. L originalità di quest ultima parte di tesi consiste nel riprodurre l architettura, nata e sviluppata in tecnologia bipolare a transistor ibridi (HBT), in tecnologia CMOS, intrinsecamente molto meno dispendiosa dal punto di vista energetico. Infatti, architetture simili in tecnologia bipolare ibrida con risoluzione e frequenze di campionamento confrontabili a quella proposta, hanno consumi dell ordine di qualche watt, inaccettabili per le applicazioni a cui il presente lavoro è finalizzato. viii

10 Capitolo 1 Le camere CCD e loro applicazioni Storicamente, le camere CCD (nell accezione più ampia del termine, con il quale si indica generalmente il sensore e l apparato elettronico di acquisizione delle immagini) hanno seguito un evoluzione legata strettamente al progresso tecnologico, inerente alla costruzione del sensore e dell elettronica di controllo e di trattamento del segnale. Oggi l imaging digitale scientifico ha una diffusione molto ampia grazie ai notevoli vantaggi che esso apporta in campo medico, scientifico, militare ed industriale. Infatti le immagini digitali provenienti dai sensori CCD rappresentano i custodi di una grande quantità di informazioni su un ampia porzione dello spettro elettromagnetico grazie ad una incomparabile dinamica del segnale. Per questi vantaggi le camere CCD hanno soppiantato quasi tutti i sistemi di imaging di tipo analogico. L architettura di una camera risulta profondamente influenzata dalle diverse esigenze di funzionamento dovute ai molteplici campi di applicazione dei sensori CCD. È tuttavia possibile rappresentare la struttura generale di una camera CCD in alcuni blocchi funzionali comuni a tutte le applicazioni (Figura 1.1). Il sensore e l elettronica di prossimità costituiscono quella che viene indicata come la testa della camera. Le schede necessarie alla generazione dei segnali di controllo del CCD, all acquisizione e alla digitalizzazione 1

11 delle immagini, costituiscono il controllore. Nelle camere scientifiche per la rivelazione di bassi flussi di fotoni, èqua- si sempre presente un sistema di raffreddamento per diminuire il rumore elettronico. Esso può essere di tipo termoelettrico o a fluido refrigerante. Figura 1.1: Schema a blocchi dell architettura di una camera CCD. Con l acquisizione di un immagine digitale, tramite un apposita scheda generalmente montata su un PC, si immagazzinano le informazioni in essa contenute su una memoria di massa e, utilizzando un interfaccia software, si rendono disponibili per la successiva elaborazione ed estrazione delle informazioni. Per come sono concepiti, i sensori CCD, necessitano per il loro funzionamento di alcuni segnali di temporizzazione e polarizzazione. Questi segnali vengono generati da un generatore di fasi la cui architettura ha subito nel corso degli anni notevoli sviluppi. Si può quindi delineare l evoluzione tecnologica delle camere CCD in alcune tappe fondamentali. Le prime camere CCD sono state realizzate con circuiti basati su componenti discreti con il difetto di essere molto ingombranti, poco affidabili e non 2

12 molto adatti alla rapida individuazione e riparazione di eventuali guasti [2]. Spesso le prestazioni risultavano limitate a causa del rumore generato nella sezione analogica dei circuiti, di difficile individuazione e soppressione. Con l avvento dei primi circuiti integrati sono stati utilizzati dispositivi quali le memorie EPROM 1, che hanno offerto la possibilità di essere riprogrammate. Tale operazione però, richiedendo l esposizione a radiazione UV, è molto laboriosa, e implica l intervento diretto sul circuito stampato. Non sono quindi impiegabili in ambienti (quale lo spazio) a forte irraggiamento UV, se non appositamente schermate. Inoltre le EPROM offrono un numero di risorse molto limitato, estendibili solo utilizzando molti componenti. In seguito alla diffusione dei dispositivi DSP (Digital Signal Processor), sono state realizzate camere CCD basate su questi componenti, caratterizzati da alte frequenze di lavoro e da un buon livello di programmabilità. Tuttavia, le diverse priorità assegnate ai complessi cicli software eseguiti dai DSP, ne rendono inaffidabili le temporizzazioni ad alte frequenze (dell ordine di qualche MHz). La larga diffusione delle logiche programmabili ha rivoluzionato il modo di concepire la progettazione elettronica delle camere CCD: questi dispositivi digitali sono caratterizzati da alte frequenze di operazione (dell ordine di centinaia di MHz), da ridotte probabilità di guasto, da un elevato livello di integrazione (all interno di un dispositivo di qualche centimetro quadrato sono contenuti milioni di porte logiche), da una totale programmabilità, effettuabile direttamente sul circuito stampato, senza dover modificare in alcun modo l elettronica. Oggigiorno sono disponibili anche soluzioni basate su dispositivi integrati dedicati, nati dall esigenza di ottenere un elevatissimo livello di integrazione, ottime prestazioni e frequenze di lavoro particolarmente elevate. Questi sono chip progettati appositamente per applicazioni specifiche, in grado di integrare sia circuiti digitali che analogici. Ai componenti descritti si affiancano frequentemente dei microcontrollori, 1 Erasable PROgrammable Memory. 3

13 dispositivi forniti di numerose periferiche integrate, adatti a svolgere funzioni addizionali. Il grande vantaggio di tali dispositivi è la riprogrammabilità su circuito stampato, che permette una veloce modifica delle loro funzionalità, un semplice debug del sistema e una rapida sostituzione in caso di guasto. Questa ampia disponibilità nella scelta dei componenti ha portato sostanzialmente il settore dell imaging scientifico verso soluzioni profondamente differenti, legate soprattutto alle particolari applicazioni a cui sono rivolte. Infatti, nel campo delle applicazioni di laboratorio, si riscontrano caratteristiche dipendenti dall ampia gamma dei fenomeni che dovranno essere analizzati, per cui spesso le scelte ricadono su camere modulari e molto versatili a discapito di qualità come la compattezza. La situazione si inverte invece nel campo delle applicazioni dedicate, ove sono maggiormente richieste caratteristiche quali leggerezza, ingombro ridotto e basso consumo di potenza. Queste sono le camere a cui faremo riferimento nel prossimo paragrafo e nel resto di questo lavoro. 1.1 Camere CCD compatte per applicazioni scientifiche Quando si parla di camere CCD compatte ci si riferisce generalmente a sistemi miniaturizzati basati su sensori CCD per la ripresa di immagini digitali. Nonostante l elevato grado di integrazione di questi sistemi, talvolta indicati anche come systems-on-a-chip, essi non presentano sempre quelle caratteristiche che li rendono annoverabili nella classe dei rivelatori scientifici. Fra queste possiamo elencare l elevato intervallo dinamico (> 12bits), il basso rumore, elevate risoluzioni spaziali e temporali, linearità ed uniformità del sensore [3]. Tali caratteristiche, responsabili della qualificazione di una camera come scientifica, possono essere raggiunte grazie all integrazione (con processi 4

14 CMOS standard) della maggior parte dei circuiti analogici e digitali che sono alla base del loro funzionamento. Infatti gli sviluppi tecnologici consentono di progettare e realizzare un circuito integrato che soddisfi tutti i requisiti per la generazione dei segnali di timing e di controllo, per il trattamento del segnale negli stadi analogici e digitali e per interfacciarsi verso il mondo esterno. A questo livello di complessità, al fine di raggiungere le migliori prestazioni, risulta fondamentale controllare e minimizzare la potenza consumata e l accoppiamento del rumore digitale con i segnali generati negli stadi analogici. Fra le applicazioni a terra che beneficeranno nel prossimo futuro di un approccio integrato nella realizzazione di una camera CCD, ve ne sono alcune che impiegano sistemi per l imaging ad ottiche adattive. Esse vengono impiegate in campi quali l astronomia, la fisica biomedica e la medicina, in quanto permettono di raggiungere con una particolare tecnica risoluzioni spaziali molto spinte. Nelle ottiche adattive un sensore di fronte d onda [4] misura in tempo reale la deformazione dell onda luminosa proveniente dalla sorgente in un punto qualsiasi del piano focale di un sistema ottico. Un ricostruttore di fronte d onda [5], ovvero uno speciale computer che calcola le deformazioni da applicare alle ottiche per compensare le aberrazioni introdotte dal mezzo in cui si propaga la radiazione, origina in tempo reale i segnali che azionano dei pistoni meccanici in corrispondenza di determinati punti sensibili dell ottica deformabile 2 in modo da ottimizzare la ricostruzione dell immagine. Infatti le osservazioni di fenomeni astronomici da terra sono pesantemente limitate dagli effetti perturbativi introdotti dall atmosfera. Nel caso di tutti quei fenomeni per i quali l atmosfera terrestre si mantiene trasparente alle lunghezze d onda d osservazione, le missioni spaziali possono essere soppiantate dalle osservazioni a terra, mettendo a punto tecnologie in grado di 2 Ad esempio, nei telescopi, lo specchio deformabile è costituito da una sottile lamina di vetro dotata di attuatori elettromagnetici. 5

15 ridurre le aberrazioni introdotte dall atmosfera, con grande contenimento dei costi. Queste aberrazioni hanno frequenze temporali che vanno dal decimo al millesimo di secondo, per cui il loro monitoraggio deve poter contare su sistemi di imaging veloci, basati su elevate frequenze di funzionamento e con rumore contenuto. Da qui l importanza dello sviluppo di sistemi integrati per la ripresa delle immagini. Il grado di integrazione di una camera compatta può essere molto spinto, inglobando lo stesso sensore e i microcontrollori necessari alla ricostruzione del fronte d onda, alla gestione della meccanica e in grado di filtrare in tempo reale le frequenze spaziali relative all immagine. Lo stesso piano focale potrebbe quindi svilupparsi come una speciale retina di sensori integrati, autoconsistente con il sistema ottico. Lo sviluppo di sensori a largo formato, o l impiego di mosaici di sensori per applicazioni a terra o nello spazio, è accompagnato dalla necessità di realizzare sistemi di controllo capaci di gestire efficientemente più canali di lettura. Questo significa affrontare problematiche significative dal punto di vista del controllo dei consumi, della dissipazione del calore e dei costi di sviluppo. Queste problematiche possono essere affrontate e risolte grazie allo sviluppo di circuiti integrati per applicazioni specifiche in grado di gestire la generazione dei segnali di timing e l elaborazione dei segnali analogici e digitali su un unico chip. Nel campo delle applicazioni spaziali sono disponibili processi CMOS tolleranti ad ambienti ad alto irraggiamento, offrendo allo stesso tempo significativi miglioramenti nella riduzione della massa, del consumo e della dissipazione del calore. I dispositivi integrati prodotti in questa tecnologia offrono oltretutto affidabilità superiori e immunità dal malfunzionamento di singoli componenti, visto che sono facilmente implementabili in configurazioni ridondanti a costi molto contenuti. Talvolta si parla di camere CCD scientifiche compatte riferendosi a sistemi scientifici per la ripresa di immagini digitali che passano da uno scarso livello 6

16 di integrazione ad uno intermedio o alto, determinato dal contesto in cui si vuole impiegare la medesima camera. Questo è il caso che prenderemo in considerazione nei paragrafi successivi ed è legato allo sviluppo di una camera CCD compatta con prestazioni scientifiche, rivolta allo studio della corona solare in una particolare missione spaziale. Essa rappresenta il modello di volo per una missione sub-orbitale su razzo, propedeutica ad una missione spaziale su sonda interplanetaria. Per questo motivo può essere considerata anche come un passo intermedio rivolto allo sviluppo di un sistema per l imaging scientifico completamente integrato. Infatti negli ultimi due capitoli del presente lavoro verranno esaminate le problematiche inerenti alcune soluzioni per l integrazione dell intero sistema per la ripresa di immagini digitali. 1.2 La missione spaziale HERSCHEL/SCORE Il Sole, grazie alla sua vicinanza alla Terra, rappresenta un laboratorio unico per lo studio della fisica del plasma 3 stellare, cosicché dalla comprensione delle sue caratteristiche è possibile estendere i risultati ottenuti e proporre modelli di altre stelle. Nonostante ciò, lo studio del Sole da terra è limitato dall assorbimento atmosferico, dallo scattering di una buona parte della radiazione elettromagnetica, dalla turbolenza che limita la risoluzione spaziale e dalla stessa rotazione terrestre che limita il tempo utile alle osservazioni. Ad esempio, la radiazione alle lunghezze d onda della luce visibile viene dispersa dalle particelle atmosferiche che impediscono quindi l osservazione della debole corona solare. Le prime osservazioni da terra della corona in assenza di eclisse totale risalgono al 1930, quando Lyot a seguito della costruzione del primo coronografo riuscì ad osservare il debole plasma coronale. Infatti, il coronografo, nascondendo il disco solare e neutralizzando la luce diffratta e dispersa della 3 Un plasma è costituito da un gas elettricamente neutro parzialmente o totalmente ionizzato. 7

17 fotosfera solare all interno del telescopio, permette le osservazioni della corona anche senza l ausilio delle eclissi totali. Oggi, grazie allo sviluppo della tecnologia aerospaziale, si è riusciti ad andare oltre questi limiti attraverso l impiego di sonde e satelliti artificiali in grado di effettuare osservazioni continue dei fenomeni solari, oltrepassando il problema della diffusione atmosferica ed estendendo le osservazioni anche in altre bande dello spettro, quali la banda X ed UV, precluse all osservazione da terra a causa dell assorbimento dei relativi fotoni. I dati ottenuti attraverso le missioni spaziali sono stati di fondamentale importanza, ma non hanno ancora spiegato l origine dei processi fisici alla base dei fenomeni solari, come il riscaldamento della corona e l accelerazione delle componenti del vento solare; questa è la ragione per cui occorrono nuove missioni per fornire ulteriori dati necessari alla comprensione di tali fenomeni. Alcune missioni recenti, come SOHO [6] e Ulysses hanno permesso un continuo monitoraggio della corona con esperimenti di remote-sensing emi- sure in-situ. Tuttavia l interpretazione dei fenomeni fisici solari richiede nuove misure con migliori risoluzioni spaziali, spettrali e temporali e la possibilità di effettuare misure locali, a distanze ridotte e latitudini eliocentriche elevate. Nell intento di raggiungere questi requisiti, l Agenzia Spaziale Europea (ESA) ha pianificato la missione spaziale Solar Orbiter [7], una missione che includerà nel proprio carico utile diversi strumenti per il telerilevamento e le misure locali, da effettuarsi in prossimità del Sole (0.21 U.A.) e ad una inclinazione sull eclittica 4 finoa35. La comunità internazionale di fisica solare contribuirà alla definizione della missione, al progetto e alla realizzazione del Solar Orbiter. Uno dei parametri che giocano un ruolo cruciale nei processi fisici coronali è rappresentato dal rapporto fra le abbondanze dell elio neutro ed ionizzato [8]. Infatti l elio è di fondamentale importanza nel bilancio energetico del vento solare e nella comprensione dei meccanismi di riscaldamento della corona. Purtroppo 4 L eclittica è un cerchio massimo sulla sfera celeste che corrisponde al percorso apparente del Sole fra le stelle durante l anno. 8

18 a tutt oggi esiste una lacuna nelle osservazioni dell elio nella corona estesa (d >1.2R ) e il suo studio si basa di fatto soltanto su modelli teorici. Allo scopo di fornire le prime immagini della corona nell elio ionizzato una volta (HeII) a 30.4 nm, la comunità italiana di fisica solare ha proposto l esperimento UVCI (Ultraviolet and Visibile-light Coronal Imager) [9, 10], un coronografo nell UV e nel visibile, caratterizzato da un disegno ottico innovativo e due camere CCD all avanguardia. UVCI sarà parte integrante del carico scientifico del Solar Orbiter, attualmente in fase di definizione, il cui lancio è previsto per l inizio della prossima decade. Durante lo studio di definizione, nell intento di validare il coronografo UVCI, è stato proposto di costruire e lanciare con una missione sub-orbitale su razzo [11] un prototipo di coronografo, progettato per la distanza di 1 U.A. Tale esperimento, denominato HERSCHEL 5 /SCORE (HElium Resonant Scattering in the Corona and HELiosphere - Sounding Coronagraph Experiment), è il frutto di una collaborazione fra le Università italiane di Firenze, Padova, Pavia, l Osservatorio Astronomico di Torino e lo statunitense Naval Research Laboratory e verrà descritto brevemente nel prossimo paragrafo allo scopo di introdurre l argomento oggetto della prima parte di questo lavoro di tesi: le camere CCD per i canali visibile ed EUV di UVCI. Il razzo-sonda selezionato per l esperimento èdeltipoterrier-black Brant ed è caratterizzato da un diametro libero interno di 396 mm ed una lunghezza per il carico utile di 3207 mm. 5 Acronimo derivato da John F.W. Herschel ( ) figlio del più noto astronomo Sir William. 9

19 1.3 Le camere CCD e il coronografo UVCI di SCORE UVCI (Ultraviolet and Visibile-light Coronal Imager) è un coronografo a riflessione progettato per acquisire immagini della corona solare da 1.4R a 4R nella riga Lyα dell idrogeno neutro (HI) a nm, nella riga Lyα dell elio ionizzato una volta (HeII) a 30.4 nm e nella regione spettrale corrispondente alla luce visibile. In questo paragrafo verranno fornite indicazioni utili alla comprensione dell assemblaggio del coronografo in relazione al posizionamento delle camere CCD sui canali visibile ed EUV e al loro funzionamento. Naturalmente la struttura delle camere CCD è pesantemente condizionata dai risultati scientifici che ne vogliamo trarre, per cui è indispensabile una descrizione, seppur sommaria, del loro collocamento a bordo di UVCI. UVCI è caratterizzato da un disegno ottico innovativo, ottimizzato per minimizzare la luce parassita (stray-light) all interno del telescopio coronografo. Esso consiste di due coronografi sovrapposti con identico disegno ottico: il coronografo A per la ripresa di immagini della corona nell idrogeno neutro a nm ed in radiazione visibile; il coronografo B per la ripresa di immagini nell elio ionizzato una volta a 30.4 nm ed in radiazione visibile. I due percorsi ottici nel visibile sono caratterizzati da diversi rivestimenti degli specchi, in modo da selezionare quello più efficiente per il Solar Orbiter. Il disegno ottico di UVCI (Figura 1.2) consiste di due sezioni, una per la reiezione della radiazione proveniente dal disco solare e della radiazione parassita, l altra per la formazione dell immagine della corona sul rivelatore, assimilabile ad un telescopio a specchi. La radiazione proveniente dalla corona nelle righe precedentemente enunciate e nella banda visibile giunge sui rivelatori attraverso un sistema di filtri interferenziali e specchi opportunamente rivestiti, alloggiati all interno delle camere. Il coronografo B è equipaggiato con un polarimetro al fine di misurare, nell intervallo spettrale della luce visibile, la luminosità della corona 10

20 Figura 1.2: Rappresentazione tridimensionale del carico scientifico a bordo di HERSCHEL con i due coronografi sovrapposti e le camere CCD. Figura 1.3: Pianta del banco ottico di UVCI con il polarimetro e le due camere CCD. 11

21 nelle sue componenti polarizzate (Figura 1.3). Il gruppo polarimetrico fa uso di un ritardatore variabile innovativo, implementato in tecnologia a cristalli liquidi (LCD - Liquid Crystal Display). I cristalli liquidi sono caratterizzati dalla capacità di produrre differenti stati di polarizzazione della luce visibile in relazione alla tensione applicata ai loro capi. Tuttavia il ritardo introdotto da un singolo strato di cristalli liquidi è fortemente dipendente dalla lunghezza d onda della radiazione che lo attraversa. Per superare questo problema il polarimetro di UVCI farà uso di un ritardatore a cristalli liquidi acromatico nell intervallo spettrale da 450 nm a 600 nm. La modulazione elettro-ottica in bassa tensione del ritardatore a cristalli liquidi è accurata, riproducibile ed allo stesso tempo veloce (fino a 100 Hz). Questo è un vantaggio non indifferente rispetto ai metodi polarimetrici classici che fanno uso di sistemi a modulazione meccanica tramite la rotazione di elementi polarizzatori e tensioni elevate (dell ordine dei kilovolts). L impiego degli LCVRs (Liquid Crystal Variable Retarders) allo stesso tempo evita ritardi grossolani legati al movimento di parti meccaniche e riduce la massa, l ingombro e il consumo di potenza dell intero sistema. Queste caratteristiche sono essenziali per il loro impiego in strumentazione a bordo di una missione spaziale. L unico inconveniente degli LCVRs è legato al fatto che il ritardo introdotto dai cristalli liquidi dipende da fattori esterni come la temperatura; tuttavia il tempo utile di UVCI per le osservazioni sarà abbastanza limitato (circa 300 s) e quindi la temperatura non varierà in maniera apprezzabile. 1.4 Predizione del conteggio dei fotoni sui rivelatori CCD Al fine di progettare un sistema di rivelazione della radiazione è essenziale conoscere il flusso di fotoni a cui sarà soggetto il sensore. Questo parametro detterà le principali caratteristiche dell intera architettura del sistema, in 12

22 relazione alle misure scientifiche che da esso si vogliono estrapolare. Dalla misura o dalla stima teorica del flusso si seleziona il sensore da impiegare in base a caratteristiche quali l efficienza quantica nella regione spettrale di interesse, il tempo di esposizione, l intervallo dinamico (legato anche alle caratteristiche dell elettronica di lettura) ed il rapporto segnale/rumore desiderato. A tale scopo si riassumono nella Figura 1.4 le stime previste per il conteggio di fotoni nella banda spettrale compresa fra 460 nm e 600 nm associato alle principali formazioni coronali solari [12, 13, 14, 15, 16, 17] a distanze eliocentriche progressive, per sensori con pixels di diverse dimensioni. Figura 1.4: Stime del conteggio di fotoni fra 460 nm e 600 nm per pixels di diverse dimensioni in funzione della distanza eliocentrica. Grazie a queste stime si è potuto selezionare il sensore per il canale visibile di SCORE dotato delle caratteristiche illustrate nel paragrafo successivo. Inoltre, con analoghe stime effettuate per l EUV, siè selezionato il sensore per la ripresa di immagini nell elio ionizzato. Sia il flusso che l efficienza quantica del sensore per l intervallo spettrale del visibile sono molto superiori rispetto alle medesime grandezze relative al sensore per la riga dell HeII a 30.4 nm. Nonostante il modesto flusso 13

23 nell estremo ultravioletto (ad esempio associato ad un buco coronale), i fotoni a queste lunghezze d onda sono dotati di un energia capace di generare per effetto fotoelettrico coppie elettrone-lacuna multiple, fornendo così unsegnale con un rapporto S/N ancora accettabile. In realtà, tale rapporto non è ancora del tutto definito, in quanto SCORE sarà la prima missione a riprendere immagini alle lunghezze d onda dell elio ionizzato una volta, confermando o confutando le predizioni teoriche. Tuttavia l impiego di un sensore UV enhanced, opportunamente trattato per la rivelazione delle lunghezze d onda nell estremo ultravioletto e lo sviluppo di un elettronica di lettura della carica a basso rumore, consentiranno il raggiungimento di un rapporto S/N sufficiente per la ripresa di immagini nell EUV. Si stima quindi che l elio ionizzato potrà essere rivelato almeno fino a 2R nei buchi coronali 6. Inoltre saranno possibili misure significative anche nelle streamers fino a 2.6R. Inoltre, usando il CCD in binning mode 7, potremo rivelare l elio ionizzato fino a 3R, oltre a ridurre i tempi di integrazione nell intervallo spettrale relativo al visibile. 1.5 I sensori selezionati per le camere CCD di UVCI Come affermato nei paragrafi precedenti, i rivelatori per il canale visibile ed EUV di UVCI saranno sensori CCD. Grazie alle caratteristiche di versatilità del prototipo di laboratorio [18, 19] (non riscontrabili in modelli commerciali) sviluppato presso l XUVLab prima del presente modello di volo, è stato 6 I buchi coronali sono zone della corona in cui la densità del plasma diminuisce bruscamente mentre gli streamers sono associati a protuberanze incandescenti di plasma. 7 La tecnica di binning consiste nel sommare la carica accumulata in più pixels in un solo pixel del sensore; questo consente di riprendere immagini con un migliore rapporto S/N. 14

24 possibile selezionare le principali caratteristiche delle camere per SCORE, fra le quali il sensore CCD per la camera nel visibile e nell EUV. La scelta del sensore per il canale visibile è dettata dalla necessità di riprendere quasi simultaneamente le tre immagini dei corrispondenti stati di polarizzazione, così da evitare la ripresa di immagini diverse a causa della rapidità di variazione dei fenomeni osservati. Ciò risulta possibile grazie alla combinazione delle caratteristiche del sensore e dell elettronica di lettura con le proprietà di commutazione rapida degli stati del polarimetro. In particolare per il canale visibile di SCORE si è scelto un sensore CCD con formato di pixels del tipo frame-transfer, così da consentire lo spostamento rapido dell immagine ( pixels) nella sezione di store, permettendo un immediata esposizione di un nuovo frame mentre il precedente viene letto ad una più lenta ma meno rumorosa velocità direa- dout. Questa si svolgerà presumibilmente ad un pixel rate di 500 kpixel/s o inferiore. L architettura frame-transfer è, infatti, costituita da due identiche matrici di pixels, una dedicata alla ripresa delle immagini (A), l altra (schermata, vedi Figura 1.5) dedicata al trasferimento, immagazzinamento e alla lettura della prima (B). In particolare abbiamo focalizzato l attenzione sul CCD47-20 (Figura 1.6) retroilluminato ed assottigliato di E2V, un sensore del tipo AIMO 8 dotato di cella Peltier integrata per il raffreddamento e la conseguente riduzione delle cariche generate per effetto termico. La Tabella 1.1 riporta le principali caratteristiche di questo sensore. Anche per il canale EUV abbiamo selezionato il sensore CCD47-20 di E2V, ma in configurazione NIMO 9. Questo sensore èdeltipouv-enhanced, realizzato con trattamenti superficiali (coatings) a base di fosforo, che forni- 8 Acronimo di Advanced Inverted MOde (talvolta conosciuto come MPP - Multi Phase Pinned). I CCD AIMO hanno una struttura modificata del pixel che consente la riduzione della corrente di buio anche di un fattore 100, operando a tensioni negative anziché positive. Tuttavia ciò avviene a spese della riduzione della quantità massima di carica accumulabile. 9 Non Inverted MOde. 15

25 Figura 1.5: Schema di un sensore CCD ad architettura frame-transfer. scono un efficienza quantica ottimizzata per la ripresa di immagini nel lontano ultravioletto [20]. Caratteristica Valore Frequenza massima di lettura 5 MHz Sensibilità del nodo di lettura 4.5 µv/e Picco di segnale 100 ke /pixel Intervallo dinamico (@20 khz) : 1 Intervallo spettrale nm Rumore di lettura (@20 khz) 2 e r.m.s. Dimensioni del pixel 13 µm 13 µm Tabella 1.1: Specifiche del sensore CCD47-20 di E2V. Allo scopo di ottenere il massimo rapporto S/N nelle immagini il CCD per l EUV verrà raffreddato per contatto con una massa esterna di rame raffreddata ad azoto liquido a circa 120 C rispetto alla temperatura ambiente. Data la breve durata della missione, la capacità termica della massa garan- 16

26 Figura 1.6: Il sensore CCD47-20 di E2V e le relative curve di efficienza 20 C. Nel caso in esame facciamo riferimento alla curva identificata come midband. tirà per il tempo di volo l intervallo di temperature per il quale il rumore termico sulle immagini può considerarsi trascurabile. 1.6 Riepilogo In questo capitolo ho introdotto alcune nozioni elementari relative a camere CCD per applicazioni scientifiche a terra e dallo spazio. In particolare ho messo in evidenza le caratteristiche salienti di una camera CCD compatta e la possibilità dell integrazione dell elettronica di trattamento del segnale analogico e digitale al fine dell ottenimento di migliori prestazioni. Infine 17

27 ho introdotto l argomento specifico di questa prima parte del lavoro di tesi: le camere CCD per la missione spaziale sub-orbitale SCORE, presentando le caratteristiche principali dei sensori in relazione al canale spettrale che dovranno investigare. 18

28 Capitolo 2 La camera CCD per il canale visibile di UVCI In questo capitolo viene presentata la camera CCD dedicata al canale visibile di UVCI, il suo assemblaggio e principio di funzionamento in relazione al principale obiettivo che si pone: la ripresa di immagini della corona solare in luce visibile polarizzata. In seguito alla realizzazione del prototipo di laboratorio è attualmente in fase di sviluppo presso l XUVLab del Dipartimento di Astronomia e Scienza dello Spazio il prototipo di volo. La progettazione di tale prototipo ha come obiettivi il raggiungimento di caratteristiche quali un basso rumore di lettura del sensore, un ampio intervallo dinamico, un consumo ridotto di potenza ed una massa ed ingombro limitati. Nei paragrafi a seguire illustrerò una panoramica dell architettura del sistema su cui ho lavorato e una descrizione di ogni singola scheda della camera in modo da illustrare le relazioni di interconnessione fra le sue parti principali, soffermandomi maggiormente sulle schede di cui mi sono occupato o per le quali ho contribuito. Tale panoramica servirà anche a definire le modalità di generazione dei principali segnali di controllo della camera e per la lettura della carica fotogenerata nel sensore. 19

29 2.1 Architettura della camera e suo funzionamento La camera CCD per il canale polarimetrico di SCORE è composta dalle seguenti schede elettroniche [21] (Figura 2.1): 1. la scheda per l alimentazione generale della camera e la generazione delle tensioni di polarizzazione del sensore (bias generator); 2. la scheda per l alimentazione della cella Peltier per il raffreddamento termoelettrico del sensore; 3. l interfaccia spacewire con i protocolli di comunicazione da e verso il computer di bordo; 4. la scheda del generatore di fasi digitali (sequencer) e di adattamento delle controparti analogiche (clock driver); 5. la scheda del doppio campionamento correlato e di conversione analogicodigitale (CDS/ADC); 6. il preamplificatore con il CCD e la cella Peltier; 7. la scheda per il controllo dell otturatore; 8. la scheda di controllo del polarimetro. Le schede 1 7 sono collocate all interno della camera, mentre la 8 è esterna e posizionata in vicinanza del gruppo ottico del polarimetro. La camera CCD soddisfa tutti i requisiti per una missione spaziale suborbitale; infatti la sua forma geometrica si adatta al posizionamento sul banco ottico di UVCI ed è interamente costruita in alluminio anodizzato, materiale leggero, facilmente lavorabile ma allo stesso tempo robusto. Tutte le schede elettroniche sono bloccate con degli appositi ferma-scheda adatti al volo su razzo, forniti da Calmark, così da ridurre le vibrazioni ed evitare ogni possibile spostamento in fase di lancio. 20

30 Figura 2.1: La camera CCD per il canale visibile di UVCI e suo esploso con il posizionamento delle schede elettroniche e relativi fermascheda. Nella parte anteriore della camera è montato un otturatore da vuoto della serie VS25 di Uniblitz, controllato dalla relativa scheda. Il disegno meccanico della camera consente l inserimento di schermi sottili fra le schede di controllo dell otturatore e del CDS/ADC e fra il CDS/ADC ed il sequencer/clock driver in modo da prevenire possibili interferenze elettromagnetiche. L interconnessione interna viene assicurata tramite cavi flat saldati alle estremità sulle schede, in modo tale da garantire compattezza, flessibilità ed 21

31 affidabilità. Per la selezione del canale EUV e del canale visibile si impiega un apposito specchio (folding mirror) pilotato dalla scheda del polarimetro. Allo scopo di acquisire immagini digitali della corona solare è necessario leggere il segnale video in uscita dal sensore CCD ed occorrono quindi tutti i segnali necessari alla polarizzazione del sensore e al processo di scorrimento delle cariche fotogenerate pixel per pixel. Il sequencer (o sequenziatore di fasi) produce i clocks ed altri segnali digitali necessari alla lettura del sensore e all acquisizione dei frames, determinando il tempo di esposizione e il formato delle immagini. Le fasi digitali vengono convertite in segnali analogici di clock grazie al clock driver, i cui livelli dipendono dalle caratteristiche dello specifico sensore. La generazione delle fasi rappresenta un passaggio cruciale nella progettazione dell elettronica di lettura, in quanto devono essere ben definite nei livelli e nella forma, soprattutto al crescere della frequenza di lettura (pixel rate). È quindi fondamentale che, insieme alle tensioni di bias del sensore, non rappresentino fonti importanti di rumore. Il processo di lettura della carica è affetto dal rumore di reset nello stadio di uscita del sensore, che somma sostanzialmente al segnale video un offset in tensione. Questo livello indesiderato viene sottratto nella scheda di campionamento, campionando due volte il segnale e sottraendo l offset da quest ultimo. Una volta campionato e ripulito dal rumore di reset il segnale video viene convertito in digitale dal convertitore A/D collocato sulla medesima scheda. Le sue uscite sono connesse alla scheda spacewire che controlla le comunicazioni con il computer di bordo tramite un determinato protocollo. Il PC di bordo salva le immagini e controlla la telemetria verso terra. Lo schema a blocchi del funzionamento della camera CCD per il canale visibile di UVCI è illustrato in Figura 2.2. La missione si svolge sostanzialmente in tre fasi. Durante la prima, la procedura di start-up prevede il raffreddamento del sensore CCD prima del lancio a causa del lento profilo di raffreddamento del dispositivo (5K/min). 22

32 Figura 2.2: Schema a blocchi del funzionamento della camera CCD per il canale visibile di UVCI. 23

33 Infatti il salto termico di 40K rispetto alla temperatura ambiente non consente il graduale raggiungimento della temperatura di lavoro durante il lancio, ma soprattutto non è possibile il raggiungimento della temperatura di lavoro per il sensore operante nel canale EUV, il cui salto termico (circa 120K rispetto alla temperatura ambiente) richiede il preventivo raffreddamento a terra con una massa di rame di contatto portata in temperatura tramite azoto liquido. Una volta raffreddata a terra tale massa consentirà di mantenere il sensore alla temperatura d esercizio per tutta la durata della missione. Circa un minuto prima dell inizio della sequenza di acquisizione il PC di bordo genererà due segnali di accensione, uno necessario all inizializzazione della scheda spacewire, l altro diretto alle restanti schede. Questi segnali scandiscono l inizio della seconda fase, in cui vengono generati i segnali per la sequenza di acquisizione. Senza scendere nei dettagli della procedura, questa prevede inizialmente l acquisizione dell immagine di maggior contenuto scientifico (quella relativa al canale EUV ) e il suo trasferimento verso il PC di bordo. Nel frattempo lo specchio di folding sarà posizionato per riflettere il fascio luminoso verso la camera nel visibile ed inizierà l acquisizione delle immagini in luce polarizzata e delle immagini di buio necessarie alla successiva elaborazione. Alla fine (terza fase) verranno spente le alimentazioni (eccetto quella per la cella Peltier del sensore nel visibile) ed inizierà il rientro in atmosfera. Nei paragrafi successivi saranno illustrate le singole schede che compongono la camera nel visibile, non molto dissimile da quella per il canale EUV, in quanto in stato avanzato di progettazione e realizzazione. Partendo dalla scheda posizionata nella parte posteriore della camera (quella relativa alle alimentazioni) si percorrerà a ritroso il cammino seguito dal segnale video, arrivando alla scheda da me progettata e testata: la scheda CDS/ADC. La progettazione elettronica di tutte le schede è stata affrontata all interno del gruppo di lavoro dell XUVLab, così come la redazione degli schematici circuitali e dei layouts, gli assemblaggi e l effettuazione delle misure. Lo sbroglio delle nets delle schede complesse a più strati si è avvalsa dell appoggio 24

34 di una ditta esterna specializzata nella realizzazione di PCBs. La mia attenzione si è concentrata soprattutto sul preamplificatore ed in particolar modo sulla scheda di campionamento e conversione A/D, ma ho contribuito anche allo sviluppo delle altre schede e alla risoluzione di varie problematiche inerenti l assemblaggio elettrico e meccanico delle due camere. 2.2 Le alimentazioni e il generatore delle tensioni di bias Questa scheda (Figura 2.3) ha il compito di generare le tensioni di alimentazione per le altre schede della camera e le tensioni di polarizzazione del sensore CCD. Figura 2.3: La scheda per la generazione delle alimentazioni e delle tensioni di polarizzazione del sensore CCD. Il sistema di alimentazione elettrica del razzo è costituito da alcune batterie dimensionate per fornire la potenza necessaria allo svolgimento dell intera 25