Теоретические основы оптико-электронных приборов - Мирошников М.М.
Скачать (прямая ссылка):
Фотовольтаический приемник (фотодиод в вентильном режиме) на основе тройною соединения (CdHgTe) 77 я ~3~ 103 7 О V/ 10,6
Фотомагнитный приемник на основе антимонида индия (InSb) 295 Я 103 т о CJ 6,0
Фотовольтаический приемник (фотодиод в вентильном режиме) на основе арсеиида индия (InAs) 195 я 103 /А о 3,2
практически не нашли отражения в таблице. Ответы на такие важные для конструктора вопросы, как возможная форма и размеры чувствительного слоя, число и расположение слоев мозаичного приемника, конструкция корпуса и системы охлаждения и т. д., должны быть получены в специальной литературе по приемникам излучения. Таблица не содержит также сведений о телевизионных приемниках излучения — вакуумных передающих трубках — вследствие большой специфики этого вопроса, особенно, когда речь идет об использовании трубок не для получения изображения ярко освещенного предмета, а об их предельной чувствительности.
При составлении таблицы были использованы сведения, содержащиеся в отечественной и иностранной литературе. Во всех случаях в таблицу не включались такие параметры приемников, которые представлялись сомнительными или рекордными. Тем не менее необходимо отметить, что в литературе содержатся некоторые сведения о достигнутых предельных значениях обна-
518
Продолжение т а б л. 24
приемника
К ^ о ^ §s 4 о 5 * ? Я * д & ° Темповое сопротивление г, Ом Темповой ток V А Удельная обнаружительная способность *>' (>•/«)• см-Г ц1/2. Пт * § * Q Q QJ ? JT* сг л CJ Г* S Е Si- К tC к/ ? Я О Л V А н 'О С о-е " Примечание
7,5 1- Ю5 - 1- 1010 Ь 10“ дОф(Ят)сУчет°мре-комбинации (pt = у2) и поля зрения 12
1 1,0 G- 105 — 3- ю10 6- 1010 То же
25,0 С V О - 2,5- 101" 7,3- 10‘° »
•10,0 0,5- 10” - 2,5- 10>° 2- 10“
27,0 105 - 3- 10»° сл о
13,0 2,5 - 5- Ю8 8,5- 10,и ^ОФ (Кт) без Учета рекомбинации для поля зрения ?2
7,0 1,0 — 2-10“ 8- Ю‘° То же
3,4 5- 10* 2- 10“ 1- 101“ »
ружителыюй способности приемников с внутренним фотоэф-фектом. Эти сведения приведены в табл. 25 (значком «плюс» отмечены приемники, работающие в фотовольтаическом режиме).
При обсуждении пороговой чувствительности тепловых приемников иногда упоминается критерий или предел Хэвенса. Оценка Хэвенса минимальной эквивалентной мощности шумов болометра и термопары при комнатной температуре не является принципиальным пределом — это чисто экспериментальная величина. Однако она оказалась удачной: ни один из болометров или термоэлементов, работающих при комнатной температуре, не превзошел этот предел.
В своем современном выражении (с учетом терминологии, введенной Джонсом) предел Хэвенса (см• Гц1/2-Вт-1) имеет вид
D* = 1,67- 101О/т, где т — постоянная времени приемника, с.
519
Т а б л и ц а 25
Предельные характеристики некоторых приемников (ноле зрения охлаждаемых приемников ограничено углом л/3)
Тип приемника Di (*m) Тип приемника D* (Кг)
PbS (295 К) 1,5- 10 й InSb (295 К) 2-Ю8
PbS (195 К) 7 •10й InSb (77 К) 1 ¦ И)11
InAs+ (295 К) 1-1010
lnSb+ (77 К) 1,4- l0Ji
ZnAs+ (195 К) 3,5-10й
Ge : Au ((50 К) 2• Ю10
InAs+ (77 К) 7- 10п
PbSe (295 К) 2 !010 Ge : Hg (30 К) 5-L010 4-1010
PbSe (195 К) 5* 1010 Ge : Cd (12 К)
PbSe (77 К) 5- 101и Ge; Zn (5 К) 5-1010
Глава 19
ШУМ ОБЪЕКТА НАБЛЮДЕНИЯ И ФОНА
§ 1. ОБЪЕКТЫ НАБЛЮДЕНИЯ И ФОНЫ
В зависимости от задачи, решаемой оптико-электронным прибором, излучающие тела являются либо объектами наблюдения, (целями), либо фонами, причем одно и то же тело может быть иногда объектом, а иногда фоном. Так, звезды являются объектами наблюдения при астронавигации и элементами фона при наблюдении за ИСЗ.
Объект наблюдения и окружающий его фон образуют поле излучения, характеристики которого изменяются в пространстве и во времени. Наличие изменяющегося фона является одной из причин, препятствующих наблюдению.
Рассмотрим некоторые наиболее типичные примеры сочетания объекта наблюдения с окружающим его фоном.
В качестве небесных ориентиров — объектов наблюдения для астронавигационных систем — чаще всего используются наиболее яркие звезды, иногда называемые навигационными. Эти звезды необходимо выделить на фоне других, более слабых звезд, туманностей и рассеянного в атмосфере солнечного света. Если бы визирование звезды производилось при отсутствии световых помех,
520
то задача навигации но звезде была несложной. Однако в большинстве случаев звезда должна визироваться либо па фоне других звезд, либо па фоне дневного неба, лиОо на фоне темного неба за пределами атмосферы, но при наличии боковой засветки оптической системы Солнцем, отраженным светом от Земли или иной близко расположенной планеты.
Звездный фон состоит из мириадов звезд, туманностей и галактик. Средняя яркость звездного фона равна примерно 4' КГ14 Вт/(см2-град2) в диапазоне длин волн от 0,25 до 3,25 мкм. Число навигационных звезд на небе ограничено; так, на площади 227 град2 в среднем нет звезд ярче третьей величины. Звездный фон в поле зрения 1 град2 создается в среднем звездами от восьмой величины и слабее*. Однако на некоторых участках неба звездный фон может создавать существенные световые помехи в работе системы слежения за звездой. Чем меньше поле зрения и поле обзора прибора и чем ярче навигационная звезда, тем меньше вероятность нарушения нормальной работы за счет попадания в поле зрения соседней звезды.
