虽然说拍出好照片，起决定性作用的是拍摄人本人，但是不可否认的是天文器材的性能对于天文摄影而言，也是极其关键的，对于天文学研究而言，设备的性能甚至具有决定性作用。就如10公分的镜子在细节和极限星等上，无论如何都拼不过1米的镜子。相机也是如此，由于相机的性能对于观测结果有着巨大的影响，天文观测对于成像终端的选择也是非常苛刻和考究的。
CCD与CMOS
CCD与CMOS，在芯片外形上看不出很大的区别。通常CCD的引脚较少，而CMOS较多。图中左上方的芯片是QHY367C全画幅制冷CMOS相机中采用的3600万像素CMOS芯片，而右上方的是QHY16803A中采用的4K*4K分辨率KAF16803 CCD芯片，右下角是最新的1.5亿像素SONY中画幅CMOS芯片（相机正在研发中）。
CCD是贝尔实验室的科学家维拉·博伊尔(Willard S. Boyle)以及乔治·史密斯（George E. Smith）于1969年发明的一种半导体器件，CCD在科学研究领域如天文学研究，以及在我们日常生活中如相机及摄像机的应用中有着巨大贡献，CCD的发明者曾被授予2009年的诺贝尔物理学奖。CCD是Charge Couple Device的缩写，中文翻译为电荷耦合器件。首先，它的感光原理是光电效应。光子首先被转换成了电荷，并且在像素区域实现电荷的积累。然后再一组顺序变化的驱动电压下，一行一行的电荷沿着垂直方向转移。当一行的电荷转移到最后一行时候，再通过水平驱动时序，挨个的输出到一个电容中，因此电容两端电压的变化。当电压连接到AD转换器上，通过测量这个电压，我们就能获取每一个像素的电荷数量，也就代表了这个像素的光强值。
下面一张图更为形象的说明了CCD的工作原理，图中正在淅淅沥沥下的小雨代表了到达图像传感器的光子，而一个个水桶则代表每一个像素，在一定时间内（即曝光时间），水桶里面盛的水代表转化成的电荷（水桶的容量叫做FULLWELL，满阱电荷数，或者阱深）。传动带将水桶往下传递，然后水平的传动带将水桶往最后的量杯中传递，这个过程反应了“电荷耦合”的原理。最终在量杯中，我们可以读取每一个水桶里面收集到的雨水量，也就是每一个像素上累计的电荷数量。
CCD发明距今已经近半个世纪了，在天文学研究上，仍然是目前最主要的成像终端。而近年来在图像传感器领域，又出现了一个新星: CMOS传感器，并且在消费类电子产品的需求驱动下，性能获得迅猛发展。那么，现阶段CCD和CMOS相比，各自的优劣势在什么地方，对于业余天文摄影而言，到底应该选择CCD还是CMOS呢？
为了更好的理解CCD和CMOS在性能上的区别，首先还是要从CCD和CMOS的读出原理说起。CCD和CMOS在光电转换部分的原理和结构几乎是完全一样的，然而二者的本质区别在于他们读出方式是完全不同的，正是因为这个不同的读出方式，导致了CCD与CMOS形成各自特色性能。
下图清晰的说明了CCD与CMOS在读出方式上的差异，CCD通过多次电荷转移，最终在输出的地方将电荷转换成了电压信号。而CMOS的读出，并不是以一连串的电荷转移为基础的，而是每一个像素连接有一个电容。因此可以直接将电荷转换成电压，而通过选通电路，将每一行的电压连接到AD转换器上，实现数字化转换。
现在的CMOS电路已经实现了片上集成的AD转换器，通常每一列具有一个AD转换器，因此一个数千列的CMOS，片上会有数千个转换器。他们会并行的进行转换。而CCD的AD转换器在外部，通常只有一个或者数个片外的AD转换器。由此看来，CMOS在转换速度上非常具有优势，几千个AD同时进行转换，其总转换速度大大超过CCD。因此CMOS很容易实现高帧率。对于，一个200万像素的CCD要实现30帧已是一个很不容易的事情，通常需要两个通道才能勉强达到。而对于CMOS，200万像素达到上百帧是轻而易举的事情。例如QHYCCD出品的QHY5III290相机，在1920*1080下可以达到135帧每秒的读取速度。
高的帧率显然对于行星摄影非常有利。因为行星摄影需要在短时间内拍摄出尽可能多的帧，以便实现大量叠加的过程中挑选出瞬间视宁度好的照片。同时鉴于大行星的自转，也需要在短时间内完成拍摄。因此这使得CMOS在行星摄影领域大显身手。使得地面行星摄影的水平在近年来急速提升。
全球著名行星摄影大师Chrisopher Go使用QHY290M相机拍摄的土星
著名彗星猎手Terry Lovejoy)使用QHY183C相机在2018年的火星大冲阶段拍摄的火星，大冲前后的火星正处于一场全球范围的沙尘暴中。但是通过通过图像叠加和增强处理，仍然可以清晰地看到火星上的一些细节。
同时,CMOS的工艺使得CMOS可以用标准的半导体制程实现生产，而CCD则需要专用产线。因此CMOS的大批量生产更为容易，成品率更高，使得CMOS的价格较为低廉。如入门级的QHY5L-II CMOS相机APTINA的MT9M034 CMOS芯片，具有74%的量子效率和30帧@1280*960的帧率，价格仅为1280元/980元（黑白/彩色）。由于亲民的价格，精巧的外观以及QHYCCD专利的导星口设计，QHY5L-II还广泛的应用于导星，是目前使用非常广泛的入门型行星/导星相机，其外形和功能也被国内外多家厂商模仿。
当然，世界上很难找到绝对完美的事物。CMOS通过像素级的电容进行电荷到电压转换，以及大量列AD转换器进行数模转换，这样的读出方式也产生了一个问题，AD转换器以及电容都可能存在一致性问题，最终的结果导致了FPN（固定模板噪声）的出现。在早期的CMOS中，可以看到明显的竖直条纹。这就是以一种典型的FPN噪声。而电容的不一致性则会导致光强-输出值响应的不一致性。这不仅会增加噪声和图像粗糙感，也会导致天文数据的不准确性，严重影响科学数据的可靠性。而这种像素不均匀性，如果只是观察偏置场或者暗场，并不容易察觉。
QHYCCD是在业余天文摄影领域最早使用CMOS技术的厂商，早在2007年，就推出了采用镁光的MT9M001 CMOS芯片了一代QHY5，这个芯片的垂直条纹是较为明显的，虽然这个CMOS由于FPN噪声问题成像质量不是那么尽如人意，差点被我扔到垃圾桶里面，但是由于该FPN噪声对自动导星的计算影响不大，加之CMOS成本大大低于CCD，在自动导星领域大放异彩，成为首个在天文摄影领域大量使用CMOS相机，也是前一些年的主流导星相机。
解决FPN噪声的主要方法，除了改善半导体制程工艺，进一步提高相关部分的一致性之外，采用片上校准是目前较为普遍的现象，通过片上FPN校准电路，可以很好的校准垂直条纹。而通过片上CDS双相关采样，也可以在一定程度上减轻像素不一致性。近年来的主流CMOS传感器均采用了这一技术，例如QHY5III系列相机，以及QHY的制冷CMOS相机系列（QHY COLDMOS相机）所采用的SONY CMOS传感器，背景已经非常的均匀，看不到任何的条纹了。但是片上FPN校准仍然会引发另外一个问题，对于天文观测而言，我们希望得到的是最原始的数据，而片上校准可能会破坏掉数据的原始性，尤其是会对后期的图像校准流程产生困扰。因为每一次片上校准的标准都可能发生漂移。这个会导致最终图像的不确定性。
图：二代QHY5L-II相机，其中QHY5L-II采用的MT9M034在片上FPN校准上，已经有显著进步，背景已经基本均匀。
图：三代QHY5III相机所采用的SONY CMOS传感器的背景已经非常均匀。
现阶段，在专业的天文学界，把CMOS用于定量测量，如测光等，类似应用能否满足科学数据准确性的质疑仍然存在，这需要对CMOS器件进行更为广泛的测试与标定，需进一步的研究此类一致性问题。在这些问题尚未明了之前，科学家们仍然倾向于采用成熟稳定的CCD器件用于天文测量，如测光类应用。而在天文教学领域，选择CCD相机作为天文教学仍然是首选，这可以使用已经成熟几十年的CCD校准的标准流程，利于教学。当然，对于非测量类，例如暗弱目标检测，特别是曝光时间有限或者光子数有限的图像拍摄。CMOS则体现出其独有的优势---超低的读出噪声。
QHY16200A
QHY09000A
(图： QHY16803A和QHY09000A相机，采用4K*4K，9um像素芯片和3K*3K，12um像素芯片，该相机内置7孔滤镜论，是中学天文台和高校天文台天文教学首选产品）
读出噪声是弱光成像仪器的一个重要指标。什么是读出噪声呢? 且听下回分解。
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