在天文学等科学研究领域，大面阵CCD相机得到了广泛的应用。快门是大面阵CCD相机的关键部件，对于有特殊要求(如大光圈、高分辨率、高速度)的相机来说至关重要。
由于传统电子快门的开闭动作受到机械运动速度的限制，会出现高分辨率数字图像曝光不均匀的情况。快门的光圈越大，曝光时间越短，原始图像中的规则不均匀会越严重。这些现象被通俗地称为“快门效应”。太阳是一个大面积、高亮度、要求曝光时间短的观测对象(见下图1)，快门效应在观测太阳时更为明显，一直是制约太阳观测数据质量同时提高最大可观测面积的瓶颈。
为了提高云南天文台太阳全天色球望远镜大面阵CCD重新配置后的观测图像数据质量，根据无效应快门的设计原理，研制了兼容性好、工作模式新的机械快门，完成了专用电控装置，与CCD和计算机工作程序完全同步。在云南天文台全天色球望远镜Alta 16bit CCD的摄影观测中，进行了实际应用试验，成功获得了无快门效应的太阳色球数字图像(见下图2)。
这种快门的优点是：
(1)CCD数字成像没有快门效应；
(2)曝光速度基本不受光的光圈大小影响，曝光时间(曝光速度)可以在千分之一秒到135秒之间；
(3)每次曝光的间隔时间取决于大面阵CCD完成全帧图像数据的读取时间和传输时间；
(4)兼容性好。传统的电子机械快门的CCD可以用这种器件来改造或替代。
2009年11月21日，中科院昆明分院邀请国内专家在昆明组成鉴定专家组，圆满结束了云南天文台完成的“无机械效应面阵CCD大孔径快门成像”成果验收鉴定。
会议由鉴定委员会主任方成院士主持。会上，专家组听取了项目组的工作汇报和技术汇报。经过讨论，形成以下鉴定意见：
1.新型无效应快门从CCD成像的源头上消除了快门的机械效应，其操作控制方式合理，并能与CCD和望远镜成像系统有效结合，准确执行计算机指令，完成图像拍摄的全过程。新型快门的研制成功，解决了原快门对于图像采集频率较高的观察对象曝光明显不均匀的问题。对比观察到的图像，新快门的图像质量比原来的快门有了很大的提高。完全满足云南天文台全天彩色球面望远镜CCD数字图像的观测和成像质量要求，适用于对CCD像质要求高(大面阵、短曝光)的特殊科技研究领域。
2.新型快门的机械和电子控制结构进一步小型化、标准化和系列化后，有望成为一种通用的科研产品，将有效推动新型快门在科研和应用领域的发展，满足大面阵CCD对大口径均匀成像的需求。一般大前置短曝光的CCD相机，可以改装替代原来的机械快门。所以值得推广。
专家组一致认为，新型快门的研制是成功的，在我国首次用于太阳观测。可以替代原来从国外进口的机械快门，从而达到研制新型快门的目的，满足观测的需要。
专家组希望进一步提高成像质量均匀性的定量分析，并建议新型快门小型化、标准化。
ccd天文相机型号
首先，不存在所谓的‘最佳增益和偏置值’，因为目前CMOS相机的一些特性，比如AD采样率(12位或14位)不够，读出噪声随增益增大而减小的特性。我们需要对读出噪声、全井、系统增益、相机天光背景下的光子噪声有所了解，以便更好地帮助我们确定应该使用的增益和偏移量。
为了让大家更容易开始拍摄，我们给出了一个用散热CMOS相机进行深空拍摄的增益和偏移量的设置原则。然后详细解释为什么要采用这个原则。
如果你以前没有冷却CMOS相机的经验，那么我们建议你在开始时将增益设置为‘单位增益’。单位增益是指相机的系统增益为1e/ADU时的增益设置。我们通常直接在相机的页面上给出这个值。比如QHY168C的值是10，而QHY367C的值是2800。注意，单位增益的设置不是必需的。肯定只是系统增益，增减都没有太大作用。需要注意的是，随着16位ADC的CMOS相机的出现(如QHY600、QHY268、QHY411、QHY461等。)，16位AD已经能全采样，最低增益也能低于1e/ADU。那么增益可以直接设置为0。(需要注意的是，上述相机还有扩展的全井工作模式，在这种模式下系统增益仍可能超过1，所以还是要搞清楚单位增益。)对于大部分CMOS相机来说，主要是12位和14位，所以需要找到单位增益时的增益值。
请注意：单位增益不是最佳设置！只是一个起点。
然后根据拍摄的具体情况，进一步确定是增加还是减少这个值。一般如果你的光学系统是大口径的快速光学系统，比如F2.2-F5和F5之间的望远镜，曝光时间较长，比如5分钟以上，同时没有使用窄带滤光片，可以考虑进一步降低增益。为了获得更大的动态范围，更好地利用相机的全陷值，避免明星曝光过度。(过度曝光的星星会导致星点肥大，失去星星的色彩饱和度)。
如果你使用窄带滤光片，或者你的望远镜的焦距比为F6-F10，并且曝光时间很短，那么在曝光时间内接收到的光子数量是有限的。在这种情况下，你可以提高增益，从而充分发挥CMOS高增益的低读取噪声，提高目标的信噪比。
偏移设置没有最佳值。设置偏置的正确方法是以一定的增益拍摄偏置场和暗场，然后观察图像的直方图分布。可以看出，直方图分布是一个峰值。通过改变偏移，该峰值可以向左或向右移动。我们需要确保整个峰值大于0，并且不能被0截断。同时，为了冗余，需要略大于零，比如100到数百个adu甚至上千个adu都是可能的。但也不能太大，否则会占据0-65535的有效动态范围。需要注意的是，这个峰值的宽度在不同增益下是不一样的，在高增益下会变宽。因此，在低增益时合适的偏移值在高增益时可能不合适。很可能峰被加宽，导致该峰被部分截断0。
对于非16位CMOS相机，AD的采样精度与CMOS的全阱电荷数无法很好匹配。在低增益下，CMOS的系统增益往往达到几个电子对应一个ADU。这会带来采样误差。失去了相机分辨信号强度的能力。当增益增加时，CMOS的系统增益值会降低。当达到一定增益时，对应1e/ADU，即系统增益。但是增加增益会带来一个问题，就是输出图像的全阱电荷数量会受到限制。比如12位CMOS，当系统增益为1，图像饱和时，对应的全阱只有4096个电子。这样，如果图像中有明亮的目标，比如大部分恒星，就会出现饱和。特别是如果你的望远镜速度快，或者曝光时间长，这个问题会特别突出。一旦星点饱和，星点会变粗，后期无法补救(除非软件使用缩星法)。同时，恒星的颜色信息也会受到影响，恒星的颜色饱和度会降低。最后的图像感觉星星很厚，大部分是白色的。图像感觉很干。因此，在这种情况下，只能通过降低增益来获得更大的全井图像。
在没有16位AD的情况下，降低增益是不可避免的折衷方法。此时，采样误差(量化噪声)会增加。但由于长曝光、快镜下像素中光子数量较多，光子数本身的量子噪声会带来比量化噪声更大的波动(可以理解为在亮度上自然实现的一种“抖动”算法)，因此量化噪声增加的影响会减小。通过一定的叠加，也可以在一定程度上弥补量化噪声带来的图像层次不够的问题。
当光子数有限时，如窄带摄影，曝光时间短，使用的镜子为“慢镜”时，可以提高增益。这种情况下不容易出现目标饱和问题，几乎没有背景天光。此时，读出噪声和量化噪声是影响弱光检测能力的主要因素。通过增加增益来提高信噪比，以获得更低的读出噪声和量化噪声，这是非常有意义的。在这种情况下，无论是12位、14位还是16位CMOS相机，增加增益都会降低读出噪声，这是有利的。QHYCCD会在产品的‘特性’页面上提供读出噪声随增益增加的变化的详细曲线，可以在使用中参考。
附图中QHY367C的系统增益可以在产品页面的特性图中找到。系统增益是对应于所获得图像的每个值的电荷数量。注意，对于12位和14位相机，由于输出图像是根据16位存储的，高位对齐，低位用0填充，所以获得的图像需要除以16或4，以得到12或14位的实际ADU值。然后可以根据下图计算出充电值。单位增益是1.0e/ADU的位置。下图是2800左右。
读出噪声随增益增大而减小的曲线。读出噪声的单位是电荷。读出噪声主要影响相机的弱光探测能力，进而影响相机的探测灵敏度。例如，当读出噪声是一个电子时，我们需要通过三个光子转换的电荷来实现3: 1的信噪比(信噪比，SNR)。通常情况下，信噪比=3的图像可以用肉眼分辨出一颗恒星。当SNR=2时，就更难区分了。如果低于1.5，就需要更厉害的人，比如经常找彗星或者
输出图像的全阱电荷值随着增益的增加而减小。全阱电荷是指当图像达到饱和时，像素可以保持的最大电荷。图像饱和有两种情况，一种是像素物理上能保持的电荷已满，另一种是输入ADC的电压超过AD的最大范围，导致图像全白。增加增益将放大信号，因此图像在像素饱和之前将完全是白色的。所以从下图可以看出，增益越高，全阱电荷数越低。
从动态范围来看，增益的增加会降低动态范围。我们通常会用一个电影拍摄中常用的名字，叫做“STOP”，每一个STOP都是加倍的。例如，8次停止是256次。四站是16384次。
QHY168C16万像素APS-C画幅制冷CMOS相机拍摄的蓝色马头
QHY367C36万像素全画幅制冷CMOS相机拍摄天蝎座调色板区。
由QHY128C24万像素全画幅CMOS相机拍摄的猎户座马头星云，使用F2.2 RASA快速反射镜和10分钟长曝光，增益最低。