題注：韋布通過(guò)將冷卻到極低溫的大口徑太空望遠(yuǎn)鏡(預(yù)計(jì)是斯皮策紅外天文望遠(yuǎn)鏡的50倍靈敏度和7倍的角分辨率)和先進(jìn)的紅外探測(cè)器工藝相結(jié)合，帶來(lái)了科學(xué)能力的巨大進(jìn)步。它將為以下四個(gè)科學(xué)任務(wù)做出重要貢獻(xiàn)：

1. 發(fā)現(xiàn)宇宙的“第一道光”；

2. 星系的集合，恒星形成的歷史，黑洞的生長(zhǎng)，重元素的產(chǎn)生；

3. 恒星和行星系統(tǒng)是如何形成的；

4. 行星系統(tǒng)和生命條件的演化。

而這一切，都離不開部署在韋布上的先進(jìn)的紅外探測(cè)器陣列！

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近日，NASA公布了“鴿王”詹姆斯·韋布望遠(yuǎn)鏡拍攝的第一張照片！

圖1. 韋布拍的第一張照片，圖源：NASA

什么鬼？！這臺(tái)花費(fèi)百億美金的望遠(yuǎn)鏡有點(diǎn)散光啊……怕不是在逗我玩呢吧……

別急，這確實(shí)是韋布望遠(yuǎn)鏡用它的近紅外相機(jī)(NIRCam)拍的第一張照片。確切來(lái)說(shuō)，這只是第一張馬賽克拼圖的中間部分。上面一共18個(gè)亮點(diǎn)，每個(gè)亮點(diǎn)都是北斗七星附近的同一顆恒星。因?yàn)轫f布的主鏡由18塊正六邊形鏡片拼接而成，之前為了能夠塞進(jìn)火箭狹窄的“貨艙”發(fā)射升空，韋布連主鏡片都折疊了起來(lái)，直到不久前才*展開。但這些主鏡片還沒(méi)有對(duì)齊，于是便有了首張照片上那18個(gè)看似隨機(jī)分布散斑亮點(diǎn)。

對(duì)于韋布團(tuán)隊(duì)的工程師而言，這張照片可以指導(dǎo)他們接下來(lái)對(duì)每一塊主鏡片作精細(xì)調(diào)整，直到這18個(gè)亮點(diǎn)合而為一，聚成一個(gè)清晰的恒星影像為止。想看韋布拍攝的清晰版太空美圖，我們還要再耐心等幾個(gè)月才行。小編覺得，大概到今年夏天，就差不多了吧。

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中紅外儀器MIRI

如果把韋布網(wǎng)球場(chǎng)般大小的主反射鏡，比作人類窺探宇宙的“紅外之眼”的晶狀體的話，韋布攜帶的中紅外儀器，可以說(shuō)就是這顆“紅外之眼”的視網(wǎng)膜了。今天，小編要帶大家了解的，就是韋布得以超越哈勃望遠(yuǎn)鏡的核心設(shè)備——中紅外儀器 (MIRI，Mid-infared Instrument)。

圖2. 韋布望遠(yuǎn)鏡的主要子系統(tǒng)和組件，中紅外儀器MIRI位于集成科學(xué)儀器模組(ISIM)。原圖來(lái)源：NASA

如圖2所示，韋布望遠(yuǎn)鏡的主、副鏡片經(jīng)過(guò)精細(xì)調(diào)整和校準(zhǔn)后，收集來(lái)自遙遠(yuǎn)太空的星光，并將其導(dǎo)引至集成科學(xué)儀器模組(ISIM)進(jìn)行分析。ISIM包含以下四種儀器：

l  中紅外儀器(MIRI)

l  近紅外光譜儀 (NIRSpec)

l  近紅外相機(jī) (NIRCam)

l  精細(xì)導(dǎo)引傳感器/近紅外成像儀和無(wú)狹縫光譜儀 (FGS-NIRISS)

其中，最引人注目的，便是韋布望遠(yuǎn)鏡的中紅外儀器 (MIRI，Mid-infared Instrument) 。MIRI包含一個(gè)中紅外成像相機(jī)和數(shù)個(gè)中紅外光譜儀，可以看到電磁光譜中紅外區(qū)域的光，這個(gè)波長(zhǎng)比我們?nèi)庋劭吹降囊L(zhǎng)。

圖3. MIRI 將工作在 5 至 28 微米的中遠(yuǎn)紅外波長(zhǎng)范圍。圖源：NASA

MIRI 的觀測(cè)涵蓋 5 至 28 微米的中紅外波長(zhǎng)范圍(圖3)。 它靈敏的探測(cè)器將使其能夠看到遙遠(yuǎn)的星系，新形成的恒星，以及柯伊伯帶中的彗星及其他物體的微弱的紅移光。 MIRI 的紅外相機(jī)，將提供寬視場(chǎng)、寬譜帶的成像，它將繼承哈勃望遠(yuǎn)鏡舉世矚目的成就，繼續(xù)在紅外波段拍攝令人驚嘆的天文攝影。 所啟用的中等分辨率光譜儀，有能力觀察到遙遠(yuǎn)天體新的物理細(xì)節(jié)(如可能獲取的地外行星大氣紅外光譜特征)。MIRI 為中紅外波段天文觀測(cè)提供了四種基本功能：

1.         中紅外相機(jī)：使用覆蓋 5.6 μm 至 25.5μm 波長(zhǎng)范圍的 9 個(gè)寬帶濾光片獲得成像；

2.         低分辨光譜儀：通過(guò) 5 至 12 μm 的低光譜分辨率模式獲得光譜，包括有狹縫和無(wú)狹縫選項(xiàng)，

3.         中分辨光譜儀：通過(guò) 4.9 μm 至 28.8 μm 的能量積分單元，獲得中等分辨率光譜；

4.         中紅外日冕儀：包含一個(gè)Lyot濾光器和三個(gè)4象限相位掩模日冕儀，均針對(duì)中紅外光譜區(qū)域進(jìn)行了優(yōu)化。

韋布的MIRI是由歐洲天文科研機(jī)構(gòu)和美國(guó)加州噴氣推進(jìn)實(shí)驗(yàn)室 (JPL) 聯(lián)合開發(fā)的。 MIRI在歐洲的研究員是 Gillian Wright(英國(guó)天文技術(shù)中心)，在美國(guó)的研究員是 George Rieke(亞利桑那大學(xué))。 MIRI 儀器科學(xué)家，是 英國(guó)天文技術(shù)中心 的 Alistair Glasse 和 噴氣推進(jìn)實(shí)驗(yàn)室 的 Michael Ressler。

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深入了解MIRI的技術(shù)細(xì)節(jié)

圖4. 集成科學(xué)儀器模組(ISIM)的三大區(qū)域在韋布上的位置。圖源：NASA

將四種主要儀器和眾多子系統(tǒng)集成到一個(gè)有效載荷 ISIM 中是一項(xiàng)艱巨的工作。 為了簡(jiǎn)化集成，工程師將 ISIM 劃分為三個(gè)區(qū)域(如圖4)：

“區(qū)域 1” 是低溫儀器模塊，MIRI探測(cè)器就包含在其中。這部分區(qū)域?qū)⑻綔y(cè)器冷卻到 39 K，這是必要的第一階段的冷卻目標(biāo)，以便航天器自身的熱量，不會(huì)干擾從遙遠(yuǎn)的宇宙探測(cè)到的紅外光(也是一種熱量輻射)。ISIM和光學(xué)望遠(yuǎn)鏡(OTE)熱管理子系統(tǒng)提供被動(dòng)冷卻，而使探測(cè)器變得更冷，則需使用其他方式。

“區(qū)域 2” 是ISIM電子模塊，它為電子控制設(shè)備提供安裝接口和較溫暖的工作環(huán)境。

“區(qū)域 3”，位于航天器總線系統(tǒng)內(nèi)，是 ISIM 命令和數(shù)據(jù)處理子系統(tǒng)，具有集成的 ISIM 飛行控制軟件，以及 MIRI 創(chuàng)新的低溫主動(dòng)冷卻器壓縮機(jī)(CCA)和控制電子設(shè)備(CCE)。

圖5. MIRI整體構(gòu)成及各子系統(tǒng)所處的區(qū)域。圖源：NASA

圖5示出了MIRI的整體構(gòu)成及其子系統(tǒng)在韋布三大區(qū)域中的分布情況。包含成像相機(jī)，光譜儀，日冕儀的光學(xué)模塊 (OM) 位于集成科學(xué)儀器模塊 (ISIM) 內(nèi)，工作溫度為 40K。 OM 和焦平面模塊 (FPM) 通過(guò)基于脈沖管的機(jī)械主動(dòng)冷卻器降低溫度，航天器中的壓縮機(jī) (CCA) ，控制電子設(shè)備 (CCE) 和制冷劑管線 (RLDA) 將冷卻氣體(氦氣)帶到 OM 附近實(shí)現(xiàn)主動(dòng)制冷。儀器的機(jī)械位移，由儀器控制電子設(shè)備 (ICE) 控制，焦平面的精細(xì)位置調(diào)整，由焦平面電子設(shè)備 (FPE) 操作，兩者都位于上述放置在 ISIM 附近的較溫暖的“區(qū)域 2”中。

圖6. ISIM低溫區(qū)域1(安裝于主鏡背后)中的MIRI結(jié)構(gòu)設(shè)計(jì)及四個(gè)核心功能模塊的位置。原圖來(lái)源：NASA

MIRI光模塊由歐洲科學(xué)家設(shè)計(jì)和建造。來(lái)自望遠(yuǎn)鏡的紅外輻射通過(guò)輸入光學(xué)器件和校準(zhǔn)結(jié)構(gòu)進(jìn)入，并在焦平面(儀器內(nèi))在中紅外成像儀(還攜帶有低分辨率光譜儀和日冕儀)和中等分辨率光譜儀之間分光。經(jīng)過(guò)濾光，或通過(guò)光譜分光，最終將其匯聚到探測(cè)器陣列上(如圖6)。

探測(cè)器是吸收光子并最終轉(zhuǎn)換為可測(cè)量的電壓信號(hào)的器件。每臺(tái)光譜儀或成像儀都有自己的探測(cè)器陣列。韋布需要極其靈敏的，大面積的探測(cè)器陣列，來(lái)探測(cè)來(lái)自遙遠(yuǎn)星系，恒星，和行星的微弱光子。韋布通過(guò)擴(kuò)展紅外探測(cè)器的先進(jìn)技術(shù)，生產(chǎn)出比前代產(chǎn)品噪音更低，尺寸更大，壽命更長(zhǎng)的探測(cè)器陣列。

圖7. (左)韋布望遠(yuǎn)鏡近紅外相機(jī) (NIRCam) 的碲鎘汞探測(cè)器陣列，(右)MIRI 的紅外探測(cè)器(綠色)安裝在一個(gè)被稱為焦平面模塊的塊狀結(jié)構(gòu)中，這是一塊1024x1024 像素的砷摻雜硅像素陣列(100萬(wàn)像素)。圖源：NASA。

韋布使用了兩種不同材料類型的探測(cè)器。如圖7所示，左圖是用于探測(cè) 0.6 - 5 μm波段的近紅外碲鎘汞(縮寫為 HgCdTe或MCT)“H2RG”探測(cè)器，右圖是用于探測(cè)5 - 28 μm波段的中紅外摻砷硅(縮寫為 Si:As)探測(cè)器。 近紅外探測(cè)器由加利福尼亞州的 Teledyne Imaging Sensors 制造。 “H2RG”是 Teledyne 產(chǎn)品線的名稱。中紅外探測(cè)器，由同樣位于加利福尼亞的 Raytheon Vision Systems 制造。每個(gè)韋布“H2RG”近紅外碲鎘汞探測(cè)器陣列，有大約 400 萬(wàn)個(gè)像素。每個(gè)中紅外摻砷硅探測(cè)器，大約有 100 萬(wàn)個(gè)像素。(小編點(diǎn)評(píng)：以單像素碲鎘汞探測(cè)器的現(xiàn)有市場(chǎng)價(jià)格計(jì)算，一塊韋布碲鎘汞探測(cè)器陣列的價(jià)格就要四十億美金?。?！為了拓展人類天文知識(shí)的邊界，韋布這回真是不計(jì)血本??！)

碲鎘汞是一種非常有趣的材料。 通過(guò)改變汞與鎘的比例，可以調(diào)整材料以感應(yīng)更長(zhǎng)或更短波長(zhǎng)的光子。韋布團(tuán)隊(duì)利用這一點(diǎn)，制造了兩種汞-鎘-碲化物成分構(gòu)成的探測(cè)器陣列：一種在 0.6 - 2.5 μm范圍內(nèi)的汞比例較低，另一種在 0.6 - 5 μm范圍內(nèi)的汞含量較高。這具有許多優(yōu)點(diǎn)，包括可以定制每個(gè) NIRCam 檢測(cè)器，以在將要使用的特定波長(zhǎng)上實(shí)現(xiàn)峰值性能。表 1 顯示了韋布儀器中包含的每種類型探測(cè)器的數(shù)量。

表1. 韋布望遠(yuǎn)鏡上的光電探測(cè)器，其中MIRI包含三塊砷摻雜的硅探測(cè)器，一塊用于中紅外相機(jī)和低分辨光譜儀，另外兩塊用于中分辨光譜儀。來(lái)源：NASA

而MIRI 的核心中紅外探測(cè)功能，則是由三塊砷摻雜的硅探測(cè)器(Si:As)陣列提供。其中，中紅外相機(jī)模塊提供寬視場(chǎng)，寬光譜的圖像，光譜儀模塊在比成像儀更小的視場(chǎng)內(nèi)，提供中等分辨率光譜。MIRI 的標(biāo)稱工作溫度為7K，如前文所述，使用熱管理子系統(tǒng)提供的被動(dòng)冷卻技術(shù)無(wú)法達(dá)到這種溫度水平。因此，韋布攜帶了創(chuàng)新的主動(dòng)雙級(jí)“低溫冷卻器”，專門用于冷卻 MIRI的紅外探測(cè)器。脈沖管預(yù)冷器將儀器降至18K，再通過(guò)Joule-Thomson Loop熱交換器將其降至7K目標(biāo)溫度。

韋布紅外探測(cè)器工藝及架構(gòu)

圖8. 韋布太空望遠(yuǎn)鏡使用的紅外探測(cè)器結(jié)構(gòu)。探測(cè)器陣列層(HgCdTe 或 Si:As)吸收光子并將其轉(zhuǎn)換為單個(gè)像素的電信號(hào)。銦互連結(jié)構(gòu)將探測(cè)器陣列層中的像素連接到 ROIC(讀出電路)。ROIC包含一個(gè)硅基集成電路芯片，可將超過(guò) 100萬(wàn)像素的信號(hào)，轉(zhuǎn)換成低速編碼信號(hào)并輸出，以供進(jìn)一步的處理。圖源：Teledyne Imaging Sensors

韋布上的所有光電探測(cè)器，都具有相同的三明治架構(gòu)(如上圖)。三明治由三個(gè)部分組成：(1) 一層半導(dǎo)體紅外探測(cè)器陣列層，(2) 一層銦互連結(jié)構(gòu)，將探測(cè)器陣列層中的每個(gè)像素連接到讀出電路陣列，以及 (3) 硅基讀出集成電路 (ROIC)，使數(shù)百萬(wàn)像素的并行信號(hào)降至低速編碼信號(hào)并輸出。紅外探測(cè)器層和硅基ROIC芯片是獨(dú)立制備的，這種獨(dú)立制造工藝允許對(duì)過(guò)程中的每個(gè)組件進(jìn)行仔細(xì)調(diào)整，以適應(yīng)不同的紅外半導(dǎo)體材料(HgCdTe 或 Si:As)。銦是一種軟金屬，在稍微施加壓力下會(huì)變形，從而在探測(cè)器層的每個(gè)像素和 ROIC陣列之間形成一個(gè)冷焊點(diǎn)。為了增加機(jī)械強(qiáng)度，探測(cè)器供應(yīng)商會(huì)在“冷焊”工藝后段，在銦互連結(jié)構(gòu)層注入流動(dòng)性高，低粘度的環(huán)氧樹脂，固化后的環(huán)氧樹脂提高了上下層的機(jī)械連接強(qiáng)度。

韋布的探測(cè)器如何工作？

與大多數(shù)光電探測(cè)器類似，韋布探測(cè)器的工作原理在近紅外 HgCdTe 探測(cè)器和中紅外 Si:As 探測(cè)器中是相同的：入射光子被半導(dǎo)體材料吸收，產(chǎn)生移動(dòng)的電子空穴對(duì)。它們?cè)趦?nèi)置和外加電場(chǎng)的影響下移動(dòng)，直到它們找到可以存儲(chǔ)的地方。韋布的探測(cè)器有一個(gè)特點(diǎn)，即在被重置之前，可以多次讀取探測(cè)器陣列中的像素，這樣做有好幾個(gè)好處。例如，與只進(jìn)行一次讀取相比，可以將多個(gè)非重置性讀取平均在一起，以減少像素噪聲。另一個(gè)優(yōu)點(diǎn)是，通過(guò)使用同一像素的多個(gè)樣本，可以看到信號(hào)電平的“跳躍”，這是宇宙射線干擾像素的跡象。一旦知道宇宙射線干擾了像素，就可以在傳回地球的信號(hào)后處理中，應(yīng)用校正來(lái)恢復(fù)受影響的像素，從而保留其觀測(cè)的科學(xué)價(jià)值。

對(duì)韋布探測(cè)器感興趣的同學(xué)們，下面的專業(yè)文獻(xiàn)，可供繼續(xù)學(xué)習(xí)。

有關(guān)紅外天文探測(cè)器的一般介紹，請(qǐng)參閱Rieke, G.H. 2007, "Infrared Detector Arrays for Astronomy", Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, Vol. 45, pp. 77-115

有關(guān)候選 NIRSpec 探測(cè)器科學(xué)性能的概述，請(qǐng)參閱Rauscher, B.J. et al. 2014, "New and Better Detectors for the Webb Near-Infrared Spectrograph", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol 126, pp. 739-749

有關(guān)韋布探測(cè)器的一般介紹，請(qǐng)參閱Rauscher, B.J. "An Overview of Detectors (with a digression on reference pixels)"

參考資源:

[1]. 亞利桑那大學(xué)關(guān)于MIRI的介紹網(wǎng)頁(yè).

[2]. Space Telescope Science Institute 關(guān)于MIRI的技術(shù)網(wǎng)頁(yè) 

[3]. 韋布的創(chuàng)新制冷設(shè)備介紹