什麽？韋布天文望遠鏡也用上了碲鎘汞紅外探測器？

題注：韋布通過將冷卻到極低溫的大口徑太空望遠鏡(預計是斯皮策紅外天文望遠鏡的50倍靈敏度和7倍的角分辨率)和先進的紅外探測器工藝相結合，帶來了科學能力的巨大進步。它將為(wei) 以下四個(ge) 科學任務做出重要貢獻：

1. 發現宇宙的“第一道光”；

2. 星係的集合，恒星形成的曆史，黑洞的生長，重元素的產(chan) 生；

3. 恒星和行星係統是如何形成的；

4. 行星係統和生命條件的演化。

而這一切，都離不開部署在韋布上的先進的紅外探測器陣列！

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近日，NASA公布了“鴿王”詹姆斯·韋布望遠鏡拍攝的第一張照片！

圖1. 韋布拍的第一張照片，圖源：NASA

什麽(me) 鬼？！這台花費百億(yi) 美金的望遠鏡有點散光啊……怕不是在逗我玩呢吧……

別急，這確實是韋布望遠鏡用它的近紅外相機(NIRCam)拍的第一張照片。確切來說，這隻是第一張馬賽克拚圖的中間部分。上麵一共18個(ge) 亮點，每個(ge) 亮點都是北鬥七星附近的同一顆恒星。因為(wei) 韋布的主鏡由18塊正六邊形鏡片拚接而成，之前為(wei) 了能夠塞進火箭狹窄的“貨艙”發射升空，韋布連主鏡片都折疊了起來，直到不久前才*展開。但這些主鏡片還沒有對齊，於(yu) 是便有了首張照片上那18個(ge) 看似隨機分布散斑亮點。

對於(yu) 韋布團隊的工程師而言，這張照片可以指導他們(men) 接下來對每一塊主鏡片作精細調整，直到這18個(ge) 亮點合而為(wei) 一，聚成一個(ge) 清晰的恒星影像為(wei) 止。想看韋布拍攝的清晰版太空美圖，我們(men) 還要再耐心等幾個(ge) 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(yi) 器MIRI

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

圖2. 韋布望遠鏡的主要子係統和組件，中紅外儀(yi) 器MIRI位於(yu) 集成科學儀(yi) 器模組(ISIM)。原圖來源：NASA

如圖2所示，韋布望遠鏡的主、副鏡片經過精細調整和校準後，收集來自遙遠太空的星光，並將其導引至集成科學儀(yi) 器模組(ISIM)進行分析。ISIM包含以下四種儀(yi) 器：

l  中紅外儀(yi) 器(MIRI)

l  近紅外光譜儀(yi) (NIRSpec)

l  近紅外相機 (NIRCam)

l  精細導引傳(chuan) 感器/近紅外成像儀(yi) 和無狹縫光譜儀(yi) (FGS-NIRISS)

其中，最引人注目的，便是韋布望遠鏡的中紅外儀器 (MIRI，Mid-infared Instrument) 。MIRI包含一個中紅外成像相機和數個中紅外光譜儀，可以看到電磁光譜中紅外區域的光，這個波長比我們肉眼看到的要長。

圖3. MIRI 將工作在 5 至 28 微米的中遠紅外波長範圍。圖源：NASA

MIRI 的觀測涵蓋 5 至 28 微米的中紅外波長範圍(圖3)。 它靈敏的探測器將使其能夠看到遙遠的星係，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，將提供寬視場、寬譜帶的成像，它將繼承哈勃望遠鏡舉世矚目的成就，繼續在紅外波段拍攝令人驚歎的天文攝影。 所啟用的中等分辨率光譜儀，有能力觀察到遙遠天體新的物理細節(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提供了四種基本功能：

1.         中紅外相機：使用覆蓋 5.6 μm 至 25.5μm 波長範圍的 9 個寬帶濾光片獲得成像；

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

3.         中分辨光譜儀：通過 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Lyot濾光器和三個4象限相位掩模日冕儀，均針對中紅外光譜區域進行了優化。

韋布的MIRI是由歐洲天文科研機構和美國加州噴氣推進實驗室 (JPL) 聯合開發的。 MIRI在歐洲的研究員是 Gillian Wright(英國天文技術中心)，在美國的研究員是 George Rieke(亞利桑那大學)。 MIRI 儀器科學家，是 英國天文技術中心 的 Alistair Glasse 和 噴氣推進實驗室 的 Michael Ressler。

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深入了解MIRI的技術細節

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

將四種主要儀(yi) 器和眾(zhong) 多子係統集成到一個(ge) 有效載荷 ISIM 中是一項艱巨的工作。 為(wei) 了簡化集成，工程師將 ISIM 劃分為(wei) 三個(ge) 區域(如圖4)：

“區域 1” 是低溫儀(yi) 器模塊，MIRI探測器就包含在其中。這部分區域將探測器冷卻到 39 K，這是必要的第一階段的冷卻目標，以便航天器自身的熱量，不會(hui) 幹擾從(cong) 遙遠的宇宙探測到的紅外光(也是一種熱量輻射)。ISIM和光學望遠鏡(OTE)熱管理子係統提供被動冷卻，而使探測器變得更冷，則需使用其他方式。

“區域 2” 是ISIM電子模塊，它為(wei) 電子控製設備提供安裝接口和較溫暖的工作環境。

“區域 3”，位於(yu) 航天器總線係統內(nei) ，是 ISIM 命令和數據處理子係統，具有集成的 ISIM 飛行控製軟件，以及 MIRI 創新的低溫主動冷卻器壓縮機(CCA)和控製電子設備(CCE)。

圖5. MIRI整體(ti) 構成及各子係統所處的區域。圖源：NASA

圖5示出了MIRI的整體(ti) 構成及其子係統在韋布三大區域中的分布情況。包含成像相機，光譜儀(yi) ，日冕儀(yi) 的光學模塊 (OM) 位於(yu) 集成科學儀(yi) 器模塊 (ISIM) 內(nei) ，工作溫度為(wei) 40K。 OM 和焦平麵模塊 (FPM) 通過基於(yu) 脈衝(chong) 管的機械主動冷卻器降低溫度，航天器中的壓縮機 (CCA) ，控製電子設備 (CCE) 和製冷劑管線 (RLDA) 將冷卻氣體(ti) (氦氣)帶到 OM 附近實現主動製冷。儀(yi) 器的機械位移，由儀(yi) 器控製電子設備 (ICE) 控製，焦平麵的精細位置調整，由焦平麵電子設備 (FPE) 操作，兩(liang) 者都位於(yu) 上述放置在 ISIM 附近的較溫暖的“區域 2”中。

圖6. ISIM低溫區域1(安裝於(yu) 主鏡背後)中的MIRI結構設計及四個(ge) 核心功能模塊的位置。原圖來源：NASA

MIRI光模塊由歐洲科學家設計和建造。來自望遠鏡的紅外輻射通過輸入光學器件和校準結構進入，並在焦平麵(儀(yi) 器內(nei) )在中紅外成像儀(yi) (還攜帶有低分辨率光譜儀(yi) 和日冕儀(yi) )和中等分辨率光譜儀(yi) 之間分光。經過濾光，或通過光譜分光，最終將其匯聚到探測器陣列上(如圖6)。

探測器是吸收光子並最終轉換為(wei) 可測量的電壓信號的器件。每台光譜儀(yi) 或成像儀(yi) 都有自己的探測器陣列。韋布需要極其靈敏的，大麵積的探測器陣列，來探測來自遙遠星係，恒星，和行星的微弱光子。韋布通過擴展紅外探測器的先進技術，生產(chan) 出比前代產(chan) 品噪音更低，尺寸更大，壽命更長的探測器陣列。

圖7. (左)韋布望遠鏡近紅外相機 (NIRCam) 的碲鎘汞探測器陣列，(右)MIRI 的紅外探測器(綠色)安裝在一個(ge) 被稱為(wei) 焦平麵模塊的塊狀結構中，這是一塊1024x1024 像素的砷摻雜矽像素陣列(100萬(wan) 像素)。圖源：NASA。

韋布使用了兩(liang) 種不同材料類型的探測器。如圖7所示，左圖是用於(yu) 探測 0.6 - 5 μm波段的近紅外碲鎘汞(縮寫(xie) 為(wei) HgCdTe或MCT)“H2RG”探測器，右圖是用於(yu) 探測5 - 28 μm波段的中紅外摻砷矽(縮寫(xie) 為(wei) Si:As)探測器。 近紅外探測器由加利福尼亞(ya) 州的 Teledyne Imaging Sensors 製造。 “H2RG”是 Teledyne 產(chan) 品線的名稱。中紅外探測器，由同樣位於(yu) 加利福尼亞(ya) 的 Raytheon Vision Systems 製造。每個(ge) 韋布“H2RG”近紅外碲鎘汞探測器陣列，有大約 400 萬(wan) 個(ge) 像素。每個(ge) 中紅外摻砷矽探測器，大約有 100 萬(wan) 個(ge) 像素。(小編點評：以單像素碲鎘汞探測器的現有市場價(jia) 格計算，一塊韋布碲鎘汞探測器陣列的價(jia) 格就要四十億(yi) 美金！！！為(wei) 了拓展人類天文知識的邊界，韋布這回真是不計血本啊！)

碲鎘汞是一種非常有趣的材料。 通過改變汞與(yu) 鎘的比例，可以調整材料以感應更長或更短波長的光子。韋布團隊利用這一點，製造了兩(liang) 種汞-鎘-碲化物成分構成的探測器陣列：一種在 0.6 - 2.5 μm範圍內(nei) 的汞比例較低，另一種在 0.6 - 5 μm範圍內(nei) 的汞含量較高。這具有許多優(you) 點，包括可以定製每個(ge) NIRCam 檢測器，以在將要使用的特定波長上實現峰值性能。表 1 顯示了韋布儀(yi) 器中包含的每種類型探測器的數量。

表1. 韋布望遠鏡上的光電探測器，其中MIRI包含三塊砷摻雜的矽探測器，一塊用於(yu) 中紅外相機和低分辨光譜儀(yi) ，另外兩(liang) 塊用於(yu) 中分辨光譜儀(yi) 。來源：NASA

而MIRI 的核心中紅外探測功能，則是由三塊砷摻雜的矽探測器(Si:As)陣列提供。其中，中紅外相機模塊提供寬視場，寬光譜的圖像，光譜儀模塊在比成像儀更小的視場內，提供中等分辨率光譜。MIRI 的標稱工作溫度為7K，如前文所述，使用熱管理子係統提供的被動冷卻技術無法達到這種溫度水平。因此，韋布攜帶了創新的主動雙級“低溫冷卻器”，專門用於冷卻 MIRI的紅外探測器。脈衝管預冷器將儀器降至18K，再通過Joule-Thomson Loop熱交換器將其降至7K目標溫度。

韋布紅外探測器工藝及架構

圖8. 韋布太空望遠鏡使用的紅外探測器結構。探測器陣列層(HgCdTe 或 Si:As)吸收光子並將其轉換為(wei) 單個(ge) 像素的電信號。銦互連結構將探測器陣列層中的像素連接到 ROIC(讀出電路)。ROIC包含一個(ge) 矽基集成電路芯片，可將超過 100萬(wan) 像素的信號，轉換成低速編碼信號並輸出，以供進一步的處理。圖源：Teledyne Imaging Sensors

韋布上的所有光電探測器，都具有相同的三明治架構(如上圖)。三明治由三個(ge) 部分組成：(1) 一層半導體(ti) 紅外探測器陣列層，(2) 一層銦互連結構，將探測器陣列層中的每個(ge) 像素連接到讀出電路陣列，以及 (3) 矽基讀出集成電路 (ROIC)，使數百萬(wan) 像素的並行信號降至低速編碼信號並輸出。紅外探測器層和矽基ROIC芯片是獨立製備的，這種獨立製造工藝允許對過程中的每個(ge) 組件進行仔細調整，以適應不同的紅外半導體(ti) 材料(HgCdTe 或 Si:As)。銦是一種軟金屬，在稍微施加壓力下會(hui) 變形，從(cong) 而在探測器層的每個(ge) 像素和 ROIC陣列之間形成一個(ge) 冷焊點。為(wei) 了增加機械強度，探測器供應商會(hui) 在“冷焊”工藝後段，在銦互連結構層注入流動性高，低粘度的環氧樹脂，固化後的環氧樹脂提高了上下層的機械連接強度。

韋布的探測器如何工作？

與大多數光電探測器類似，韋布探測器的工作原理在近紅外 HgCdTe 探測器和中紅外 Si:As 探測器中是相同的：入射光子被半導體材料吸收，產生移動的電子空穴對。它們在內置和外加電場的影響下移動，直到它們找到可以存儲的地方。韋布的探測器有一個特點，即在被重置之前，可以多次讀取探測器陣列中的像素，這樣做有好幾個好處。例如，與隻進行一次讀取相比，可以將多個非重置性讀取平均在一起，以減少像素噪聲。另一個優點是，通過使用同一像素的多個樣本，可以看到信號電平的“跳躍”，這是宇宙射線幹擾像素的跡象。一旦知道宇宙射線幹擾了像素，就可以在傳回地球的信號後處理中，應用校正來恢複受影響的像素，從而保留其觀測的科學價值。

對韋布探測器感興趣的同學們，下麵的專業文獻，可供繼續學習。

有關紅外天文探測器的一般介紹，請參閱Rieke, G.H. 2007, "Infrared Detector Arrays for Astronomy", Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, Vol. 45, pp. 77-115

有關候選 NIRSpec 探測器科學性能的概述，請參閱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

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

參考資源:

[1]. 亞利桑那大學關於MIRI的介紹網頁.

[2]. Space Telescope Science Institute 關於MIRI的技術網頁 

[3]. 韋布的創新製冷設備介紹