题注:韦布通过将冷却至极低温的大口径太空望远镜(预计是斯皮策红外天文望远镜的50倍灵敏度和7倍的角分辨率)和先进的红外探测器工艺相结合,带来了科学能力的巨大进步。它将为以下四个科学任务做出重要贡献:
1. 发现宇宙的“光”;
2. 星系的集合,恒星形成的历史,黑洞的生长,重元素的产生;
3. 恒星和行星系统是如何形成的;
4. 行星系统和生命条件的演化。
而这一切,都离不开部署在韦布上的先进的红外探测器阵列!
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近日,NASA公布了“鸽王”詹姆斯·韦布望远镜拍摄的一张照片!
图1. 韦布拍的一张照片,图源:NASA
什么鬼?!这台花费百亿美金的望远镜有点散光啊……怕不是在逗我玩呢吧……
别急,这确实是韦布望远镜用它的近红外相机(NIRCam)拍的一张照片。确切来说,这只是一张马赛克拼图的中间部分。上面一共18个亮点,每个亮点都是北斗七星附近的同一颗恒星。因为韦布的主镜由18块正六边形镜片拼接而成,之前为了能够塞进火箭狭窄的“货舱”发射升空,韦布连主镜片都折叠了起来,直到不久前才完全展开。但这些主镜片还没有对齐,于是便有了首张照片上那18个看似随机分布散斑亮点。
对于韦布团队的工程师而言,这张照片可以指导他们接下来对每一块主镜片作精细调整,直到这18个亮点合而为一,聚成一个清晰的恒星影像为止。想看韦布拍摄的清晰版太空美图,我们还要再耐心等几个月才行。小编觉得,大概到今年夏天,就差不多了吧。
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中红外仪器MIRI
如果把韦布网球场般大小的主反射镜,比作人类窥探宇宙的“红外之眼”的晶状体的话,韦布携带的中红外仪器,可以说就是这颗“红外之眼”的视网膜了。今天,小编要带大家了解的,就是韦布得以超越哈勃望远镜的核心设备——中红外仪器 (MIRI,Mid-infared Instrument)。
图2. 韦布望远镜的主要子系统和组件,中红外仪器MIRI位于集成科学仪器模组(ISIM)。原图来源:NASA
如图2所示,韦布望远镜的主、副镜片经过精细调整和校准后,收集来自遥远太空的星光,并将其导引至集成科学仪器模组(ISIM)进行分析。ISIM包含以下四种仪器:
l 中红外仪器(MIRI)
l 近红外光谱仪 (NIRSpec)
l 近红外相机 (NIRCam)
l 精细导引传感器/近红外成像仪和无狭缝光谱仪 (FGS-NIRISS)
图3. MIRI 将工作在 5 至 28 微米的中远红外波长范围。图源:NASA
图4. 集成科学仪器模组(ISIM)的三大区域在韦布上的位置。图源:NASA
将四种主要仪器和众多子系统集成到一个有效载荷 ISIM 中是一项艰巨的工作。 为了简化集成,工程师将 ISIM 划分为三个区域(如图4):
“区域 1” 是低温仪器模块,MIRI探测器就包含在其中。这部分区域将探测器冷却到 39 K,这是必要的最初阶段的冷却目标,以便航天器自身的热量,不会干扰从遥远的宇宙探测到的红外光(也是一种热量辐射)。ISIM和光学望远镜(OTE)热管理子系统提供被动冷却,而使探测器变得更冷,则需使用其他方式。
“区域 2” 是ISIM电子模块,它为电子控制设备提供安装接口和较温暖的工作环境。
“区域 3”,位于航天器总线系统内,是 ISIM 命令和数据处理子系统,具有集成的 ISIM 飞行控制软件,以及 MIRI 创新的低温主动冷却器压缩机(CCA)和控制电子设备(CCE)。
图5. MIRI整体构成及各子系统所处的区域。图源:NASA
图5示出了MIRI的整体构成及其子系统在韦布三大区域中的分布情况。包含成像相机,光谱仪,日冕仪的光学模块 (OM) 位于集成科学仪器模块 (ISIM) 内,工作温度为 40K。 OM 和焦平面模块 (FPM) 通过基于脉冲管的机械主动冷却器降低温度,航天器中的压缩机 (CCA) ,控制电子设备 (CCE) 和制冷剂管线 (RLDA) 将冷却气体(氦气)带到 OM 附近实现主动制冷。仪器的机械位移,由仪器控制电子设备 (ICE) 控制,焦平面的精细位置调整,由焦平面电子设备 (FPE) 操作,两者都位于上述放置在 ISIM 附近的较温暖的“区域 2”中。
图6. ISIM低温区域1(安装于主镜背后)中的MIRI结构设计及四个核心功能模块的位置。原图来源:NASA
MIRI光模块由欧洲科学家设计和建造。来自望远镜的红外辐射通过输入光学器件和校准结构进入,并在焦平面(仪器内)在中红外成像仪(还携带有低分辨率光谱仪和日冕仪)和中等分辨率光谱仪之间分光。经过滤光,或通过光谱分光,最终将其汇聚到探测器阵列上(如图6)。
探测器是吸收光子并最终转换为可测量的电压信号的器件。每台光谱仪或成像仪都有自己的探测器阵列。韦布需要极其灵敏的,大面积的探测器阵列,来探测来自遥远星系,恒星,和行星的微弱光子。韦布通过扩展红外探测器的先进技术,生产出比前代产品噪音更低,尺寸更大,寿命更长的探测器阵列。
图7. (左)韦布望远镜近红外相机 (NIRCam) 的碲镉汞探测器阵列,(右)MIRI 的红外探测器(绿色)安装在一个被称为焦平面模块的块状结构中,这是一块1024x1024 像素的砷掺杂硅像素阵列(100万像素)。图源:NASA。
韦布使用了两种不同材料类型的探测器。如图7所示,左图是用于探测 0.6 - 5 μm波段的近红外碲镉汞(缩写为 HgCdTe或MCT)“H2RG”探测器,右图是用于探测5 - 28 μm波段的中红外掺砷硅(缩写为 Si:As)探测器。 近红外探测器由加利福尼亚州的 Teledyne Imaging Sensors 制造。 “H2RG”是 Teledyne 产品线的名称。中红外探测器,由同样位于加利福尼亚的 Raytheon Vision Systems 制造。每个韦布“H2RG”近红外碲镉汞探测器阵列,有大约 400 万个像素。每个中红外掺砷硅探测器,大约有 100 万个像素。(小编点评:以单像素碲镉汞探测器的现有市场价格计算,一块韦布碲镉汞探测器阵列的价格就要四十亿美金!!!为了拓展人类天文知识的边界,韦布这回真是不计血本啊!)
碲镉汞是一种非常有趣的材料。 通过改变汞与镉的比例,可以调整材料以感应更长或更短波长的光子。韦布团队利用这一点,制造了两种汞-镉-碲化物成分构成的探测器阵列:一种在 0.6 - 2.5 μm范围内的汞比例较低,另一种在 0.6 - 5 μm范围内的汞含量较高。这具有许多优点,包括可以定制每个 NIRCam 检测器,以在将要使用的特定波长上实现峰值性能。表 1 显示了韦布仪器中包含的每种类型探测器的数量。
表1. 韦布望远镜上的光电探测器,其中MIRI包含三块砷掺杂的硅探测器,一块用于中红外相机和低分辨光谱仪,另外两块用于中分辨光谱仪。来源:NASA
韦布红外探测器工艺及架构
图8. 韦布太空望远镜使用的红外探测器结构。探测器阵列层(HgCdTe 或 Si:As)吸收光子并将其转换为单个像素的电信号。铟互连结构将探测器阵列层中的像素连接到 ROIC(读出电路)。ROIC包含一个硅基集成电路芯片,可将超过 100万像素的信号,转换成低速编码信号并输出,以供进一步的处理。图源:Teledyne Imaging Sensors
韦布上的所有光电探测器,都具有相同的三明治架构(如上图)。三明治由三个部分组成:(1) 一层半导体红外探测器阵列层,(2) 一层铟互连结构,将探测器阵列层中的每个像素连接到读出电路阵列,以及 (3) 硅基读出集成电路 (ROIC),使数百万像素的并行信号降至低速编码信号并输出。红外探测器层和硅基ROIC芯片是独立制备的,这种独立制造工艺允许对过程中的每个组件进行仔细调整,以适应不同的红外半导体材料(HgCdTe 或 Si:As)。铟是一种软金属,在稍微施加压力下会变形,从而在探测器层的每个像素和 ROIC阵列之间形成一个冷焊点。为了增加机械强度,探测器供应商会在“冷焊”工艺后段,在铟互连结构层注入流动性高,低粘度的环氧树脂,固化后的环氧树脂提高了上下层的机械连接强度。
韦布的探测器如何工作?
参考资源:
来源于:宁波海尔欣光电科技有限公司
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