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什么?韦布天文望远镜也用上了碲镉汞红外探测器?

点击次数:357 发布时间:2022-03-09

题注:韦布通过将冷却到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“第一道光”;

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·韦布望远镜拍摄的第一张照片

 

 

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1. 韦布拍的第一张照片,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)拍的第一张照片。确切来说,这只是第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 (MIRIMid-infared Instrument)

 

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)

其中,最引人注目的,便是韦布望远镜的中红外仪器 (MIRIMid-infared Instrument) MIRI包含一个中红外成像相机和数个中红外光谱仪,可以看到电磁光谱中红外区域的光,这个波长比我们肉眼看到的要长。

 

 

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3. MIRI 将工作在 5 28 微米的中远红外波长范围。图源:NASA

MIRI 的观测涵盖 5 28 微米的中红外波长范围(3) 它灵敏的探测器将使其能够看到遥远的星系,新形成的恒星,以及柯伊伯带中的彗星及其他物体的微弱的红移光。 MIRI 的红外相机,将提供宽视场、宽谱带的成像,它将继承哈勃望远镜举世瞩目的成就,继续在红外波段拍摄令人惊叹的天文摄影。 所启用的中等分辨率光谱仪,有能力观察到遥远天体新的物理细节(如可能获取的地外行星大气红外光谱特征)MIRI 为中红外波段天文观测提供了四种基本功能:

1.         中红外相机:使用覆盖 5.6 μm 25.5μm 波长范围的 9 个宽带滤光片获得成像;

2.         低分辨光谱仪:通过 5 12 μm 的低光谱分辨率模式获得光谱,包括有狭缝和无狭缝选项,

3.         中分辨光谱仪:通过 4.9 μm 28.8 μm 的能量积分单元,获得中等分辨率光谱;

4.         中红外日冕仪:包含一个Lyot滤光器和三个4象限相位掩模日冕仪,均针对中红外光谱区域进行了优化。

韦布的MIRI是由欧洲天文科研机构和美国加州喷气推进实验室 (JPL) 联合开发的。 MIRI在欧洲的研究员是 Gillian Wright(英国天文技术中心),在美国的研究员是 George Rieke(亚利桑那大学) MIRI 仪器科学家,是 英国天文技术中心 Alistair Glasse 喷气推进实验室 Michael Ressler

 

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深入了解MIRI的技术细节

 

 

 

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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,这是必要的第一阶段的冷却目标,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” 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)

 

 

 

 

5. MIRI整体构成及各子系统所处的区域。图源:NASA

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。

 

 

 

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。

 

 

 

7. ()韦布望远镜近红外相机 (NIRCam) 的碲镉汞探测器阵列,()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 HgCdTeMCT)“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” 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--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。

 

 

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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

MIRI 的核心中红外探测功能,则是由三块砷掺杂的硅探测器(Si:As)阵列提供。其中,中红外相机模块提供宽视场,宽光谱的图像,光谱仪模块在比成像仪更小的视场内,提供中等分辨率光谱。MIRI 的标称工作温度为7K,如前文所述,使用热管理子系统提供的被动冷却技术无法达到这种温度水平。因此,韦布携带了创新的主动双级低温冷却器,专门用于冷却 MIRI的红外探测器。脉冲管预冷器将仪器降至18K,再通过Joule-Thomson Loop热交换器将其降至7K目标温度。

 

 

韦布红外探测器工艺及架构

 

 

 

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 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 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?

与大多数光电探测器类似,韦布探测器的工作原理在近红外 HgCdTe 探测器和中红外 Si:As 探测器中是相同的:入射光子被半导体材料吸收,产生移动的电子空穴对。它们在内置和外加电场的影响下移动,直到它们找到可以存储的地方。韦布的探测器有一个特点,即在被重置之前,可以多次读取探测器阵列中的像素,这样做有好几个好处。例如,与只进行一次读取相比,可以将多个非重置性读取平均在一起,以减少像素噪声。另一个优点是,通过使用同一像素的多个样本,可以看到信号电平的跳跃,这是宇宙射线干扰像素的迹象。一旦知道宇宙射线干扰了像素,就可以在传回地球的信号后处理中,应用校正来恢复受影响的像素,从而保留其观测的科学价值。

 

对韦布探测器感兴趣的同学们,下面的专业文献,可供继续学习。

有关红外天文探测器的一般介绍,请参阅Rieke, G.H. 2007, "Infrared Detector Arrays for Astronomy", Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics, Vol. 45, pp. 77-115

有关候选 NIRSpec 探测器科学性能的概述,请参阅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

有关韦布探测器的一般介绍,请参阅Rauscher, B.J. "An Overview of Detectors (with a digression on reference pixels)"

 

参考资源:

[1]. 亚利桑那大学关于MIRI的介绍网页.

[2]. Space Telescope Science Institute 关于MIRI的技术网页 

[3]. 韦布的创新制冷设备介绍

 

 

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