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。它將為以下四個科學任務做出重要貢獻：

1. 發現宇宙的“第一道光”；

2. 星系的集合，恒星形成的歷史，黑洞的生長，重元素的產生；

3. 恒星和行星系統是如何形成的；

4. 行星系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

什么鬼？！這臺花費百億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，這只是第一張馬賽克拼圖的中間部分。上面一共18個亮點，每個亮點都是北斗七星附近的同一顆恒星。因為韋布的主鏡由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，于是便有了首張照片上那18個看似隨機分布散斑亮點。

對于韋布團隊的工程師而言，這張照片可以指導他們接下來對每一塊主鏡片作精細調整，直到這18個亮點合而為一，聚成一個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”的晶狀體的話，韋布攜帶的中紅外儀器，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——中紅外儀器 (MIRI，Mid-infared Instrument)。

圖2. 韋布望遠鏡的主要子系統和組件，中紅外儀器MIRI位于集成科學儀器模組(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后，收集來自遙遠太空的星光，并將其導引至集成科學儀器模組(ISIM)進行分析。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 (NIRCam)

l  精細導引傳感器/近紅外成像儀和無狹縫光譜儀 (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范圍。圖源：NASA

MIRI 的觀測涵蓋 5 至 28 微米的中紅外波長范圍(圖3)。 它靈敏的探測器將使其能夠看到遙遠的星系，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，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 波長范圍的 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

將四種主要儀器和眾多子系統集成到一個有效載荷 ISIM 中是一項艱巨的工作。 為了簡化集成，工程師將 ISIM 劃分為三個區域(如圖4)：

“區域 1” 是低溫儀器模塊，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，不會干擾從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)熱管理子系統提供被動冷卻，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，它為電子控制設備提供安裝接口和較溫暖的工作環境。

“區域 3”，位于航天器總線系統內，是 ISIM 命令和數據處理子系統，具有集成的 ISIM 飛行控制軟件，以及 MIRI 創新的低溫主動冷卻器壓縮機(CCA)和控制電子設備(CCE)。

圖5. MIRI整體構成及各子系統所處的區域。圖源：NASA

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

圖6. ISIM低溫區域1(安裝于主鏡背后)中的MIRI結構設計及四個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，并在焦平面(儀器內)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)。

探測器是吸收光子并最終轉換為可測量的電壓信號的器件。每臺光譜儀或成像儀都有自己的探測器陣列。韋布需要極其靈敏的，大面積的探測器陣列，來探測來自遙遠星系，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，生產出比前代產品噪音更低，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)安裝在一個被稱為焦平面模塊的塊狀結構中，這是一塊1024x1024 像素的砷摻雜硅像素陣列(100萬像素)。圖源：NASA。

韋布使用了兩種不同材料類型的探測器。如圖7所示，左圖是用于探測 0.6 - 5 μm波段的近紅外碲鎘汞(縮寫為 HgCdTe或MCT)“H2RG”探測器，右圖是用于探測5 - 28 μm波段的中紅外摻砷硅(縮寫為 Si:As)探測器。 近紅外探測器由加利福尼亞州的 Teledyne Imaging Sensors 制造。 “H2RG”是 Teledyne 產品線的名稱。中紅外探測器，由同樣位于加利福尼亞的 Raytheon Vision Systems 制造。每個韋布“H2RG”近紅外碲鎘汞探測器陣列，有大約 400 萬個像素。每個中紅外摻砷硅探測器，大約有 100 萬個像素。(小編點評：以單像素碲鎘汞探測器的現有市場價格計算，一塊韋布碲鎘汞探測器陣列的價格就要四十億美金！?。榱送卣谷祟愄煳闹R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，制造了兩種汞-鎘-碲化物成分構成的探測器陣列：一種在 0.6 - 2.5 μm范圍內的汞比例較低，另一種在 0.6 - 5 μm范圍內的汞含量較高。這具有許多優點，包括可以定制每個 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包含三塊砷摻雜的硅探測器，一塊用于中紅外相機和低分辨光譜儀，另外兩塊用于中分辨光譜儀。來源：NASA

而MIRI 的核心中紅外探測功能，則是由三塊砷摻雜的硅探測器(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，使用熱管理子系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”，專門用于冷卻 MIRI的紅外探測器。脈沖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)吸收光子并將其轉換為單個像素的電信號。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包含一個硅基集成電路芯片，可將超過 100萬像素的信號，轉換成低速編碼信號并輸出，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)。三明治由三個部分組成：(1) 一層半導體紅外探測器陣列層，(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)，使數百萬像素的并行信號降至低速編碼信號并輸出。紅外探測器層和硅基ROIC芯片是獨立制備的，這種獨立制造工藝允許對過程中的每個組件進行仔細調整，以適應不同的紅外半導體材料(HgCdTe 或 Si:As)。銦是一種軟金屬，在稍微施加壓力下會變形，從而在探測器層的每個像素和 ROIC陣列之間形成一個冷焊點。為了增加機械強度，探測器供應商會在“冷焊”工藝后段，在銦互連結構層注入流動性高，低粘度的環氧樹脂，固化后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，與只進行一次讀取相比，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后處理中，應用校正來恢復受影響的像素，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，下面的專業文獻，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]. 亞利桑那大學關于MIRI的介紹網頁.

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

[3]. 韋布的創新制冷設備介紹