X射线是由温度超过一百万开尔文的物质辐射的，高分辨率的X射线光谱学可以告诉我们物质的组成，以及它移动的速度和方向。量子量热计正在打开宇宙的新窗口。40年前首次承诺，X射线天文学的量子量热计时代终于到来。
带有引线键合的电子芯片和一个由36个灰色方块组成的中心方块，位于一个用螺钉固定的金色矩形顶部。
集成到仪器之前，XRISM/Resolve量子量热计阵列在其存储容器中的照片。6x6阵列，边长5毫米，由独立的探测器组成——每个探测器都是一个带有HgTe吸收器的隔热硅热敏电阻。由该探测器和其他基本技术组成的光谱仪将天体物理X射线光谱分离成约2400个分辨率元素，这些元素可以被认为是X射线颜色。
美国国家航空航天局地面燃料电池
量子量热计是一种通过测量能量量子沉积在低热容量吸收器中时发生的温度变化来精确测量能量量子的装置。吸收器连接到温度计上，温度计与散热器有些解耦，这样传感器就可以加热，然后再冷却。为了降低热力学噪声和传感器的热容量，需要在低于0.1 K的温度下运行。
当科学家在低温温度计和红外探测器的读数中观察到脉冲时，世界上几个地方独立地出现了对少量能量进行热测量的想法。他们将这些虚假信号归因于经过的宇宙射线粒子，并考虑优化探测器，以灵敏地测量粒子和光子的能量。
为X射线天文学开发这种传感器的想法是在1982年戈达德太空飞行中心提出的，当时X射线天文学家正在考虑为美国国家航空航天局计划中的高级X射线天体物理设施（AXAF）提出仪器。在一次决定性的谈话中，红外天文学家Harvey Moseley表示，热探测可以比现有的固态探测器提供实质性的改进。利用戈达德的内部研发资金，开发工作取得了足够的进展，仅仅两年后，就提出了将量子量热计X射线光谱仪（XRS）纳入AXAF的建议。尽管当时技术还不成熟，但XRS的革命性潜力得到了认可，该提案也被接受。
然而，AXAF的设计在随后的几年中不断发展，XRS被从其配套仪器中淘汰。经过美国国家航空航天局和日本宇宙航空科学研究所（ISAS）的讨论，一种新的XRS被纳入日本Astro-E X射线天文台的仪器套件。Astro-E于2000年发射，但由于火箭第一级的异常而未能进入轨道。Astro-E2是Astro-E的重建，于2005年成功送入轨道并更名为朱雀，但由于存储系统故障导致液氦损失，XRS仪器在观测开始前停止运行，液氦是探测器冷却系统的重要组成部分。
重新设计的Astro-H任务于2016年成功发射，其中包括一个带有冗余冷却系统的量子量热计仪器，并更名为Hitomi。Hitomi的软X射线光谱仪（SXS）获得了英仙座星系团和其他一些来源的高分辨率光谱，之后姿态控制系统的问题导致该任务在发射约一个月后失败。即便如此，瞳是第一个使用X射线量子量热计获得科学结果的轨道天文台。SXS产生的壮观的英仙座光谱激发了另一次实现星载量子量热计光谱仪的尝试。
X射线成像和光谱学任务（XRISM）于2023年9月发射，船上的光谱仪更名为Resolve，不仅代表了它的功能，也代表了美国/日本合作通过这一新能力研究宇宙的决心。XRISM在轨道上运行良好已经一年多了。
传感器技术的发展
Resolve采用的传感器技术的发展始于40年前。请注意，X射线量子量热光谱仪需要的不仅仅是传感器技术。其他技术，如提供<0.1 K散热器的冷却器、阻挡长波辐射的滤波器、低噪声读出电子设备和信号处理以及X射线光学器件，都是仪器的重要组成部分，但本文的讨论仅限于传感器。
从XRS到Resolve使用的传感器都是基于硅热敏电阻温度计和碲化汞（HgTe）X射线吸收剂。他们使用了由32到36个像素组成的阵列，每个像素都是一个独立的量子量热计。在Astro-E和Astro-E2之间，开发了一种制造热敏电阻的新方法，显著降低了其低频噪声。其他制造技术的进步使得在吸收器和热敏电阻之间建立可重复的连接成为可能，并将每个热敏电阻及其隔热层安装在X射线吸收器下，使方形阵列成为可能。
通过Astro-E2任务后执行的小型企业创新研究（SBIR）合同，EPIR Technologies股份有限公司降低了HgTe吸收剂的比热。对探测器散热器的冷却器进行的额外改进允许在较低的温度下运行，从而进一步降低了比热。这些变化共同使像素宽度从0.64mm增加到0.83mm，同时仍然实现了较低的热容量，从而提高了能量分辨率。从Astro-E到Astro-H，能量约为6000 eV的X射线的能量分辨率从11 eV提高到5.5 eV，再到4 eV。Astro-H和XRISM之间没有对阵列设计进行任何更改。
编丨潇歌
图丨网络
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