林格曼数码测烟望远镜

在广袤野外探索动物痕迹时，你会选择哪种辅助设备呢？双筒望远镜目前使用比较普遍，其次是可以用来在夜间发现动物的夜视仪。但即使是夜视仪在条件不良情况下（夜间非常黑）有时也很难发现动物，还好有不依靠光源就能发现物体的红外热像仪，它能在任何条件下，精准探测野生动物的位置。红外热像仪可以穿透黑暗，忽略视觉伪装。与所有其他夜视系统不同，它们不需要任何光线即可产生清晰的图像。许多动物大多在夜间活动，利用黑暗的掩护不被发现，但即使在完全黑暗和其他所有天气条件下，它们也会在热图像中清晰地显示出来。FLIR红外热成像单筒望远镜拍摄的斑点狗红外热像仪被世界各地的专业纪录片制作人、野生动物爱好者和护林员广泛使用。有人会觉得它们还非常昂贵，但其实FLIR Scout TK等热成像单筒望远镜非常实惠，今天小菲就来详细说说它在野生动物发现方面的实际应用！红外热像仪野外追踪中的“妙用”瑞士自然摄影师和自由野生动物记者Michele Costantini是首批接受FLIR单筒手持式红外热像仪进行测试的人之一。他在瑞士狩猎杂志《Jagd&Natur》撰写了一篇关于这种新型野生动物检测工具的评论文章。Costantini解释道：“直到几年前，红外热像仪的成本还比中型汽车还要高。然而近些年，市场上出现了一些价格实惠的红外热像仪。虽然这些红外热像仪的分辨率低于大多数数码照相机的分辨率，但热像仪的高对比度图像确实是跟踪动物的好方法。有了这些设备，即使在完全黑暗或轻雾的环境中，你也能非常清楚地看到动物和人的轮廓。”等温线调色板高亮显示图像中最热的部分，以快速识别热源FLIR红外热像仪不仅能提供无与伦比的夜间视觉效果，而且在白天也非常有用。Costantini解释说：“许多种类的动物已经进化到与周围环境融为一体，这使得护林员或野生动物爱好者很难找到它们。然而，这些伪装的动物在热图像中非常突出。”善于伪装的熊在热像仪的镜头下清晰可见，这在渐变的等温线(左)和熔岩(右)调色板中可见Costantini发现，他所在地区的野生动物比预期要多。“因为大多数野生动物都有很好的伪装，如果你使用传统手段，如双筒望远镜或夜视仪，它们中的许多仍然不会被发现。正如大多数护林员和野生动物爱好者所熟知的那样，在干草地中追踪小鹿几乎是不可能的。然而，使用红外热像仪，即使是最会伪装的动物也能被观察者看到。”根据经验，Costantini能够用测试的FLIR热成像单筒望远镜发现几乎所有的温血动物。“如果你有一个好的观察点，就可以很快在草地上找到热源。我们发现，不仅像猫和兔子这样的温血动物会散发热量，蚂蚁和粪堆也非常清楚地出现在热图像上。”全新红外热成像单筒望远镜：Scout TKxFLIR全新的室外热成像单筒望远镜是FLIR Scout TKx，这是一款袖珍型红外感应单筒望远镜，可以在漆黑的环境中（比如深夜和昏暗房间）帮助您清楚地看到90多米外的人、物体和动物。其内含即时警报、Graded Fire 等多种视频调色板，电池续航时间长达7小时，可供您在野外一整夜的使用！Scout TKx热成像单筒望远镜采用IP67防护等级的外壳，可在各种天气条件下保护关键硬件组件。防水、紧凑、轻便、抗震，这款坚固耐用的设备完全能够应对恶劣的户外环境。直观的控件和改进的内部菜单允许快速调整热调色板，并可轻松访问画中画缩放、视频录制和 GPS 功能等新功能。FLIR Scout TKx包含多种调色板，供不同环境使用了解工具的局限性也很必要。Costantini认为，白天护林员或野生动物爱好者仍应在FLIR热像仪旁携带双筒望远镜。“如果你只依赖热像仪，你可能会识物不清。简单地说，热像仪对发现野生动物非常有用，甚至可以区分它是哪种动物，但要确定动物的性别或健康状况，你仍然需要双筒望远镜。”全新FLIR红外热成像单筒望远镜作为夜间户外探索的“神器”它将为您带来前所未有的野外探险体验！这款小巧便捷，简单易用

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！ ============================================================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。=============================================================================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)其中，最引人注目的，便是韦布望远镜的中红外仪器 (MIRI，Mid-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。 图3. MIRI 将工作在 5 至 28 微米的中远红外波长范围。图源：NASAMIRI 的观测涵盖 5 至 28 微米的中红外波长范围(图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 至 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 至 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 至 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在欧洲的首席研究员是 Gillian Wright(英国天文技术中心)，在美国的首席研究员是 George Rieke(亚利桑那大学)。 MIRI 仪器科学家，是 英国天文技术中心 的 Alistair Glasse 和 喷气推进实验室 的 Michael Ressler。 ===============================================================================深入了解MIRI的技术细节 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而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 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？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. http://ircamera.as.arizona.edu/MIRI/index.htm[2]. Space Telescope Science Institute 关于MIRI的技术网页 https://www.stsci.edu/jwst/instrumentation/instruments[3]. 韦布的创新制冷设备介绍 https://www.jwst.nasa.gov/content/about/innovations/cryocooler.html

位于贵州省黔南州平塘县的500米口径球面射电望远镜FAST是世界上最大的射电望远镜，这是摄影记者站在约120米高度拍摄的工程实景。　一位施工人员正沿着施工平台钢梁小心爬行。　　当地生态环境良好，科研人员在路上拾到一只雏鸟。　　口径达500米的FAST可以观测到来自宇宙边缘的微弱电磁波，它将在未来20年-30年保持世界一流设备的地位。　　窥视宇宙的超级大&ldquo 锅&rdquo 　　这是全世界有史以来最大的一口锅。重达数万吨，锅口面积大约相当于25个标准足球场的总和 假如用它满满煮上一锅饭，足够全世界70多亿人聚在一起吃上3天。　　这口锅坐落在中国贵州，仍处在建造阶段。　　当然，这口被全世界科学家称为FAST的&ldquo 锅&rdquo 并非为煮饭建造，它是一台巨大的射电望远镜。对于多数普通人来说，这是一个陌生的名词，但在天文学界，它已存在并且被高度依赖超过80年。超级大锅FAST，则正是迄今为止人类建造的最大一部射电望远镜。　　按照搜索、观测的电磁波波长分类，天文望远镜大致可分为三大类：X射线天文望远镜――用于观察宇宙X射线，比如著名的&ldquo 昌德拉&rdquo 太空望远镜 可见光天文望远镜――以可见光为工具观察宇宙，最有名莫过于伟大的&ldquo 哈勃&rdquo ，以及&ldquo 哈勃&rdquo 的继任者、未来几年将升空的&ldquo 韦伯&rdquo 太空望远镜 射电望远镜――通过捕捉和分析太空中的无线电波来观察太空，例如美国&ldquo 阿雷西博&rdquo 射电望远镜。　　从广义上看，曾经在2013年拍摄到婴儿时期宇宙照片、并发现暗能量的威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)也属于射电望远镜。在此之前，20世纪60年代，天文学家借助于射电望远镜做出了四项重要发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子。　　上天无路，入地有门　　从观测效果考虑，为了避免大气层的干扰，天文望远镜最好的&ldquo 居住地&rdquo 莫过于太空。但与另外两类望远镜相比，射电望远镜在同样面积上收集到的电磁波能量更弱(有人计算过，80年来全世界所有射电望远镜收集到的能量还不够翻动一页书)，因此，它需要更大的面积来收集来自太空的信息。正因如此，当&ldquo 哈勃&rdquo 与&ldquo 昌德拉&rdquo 相继奔赴太空之时，射电望远镜却只能在地面上望尘兴叹――现在的技术还不足以把口径达到数十米乃至上百米的大型望远镜搬到天上去。　　幸好，与另外两种望远镜相比，射电望远镜观测的是波长较大的电磁波，受大气层的干扰相对较小。在地面上，科学家需要做的就是尽可能收集更大数量的电波，以提高射电望远镜的灵敏度 而达到这一目的的唯一途径，就是增大望远镜的工作面积。　　在FAST之前，最大的射电望远镜是前文提到的&ldquo 阿雷西博&rdquo ，口径达350米，但&ldquo 阿雷西博&rdquo 是固定望远镜，不能调整望远镜方向以对准某一既定目标，因此只能扫描天空中的一个带状区域，而且由于地球转动，它不能连续观察同一目标。在&ldquo 阿雷西博&rdquo 之外，因自身重力及风力引起望远镜形变的限制，传统全可调望远镜的最大口径只能达到100米。　　二十年磨一剑　　1995年，北京天文台和国内20余所大学和研究所联合成立了大型射电望远镜中国推进委员会，提出利用贵州喀斯特地形，建造500米口径球面射电望远镜FAST(Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope)的概念，台址确定在贵州省黔南州平塘县克度镇金科村的&ldquo 大窝凼&rdquo 洼地。FAST工程的预研究历时13年，直到2007年7月10日才正式立项。2011年3月25日，FAST工程正式开工建设，预计2016年9月建成。　　2014年7月17日上午11时， FAST建造工程安装了第一根主索，反射面索网安装工程正式实施――这是安装整个望远镜镜面框架的第一步。由于镜面太大(面积达30个标准足球场的总和)，必须有一个承载整个镜面的基架，它由具有超高抗疲劳性能、钢筋结构的索网组成――单是作为基架的索网，总重量就达到1300余吨。全部索网结构都必须在高空中拼装，整个索网安装工程预计将耗时六个月。　　&ldquo 哈勃&rdquo 、&ldquo 昌德拉&rdquo 等太空望远镜都使用陀螺仪控制望远镜镜头方向，而FAST将采用机器人控制、轻型索电力拖动，牵引着500米口径、重达万吨的望远镜镜面，实现镜头方向定位――这就可以让望远镜全天候工作，并且能够在受控条件下观察任意一个太空方位。　　眺望宇宙边缘　　1960年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁?赖尔利用干涉原理发明&ldquo 综合孔径射电望远镜&rdquo ，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收来自同一天体的无线电波，两束波进行干涉，其最高等效分辨率将等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。当前，射电天文学领域已经利用这一技术把遍布全球的射电望远镜综合起来，获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。　　或许有人会问：既然这项技术已经让科学家拥有了&ldquo 等效口径相当于地球直径量级&rdquo 的射电望远镜，那么建造口径仅仅为500米的FAST还有什么意义?　　提出这一问题的朋友混淆了两个概念，那就是望远镜的&ldquo 灵敏度&rdquo 和&ldquo 分辨率&rdquo 。&ldquo 综合孔径射电望远镜&rdquo 技术仅仅能够提高射电望远镜的分辨率，但假如相隔两地的两架射电望远镜灵敏度不够高，那么这一技术根本派不上用场――这好像是警方破案，全国联网通缉固然可以迅速找到犯人，但之前确定犯人是谁，仍要依靠某一特定公安局――其破案能力就如同射电望远镜的灵敏度。迄今为止，提高射电望远镜灵敏度的唯一方法，依然是增加收集宇宙电波的镜面面积。从理论上说，口径达500米的FAST可以观测到来自宇宙边缘的微弱电磁波。正因如此，中国科学家才敢说，作为世界最大的单口径望远镜，FAST将在未来20年-30年保持世界一流设备的地位。