数据列表 LM5106
标准包装 ? 1,000
家庭 PMIC - MOSFET，电桥驱动器 - 外部开关
系列 -
包装 ? 带卷 （TR） ?
配置 半桥
输入类型 PWM
延迟时间 115ns
电流 - 峰值 1.8A
配置数 1
输出数 2
高压侧电压 - 最大值（自举） 118V
电压 - 电源 8 V ~ 14 V
工作温度 -40°C ~ 125°C
安装类型 表面贴装
封装/外壳 10-TFSOP，10-MSOP（0.118"，3.00mm 宽）
供应商器件封装 10-VSSOP
产品目录页面 1282 (CN2011-ZH PDF)
其它名称 LM5106MM/NOPBTR
LM5106MMNOPB
LM5106MMNOPBTR
LM5106MMNOPBTR-ND
一个南极多学科科学家小组最近窥到了宇宙大爆炸的余晖。3月17日该小组宣布BICEP2试验在宇宙微波背景辐射（CMB）的B模偏振中找到了引力波的第一个证据。
目前科学家们在寻找另一个印迹：CMB微波光子微弱偏振螺旋中记录的引力波证据。找到这些螺旋有望证实大爆炸理论的暴胀观点 – 其认为在宇宙出生1皮秒之前曾经以比光速快得多的速度膨胀。理论上，这种超光速（比光速更快）宇宙暴胀会产生引力波，其会在大爆炸所产生的光子的偏振中打上烙印。
该小组搜索引力波所依靠的专用相机采用过渡边界传感器（TES）辐射热测量计测量E模（无旋）和B模（无梯度）微波辐射。该相机是围绕麦吉尔大学基于赛灵思Virtex®-4 FPGA的第二代DFMUX开发板开发。
其他地方的天体物理学家在其自己的试验中采用相同的赛灵思开发板，而其他的研究人员则在试用基于Kintex®-7器件的最新升级版相机。Kintex版本也是加拿大科学家将用于调查暗能量的大型望远镜的组成部分。
大爆炸的回响
CMB微波光子中的偏振变化称为B模信号，该信号极其微弱。整体CMB黑体温度为2.73K，而B模信号大致仅有1K的千万分之一。
强度大得多的原始“E模”偏振信号的引力透镜效应以小角尺度产生B模信号，同时CMB与大爆炸暴胀过程中产生的引力波背景辐射相互作用会以大角尺度产生B模信号。
安装在一个国际科学小组操作的10米南极望远镜（SPT）上的SPT偏振计（SBTpol）相机于2013年首次探测到CMB引力透镜效应造成的B模偏振（图1）。SPT与BICEP2（很快将升级为BICEP3）及凯克阵列CMB试验仪器一同位于阿蒙森-斯科特南极站。
CMB是伴随大爆炸的巨大能量爆发留下的最后回响。1964年阿诺•彭齐亚斯与罗伯特•威尔逊在新泽西州Holmdel贝尔电话实验室中利用低温接收器探究无线电噪声来源时偶然发现了它。CMB是两位科学家从其试验数据中无法消除的一个噪声源。CMB辐射的发现证明了宇宙大爆炸理论，使彭齐亚斯和威尔逊获得了1978年诺贝尔物理学奖。
根据二十世纪六十年代早期试验仪器的分辨率，CMB无论白天还是黑夜始终呈现各向同性。这种特征为CMB是大爆炸余晖的理论提供了支持。敏感度更高的测量（主要是宇宙背景探测者（COBE）卫星进行的测量）把整个天空的CMB映射到超高分辨率，然后显示出CMB存在很小的变化（各向异性），其进一步加强了CMB是大爆炸印记的理论。此项发现使乔治•斯穆特和约翰•马瑟赢得了2006年诺贝尔物理学奖。
氦冷却偏振传感器
LM5106MMX二十世纪四十年代发现了超导体电热平衡性及其测量入射电磁能量的功能，但是TES探测器直到二十世纪九十年代才得到广泛应用。它们目前广泛应用于CMB试验仪器。SPTpol相机的氦冷却超导焦平面微波传感器是一个由1536个配对成768个偏振感应像素的天线耦合TES辐射热测量计组成的阵列；180个像素对90GHz微波辐射敏感，而588个像素对150GHz辐射敏感。
150GHz CMB传感器模块由位于科罗拉多州博尔德市的国家标准技术研究所（NIST）制造的波纹喇叭天线耦合TES辐射热测量计组成。每个150GHz TES辐射热测量计模块均包含一个探测器阵列以及84个在数百mK温度下运行的双偏振像素。入射微波能量沿共面波导传输到微带过渡装置，其为一个有损金制弯曲电阻（lossy gold meander）（一种加热电阻器）馈送信号。进入弯曲电阻的入射微波能量起到加热作用。弯曲电阻受热会连接到由铝锰合金制成的TES传感器。这些TES器件在其超导相变中间运行，因此对接收到的光强度的微小变化极其敏感。
90GHz CMB传感器由阿贡国家实验室开发的单独封装双偏振偏振计组成。每个90GHz像素都通过机械波状喇叭天线（machined contoured feedhorn）（其把CMB辐射传输到电阻式PdAu吸收棒）与望远镜连接。电阻式吸收棒受热后连接到钼/金双层TES
