太周探测(III)

上世纪的发展：冲出地球

尽管地面上的天文探索受到一定限制但仍在不断发展并且延续至今。例如：1963年美国国家天文和电离层中心NAIC在波多黎各一个山岙中建成了球形主反射面直径达305米，馈源仓高度为168米的阿雷希博射电望远镜AO（照片见下），此射电望远镜的噪声温度约18 K，角分辨率约10弧分，一直工作到2020年才因事故报废。其在430 MHz的频率上执行了脉冲星搜索计划，并观测到一系列脉冲星[30]；1975年，马萨诸塞大学的赫尔斯（Husle R A）和泰勒（Taylor L A）利用此射电望远镜首次观测到周期仅59 ms的毫秒脉冲双星[31]，由此获得1993年的诺贝尔物理学奖[32]。其后用此望远镜还观测到系外行星系统等，但受设备设计所限其可观测的只是天空中一窄条区域，效果难免受挚肘。如前所述，大气层的根本性限制使得人类期望能到大气层之外进行天文观察，也即冲出地球，并且拓展到一些更具吸引力的电磁波段，上世纪中航天技术的发展以及一些“新型”探测器件的出现使其成为可能并初见成效。下面就看几个具体实例吧。

直径305米的阿雷希博射电望远镜，建于1963年，2020年报废

1993年诺贝尔物理学奖

六十年代地面上在微波波段进行的宇宙背景辐射探测得到的基本结论是其为各项同性均匀分布的，在较低空间分辨率的观测条件下这虽然已可以对大爆炸理论进行初步解释，但从逻辑上讲人们还是预期宇宙背景辐射应该会有一个非均匀的空间分布即各向异性。要证实这一点需要有更精确的观测，特别需要高分辨率及拓展到更宽广的波段。为此，NASA于1989年向近地轨道发射了宇宙背景探测器COBE。宇航中的探测器（Explorer, Probe, Detector,…）常指整个航天器或者其上的某种仪器载荷，当然有时也指具体的探测器件，可根据上下文判断但一般不会有歧义。COBE的目标比较单一明确，旨在从微波到近红外的宽广波段上用多种仪器对宇宙背景进行大范围的扫描观测，以期测得其空间分布，并进行成像。COBE携带的探测仪器主要有三种，具体包括：1）工作于31、53和90 GHz三个微波频率的差分微波辐射计DMR[33-35]，其采用小型号角天线和冷却到140K的混频前放，进行全天球扫描差分探测，并用获得的数据进行成像，以期展示CMBR的非均匀分布；2）工作于覆盖近红外到远红外波段的漫射红外背景实验装置DIRBE[36]，其作用是观测宇宙的红外背景CIRB而非微波背景CMB，这在地球上是难以进行的。此装置采用主反射镜直径19 cm的反射式望远镜光路，光度计在1.25-240微米的波长范围内被分成十个波段，形成三组，采用了多种类型的光电探测器来适应各个波段。其短波一侧的近红外波段使用了4只光伏型InSb探测器（与窗片和滤光片组合后中心波长分别优化到1.25、2.2、3.9和 4.9 微米），利用半导体的带间吸收并由pn结产生光伏效应，其长波截止波长约5微米已进入中红外波段；在中间部分使用了杂质带电导（Impurity Band Conduction, IBC）探测器，其利用半导体的浅杂质带吸收来产生光电导，历史要更“悠久”。COBE使用的IBC器件有两种，分别为2只硅掺镓（Si:Ga, 12&25微米）和2只锗掺镓（Ge:Ga, 60&100微米），其中Si:Ga还采用了阻挡杂质带（Blocked Impurity Band，BIB）结构来提高器件性能。BIB结构是通过插入一个低掺杂或者异质超薄层来抑制热激发载流子产生的暗电流，这一层由于很薄所以光电流仍可以经由隧道效应通过，对光电流可基本无影响。以上这两类都是光子型探测器，具有确定的长波截止波长和相应的最佳探测波段。和光伏探测器的长波截止波长由材料的禁带宽度决定不同，杂质光电导探测器由杂质能级的深度决定其长波截止波长。由于所用n型杂质的能级一般较浅接近导带，可远低于禁带宽度，因此会有更长的截止波长。简而言之，例如半导体硅之类的禁带宽度在1 eV量级，对应的带间长波截止波长在1微米量级；对于IBC探测器，杂质带长波截止波长要达到100微米（已进入THz波段），就要求浅杂质能级不大于12.4 meV。并且，此类杂质带光电导IBC器件使用时必然需要较低的工作温度。室温300 K下电子的热激活能约为26 meV且按概率分布，这样要探测能量12.4 meV的光子，电子的热激发能按其十分之一计，工作温度就需低于14.3 K方可有效进行探测。对于更长的波长IBC也无法工作了，因此CODE的DIRBE采用了测辐射热计Bolometer器件。众所周知，温差会引起电阻变化，两种不同材料接触后在温差下也会产生热电势即形成热电偶，而Bolometer是一种通过微细加工工艺形成的热敏电阻或热偶堆，可将吸收光能量后产生的热量转换为电信号，本质上是一种热探测器，其能探测的光与其波长无关而只取决于吸收的总能量，但可对其结构进行优化使之适合特定波段，并可制成阵列器件。DIRBE采用了2只金刚石上硅Bolometer，采用不同结构结合窗片和滤光使之优化到中心波长分别为140微米和240微米。由于不在0 K的物体都能产生电磁辐射，而原理上热探测器对任何波长的电磁辐射都有响应，因此Bolometer探测器需要有极低的工作温度才能有效地探测弱信号，其他除目标外所有Bolometer能“看到”的部件也都需冷却到足够低的温度，对于天文观测探测器工作温度在4.2 K的液氦温度也常显过高。为此，COBE发射时携带了装有650 L超流液氦（即氦3同位素，其液化温度为0.1 K）的杜瓦，作为几种探测器（包括Bolometer、IBC以及长波InSb等）工作时的冷却剂，将其工作温度维持在1.8 K以下六个月。因此，COBE上使用这几种长波探测器的仪器实际也只工作了约六个月，恰好保证其完成基本的探测计划，而其他无需如此低工作温度的仪器如DMR和DIRBE中的短波单元则工作了三年以上。携带超流液氦做冷却剂虽然时间有限但便于估计，也避免了可能的电磁和机械干扰并简化了系统，其时不失为一种优化方案。3）远红外绝对光谱仪FIRAS是COBE携带的另一件仪器[37]，其目的是进行全天球扫描，其采用号角天线获得约7°视场角，并用迈克耳逊干涉仪及工作温度约1.5 K的Bolometer探测器进行差分测量提高相对精度。测量分为0.1-0.5 mm及0.5-10 mm两段，直接测量出宇宙背景辐射0.1-10 mm的远红外和毫米波光谱及其全天球分布，并测量了星际分子（如C、N和CO等）的发射光谱和进行空间成像[38]。通过对FIRAS观测数据的详细解读和标定[39-40]，其时CBR的温度已被确定为2.725±0.002 K。COBE的三件仪器其扫描观测面避开太阳和地球方向，由太阳地球遮挡板遮挡并屏蔽电磁干扰。COBE在大气层外约900 km的圆形太阳同步轨道上进行的宽频谱（约四个量级）范围的观测取得了满意的效果，从微波和红外两个大的方面了解到宇宙背景辐射确是呈非均匀分布的，即具有各向异性，其在空间上相对波动的量级约为1%（3 K背景温度下约30 mK的波动），这是在地球上无法进行的。用其获得的数据进行的全天球成像展示十分形象，这样的结果在逻辑上应该更符合人类对大爆炸的理解，马瑟（Mather J C）和斯穆特（Smoot G F）因此获得2006年诺贝尔物理学奖。

COBE结构示意图

宇宙背景探测器COBE之差分微波辐射计DMR的微波背景辐射各向异性两年观测结果

宇宙背景探测器COBE的漫射红外背景实验装置DIRBE在3.5、25、100和240微米波段的宇宙红外背景观测年平均结果

与COBE相对应，其后欧空局ESA 也在1995年发射了红外空间天文台ISO[41]。ISO携带的仪器其波段和功能甚至所用器件与COBE颇有相似之处，其采用60厘米主镜的红外相机使用了InSb及IBC两种32′32面阵器件，覆盖2.5-17 微米波段；短波光栅型光谱仪采用4只InSb 和16只IBC器件，覆盖2.4-45 微米波长范围；长波干涉型光谱仪采用10只IBC器件，覆盖43-197 微米波长范围，其中对部分IBC器件通过施加应力来延伸其探测波长；偏振仪也采用IBC器件，覆盖2.5-240 微米范围。其IBC器件也是由其发射时携带的超流液氦制冷，工作时间约半年，其他器件工作时间约三年。由于发射时COBE已在CBR方面完成了很多工作，ISO的任务更侧重于研究恒星形成等方面，如观测太阳系及猎户星云中的水汽、尘埃等等。日本JAXA 1995年也发射了类似的空间红外望远镜IRTS，携带液氦制冷，进行了约一个月的天文观测[42]。

ISO结构示意图

上世纪空间天文观测中最著名的无疑是NASA于1990年发射并工作至今的哈勃空间望远镜HST，主要功能是在可见光和近红外波段对各种星体等做高清成像及摄谱，至今仍常有靓照流出[43-44]。HST是由发现号航天飞机发射的，工作于近地轨道，其轨道高度约570 km，采用直径2.4米的反射主镜。由于其轨道较低，发射后还多次由航天飞机载人对其进行维护、仪器替换及升级等，使其延年益寿。HST在可见光波段使用Si-CCD器件，在近红外波段使用了1K′1K规模的碲镉汞焦平面器件，即H1GR MCI-FPA，这是其能进行近红外高清成像的关键，这种器件在其他航天项目中也得到了不少应用，典型如碳排放监测卫星OCO等，可谓物尽其用。卅多年来HST在原始星系，黑洞、系外行星等天文研究方面发挥了重要作用，据统计已发表的相关学术论文约达2万篇。NASA发射的空间天文观测设备常以美国天文学家及NASA科学家和官员的名字命名，而ESA则以欧洲著名科学家和先贤的名字命名。

航天员在太空维修哈勃空间望远镜HST的照片

33年前由发现号航天飞机送入太空的哈勃仍在上班。上：宁静螺旋星系照片，1.92亿光年，2023-7-29；下：水母星系照片，7亿光年，2023-6-9

经上世纪的发展，已发射的用于宇宙探索的航天器早已过百，直接与天文观测相关的也有数十，人类终于冲出了地球。打破了地球和大气层的基本限制后，天文观测终于深入了宽广的红外包括THz波段，实现了太周探测。有了明确的需求，相关的器件技术也就应运而生并发展起来。下表中简要汇总了前述上世纪中一些发展的几个典型实例，六十年代的四大天文发现也列于其中便于进行纵向和横向的比较。器件方面，微波波段以混频接收为主；可见光（包括近紫外和近红外短波端）波段有成熟的Si-CCD器件可以选用；近红外（包括中红外短波端）InSb和MCT器件也已较成熟；中红外长波端至远红外近端杂质电导IBC器件可发挥作用；在更长的波长上直至与毫米波衔接（包括所谓THz波段）则需仰仗Bolometer热探测器。对于天文观测，IBC和Bolometer类器件常需要在2 K甚至更低的深制冷温度下工作，采用发射时携带超流液氦的制冷方式，工作时间上受到一定限制。考虑到对于大多天文观测目标其等效温度也相应较低，这样就需要探测器的工作温度乃至观测仪器的“外壳”温度要相应降低，配套的读出电路乃至后续放大处理电路等也常需在极低的温度下能够正常工作，这都是天文观测的自然要求，也是其难点所在。

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