太周探测(I)

六十年代四大天文发现

1965年，贝尔实验室两位年轻的无线电工程师彭齐亚斯（Penzias A A）和威尔逊（Wilson R W）在天文物理杂志上发表了题为“A measurement of excess antenna temperature at 4080 Mc/s”的论文[1]，这是六十年代四大天文发现的代表性事件。这篇论文跨了三页实际还不到两页，干脆就贴在下面吧。注意到其论文标题中的频率单位为Mc/s，也即每秒兆周（Mega-cycle/s）或简称兆周。虽然以赫兹作为频率单位三十年代就已提出，六十年代又由国际标准组织ISO推荐，但实际七十年代才开始广泛使用，时至今日一些场合仍习惯以周作为频率单位，如电台呼号中仍有多少千周多少兆周的说法，因此太赫兹也就是太周了。太者，高、大、极也；周者，环绕、严密、完备也。太周探测狭义上说明如今的天文探测波段已填满整个太赫兹间隙（0.1-10 THz），广义上也就是宇宙探索了，本文特以此为题。

贝尔实验室的20英尺号角反射微波天线

六十年代最重要的天文发现无疑是宇宙微波背景辐射。宇宙大爆炸理论或者说是猜想三十年代甚至更早就已提出了，如果大爆炸是存在的，那么必然会留下某些 “痕迹或回声”，背景辐射的存在从逻辑上看是很自然的，早期也有按某种模型对背景辐射温度做出的粗略估计，认为其可能在几K、十几K甚至几十K范围，但都无法证实。其时彭齐亚斯和威尔逊在利用贝尔实验室的20英尺微波号角天线系统（如上图）作无线电测量方面的实验。Bell实验室为AT&T研制的试验通信卫星TELSTAR（照片及结构图见下）是1962年发射的，此号角天线系统原来是用于卫星通信研究，频率覆盖了后来上行常用的C波段，但其时与射电天文并无关联。那时晶体管虽已发明了，但还没有能工作到如此高频率的高电子迁移率晶体管（HEMT）之类器件，参量放大器所需的器件也还在发展中，因此做接收使用的是红宝石脉泽（Maser）放大器[3]，其工作温度4.2K，系统采用先放大再变频的方案，温度平衡后两小时消耗一升液氦。脉泽也就是后来的激光器和光放大器的前身，只是工作在微波频率。他们在实验中发现天线系统的噪声等效温度总是高于预期，为此还进行了一系列降低天线噪声的尝试，包括给鸽子窝搬家并清除遗留的白色物质、检查接头、维护反射板接缝处并贴好铝箔等，但均告无效，最后确认是天空中存在着一种各向同性、非极化且与季节无关的噪声源，为此设计了一系列实验特别是用液氦冷却的标准噪声源进行标定[4]，由此来估计“天空噪声源”引起的天线噪声温度增加。前期对此的估计约为4 K，这也就是4 K宇宙背景辐射说法的由来。二人最后将天线系统的“过剩”噪声温度定为3.5±1 K[1]，因此获得1978年的诺贝尔物理学奖（另一位是苏联研究低温物理的卡皮察）。这个“过剩”的噪声正中大爆炸研究者Dicke（那篇文章背靠背地发在前面6页）等之下怀[2]，也就被认定为微波背景辐射了，可谓无心插柳[11]。下图给出了4 K和2.7 K下黑体辐射按光子频率（THz）的强度分布，上部坐标轴为其对应的波长（mm）。黑体辐射公式是一个精确的公式，其中的几个物理常数也都已有足够精确的数值，因此是可以用于绝对定标的。2.7 K黑体辐射的峰值波长约在1 mm，据此测量背景辐射时波长短些是有利的，实际上六十年代也在从约21 cm到2.6 mm的多个波长上进行了测量分析[5-10]，如图中标示；再根据其变化斜率进一步确认背景辐射具有确定温度的黑体辐射性质。应指出的是，受当时测量条件特别是探测器件所限，尚不能直接在THz即毫米波段直接进行测量，约2.6 mm波长上的结果是根据测量蛇夫座z星（天市右垣十一）和英仙座z星（天船/卷舌四）在可见光（含近紫外）波段的照相光谱精细结构和相对强度分析间接得到的[9-10]。测量宇宙背景辐射时观测者自己也沉浸于这个宏大的背景之中的，其与测量理想黑体辐射源的差别需要修正。宇宙背景辐射的温度后来逐步确定为~3 K、~2.7 K直至2.72548±0.00057 K，这已足够精确不得不信了。

六十年代Bell实验室为AT&T 研制的C波段试验通信卫星TELSTAR及其内部结构，1962-7-10发射

4 K和2.7 K下黑体辐射按光子频率（THz）的强度分布及六十年代CMBR方面的一些测量工作

1978年诺贝尔物理学奖

   六十年代另一重要天文发现是脉冲星。其时采用高灵敏天线系统在射频和微波波段探测天体的辐射信号已是射电天文台的常规做法，且已发现了众多射频天体。1967年剑桥卡文迪许实验室的研究生贝尔（Bell S J，即后来的Bell Burnell D J）用山上的470米干涉电线阵（相当于分集接收或综合孔径天线），在81.5 MHz频率上探测银河系中发出的射频信号，她在处理其接收的数据时发现其中存在周期为1.377 s的射电脉冲，且具有极高的周期稳定度（d<10^-7)，由此导致了脉冲星的发现[12]，并将其与可能存在的成对高速旋转中子星相关联。在此之后不同区域中各种不同类型的脉冲星被不断发现，极高的周期稳定度为其显著特征。1974年她的导师休伊什（Hewish A）与发展综合孔径天线的赖尔（Ryle M）因此获得诺贝尔物理学奖。

Miss Bell 在剑桥470米干涉电线阵前的倩影

                                                                                                         1974年诺贝尔物理学奖

六十年代的另两项天文发现是类星体和星际有机分子。类星体Quasar或QSO（quasi-stellar object）简而言之就是似星非星的物体，这个似与非无疑是与当时的天文观察能力相关联的，早期一些不能被确认为恒星或行星的物体当然也都是“类星体”。1961年加州理工学院的桑德奇（Sandage A R）等测得了一个射电源3C 48 [13]，相对于其“大小”或“远近”而言其射电强度显著高于预期，且光谱“奇怪”无法指认，也未能找到对应的可见光物体；同时期也还发现不少类似的射电源。1963年施密特（Schmidt M）等指认其光谱就是具有非常大红移的氢发射光谱[13-16]，方使人恍然大悟，这无疑也是支持大爆炸理论的合理解释。并且，其后也找到或确认了一些射电源对应的光学物体[17]；这些可说是类星体发现或研究中的代表性工作。高亮度和大红移乃是类星体的两个显著标志[18-19]。随着观察手段的提升，似是而非的东西总会逐步被看得更清楚，类星体也许会被具体指认为星系、星团、星云、黑洞或暗能量等等。星际有机分子的发现可以追溯到更早。三、四十年代的天文观察中就有一些星际分子谱线的报道，被指认出是CH、OH、NH、CN和CO₂等[20-22]，人们对此的基本兴趣无非是探索宇宙和生命的起源，因此会关注星际间的无机物、有机物、大分子、蛋白质直至生命体，也希望人类在宇宙中不是孤独的。作为碳基生命的人类认为有机物必须含碳，是此链条上的重要一环，但有些分子或基团虽然含碳却也并不被认为是有机物，有些人为因素。六十年代末期一些“重要”的星际分子被相继发现，例如加州大学伯克利分校的Cheung等采用6米射电天线和Dicke射频辐射计在1.25 cm波段测得了银河系中氨气和水汽等的发射谱[23-25]，其装置实际也用于了微波背景辐射测量[8]。这些虽然还不是有机分子但无疑十分重要。1969年位于佛吉尼亚的美国国家射电天文台NRAO的Snyder等报道了采用主反射面直径43米高60米的射电天线和致冷参量放大器系统，在4830 MHz频率上测得了银河系中甲醛的吸收谱[26]，确认了星际中存在真正被人类认可的有机分子，由此汇齐了六十年代的四大天文发现。