太周探测(II)

宇宙探索波段及其应用的可能性与基本限制

人类显然希望能利用整个电磁频谱来探索宇宙，这应该是最高效的“非接触式”方法了，但有两个最基本的限制是必须考虑的；其一希望所观察的波段对观察者来说是应该是透明的，至少衰耗不太大，使得用当时的技术有可能进行测量；其二是所能观察的波段中有东西可看，或者说这个波段的电磁辐射产生于某种物质或能与某种物质产生相互作用，使观察者能够感受到其存在；这当然还包括有意识和“无意识”地去看。大气层是生活在地球上的人类生存所必需的，因此，电磁辐射与大气中的主要几种气体分子的这种“最简单的”相互作用特别是吸收是首先必须考察的。

众所周知，大气的主要成分为氮气（~78%）、氧气（~21%）和水汽（0-3%）。氮气虽然浓度最高，但其在整个电磁波谱上基本是惰性的，只是在约3.8-5 微米的很小范围内存在极微弱的吸收，其吸收线的绝对强度比水汽约低十个量级以上，因此一般可不考虑其影响；氧气也有较高浓度，且其含量相当稳定因而容易了解其影响；大气中的水汽含量虽不高，但可在约0-3%范围内作大幅度波动，吸收特性也更复杂，往往难以准确估计其影响。下图示出了沿天顶方向射频辐射大气衰耗特性分布的国际电联ITU数据，频率范围为0-1000 GHz，对应的最短波长为0.3 mm。其下部曲线（红色）为不含水汽的干空气，上部曲线（蓝色）为标准空气，水汽含量按7.5 g/m3设定，约相当于15°C和标准大气压1013 hPa下60%的相对湿度，按重量的绝对含水量约0.6%。此衰耗分布是根据HITRAN[27]的吸收线强度数据模拟得出的，且其中已考虑了温度和压力增宽及频率色散等的影响。氮气本身虽然在此频段没有吸收，但其较高的分压引起的压力增宽可造成基线抬升并倾斜，对线形也有一定影响。由图可见，整体上看衰耗（包括其基线）随频率的增加呈上升趋势，在约50 GHz以下衰耗就很低了（<1 dB）。图下部的红色曲线其实反映的是氧气吸收的影响，呈三组较尖锐的特征吸收峰，对应氧气分子的不同转动能级；上部曲线则主要是水汽特征吸收的影响，氧气的影响叠加其上；高频侧的吸收显然是由水汽主导，低频侧（<150 GHz）则氧气吸收仍起主导作用，而这是实际中更常涉及的频段。图2的模拟结果对估计实际衰耗是有效的，但其中并未考虑大气中常存在的尘埃、水滴、冰晶等强散射因素以及空气湍流和瞬时不均匀等方面的影响。粗略地看，此类散射与波长及颗粒大小呈强相关，一般当波长与颗粒尺寸相近或可比拟时会造成很大衰耗。例如，常规雨滴的直径大约在0.3-3 mm范围，这样在射频低端（如无线广播电视信号）雨衰一般并不会造成明显影响，但到高频段（如对卫星通讯和GPS信号等）就会有一定影响。尘埃的尺寸一般更小一些，主要对光波起作用。因此，天文台无论是光学台还是射电台，都会选址在海拔较高、天气常年晴好且空气质量优秀的山上，还要尽量避开城市以减小各种杂散光和电磁干扰。纵观六十年代的四大天文发现，其主要都是在射频低端（如<10 GHz）进行的，辅以传统的光学（可见光及拓展到近紫外近红外）观测，这一方面是当时设备特别是接收（常对RF而言）及探测（常对光而言）器件的限制，另一方面当然也是从地球上进行观测时的大气衰耗的根本性限制，非不为也实不能也。在当今诸如4G5G充斥着地表和近地轨道上已呈泛滥之势的星链卫星之类电磁环境下，六十年代那种射电观察已很难进行了，现实中就有指认微波炉为疑似天外信号的趣闻。

沿天顶方向0-1000 GHz范围电磁辐射的大气衰耗特性分布，下部曲线（红色）为不含水汽的干燥空气，上部曲线（蓝色）为湿空气（标准空气，水汽含量7.5g/m³，15°C 及1013.25 hPa标准大气压下约相当于60% 的相对湿度RH）

电磁辐射所涉及的频谱极其宽广，人类所涉及的频率范围已达约十九个量级，超过六十个倍频程[28]。目前实际天文观测最常用的频率范围约涉及七个量级，在此范围的大气吸收是首先必须要考虑的。下面的图示出了射频至远红外波段水汽（蓝色）和氧气（红色）的吸收线强度按光子频率THz的分布、中红外至近紫外波段的情况、以及能见度的影响，其上部的坐标轴分别为对应按毫米及微米的波长，射频和微波（RF-MW，<30 GHz）、毫米波（MMW，30-300 GHz）、亚毫米波（SMMW，300-1000 GHz）、远红外（FIR，25-300 微米）、中红外（MIR，2.5-25 微米）、近红外（NIR，0.7-2.5 微米）、可见光（VIS，0.4-0.7 微米）和近紫外（NUV，0.3-0.4 微米）的波段划分也在图中示意；这是谱学上划分，虽然也可能存在不同的划分方法，但其基本特点是各个波段必须连续分布，完全衔接且无重叠，以满足人类探索世界的完备性要求。除此之外，横跨FIR、SMMW和MMW的太赫兹波段（THz，0.1-10 THz，30 微米-3 mm）是由于这个间隙中技术上的欠缺而人为划分出来的；航天遥感方面的短波红外（SWIR，1-3 微米）、中波红外（MWIR，3-5 微米）和长波红外（LWIR，8-14 微米）等则是根据水汽吸收较弱的大气窗口按实用要求规定的，彼此可以不衔接；此外还有光通信方面的长波长（1.31、1.55 微米等）和短波长（0.85 微米）等[29]，这类波段的划分都是出于实用上的考虑，命名上也有约定俗成。图3和图4中水汽和氧气的吸收线强度覆盖了约十个量级，也来自于HITRAN数据库[27]。

射频至远红外波段水汽（蓝色）和氧气（红色）的吸收线强度按光子频率（THz）的分布，上坐标轴为对应的波长（mm）。

中红外至近紫外波段水汽（蓝色）和氧气（红色）的吸收线强度按光子频率（THz）的分布，上坐标轴为对应的波长（mm）

200米和500米不同能见度下近红外到中红外波段的大气衰耗

由于水汽和氧气吸收，地球上从毫米波到近红外的宽广范围都不是天文探索的理想观测波段，虽然其间也存在一些衰耗较小的可观测窗口。从上图看，约20 GHz以下的射频和微波一侧是很干净没有任何吸收的波段，约0.7 微米以下的可见光和近紫外波段一侧总体上吸收很小，这也正是地球上传统的天文观测在这两侧进行的根本原因，前提是这里有东西特别是常有“新东西”可看；地球上与远距离传输相关的应用也青睐这些波段。对于宇宙探索，人们对介于此二者之间的其他波段更有兴趣。这是因为：气体分子的特征振动能级主要集中在中红外MIR波段，其谐波会拓展到近红外NIR波段，特征转动能级则主要集中在远红外FIR（太赫兹THz）波段并拓展到毫米波MMW乃至射频微波RF-MW波段；此外，随着分子量的增加，例如探索向有机物、长碳链乃至蛋白质等发展，其特征波长也会有相应增加的趋势。从上面的图看，即使不考虑探测设备和器件方面的因素，在地球上进行这样的探索也会受到极大的限制，很多时候甚至是完全不可能的。除此之外，大气折射和湍流等造成的像差等也是影响观测质量的重要因素，还有夜天光（主要是高能粒子使高层稀薄大气电离产生的辉光，极光可说是很强的局部夜天光）背景的影响等，更不用说地面及其附近的各种干扰了。而到了大气层之外，这样的根本性限制会自然解除，这就使人类在天文观测上有了冲出地球的动机。