比手機頻率高出1000倍的宇宙輻射能量，是怎樣的存在？

你聽說過太赫茲嗎？你能想象到比手機信號的頻率高出1000倍是什么概念嗎？這么高的頻率波段究竟有什么用呢？

2016年12月13日凌晨，國際權威科學期刊《自然》新創辦的子刊《自然-天文學》（Nature Astronomy）正式上線，其創刊的首篇，發表了中國科學院紫金山天文臺科學家等在南極的最新觀測研究成果，揭示了南極冰穹A（Dome A）具有在地球上開展常規太赫茲遠紅外天文和大氣觀測的獨一無二的窗口，是地球上條件最優異的天文觀測臺址和天文研究長遠發展的珍稀資源。

看到這里，你是不是還一臉懵懂？別著急，接著往下讀。

太赫茲及遠紅外頻段

——“高冷”的前沿電磁譜段

太赫茲及遠紅外頻段位于毫米波與光波之間，頻率約從0.3至15THz（對應的波長為1毫米至20微米），是手機頻率的1000倍以上，是天文學有待全面研究的“新”電磁譜段。

這一譜段可是令科學家們心向往之的所在，因為它集中了宇宙近一半的光子能量，是正在形成階段的冷暗天體的輻射、早期遙遠天體發光被星際塵埃吸收后的輻射功率譜的峰值所在譜段，也是大量的星際分子轉動譜線與原子精細結構譜線（俗稱“指紋譜”）集中的譜段。

太赫茲及遠紅外頻段具有穿透星際塵埃觀測光學不可見天體的能力。它在如宇宙生命環境和極高紅移早期宇宙研究等當代天文學前沿領域中具有特別重要的作用。

然而，地球大氣中的水蒸氣會強烈吸收太赫茲及遠紅外電磁輻射，導致地球上絕大部分區域在這一電磁譜段均不透明，因此地球上大部分地區都無法實現該頻段的常規天文觀測。即使是位于智利安第斯山脈阿塔卡馬（Atacama）沙漠海拔5000米以上高原的世界最強大毫米波亞毫米波陣列望遠鏡ALMA，也因臺址條件限制只能在1THz以下頻段開展常規觀測。

迄今為止，太赫茲及遠紅外頻段的有限天文觀測主要依賴于空間望遠鏡（如Herschel）或機載望遠鏡（如SOFIA），但望遠鏡口徑、觀測時間等都受到一定的限制。為建設更大口徑太赫茲望遠鏡（或陣列），實現更高空間分辨率及更長周期觀測，天文學家一直渴望在地球上找尋一處適合太赫茲和遠紅外觀測的“高冷”之地。

星際介質循環過程及對應的太赫茲遠紅外示蹤分子及原子精細結構譜線（Chris Walker提供）

南極冰穹A（Dome A）

——“高冷”的地球“圣地”

南極就是這樣一個“高冷”之地。

南極，這個被認為是地球上最不適宜人類居住的地方之一，卻一直是天文學家心里的一方圣地。冰穹A是南極內陸冰蓋距海岸線最遙遠、海拔（4093米）最高的一個冰穹，且氣溫極低（最低溫度可達零下80度以下），被稱為“不可接近之極”。

2005年，中國科考隊實現人類歷史上第一次問鼎冰穹A，2009年在那里建成了我國第一個南極內陸科考站——昆侖站。冰穹A這個直升飛機都上不去的白色高地，具有“準空間”的天文觀測條件，以它的“高冷”，被國際天文界廣泛預測為建設地面天文望遠鏡（包括太赫茲、光學紅外）的最佳臺址。

冰穹A為中國天文發展提供了一個新機遇，我國天文界適時提出建設“中國南極天文臺”，主要包括一臺5米太赫茲望遠鏡和一臺2.5米光學紅外望遠鏡。該計劃已納入《國家重大科技基礎設施建設中長期規劃（2012-2030）》。

苛刻的選址指標

——大氣可沉降水量及透過率

實現太赫茲遠紅外天文觀測對臺址的要求非常苛刻，其中一個非常關鍵的氣象指標叫大氣可降水量（Precipitable Water Vapor，簡稱PWV），它指臺址地表以上到大氣頂部的垂直空氣柱里含有水汽的總數量，也就是空氣柱中的水分全部凝結成雨、雪降落到氣柱底部的地表（把空氣擠得一點水分都沒有）所能形成的液態水深度。

全球PWV的平均值大約是25mm，青藏高原上冬季的PWV為3mm左右，前面提到的ALMA臺址Chajnantor的典型PWV為1mm，有近25%的時間低于0.5mm，冬季可觀測到0.9THz，這也是ALMA的最高頻段。而要實現更高頻率的常規觀測，就需要更好的觀測臺址，PWV必須更低。

知道了PWV，借助一定的大氣模型，可以給出一個臺址在不同頻率大氣透過率的理論計算。如下圖，就是模型計算的ALMA臺址Chajnantor附近（海拔5100米）PWV為0.25mm、0.5mm以及1.0mm時的大氣透過率曲線。

模型計算的海拔約5100米的ALMA臺址Chajnantor附近不同PWV情形下的大氣透過率曲線。紅、綠、藍色分別對應PWV為0.25mm、0.5mm、1mm的情形。

可以看到，PWV為0.25mm時在1.0-2.0THz之間有3個透過率大約為20%的“窗口”，而PWV為0.5mm時透過率下降到10%，但是PWV達1.0mm時，這些“窗口”就幾乎都關閉了。

測定大氣透過率的關鍵設備

——傅立葉分光頻譜儀（FTS）

在太赫茲遠紅外頻段，基于理論模型的大氣透過率計算并不十分可靠，因為這些模型中包含一些半經驗項。

要評估一個太赫茲遠紅外天文臺址所能觀測的頻率窗口，覆蓋盡可能寬頻段的大氣透過率測量是必不可少的，尤其是對于像冰穹A這樣一個極冷的臺址。

太赫茲傅里葉分光頻譜儀（FTS）可以實現這樣的觀測。中國科學院紫金山天文臺與美國哈佛-史密松天體物理中心等合作研制了國際上首例以無人值守工作模式運行的超寬帶（0.75~15THz）FTS（見下圖），于2010年1月由第26次中國南極內陸科考隊成功安裝于冰穹A，并投入運行。

超寬帶傅里葉分光頻譜儀干涉儀部分照片及校準裝置示意圖

FTS通過記錄整個頻段的天空亮度得到天頂處的大氣透過率，并通過長周期連續觀測得到統計結果給出臺址資源的科學評估。

打開南極“天窗”

探尋來自星星的你

2010-2011年間，FTS在冰穹A以無人值守遠程遙控模式連續運行了19個月，積累了系統的大氣透過率觀測資料。分析結果表明：冰穹A冬季典型的PWV為約100微米，相當于兩根人的頭發絲的直徑，僅為ALMA臺址Chajnantor冬季典型值的五分之一。

大氣透過率的統計結果明確給出了地面其它臺址難以開展常規觀測的太赫茲遠紅外新窗口（見下圖）。中國南極天文臺建成后，將開辟地球上獨一無二的太赫茲波段天文觀測窗口，通過這些新的觀測窗口，天文學家可以探索恒星及星系的形成過程、星際介質的物質循環過程，進而理解行星系統的生命起源，在“高冷”的南極冰穹A探尋來自星星的你。

超寬帶傅里葉光譜儀實測的南極冰穹A大氣透過率年度（a、c為a的局部放大）與冬季（b、d為b的局部放大，并標出了重要的分子及原子譜線對應位置）統計結果，該插圖的橫坐標為頻率，縱坐標為透過率（1即100%通過）。