开篇

犹记得，2019年4月10日，人类历史上第一张真实的黑洞照片，在人们焦灼的等待与期盼中，横空出世。伴随这一盛况，事件视界望远镜（EHT）和甚长基线干涉阵（VLBI）两个高冷的名词，走出不食人间烟火的天文学，走进了吃瓜群众的日常生活里。

首张黑洞照片 | 图源：EHT Collaboration

看到黑洞的关键首先在于必须拥有空前的空间分辨率。望远镜的空间分辨率与观测波长成正比，与口径成反比。所以，提高分辨率的方法就有两种：一种是增大望远镜的口径，另一种是缩短观测波长。

EHT连接了位于世界各地的八台射电望远镜和望远镜阵列，模拟了一台地球大小的虚拟望远镜，才勉强看到黑洞的影子。然而，是否有求知欲旺盛的小伙伴想过，为什么不试着进一步缩短波长？望远镜到底如何“看”到黑洞？之前怎么不建EHT？

今天，我们就来逐一满足小伙伴们的好奇心。

EHT虚拟望远镜及VLBI示意图

为什么不试着进一步缩短波长？

太赫兹——大气吸收和相位扰动！

综合辐射机制和现有地面观测条件的制约，EHT这次给M87星系黑洞拍照选择了1.3毫米波段（对应230GHz频段，G:10的9次方），并将开展0.85毫米波段（对应350GHz频段）的观测。这两个频段同属于太赫兹频段。太赫兹频段位于微波和红外之间，包含部分毫米波、全部亚毫米波和部分远红外波段，波长范围3毫米至30微米，频率覆盖0.1THz至10THz（T:10的12次方）。

那么，为了进一步提高空间分辨率，是否可以任性地无限缩短波长，让望远镜的“眼神儿”越来越好呢？

呵呵，想多了！更高频率（更短波长）的太赫兹地面观测应用，受限于地球大气层所含水汽对太赫兹高频信号的强烈吸收。所以，不同观测站址都有特定的频率观测窗口。这次拍摄黑洞照片的EHT望远镜台址中，不是所有的都适合开展更高频率的观测。即使在智利海拔5000多米高原上的阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵列望远镜（ALMA）台址，最高可能观测的频率也仅为八九百个GHz。

而另一方面，给黑洞拍照的VLBI方法，由于要进行相位相关的信号相干合成，当频率更高的时候，也会严重受到大气湍流对太赫兹高频信号的相位扰动影响。

既然这样，那咋不上天呢？问的好！今天，将要给大家介绍的超导SIS混频器已有空间应用的先例（如：Herschel空间天文台），空间VLBI技术也会是未来发展的趋势哦！

望远镜如何“看”到黑洞？

幕后英雄——“接收机”！

在关于EHT和VLBI的各种报道和介绍中，我们看到最多的，是摆着各种pose妖娆竖立的天线。EHT通过VLBI技术把每台天线接收到的来自黑洞周围的电磁辐射信号进行相干合成。但是，要拍到黑洞的照片，除了需要如前所述空前的空间分辨率外，每台望远镜还需要配备灵敏度极高的超导接收机。

阿塔卡玛大型毫米波/亚毫米波阵列(ALMA)| 图源:ALMA

下图中穿着厚重银色铠甲的便是幕后英雄——“超导接收机”本尊了！

经过漫长的星际旅途，宇宙深处遥远天体发出的太赫兹信号在到达地球时早已被衰减得极其微弱，需要非常灵敏的接收机去探测。超导接收机正是为此而生，它首先把信号从几百个GHz 变频到几个GHz，再通过低噪声放大器进行放大，最后转换为数字信号输出到计算机进行后续数据处理。

这次给黑洞拍照的所有望远镜，全部搭载了超导接收机。超导接收机以其“火眼金睛”般的极高灵敏度，被称为“接收机中的战斗机”！

超导接收机实物外型 | 图源：紫金山天文台

之前怎么不建EHT？

缺硬核超导SIS混频器！

超导接收机是一个复杂的集成系统，在它的所有组成部件中，毫无争议的C位王是“超导混频器”。EHT所有望远镜的接收机上，加载的全部是同一种混频器——超导隧道结（SIS）混频器，它是当前毫米波/亚毫米波天文观测中最广泛应用的硬核器件。

EHT之所以在近些年才提出，重要原因之一便是：超导SIS混频器技术的成熟发展，使得毫米波/亚毫米波段的望远镜具备了更高灵敏度，特别是使得EHT中最重要的、全球迄今最大望远镜阵列ALMA的建设成为了可能，进而使毫米波/亚毫米波段的VLBI观测成为现实。

下面就来介绍一下这个绝对“高冷”的SIS。

超导SIS隧道结从剖面看，由上下两个超导层(Superconductor)和中间一层厚度仅为几纳米的绝缘层(Insulator)构成，是一个类似于三明治的三层薄膜结构，所以也被称为超导“三明治”。

超导SIS隧道结剖面照片 | 图源：紫金山天文台

在看脸的世界里，颜值也是重要的担当。在下面这张照片中我们可以看到，超导SIS隧道结像一双炯炯有神的眼睛，深邃的凝视着茫茫宇宙。正是这一双直径仅约1微米的“眼睛”，让我们看到了5500万光年之外几百亿公里尺度的黑洞！宏观与微观的震撼对比，在这场“给黑洞拍照”的事件中，展现的酣畅淋漓。

超导SIS隧道结表面照片 | 图源：紫金山天文台

都说，黑夜给了我们黑色的眼睛，可我们，却在“寒冷”中寻找黑洞……

超导SIS混频器因其特殊的材料需求，必须在极低的温度下才能运作。这次给黑洞拍照的所有超导SIS混频器，全都工作在4.2K液氦温区（约零下269摄氏度）。

在这样的极低温环境下，超导体中的电子两两配对（即：库伯对），形成宏观量子态。当来自观测天体的太赫兹信号照射到超导隧道结上，库伯对吸收能量超过其结合能的高频光子后，会被拆散成“准粒子”，并在外加偏压作用下产生准粒子“隧穿效应”——“准粒子”从SIS的一侧超导层（S），穿过中间绝缘层（I），进入另一侧超导层（S），产生瞬间电流突变，从而表现出伏安特性的强非线性。

要使准粒子具有聊斋故事中“崂山道士”一般的“穿墙”法力，中间绝缘层的厚度必须很薄，仅为1~2纳米。因此，超导三明治不是普通的三明治，不可以加料，不可以搞大！薄，才是硬道理！绝缘层厚度通常与超导材料中电子配对的相干长度成比例。

不过，仅仅薄还不够。要真正实现高灵敏度，绝缘层还必须非常均匀，不能有针孔（pin hole）。这是确保超导隧道结具有接近零的超低暗电流的关键。而“强非线性”和“低暗电流”共同决定了超导SIS隧道结的高灵敏度特征，即可探测极其微弱的电磁辐射信号。当然，薄且均匀的高质量绝缘层对制备工艺的要求也是极高的。

准粒子隧穿效应示意图

听说，这个三明治，我国也能做？

彩蛋——紫金山天文台……

“故事讲到这里，好想知道，这么硬核的东西，我们国家能做吗？”

YES! 紫金山天文台毫米波和亚毫米波技术实验室了解一下。

位于青海省德令哈市附近戈壁滩上的紫金山天文台13.7米口径毫米波望远镜就配备了实验室自主研制的3x3多波束超导SIS接收机，正在开展“银河画卷”巡天计划。

这次给黑洞拍照的EHT望远镜中，两个阵列望远镜ALMA和SMA的早期超导接收机研制过程中，也都有实验室的技术贡献。

作者介绍
李婧，中国科学院紫金山天文台毫米波和亚毫米波技术实验室研究员，研究领域：射电天文、太赫兹探测和超导电子学等。

主编：毛瑞青

绘图：李宏鹄

审核：史生才

编辑：王科超、高娜

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