紅外波段天文觀測  

陳文屏    中央大學天文所及物理系

本文載於「科儀新知」 (Instruments Today) 1992, 71, 44
行政院國家科學委員會精密儀器發展中心出版;十二月號
2002.12 增添插圖,但並未更新已經過時的內同

摘要

過去數年在紅外波段的天文觀測由於偵測儀器與觀測技術的快速發展,打開了人類探尋宇宙奧祕的一道極其重要的窗口。未來十年紅外觀測的發展更將一日千里。本文敘述在紅外觀測的困難, 介紹目前實際應用的技術,以及未來的計畫。

前言

在天文觀測上紅外波段大致從1.0 微米至 1,000 微米,介於可見光與無線電波段之間。以紅外線觀測天體肇始於西元1800年 William Hershel以簡單的溫度計測量太陽放出的熱量。之後直到1960年代,主要由於軍方技術逐漸解密紅外儀器的進展才達到一般觀測天體所要求的靈敏度。過去數年儀器的發展尤其快速一些小型如 60 公分口徑的望遠鏡配上好的儀器,可以輕易做到以前即使是大型望遠鏡都不易做到的事。

美國國家研究委員會 (National Research Council) 在1960、1970、1980年代約每隔十年邀請學者規畫未來十年的天文發展方向。1990年代的規畫小組由普林司頓大學的 John N. Bahcall 召集在 1991 年 3 月完成報告。其中將紅外觀測列為發展重點; 計畫中建議建造的觀測設備包括自地面大氣而至置於太空中的種種望遠鏡。這些將為我們探視宇宙天體打開一道極重要的窗口。

探測紅外輻射之所以重要乃由於:

  1. 可以探測低溫的物質。大部分的星體比太陽溫度低,它們發出的能量多集中在紅外光。行星、星際雲氣,及星球形成區域放射出的能量也絕大部分在紅外光波段。

  2. 可以探測看不見的物質。可見光與紫外光不易穿透瀰漫在空間中的塵埃,但紅外光則容易得多。舉例來說, 來自本銀河中心的可見光只有兆分之一被我們偵測到。紅外波段則幾乎全部穿透過來。故對包圍在濃厚塵氣之中的星體(如銀河中心初生星體等),紅外觀測乃特別有效的工具。

  3. 豐富的光譜訊息。很多原子離子及幾乎所有的分子在紅外波段都有吸收或發射譜線。分子物質由簡單的矽化物游離氣體到極複雜的碳氫化合物。這些譜線攜帶了初生星銀河核心或行星大氣所在環境物理狀態的各種訊息。

  4. 可以回視時間。宇宙膨脹使得天體的輻射紅位移大霹靂時高能的珈瑪射線至今已紅移至相當於 2.73K 的黑體輻射 (峰值約在 1,000 微米)。同樣地那時期產生的星銀河及似星體發出的能量也都集中在紅外波段。因此紅外觀測乃研究這些天體如何形成的唯一直接方法。

Visible (courtesy of Howard McCallon), near-infrared (2MASS), and mid-infrared (ISO) view of the Horsehead Nebula. Image assembled by Robert Hurt.

在紅外波段觀測與可見光比較最大的困難在來自周遭環境(包括天空,望遠鏡及儀器本身) 所放出的熱輻射。本文將敘述為了克服這些困難在儀器的設計與觀測的技巧上所做的考量。最後總結一下未來數年天文紅外觀測的展望與計畫。

 紅外輻射

 地球的大氣層限制了地面紅外觀測的波段。在幾個「大氣窗口」 (atmospheric windows) 內大氣的吸收(主要由於水汽及二氧化碳)較弱,適合天文觀測 (表一)。

表一. 紅外天文觀測的濾鏡(與大氣窗口對應) 
代表符號 中心波長 (微米)  頻寬 (微米)
I 0.90 0.24
J 1.25 0.38
H 1.65 0.30
K 2.20 0.48
L 3.40 0.70
M 4.90 0.30
N 10.20 5.00
Q 20.00 5.00

 由於大氣水汽的標高 (scale height) 約 0.9∼1.5 km紅外觀測必須在乾燥高海拔的山頭進行。波長大於 20 微米在 34 微米還有一個窗口。從 40 到 300 微米,大氣則完全不透明只能在高空飛機汽球火箭或太空船上進行觀測。波長更長在 350 至 1000 微米之間在乾燥高海拔的地點仍有一些窗口。

任何物體都發出熱輻射。波長在 2 微米以內的近紅外波段夜空的輻射主要來自 OH 分子的氣輝 (airglow)。氣輝為放射譜線且隨時間強度變化很大。圖一繪出氣輝在幾個近紅外波段強度的平均值以及溫度為 273300 K 的 Planck 函數乘以 0.1代表低空大氣與望遠鏡的熱輻射。可以看出室溫的物體其熱輻射在 2 微米以上超過氣輝而在 10 微米左右達到峰值。

放入太空或高空氣球的望遠鏡可以有效地冷卻大幅減小本身的熱輻射,同時也脫離溫的大氣層。地面上的望遠鏡則在儀器的設計上治本方面當儘量降低本身的溫度而在治標方面則減少儀器本身的熱輻射進入光程。

即使做了最佳設計來自四周背景的紅外輻射常常仍遠大於來自天體的訊號。因此必須在觀測上使用特殊的技巧。

望遠鏡

紅外觀測通常將儀器置於 Cassegrain 焦點且使用小尺寸(小於 40 公分) 副鏡。絕大部分的大型光學望遠則都有紅外觀測的能力。目前只有少數幾個望遠鏡是專為紅外觀測而設計的。最大的兩個一是 3.8 米的 United Kingdom Infrared  Telescope (UKIRT)另一個是美國 NASA 的 3 米 Infrared Telescope   Facility (IRTF)。這兩個望遠鏡都位於夏威夷的 Mauna Kea (土語 「白山」意)上。Mauna Kea 高四千兩百多公尺天頂的水汽稀薄而穩定是世界上最佳紅外觀測地點之一。美國懷俄明大學也有一座 2 米的紅外專用望遠鏡。

任何觀測所量到的訊號事實上為來自天體的訊號加上來自周遭環境的背景輻射。因為紅外波段的背景極強如何有效地除去背景訊號乃精確度量天體亮度的關鍵。通常的作法是快速地輪流測量天體及其鄰近的天空。兩個位置的訊號差便是天體的訊號。由於大型望遠鏡無法快速地來回移動通常的作法是將副鏡裝在轉軸上來回擺動  (見圖二)。 一般擺動的頻率在 5∼20 Hz。近來使用列陣偵測器 (array detector) 副鏡擺動的技巧已不是絕對必要,因為理論上一次成像便可以量得天體及周圍天空的亮度。

為減少天空的背景輻射天文台所在地的視相 (seeing) 狀況必須良好。視相盤面的直徑正比於波長的 -0.2 次方因此平均可見光 1" 的視相在紅外光會小些。天空雜訊的來源除了大氣的快速變化還包括肉眼看不見的高空薄雲天文臺四周飄揚的塵埃雨霧及昆蟲。儘量避免天空雜訊為選擇紅外天文台址的最主要考量因素。紅外望遠鏡本身須以低輻射的光學材料製造並有電腦控制準確的指向 (pointing) 及追蹤 (tracking) 能力以便觀測常常肉眼不可見的物體。在 3 微米以上大氣已不散射太陽光所以可以在白天觀測也因此指向與追蹤需要很準確。

儀器

紅外光與可見光儀器在光學系統的設計及操作上很類似。最大的差別在機械結構上,紅外儀器必須整體冷卻至起碼液態氮的溫度 (77K)。早期使用的單一偵測器 (single-element detectors) 因為在某些波段有較高的靈敏度,至今仍被使用。近來列陣偵測器愈做愈大,靈敏度愈來愈高,乃紅外觀測突飛猛進的主要原因。

(1) 映像器 (Imagers; 或稱相機 Cameras)

為減少熱輻射,紅外映像器不能將偵測器置於望遠鏡的焦點而必須先把副鏡成像於一冷卻的光闌 (cold stop),然後再將焦平面成像在偵測器上。一般使用一 Fabry 鏡片(或鏡面),加上冷卻的光闌濾光鏡及再次成像的鏡片最後是偵測器。通常整個儀器密封在冷凝器  (cryogenic dewar) 中 (圖三)。其中 1-K 的冷凝系統包括了液態氦的容器,外層圍以液態氮達到隔溫效果。 

(2) 光柵分光計 (Grating Spectrometers)

紅外分光計的光學設計原理基本上與可見光分光計一樣但通常會放一 Fabry 鏡片於狹縫入口處將副鏡成像在分光計上。 同樣地,為減小環境熱輻射整個儀器必須予以冷卻。如此使得結構必須緊密,因此也不易抽換零組件。觀測時需要換組件 (譬如分光柵)必須先將儀器回熱至室溫。這些要求限制了紅外分光計的光譜解析度一般解析度 (R=λ /Δλ波長除以波寬) 小於 3,000。 中等解析度 (R=30∼200) 可使用圓周變波濾鏡 (CVF; circular variable filters)。這種濾鏡應用薄膜干涉原理穿透的波長隨圓周角而變。觀測時將置於偵測器前的 CVF 旋轉而量取不同波長的訊號。對於較亮的紅外源Michelson 干涉儀解析度可以達到 100,000 或更高。Fabry-Perot 干涉儀也可以達到高的解析度 (大於 20,000)。目前一些天文台亦利用大型列陣偵測器開發出紅外波段的 Echell 攝譜儀。

偵測器

天文觀測使用兩種方法偵測紅外輻射:熱感應或光子感應。熱耦計 (Bolometers) 使用半導體 (譬如Ga:Ge) 冷卻至低於 2~K。當熱輻射照在上面其溫度上升而電阻改變因此可由電阻值測量射入的輻射量。以 Ga:Ge 為例其電阻隨著溫度的四次方而變化。因為偵測器的熱雜訊只與溫度的平方根成正比熱耦計的效率很高它們通常用於波長大於5 微米的觀測。目前最靈敏的 1-K 熱耦計能達到 NEP (noise-equivalent power) 約 5E{-15}W Hz-1/2。近來發展出的液態氦 (<0.3K) 封閉冷卻系統的熱耦計則可以達到 E{-16} W Hz-1/2,將是未來中至遠紅外波段觀測的利器。

光子感應計的原理乃入射光子將半導體中的電子自基態激發至導電帶,視材料及設計的不同,產生電壓差 (photovoltaic 原理) 或電阻變化  (photoconductive 原理)。因為要激發電子入射光子必須有一定能量,此類偵測器有最長波長的限制。表二列出幾個現行天文觀測所使用的高靈敏度紅外列陣偵測器。

表二. 現行使用的高靈敏度紅外列陣偵測器

偵測器材料  HgCdTe InSb Si:Ga
波段(微米) 1-2.5 1-5 5-14
偵測方式 PV PV PC
晶片大小(微米) 60 75 75
格式 128*128 58*62 58*62
製造廠商 Rockwell SBRC SBRC
量子效率(@微米)  70% (2.3) 45% (3.8) 30% (10.0) 
暗電流 (電子/秒)  9 <6 <630
工作溫度 (K)  77 10 10
讀取雜訊 (電子) 50 280 <200
滿載電子數 300,000 100,000 700,000
: PV=Photovoltaic; PC=Photoconductor }  
     SBRC=Santa Barbara Research Corp.

好的紅外偵測器的條件是 (1) 量子效率高 (2) 暗電流及讀取雜訊低 (遠小於背景電流) (3) 穩定度高 (4) 讀取快 (在 1-2 微米必須快於 50秒而在 10∼20 微米必須快於 0.0003秒)。SBRC 的 InSb 58x62廣為各天文台用於 1∼5 微米的觀測其 NEP 可低達 E{-18}W Hz-1/2。至今 1992 年,128x128 的紅外列陣已隨處可見,而新一代的 256x256,甚至更大的偵測器亦相繼問世。列陣的格式愈大成像涵蓋的區域愈大不論用來做映像器或分光計都愈省觀測時間。由表中看出天文觀測上使用的偵測器在近紅外波段 HgCdTe 其量子效率較高但有效波長只到 3微米波長更長則須用 InSb。在工業上不管是HgCdTe 或 InSb 現都已皆有技術可製造分別在短波 (1∼3 微米)中波 (3∼5 微米)及長波 (8∼12 微米) 靈敏的偵測器。

展望

John N. Bahcall 的小組建議建造的設備當中優先次序很高的其中一項是八米口徑、 專為紅外觀測設計的望遠鏡IRO (Infrared Optimized Telescope)置於 Mauna Kea 的頂峰。IRO  在設計上將應用簡單的調適光學 (adaptic optics)。 舉例來說在 2.2微米將可以達到 0.1角秒的解析力。配上最新的大格式偵測器其靈敏度將較一般傳統八米望遠鏡高十倍以上。IRO 預計耗資八千萬美金於 1998 年完成。

地面上完全無法觀測的 30∼300 微米波段可將望遠鏡置於同溫層,脫離大部分的大氣。過去廿年美國的 Kuiper Airborne Observatory  (KAO) 即利用一架 C-141 運輸機攜帶一 90 公分口徑的望遠鏡進行天文觀測。天文學家用它發現了天王星的環銀河中心塵氣的磁化圈狀結構測得彗星的水分子及 1987A 超新星拋出的鐵鈷及鎳。

高空觀測不受波長限制但望遠鏡本身極大氣仍有極強的輻射。1983發射入太空的「紅外天文衛星」 (Infrared Astronomical Satellite; IRAS) 以 60 公分口徑望遠鏡對全天空掃描指認出約 250,000 個紅外點光源。這當中包含了很多未知的物體及現象迄待後繼詳細的研究。然而,KAO 受口徑限制只能觀測這些光源中較亮的 15%。

 下一代的高空望遠鏡叫 SOFIA (Stratospheric Observatory for  Infrared Astronomy)由一架波音 747-SP 貨機攜載一座 2.5 米的望遠鏡飛入同溫層進行觀測。SOFIA 包括飛機在內預計耗資美金2億3千萬。若明年計畫通過預計於 1998 年完成。SOFIA 將可以觀測所有 IRAS 發現的紅外光源。

 置於太空軌道中的望遠鏡可以冷卻至近乎絕對零度故不受本身及地球大氣熱輻射的干擾。由圖四可看出在某些波長太空中的背景輻射 (如發自黃道面與星際中的塵埃) 只有室溫下望遠鏡本身輻射的百萬分之一。IRAS 及最近用來探測宇宙背景輻射的 COBE (Cosmic Background Explorer) 人造衛星都是在太空中進行天文觀測的極成功例證。

 下一代的太空紅外設備乃 Space Infrared Telescope Facility    (SIRTF)。將是一 90 公分的望遠鏡配備最先進的映像與光譜儀器。在波長 3∼700 微米之間SIRTF 的靈敏度將比任何現有或計畫興建的望遠鏡靈敏十倍以上。預估它可以看到的星體比 IRAS 能看的還要暗上一千倍。所能探討的問題從太陽系內的物體直到幾近宇宙邊緣目前無法想像的種種天體。Bahcall 小組給 SIRTF 最高優先為美國 NASA 繼「哈勃太空望遠鏡」 (Hubble Space Telescope; HST)、「珈瑪射線天文台」(Gamma    Ray Observatory; GRO)和「先進X射線天文物理設備」(Advanced X-ray Astrophysics Facility; AXAF) 後第四個巨型觀測設備。若1994 年計畫獲准SIRTF 將於 2001 年發射。其預算為美金十三億。

結論

無疑地未來數年內相繼完成的大型觀測設備加上配備靈敏偵測器的中小型望遠鏡將使人類探視宇宙的眼光看得更深更遠更清楚。

目前國內在紅外偵測器材料的研究與製造方面已有成果。中央大學擬議中的望遠鏡亦將具備紅外觀測能力。在探視宇宙的隊伍中我們也將佔一席之地。

參考文獻 

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R. D. Gehrz, G. L. Grasdalen, J. A. Hackwell,  "Infrared Astronomy" in  Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics ed. S. N. Shore (1989), p. 1-28 (Academic Press).

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F. C. Gillett, I. Gatley, and D. Hollenbach, "Infrared Astronomy Takes Stage", Sky & Telescope, August 1991, p. 148-153

M. McCaughrean, "Infrared Astronomy: Pixels to Spare", Sky & Telescope, July 1991p. 31-35.

A. T. Tokunaga, "Infrared Detector Arrays and Some Applications to  Spectroscopy",  in Symposium on the Japanese National Large Telescope and Related Engineering Developments (Tokyo) (1988).

 

For more information about other infrared applications, e.g., in environment, medicine, navigation, etc, see  http://sirtf.caltech.edu/EPO/IRapp/benefits.html 

 

圖說

圖一: 背景表面亮度。表一中所列對應大氣窗口的濾鏡其波長範圍以細橫線表示.      OH 氣輝的強度乃濾鏡頻寬內的平均值。溫度為 273 及 300 K 的 Planck      函數值乘以 0.1以虛線繪出用以表示地面大氣及低放射紅外望遠鏡的熱輻射量。

圖二: 圖示紅外望遠鏡如何以快速來回擺動的副鏡消除強烈的背景雜訊。

圖三: 紅外望遠鏡及偵測器。超低溫光闌使得偵測器不直接看到溫熱的望遠鏡。

圖四: 地面上望遠鏡本身的熱輻射為來自天體訊號的百萬倍。最佳觀測這些訊號的方法是將望遠鏡置於太空中冷卻至近乎絕對零度。