知识天地.PDFVIP

週報 第 1218期 知識天地 次毫米波差頻式天文儀器之技術挑戰 黃裕津助研究員 (天文及天文物理研究所籌備處) 2003 年11 月，本所與美國史密松天文臺合作建造之次毫米陣列(The Submillimeter Array)落成啟用，開啟了次 毫米波天文觀測的歷史新頁，結束了次毫米波頻段沒有合成口徑干涉儀式望遠鏡陣列的時代。次毫米波陣列在啟用 時，陣列內的八具望遠鏡配備有三個差頻式接收機頻段，分別為 176-256GHz 、250-354GHz 及 600-696GHz 。在啟 用後除補足 600-696GHz 差頻式接收機模組，且增設 320-420GHz 頻段。目前正由美國、歐洲、日本等十餘國聯合 建造、我國亦參與的阿塔珈瑪大型毫米與次毫米陣列(Atacama Large Millimeter and Submillimeter Array, ALMA)亦包 含了31.3-950GHz 頻率範圍中的十個差頻式接收機頻段。然而，對高於500GHz 以上的頻率而言，現有的差頻式接 收機性能及操作之便利性仍有許多改善之空間，對研究差頻式接收機的科學家及工程師而言，這意味著新技術的開 發與挑戰。本文將就關鍵偵測器元件技術、本地振盪信號源、天線及光學系統等面向介紹相關的技術發展。 關鍵偵測器元件技術 對頻率高於 115GHz 之毫米波及次毫米波差頻式天文接收機而言，微米尺寸之超導─絕緣─超導結 (superconductor-insulator-superconductor junction, SIS junction)製成的量子混頻器是前級偵測器元件的最佳選擇。早期 因眾多毫米波望遠鏡之需求，以鈮(Niobium, Nb)為超導材料佐以氧化鋁絕緣層之製程技術因多年的研究發展，已趨 於成熟穩定，可以滿足接近量子極限的低雜訊要求。然而當操作頻率升高時，鈮─氧化鋁─鈮量子混頻器就面臨諸 多問題。第一個要面對的是夏比洛階(Shapiro Step) ，這是量子混頻器中產生超導電流的穿隧振盪，將造成的強烈不 穩定訊號，理論上它可以透過外加磁場抑制，但是對高於400GHz 以上的操作頻率而言，鈮─氧化鋁─鈮量子混頻 器的最低雜訊操作偏壓正好接近夏比洛階，因而形成低雜訊卻低穩定度之接收機操作。第二個困難是當偵測光子的 能量大於超導體的能隙時，超導體內的庫伯電子對 (Copper pair) 將會被吸收的光子直接裂解成似粒子電子 (quasi-particle electrons) ，在巨觀現象將造成超導體微帶傳輸線的損耗，其導體損耗甚至高於高導電度金屬，進而造 成量子混頻器的雜訊溫度升高，對操作於4K 液氦溫度的鈮而言，超導體能隙為2.8meV ，相當於頻率約700GHz 的 光子能量。對頻率高於700GHz 的次毫米波差頻式天文接收機，鈮-SIS 混頻器是難以滿足量子極限的低雜訊要求， 新的超導材料系統如氮化鈮(NbN) 、或氮化鈦鈮(NbTiN) 佐以氮化鋁絕緣層預期可以在 1.4THz 及 1.2THz 以下提供 良好的量子混頻器。由於 ALMA 的第十頻段落在 780-950GHz ，且其龐大的元件數量需求，目前日本國立天文臺 (NAOJ) 、國立情報通信技術研究所(NiCT)及本所超導體製程實驗室，分別針對最佳的三種不同的超導材料系統組合 進行製程研發，預期將能達到低於345K 之接收機雜訊溫度要求。 本地振盪信號源 本地振盪信號源是確保差頻式天文接收機性能的另一個重要因素。在過去，因為單頻電磁振盪的產生的兩種機 制──負電阻電子元件的頻率上限(~200GHz) 及光電元件的頻率下限(2THz)有一明顯的兆赫間隙 (THz Gap) ，過去 十年因為寬能隙半導體材料的發展，對氮化鎵岡恩二極體(GaN Gunn Diode)的理論及實驗已證實可產生打破兆赫間 隙的振盪信號，但要達到實用階段，尚有許多技術問題待克服。由於SIS 混頻器在本地振盪信號功率需求僅達奈瓦 (nanowatt)級，目前常用的本地振盪信號源仍以毫米波磷化銦岡恩二極體振盪器、或砷化鎵或磷化銦異質雙極電晶體 (heterojunction bipolar transistor, HBT)振盪器在70-125GHz 形成鎖相迴路，加上倍頻器乘頻。然而此一架構會遇上兩 個困難，第一，當倍頻