天文光子學(xué)研究現(xiàn)狀及其應(yīng)用展望*

童 雪 林 棟 何晉平

(1 中國科學(xué)院國家天文臺(tái)南京天文光學(xué)技術(shù)研究所南京210042)

(2 中國科學(xué)院天文光學(xué)技術(shù)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室(南京天文光學(xué)技術(shù)研究所)南京210042)

(3 中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

1 引言

自17世紀(jì)伽利略將口徑4.4 cm的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡指向天空開始, 以望遠(yuǎn)鏡技術(shù)及光譜技術(shù)為代表的天文光學(xué)技術(shù)的持續(xù)發(fā)展不斷提升人類基于光學(xué)波段探索宇宙的能力. 人類對(duì)宇宙空間的研究從最初的月球、太陽及太陽系內(nèi)行星的表面細(xì)節(jié), 拓展到銀河系結(jié)構(gòu)與物理化學(xué)性質(zhì)、星系形成與演化、暗物質(zhì)暗能量及系外行星與系外生命探測(cè)等重大科學(xué)問題. 如今, 8–10 m級(jí)光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡已成為光學(xué)波段天文觀測(cè)主力設(shè)備, 而以美國牽頭的30 m口徑望遠(yuǎn)鏡(Thirty Meter Telescope, TMT)[1]和25 m口徑大麥哲倫望遠(yuǎn)鏡(Giant Magellan Telescope, GMT)[2]以及歐洲牽頭的39 m口徑歐洲極大望遠(yuǎn)鏡(European Extremely Large Telescope, EELT)[3]為代表的下一代極大口徑光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡也已在規(guī)劃甚至研制之中, 其中, 進(jìn)展最快的EELT預(yù)計(jì)將于2027年實(shí)現(xiàn)初光1https://elt.eso.org/about/timeline/. 這類極大口徑望遠(yuǎn)鏡將影響眾多天文學(xué)前沿研究領(lǐng)域, 涵蓋眾多激動(dòng)人心的科學(xué)問題, 可將人類對(duì)宇宙的探知能力提高到一個(gè)新的高度. 然而, 在大幅提升觀測(cè)能力的同時(shí), 下一代光學(xué)天文設(shè)備(含30 m級(jí)望遠(yuǎn)鏡及其終端儀器)的設(shè)計(jì)及建造也給天文光學(xué)技術(shù)帶來極大挑戰(zhàn): 簡(jiǎn)單升級(jí)現(xiàn)有技術(shù)在儀器復(fù)雜性、尺寸及成本方面代價(jià)極大(傳統(tǒng)光學(xué)儀器的造價(jià)通常與儀器光學(xué)口徑的平方甚至立方成比例). 探尋其他更優(yōu)解決方案迫在眉睫. 另一方面, 大規(guī)模光譜巡天對(duì)單次攝譜數(shù)目要求逐漸增長(zhǎng), 如郭守敬望遠(yuǎn)鏡(Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope, LAMOST)能同時(shí)采集4000個(gè)目標(biāo)的光譜[4], 而暗能量光譜裝置(Dark Energy Spectroscopic Instrument, DESI)將這一紀(jì)錄刷新到5000[5].近期, 我國天文學(xué)家正在考慮對(duì)LAMOST進(jìn)行升級(jí)改造, 改造后單次光譜采集數(shù)目預(yù)計(jì)達(dá)到8000–20000, 將使我國在大規(guī)模光譜巡天方面繼續(xù)保持世界領(lǐng)先水平. 這種大規(guī)模光譜巡天裝置對(duì)幾千個(gè)目標(biāo)同時(shí)進(jìn)行光譜觀測(cè), 一般需要大量光譜儀器:目前LAMOST配備光譜儀16臺(tái)[4](如圖1所示), 而升級(jí)改造之后, 配備的光譜儀數(shù)目預(yù)計(jì)將提高到30臺(tái)以上. 天文光譜儀的大尺寸及高造價(jià)對(duì)大規(guī)模光譜巡天項(xiàng)目的發(fā)展在實(shí)現(xiàn)成本及難度上均帶來巨大挑戰(zhàn). 研發(fā)小尺寸、低成本、高性能天文光譜儀對(duì)以LAMOST為代表的大規(guī)模光譜巡天項(xiàng)目至關(guān)重要.

圖1 LAMOST望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)示意[4]Fig.1 Configuration of LAMOST[4]

空間觀測(cè)因在應(yīng)對(duì)大氣湍流、光吸收、大氣輻射等方面的獨(dú)特優(yōu)勢(shì)受到天文學(xué)家的青睞. 中國空間天文與西方發(fā)達(dá)國家相比還存在差距, 但近年來發(fā)展迅速. 在高能波段已有一些性能優(yōu)異的空間觀測(cè)設(shè)備, 如暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星“悟空” (DArk Matter Particle Explorer, DAMPE)[6]、硬X射線調(diào)制望遠(yuǎn)鏡“慧眼” (Hard X-ray Modulation Telescope, HXMT)[7]、伽馬暴偏振探測(cè)儀“天極”(POLAR)[8]等,如圖2所示.另有眾多各波段的空間觀測(cè)設(shè)備在建造或計(jì)劃中, 如中國巡天空間望遠(yuǎn)鏡(Chinese Space Station Telescope,CSST)[9]、先進(jìn)天基太陽天文臺(tái)(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)[10]等. 與地基觀測(cè)儀器不同, 空間儀器要求嚴(yán)苛, 一般會(huì)面臨以下3個(gè)方面問題:(1)由于工作在惡劣的空間物理環(huán)境, 應(yīng)盡量避免設(shè)計(jì)非常復(fù)雜的儀器; (2)由于儀器在遠(yuǎn)離設(shè)計(jì)團(tuán)隊(duì)的地方工作, 其設(shè)計(jì)、制造、測(cè)試、校準(zhǔn)、發(fā)射和操作必須精益求精, 以獲得保證任務(wù)成功的工作性能; (3)設(shè)計(jì)和制造必須以受限范圍非常嚴(yán)格的資源(如質(zhì)量、能耗、體積等)來達(dá)到性能要求. 這些問題在一定程度上束縛了空間觀測(cè)儀器的類型及科學(xué)產(chǎn)出. 如何設(shè)計(jì)小質(zhì)量、低能耗、小體積、高性能的新一代儀器, 對(duì)空間天文意義重大.

圖2 我國代表性空間天文裝置. (a)暗物質(zhì)粒子探測(cè)衛(wèi)星“悟空”[6]; (b)硬X射線調(diào)制望遠(yuǎn)鏡“慧眼”[7]; (c)伽馬暴偏振探測(cè)儀“天極”[8].Fig.2 Representative space astronomical installations of China. (a) DAMPE[6]; (b) HXMT[7]; (c) POLAR[8].

為應(yīng)對(duì)上述問題, 光子學(xué)(Photonics)及新一代光子技術(shù)(Photonic Technology)有潛力提供合適的解決方案. 光子學(xué)這一概念是參考電子學(xué)(Electronics)提出來的, 其主要研究以光子(Photon)為信息和能量載體的科學(xué)及應(yīng)用, 包括光的產(chǎn)生、發(fā)射傳輸、調(diào)節(jié)、信號(hào)處理、切換、放大及傳感等,目前在量子科學(xué)、信息技術(shù)、生物醫(yī)學(xué)等眾多領(lǐng)域均有深度應(yīng)用. 近年來, 集成光子學(xué)(Integrated Photonics)及技術(shù)的發(fā)展, 更是將光子學(xué)及光子技術(shù)推向了光學(xué)研究的最前沿, 正在逐步影響到幾乎所有與光學(xué)相關(guān)的研究方向. 集成光子學(xué), 也被稱為集成光學(xué)(Integrated Optics), 于1960年由美國貝爾實(shí)驗(yàn)室Miller首次提出, 當(dāng)時(shí)定義為“在光電子學(xué)和微電子學(xué)基礎(chǔ)上, 采用集成方法研究和發(fā)展光學(xué)器件和混合光學(xué)電子學(xué)器件的一門系統(tǒng)學(xué)科”. 經(jīng)過這些年發(fā)展, 特別是近年來在光通信等巨大產(chǎn)業(yè)需求的推動(dòng)下, 集成光子學(xué)不論是在原理、技術(shù)方面, 還是在器件及工藝等方面均日趨成熟. 就當(dāng)前而言, 光子學(xué)涉及到的基本光學(xué)過程及功能, 集成光子學(xué)均能實(shí)現(xiàn), 而且能將這些功能模塊或器件集成在一層基底上, 形成類似于電子芯片一樣的“光子芯片”. 圖3[11]給出了一種封裝好的微環(huán)腔芯片, 在超高帶寬光纖通信中展現(xiàn)極大應(yīng)用前景. 利用這種高度集成化的“光子芯片”可研制小型化、低成本、高穩(wěn)定的光學(xué)功能器件及儀器, 為眾多研究領(lǐng)域及行業(yè)的眾多應(yīng)用提供極大的想象空間, 如光量子計(jì)算[12]、超高帶寬光通信[11]、增強(qiáng)現(xiàn)實(shí)/虛擬現(xiàn)實(shí)[13]、神經(jīng)網(wǎng)絡(luò)/人工智能[14]、激光雷達(dá)導(dǎo)航[15]等, 當(dāng)然也為天文學(xué)及天文觀測(cè)帶來了前所未有的機(jī)遇.

圖3 封裝在光纖的微環(huán)腔芯片. 基于此芯片產(chǎn)生的微光梳源,在75 km的標(biāo)準(zhǔn)光纖通信測(cè)試中獲得了44.2 TB/s的數(shù)據(jù)傳輸速率[11].Fig.3 Microcavity chip in optical fiber. Based on the micro-optical comb source generated by this chip, the data transmission rate of 44.2 TB/s was obtained in the standard optical fiber communication test of 75 km[11].

近年來, 光子學(xué)技術(shù)/器件的天文應(yīng)用被逐漸發(fā)展成為一個(gè)嶄新的交叉學(xué)科–天文光子學(xué)(Astrophotonics). “Astrophotonics”這個(gè)名詞于2009年左右由Bland-Hawthorn等人首先提出, 定義為“天文和光子學(xué)的交叉學(xué)科”[16], 而后, 其定義逐漸明確、細(xì)化, 經(jīng)歷“光子學(xué)和天文儀器的交叉”[17]、“將功能強(qiáng)大的光子技術(shù)用于單個(gè)或多個(gè)望遠(yuǎn)鏡所收集的光的導(dǎo)光、操控及色散, 以低成本、高效率實(shí)現(xiàn)天文學(xué)研究的科學(xué)目標(biāo)”[18]兩個(gè)階段. 實(shí)際上,光子技術(shù)的天文應(yīng)用由來已久, 如20世紀(jì)70年代,光纖[19]及光電探測(cè)器CCD[20]的實(shí)用極大地提高了天文觀測(cè)效率及觀測(cè)性能, 20世紀(jì)80年代開始的自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)[21]使得地面大口徑望遠(yuǎn)鏡成像質(zhì)量逐漸接近衍射極限, 而望遠(yuǎn)鏡技術(shù)及天文光譜技術(shù)本身也屬于光子技術(shù)范疇, 這使得光子技術(shù)天文應(yīng)用的歷史更為久遠(yuǎn). 然而, 若從天文光子學(xué)提出的時(shí)間節(jié)點(diǎn)及其研究的主要內(nèi)容和手段來看, 其一般應(yīng)指的是“集成光子技術(shù)及器件在天文觀測(cè)中的應(yīng)用”. 即便這樣, 天文光子學(xué)研究也早在“Astrophotonics”這個(gè)名詞提出之前便已經(jīng)存在, 這在下一章節(jié)會(huì)有所介紹. 天文光子學(xué)發(fā)展至今, 研究?jī)?nèi)容已十分廣泛. 據(jù)2019年Gatkine等[22]在天文光子學(xué)白皮書(Astro2020 State of the Profession:Astrophotonics White Paper)中總結(jié), 天文光子學(xué)研究涉及光子燈籠(Photonic Laterns)、布拉格光柵(Bragg Gratings)、光瞳重排器(Pupil Remappers)、光束合束器/干涉儀(Beam Combiners/Interferometers)、光子光譜儀(Photonic Spectrographs)、光子光梳(Photonic Combs)等大量集成光子技術(shù)及器件的研究, 如圖4所示. 其中, 部分器件已經(jīng)成為天文觀測(cè)儀器中不可或缺的部分, 而更多技術(shù)及器件在實(shí)驗(yàn)室及天文試觀測(cè)中得到深入研究, 展現(xiàn)出巨大價(jià)值及應(yīng)用前景. 近年來, 天文光子學(xué)研究方向深受關(guān)注, 已然成為天文光學(xué)技術(shù)及光子技術(shù)的研究最前沿.

圖4 天文光子學(xué)的發(fā)展[22]Fig.4 Growth of Astrophotonics[22]

本篇綜述論文將主要介紹天文光子學(xué)近年來的發(fā)展現(xiàn)狀、面臨的主要問題及后續(xù)發(fā)展趨勢(shì). 其中發(fā)展現(xiàn)狀部分將從集成光子技術(shù)在天文光譜技術(shù)、望遠(yuǎn)鏡成像技術(shù)及其他相關(guān)技術(shù)中的應(yīng)用3個(gè)方面來分別展開.

2 天文光子學(xué)發(fā)展現(xiàn)狀

天文光子學(xué)涵蓋的內(nèi)容十分廣泛, 可涉及天光信號(hào)的收集、傳輸、排布、濾波、色散、合束、標(biāo)定等功能. 這些功能的排列組合將可引入大量天文光子設(shè)備. 天文光子學(xué)的研究進(jìn)程也就是伴隨這些光子功能器件及儀器的發(fā)展進(jìn)程而逐步推進(jìn). 鑒于天文觀測(cè)主要涵蓋光譜及成像兩類技術(shù)手段, 本節(jié)在介紹天文光子學(xué)發(fā)展現(xiàn)狀時(shí)也從集成光子光譜技術(shù)、集成光子成像技術(shù)及其他相關(guān)技術(shù)3方面來展開.

2.1 集成光子光譜技術(shù)發(fā)展現(xiàn)狀

集成光子光譜技術(shù)作為天文光子學(xué)典型代表,近些年來發(fā)展極其迅速. 目前已有幾十種不同類型的天文光子光譜儀, 其中有少量進(jìn)入到原型樣機(jī)階段, 還有個(gè)別已進(jìn)入實(shí)際應(yīng)用階段. 基于工作原理不同, 這些集成光子光譜技術(shù)及儀器可分成兩類:(1)直接色散型, 其代表有半集成緊湊型光柵光譜儀[23]、陣列波導(dǎo)光柵光譜儀[24]、側(cè)面全息色散光譜儀[25]、光子晶體超棱鏡光譜儀[26]; (2)計(jì)算重構(gòu)型, 其代表有可見高分辨率片上光譜儀[27]、駐波集成傅里葉變換光譜儀[28]、泄露循環(huán)集成傅里葉光譜儀[29]、陣列Mach-Zehnder干涉儀[30]、單納米線光譜儀[31]、錐形光纖模式干涉光譜儀[32]等. 其中, 計(jì)算重構(gòu)型光譜技術(shù)及器件種類繁多, 諸如黑磷[33]及珍珠[34]等材料或物體均能被直接用來作為光譜探測(cè)的核心器件. 除集成光譜儀外, 基于集成光子技術(shù)的濾波器件(如布拉格光柵)及波長(zhǎng)定標(biāo)器件(如光子光梳)也將在這一節(jié)介紹.

2.1.1 直接色散型集成光子光譜技術(shù)

(1)陣列波導(dǎo)光柵

陣列波導(dǎo)光柵(Arrayed Waveguide Grating,AWG) 1988年由Smit首先提出[35], 是人類歷史上第一個(gè)得到實(shí)用的平面波導(dǎo)器件. 目前, AWG作為最典型的密集型波分復(fù)用器件已在光通信中得到廣泛應(yīng)用.

AWG本質(zhì)上與光柵類似, 是相位陣列型色散器件(如圖5 (a)[24]所示). 其利用波導(dǎo)陣列之間特定的長(zhǎng)度差來獲取類似于光柵周期性結(jié)構(gòu)衍射所產(chǎn)生的相位陣列, 而相位陣列(或光程成等差數(shù)列的多光束)的多光束干涉使得不同波長(zhǎng)光信號(hào)在不同空間位置獲得相干增強(qiáng), 從而實(shí)現(xiàn)光的空間色散.值得一提的是, AWG的波導(dǎo)陣列光程差可做到較大, 其在輸出端呈羅蘭圓排布, 以小尺寸集合了聚焦功能和較高的色散能力[36], 使得其具有波長(zhǎng)間隔小、信道數(shù)多、結(jié)構(gòu)緊湊等優(yōu)點(diǎn)[37], 極適密集型波分復(fù)用應(yīng)用.

原則上, 具有空間色散能力的器件均有潛力用在光譜探測(cè)中. 近年來, AWG在低損耗研究方面獲得重大突破, 從而使其開始在天文光子學(xué)領(lǐng)域受到廣泛關(guān)注, 并逐漸成為關(guān)注度最高、研究最多的天文光子光譜器件. AWG天文光譜技術(shù)主要研究進(jìn)展及成果可總結(jié)如下. 2009年, 澳大利亞Macquarie大學(xué)Cvetojevic等人利用AWG光譜儀原型機(jī)首次對(duì)天試觀測(cè)(望遠(yuǎn)鏡: Anglo-Australian,3.9 m)[38]:光譜分辨率在1500 nm處為2100,利用半導(dǎo)體激光測(cè)得系統(tǒng)光效率約為65%. 該小組于2012年在同一架望遠(yuǎn)鏡上再次進(jìn)行試觀測(cè)[39]: 在波長(zhǎng)1600 nm附近, 光譜分辨率為2500, 并能同時(shí)采集多目標(biāo)光譜數(shù)據(jù)(多條輸入光纖); 但由于單模光纖耦合效率(5%～7%)、光纖–波導(dǎo)間光耦合效率(～14%)、正交色散系統(tǒng)光效率(～11%)均較低, 再加上其他損耗, 使得儀器對(duì)天實(shí)測(cè)總光效率只有0.03%～0.07%. 2016年, 美國Maryland大學(xué)的Gatkine等人利用AWG光譜儀在H波段獲得1500左右光譜分辨率(目標(biāo)3000), 光譜對(duì)比度優(yōu)于18 dB, 且AWG芯片光效率最高達(dá)80%[24], 此類光譜儀可用來通過測(cè)量幾條金屬診斷線的等效線寬來精密測(cè)量高紅移伽馬暴星體或干預(yù)系統(tǒng)(Intervening Systems)的金屬豐度等. 2017年, Gatkine等人將峰值光效率提高到23% (實(shí)驗(yàn)室結(jié)果, 未計(jì)算單模光纖耦合效率)[40]. 同年, 澳大利亞Macquarie大學(xué)Jovanovic等人將AWG光譜儀樣機(jī)首次在8 m級(jí)地面望遠(yuǎn)鏡Subaru上進(jìn)行了天文實(shí)測(cè)(圖5 (b)[41]):(1)由于自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)性能有限, 導(dǎo)致單模光纖耦合效率較低, 致使儀器總光效率在5%左右, 但有很大希望提高到13%, 這已十分接近天文實(shí)測(cè)光效率要求; (2)光譜分辨率為4000–5000 (J、H波段);(3)光譜范圍覆蓋J波段及H波段; (4)光譜儀尺寸小于30 cm×30 cm×30 cm.

圖5 AWG原理示意圖[24]及在Subaru望遠(yuǎn)鏡上的測(cè)試結(jié)果[41]. (a) AWG原理示意圖; (b) Subaru實(shí)測(cè)結(jié)果, 其中紅色垂直線表示氫-布拉克特線的位置, 黑色垂直線表示氫-帕申線的位置, 橙色垂直線表示CO線的位置, 棕色垂直線表示硅線的位置, 紫色垂直線表示鎂線的位置.Fig.5 Schematic diagram[24] of AWG and test results on Subaru telescope[41]. (a) Schematic diagram of AWG principle; (b)Subaru measurement results, in which the red vertical line indicates the position of the hydrogen-Brackett line, the black vertical line indicates the position of the hydrogen-Paschen line, the orange vertical line indicates the position of the CO line, the brown vertical line indicates the position of the silicon line, and the purple vertical line indicates the position of the magnesium line.

由以上結(jié)果可知, AWG光譜儀在中/低光譜分辨率情況下已實(shí)現(xiàn)多次天文試觀測(cè), 參數(shù)要求已經(jīng)接近滿足天文觀測(cè)要求, 有望在5–10 yr內(nèi)得到實(shí)際應(yīng)用. 另外, 據(jù)Stoll等人數(shù)值模擬結(jié)果所示, 在1630 nm附近, AWG光譜儀有潛力獲得最大60000的光譜分辨率, 且芯片尺寸僅需5.5 cm×3.93 cm[37]. 這意味著對(duì)芯片及系統(tǒng)結(jié)構(gòu)進(jìn)行針對(duì)性設(shè)計(jì)后, AWG光譜儀有實(shí)現(xiàn)高光譜分辨率的潛力.

中國在AWG方面的研究主要集中在面向光通信的AWG芯片開發(fā)研究及AWG在通信領(lǐng)域應(yīng)用研究?jī)煞矫? 浙江大學(xué)何賽靈教授團(tuán)隊(duì)有大量此類工作發(fā)表, 如Dai等[42–43], 其他諸如中科院半導(dǎo)體所等眾多單位也有大量研究工作, 在此不一一給出. 然而, AWG光譜技術(shù)目前研究極少. 據(jù)作者調(diào)研, 目前只有廈門大學(xué)薩本棟微米納米科學(xué)技術(shù)研究院的呂苗教授團(tuán)隊(duì)有相關(guān)工作: 如Cheng等人利用AWG芯片搭建了便攜式拉曼光譜儀實(shí)驗(yàn)裝置,在工作波長(zhǎng)800–1000 nm范圍內(nèi)獲得的光譜分辨率約2000[44].

為解決AWG色散能力問題并面向光譜應(yīng)用針對(duì)性改造AWG結(jié)構(gòu), 作者團(tuán)隊(duì)在新型波導(dǎo)陣列光譜芯片方面也開展了相關(guān)研究, 目前已將光譜分辨率推進(jìn)到15000(在1550 nm波段)左右, 且避免了常規(guī)AWG的離散化采樣及羅蘭圓結(jié)構(gòu)設(shè)計(jì)引入的像差問題[45]. 這種新型波導(dǎo)陣列結(jié)構(gòu)將使得直接色散型光譜芯片在高分辨天文觀測(cè)中的應(yīng)用成為可能.

(2)其他直接色散型光譜芯片

除AWG外, 還有大量直接色散型光譜芯片被提出、制造及在實(shí)驗(yàn)室得到研究. 這些芯片雖然還未有天文試觀測(cè)記錄, 但是也展現(xiàn)出一定的應(yīng)用前景, 如片上中階梯光柵(Planar Echelle Gratings,PEG). 該類光柵是反射式光柵, 其結(jié)構(gòu)如圖6 (a)所示[46].1995年,Watson[47]便首次提出了片上中階梯光柵有用于天文的可能性, 但一般適用于低分辨率情形[48]. 由于PEG緊湊性好, 可以采用在單個(gè)芯片上蝕刻多個(gè)PEG實(shí)現(xiàn)串聯(lián)中階梯光柵設(shè)計(jì)[49], 這既不會(huì)損失材料的均勻性, 并且占用空間小, 同時(shí)傳輸損耗也較小. 2018年, 美國馬里蘭大學(xué)的Xie等人基于氮化硅平臺(tái)設(shè)計(jì)的片上中階梯光柵實(shí)現(xiàn)光譜觀測(cè), 在1550 nm處分辨率為1300, 信噪比30 dB(如圖6 (b)所示[50]). 2019年加拿大的Melati等人通過硅基工藝獲得尺寸為260 μm×83 μm的片上階梯光柵芯片, 基于該芯片在O波段獲得了分辨率為800 GHz、信噪比28 dB的光譜[46].

圖6 片上中階梯光柵示意圖[46]及實(shí)驗(yàn)結(jié)果[50]. (a)片上中階梯光柵示意圖. (b)實(shí)驗(yàn)結(jié)果, 分辨率為1300.Fig.6 Schematic diagram of the on-chip echelle grating[46] and experimental results[50]. (a) Schematic diagram of the on-chip echelle grating. (b) Experimental results with a resolution of 1300.

除上述PEG外, 還有眾多類型的直接色散型光譜芯片也被提出及研究. 2001年, 德國漢堡大學(xué)的Sander等人基于自聚焦投射光柵(self-focusing phase transmission gratings)搭建光譜測(cè)量裝置, 工作帶寬為350–650 nm, 分辨率為9 nm[51]. 2014年, 都靈大學(xué)理工學(xué)院Calafiore等人利用片上數(shù)字平面全息(digital planar hologram)實(shí)現(xiàn)了在同一芯片上集成多個(gè)平面全息圖的光譜儀, 采用926個(gè)輸出通道, 在紅光和近紅外波段光譜分辨率0.15 nm、工作帶寬148 nm、芯片尺寸僅為2 cm2[52]. 2018年加州理工大學(xué)Faraji-Dana等人利用超表面(meta-surfaces)色散特性設(shè)計(jì)了760–860 nm分辨率為1.2 nm的集成光譜儀, 尺寸1 mm×1 mm×7 mm[53]. 2020年, 新墨西哥大學(xué)Nezhadbadeh等人基于啁啾光柵(chirped grating)設(shè)計(jì)了在640 nm處分辨率為0.3 nm, 工作帶寬為75 nm的光譜儀[54]. 另外, 光子晶體(planar photonic crystals)超棱鏡相較于普通棱鏡, 色散能力可高數(shù)百倍[55], 也具有一定的應(yīng)用前景. 2015年,美國羅徹斯特大學(xué)的Gao等人設(shè)計(jì)了由8個(gè)通道輸出、分辨率為100、工作帶寬為100 nm的光子晶體超棱鏡光譜儀[56].

2.1.2 計(jì)算重構(gòu)型光子光譜技術(shù)及器件

計(jì)算重構(gòu)型光譜技術(shù)并未直接將信號(hào)光的各波長(zhǎng)在空間上(或時(shí)間上)分開并探測(cè), 它通常利用某些具有光譜響應(yīng)的過程或器件獲得一些可間接探測(cè)的物理量, 并利用這些物理量重構(gòu)出入射光譜. 其中, 傅立葉變換光譜儀(Fourier Transform Spectrometer, FTS)是這一類光譜儀的典型代表,其在天文觀測(cè)中已經(jīng)應(yīng)用半個(gè)多世紀(jì)[57].

近年來, 基于片上的集成傅里葉變換光譜儀被頻繁報(bào)道, 不斷提高的性能參數(shù)有望滿足天文觀測(cè)需求, 并且能夠極大地降低FTS的制造成本.2017年, 西班牙的Herrero-Bermello等人通過在硅基芯片上制造32組馬赫-增德爾干涉儀, 其最大光程差為3.779 cm, 從而在1550 nm波段獲得了光譜分辨率17 pm及自由光譜范圍0.22 nm的光譜[58].同年, 荷蘭的Akca[59]模擬了中心波長(zhǎng)為800 nm、理論分辨率為1 pm、帶寬0.03 nm的集成傅里葉光譜儀, 表明片上FTS能實(shí)現(xiàn)更高分辨光譜觀測(cè).2018年, 麻省理工的Kita等人設(shè)計(jì)8個(gè)馬赫-增德爾級(jí)聯(lián)干涉儀, 輔以時(shí)域調(diào)節(jié),在1550 nm波段實(shí)現(xiàn)了寬帶(4.8 nm)光譜測(cè)量[60].

針對(duì)FTS需要長(zhǎng)時(shí)間來掃描光程差的問題, 一種新型片上傅里葉變換光譜儀被提出, 即駐波集成傅里葉變換光譜儀(Stationary Wave Integrated Fourier Transform Spectrometer, SWIFTS, 如圖7(a)所示[61]). 該類光譜儀尺寸小, 并且不依賴于任何移動(dòng)組件, 集成度高. SWIFTS可有兩種結(jié)構(gòu), 第一種被稱為SWIFTS-Lippmann模式(見圖7 (a)上圖), 波導(dǎo)尾端集成反射鏡, 光波在波導(dǎo)中傳輸遇到反射鏡, 后向反射光與入射方向傳輸光形成駐波,獲得干涉圖樣; 第二種稱為SWIFTS-Gabor模式(見圖7 (a)下圖), 該模式將信號(hào)光一分為二分別從兩端輸入進(jìn)波導(dǎo), 在波導(dǎo)中央位置附近產(chǎn)生較強(qiáng)的干涉條紋, 這種模式除了能得到入射光的光譜之外, 還能解算其相位信息[62]. 2007年, 約瑟夫傅里葉大學(xué)的le Coarer等人首次基于SWIFTS-Gabor模式及硅基平臺(tái)獲得駐波干涉傅里葉變換光譜儀,在1550 nm波段獲得了帶寬為96 nm、分辨率為4 nm的光譜[28]. 在此之后, 眾多團(tuán)隊(duì)基于不同材料成功研制了SWIFTS: 2008年, Ferrand等人基于石英材料在863 nm處獲得分辨率為95的SWIFTS光譜儀, 并且增加散射體數(shù)量有望將分辨率提高到800[63]. 2017年, 比利時(shí)根特大學(xué)的Nie等人基于氮化硅材料在900 nm處研制了分辨率為6 nm的SWIFTS光譜儀, 工作帶寬大于100 nm, 芯片尺寸僅為0.1 mm2[64]. 在寬帶測(cè)量上, SWIFTS也有著優(yōu)異的性能, 2020年, 瑞士蘇黎世聯(lián)邦理工學(xué)院的Pohl等人基于鈮酸鋰薄膜設(shè)計(jì)了單波導(dǎo)傅里葉變換光譜儀, 配合電光調(diào)制, 該光譜儀在紅外波段的工作帶寬達(dá)500 nm, 儀器尺寸僅為10 mm2[65]. 理論上, SWIFTS的分辨率可由以下公式確定R=λ/Δλ= neffL/λ[28], 其中,R為光譜分辨率、λ為光波長(zhǎng)、neff為波導(dǎo)有效折射率、L為波導(dǎo)的物理長(zhǎng)度. 因此, 波導(dǎo)長(zhǎng)度越長(zhǎng), 則分辨率越高. 據(jù)簡(jiǎn)單估算, 3 cm長(zhǎng)的SWIFTS芯片可提供70000的超高光譜分辨率[62], 而當(dāng)波導(dǎo)長(zhǎng)度達(dá)到5 cm時(shí), 分辨率有望達(dá)到100000[61].

值得一提的是, SWIFTS技術(shù)成熟度已經(jīng)達(dá)到NASA技術(shù)成熟度最高標(biāo)準(zhǔn)9級(jí)[66], 眾多空間任務(wù)均考慮配備SWIFTS, SWIFTS樣機(jī)如圖7 (b)所示[67].

圖7 SWIFTS原理圖[61]及樣機(jī)[67]. (a) SWIFTS李普曼原則, 波導(dǎo)中的前向傳播光場(chǎng)在波導(dǎo)端的反射鏡上反射并干涉. SWIFTS-Gabor原則,兩個(gè)波在波導(dǎo)中以反向傳播, 相遇后干涉. (b) SWIFTS樣機(jī).Fig.7 SWIFTS schematic[61] and prototype[67]. (a) SWIFTS-Lippmann principle, the forward propagating light field in the waveguide reflects and interferes on the mirror at the end of the waveguide. SWIFTS-Gabor principle, two waves propagate in opposite directions in a waveguide and interfere after encountering. (b) SWIFTS prototype.

除傅里葉變換機(jī)制之外, 計(jì)算型光譜技術(shù)還有各種不同的光譜獲取機(jī)制及手段, 總結(jié)下來, 通常有兩種模式, 一是基于具有波長(zhǎng)響應(yīng)的感光器件(探測(cè)器), 二是基于具有波長(zhǎng)響應(yīng)的微納結(jié)構(gòu)或隨機(jī)結(jié)構(gòu)器件及特殊材料.

第一種模式中最典型代表是單納米線光譜儀. 2019年, 劍橋大學(xué)Yang等人以CdSxSe(1-x)納米線作為感光元件來重構(gòu)光譜[31]: 由于不同材料配比(x值)下的感光元件對(duì)波長(zhǎng)的響應(yīng)曲線均不一樣,通過對(duì)38個(gè)具有不同波長(zhǎng)響應(yīng)曲線的感光元件采集的光強(qiáng)信號(hào)進(jìn)行反演, 在波長(zhǎng)560 nm附近獲得了7 nm分辨率的光譜. 2020年, 基于相同原理, 南京大學(xué)的Zheng等人將光譜分辨率提高到5 nm[68].

第二種模式典型代表是無序散斑光譜儀. 2015年, 丹麥的Chakrabarti等人通過所設(shè)計(jì)的粗糙表面來散射信號(hào)光, 獲得的散斑圖樣與入射光波長(zhǎng)具有一一對(duì)應(yīng)關(guān)系, 通過標(biāo)定每一個(gè)波長(zhǎng)的散斑圖樣獲得傳輸矩陣, 進(jìn)而可利用散斑圖樣對(duì)未知光信號(hào)的光譜進(jìn)行反演. 在實(shí)測(cè)中, 他們?cè)?60 nm處獲得了分辨率高達(dá)100 MHz的光譜[69]. 2020年, 蒙茨大學(xué)的Hartmann等人通過設(shè)計(jì)芯片的散射區(qū)域,在1550 nm、960 nm及760 nm處分別獲得了3 nm、1 nm及0.3 nm的光譜分辨率[70]. 同年, 基于相同原理, 埃因霍溫科技大學(xué)的Liu等人將工作波段延展至中紅外波段, 在3 μm處獲得了自由光譜范圍500 nm, 分辨率約為50 nm的光譜[71]. 除了通過散射結(jié)構(gòu)來獲得相對(duì)應(yīng)的光譜響應(yīng)外, 某些特殊材料也有很強(qiáng)的波長(zhǎng)響應(yīng). 2021年, 耶魯大學(xué)的Yuan等人通過感光材料黑磷實(shí)現(xiàn)了光譜重構(gòu), 工作范圍為2–9 μm的中紅外波段, 芯片尺寸僅為9×16 μm2[33]. 同年, 普渡大學(xué)的Kwak等人基于珍珠材料實(shí)現(xiàn)光譜測(cè)量, 光譜范圍450–700 nm,分辨率為7.4 nm[34].

2.1.3 集成光子濾波器件

近紅外光譜是天文光譜探測(cè)及研究的重要組成部分. 然而, 海拔約90 km的大氣層中氫和臭氧結(jié)合而被激發(fā)的羥基發(fā)射譜對(duì)地面近紅外光譜探測(cè)影響極大: 該發(fā)射譜覆蓋范圍廣(0.9–1.8 μm, 數(shù)量多至上百條)、亮度高(通常達(dá)到星光亮度的近千倍)、譜線分布不均且線寬僅有皮米量級(jí)(極難一一濾除), 這使得近紅外波段的地基觀測(cè)變得異常困難[72]. 天文界一直在尋求濾除羥基發(fā)射線的高效率、高選擇性方法及器件[73], 如超窄帶濾波、條紋光柵和掩膜、全息濾光片等. 近些年, 也有不少關(guān)于集成光子器件在這方面的應(yīng)用研究, 主要涉及布拉格光柵及微環(huán)腔等.

(1)布拉格光柵

布拉格光柵的工作原理如圖8 (a)所示[74], 主要利用多光束干涉過程將特定波長(zhǎng)光反射濾除, 從而實(shí)現(xiàn)窄線寬濾波. 布拉格光柵在天文觀測(cè)中的應(yīng)用研究已有20 yr. 2004年, Bland-Hawthorn等人首先提出利用光纖布拉格光柵來濾除羥基發(fā)射線, 并進(jìn)行了實(shí)驗(yàn)驗(yàn)證[75]. GNOSIS正是專門利用這一技術(shù)而制作的天文光子儀器, 并在帶有IRIS2 (工作在紅外波段的多目標(biāo)光譜儀和相機(jī))攝譜儀的AAT(Anglo-Australian Telescope)上進(jìn)行了驗(yàn)證觀測(cè),觀測(cè)結(jié)果如圖8 (b)所示[76]. PRAXIS作為新一代具有羥基發(fā)射線抑制功能的光譜儀, 可以同時(shí)抑制掉100多條發(fā)射線, 總效率為18%[77]. 隨后, 研究人員對(duì)現(xiàn)有的PRAXIS進(jìn)行了優(yōu)化, 2020年, 在1.47–1.7 μm波段實(shí)現(xiàn)了高分辨率濾波,波長(zhǎng)精度為0.18 nm[78]. 實(shí)際上, 就布拉格光柵本身而言, 其可具有更好的性能, 2011年, Bland-Hawthorn等人在單模光纖中刻蝕的布拉格光柵可以在1–1.8 μm范圍內(nèi)抑制400多條羥基發(fā)射線,線寬為150 pm,抑制比達(dá)到40 dB[79], 有極大潛力用于天文實(shí)測(cè). 除了基于光纖的布拉格光柵外, 波導(dǎo)中也可以刻蝕布拉格光柵. 2018年, Xie等人在SiN波導(dǎo)中證明了布拉格光柵用于抑制羥基發(fā)射線的可行性, 在5個(gè)通道中實(shí)現(xiàn)了＞40 dB的抑制比, 線寬為1.2 nm[74].

圖8 布拉格光柵工作原理及其代表GNOSIS的天文試觀測(cè)結(jié)果. (a)布拉格光柵工作原理, 入射信號(hào)光(紅色箭頭線)被光柵的各結(jié)構(gòu)依次反射, 形成多束反射光(藍(lán)色箭頭線)并進(jìn)行相干疊加, 在某一波長(zhǎng)實(shí)現(xiàn)相干增強(qiáng)從而從信號(hào)光的相反方向反射濾除[74]. (b) GNOSIS天文試觀測(cè)結(jié)果, 可以看到大量羥基發(fā)射線被濾除(黑色和紅色譜線分別代表濾除前后的實(shí)測(cè)光譜)[76].Fig.8 The working principle of Bragg gratings and the results of astronomical experiments that represent GNOSIS: (a) The working principle of the Bragg grating is that the incident signal light (red arrow line) is successively reflected by each structure of the grating to form multiple beams of reflected light (blue arrow line) and coherently superimposed. The coherent enhancement is realized at a certain wavelength to filter the reflection from the opposite direction of the signal light[74]. (b)According to the observation results of GNOSIS astronomical experiment, a large number of hydroxyl emission lines can be filtered (the black and red spectral lines represent the measured spectra before and after filtering respectively)[76].

(2)環(huán)形諧振器

由微環(huán)腔構(gòu)成的環(huán)形諧振器也具有濾波效果,其諧振波長(zhǎng)與微環(huán)腔半徑相關(guān). 因此, 通過級(jí)聯(lián)多個(gè)不同半徑的微環(huán)腔, 可以濾除多根譜線. 環(huán)形諧振濾波器有許多優(yōu)點(diǎn), 如緊湊的尺寸, 可集成化度高, 可調(diào)諧濾波波長(zhǎng)等, 但也有其自身的局限性, 如工作波段較窄, 僅有10–20 nm[80–81]. 在最近的報(bào)道中, Ellis等人通過并聯(lián)兩個(gè)微環(huán)增大了FSR(Free Spectral Range), 實(shí)現(xiàn)FSR＞30 nm, 自耦合系數(shù)＞0.9,Q值(描述光學(xué)諧振腔質(zhì)量的品質(zhì)因數(shù),Q值越高則諧振腔質(zhì)量越高)為4000, 抑制比約為10 dB[82].

2.1.4 波長(zhǎng)定標(biāo)–光子光梳

高分辨率光譜探測(cè)一般都需要高精度波長(zhǎng)定標(biāo). 1973年, Griffin[83]利用地球大氣吸收線作為定標(biāo)基準(zhǔn)對(duì)天文光譜進(jìn)行高精度波長(zhǎng)定標(biāo), 而后定標(biāo)技術(shù)及定標(biāo)源技術(shù)一直在不斷發(fā)展. 1979年Campbell等人提出使用氟化氫(HF)吸收盒作為定標(biāo)基準(zhǔn), 并在加法夏望遠(yuǎn)鏡折軸光譜儀進(jìn)行恒星視向速度測(cè)量, 視向速度精度達(dá)到13 m·s-1[84]. 1987年,Butler等人使用碘吸收盒對(duì)天文光譜進(jìn)行波長(zhǎng)定標(biāo)[85]. 1995年, Mayor等人則利用釷氬空心陰極燈作為定標(biāo)源進(jìn)行視向速度測(cè)量, 發(fā)現(xiàn)了第一顆太陽系外行星, 并且避免了元素吸收盒對(duì)天體光譜的污染[86]. 2003年, 由Mayor主導(dǎo)研制的HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher)光譜儀首次應(yīng)用同步定標(biāo)技術(shù), 消除曝光期間的儀器誤差, 將視向速度測(cè)量精度提高到1 m·s-1[87]. 但是,元素特征譜線具有強(qiáng)度不一、間隔不均勻及特征線數(shù)量不足等問題, 限制了波長(zhǎng)定標(biāo)精度的進(jìn)一步提高. 2007年, 第一臺(tái)天文光梳安裝到HARPS光譜儀上, 其能提供頻率間隔均勻且可調(diào)控、強(qiáng)度均勻、數(shù)量均勻覆蓋整個(gè)光譜范圍的特征譜線,可將波長(zhǎng)定標(biāo)精度推進(jìn)到～cm·s-1量級(jí). 下一代類地行星探測(cè)儀器ESPRESSO (Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanets and Stable Spectroscopic Observations)于2018年裝備在歐洲南方天文臺(tái)8.2 m甚大望遠(yuǎn)鏡(Very Large Telescope,VLT)上, 也配備有天文光梳同步定標(biāo)模塊. 但作為當(dāng)前最高精度波長(zhǎng)定標(biāo)源, 天文光梳結(jié)構(gòu)復(fù)雜、龐大,制造及運(yùn)維成本均較高, 且對(duì)工作環(huán)境具有較高要求, 由環(huán)境變化及器件損壞引起的故障率也較高,不利于在天文觀測(cè)中的廣泛應(yīng)用.

鑒于天文光梳面臨的問題, 近年來, 基于光波導(dǎo)芯片的小型化集成光子光梳得到廣泛研究. 2010年, Levy等人基于氮化硅微腔的光參量振蕩器,在1450 nm到1750 nm的光譜范圍內(nèi)產(chǎn)生87個(gè)標(biāo)準(zhǔn)頻率, 覆蓋了K、O、H、J天文波段[88]. 此后, 寬帶光子光梳[89]、小自由光譜范圍(低于100 GHz)光子光梳[90]、350 nm帶寬的超連續(xù)譜光梳[91]等工作被陸續(xù)報(bào)道. 2015年1月的《Science》雜志出版了有關(guān)氮化硅微環(huán)諧振結(jié)構(gòu)的切倫科夫輻射光孤子產(chǎn)生光頻率梳的報(bào)道[92]. 2019年, 裝載在10 m級(jí)望遠(yuǎn)鏡Hobby-Eberly上的集成光子光梳實(shí)現(xiàn)了精度為10 cm·s-1的測(cè)量[93]. 2019年, Suh等人設(shè)計(jì)并研制了一種基于微環(huán)腔的光子光梳(圖9所示), 其譜線間隔約20 GHz, 且具有低噪聲和短脈沖的優(yōu)點(diǎn);在Keck II望遠(yuǎn)鏡高分辨近紅外光譜儀NIRSPEC(Near-InfraRed SPECtrograph)上進(jìn)行了試觀測(cè),獲得了優(yōu)于5 m·s-1的定標(biāo)精度[94]. 但是, 微腔光梳能夠覆蓋的光譜范圍通常小于100 nm, 為解決這一問題, 2021年, Cheng等人基于光參量振蕩器研制的集成光子光梳譜線可覆蓋J波段和H波段[95].

圖9 微環(huán)光子光梳在Keck II望遠(yuǎn)鏡高分辨近紅外光譜儀NIRSPEC上試觀測(cè)光路及主要試觀測(cè)數(shù)據(jù). (a)微環(huán)光子光梳及其在NIRSPEC上試觀測(cè)光路示意圖; (b)微環(huán)光子光梳光譜, 放大區(qū)域顯示譜線間距為22.1 GHz; (c) 1000 s時(shí), 微環(huán)光子光梳頻率穩(wěn)定性為10 mHz[94].Fig.9 The optical path and main test data of the microring photonic optical comb were tested on the Keck II telescope’s high-resolution near-infrared spectrometer NIRSPEC. (a) Schematic diagram of the microring photonic comb and its test optical path on NIRSPEC; (b) the spectrum of the micro-ring photonic comb, the enlarged area shows that the spectral line spacing is 22.1 GHz; (c) at 1000 s, the frequency stability of microring photonic comb is 10 mHz[94].

由上可見, 集成光子光梳近10 yr有較大進(jìn)展,已經(jīng)在10 m級(jí)望遠(yuǎn)鏡有試觀測(cè)結(jié)果,有望在5–10 yr內(nèi)在天文觀測(cè)中得到實(shí)用. 目前世界最主要的天文光梳提供商Menlo System公司也在積極布局光子光梳研究.

2.2 集成光子技術(shù)在天文成像中的應(yīng)用

天文望遠(yuǎn)成像自古以來就是天文觀測(cè)最重要手段之一, 在很長(zhǎng)時(shí)間內(nèi)甚至是唯一手段. 對(duì)于望遠(yuǎn)成像而言, 角分辨率或者空間分辨率是最重要的參數(shù)指標(biāo). 天文技術(shù)研究人員陸續(xù)解決像差、大鏡面技術(shù)及工程、鏡面拼接及主動(dòng)光學(xué)、大氣湍流的自適應(yīng)光學(xué)校正、光干涉等關(guān)鍵技術(shù)及問題, 不斷提升天文成像分辨率. 本節(jié)主要介紹集成光子技術(shù)及器件在高分辨天文成像中的應(yīng)用情況, 主要涉及光干涉核心器件集成光合束器以及自適應(yīng)光學(xué)中的關(guān)鍵技術(shù)–波前探測(cè).

2.2.1 干涉/合束

(1)長(zhǎng)基線光干涉

長(zhǎng)基線光干涉通過測(cè)量來自兩個(gè)或多個(gè)獨(dú)立望遠(yuǎn)鏡的光干涉信號(hào), 重構(gòu)出分辨率遠(yuǎn)超出單望遠(yuǎn)鏡口徑所決定的衍射極限分辨率的圖像. 長(zhǎng)基線光干涉的角分辨率由干涉陣列中最長(zhǎng)的基線決定, 因此, 其原則上可以獲得非常高的角分辨率, 是目前宇宙天體精細(xì)結(jié)構(gòu)成像的最佳解決方案之一.

在長(zhǎng)基線光干涉過程中, 如何將來自多個(gè)望遠(yuǎn)鏡的信號(hào)光合束并獲得想要的各種干涉信號(hào)是最關(guān)鍵問題之一. 長(zhǎng)基線干涉陣中望遠(yuǎn)鏡數(shù)量一般較多, 對(duì)應(yīng)需要的干涉信號(hào)種類也會(huì)較多, 同時(shí), 干涉信號(hào)也極易受溫度漂移、振動(dòng)等環(huán)境因素影響. 因此, 光合束器應(yīng)當(dāng)同時(shí)兼顧結(jié)構(gòu)緊湊、穩(wěn)定性好及相位易操控等多個(gè)因素, 這對(duì)基于常規(guī)光學(xué)元器件的解決方案帶來極大挑戰(zhàn). 在這里略舉一列說明基于常規(guī)光學(xué)元器件的合束器在應(yīng)對(duì)多望遠(yuǎn)鏡光干涉時(shí)面臨的問題: 如光干涉陣列中望遠(yuǎn)鏡數(shù)目為10個(gè), 要獲得兩兩相干信號(hào), 至少需要C210= 45個(gè)合束器, 每個(gè)合束器需要至少5個(gè)光學(xué)元件(包含分束和合束鏡、反射鏡等), 則至少需要225個(gè)獨(dú)立的光學(xué)元器件, 如再加上ABCD法(每個(gè)光束組合器設(shè)計(jì)為具有4個(gè)輸入和24個(gè)輸出, 允許6個(gè)干涉式成對(duì)組合)需要的4種相位信息, 則要么需要將光學(xué)元器件數(shù)目增加到至少900個(gè)(這將會(huì)組成一個(gè)十分龐大的光學(xué)系統(tǒng), 極難進(jìn)行環(huán)境控制), 要么就需要用到相位掃描機(jī)構(gòu),對(duì)精度、穩(wěn)定性提出了較高要求,而且掃描需要花費(fèi)額外時(shí)間. 可以看出, 常規(guī)光學(xué)合束器已無法滿足多望遠(yuǎn)鏡光干涉要求. 為解決此問題, 基于集成光子學(xué)的干涉/合束技術(shù)得到了深入研究.

1997年, FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination)/IOTA (Infrared and Optical Telescope Array)使用光纖交叉耦合器(使用氟化物光纖)成功獲得干涉測(cè)量結(jié)果, 光效率＞80%, 精度1%[96]. 90年代后期, 基于二氧化硅工藝的用于兩臺(tái)望遠(yuǎn)鏡H波段的集成光子合束器研制成功[97], 并在IOTA干涉儀上進(jìn)行了天文試觀測(cè)[98], 這種合束器的面積只有幾分之一平方厘米, 卻提供了出色的條紋可見度和效率, 在波長(zhǎng)1.54 μm的激光光源下獲得了高于93%的穩(wěn)定對(duì)比度, 在天文H波段白光下, 對(duì)比度為78%, 效率最高能達(dá)43%.

鑒于集成光子合束器在光干涉天文觀測(cè)中展現(xiàn)出的巨大潛力, 人們進(jìn)一步考慮擴(kuò)大集成組件規(guī)模, 以便于組合更多的望遠(yuǎn)鏡[99]. 2003年, 應(yīng)用于3臺(tái)望遠(yuǎn)鏡的集成光合束器在IOTA設(shè)備上進(jìn)行實(shí)驗(yàn)[100], 該合束器采用閉合相位測(cè)量, 能夠?qū)崿F(xiàn)最基本的干涉成像. 2009年, 基于4臺(tái)望遠(yuǎn)鏡, 工作在H波段的集成光子合束器在實(shí)驗(yàn)室得到驗(yàn)證[101],該合束器隨后用于VLTI (Very Large Telescope Interferometer)的干涉儀器PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging ExpeRiment)進(jìn)行天文觀測(cè), 成功測(cè)得了近距離雙星和原行星盤的高質(zhì)量干涉圖像[102]. 此外, VLTI工作在K波段的長(zhǎng)基線光干涉儀GRAVITY配備的集成光子合束器能夠?qū)LT的4個(gè)8 m級(jí)望遠(yuǎn)鏡采集到的光信號(hào)組合在一起, 實(shí)現(xiàn)了對(duì)星等為17的暗弱天體的相干探測(cè)[103], 也對(duì)銀河系中心超大質(zhì)量黑洞(Sgr A*)附近的恒星運(yùn)動(dòng)進(jìn)行了超高分辨成像觀測(cè)[104], 如圖10所示. 還在K波段憑借高達(dá)毫角秒的分辨率, 觀測(cè)確認(rèn)了恒星HD163296的內(nèi)盤形態(tài)[105]. 近年來, 實(shí)現(xiàn)更多望遠(yuǎn)鏡的干涉成像一直是集成光子合束器發(fā)展的重點(diǎn). 2021年, Cvetojevic等人提出了同時(shí)具有8個(gè)輸入通道、28種基線長(zhǎng)度及120個(gè)干涉信號(hào)輸出的集成光子合束器, 在實(shí)驗(yàn)室條件下, 閉合相位穩(wěn)定性降至0.9°, 總效率為26%[106].

圖10 GRAVITY上基于波導(dǎo)陣列的集成光子合束器[103]. 將4臺(tái)望遠(yuǎn)鏡所采集信號(hào)光兩兩組合, 并結(jié)合不同相位差, 同時(shí)獲得24種相干信息輸出.Fig.10 Integrated photonic beam combiner based on waveguide array on GRAVITY[103]. Combine the signal light collected by the four telescopes in pairs and combine different phase differences to obtain 24 kinds of coherent information output at the same time.

上面所介紹的工作均為平面波導(dǎo)合束器, 當(dāng)參與干涉的望遠(yuǎn)鏡數(shù)目增多到一定程度, 難以避免波導(dǎo)間的交叉, 這將為干涉測(cè)量引入串?dāng)_, 從而影響干涉信號(hào)的對(duì)比度. 為解決這一問題, 三維集成的合束器成為必要, 離散合束器(Discrete Beam Combiner, DBC)應(yīng)運(yùn)而生, 如圖11所示[107]. 2010年, Beliˇcev等人首次提出并仿真計(jì)算了離散合束器, 該方案中, 波導(dǎo)同通過三維排布來進(jìn)行光能量耦合[108], 能夠顯著簡(jiǎn)化后續(xù)傳感器的設(shè)置[109]. 近年來, 隨著飛秒激光直寫技術(shù)的發(fā)展, 波導(dǎo)排布可不再局限在一個(gè)平面上, 三維集成光子合束器加工成為可能. 2018年, Pedretti等人通過激光直寫實(shí)現(xiàn)J波段六孔徑DBC的制備[110]. 2021年, 德國Nayak等人首次將DBC用在天文觀測(cè)中, 他們基于4.2 m的威廉赫歇爾望遠(yuǎn)鏡在H波段對(duì)牛郎星和織女星進(jìn)行了試觀測(cè), 但受限于信噪比, 得到的結(jié)果與預(yù)期有一定差距[111].

圖11 離散合束器示意圖[107]. 4臺(tái)望遠(yuǎn)鏡收集到的光分別注入4根輸入波導(dǎo), 并連接到23根鋸齒狀分布的波導(dǎo)中進(jìn)行倏逝波耦合并發(fā)生干涉, 上下層以不同的顏色顯示方便區(qū)別.Fig.11 Schematic diagram of the discrete beam combiner[107]. The light collected by the four telescopes are injected into the four input waveguides respectively, and is connected to 23 zig-zag waveguides for evanescent wave coupling and interference. The upper and lower layers are displayed in different colors for easy distinction.

(2)消零干涉儀

消零干涉儀(Nulling Interferometer)是天文高對(duì)比度成像的一種重要實(shí)現(xiàn)手段, 是在眾多望遠(yuǎn)鏡上已有的常規(guī)觀測(cè)儀器. Keck干涉儀[107]和大型雙目望遠(yuǎn)鏡干涉儀(Large Binocular Telescope Interferometer, LBTI[112])均通過常規(guī)光學(xué)裝置實(shí)現(xiàn)了消零干涉. 其中, LBTI的測(cè)試結(jié)果表明其對(duì)比度能達(dá)到10-4[113], 而Keck干涉儀也完成大約50顆恒星的外黃道塵埃水平的測(cè)試[107].

近年來, 得益于系外行星直接成像探測(cè)的關(guān)注度持續(xù)提高, 消零干涉技術(shù)作為一種能夠?qū)π行侵苯映上竦募夹g(shù)受到廣泛關(guān)注, 并取得重要進(jìn)展[114]. 在此情況下, 用于消零干涉儀的集成光子合束器(如圖12所示[115])也得到廣泛關(guān)注. 2015年,Errmann等人設(shè)計(jì)并制造的基于集成光子器件的合束器在4臺(tái)望遠(yuǎn)鏡消零干涉試驗(yàn)中獲得原理驗(yàn)證, 消零深度達(dá)到10-3[116], 2017年, 基于硫化物玻璃的2×2多模干涉耦合器在實(shí)驗(yàn)上也獲得成功[117], 該實(shí)驗(yàn)旨在實(shí)現(xiàn)L波段的深度寬帶調(diào)零, 消零深度約為50 dB[118]. 從理論上講, 上述研究結(jié)果可為系外行星直接成像提供高性能光束合束器.2014年, 通過飛秒激光直寫[119]成功制造了集成光子合束器,隨后,2020年,該器件應(yīng)用在Subaru望遠(yuǎn)鏡上的消零干涉儀GLINT (Guided-Light Interferometric Nulling Technology)中[120], 據(jù)實(shí)驗(yàn)測(cè)試,GLINT在H波段實(shí)現(xiàn)了10-4的消零深度, 并能以毫秒精度確定恒星的角直徑. 在消零干涉儀中, 入射光的快速相位波動(dòng)通常會(huì)導(dǎo)致耦合區(qū)域中干涉和色度的不穩(wěn)定, 從而影響深寬帶應(yīng)用. 為解決這一問題, 2021年, Martinod等人提出以超快激光制備集成光子耦合器, 數(shù)值模擬表明, 該類耦合器能將GLINT的消零深度再提高45倍, 達(dá)到10-5,這一性能水平已經(jīng)可以滿足系外行星直接成像探測(cè)[121].

圖12 用于消零干涉儀的集成光子合束器原理示意圖. Y型分光器將信號(hào)光輸入到監(jiān)控通道和干涉測(cè)量通道, 中間的耦合區(qū)域?qū)崿F(xiàn)不同入射角度下信號(hào)光的干涉相消和干涉相長(zhǎng)[115].Fig.12 Schematic diagram of the integrated photonic beam combiner for the null-eliminating interferometer. The Y-type beam splitter inputs the signal light into the monitoring channel and the interferometric measurement channel, and the coupling area in the middle realizes the interference cancellation and interference constructiveness of the signal light under different incident angles[115].

2.2.2 波前探測(cè)技術(shù)

波前測(cè)量在光學(xué)檢測(cè), 圖像重建和自適應(yīng)光學(xué)領(lǐng)域有著廣泛應(yīng)用. Shack-Hartmann傳感器是目前應(yīng)用最廣的波前傳感器, 其能夠利用單幀圖像測(cè)量并重建波前, 速度快且不受環(huán)境振動(dòng)等噪聲影響. 但同時(shí), 它也存在一些問題, 例如, 重建波前的空間分辨率不能小于100 μm (100–200 μm), 波前傾斜角度不大于15°等. 近年來, 隨著天文光子學(xué)的發(fā)展, 基于新測(cè)量原理的低成本、高集成度的光纖及集成光子器件的波前傳感器受到廣泛關(guān)注.

2015年,Valente等人提出一種基于光子晶體光纖的新型波前傳感器, 其基于空間模式(波前)與光波導(dǎo)模式之間的對(duì)應(yīng)耦合關(guān)系實(shí)現(xiàn)了波前信息的直接探測(cè). 這種測(cè)量方法將重建波前的空間分辨率提高到12.7 μm (約2–3個(gè)像素大小). 同時(shí), 具備較大的動(dòng)態(tài)觀測(cè)范圍, 能夠?qū)崿F(xiàn)0°–16°的波前傾斜測(cè)量, 其中2.5°–5.5°的區(qū)間為線性響應(yīng)[122].

2020年, Norris等[123]提出一種基于光子燈籠(光子燈籠原理可參考本文§2.3.1)和深度學(xué)習(xí)的波前傳感器, 將光子燈籠放置在望遠(yuǎn)鏡焦面上, 通過標(biāo)定不同已知像差的輸入光通過光子燈籠的輸出光強(qiáng)分布, 結(jié)合深度學(xué)習(xí)實(shí)現(xiàn)光強(qiáng)分布與像差(波前)的關(guān)聯(lián), 從而實(shí)現(xiàn)未知輸入光的振幅與波前信息的重建, 原理示意圖如圖13所示. 有別于對(duì)波前進(jìn)行單元采樣的方法, 基于深度學(xué)習(xí)的光子燈籠波前傳感器能夠直接反演出連續(xù)波前, 得到小于5.1×10-3π均方根誤差的波前重建精度, 并且動(dòng)態(tài)觀測(cè)范圍可以達(dá)到-21.6°至+21.6°. 這種傳感器不僅能夠同時(shí)實(shí)現(xiàn)入射波前相位與振幅的測(cè)量,還能給望遠(yuǎn)鏡終端儀器提供單模光輸入.

圖13 光子燈籠實(shí)現(xiàn)波前傳感的過程. 圖(a)給出了光子燈籠結(jié)構(gòu)示意圖, 其輸入端為多模光纖, 輸出端為單模光纖束或多芯光纖. 圖(b)給出具有不同像差(波前)的輸入光束的相位分布、像面上的振幅、像面上的相位以及光子燈籠輸出端的光強(qiáng)分布. 由圖(b)可知, 不同像差下的輸入光在光子燈籠輸出端強(qiáng)度分布不同, 結(jié)合深度學(xué)習(xí)方法能基于次強(qiáng)度分布反演出波前信息[123].Fig.13 The photonic lantern realizes the process of wavefront sensing. Panel (a) is a schematic diagram of the structure of the photonic lantern, the input end is a multi-mode fiber, and the output end is a single-mode fiber bundle or a multi-core fiber.Panel (b) gives the phase distribution of the input beam with different aberrations (wavefronts), the amplitude on the image plane, the phase on the image plane and the light intensity distribution at the output of the photonic lantern. It can be seen from panel (b) that the intensity distribution of the input light under different aberrations is different at the output end of the photon lantern. Combined with the deep learning method, the wavefront information can be inverted based on the sub-intensity distribution[123].

2.2.3 探測(cè)增強(qiáng)/頻率轉(zhuǎn)換

在紅外探測(cè)器性能達(dá)到天文觀測(cè)要求之前, 人們考慮過將紅外光通過非線性頻率轉(zhuǎn)換到可見光波段進(jìn)行探測(cè)的方案[124–125]. 近年來, 紅外探測(cè)器性能的長(zhǎng)足進(jìn)步使得相關(guān)研究逐漸趨少, 但紅外探測(cè)器與可見波段探測(cè)器相比, 性能及造價(jià)仍有不小差距; 尤其是我國受自身半導(dǎo)體工業(yè)水平及外部禁運(yùn)的影響, 無法獲取高性能紅外探測(cè)器. 因此, 基于頻率轉(zhuǎn)換的紅外探測(cè)研究仍然具有一定價(jià)值. 尤其是集成光子學(xué)的發(fā)展, 為這類研究提供了新的活力.

為推進(jìn)頻率轉(zhuǎn)換技術(shù)在天文上的使用, 2008年Brustlein等[126]研究了周期性極化鈮酸鋰晶體(Periodically Poled Lithium Niobate, PPLN)波導(dǎo)中未轉(zhuǎn)換光的相干特性, 實(shí)驗(yàn)表明, 頻率轉(zhuǎn)換方案保留了光的相干特性, 而隨后的三通道光纖干涉儀實(shí)驗(yàn)證實(shí)閉合相位也得以保留[127]. 2016年, 長(zhǎng)基線干涉儀CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy)上也做了相應(yīng)測(cè)試, 利用PPLN晶體將星等為-0.6的星源所發(fā)出的H波段1.55 μm星光轉(zhuǎn)化為631 nm的可見光, 并采集到干涉圖樣,在400 s時(shí)間積分下, 圖像信噪比達(dá)到60 dB, 光譜平均分辨率為2600, 但整體量子效率只有6%[128].這些工作進(jìn)展為非線性頻率轉(zhuǎn)換在天文觀測(cè)中的應(yīng)用提供了可能, 例如, 將中遠(yuǎn)紅外光轉(zhuǎn)換成近紅外光[129]. 2021年, Chen等人基于等離子體納米微腔實(shí)現(xiàn)了將光從中紅外波段(9.3 μm)轉(zhuǎn)化到可見波段(685 nm), 其中雙波段的納米微腔使每個(gè)分子的上轉(zhuǎn)換效率提高了13個(gè)數(shù)量級(jí), 具有天文應(yīng)用的潛力[130].

2.3 其他相關(guān)應(yīng)用

除天文成像和天文光譜觀測(cè)外, 集成光子器件也可為天文觀測(cè)提供一些輔助性功能, 如模式轉(zhuǎn)換及光束重排等. 這些輔助性功能實(shí)際上也和成像及光譜應(yīng)用密切相關(guān).

2.3.1 模式轉(zhuǎn)換與光子燈籠

地基天文觀測(cè)受大氣湍流影響, 一般需要使用多模光纖集光才能將光效率維持在可接受水平.但多模光纖集光會(huì)帶來眾多問題, 如焦比退化現(xiàn)象[131], 高分辨光譜儀還不得不面對(duì)狹縫損光、光譜儀尺寸巨大及光束空間相干性的降低所導(dǎo)致的光干涉測(cè)量無法實(shí)現(xiàn)等問題. 這使得將多模傳輸光高效率轉(zhuǎn)換到單模傳輸光的研究成為必要. 另一方面, 天文光子器件目前大多為單模傳輸, 其要在天文觀測(cè)中得到廣泛應(yīng)用, 模式轉(zhuǎn)換研究更具緊迫性.

2005年, Leon-Saval等人首次提出光子燈籠(Photonic Lantern, PL)這一概念[132], 這為模式轉(zhuǎn)換提供了可能. PL具體結(jié)構(gòu)可參考圖14所示, 可以看出, 其輸入端一般為多模光纖, 能實(shí)現(xiàn)復(fù)雜波前光束(多模光束)的高效率耦合及傳輸, 而中間基于光纖拉錐來實(shí)現(xiàn)的多模光纖(Multi-Mode Fiber,MMF)到單模光纖(Single-Mode Fiber, SMF)的漸變轉(zhuǎn)化結(jié)構(gòu)能高效率地將多模光耦合到多根單模光纖中, 從而在端面實(shí)現(xiàn)單模光束輸出.

圖14 光子燈籠結(jié)構(gòu)示意圖[132]. 將多模光輸入光子燈籠, 經(jīng)過逐漸變窄的傳輸區(qū)域, 轉(zhuǎn)化為單模在每個(gè)端口輸出.Fig.14 Schematic diagram of the photon lantern structure[132]. The multi-mode light is input into the photonic lantern, and through the gradually narrowed transmission area, it is converted into single-mode output at each port.

鑒于光子燈籠在天文應(yīng)用中的潛力, 眾多團(tuán)隊(duì)開展了相關(guān)研究. 這里介紹近2 yr的進(jìn)展. 2021年,Moraitis等人提出一種新型光子燈籠, 并進(jìn)行了實(shí)驗(yàn)室驗(yàn)證, 在寬帶轉(zhuǎn)換時(shí)效率還能達(dá)到91%[133].同年, Diab等人模擬了一種模式選擇光子燈籠,在1×6的6根波導(dǎo)中, 兩根模式匹配的輸出波導(dǎo)攜帶了95%的耦合光[134]. 在波導(dǎo)排布方面, 2021年,Davenport等人證明了拓?fù)渥顑?yōu)圓堆積排列能獲得最佳性能的PL,對(duì)于具有17和39根的SMF的PL,堆積密度能達(dá)95%和99%[135].

受大氣湍流影響, 地基天文觀測(cè)裝置的光信號(hào)傳輸光纖中一般具有幾百甚至上千個(gè)模式, 為應(yīng)對(duì)此現(xiàn)實(shí)情況, PL在模式轉(zhuǎn)換數(shù)目方面還有較大提升空間. 基于光波導(dǎo)的PL在結(jié)構(gòu)排布及緊湊性方面較光纖優(yōu)勢(shì)明顯, 后續(xù)應(yīng)會(huì)獲得更多關(guān)注. 另一方面, 自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)的使用(即便性能受限, 無法達(dá)到衍射極限成像)將大大降低傳輸光纖中的模式數(shù)目, 從而使得模式轉(zhuǎn)化數(shù)目在100以內(nèi)的PL也將在天文觀測(cè)中具有實(shí)用價(jià)值.

2.3.2 光束重排

為方便探測(cè), 光束的重新排布在某些天文觀測(cè)中不可或缺, 如光干涉、積分視場(chǎng)光譜、光譜儀狹縫處的光瞳重排[106,136–137]等過程基本都涉及到光束的重新排布. 集成光子學(xué)在這方面也有一些相應(yīng)研究.

2010年, 由前澳大利亞天文臺(tái)團(tuán)隊(duì)領(lǐng)導(dǎo)的Dragonfly項(xiàng)目[138]提出并實(shí)現(xiàn)了光束重排裝置的小型化(如圖15所示). 這種用于重新成像的望遠(yuǎn)鏡光瞳分割的光束重排裝置可以直接寫入波導(dǎo), 并實(shí)現(xiàn)將光束重新映射為一系列非冗余基線, 這些基線可以組合產(chǎn)生不同相干信號(hào). Dragonfly不再如常規(guī)儀器一樣使用光纖來重新映射陣列中子孔徑, 而是在石英玻璃襯底上利用激光直接寫入波導(dǎo)來制造緊湊的2D-1D光瞳映射器[139]. 除了能減小器件規(guī)模外, 集成光子器件也使得儀器傳遞函數(shù)更穩(wěn)定. 這類集成儀器能夠在J波段和H波段運(yùn)行, 并在AAO (Australian Astronomical Observatory)的4 m望遠(yuǎn)鏡上進(jìn)行了測(cè)試[140]: 該光束重排芯片尺寸為30 mm×20 mm×1.1 mm, 在實(shí)驗(yàn)室條件下, 7根干涉基線精度在2.2%以內(nèi); 在試觀測(cè)實(shí)驗(yàn)中, 受大氣湍流影響較大, 無AO (Adaptive Optics)時(shí), 其弗萊德參數(shù)比理論值小2.5倍, 與極端AO配合使用時(shí)有望能實(shí)現(xiàn)天文實(shí)測(cè).

圖15 八通道光瞳重排示意圖[139]. 前端為輸入端, 后端為輸出端, 實(shí)現(xiàn)2D-1D的重新排布.Fig.15 Schematic diagram of eight-channel pupil remapper[139]. The front end is the input and the back end is the output, enabling a 2D-1D rearrangement.

此外, 光束重排器在成像方面還有一些其他應(yīng)用, 2021年, Sarah等人提出將光束重排與計(jì)算相位矯正法相結(jié)合, 不僅能減小儀器尺寸, 還能有效減小相關(guān)度, 增加分辨率[141].

3 天文光子學(xué)的挑戰(zhàn)與展望

上面已回顧天文光子學(xué)近年來的主要研究情況. 可以看出, 集成光子技術(shù)及器件在天文光譜及望遠(yuǎn)鏡成像觀測(cè)中均有相關(guān)研究, 部分已經(jīng)得到實(shí)際應(yīng)用(如§2.2.1所介紹的光合束器). 其集成度高、體積小、能耗低、造價(jià)低、易操控等優(yōu)勢(shì)使得天文光子器件及儀器相對(duì)傳統(tǒng)天文光學(xué)儀器更適合未來天文觀測(cè)的需求. 但是, 就目前而言, 作為一個(gè)新興學(xué)科, 天文光子學(xué)還面臨著一些挑戰(zhàn).

3.1 天文光子學(xué)面臨的主要挑戰(zhàn)

首先, 天文觀測(cè)對(duì)儀器的極端參數(shù)需求使現(xiàn)有集成光子技術(shù)面臨挑戰(zhàn). 由于天文觀測(cè)手段有限, 因此, 對(duì)每種可能的手段都利用到了極致. 如天文光譜觀測(cè)需要高光譜分辨率(夜天文通常需達(dá)到5×104–10×104, 而太陽觀測(cè)可能需要50×104–100×104的分辨率)及高光譜對(duì)比度(至少大于30 dB), 有時(shí)也需要極多目標(biāo)同時(shí)觀測(cè)(如大規(guī)模光譜巡天及積分視場(chǎng)光譜觀測(cè)); 而天文成像觀測(cè)中基于消零干涉儀的高對(duì)比度成像一般也至少需要30 dB的成像對(duì)比度. 部分應(yīng)用, 如類太陽恒星周邊的類地系外行星高對(duì)比度直接成像甚至需要70 dB以上的成像對(duì)比度. 這些極致需求對(duì)現(xiàn)有的集成光子器件設(shè)計(jì)及加工均帶來極大挑戰(zhàn). 如AWG芯片對(duì)于光通信領(lǐng)域的波分復(fù)用功能而言, 只需要5000以內(nèi)光譜分辨率及20 dB以內(nèi)的光譜對(duì)比度, 而實(shí)際加工出來的器件也通常為這種水平. 但是, 這種參數(shù)水平遠(yuǎn)遠(yuǎn)無法滿足天文觀測(cè)的實(shí)際需求. 而另一方面, 用集成光子器件來實(shí)現(xiàn)類似于FASOT (Fiber Array Solar Optical Telescope)[142]這種具備積分視場(chǎng)功能的光譜觀測(cè)裝置, 幾千個(gè)目標(biāo)同時(shí)采集光譜在設(shè)計(jì)及加工方面還具有不小的挑戰(zhàn), 暫時(shí)還未有研究去評(píng)估實(shí)現(xiàn)的可行性及后續(xù)的方案、設(shè)計(jì)制造周期及造價(jià). 就高對(duì)比度應(yīng)用(包括光譜及成像)而言, 波導(dǎo)中的模式失配以及缺陷和粗糙表面散射引入的雜散光影響巨大, 這就要求針對(duì)天文應(yīng)用的集成光子器件的設(shè)計(jì)及加工相對(duì)于其他應(yīng)用領(lǐng)域有更高要求, 需要做到更極致.

其次, 現(xiàn)有集成光子器件大多為單模器件, 這不適合目前地面天文觀測(cè), 無法有效規(guī)避大氣湍流影響而不得不使用多模器件的現(xiàn)實(shí)情況, 帶來的直接問題是單模天文光子器件光效率較低, 這個(gè)問題對(duì)于大望遠(yuǎn)鏡孔徑和短波長(zhǎng)觀測(cè)尤其嚴(yán)重. 面對(duì)此問題, 光子燈籠能提供部分解決方案, 如現(xiàn)有研究結(jié)果顯示已能實(shí)現(xiàn)幾十個(gè)模式的高效轉(zhuǎn)換, 但面對(duì)目前天文觀測(cè)通常使用100 μm光纖傳光而引入的上千個(gè)模式的情況, 光子燈籠目前還有些乏力. 性能優(yōu)異的自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)也能解決部分問題, 如在紅外波段能獲得近衍射極限成像, 基本解決單模光子器件光耦合問題, 但對(duì)于自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)工作狀況不佳的波段, 如可見光波段, 將不得不面臨光耦合效率低的問題. 為了拓寬集成光子器件在天文應(yīng)用范圍, 基于多模光子器件來發(fā)展天文觀測(cè)儀器可能將是不得不面臨的問題.

再者, 現(xiàn)有集成光子器件大多光譜覆蓋范圍相對(duì)較窄(100 nm以內(nèi)), 無法滿足一些天文觀測(cè)動(dòng)輒需要幾百納米光譜覆蓋范圍的實(shí)際情況. 這與器件本身的光譜響應(yīng)相關(guān)(如, 波導(dǎo)單模傳輸條件與波長(zhǎng)直接相關(guān)), 天文以外領(lǐng)域?qū)@方面的需求較低(如光通信領(lǐng)域一般只關(guān)注1550 nm附近將近100 nm的光譜范圍)也會(huì)導(dǎo)致人們并無動(dòng)力去提高這一參數(shù). 如何去設(shè)計(jì)、加工寬光譜器件是天文光子學(xué)研究需要面臨的問題與挑戰(zhàn).

上面所述只是天文光子學(xué)現(xiàn)有研究階段所顯現(xiàn)的問題和挑戰(zhàn), 隨著研究深入, 將會(huì)有更多挑戰(zhàn)需要天文領(lǐng)域來解決, 部分可以依靠集成光子學(xué)本身的發(fā)展來解決, 但還有很多問題需要天文領(lǐng)域自身來解決, 尤其是那些其他領(lǐng)域并不涉及的問題.天文領(lǐng)域?qū)τ^測(cè)儀器的極端參數(shù)需求使得后面這一類挑戰(zhàn)將占據(jù)更重要位置.

3.2 天文光子學(xué)發(fā)展趨勢(shì)

自天文光子學(xué)作為一門學(xué)科被提出及得到天文領(lǐng)域的廣泛認(rèn)同以來, 其發(fā)展才不過經(jīng)歷10 yr,還處于發(fā)展的最初階段. 同時(shí), 天文光子學(xué)作為一門交叉學(xué)科, 其問題來源于天文實(shí)測(cè)(更深層次應(yīng)該是天文科學(xué)對(duì)天文觀測(cè)的實(shí)際需求), 而其技術(shù)手段來源于集成光子技術(shù), 其發(fā)展必定受天文觀測(cè)需求及集成光子技術(shù)發(fā)展雙重驅(qū)動(dòng). 在這一節(jié)中作者基于上述考慮, 對(duì)后續(xù)天文光子學(xué)的發(fā)展趨勢(shì)作簡(jiǎn)要展望.

首先, 從天文觀測(cè)需求而言, 如本文§2天文光子學(xué)發(fā)展現(xiàn)狀所述, 光譜色散、濾波、波長(zhǎng)定標(biāo)源、波前探測(cè)、光分束/合束及干涉、模式轉(zhuǎn)換等天文觀測(cè)中的常用功能已能使用集成光子器件來實(shí)現(xiàn), 但是, 除了少部分器件(如集成光分束合束器), 絕大多數(shù)器件的分辨率、精度、對(duì)比度等主要參數(shù)還并未達(dá)到相應(yīng)的常規(guī)天文觀測(cè)儀器水平及觀測(cè)需求, 如光譜色散芯片目前色散能力還普遍停留在104以內(nèi), 集成光子光梳目前光譜覆蓋范圍、譜線均勻性、譜線穩(wěn)定性暫時(shí)還不如常規(guī)天文光梳. 因此, 在未來較長(zhǎng)時(shí)期內(nèi), 天文光子學(xué)研究還將聚焦單一功能天文光子器件研究, 可優(yōu)化已有集成光子器件設(shè)計(jì)及制造水平來提高參數(shù), 也可以提出新原理新器件來獲取更高性能參數(shù). 可以預(yù)期的是, 未來10 yr內(nèi), 光譜芯片、定標(biāo)源芯片將會(huì)繼集成光分束合束器之后在天文實(shí)測(cè)中得到使用, 波前探測(cè)芯片等會(huì)在天文試觀測(cè)中得到更進(jìn)一步研究,而更多還未實(shí)現(xiàn)的天文光子器件將得到研究及展示, 如基于集成光子技術(shù)的積分視場(chǎng)單元及波前矯正器件等.

其次, 從實(shí)現(xiàn)手段而言, 目前的天文光子器件幾乎均基于光波導(dǎo)器件. 光波導(dǎo)尺寸一般為微米量級(jí), 其設(shè)計(jì)及制造成熟度高, 大部分情況下可直接借用產(chǎn)業(yè)常用的硅基工藝. 而激光直寫加工由于低成本及可實(shí)現(xiàn)三維結(jié)構(gòu)排布也是重要制造手段, 但其加工精度一般不會(huì)優(yōu)于1 μm, 這阻礙了其在高精度結(jié)構(gòu)加工中的應(yīng)用. 因此, 在激光直寫加工精度提高到100 nm量級(jí)以前, 光刻工藝還將是主流. 常規(guī)硅基光刻工藝大多面向光通信需求, 其工作波段一般在1.5 μm附近, 所以, 現(xiàn)有天文光子器件大部分也工作在這個(gè)波段. 但是, 這并不能充分滿足天文觀測(cè)的需求, 而需求必然會(huì)對(duì)技術(shù)帶來推動(dòng), 可以預(yù)期, 可見波段及更長(zhǎng)波紅外的天文光子技術(shù)及器件研究會(huì)在未來占據(jù)較重要位置. 同時(shí), 天文觀測(cè)對(duì)儀器參數(shù)的極端需求會(huì)對(duì)光波導(dǎo)器件的設(shè)計(jì)及制造提出新要求, 這中間涉及的更高工藝水平器件制造研究對(duì)天文光子學(xué)發(fā)展將起到至關(guān)重要作用, 也將影響到其他研究領(lǐng)域. 另一方面, 光子晶體等納米結(jié)構(gòu)在集成度等方面展示出的優(yōu)勢(shì), 將使得未來基于納米結(jié)構(gòu)的天文光子技術(shù)及器件研究在天文光子學(xué)研究中占據(jù)一席之地.

最后, 從觀測(cè)儀器角度而言, 在各類單功能天文光子器件研究成熟的基礎(chǔ)上, 儀器集成研究將占據(jù)較重要位置. 在這里, 作者將從多功能集成、三維集成、光機(jī)電集成3個(gè)方面來對(duì)儀器集成方面的發(fā)展趨勢(shì)稍加展望. 所謂多功能集成, 即將更多觀測(cè)功能集成在同一芯片內(nèi), 盡量減少光的空間傳輸及可移動(dòng)部件, 將儀器的緊湊性、穩(wěn)定性做到極致, 真正充分利用集成光子學(xué)的優(yōu)點(diǎn). 在這方面, 可以預(yù)期, 未來的天文終端儀器尺寸可能只需要1 dm3尺寸甚至～100 cm3量級(jí), 這時(shí), 天文光子學(xué)才真正展現(xiàn)出它的威力. 目前研究的天文光子器件一般為二維光子芯片(平面波導(dǎo)器件), 這還無法滿足積分視場(chǎng)光譜觀測(cè)及大規(guī)模光譜巡天等有大規(guī)模集成需求的應(yīng)用, 未來基于三維架構(gòu)來設(shè)計(jì)及制造復(fù)雜天文觀測(cè)儀器無疑是天文光子學(xué)發(fā)展的必要部分. 另一方面, 對(duì)于天文觀測(cè)儀器而言, 一般涉及到光學(xué)、機(jī)械及電子學(xué)3部分. 而光機(jī)電集成則是在集成光子學(xué)的基礎(chǔ)上, 結(jié)合Micro-Electro-Mechanical System (MEMS)技術(shù)實(shí)現(xiàn)光機(jī)電一體化集成, 做到真正儀器小型化. 建立在這“三個(gè)集成”基礎(chǔ)上的未來的天文觀測(cè)終端儀器將從根本上解決現(xiàn)有儀器大尺寸、高造價(jià)、難操控運(yùn)維的問題, 使得各種極端環(huán)境、極端參數(shù)下的天文觀測(cè)都將成為可能.

天文光子學(xué)目前還處于發(fā)展的初級(jí)階段, 但是, 作為下一代天文觀測(cè)技術(shù)及儀器的基石, 其未來的發(fā)展前景是可預(yù)見的. 隨著其研究的深入及集成光子學(xué)本身的不斷發(fā)展, 完全集成的天文觀測(cè)儀器只是時(shí)間問題. 在這里, 以一句稍有偏頗但作者深信不疑的話作為本文的結(jié)束語: 21世紀(jì)的光學(xué)在于集成光子學(xué), 而21世紀(jì)的天文光學(xué)技術(shù)在于天文光子學(xué).