比手机频率高出1000倍的宇宙辐射能量，是怎样的存在？

作者：史生才（中国科学院紫金山天文台）

你听说过太赫兹吗？你能想象到比手机信号的频率高出1000倍是什么概念吗？这么高的频率波段究竟有什么用呢？

2016年12月13日凌晨，国际权威科学期刊《自然》新创办的子刊《自然-天文学》（Nature Astronomy）正式上线，其创刊的首篇，发表了中国科学院紫金山天文台科学家等在南极的最新观测研究成果，揭示了南极冰穹A（Dome A）具有在地球上开展常规太赫兹远红外天文和大气观测的独一无二的窗口，是地球上条件最优异的天文观测台址和天文研究长远发展的珍稀资源。

看到这里，你是不是还一脸懵懂？别着急，接着往下读。

太赫兹及远红外频段

——"高冷"的前沿电磁谱段

太赫兹及远红外频段位于毫米波与光波之间，频率约从0.3至15THz（对应的波长为1毫米至20微米），是手机频率的1000倍以上，是天文学有待全面研究的"新"电磁谱段。

这一谱段可是令科学家们心向往之的所在，因为它集中了宇宙近一半的光子能量，是正在形成阶段的冷暗天体的辐射、早期遥远天体发光被星际尘埃吸收后的辐射功率谱的峰值所在谱段，也是大量的星际分子转动谱线与原子精细结构谱线（俗称"指纹谱"）集中的谱段。

太赫兹及远红外频段具有穿透星际尘埃观测光学不可见天体的能力。它在如宇宙生命环境和极高红移早期宇宙研究等当代天文学前沿领域中具有特别重要的作用。

然而，地球大气中的水蒸气会强烈吸收太赫兹及远红外电磁辐射，导致地球上绝大部分区域在这一电磁谱段均不透明，因此地球上大部分地区都无法实现该频段的常规天文观测。即使是位于智利安第斯山脉阿塔卡马（Atacama）沙漠海拔5000米以上高原的世界最强大毫米波亚毫米波阵列望远镜ALMA，也因台址条件限制只能在1THz以下频段开展常规观测。

迄今为止，太赫兹及远红外频段的有限天文观测主要依赖于空间望远镜（如Herschel）或机载望远镜（如SOFIA），但望远镜口径、观测时间等都受到一定的限制。为建设更大口径太赫兹望远镜（或阵列），实现更高空间分辨率及更长周期观测，天文学家一直渴望在地球上找寻一处适合太赫兹和远红外观测的"高冷"之地。

星际介质循环过程及对应的太赫兹远红外示踪分子及原子精细结构谱线（Chris Walker提供）

南极冰穹A（Dome A）

——"高冷"的地球"圣地"

南极就是这样一个"高冷"之地。

南极，这个被认为是地球上最不适宜人类居住的地方之一，却一直是天文学家心里的一方圣地。冰穹A是南极内陆冰盖距海岸线最遥远、海拔（4093米）最高的一个冰穹，且气温极低（最低温度可达零下80度以下），被称为"不可接近之极"。

2005年，中国科考队实现人类历史上第一次问鼎冰穹A，2009年在那里建成了我国第一个南极内陆科考站——昆仑站。冰穹A这个直升飞机都上不去的白色高地，具有"准空间"的天文观测条件，以它的"高冷"，被国际天文界广泛预测为建设地面天文望远镜（包括太赫兹、光学红外）的最佳台址。

冰穹A为中国天文发展提供了一个新机遇，我国天文界适时提出建设"中国南极天文台"，主要包括一台5米太赫兹望远镜和一台2.5米光学红外望远镜。该计划已纳入《国家重大科技基础设施建设中长期规划（2012-2030）》。

南极冰穹A站址现场照片（宫雪飞提供）

苛刻的选址指标

——大气可沉降水量及透过率

实现太赫兹远红外天文观测对台址的要求非常苛刻，其中一个非常关键的气象指标叫大气可降水量（Precipitable Water Vapor，简称PWV），它指台址地表以上到大气顶部的垂直空气柱里含有水汽的总数量，也就是空气柱中的水分全部凝结成雨、雪降落到气柱底部的地表（把空气挤得一点水分都没有）所能形成的液态水深度。

全球PWV的平均值大约是25mm，青藏高原上冬季的PWV为3mm左右，前面提到的ALMA台址Chajnantor的典型PWV为1mm，有近25%的时间低于0.5mm，冬季可观测到0.9THz，这也是ALMA的最高频段。而要实现更高频率的常规观测，就需要更好的观测台址，PWV必须更低。

知道了PWV，借助一定的大气模型，可以给出一个台址在不同频率大气透过率的理论计算。如下图，就是模型计算的ALMA台址Chajnantor附近（海拔5100米）PWV为0.25mm、0.5mm以及1.0mm时的大气透过率曲线。

模型计算的海拔约5100米的ALMA台址Chajnantor附近不同PWV情形下的大气透过率曲线。红、绿、蓝色分别对应PWV为0.25mm、0.5mm、1mm的情形。

可以看到，PWV为0.25mm时在1.0-2.0THz之间有3个透过率大约为20%的"窗口"，而PWV为0.5mm时透过率下降到10%，但是PWV达1.0mm时，这些"窗口"就几乎都关闭了。

测定大