从集成光子技术在天文成像中的应用中，我们可以知道什么？|信号|光子|光学|光谱|天文成像|干涉仪|望远镜

1 集成光子技术在天文成像中的应用

天文望远成像自古以来就是天文观测最重要手段之一,在很长时间内甚至是唯一手段。对于望远成像而言,角分辨率或者空间分辨率是最重要的参数指标。

天文技术研究人员陆续解决像差、大镜面技术及工程、镜面拼接及主动光学、大气湍流的自适应光学校正、光干涉等关键技术及问题,不断提升天文成像分辨率。

本节主要介绍集成光子技术及器件在高分辨天文成像中的应用情况,主要涉及光干涉核心器件集成光合束器以及自适应光学中的关键技术—波前探测。

干涉/合束

(1)长基线光干涉

因此,光合束器应当同时兼顾结构紧凑、稳定性好及相位易操控等多个因素,这对基于常规光学元器件的解决方案带来极大挑战。在这里略举一列说明基于常规光学元器件的合束器在应对多望远镜光干涉时面临的问题:如光干涉阵列中望远镜数目为10个,要获得两两相干信号,至少需要C210=45个合束器,每个合束器需要至少5个光学元件(包含分束和合束镜、反射镜等),则至少需要225个独立的光学元器件,如再加上ABCD法(每个光束组合器设计为具有4个输入和24个输出,允许6个干涉式成对组合)需要的4种相位信息,则要么需要将光学元器件数目增加到至少900个(这将会组成一个十分庞大的光学系统,极难进行环境控制),要么就需要用到相位扫描机构,对精度、稳定性提出了较高要求,而且扫描需要花费额外时间。

可以看出,常规光学合束器已无法满足多望远镜光干涉要求。为解决此问题,基于集成光子学的干涉/合束技术得到了深入研究。

1997年,FLUOR (Fiber Linked Unit for Optical Recombination)/IOTA (Infrared and Optical Telescope Array)使用光纤交叉耦合器(使用氟化物光纤)成功获得干涉测量结果,光效率>80%,精度1%。

90年代后期,基于二氧化硅工艺的用于两台望远镜H波段的集成光子合束器研制成功,并在IOTA干涉仪上进行了天文试观测,这种合束器的面积只有几分之一平方厘米,却提供了出色的条纹可见度和效率,在波长1.54μm的激光光源下获得了高于93%的稳定对比度,在天文H波段白光下,对比度为78%,效率最高能达43%。

鉴于集成光子合束器在光干涉天文观测中展现出的巨大潜力,人们进一步考虑扩大集成组件规模,以便于组合更多的望远镜。

2003年,应用于3台望远镜的集成光合束器在IOTA设备上进行实验,该合束器采用闭合相位测量,能够实现最基本的干涉成像。2009年,基于4台望远镜,工作在H波段的集成光子合束器在实验室得到验证,该合束器随后用于VLTI (Very Large Telescope Interferometer)的干涉仪器PIONIER (Precision Integrated-Optics Near-infrared Imaging Expe R-iment)进行天文观测,成功测得了近距离双星和原行星盘的高质量干涉图像。

此外,VLTI工作在K波段的长基线光干涉仪GRAVITY配备的集成光子合束器能够将VLT的4个8 m级望远镜采集到的光信号组合在一起,实现了对星等为17的暗弱天体的相干探测,也对银河系中心超大质量黑洞(Sgr A*)附近的恒星运动进行了超高分辨成像观测。还在K波段凭借高达毫角秒的分辨率,观测确认了恒星HD163296的内盘形态。

近年来,实现更多望远镜的干涉成像一直是集成光子合束器发展的重点。2021年,Cvetojevic等人提出了同时具有8个输入通道、28种基线长度及120个干涉信号输出的集成光子合束器,在实验室条件下,闭合相位稳定性降至0.9?,总效率为26%。

上面所介绍的工作均为平面波导合束器,当参与干涉的望远镜数目增多到一定程度,难以避免波导间的交叉,这将为干涉测量引入串扰,从而影响干涉信号的对比度。为解决这一问题,三维集成的合束器成为必要,离散合束器(Discrete Beam Combiner,DBC)应运而生。

2010年,Beliˇcev等人首次提出并仿真计算了离散合束器,该方案中,波导同通过三维排布来进行光能量耦合,能够显著简化后续传感器的设置。

近年来,随着飞秒激光直写技术的发展,波导排布可不再局限在一个平面上,三维集成光子合束器加工成为可能。2018年,Pedretti等人通过激光直写实现J波段六孔径DBC的制备。2021年,德国Nayak等人首次将DBC用在天文观测中,他们基于4.2 m的威廉赫歇尔望远镜在H波段对牛郎星和织女星进行了试观测,但受限于信噪比,得到的结果与预期有一定差距。

(2)消零干涉仪

消零干涉仪(Nulling Interferometer)是天文高对比度成像的一种重要实现手段,是在众多望远镜上已有的常规观测仪器。Keck干涉仪和大型双目望远镜干涉仪(Large Binocular Telescope Interferometer,LBTI)均通过常规光学装置实现了消零干涉。其中,LBTI的测试结果表明其对比度能达到10-4,而Keck干涉仪也完成大约50颗恒星的外黄道尘埃水平的测试。

2015年,Errmann等人设计并制造的基于集成光子器件的合束器在4台望远镜消零干涉试验中获得原理验证,消零深度达到10-32017年,基于硫化物玻璃的2×2多模干涉耦合器在实验上也获得成功,该实验旨在实现L波段的深度宽带调零,消零深度约为50 d B。

从理论上讲,上述研究结果可为系外行星直接成像提供高性能光束合束器。2014年,通过飞秒激光直写成功制造了集成光子合束器,随后,2020年,该器件应用在Subaru望远镜上的消零干涉仪GLINT (Guided-Light Interferometric Nulling Technology)中,据实验测试,GLINT在H波段实现了10-4的消零深度,并能以毫秒精度确定恒星的角直径。

在消零干涉仪中,入射光的快速相位波动通常会导致耦合区域中干涉和色度的不稳定,从而影响深宽带应用。为解决这一问题,2021年,Martinod等人提出以超快激光制备集成光子耦合器,数值模拟表明,该类耦合器能将GLINT的消零深度再提高45倍,达到10-5,这一性能水平已经可以满足系外行星直接成像探测。

波前探测技术

波前测量在光学检测,图像重建和自适应光学领域有着广泛应用。Shack-Hartmann传感器是目前应用最广的波前传感器,其能够利用单帧图像测量并重建波前,速度快且不受环境振动等噪声影响。但同时,它也存在一些问题,例如,重建波前的空间分辨率不能小于100μm (100–200μm),波前倾斜角度不大于15?等。

2015年,Valente等人提出一种基于光子晶体光纤的新型波前传感器,其基于空间模式(波前)与光波导模式之间的对应耦合关系实现了波前信息的直接探测。这种测量方法将重建波前的空间分辨率提高到12.7μm (约2–3个像素大小)。同时,具备较大的动态观测范围,能够实现0?–16?的波前倾斜测量,其中2.5?–5.5?的区间为线性响应。

2020年,Norris等提出一种基于光子灯笼和深度学习的波前传感器,将光子灯笼放置在望远镜焦面上,通过标定不同已知像差的输入光通过光子灯笼的输出光强分布,结合深度学习实现光强分布与像差(波前)的关联,从而实现未知输入光的振幅与波前信息的重建。

有别于对波前进行单元采样的方法,基于深度学习的光子灯笼波前传感器能够直接反演出连续波前,得到小于5.1×10-3π均方根误差的波前重建精度,并且动态观测范围可以达到-21.6?至+21.6?。这种传感器不仅能够同时实现入射波前相位与振幅的测量,还能给望远镜终端仪器提供单模光输入。

探测增强/频率转换

在红外探测器性能达到天文观测要求之前,人们考虑过将红外光通过非线性频率转换到可见光波段进行探测的方案。

近年来,红外探测器性能的长足进步使得相关研究逐渐趋少,但红外探测器与可见波段探测器相比,性能及造价仍有不小差距;尤其是我国受自身半导体工业水平及外部禁运的影响,无法获取高性能红外探测器。

因此,基于频率转换的红外探测研究仍然具有一定价值。尤其是集成光子学的发展,为这类研究提供了新的活力。

为推进频率转换技术在天文上的使用,2008年Brustlein等研究了周期性极化铌酸锂晶体(Periodically Poled Lithium Niobate,PPLN)波导中未转换光的相干特性,实验表明,频率转换方案保留了光的相干特性,而随后的三通道光纤干涉仪实验证实闭合相位也得以保留。

2016年,长基线干涉仪CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy)上也做了相应测试,利用PPLN晶体将星等为-0.6的星源所发出的H波段1.55μm星光转化为631 nm的可见光,并采集到干涉图样,在400 s时间积分下,图像信噪比达到60 d B,光谱平均分辨率为2600,但整体量子效率只有6%。

其他相关应用

除天文成像和天文光谱观测外,集成光子器件也可为天文观测提供一些辅助性功能,如模式转换及光束重排等。这些辅助性功能实际上也和成像及光谱应用密切相关。

模式转换与光子灯笼

地基天文观测受大气湍流影响,一般需要使用多模光纤集光才能将光效率维持在可接受水平。但多模光纤集光会带来众多问题,如焦比退化现象,高分辨光谱仪还不得不面对狭缝损光、光谱仪尺寸巨大及光束空间相干性的降低所导致的光干涉测量无法实现等问题。

这使得将多模传输光高效率转换到单模传输光的研究成为必要。另一方面,天文光子器件目前大多为单模传输,其要在天文观测中得到广泛应用,模式转换研究更具紧迫性。

2005年,Leon-Saval等人首次提出光子灯笼(Photonic Lantern,PL)这一概念,这为模式转换提供了可能。PL具体结构可以看出,其输入端一般为多模光纤,能实现复杂波前光束(多模光束)的高效率耦合及传输,而中间基于光纤拉锥来实现的多模光纤(Multi-Mode Fiber,MMF)到单模光纤(Single-Mode Fiber,SMF)的渐变转化结构能高效率地将多模光耦合到多根单模光纤中,从而在端面实现单模光束输出。

鉴于光子灯笼在天文应用中的潜力,众多团队开展了相关研究。这里介绍近2 yr的进展。2021年,Moraitis等人提出一种新型光子灯笼,并进行了实验室验证,在宽带转换时效率还能达到91%。

同年,Diab等人模拟了一种模式选择光子灯笼,在1×6的6根波导中,两根模式匹配的输出波导携带了95%的耦合光。在波导排布方面,2021年,Davenport等人证明了拓扑最优圆堆积排列能获得最佳性能的PL,对于具有17和39根的SMF的PL,堆积密度能达95%和99%。

光束重排

2010年,由前澳大利亚天文台团队领导的Dragonfly项目提出并实现了光束重排装置的小型化。

这种用于重新成像的望远镜光瞳分割的光束重排装置可以直接写入波导,并实现将光束重新映射为一系列非冗余基线,这些基线可以组合产生不同相干信号。Dragonfly不再如常规仪器一样使用光纤来重新映射阵列中子孔径,而是在石英玻璃衬底上利用激光直接写入波导来制造紧凑的2D-1D光瞳映射器。

除了能减小器件规模外,集成光子器件也使得仪器传递函数更稳定。这类集成仪器能够在J波段和H波段运行,并在AAO (Australian Astronomical Observatory)的4 m望远镜上进行了测试:该光束重排芯片尺寸为30 mm×20 mm×1.1 mm,在实验室条件下,7根干涉基线精度在2.2%以内;在试观测实验中,受大气湍流影响较大,无AO (Adaptive Optics)时,其弗莱德参数比理论值小2.5倍,与极端AO配合使用时有望能实现天文实测。

此外,光束重排器在成像方面还有一些其他应用,2021年,Sarah等人提出将光束重排与计算相位矫正法相结合,不仅能减小仪器尺寸,还能有效减小相关度,增加分辨率。

2小结

这些工作进展为非线性频率转换在天文观测中的应用提供了可能,例如,将中远红外光转换成近红外光。2021年,Chen等人基于等离子体纳米微腔实现了将光从中红外波段(9.3μm)转化到可见波段(685 nm),其中双波段的纳米微腔使每个分子的上转换效率提高了13个数量级,具有天文应用的潜力。

为方便探测,光束的重新排布在某些天文观测中不可或缺,如光干涉、积分视场光谱、光谱仪狭缝处的光瞳重排等过程基本都涉及到光束的重新排布。集成光子学在这方面也有一些相应研究。

参考文献

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