太赫茲(terahertz，THz)頻段一般定義為0.1—10 THz的頻率區間，對應波長為3 mm至30 µm波段，介于微波和紅外之間。在天文學領域，太赫茲頻段具有獨特優勢。首先，太赫茲頻段匯聚了宇宙微波背景輻射之后接近50%的宇宙不同紅移處各類天體輻射能量(相當于紫外、可見光和近紅外波段輻射能量的總和)。其次，太赫茲頻段最適合觀測形成階段的冷暗天體(典型溫度為10 K，對應光譜輻射峰值約在1 THz頻段)、早期遙遠天體(其紫外與可見光輻射被星際塵埃吸收后產生更長波段的連續譜輻射，多普勒頻移效應將其轉移至太赫茲頻段)、以及被塵埃遮掩天體(太赫茲頻段星際介質遮掩遠弱于可見光/近紅外，即太赫茲頻段的穿透性)。另外，太赫茲頻段含有豐富的分子、原子和離子譜線，使得太赫茲頻段成為研究天體物理化學性質及動力學特征的獨特頻段。因此，太赫茲頻段在當代天文學前沿研究中具有特別重要的作用[1—3]，對于理解宇宙狀態和演化(包括早期宇宙演化、恒星和星系形成、行星及行星系統形成等)具有非常重要的意義。

20世紀90年代以來，太赫茲頻段天文觀測已經取得若干有顯著影響的研究成果，如利用宇宙微波背景輻射精確測量宇宙學參數、亞毫米波星系發現、原行星盤精細結構觀測、黑洞成像，以及近鄰宇宙水分子刻畫和宇宙最先誕生的電離氫化氦離子(HeH+)探測等[4—9]。在上述重要的太赫茲天文觀測發現中，WMAP、Planck、Herschel、SOFIA等空間及天基望遠鏡，SPT、JCMT、IRAM、SMA、ALMA等地面望遠鏡及陣列發揮了重要作用。值得指出的是，太赫茲天文得以快速發展主要得益于超高靈敏度及大規模陣列低溫超導探測器技術的進步。目前國際主流的低溫超導探測器包括：超導隧道結(superconductor-insulator-superconductor，SIS)混頻器[10]、超導熱電子(hot-electron bolometer，HEB)混頻器[11]、超導相變邊緣探測器(transition edge sensor，TES)[12]，以及超導動態電感探測器(kinetic inductance detector，KID)[13]，前兩種主要針對高光譜分辨率探測，后兩種主要針對大規模成像及寬帶成像光譜探測。本文將主要介紹這4種國際主流太赫茲超導探測器的研究進展、應用突破和未來發展趨勢。

2 太赫茲超導混頻器及超高光譜分辨率探測應用

太赫茲混頻器是通過對太赫茲信號和本振參考信號混頻從而產生中頻信號，可同時探測信號幅度和相位信息。天文觀測應用中，太赫茲混頻器主要是用于分子轉動譜線和原子精細結構譜線的超高光譜分辨率探測(光譜分辨率大于106)，研究星際介質循環、恒星形成、宇宙生命環境等前沿科學問題。此外，太赫茲混頻器也是構建超高空間分辨率干涉陣的核心技術。超導混頻器是目前太赫茲頻段靈敏度最高的混頻器，具有接近量子噪聲極限(hv/kB，h為普朗克常數，v為頻率，kB為玻爾茲曼常數)的靈敏度，比基于半導體器件(如肖特基二極管)的低溫制冷混頻器高一個量級以上。目前，國際主流的太赫茲超導混頻器是基于低溫超導體的超導SIS混頻器和超導HEB混頻器，前者主要工作在1 THz以下頻段，后者主要在1 THz以上頻段應用。

2.1 超導隧道結(SIS)混頻器

超導SIS混頻器是由超導體—勢壘層—超導體結構構成，如圖1(a)所示。20世紀60年代初期，英國物理學家B. Josephson理論預言了超導體—勢壘層—超導體中存在約瑟夫森效應[14]，而挪威物理學家I. Giaever實驗發現了超導體中的準粒子隧穿效應[15]，自此開始了基于準粒子隧穿效應的混頻實驗研究。圖1(b)是典型的超導SIS混頻器有無太赫茲輻照的電壓—電流特性。可以看出，超導SIS混頻器的伏安特性有兩個典型特征，超低暗電流和超強的非線性，前者決定了超導SIS混頻器的噪聲特性，后者決定了變頻增益，兩者共同定義了混頻特性。20世紀70年代末至80年代初，美國物理學家J. Tucker等建立了基于光子輔助準粒子隧穿效應的量子混頻理論[10]，并預言超導SIS混頻器噪聲可達量子噪聲、可實現變頻增益以及具有負阻效應等重要結果。在實驗方面，美國貝爾實驗室的M. Gurvitch等發明了基于標準光刻工藝的Nb/Al-AlOx/Nb超導SIS混頻器制備工藝[16]，使得超導SIS混頻器器件制備的可靠性及質量得到大幅提升。自此以后，太赫茲頻段超導SIS混頻器技術得到快速發展。目前，基于鈮材料的超導SIS混頻器在1 THz以下頻段靈敏度已突破3—5倍量子噪聲[17]，中頻瞬時帶寬接近20 GHz，幾乎是地面在建及規劃的大型亞毫米波/太赫茲望遠鏡高光譜分辨率探測終端(外差混頻接收機，相干探測)的唯一選擇。

圖1 (a)超導SIS混頻器結構圖;(b)有(紅色虛線)無(藍色實線)太赫茲輻照時超導SIS混頻器電壓—電流特性曲線。太赫茲輻照后，出現光子輔助準粒子隧穿效應臺階，每個光子臺階對應電壓寬度是?ω/e (?為約化普朗克常數，ω為太赫茲輻照頻率，e為電子電荷)，光子臺階高度與太赫茲輻照功率相關

超導SIS混頻器的工作頻段受超導材料能隙頻率(鈮材料能隙頻率約為0.7 THz)限制。在能隙以上頻率超導SIS混頻器的靈敏度將急劇惡化，主要原因是當光子頻率高于超導材料能隙頻率時，會拆散混頻電路超導體中的庫珀對(Cooper pair)，導致能量損耗[18，19]。因此，發展高能隙頻率的超導SIS混頻器進而不斷提升其工作頻段是該領域的重要研究方向。2008年，中國科學院紫金山天文臺在國際上率先開展了基于高能隙材料氮化鈮的超導SIS混頻器技術研究，成功制備了氮化鈮超導SIS混頻器器件，并系統研究了各項物理特性，實驗揭示了其在約瑟夫森噪聲干擾抑制和工作溫度區間拓寬(圖2)等方面的明顯優勢[20]。環境溫度4.8 K時，氮化鈮超導SIS混頻器在0.46 THz頻段實測未校準雙邊帶接收機噪聲溫度約為150 K，優于7倍量子極限，這是該頻段氮化鈮超導SIS混頻器實現的最好噪聲性能，基本達到了傳統鈮超導SIS混頻器的噪聲水平。另外，美國加州理工學院也開展了基于高能隙材料鈮鈦氮的超導SIS混頻器技術研究，在0.8 THz頻段實測鈮鈦氮超導SIS混頻接收機噪聲溫度約為260 K[21]。

圖2 鈮和氮化鈮超導SIS混頻器雙邊帶接收機噪聲溫度Trx(上)和能隙電壓(下)隨溫度變化特性對比[20]，其中氮化鈮超導SIS混頻器采用了兩種調諧電路，分別為NbN/MgO/NbN(紅色線)和NbN/SiO2/Nb(藍色線)

2.2 超導熱電子(HEB)混頻器

對于1 THz以上頻段，超導HEB混頻器是目前靈敏度最高的混頻器。圖3(a)是超導HEB混頻器器件照片，它由超導微橋和射頻耦合電路構成。超導微橋是一層幾納米厚的超導薄膜，其兩端通過電極與射頻耦合電路連接，實現射頻信號耦合和直流偏置。圖3(b)是超導HEB混頻器內熱輸運機制示意圖，太赫茲輻射經由射頻耦合電路饋入超導微橋，超導微橋中處于低溫平衡態的電子吸收太赫茲光子后，通過電子之間的相互作用使得電子溫度升高(即熱電子效應)，隨后通過電子—聲子相互作用將能量傳遞給聲子從而升高聲子溫度，最后熱量逃逸到介質基板中而重新恢復平衡態。此外，超導微橋中電子吸收的能量也可以通過電子運動擴散到兩端電極而恢復平衡態。20世紀90年代以來，隨著對超導HEB混頻器物理機理的深入理解和器件制備工藝的逐漸成熟，超導HEB混頻器已能夠覆蓋1—5 THz全頻段，噪聲溫度突破5倍量子噪聲[22—24]。

圖3 (a)超導HEB混頻器器件照片;(b)超導HEB混頻器內熱輸運機制示意圖

盡管太赫茲超導HEB混頻器研究已經取得了很大進步，但其物理機制尚未完全解明。廣為利用的理論框架是簡單的熱點模型(hot spot model)[25]：假定超導微橋中心區域是一個電阻性熱點，其尺寸取決于直流和本振參考信號功率，微橋中心點電子溫度接近超導微橋臨界轉變溫度。熱點模型可以較好地解釋超導薄膜能隙以上頻率的太赫茲波吸收與電聲相互作用等行為，但在能隙以下頻率仍難以解釋實測電壓—電流與電阻—溫度等特性。對于基于高能隙超導薄膜(具有更高的能隙頻率)超導HEB混頻器，這一問題將愈加突出。針對此問題，中國科學院紫金山天文臺率先提出超導HEB混頻器中太赫茲輻射非均勻吸收概念[26]，并引入渦旋—反渦旋對拆散非熱效應[27]，建立了超導HEB混頻器的首個頻率相關熱點模型，揭示了超導HEB混頻器可覆蓋全太赫茲頻段的高靈敏度特性。基于頻率相關熱點模型，模擬仿真發現超導HEB混頻器高頻特性與歸一化工作溫度的普適規律，并得到了實驗證認[28]。在上述工作基礎上，中國科學院紫金山天文臺研制了1.4 THz頻段平面雙槽天線耦合的超導HEB混頻器。通過在器件制備過程中應用電子束曝光一次性形成接觸電極和平面天線技術，有效降低了射頻傳輸損耗，1.4 THz頻段實測接收機噪聲溫度為500 K[29]。近期，中國科學院紫金山天文臺采用物理光學與幾何光學相結合方法，設計并優化中紅外超寬帶平面天線，并采用鍺基介質透鏡與砷化鎵基平面天線耦合技術，實現自由空間中紅外輻射與超導微橋的高效耦合，成功研制了國際最高頻率(28.1 THz)準光天線耦合型超導HEB混頻器[30]，以及背向耦合本振參考信號的超導HEB混頻器[31]。

除了高靈敏度混頻器，太赫茲外差混頻接收機系統中還需要具有高頻率和功率穩定度的太赫茲本振參考源。基于倍頻器的固態振蕩源技術已經發展相對成熟，成為在2 THz以下頻段太赫茲信號產生技術的首選。在太赫茲高頻段(2 THz以上頻段)，近年來一種基于電子在半導體材料量子阱中導帶子帶間躍遷的新型半導體源——太赫茲量子級聯激光器(quantum cascade laser，QCL)取得了飛速發展。太赫茲量子級聯激光器的同步穩幅鎖頻技術和波前相位整合技術研究成為2 THz以上頻段高分辨率譜線探測的突破口。中國科學院紫金山天文臺與荷蘭空間研究所(SRON)、美國麻省理工學院(MIT)合作，采用氣體吸收譜線(甲醇分子譜線)與高速可調光闌(音圈電機)雙路反饋控制，在國際上率先實現對太赫茲量子級聯激光器輻射的同步穩幅鎖頻，進而成功構建首個兼具高光譜分辨率與高穩定性的集成超導HEB混頻器和量子級聯激光器的混頻接收機系統，量子級聯激光器線寬小于35 kHz，光譜分辨率優于108，系統有效積分時間提高了30倍。基于所研制的太赫茲外差混頻接收機系統，在國際上首次實現太赫茲頻段甲醇氣體分子譜線的實驗室高光譜分辨率相干探測(圖4)，為分子譜線波譜研究提供了重要的參考依據[32—34]。

圖4 3.5 THz頻段低氣壓(上)和高氣壓(下)甲醇氣體輻射特性的實驗室高光譜分辨率譜線探測[32]。高氣壓時譜線基底變得不平整，主要是因為甲醇氣體輻射功率增加，導致超導HEB混頻器工作點發生變化

另外，中國科學院紫金山天文臺與上海技術物理研究所和上海微系統與信息技術研究所等機構合作，采用“束縛態至連續態躍遷”有源區結構的低功耗單模量子級聯激光器，有效抑制了量子級聯激光器熱功耗對超導HEB混頻器特性的影響。基于天線陣理論對太赫茲量子級聯激光器輻射波束進行了精確模擬仿真與整形，使超導HEB混頻器與量子級聯激光器間信號耦合效率提高近一個量級。在此基礎上，實現了迄今最高集成度的太赫茲超導HEB混頻器與量子級聯激光器外差混頻接收機系統(圖5)，在2.5 THz頻段實測接收機噪聲溫度僅為800 K，優于7倍量子噪聲[35，36]。

圖5 太赫茲超導HEB混頻器與量子級聯激光器集成接收機實物圖(a)和光學設計圖(b)[34]

2.3 超高光譜分辨率探測應用

太赫茲超導SIS混頻器和超導HEB混頻器目前已廣泛應用于天文超高光譜分辨率探測，在天體物理及宇宙學等前沿研究中發揮著重要作用。例如，國際最大太赫茲天文望遠鏡ALMA(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)采用超導SIS混頻器，成功實現了原行星盤高分辨率結構成像[5，37];太赫茲天文望遠鏡ALMA與其他多個太赫茲天文望遠鏡(均采用超導SIS混頻器作為探測終端)組成“事件視界望遠鏡”，成功在太赫茲波段拍攝到人類首張黑洞照片[7];太赫茲空間天文臺Herschel基于超導SIS混頻器，首次探測到原行星盤內冷氣態水分子[8]以及發現銀河系及近鄰星系中普遍存在復雜絲狀(filament)網絡結構等。國內方面，超導SIS混頻器已被成功應用于青海13.7 m毫米波望遠鏡和POST亞毫米波望遠鏡，以及我國西藏羊八井“多波段多大氣成分主被動綜合探測系統”等。2008年，中國科學院紫金山天文臺采用高能隙氮化鈮超導SIS混頻器進行了天文觀測，獲得首條基于氮化鈮超導SIS混頻器的天文觀測譜線[20]。近期，中國科學院紫金山天文臺承擔了我國載人空間站工程巡天空間望遠鏡中高靈敏度太赫茲探測模塊的研制任務，該模塊采用0.41—0.51 THz頻段氮化鈮超導SIS混頻器作為探測終端。另一方面，超導HEB混頻器也被廣泛應用于太赫茲天文望遠鏡，如太赫茲空間天文臺Herschel、地面APEX (Atacama Pathfinder Experiment)望遠鏡等。近期，同溫層紅外機載天文臺SOFIA基于超導HEB混頻器，成功探測到宇宙最古老化學鍵電離氫化氦離子譜線(HeH+，2.01 THz)，為揭示宇宙最早期的元素起源過程提供了重要依據[9]。另外，歐美等國家新提出的GUSTO氣球計劃[38]和ASTHROS氣球計劃[39]也將采用超導HEB混頻器作為探測終端。

為了滿足未來太赫茲超高光譜分辨率探測，太赫茲超導SIS混頻器和超導HEB混頻器技術正朝著更寬、更高和更大三大方向發展。更寬是指超導混頻器具有更寬的瞬時帶寬(中頻帶寬)和射頻帶寬;更高是要求超導混頻器工作頻率更高，不僅能覆蓋亞毫米波，還能覆蓋中遠紅外波段;更大是指超導混頻器擁有更多像元數。新一代超導外差混頻接收機將是未來國內外空間和地面太赫茲望遠鏡的先進超高光譜分辨率探測終端。

3 大規模陣列超導成像探測器及應用

大規模陣列超導成像探測器是太赫茲天文望遠鏡的主要觀測設備之一，用于大天區成像，研究早期星系形成和演化以及原初引力波探測等前沿科學問題。超導成像探測器屬于非相干探測器，可以將太赫茲輻射直接轉換為可探測電信號。在原初引力波及亞毫米波星系等重要科學問題的驅動下，超導成像探測器技術，主要包括超導TES探測器和超導KID探測器，近年來得到快速發展。目前，超導成像探測器已具備背景噪聲極限探測靈敏度(即噪聲等效功率，noise equivalent power，NEP)，地面背景噪聲極限靈敏度在10-16 W/Hz1/2量級，而空間背景噪聲極限靈敏度約為10-19 W/Hz1/2。

3.1 超導相變邊緣(TES)探測器

超導TES探測器是一種熱探測器，工作在超導—正常態轉變區間，吸收光子輻射后電子溫度升高導致其電阻迅速增加從而實現高靈敏度探測[12]。20世紀40年代美國物理學家D. Andrews將一段細小鉭線置于超導轉變區并施加小偏置電流，成功測量了紅外輻射引起的電阻變化，開創了輻射熱探測計(bolometer)的先河。圖6(a)是超導TES探測器結構示意圖，由吸收體、電阻溫度計、弱熱連接、熱沉等組成。通過恒壓偏置將超導TES探測器偏置在超導—正常態轉變區(圖6(b))，吸收體吸收電磁輻射后溫度明顯升高，引起超導TES探測器電阻增加，導致電流急劇變化，如圖6(c)所示。該電流變化可以通過低噪聲超導量子干涉器件(superconducting quantum interference device，SQUID)讀出。因為超導TES探測器是恒壓偏置，溫度升高導致器件電阻增大，焦耳熱反而減小，形成獨特的電—熱負反饋機制，使得超導TES探測器始終保持在超導轉變區。

圖6 超導TES探測器 (a)結構示意圖;(b)電阻轉變曲線;(c)脈沖響應

超導TES探測器與其他輻射熱探測器的最大區別是采用了超導材料作為電阻溫度計，超導材料的選擇決定了超導TES探測器的探測特性。超導TES探測器的熱導(G)、熱容(C)，以及噪聲都與超導材料臨界溫度(Tc)有關。超導TES探測器的電阻性溫度計通常采用三種形式的超導薄膜：單層超導薄膜、雙層超導薄膜，以及合金超導薄膜[12]。常用單層超導薄膜有Ti、W和Hf等[40]，其臨界溫度Tc小于1 K，一般采用電子束蒸鍍或磁控濺射制備，調節薄膜制備工藝參數或者改變薄膜厚度可以在一定范圍內調節臨界溫度Tc。第二種方法是在高真空條件下連續制備一層超導薄膜(Ti、Mo、Al、Ir等)和一層金屬膜(Au、Cu、Ag等)形成雙層超導薄膜。利用鄰近效應可更精確地調控雙層超導薄膜Tc，從而擴大超導材料的選擇范圍[41]。第三種方法是制備合金超導薄膜(NbSi、AlMn等)[42]，通過改變兩種材料配比調節臨界溫度Tc。

目前，宇宙微波背景(cosmic microwave background，CMB)觀測應用的超導TES探測器的NEP一般都達到地面背景噪聲極限，約為30—50×10-18 W/Hz1/2，而氣球項目應用的超導TES探測器的NEP會更高，約為1×10-17 W/Hz1/2。荷蘭空間研究所(SRON)為SPICA(Space Infrared Telescope for Cosmology and Astrophysics)空間項目研制的紅外波段超導TES探測器的NEP已接近2×10-19 W/Hz1/2[43]。中國科學院紫金山天文臺自2012年開展了太赫茲超導TES探測器技術研究，掌握了高質量Ti超導膜制備工藝，薄膜臨界溫度Tc在200—450 mK之間可調。采用濕刻硅工藝，實現了具有電子—聲子去耦傳熱機制的8×8像元超導TES探測器陣列，在300 mK溫區實測探測器NEP達到10-17 W/Hz1/2量級[44]。

天文觀測中，使用大規模超導TES探測器可以提高觀測效率。大規模超導TES探測器的制備大都基于大尺寸晶圓，即采用光刻工藝在基板上制備多個探測器，并通過微加工工藝隔離每個探測器進而形成大規模超導TES探測器。另外，大規模超導TES探測器的信號讀出需要與之配套的多路讀出復用技術，從而減少讀出引線數目并降低對制冷機制冷能力的需求。目前，常用多路讀出復用技術有時分復用(time-division multiplexing，TDM)、碼分復用(code-division multiplexing，CDM)、頻分復用(frequency-division multiplexing，FDM)，以及微波頻分復用(microwave SQUID multiplexing，μMUX)技術等[45]。TDM發展最早，也相對成熟，但其噪聲隨著復用比的增加而增加，同時其可用帶寬在MHz量級，復用比很難超過100∶1，難以滿足大規模超導TES探測器讀出需求。CDM集成了時分復用的某些優點，噪聲與復用比無關，但其調制解調算法較復雜。FDM的噪聲同樣與復用比無關，但是要求超導TES探測器交流偏置，會出現約瑟夫森弱連接效應。μMUX是新發展的多路讀出復用技術，直流偏置超導TES探測器，感應產生的電流信號改變射頻SQUID的有效電感，從而調節諧振器的諧振頻率，其有效帶寬為GHz，復用比超過1000∶1，目前處于快速發展階段。

3.2 超導動態電感(KID)探測器

超導KID探測器是一種工作在非平衡態的非相干超導探測器，微波信號通過共同的傳輸線耦合到每一個諧振器[46]。超導KID探測器的諧振器基于超導薄膜制備，其諧振頻率位于微波頻段(約為GHz)。當足夠能量的光子(hv>2Δ，Δ為超導體能隙)被超導薄膜吸收后拆散庫珀對形成準粒子(圖7(a))，引起準粒子態密度發生變化，進而改變超導薄膜的動態電感(圖7(b))，使得諧振器的諧振頻率向低頻偏移(圖7(c))，同時諧振點的相位也會相應改變(圖7(d))。處于超導態的超導薄膜本身沒有損耗，品質因子高達106，可高靈敏度探測太赫茲輻射。另一方面，通過設計不同像元的超導KID探測器響應在不同諧振頻率，利用單一微波傳輸線即可實現多像元超導KID探測器頻分復用讀出，進而實現大規模超導KID探測器。總體上，超導KID探測器是基于超導薄膜，并采用平面工藝制備而成，制備工藝簡單，有利于實現大規模成像探測器。

圖7 超導KID探測器原理圖[46] (a)超導薄膜能帶圖;(b)超導諧振器等效電路;(c)超導諧振器諧振頻率;(d)超導諧振器相位曲線

近年來，太赫茲超導KID探測器技術已經取得了快速發展。850 GHz頻段天線耦合的961像元超導KID探測器實現了3×10-19 W/Hz1/2的探測靈敏度[47]。進一步降低鋁吸收體體積并刻蝕其下部襯底從而降低準粒子產生—重組(generation—recombination，GR)噪聲貢獻，可進一步提高超導KID探測器響應率/靈敏度約一個量級，滿足未來空間天文觀測的需求。中國科學院紫金山天文臺經過近十年的持續攻關，已經突破大規模陣列超導KID探測器的設計及制備技術。基于單層氮化鈦(TiN)和鋁(Al)超導薄膜，自主研制了國內首個32×32像元超導KID探測器芯片，同時開發了大規模超導KID探測器頻分復用讀出電路及快速數據處理軟件，實現了數據讀出和管線處理流程等。在此基礎上，于同一芯片上基于超導Al膜制備了0.35/0.85/1.4 THz三頻段超導KID探測器，如圖8所示，每個頻段超導KID探測器采用硅透鏡和雙槽天線耦合太赫茲信號。實驗表明，在1 pW以上太赫茲輻射時觀測到光子漲落導致的背景噪聲，在1 fW以下太赫茲輻射時觀測到GR噪聲，探測靈敏度達6×10-18 W/Hz1/2，遠優于地面背景噪聲極限[48]。

圖8 0.35/0.85/1.4 THz三頻段超導KID探測器[48] (a)三頻段超導KID探測器布局;(b)0.85 THz超導KID探測器照片，采用雙槽天線耦合太赫茲信號(內嵌圖為雙槽天線放大圖)，采用共面波導(CPW)傳輸線作為微波讀出;(c)理論與實測超導KID探測器噪聲等效功率

3.3 超導成像探測器天文應用

目前，大規模超導成像探測器已廣泛應用于太赫茲天文成像(如CMB偏振實驗等)。在超導TES探測器天文應用方面，位于夏威夷的JCMT望遠鏡的SCUBA-2探測終端采用了Mo/Cu雙層膜超導TES探測器[49]，工作頻段為350/650 GHz，每個頻段探測器像元數為5120，采用TDM讀出技術，NEP約為10-16 W/Hz1/2。SCUBA-2在銀河系恒星形成、鄰近星系演化及高紅移星系、太陽系行星大氣等方面已取得了重要研究成果。此外，超導TES探測器還廣泛應用于CMB偏振實驗。SPT (South Pole Telescope)望遠鏡SPTpol計劃采用了雙極化超導TES探測器，探測器工作在90/150 GHz頻段，共計1560像元[50]，采用了FDM讀出。ACT (Atacama Cosmology Telescope)望遠鏡的ACTPol探測終端覆蓋90/150 GHz兩個頻段，包含3068個超導TES探測器[51]，采用TDM讀出。CMB-S4是美國規劃的下一代CMB觀測計劃[52]，位于南極和智利的21臺望遠鏡將安裝像元數超過50萬的超導TES探測器，在基礎物理、宇宙學、天體物理及天文學等領域將會產生革命性重大發現。中國科學院高能物理研究所聯合國內外多家單位正在建設的AliCPT (Ali CMB Polarization Telescope)望遠鏡，旨在北半球開展CMB偏振實驗。AliCPT望遠鏡覆蓋90/150 GHz兩個頻段，擬采用基于Al-Mn雙層膜的超導TES探測器，像元數為6848[53]。

在大規模超導KID探測器天文應用方面，IRAM的30 m望遠鏡NIKA2相機采用了2896像元超導KID探測器，實現了150/260 GHz雙頻段協同觀測，并實現了260 GHz頻段雙極化觀測[54]。荷蘭SRON研制的A-MKID像機包含了2.5萬像元的Al/NbTiN混合超導KID探測器，工作在350/850 GHz頻段，計劃應用于APEX(Atacama Pathfinder Experiment)望遠鏡。此外，一批在建與計劃中的大型望遠鏡均將采用基于超導KID探測器的像機。例如，墨西哥LMT (Large Millimeter Telescope)望遠鏡配置了MUSCAT和TOlTEC大規模超導KID探測器[55]，前者包含1600像元260 GHz頻段超導KID探測器，后者則拓展到150/220/280 GHz三個頻段，并且具有偏振觀測能力，探測器像元數接近7000。正在建設的CCAT-P望遠鏡將配備Prime-Cam終端，包含7個模塊，其中850 GHz模塊將采用4萬像元的超導KID探測器，由10片布局了4000像元的超導KID探測器的芯片(每片芯片150 mm直徑)拼接而成[56]。此外，高空太赫茲氣球觀測計劃BLASTTNG (The Balloon-borne Large Aperture Submillimeter Telescope)擺脫了地球大氣的影響，將在600/850/1200 GHz三個頻段采用像元數超過3000的超導KID探測器。規劃中的AtLAST (Atacama Large Aperture Submillimeter Telescope)50 m口徑望遠鏡具有大視場和高通量的優勢[57]，計劃配備大規模多色超導成像探測器等。國內方面，中國科學院紫金山天文臺研制的超導KID探測器計劃應用于正在推動的南極昆侖站天文臺太赫茲望遠鏡以及青藏高原亞毫米波望遠鏡。

4 超導探測器與寬帶成像光譜儀

大規模成像探測器配合二維光譜儀的中低分辨率(λ/Δλ=100—1000)寬帶成像光譜儀，能夠為宇宙早期大尺度結構觀測、天體物理化學性質診斷以及天體紅移精確測定等提供獨特技術手段。得益于JCMT望遠鏡SCUBA-2巡天觀測和空間天文臺Herschel的空間觀測等，越來越多的太赫茲/亞毫米波星系被發現。針對太赫茲連續譜輻射的寬帶光譜觀測，確定星系光譜能量分布特性(spectral energy distribution，SED)，將有助于研究目標星系輻射光度和質量函數等特性。另外，宇宙學距離上天體紅移的精確測定一直是個難題，尤其是隨著越來越多太赫茲/亞毫米波星系的發現，亟需對這類天體的紅移做出快速精確測定。但是，此類天體光學不可見，觀測手段之一就是采用太赫茲寬帶光譜探測技術，同時探測這類天體中同一分子(如CO分子)的多階轉動躍遷譜線來精確確定紅移。太赫茲寬帶光譜探測在觀測多譜線的同時，其超寬帶本領(幾百GHz)可以同時獲得連續譜總功率信息，也有助于研究目標天體的物理性質。

傳統的太赫茲寬帶光譜探測設備，如應用于空間天文臺Herschel的SPIRE (the Spectral and Photometric Imaging REceiver)儀器，主要是采用二維半導體探測器陣列與傅里葉光譜儀(FTS)技術。SPIRE-FTS包括了一臺雙波段、光譜分辨率(λ/Δλ)為40—1000、能夠覆蓋短波段191—318 μm和長波段294—671 μm的傅里葉光譜儀。其中低頻段(長波段)和高頻段(短波段)分別使用19像元和37像元的半導體(鍺基)陣列探測器，其工作溫度為300 mK，靈敏度達到10-17 W/Hz1/2。此外，SPIRE-FTS在最大光程差模式下能夠實現0.04 cm-1(1.2 GHz)的光譜分辨率，而在標準模式下光譜分辨率為0.83 cm-1(25 GHz)。SPIRE-FTS由于采用經典光譜技術(即傅里葉光譜)，典型缺點就是光程過長，導致系統較為龐大和復雜。如果希望將此類儀器發展成三維成像光譜(即二維空間與一維光譜同時復用)，系統就更為復雜。

20世紀70、80年代，有一種流行的射電天文光譜儀，稱為Filter Bank，即工作于不同微波頻率，但帶寬相同的濾波器陣列。借鑒Filter Bank的概念，歐美等超導探測器研究組提出了基于超導KID探測器的單片集成成像光譜探測器，如SuperSpec[58]和DESHIMA[59]。超導成像光譜探測器是在單一芯片上集成了超寬帶平面天線、超導濾波器陣列和超導KID探測器陣列。實現這一新型成像光譜探測器的核心是：具有低損耗、高選擇度的太赫茲超導帶通濾波器及易于頻分復用和具有高靈敏度的超導KID探測器。由于采用單一芯片的同一超導工藝制備，易實現多像元(空間復用)集成頻譜儀芯片。目前，基于超導KID探測器的單片集成太赫茲成像光譜探測器仍處于起步階段，但在國際上已得到廣泛關注，有望成為一種革命性的太赫茲成像光譜技術。近期，中國科學院紫金山天文臺也開展了基于超導KID探測器的單片集成成像光譜探測器技術研究。

5 結 語

總體上，高靈敏度超導探測器是目前太赫茲天文高分辨率光譜觀測和大規模陣列成像觀測的首選，在宇宙學和天體物理、化學、生物等領域正發揮越來越重要的作用。針對未來太赫茲天文應用需求，超導探測器技術仍需進一步突破。在太赫茲超導SIS混頻器和超導HEB混頻器技術方面，未來發展趨勢主要是靈敏度和射頻、中頻帶寬的持續改善、與本振信號源及低溫制冷低噪聲放大器的集成以及百像元規模的多波束超導混頻接收機集成技術(包括數字邊帶分離、中頻帶寬擴展、本振信號分配、直流偏置復用、模塊化集成技術)等。在太赫茲超導TES探測器和超導KID探測器技術方面，未來發展趨勢主要是探測靈敏度和像素規模的持續提高以及器件設計制備技術與低噪聲讀出復用技術的持續進步，十萬級像元的高靈敏度超導成像探測器將是未來主要研究方向。另外，超導探測器在工作頻段方面將有望拓展至光學紅外頻段，而在應用方面將會逐步拓展至大氣科學、量子信息、基礎物理等其他領域。