次毫米波陣列望遠鏡

次毫米波陣列望遠鏡（Sub-Millimeter Array，簡稱SMA），即亞米波陣列望遠鏡，是世界上首個亞毫米波段成像的射電望遠鏡，位於美國夏威夷毛納基山天文台，由美國夏威夷大島上的史密松天文台與中國台灣的中央研究院天文所合作興建。SMA於1991年開始動工，2003年底正式啟用。整個計劃耗資約5000萬美元，運行費用估計約每年500萬美元^[1]。

簡介

SMA坐落在夏威夷的毛納基山上，於1991年開始動工， 2003年底正式啟用。建造亞毫米波綜合孔徑望遠鏡難度極大。不僅天線表面的加工精度要求極高，而且連接天線的饋線長度也不能有細微的變化。SMA由8面口徑6米的天線組成，最長基線為500米。它的天線表面精度已達15微米~20微米，但仍對觀測有不良影響，導致實際可用的天線面積減少。波長越短，影響越大。在0.43毫米波長上實際可用的天線面積僅有50%^[2]。

次毫米波簡介

次毫米波是指波長略小於毫米的電磁波。比起大家較熟悉的無線電波段和光學波段，次毫米波段無疑稱得上是天文學中相對發展較晚的領域。次毫米波段介於紅外線與微波之間，頻率為300～900吉赫，波長則介於1～0.3毫米，是研究恆星形成的最佳頻段。

次毫米波的觀測是從80年代初開始的。因為次毫米波的頻率比毫米波的頻率更高，所以技術上更困難。另一方面．大氣中的水汽對亞毫米波吸收比毫米波更強，所以亞毫米波望遠鏡要放在海拔4000公尺以上，氣候乾燥且氣流穩定的高地上，以便將大氣對天文信號的吸收降到最低限度。

SMA天線

SMA將由6面天線組成，每面天線的直徑為6米。天線表面的精度極高，離理想拋物面的平均誤差只有12微米。製造如此高精度的天線表面幾乎是不可能的，因為一般物質的熱脹冷縮及天線的自身重力所引起的變形比12微米要大得多。解決這個問題的辦法是選用熱膨脹係數較小、密度小、硬度高的物質（如碳纖維），同時設計一種支撐結構，使得天線表面在變形時始終保持標準的拋物面，只是拋物面的參數有微小的變化（如焦距）。自然，高精度的天線造價昂貴，SMA的天線本身占總預算的四分之一（約1200萬美元）。

中國台灣參加SMA後，計劃增加兩面天線。看起來似乎用處不大，但干涉儀觀測是用每兩面天線組成一條基線6面天線可以組成15條不同的基線；8面天線可組成28條基線。干涉儀觀測的效率與基線個數成正比，所以8面天線的觀測速度比6面天線的速度快了將近一倍。

信號的接受與處理

接收機：SMA每面天線備有各自的接收機設備，每面天線有8個接收機同時運行。這些接收機覆蓋0.3~1.5毫米的全部頻率（180~900吉赫），在任一時刻可以同時使用其中的兩個接收機（不同波長或不同偏振的信號）。這樣的設計主要是便於快速更換觀測頻率。天氣不好時，可以換到長波段工作，天氣變好時可馬上換到短波去工作。接收機中最關鍵的設備是混頻器（mixer），由超導體做成，必須在極低的溫度下（約4K或零下269度）才能工作。所有8個接收機的混頻器都放在一個密封后抽真空的容器中，再用液氦壓縮機冷卻到3K。整個接收機設備是預算中第二大的項目，約900萬美元。

後端設備：從每個天線接收到的信號通過接收機後要與其他天線的信號相關處理，才能產生天體的圖象。由於天線之間有一定的距離．所以先要用光學纖維將每個天線的信號聚集到處理中心。信呼的相關是由專門生產的大型集成電路完成。混合後的信號用數字形式寫到計算機磁盤上，這就是天文學家所要的原始數據。世界各地的天文學家通過高速計算機網絡將這些原始數據調出，再用專門的軟件包處理這些數據，形成天文圖象。SMA每日的數據量可達2G字節。

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