为啥黑洞距离近了，拍照反而难了
银河系中心黑洞距离地球有2.7万光年之遥，它的大小从地球上看去与从地球上看月亮上的甜甜圈差不多。要给它成像，就必须要保证望远镜足够灵敏，能分辨的细节足够小，从而才能确保“看得到”“看得清”。
路如森 中国科学院上海天文台研究员
继2019年人类首张黑洞照片发布后，又一黑洞的“真容”被拍摄到！北京时间5月12日，中国科学院上海天文台公布了银河系中心黑洞人马座A＊（Sgr A＊）的首张照片。全球其他5个城市（比利时布鲁塞尔、智利圣地亚哥、中国台北、日本东京、美国华盛顿）也都与上海同步公布了这张令天文学家兴奋的照片。
这张黑洞照片是由事件视界望远镜（EHT）合作组织，通过分布在全球的射电望远镜组网“拍摄”而成，它的发布给出了银河系中心人马座A＊就是黑洞的实证，为理解这种被普遍认为居于大多数星系中心的“巨兽”提供了宝贵的线索。
“组合”全球射电望远镜为黑洞拍照
因为黑洞不发光，所以我们看不见黑洞自身，但绕转黑洞的发光气体给出了其存在的信号。
广义相对论预言，黑洞存在，周围时空弯曲，气体被吸引下落。气体下落至黑洞的过程中，引力能转化为光和热，因此气体被加热至数十亿摄氏度。黑洞就像沉浸在一片类似发光气体的明亮区域内，看起来就像一片阴影，阴影周围环绕着一个由吸积或喷流辐射造成的、如新月状的光环。
“完成对黑洞的成像，将为证明黑洞的存在提供直接的视觉证据。”中国科学院上海天文台研究员路如森表示，银河系中心黑洞距离地球有2.7万光年之遥，它的大小从地球上看去与从地球上看月亮上的甜甜圈差不多。要给它成像，就必须要保证望远镜足够灵敏，能分辨的细节足够小，从而才能确保“看得到”“看得清”。
想要达到上述要求，望远镜的口径就需要达到地球直径的长度。然而，目前地球上已有的单个望远镜最大口径也只有500米。没有地球那么大的望远镜，如何才能给黑洞拍张合格的照片？天文学家想到了一个好办法——强强联合。EHT合作组织将分布在全球6个地理位置的8个射电望远镜“组合”起来，形成一个犹如地球那么大的“虚拟”望远镜，它的灵敏度和分辨力都是前所未有的。
2017年，这8个北至西班牙，南至南极的望远镜向选定的目标撒出一张“大网”，“捞”回海量数据，为我们勾勒出黑洞的模样。但留给科学家的观测窗口期非常短暂，每年只有大约10天时间。
除了观测时间上的限制，拍摄黑洞对天气条件的要求也极为苛刻。“因为大气中的水对这一观测波段的影响极大，水会影响射电波的强度，这就意味着降水会干扰观测。”中国科学院上海天文台台长、研究员沈志强说。
因此这8个望远镜所在之处均位于海拔较高、降雨量极少、晴天概率非常高的地区。
此外，要成功成像还必须要求所有望远镜在时间上完全同步。观测期间，每一个射电望远镜都收集并记录来自目标黑洞附近的射电波信号，这些数据被集成用于获得事件视界的图像。沈志强说：“为了确保信号的稳定性，EHT利用原子钟来确保其收集并记录的信号在时间上的同步。”
为银心黑洞提供首个直接视觉证据
科学家之前已观测到众多恒星围绕着银河系中心一个不可见的、致密的、质量极大的天体作轨道运动。这已强烈暗示这个被称作人马座A＊的天体是一个黑洞，而这次发布的照片则提供了首个直接的视觉观测证据。
2019年，人类发布的第一张黑洞照片，捕获的是更遥远星系M87的中心黑洞M87＊。尽管M87＊比银河系中心的黑洞人马座A＊大了1500多倍，也重了1500多倍，但两个黑洞看起来格外相似。
“它们来自两种不同类型的星系，且具有极不相同的黑洞质量，但当我们聚焦在这两个黑洞的边缘时，它们看起来又神奇地相似。”来自荷兰阿姆斯特丹大学的理论天体物理学家、EHT科学委员会联合主席萨拉·马尔科夫教授说：“这告诉我们，靠近黑洞的物体完全受广义相对论支配，我们在远处所看到的不同表象是由黑洞周围物质的差异造成的。”
尽管人马座A＊离地球更近，但是为其拍摄照片却比M87＊艰难得多。来自美国斯图尔德天文台、亚利桑那大学天文系和数据科学所的科学家Chi-kwan Chan解释道：“周围气体均以几乎接近光速的速度绕着人马座A＊和M87＊高速旋转。气体绕转M87＊一周需要几天到数周的时间，但对于小很多的人马座A＊来说，几分钟内气体即可绕转一周。这意味着在EHT观测人马座A＊时，该超大质量黑洞周围绕转气体的亮度和图案也在时刻快速变化着。给人马座A＊拍照有点像给一只正在追逐自己尾巴的小狗拍张清晰照片。”
这项成果的实现，集结了来自全球80个研究机构共300多名研究人员的奇思妙想。除了开发复杂的工具来克服人马座A＊成像面临的挑战外，EHT合作组织还花了5年时间，用超级计算机合成和分析数据，编纂了前所未有的黑洞模拟数据库与观测结果进行严格比对。
未来EHT将拍一部黑洞“电影”
“现在我们能就这两个超大质量黑洞的差异展开研究。”来自天文与天体物理研究所的科学家Keiichi Asada表示，“利用已有的两个质量相差1500倍以上的黑洞的照片，我们将可以进一步检验极端环境下的引力。”
人马座A＊的照片是由2017年EHT观测数据中提取的诸多照片组合制作而成的。在此后的2018年、2020年和2021年，EHT合作组织并未停止观测研究的脚步。而且，EHT的台站数量还在不断增加，在2018年新增加了包括格陵兰望远镜在内的3个新的台站，观测阵覆盖范围进一步扩大。
在未来的计划里，更多的望远镜将被用来扩展EHT观测阵，譬如已经建成的欧文斯山谷射电天文台和即将建造的非洲毫米波望远镜。除了望远镜数量的增加，从2023年开始，EHT将进行0.87毫米波段的观测，相比于相同情况下的1.3毫米波段的观测，分辨率提升了近50%。而人马座A＊和M87＊仍是EHT合作组织最重要的科学观测目标，天文学家正在探究它们是如何随时间变化的，并对其周围磁场展开研究。
EHT数量的持续扩展和技术革新将使得科学家可以分享更多引人注目的天文照片，甚至是黑洞“电影”。“运用下一代EHT拍摄这样一部银河系中心黑洞的‘电影’，是天文学家的追求。”沈志强说，“我们正在规划建设中国的亚毫米波VLBI望远镜，以期参与到对人马座A＊的24小时不间断的接力观测中。”
我国科学家长期关注高分辨率黑洞成像研究。此次的EHT合作中，我国科学家积极参与了早期EHT国际合作的共同推动、EHT观测时间的共同申请、夏威夷麦克斯韦望远镜的观测运行，以及后期数据处理分析等。
沈志强说：“我们还将把望远镜对准其他目标源，制作更多‘甜甜圈’。因为其他‘甜甜圈’更迷你，所以需要更高的角分辨率，建设空间望远镜或可以实现这一目标。”
来源：科技日报
银河系中心黑洞距离地球有2.7万光年之遥，它的大小从地球上看去与从地球上看月亮上的甜甜圈差不多。要给它成像，就必须要保证望远镜足够灵敏，能分辨的细节足够小，从而才能确保“看得到”“看得清”。
路如森 中国科学院上海天文台研究员
继2019年人类首张黑洞照片发布后，又一黑洞的“真容”被拍摄到！北京时间5月12日，中国科学院上海天文台公布了银河系中心黑洞人马座A＊（Sgr A＊）的首张照片。全球其他5个城市（比利时布鲁塞尔、智利圣地亚哥、中国台北、日本东京、美国华盛顿）也都与上海同步公布了这张令天文学家兴奋的照片。
这张黑洞照片是由事件视界望远镜（EHT）合作组织，通过分布在全球的射电望远镜组网“拍摄”而成，它的发布给出了银河系中心人马座A＊就是黑洞的实证，为理解这种被普遍认为居于大多数星系中心的“巨兽”提供了宝贵的线索。
“组合”全球射电望远镜为黑洞拍照
因为黑洞不发光，所以我们看不见黑洞自身，但绕转黑洞的发光气体给出了其存在的信号。
广义相对论预言，黑洞存在，周围时空弯曲，气体被吸引下落。气体下落至黑洞的过程中，引力能转化为光和热，因此气体被加热至数十亿摄氏度。黑洞就像沉浸在一片类似发光气体的明亮区域内，看起来就像一片阴影，阴影周围环绕着一个由吸积或喷流辐射造成的、如新月状的光环。
“完成对黑洞的成像，将为证明黑洞的存在提供直接的视觉证据。”中国科学院上海天文台研究员路如森表示，银河系中心黑洞距离地球有2.7万光年之遥，它的大小从地球上看去与从地球上看月亮上的甜甜圈差不多。要给它成像，就必须要保证望远镜足够灵敏，能分辨的细节足够小，从而才能确保“看得到”“看得清”。
想要达到上述要求，望远镜的口径就需要达到地球直径的长度。然而，目前地球上已有的单个望远镜最大口径也只有500米。没有地球那么大的望远镜，如何才能给黑洞拍张合格的照片？天文学家想到了一个好办法——强强联合。EHT合作组织将分布在全球6个地理位置的8个射电望远镜“组合”起来，形成一个犹如地球那么大的“虚拟”望远镜，它的灵敏度和分辨力都是前所未有的。
2017年，这8个北至西班牙，南至南极的望远镜向选定的目标撒出一张“大网”，“捞”回海量数据，为我们勾勒出黑洞的模样。但留给科学家的观测窗口期非常短暂，每年只有大约10天时间。
除了观测时间上的限制，拍摄黑洞对天气条件的要求也极为苛刻。“因为大气中的水对这一观测波段的影响极大，水会影响射电波的强度，这就意味着降水会干扰观测。”中国科学院上海天文台台长、研究员沈志强说。
因此这8个望远镜所在之处均位于海拔较高、降雨量极少、晴天概率非常高的地区。
此外，要成功成像还必须要求所有望远镜在时间上完全同步。观测期间，每一个射电望远镜都收集并记录来自目标黑洞附近的射电波信号，这些数据被集成用于获得事件视界的图像。沈志强说：“为了确保信号的稳定性，EHT利用原子钟来确保其收集并记录的信号在时间上的同步。”
为银心黑洞提供首个直接视觉证据
科学家之前已观测到众多恒星围绕着银河系中心一个不可见的、致密的、质量极大的天体作轨道运动。这已强烈暗示这个被称作人马座A＊的天体是一个黑洞，而这次发布的照片则提供了首个直接的视觉观测证据。
2019年，人类发布的第一张黑洞照片，捕获的是更遥远星系M87的中心黑洞M87＊。尽管M87＊比银河系中心的黑洞人马座A＊大了1500多倍，也重了1500多倍，但两个黑洞看起来格外相似。
“它们来自两种不同类型的星系，且具有极不相同的黑洞质量，但当我们聚焦在这两个黑洞的边缘时，它们看起来又神奇地相似。”来自荷兰阿姆斯特丹大学的理论天体物理学家、EHT科学委员会联合主席萨拉·马尔科夫教授说：“这告诉我们，靠近黑洞的物体完全受广义相对论支配，我们在远处所看到的不同表象是由黑洞周围物质的差异造成的。”
尽管人马座A＊离地球更近，但是为其拍摄照片却比M87＊艰难得多。来自美国斯图尔德天文台、亚利桑那大学天文系和数据科学所的科学家Chi-kwan Chan解释道：“周围气体均以几乎接近光速的速度绕着人马座A＊和M87＊高速旋转。气体绕转M87＊一周需要几天到数周的时间，但对于小很多的人马座A＊来说，几分钟内气体即可绕转一周。这意味着在EHT观测人马座A＊时，该超大质量黑洞周围绕转气体的亮度和图案也在时刻快速变化着。给人马座A＊拍照有点像给一只正在追逐自己尾巴的小狗拍张清晰照片。”
这项成果的实现，集结了来自全球80个研究机构共300多名研究人员的奇思妙想。除了开发复杂的工具来克服人马座A＊成像面临的挑战外，EHT合作组织还花了5年时间，用超级计算机合成和分析数据，编纂了前所未有的黑洞模拟数据库与观测结果进行严格比对。
未来EHT将拍一部黑洞“电影”
“现在我们能就这两个超大质量黑洞的差异展开研究。”来自天文与天体物理研究所的科学家Keiichi Asada表示，“利用已有的两个质量相差1500倍以上的黑洞的照片，我们将可以进一步检验极端环境下的引力。”
人马座A＊的照片是由2017年EHT观测数据中提取的诸多照片组合制作而成的。在此后的2018年、2020年和2021年，EHT合作组织并未停止观测研究的脚步。而且，EHT的台站数量还在不断增加，在2018年新增加了包括格陵兰望远镜在内的3个新的台站，观测阵覆盖范围进一步扩大。
在未来的计划里，更多的望远镜将被用来扩展EHT观测阵，譬如已经建成的欧文斯山谷射电天文台和即将建造的非洲毫米波望远镜。除了望远镜数量的增加，从2023年开始，EHT将进行0.87毫米波段的观测，相比于相同情况下的1.3毫米波段的观测，分辨率提升了近50%。而人马座A＊和M87＊仍是EHT合作组织最重要的科学观测目标，天文学家正在探究它们是如何随时间变化的，并对其周围磁场展开研究。
EHT数量的持续扩展和技术革新将使得科学家可以分享更多引人注目的天文照片，甚至是黑洞“电影”。“运用下一代EHT拍摄这样一部银河系中心黑洞的‘电影’，是天文学家的追求。”沈志强说，“我们正在规划建设中国的亚毫米波VLBI望远镜，以期参与到对人马座A＊的24小时不间断的接力观测中。”
我国科学家长期关注高分辨率黑洞成像研究。此次的EHT合作中，我国科学家积极参与了早期EHT国际合作的共同推动、EHT观测时间的共同申请、夏威夷麦克斯韦望远镜的观测运行，以及后期数据处理分析等。
沈志强说：“我们还将把望远镜对准其他目标源，制作更多‘甜甜圈’。因为其他‘甜甜圈’更迷你，所以需要更高的角分辨率，建设空间望远镜或可以实现这一目标。”
来源：科技日报
#黑洞是如何形成的# 黑洞偏振照片发布！中科院上海天文台深度参与研究「中国科普博览」
北京时间2021年3月24日晚10点，曾成功捕获人类有史以来首张黑洞照片的事件视界望远镜（EHT）合作组织，又为揭秘M87超大质量黑洞提供了一个崭新视角：它在偏振光下的影像（图1）。
图1.（上）偏振光下M87超大质量黑洞的图像，图中线条标记了偏振的方向，它与黑洞阴影周围的磁场有关。（图片版权：EHT合作组织）
偏振片只允许特定方向的偏振光通过。下面这个动画显示了黑洞偏振图像在通过一个偏振平面不断旋转的偏振片后的变化。（视频版权：EHT合作组织）
大家还记得2019年EHT发布的首张黑洞照片吗？
图2. 2019年EHT发布的首张黑洞照片（图片版权：EHT合作组织。）
对比下这两张照片，是不是这次的新照片看起来清晰度更高一些？难道是EHT升级了望远镜阵列，像手机升级摄像头一样，提高了像素？并非如此。我们看到的新照片，其实与首张黑洞照片来自于同一批成像观测，但是这张“照片”是通过处理偏振信号获得的，所以我们称之为“黑洞在偏振光下的影像”。
这是天文学家第一次在如此接近黑洞边缘处测得表征磁场特征的偏振信息。该结果对理解距离我们5500万光年的M87星系如何产生能量巨大的喷流十分关键。
那么，什么是偏振呢？让我们从头说起。
什么是电磁波的偏振？
偏振（也称极化）是横波的一种属性，指横波在与其传播方向垂直的平面内沿着某一特定方向振荡的性质。光是一种电磁波，由耦合振荡的电场和磁场组成，而电场和磁场的振荡方向总是互相垂直的。在自由空间里，电磁波是以横波方式传播，即电场与磁场又都垂直于电磁波的传播方向（图3，上）。按照常规，电磁波的“极化”方向指的是电场的振荡方向。
图3. （上）电磁波传播示意图。（下）非偏振的入射光经过线偏振片后成为线偏振光，再次经过四分之一波片之后变成（从接收端看）左旋圆偏振光。
如果电磁波的电场只在一个方向上振荡，则称为“线偏振”。若随着电磁波的传播，电场的振荡方向是以电磁波的波频率进行旋转，并且电场矢量的矢端随着时间勾绘出（椭）圆型，则称此电磁波为“（椭）圆偏振”；对于这两种情形，又可按照电场矢量旋转的方向分为“右旋（椭）圆偏振”和“左旋（椭）圆偏振”。
一般生活中的光，比如太阳光、白炽灯光等，振动在各个方向是均匀分布的，称为非偏振光。偏振光的产生可以通过多种方式实现，常见的方法是让非偏振光通过一个偏振片，只让沿着某特定方向偏振的光波通过。而线偏振光经过四分之一波片后可变为椭圆偏振光，并在特定角度下（当线偏振光的振荡方向与波片光轴方向成±45°时）变为圆偏振光（如图3,下图所示）。
为什么EHT能拍摄到黑洞边缘的偏振？
在射电天文领域，我们接收到的大部分天体信号是偏振光，例如黑洞产生的喷流，其射电波段的辐射对应的主要是相对论性电子（速度接近光速）在磁场中沿弧形轨道运动时所发出的光，专业名词称作同步加速辐射。
由于偏振辐射是个包含大小和方向的矢量，通常在小尺度致密区域探测到的偏振辐射比较明显，接近真实的情况，但若是没有足够的分辨本领探测这些区域内偏振辐射的话，观测到的偏振特征就会由于叠加效应而被削弱。
此外，由于不同致密区域的法拉第旋转等效应，即指在磁化介质中偏振的方向会发生旋转，会削弱偏振特征，也会造成在黑洞边缘区域难以探测到明显的偏振。值得注意的是，法拉第旋转效应所造成的偏振方向旋转的幅度跟波长的平方成正比，即波长越短，旋转幅度越不明显，其偏振的特征越不容易被削弱。
此次EHT能够拍摄到黑洞阴影周围的高分辨率偏振图像，主要归功于两点：一是EHT的高分辨本领，让科学家们能够分解开这些致密区域；二是观测波段在短毫米波段，从而大大削弱了法拉第旋转效应的影响。
怎样拍摄黑洞偏振图像？
此次获取的M87黑洞偏振图像与首张黑洞照片来自于同一次成像观测（Event Horizon Telescope collaboration et al. 2019）。EHT在为黑洞进行拍照观测时就充分考虑到了偏振成像（江悟等，2019），因此，在接收和记录电磁波信号时，已将能恢复电磁波偏振信息的两路正交偏振信号采集并记录了下来。
为了获取2019年4月10日宣布的首张黑洞照片（总强度图），需处理各个台站间相同偏振方向的互相关数据。而为了获得此次发布的偏振图像，则更加复杂，还需要对所有台站之间的交叉偏振信号进行处理，其中的难点在于对台站偏振参数进行校准。所谓台站偏振参数，指各个台站实际接收偏振信号时，原本期待接收两路“干净”的偏振信号，但实际上接收的其中一路偏振信号，难免会“掺杂”有另一路偏振的信号。
图4.本文作者及合作者于2019年7月15日至19日在位于德国波恩的马普射电天文研究所进行的EHT偏振校准工作会议期间合影。这次会议主要是针对M87偏振观测数据的校准及成像。（照片来源： E. Traianou/马普射电天文研究所。）
为了能及时对M87黑洞进行偏振成像，在首张黑洞照片发布后的第3个月，EHT合作组便在位于德国波恩的马普射电天文研究所举行了为期一周的主题为偏振校准及成像的工作会议（图4，上）。
如今回想起来，当时会议过程也是一波三折。由于一开始用预选的校准源来对M87的偏振数据进行校准测试，并没有得到预想的结果，大家都开始担心起来。直到会期中间，替换了另外的校准源，且直接用M87的观测数据本身做偏振校准，结果不同的小组利用不同方法都可以得到比较一致的初步结果（图4，下）。大家这才发现，由于预选的校准源偏振结构复杂，并不适合用作校准源。这时大家才放下心来。后来，又经过长期的工作和反复讨论，才最终敲定黑洞偏振图像的结果（Event Horizon Telescope collaboration et al. 2021a）。
偏振图像可以告诉我们什么？
EHT在事件视界尺度上对M87超大质量黑洞周围的偏振辐射进行的成像，可以用来探测黑洞附近磁场和等离子体的性质，从而理解黑洞如何“吞噬”物质并发出能量巨大的喷流（Event Horizon Telescope collaboration et al. 2021b）。
观测发现黑洞图像的线偏振度较低,表明偏振结构在比EHT的分辨本领更小的尺度上被扰乱，这或许是由黑洞周围辐射区域内局部的法拉第旋转所造成。同时，图1中的线条（偏振的方向）所展示的图案意味着该辐射区域存在有序的磁场结构。
通过与广义相对论磁流体动力学理论模拟生成的大量黑洞偏振图像的定量比较，研究团队发现，只有以强磁化气体为特征的理论模型才能解释在事件视界看到的情况并产生足够强的相对论性喷流。这些成功的模型可进一步推断M87中黑洞的物质吸积率的大小（即黑洞吞噬物质的快慢），即每千年吞噬0.3到2倍太阳质量的物质。这些结论大大加深了我们对黑洞周围物理环境的理解。
下一步和未来
从观测上直接接近黑洞的边缘，从而在几个史瓦西半径的尺度上不断探索黑洞周围的时空特性和物理过程，这代表着人类认识宇宙手段的一大突破。
然而，目前的EHT阵列中，望远镜数目仍然较少，基线覆盖还比较稀疏,尤其是，由于银心黑洞受到星际散射的影响以及相比目前成像所需时间（数个小时）要快得多的结构变化，成像并非易事。
鉴于此，EHT合作在M87黑洞首次成像后，提出了下一代EHT计划（即next generation EHT, ngEHT），计划在近10年内完成。ngEHT计划通过在地球上布设更多的亚毫米波望远镜、增加观测灵敏度及频率覆盖等来提升黑洞成像的质量并提供更多观测信息，尤其是要提升成像速度以进一步制作黑洞“动画” (Blackburn et al. 2019)。
同时，国际上也在探讨、预研空间亚毫米波阵列（Haworth et al. 2019），以此进一步提升黑洞成像的质量及效率。
由于地球的自转，东亚地区的台站将会是拍摄黑洞动画所需的成像接力中不可或缺的部分。目前，日韩等都已在积极致力于这一国际努力。例如，韩国目前正在平昌建设新的亚毫米波望远镜，有望在未来几年内加入EHT阵列。实际上，由于中国幅员辽阔并且存在优良的亚毫米波望远镜台址（如西部地区），若是在这些地区布设亚毫米波望远镜的话将会提供黑洞成像/摄像所需的独特基线覆盖。
如果说我们目前已经积极参与到黑洞成像这一国际合作项目的话（路如森等，2019），在黑洞成像/摄像开展得如火如荼的今天，笔者不禁思考：我国何时才能拥有一台真正属于自己的亚毫米波（VLBI）望远镜甚至一个阵列？
希望这一天离我们不太遥远。
#微博公开课# #微博新知博主#
北京时间2021年3月24日晚10点，曾成功捕获人类有史以来首张黑洞照片的事件视界望远镜（EHT）合作组织，又为揭秘M87超大质量黑洞提供了一个崭新视角：它在偏振光下的影像（图1）。
图1.（上）偏振光下M87超大质量黑洞的图像，图中线条标记了偏振的方向，它与黑洞阴影周围的磁场有关。（图片版权：EHT合作组织）
偏振片只允许特定方向的偏振光通过。下面这个动画显示了黑洞偏振图像在通过一个偏振平面不断旋转的偏振片后的变化。（视频版权：EHT合作组织）
大家还记得2019年EHT发布的首张黑洞照片吗？
图2. 2019年EHT发布的首张黑洞照片（图片版权：EHT合作组织。）
对比下这两张照片，是不是这次的新照片看起来清晰度更高一些？难道是EHT升级了望远镜阵列，像手机升级摄像头一样，提高了像素？并非如此。我们看到的新照片，其实与首张黑洞照片来自于同一批成像观测，但是这张“照片”是通过处理偏振信号获得的，所以我们称之为“黑洞在偏振光下的影像”。
这是天文学家第一次在如此接近黑洞边缘处测得表征磁场特征的偏振信息。该结果对理解距离我们5500万光年的M87星系如何产生能量巨大的喷流十分关键。
那么，什么是偏振呢？让我们从头说起。
什么是电磁波的偏振？
偏振（也称极化）是横波的一种属性，指横波在与其传播方向垂直的平面内沿着某一特定方向振荡的性质。光是一种电磁波，由耦合振荡的电场和磁场组成，而电场和磁场的振荡方向总是互相垂直的。在自由空间里，电磁波是以横波方式传播，即电场与磁场又都垂直于电磁波的传播方向（图3，上）。按照常规，电磁波的“极化”方向指的是电场的振荡方向。
图3. （上）电磁波传播示意图。（下）非偏振的入射光经过线偏振片后成为线偏振光，再次经过四分之一波片之后变成（从接收端看）左旋圆偏振光。
如果电磁波的电场只在一个方向上振荡，则称为“线偏振”。若随着电磁波的传播，电场的振荡方向是以电磁波的波频率进行旋转，并且电场矢量的矢端随着时间勾绘出（椭）圆型，则称此电磁波为“（椭）圆偏振”；对于这两种情形，又可按照电场矢量旋转的方向分为“右旋（椭）圆偏振”和“左旋（椭）圆偏振”。
一般生活中的光，比如太阳光、白炽灯光等，振动在各个方向是均匀分布的，称为非偏振光。偏振光的产生可以通过多种方式实现，常见的方法是让非偏振光通过一个偏振片，只让沿着某特定方向偏振的光波通过。而线偏振光经过四分之一波片后可变为椭圆偏振光，并在特定角度下（当线偏振光的振荡方向与波片光轴方向成±45°时）变为圆偏振光（如图3,下图所示）。
为什么EHT能拍摄到黑洞边缘的偏振？
在射电天文领域，我们接收到的大部分天体信号是偏振光，例如黑洞产生的喷流，其射电波段的辐射对应的主要是相对论性电子（速度接近光速）在磁场中沿弧形轨道运动时所发出的光，专业名词称作同步加速辐射。
由于偏振辐射是个包含大小和方向的矢量，通常在小尺度致密区域探测到的偏振辐射比较明显，接近真实的情况，但若是没有足够的分辨本领探测这些区域内偏振辐射的话，观测到的偏振特征就会由于叠加效应而被削弱。
此外，由于不同致密区域的法拉第旋转等效应，即指在磁化介质中偏振的方向会发生旋转，会削弱偏振特征，也会造成在黑洞边缘区域难以探测到明显的偏振。值得注意的是，法拉第旋转效应所造成的偏振方向旋转的幅度跟波长的平方成正比，即波长越短，旋转幅度越不明显，其偏振的特征越不容易被削弱。
此次EHT能够拍摄到黑洞阴影周围的高分辨率偏振图像，主要归功于两点：一是EHT的高分辨本领，让科学家们能够分解开这些致密区域；二是观测波段在短毫米波段，从而大大削弱了法拉第旋转效应的影响。
怎样拍摄黑洞偏振图像？
此次获取的M87黑洞偏振图像与首张黑洞照片来自于同一次成像观测（Event Horizon Telescope collaboration et al. 2019）。EHT在为黑洞进行拍照观测时就充分考虑到了偏振成像（江悟等，2019），因此，在接收和记录电磁波信号时，已将能恢复电磁波偏振信息的两路正交偏振信号采集并记录了下来。
为了获取2019年4月10日宣布的首张黑洞照片（总强度图），需处理各个台站间相同偏振方向的互相关数据。而为了获得此次发布的偏振图像，则更加复杂，还需要对所有台站之间的交叉偏振信号进行处理，其中的难点在于对台站偏振参数进行校准。所谓台站偏振参数，指各个台站实际接收偏振信号时，原本期待接收两路“干净”的偏振信号，但实际上接收的其中一路偏振信号，难免会“掺杂”有另一路偏振的信号。
图4.本文作者及合作者于2019年7月15日至19日在位于德国波恩的马普射电天文研究所进行的EHT偏振校准工作会议期间合影。这次会议主要是针对M87偏振观测数据的校准及成像。（照片来源： E. Traianou/马普射电天文研究所。）
为了能及时对M87黑洞进行偏振成像，在首张黑洞照片发布后的第3个月，EHT合作组便在位于德国波恩的马普射电天文研究所举行了为期一周的主题为偏振校准及成像的工作会议（图4，上）。
如今回想起来，当时会议过程也是一波三折。由于一开始用预选的校准源来对M87的偏振数据进行校准测试，并没有得到预想的结果，大家都开始担心起来。直到会期中间，替换了另外的校准源，且直接用M87的观测数据本身做偏振校准，结果不同的小组利用不同方法都可以得到比较一致的初步结果（图4，下）。大家这才发现，由于预选的校准源偏振结构复杂，并不适合用作校准源。这时大家才放下心来。后来，又经过长期的工作和反复讨论，才最终敲定黑洞偏振图像的结果（Event Horizon Telescope collaboration et al. 2021a）。
偏振图像可以告诉我们什么？
EHT在事件视界尺度上对M87超大质量黑洞周围的偏振辐射进行的成像，可以用来探测黑洞附近磁场和等离子体的性质，从而理解黑洞如何“吞噬”物质并发出能量巨大的喷流（Event Horizon Telescope collaboration et al. 2021b）。
观测发现黑洞图像的线偏振度较低,表明偏振结构在比EHT的分辨本领更小的尺度上被扰乱，这或许是由黑洞周围辐射区域内局部的法拉第旋转所造成。同时，图1中的线条（偏振的方向）所展示的图案意味着该辐射区域存在有序的磁场结构。
通过与广义相对论磁流体动力学理论模拟生成的大量黑洞偏振图像的定量比较，研究团队发现，只有以强磁化气体为特征的理论模型才能解释在事件视界看到的情况并产生足够强的相对论性喷流。这些成功的模型可进一步推断M87中黑洞的物质吸积率的大小（即黑洞吞噬物质的快慢），即每千年吞噬0.3到2倍太阳质量的物质。这些结论大大加深了我们对黑洞周围物理环境的理解。
下一步和未来
从观测上直接接近黑洞的边缘，从而在几个史瓦西半径的尺度上不断探索黑洞周围的时空特性和物理过程，这代表着人类认识宇宙手段的一大突破。
然而，目前的EHT阵列中，望远镜数目仍然较少，基线覆盖还比较稀疏,尤其是，由于银心黑洞受到星际散射的影响以及相比目前成像所需时间（数个小时）要快得多的结构变化，成像并非易事。
鉴于此，EHT合作在M87黑洞首次成像后，提出了下一代EHT计划（即next generation EHT, ngEHT），计划在近10年内完成。ngEHT计划通过在地球上布设更多的亚毫米波望远镜、增加观测灵敏度及频率覆盖等来提升黑洞成像的质量并提供更多观测信息，尤其是要提升成像速度以进一步制作黑洞“动画” (Blackburn et al. 2019)。
同时，国际上也在探讨、预研空间亚毫米波阵列（Haworth et al. 2019），以此进一步提升黑洞成像的质量及效率。
由于地球的自转，东亚地区的台站将会是拍摄黑洞动画所需的成像接力中不可或缺的部分。目前，日韩等都已在积极致力于这一国际努力。例如，韩国目前正在平昌建设新的亚毫米波望远镜，有望在未来几年内加入EHT阵列。实际上，由于中国幅员辽阔并且存在优良的亚毫米波望远镜台址（如西部地区），若是在这些地区布设亚毫米波望远镜的话将会提供黑洞成像/摄像所需的独特基线覆盖。
如果说我们目前已经积极参与到黑洞成像这一国际合作项目的话（路如森等，2019），在黑洞成像/摄像开展得如火如荼的今天，笔者不禁思考：我国何时才能拥有一台真正属于自己的亚毫米波（VLBI）望远镜甚至一个阵列？
希望这一天离我们不太遥远。
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重要光纤类型及应用指南
在不断扩展的光纤通信世界中，一种尺寸并不适合所有的光纤。符合国际电信联盟G.652规范的步进式单模光纤有时被称为"标准单模"，因为它们已经被广泛使用了几十年。然而，G.652光纤已经随着需求的变化而发展，其他单模光纤已经被开发出新的用途，多模光纤已经找到了新的市场，并且出现了更多的奇异光纤。
重要光纤类型及应用指南
这些变化反映了为特定应用定制光纤的优势。室内使用的导管中需要抗弯曲的纤维。收缩纤维包层允许在电缆中使用更多的纤维数量。低水光纤可以在1270和1610nm之间以20nm为步长进行廉价的粗波分复用（WDM）。超低损耗光纤可以拉伸放大器的间距。多模分级光纤可以在短距离内传输高数据速率，削减发射机和接收机成本。
以下是重要光纤类型及其在通信中的应用指南：
渐变折射率多模光纤
梯度指数多模光纤最初是在20世纪60年代末开发的，目的是增加大芯光纤的带宽，现在主要用于短数据链路。过去使用的是LED光源，但现在大多数数据链路的速度都需要大规模生产的发射波长为800至960nm的垂直腔面发光激光器（VCSELs）。大多数分级光纤的纤芯为50μm，但一些纤芯为62.5μm的光纤仍在使用。表中列出了标准多模光纤的性能。
在实际应用中，多模数据链路只使用到550米左右，更远的距离使用单模光纤。虽然多模光纤在1310nm波段的损耗比短波长的损耗低，但廉价的VCSEL只在短波长波段大量生产。OM3和更新的标准使用VCSEL支持每秒多千兆比特的数据传输速率。
OM5标准规定，在850——953nm的两个或四个波长上，以25Gbit/s的短波分复用(SWDM)传输速率达到100Gbit/s的双工。2020年1月，IEEE工作组批准了IEEEP802.3cm400Gbit/soverMultimodeFiber标准，该标准将400Gbit/s信号在4根或8根光纤中进行分流，跨度可达100或150米，主要应用在大型数据中心内和5G网络的短距离高速链路上。
重复使用旧版光纤
数据中心安装的传统多模光纤可以重新利用，以高于表中所列的速率传输单模信号。Cailabs(法国雷恩)已经开发出一种光学器件，可以将高达99.5%的单模输入耦合到光纤的多种模式之一。他们报告说，传输速率为10Gbit/s，最高可达一公里，并正在测试100Gbit/s的速率。
二十年前安装的遗留G.652单模光纤，如果仍然是暗的或未充分使用，只需要进行最小的处理，就可以点亮使用。得益于数字信号处理和相干光传输，原本安装在一个或几个波长上传输10Gbit/s的G.652光纤可以在多达100个波长上传输相干的100Gbit/s信号，而不需要以适当的排列方式拼接不同类型的光纤来管理色散。这为传统光纤带来了新的生命，并可以为运营商节省安装新电缆的高昂费用，在城市地区安装新电缆的费用高达50万美元。
单模光纤标准
国际电联G.652单模标准的第一个版本是在1984年起草的，当时光纤通信的波长限制在1310纳米，那里的色散基本为零。它要求模场直径为8.6至9.5微米，截止波长不超过1260纳米，1310纳米处衰减不超过0.5分贝/公里，1550纳米处衰减不超过0.4分贝/公里。掺铒光纤放大器(EDFA)的发展将大部分传输转移到了1550nm窗口，但G.652光纤仍在广泛使用，当前G.652.D版本最显著的变化是将1310至1625nm处的损耗限制降低到0.4dB/km，1530至1565nm处的损耗限制降低到0.30dB/km6。
随着光纤传输的发展，其他新标准也随之而来。零色散移至1550nm的光纤的发展刺激了G.653标准的发展。最初的版本于1988年通过，要求纤芯直径为7.8至8.5微米，1500至1600纳米之间为零色散，最大色散为3.5ps/(nm-km)。一些零色散光纤仍在使用，但1550nm铒波段严重的四波混杂噪声使WDM不切实际，除非在1570——1625nmL波段使用放大器。
ITUG.654标准是为另一种基本被废弃的技术而制定的：1300nm附近零色散的海底电缆，单模截止波长转移到长达1530nm的波长。最近的变化将1530至1612nm处的最大损耗降低到0.25dB/km，因此它可以用于色散管理海底电缆的L波段传输。
WDM和色散管理的发展也导致了1996年ITUG.655非零色散位移单模光纤标准的出台.该标准规定的色散高到足以防止紧密间隔的光通道之间的非线性串扰，但低到足以允许通过混合不同色散的光纤进行色散补偿。最大单模截止波长为1450nm，最小和最大色散的单独公式规定了1460和1550nm之间的值，以及1550和1625nm之间的值，以允许通过拼接不同色散的光纤长度进行色散补偿。
另一个色散驱动的标准是G.656，2004年提供的是1460到1625nm之间低色散的单模光纤，适用于四波混杂不会成为严重问题的宽幅分离的WDM系统。后来，它被修改为用于拉曼光放大。
相干光传输采用数字信号处理进行前向纠错，避免了色散管理的需要，基本上不需要严格规定色散的标准。
弯曲损耗不敏感光纤
当光纤安装在网络的接入和传输部分的狭小空间时，弯曲损耗可能是一个重要的问题，因此ITU制定了G.657标准，定义了两类光纤的抗弯曲性能。A类涵盖了在传输和接入网中使用的G.652型光纤，它的弯曲半径可以是10或7.5mm。B类涵盖接入网中可能不符合G.652的光纤，当弯曲到7.5毫米或5毫米的半径时，具有低损耗。
弯曲损耗发生在单模光纤遇到弯曲或紧密包装的地方，如机柜、电缆管道、立管和隔板内。限制损耗的一种方法是减小模场直径，以改善对光的限制。另一种方法是嵌入一层折射率较低的玻璃，作为紧邻核心的凹陷内包层，或作为包层内的"沟槽"。其他的选择包括在纤芯中嵌入亚波长的孔或纳米结构。
1.用于降低弯曲损耗和改善导光性的光纤结构。
减薄型光纤
减少光纤的厚度可以让光纤被挤压成更小的体积，并弯曲成更小的半径，而不会引发可能导致光纤断裂的微小裂缝的形成。它还可以让更多的光纤装入电缆中。有两种选择：减少包层和覆盖在包层上的保护层，或者只减少保护层。
2.缩小包层直径如何改变10µm纤芯的单模光纤的尺寸。
标准光纤的外径为125µm，与单模光纤10µm的纤芯相比，纤芯很厚。可以将包层直径减小到80µm，这样光纤的玻璃体积就减少了2.4倍。带有塑料涂层的缩小包层光纤的外径约为170µm，而普通涂层光纤的外径为250µm。
另外，在标准的125µm包层上涂抹的涂层厚度也可以减少，因此涂覆纤维的直径只有200µm，而不是通常的250µm。
低水光纤
标准的光纤制造会留下氢的痕迹，氢在熔融硅纤维中与氧结合成羟基，在1360和1460nm之间吸收，在1383nm处有一个强峰。当光纤系统只在1310和1550nm波段工作时，这个波段可以忽略，但对于1270和1610nm之间20nm间距的廉价粗波分复用来说，这个波段就成了问题。
3.低水位和零水位峰值纤维的损耗比较（由Sterlite技术公司提供）。
已开发出将光纤中的氢气(通常称为"水")降低到两个水平的工艺。"低水"光纤通常在1383nm峰值处的损耗不高于1310nm处的损耗，通常低于0.34dB/km。目前版本的G.652.D和G.657标准都规定，1310——1625nm之间的光纤损耗应不超过0.40dB/km，低水光纤符合这一要求。标准还要求1383nm峰值处的损耗即使在老化后也要保持在0.4dB/km以下。
零水光纤可进一步降低OH的吸收，使1383nm峰值基本消失，衰减低于0.27和0.31dB/km。要达到如此低的损耗，需要用氘（重氢-2同位素）进一步加工，以阻止轻氢与玻璃中的氧结合，保持低吸收。
单模光纤的其他特殊功能
一些通信光纤提供了针对特殊情况进行优化的功能，例如拉伸放大器间距或跨越非常长的距离。
其中一个特点是扩大单模光纤的有效模式面积。虽然G.652的纤芯直径名义上是9到10微米，但它传输的单模以高斯模式扩散，因此有效模式面积更大一些--大约80nm2。如果这种光纤传输的功率很大，那么在靠近发射器或放大器的区域，功率最大的地方就会产生非线性效应。扩大有效模式面积可以降低纤芯的功率密度，减少非线性效应。改变磁芯-包层折射率差可以将有效模面积增加到100µm2以上，但这是有限制的。
大的有效模面积可以与极低的衰减相结合。例如，康宁公司（纽约州康宁市）和OFSOptics公司（佐治亚州诺克罗斯市）都提供了用于海底电缆的单模光纤，其有效模面积为125和150µm2，在1550nm处的衰减低于0.16dB/km。
还为通信系统中的端接或耦合光纤等任务制造了特殊光纤。
微结构和空芯光纤
新一代的光纤技术已经出现，基于微结构光纤，其长度上有孔。它们依靠光子晶体、光子带隙或其他结构来限制光，开辟了新的可能性。
微结构光纤具有由不同密度的微结构所产生的材料折射率差异；这些折射率差异引导或限制光。如果微结构与光纤传输的波长相比较小，它所包含的孔洞就会降低孔隙材料的平均折射率，因此它可以作为低折射率的包层，引导光通过固体或孔隙核心。
光子晶体光纤会产生光子带隙效应，阻止某些波长的光通过某些区域的传输。这种现象可用于将某些波长的光限制在一个有效面积较大的芯内，OFS光学公司在2020年10月出版的《激光聚焦世界》中对此进行了描述。网格结构作为内包层。标有"分流器"的六个六边形单元围绕着25微米的核心，将高阶模式从25微米的大核心中分流出来，使其有效地成为单模。
4.OFSOptics的中空芯光子带隙光纤的结构，该光纤在真空中以接近光速的速度传输信号（OFSOptics提供）。
虽然光子带隙光纤比传统的实芯光纤有更高的损耗，但其中空芯可以以30万公里/秒的速度传输光，而不是实芯光纤的20万公里/秒。光在中空芯中的领先时间获得了1.5微秒/公里，对于高频交易商来说，微秒意味着金钱，他们要为通过特殊电缆传输支付溢价。
2020年，南安普顿大学的衍生公司Lumenisity（英国罗姆西）推出了使用基于嵌套抗谐振无节光纤（NANF）技术的新型中空芯光纤的有线光纤。在这里，中空芯周围环绕着一层坚实的包层，其中几对嵌套的芯沿芯-包层边界运行。与光子带隙光纤相比，这种方法可以在更宽的波长范围内实现低损耗传输。在OFC2020上，南安普顿的研究人员报告说，在实芯光纤衰减的1550nm最小值处，损耗仅为0.28dB/km。
5.最小损耗为0.28dB/km的中空芯NANF光纤的结构（左）及其在1200和1700之间的衰减（蓝色）与早期最小为0.65dB/km的NANF光纤、纯硅实芯光纤（紫色）和光子带隙光纤（绿色）的衰减比较。
研究管道
另外两种新兴的实芯光纤仍在研究之中。
少模光纤的有效模态面积略高于单模工作的上限，使其只能携带少数几个模态(相比之下，传统多模光纤有数百或数千个模态)。研究人员已经证明，模分复用可以将单模信号耦合到少模光纤中的各个模式中，并在没有明显的串扰的情况下将其分离出来。
多芯光纤在其包层内嵌入了许多独立的导光芯，并将其分开以防止串扰。这样就可以实现芯分复用，每个芯传输单独的信号。
重要光纤类型及应用指南
这两种技术都已经在高数据速率下得到了证明，实验者已经成功地制造出包含多个芯的光纤，所有芯都以多种模式传输信号。这两种技术与在同一光缆中的不同光纤中或在平行线路中分别传输不同信号的不太优雅的方法一起被归类为空分复用。某种形式的空分多路复用在我们的未来，但哪种方法在电信系统中最具成本效益仍有待确定。
在不断扩展的光纤通信世界中，一种尺寸并不适合所有的光纤。符合国际电信联盟G.652规范的步进式单模光纤有时被称为"标准单模"，因为它们已经被广泛使用了几十年。然而，G.652光纤已经随着需求的变化而发展，其他单模光纤已经被开发出新的用途，多模光纤已经找到了新的市场，并且出现了更多的奇异光纤。
重要光纤类型及应用指南
这些变化反映了为特定应用定制光纤的优势。室内使用的导管中需要抗弯曲的纤维。收缩纤维包层允许在电缆中使用更多的纤维数量。低水光纤可以在1270和1610nm之间以20nm为步长进行廉价的粗波分复用（WDM）。超低损耗光纤可以拉伸放大器的间距。多模分级光纤可以在短距离内传输高数据速率，削减发射机和接收机成本。
以下是重要光纤类型及其在通信中的应用指南：
渐变折射率多模光纤
梯度指数多模光纤最初是在20世纪60年代末开发的，目的是增加大芯光纤的带宽，现在主要用于短数据链路。过去使用的是LED光源，但现在大多数数据链路的速度都需要大规模生产的发射波长为800至960nm的垂直腔面发光激光器（VCSELs）。大多数分级光纤的纤芯为50μm，但一些纤芯为62.5μm的光纤仍在使用。表中列出了标准多模光纤的性能。
在实际应用中，多模数据链路只使用到550米左右，更远的距离使用单模光纤。虽然多模光纤在1310nm波段的损耗比短波长的损耗低，但廉价的VCSEL只在短波长波段大量生产。OM3和更新的标准使用VCSEL支持每秒多千兆比特的数据传输速率。
OM5标准规定，在850——953nm的两个或四个波长上，以25Gbit/s的短波分复用(SWDM)传输速率达到100Gbit/s的双工。2020年1月，IEEE工作组批准了IEEEP802.3cm400Gbit/soverMultimodeFiber标准，该标准将400Gbit/s信号在4根或8根光纤中进行分流，跨度可达100或150米，主要应用在大型数据中心内和5G网络的短距离高速链路上。
重复使用旧版光纤
数据中心安装的传统多模光纤可以重新利用，以高于表中所列的速率传输单模信号。Cailabs(法国雷恩)已经开发出一种光学器件，可以将高达99.5%的单模输入耦合到光纤的多种模式之一。他们报告说，传输速率为10Gbit/s，最高可达一公里，并正在测试100Gbit/s的速率。
二十年前安装的遗留G.652单模光纤，如果仍然是暗的或未充分使用，只需要进行最小的处理，就可以点亮使用。得益于数字信号处理和相干光传输，原本安装在一个或几个波长上传输10Gbit/s的G.652光纤可以在多达100个波长上传输相干的100Gbit/s信号，而不需要以适当的排列方式拼接不同类型的光纤来管理色散。这为传统光纤带来了新的生命，并可以为运营商节省安装新电缆的高昂费用，在城市地区安装新电缆的费用高达50万美元。
单模光纤标准
国际电联G.652单模标准的第一个版本是在1984年起草的，当时光纤通信的波长限制在1310纳米，那里的色散基本为零。它要求模场直径为8.6至9.5微米，截止波长不超过1260纳米，1310纳米处衰减不超过0.5分贝/公里，1550纳米处衰减不超过0.4分贝/公里。掺铒光纤放大器(EDFA)的发展将大部分传输转移到了1550nm窗口，但G.652光纤仍在广泛使用，当前G.652.D版本最显著的变化是将1310至1625nm处的损耗限制降低到0.4dB/km，1530至1565nm处的损耗限制降低到0.30dB/km6。
随着光纤传输的发展，其他新标准也随之而来。零色散移至1550nm的光纤的发展刺激了G.653标准的发展。最初的版本于1988年通过，要求纤芯直径为7.8至8.5微米，1500至1600纳米之间为零色散，最大色散为3.5ps/(nm-km)。一些零色散光纤仍在使用，但1550nm铒波段严重的四波混杂噪声使WDM不切实际，除非在1570——1625nmL波段使用放大器。
ITUG.654标准是为另一种基本被废弃的技术而制定的：1300nm附近零色散的海底电缆，单模截止波长转移到长达1530nm的波长。最近的变化将1530至1612nm处的最大损耗降低到0.25dB/km，因此它可以用于色散管理海底电缆的L波段传输。
WDM和色散管理的发展也导致了1996年ITUG.655非零色散位移单模光纤标准的出台.该标准规定的色散高到足以防止紧密间隔的光通道之间的非线性串扰，但低到足以允许通过混合不同色散的光纤进行色散补偿。最大单模截止波长为1450nm，最小和最大色散的单独公式规定了1460和1550nm之间的值，以及1550和1625nm之间的值，以允许通过拼接不同色散的光纤长度进行色散补偿。
另一个色散驱动的标准是G.656，2004年提供的是1460到1625nm之间低色散的单模光纤，适用于四波混杂不会成为严重问题的宽幅分离的WDM系统。后来，它被修改为用于拉曼光放大。
相干光传输采用数字信号处理进行前向纠错，避免了色散管理的需要，基本上不需要严格规定色散的标准。
弯曲损耗不敏感光纤
当光纤安装在网络的接入和传输部分的狭小空间时，弯曲损耗可能是一个重要的问题，因此ITU制定了G.657标准，定义了两类光纤的抗弯曲性能。A类涵盖了在传输和接入网中使用的G.652型光纤，它的弯曲半径可以是10或7.5mm。B类涵盖接入网中可能不符合G.652的光纤，当弯曲到7.5毫米或5毫米的半径时，具有低损耗。
弯曲损耗发生在单模光纤遇到弯曲或紧密包装的地方，如机柜、电缆管道、立管和隔板内。限制损耗的一种方法是减小模场直径，以改善对光的限制。另一种方法是嵌入一层折射率较低的玻璃，作为紧邻核心的凹陷内包层，或作为包层内的"沟槽"。其他的选择包括在纤芯中嵌入亚波长的孔或纳米结构。
1.用于降低弯曲损耗和改善导光性的光纤结构。
减薄型光纤
减少光纤的厚度可以让光纤被挤压成更小的体积，并弯曲成更小的半径，而不会引发可能导致光纤断裂的微小裂缝的形成。它还可以让更多的光纤装入电缆中。有两种选择：减少包层和覆盖在包层上的保护层，或者只减少保护层。
2.缩小包层直径如何改变10µm纤芯的单模光纤的尺寸。
标准光纤的外径为125µm，与单模光纤10µm的纤芯相比，纤芯很厚。可以将包层直径减小到80µm，这样光纤的玻璃体积就减少了2.4倍。带有塑料涂层的缩小包层光纤的外径约为170µm，而普通涂层光纤的外径为250µm。
另外，在标准的125µm包层上涂抹的涂层厚度也可以减少，因此涂覆纤维的直径只有200µm，而不是通常的250µm。
低水光纤
标准的光纤制造会留下氢的痕迹，氢在熔融硅纤维中与氧结合成羟基，在1360和1460nm之间吸收，在1383nm处有一个强峰。当光纤系统只在1310和1550nm波段工作时，这个波段可以忽略，但对于1270和1610nm之间20nm间距的廉价粗波分复用来说，这个波段就成了问题。
3.低水位和零水位峰值纤维的损耗比较（由Sterlite技术公司提供）。
已开发出将光纤中的氢气(通常称为"水")降低到两个水平的工艺。"低水"光纤通常在1383nm峰值处的损耗不高于1310nm处的损耗，通常低于0.34dB/km。目前版本的G.652.D和G.657标准都规定，1310——1625nm之间的光纤损耗应不超过0.40dB/km，低水光纤符合这一要求。标准还要求1383nm峰值处的损耗即使在老化后也要保持在0.4dB/km以下。
零水光纤可进一步降低OH的吸收，使1383nm峰值基本消失，衰减低于0.27和0.31dB/km。要达到如此低的损耗，需要用氘（重氢-2同位素）进一步加工，以阻止轻氢与玻璃中的氧结合，保持低吸收。
单模光纤的其他特殊功能
一些通信光纤提供了针对特殊情况进行优化的功能，例如拉伸放大器间距或跨越非常长的距离。
其中一个特点是扩大单模光纤的有效模式面积。虽然G.652的纤芯直径名义上是9到10微米，但它传输的单模以高斯模式扩散，因此有效模式面积更大一些--大约80nm2。如果这种光纤传输的功率很大，那么在靠近发射器或放大器的区域，功率最大的地方就会产生非线性效应。扩大有效模式面积可以降低纤芯的功率密度，减少非线性效应。改变磁芯-包层折射率差可以将有效模面积增加到100µm2以上，但这是有限制的。
大的有效模面积可以与极低的衰减相结合。例如，康宁公司（纽约州康宁市）和OFSOptics公司（佐治亚州诺克罗斯市）都提供了用于海底电缆的单模光纤，其有效模面积为125和150µm2，在1550nm处的衰减低于0.16dB/km。
还为通信系统中的端接或耦合光纤等任务制造了特殊光纤。
微结构和空芯光纤
新一代的光纤技术已经出现，基于微结构光纤，其长度上有孔。它们依靠光子晶体、光子带隙或其他结构来限制光，开辟了新的可能性。
微结构光纤具有由不同密度的微结构所产生的材料折射率差异；这些折射率差异引导或限制光。如果微结构与光纤传输的波长相比较小，它所包含的孔洞就会降低孔隙材料的平均折射率，因此它可以作为低折射率的包层，引导光通过固体或孔隙核心。
光子晶体光纤会产生光子带隙效应，阻止某些波长的光通过某些区域的传输。这种现象可用于将某些波长的光限制在一个有效面积较大的芯内，OFS光学公司在2020年10月出版的《激光聚焦世界》中对此进行了描述。网格结构作为内包层。标有"分流器"的六个六边形单元围绕着25微米的核心，将高阶模式从25微米的大核心中分流出来，使其有效地成为单模。
4.OFSOptics的中空芯光子带隙光纤的结构，该光纤在真空中以接近光速的速度传输信号（OFSOptics提供）。
虽然光子带隙光纤比传统的实芯光纤有更高的损耗，但其中空芯可以以30万公里/秒的速度传输光，而不是实芯光纤的20万公里/秒。光在中空芯中的领先时间获得了1.5微秒/公里，对于高频交易商来说，微秒意味着金钱，他们要为通过特殊电缆传输支付溢价。
2020年，南安普顿大学的衍生公司Lumenisity（英国罗姆西）推出了使用基于嵌套抗谐振无节光纤（NANF）技术的新型中空芯光纤的有线光纤。在这里，中空芯周围环绕着一层坚实的包层，其中几对嵌套的芯沿芯-包层边界运行。与光子带隙光纤相比，这种方法可以在更宽的波长范围内实现低损耗传输。在OFC2020上，南安普顿的研究人员报告说，在实芯光纤衰减的1550nm最小值处，损耗仅为0.28dB/km。
5.最小损耗为0.28dB/km的中空芯NANF光纤的结构（左）及其在1200和1700之间的衰减（蓝色）与早期最小为0.65dB/km的NANF光纤、纯硅实芯光纤（紫色）和光子带隙光纤（绿色）的衰减比较。
研究管道
另外两种新兴的实芯光纤仍在研究之中。
少模光纤的有效模态面积略高于单模工作的上限，使其只能携带少数几个模态(相比之下，传统多模光纤有数百或数千个模态)。研究人员已经证明，模分复用可以将单模信号耦合到少模光纤中的各个模式中，并在没有明显的串扰的情况下将其分离出来。
多芯光纤在其包层内嵌入了许多独立的导光芯，并将其分开以防止串扰。这样就可以实现芯分复用，每个芯传输单独的信号。
重要光纤类型及应用指南
这两种技术都已经在高数据速率下得到了证明，实验者已经成功地制造出包含多个芯的光纤，所有芯都以多种模式传输信号。这两种技术与在同一光缆中的不同光纤中或在平行线路中分别传输不同信号的不太优雅的方法一起被归类为空分复用。某种形式的空分多路复用在我们的未来，但哪种方法在电信系统中最具成本效益仍有待确定。
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