| 在FAST建成之时就有一种论调称：美国已经用阵列式射电望远镜，不用单个大型望远镜。所以，FAST是落后的。因此有必要看看单一球面球面射电望远镜FAST与阵列射电望远镜SKA的优劣之比较。 极短版本： 单口径优点：收集信号能力强，信号信噪比高，质量好，数据处理相对方便。 单口径缺点：制造成本高，几乎不具有动态成像能力，扩展性差。 天线阵优点：天线便宜（太便宜了），扩展性强；观测定制性强，可以通过干涉方式的改变随意的权衡时间频率甚至空间分辨率。 天线阵缺点：依赖计算，后期数据处理成本高，管理麻烦。信号接收总能量小，信噪比低，定标过程复杂。 因此：单口径适合弱信号观测，天线阵适合强信号精细结构观测 详细版本： 对比观测设备优劣要从射电观测方式讲起： 射电观测目前看来有这么几种观测方式： （1）辐射通量观测  这中观测是对于某个频率或者频段收集射电流量，得到的数据是一维的，横坐标时间纵坐标通量。这种观测的两个典型的例子是脉冲星和太阳F107流量计。做辐射通量观测的通常是单口径 （2）射电频谱观测  射电频谱观测其实就是把不同的频率的流量观测拼接起来，其实可以和第一个并列成同一类，也就是【没有空间分辨率的射电观测】 （3）射电成像观测  这种观测和上面两种不大一样的是，它具有空间分辨率。 所以我们就从有空间分辨率和没有空间分辨率这两个角度来讨论单口径和阵列哪个更合适。 在没有空间分辨率的情况下，有以下因素需要考虑：时间分辨率，空间分辨率，以及动态范围和强度分辨率。【动态范围是指能分辨的最弱信号和能测准的最强信号的区间】 这里我们有这样一个关系，如果我天线能收到的总能量是W则分到每个时间点和每个频点的信号强度是： 所以我们需要的频率或者时间分辨率越高， 和 就越小，分到每个时间点和频点的能量就越小，能量越小就约不好检测到，所以我们想要总能量W尽量大。 想要接收到更弱的信号，那就要盘子大： 一个例子，在源非常强的情况下，比如说卫星电视用的八目天线，卫星发射的信号很强（相比于天文射电信号）这个天线很小  稍微大一点（下图：云南40m射电望远镜），用于巡天，和脉冲星收集。  还有就是我们熟悉的FAST，500m用于深空探测  口径越大，能获得特定方向的通量就会大，这个时候很弱的信息，比如深空脉冲星信号就会更容易被观测到 所以单大口径的精髓就是弱信号，高信噪比。 接下来说有空间分辨率的情况 单天线如何来做空间分辨率呢？改变指向，改变指向的方式呢，当然就是【摇头】，详见以下魔性自带节奏gif  这个时候就有个问题，如果我成像的方式是转方向来扫描的话，那么成图的速度就取决于机械结构转动的速度，所以单口径大锅子一般不会有成像分辨率，即使是能成像，也是时间分辨率非常低的成像。 想要实现高动态的成像，还是要引入天线阵的干涉成像 简单来说，天线阵的干涉成像就是收集傅里叶分量，然后傅里叶反变换到天空平面坐标成像  对于这样的两个天线接收到的信号做相干处理    得到的结果和波长，基线（天线的相对位置）以及干涉强度相关，这个干涉强度的本质就是在这个基线向量下的傅里叶分量。 我们需要的还是强度分布图，换句话说是射电强度在天球坐标上的分布。而不是傅里叶分量的强度。这样我们就需要把傅里叶分量反变换到原二维强度分布。 所以过程是这样的，对于很多天线，可以两两组成一个基线向量，这个每个基线向量对应的点都会测到一个傅里叶分量这样我们可以得到频域空间的一些散点，对于这些频域散点，可以用插值的方式得到完整的图，这个图就是天空平面上的强度分布图。 这种成像就是射电天线阵成图的方式，以这种方式来成图，非常的消耗计算成本，但是一个好处就是可以权衡各个变量，比如如果空间分辨率要求不高的情况可以减少参与自相关计算的天线个数，这样可以提高计算结果中的时间和频率分辨率。 对于更高时间分辨率的要求的成像，我们还有比相干成像更好的相干方式BeamForming，详细的关于Beamforming可以看这个回答： 射电望远镜的工作原理是什么？  Beamforming可以有非常高的时间分辨率和频率分辨率，但是空间分辨率比较低 所以天线阵列的好处就是可以非常灵活的协调各个分辨率 既可以通过长时间（月-年量级）积分增加uv覆盖的干涉形式来成图可以达到非常高的空间分辨率（感受一下叹为观止的HerculesA的射电成像）：  也可以时间分辨率非常重要的时候，比如说太阳射电爆发的情况，往往是几秒钟发生非常巨大的变化，用Beamforming来成图： 可以实现毫秒级别的的日冕射电辐射的成像诊断 LOFAR Beamforming radio 两者各有特长，相互都是不能取代的。 首先说说阵列的优点。阵列主要解决的是单镜望远镜基线不够长的问题，也就是所谓的口径问题。因为建造一个单独的很大口径的望远镜难度很大，造价不菲。所以才通过一系列小镜子，组成干涉阵，来实现大镜子的功能。 这里面又分为两种，一种是专门的阵列，比如ALMA阵列，比如国家天文台明安图观测站的太阳射电阵列。这些都是通过一组专门的小镜子，做成了一个“大”镜子。这样的设计，尺度一般都不会太大，也就是几公里吧。 另外一种，就是把原有的单镜组合起来，比如用新疆台的和上海台的、云南台的，一起组成了一个大阵列，共同进行观测。这样的好处是，基线很长，理论上可以达到地球的直径。如果是地面望远镜和太空望远镜共同构成阵列，那么基线更长。当然各方面的难度也更大。 这两种方式，都在用，但是他们都有一个缺点，就是通过干涉得到的图样有偏向性。比如美国的VLA（甚大阵）（天文望远镜命名方式我就不吐槽了，早就被人吐槽得一塌糊涂了），是Y形的，那么干涉得到的图像也是这样的。也就是说，一个点源，如果是个圆形的镜子去成像，那么的到的是圆形的像，如果是Y形的镜子，那么像就是Y形的。。。。。对于VLBI来说，更是这样，如果只有两个镜子参与干涉，那么的到的就是在这个直线方向很高的解析度，其它方向，呵呵好。。。 所以前面说的第一类的阵列，一般都布局成对称形式。明安图的阵，是布局成了螺线形，目的就是为了更好地对日面进行成像。 当然了，阵列还有一个缺陷，那就是每个镜子一般都不大，所以单镜的信号信噪比不高。。。。这是完全没有办法解决的问题。也许有人说，单个不高，组合起来就高了啊。是这样的，但是，噪声也大了。 而大口径单镜呢，一个好处是信噪比高了，另外就是一般都是圆形的，不会出现不同方向上解析度不同的情况。 但是大口径的望远镜，造价高我就不说了，技术难度也很大。比如Arecibo，比如FAST，都是如此。而且，依托地形建造的这类望远镜，镜面是不能动的！！（FAST用了特殊的技术，可以动，但是比起那种自由旋转的，还是差距很大）。 而普通的镜面，就是比如新疆25米那样的，全方位可以转（地面下不行……），但是这一类的望远镜，尺寸肯定受限，太大了工程难度就吃不消了。 所以，二者各有优劣，阵列、VLBI、单镜，都是需要的，没有谁能取代谁。 FAST：单口径射电望远镜的终结者 FAST的真正用途是科学研究，在调试阶段，它第一次在中国国土上发现了脉冲星。脉冲星是自转的中子星，非常致密，直径大概十公里。中子星在1967年被科学家发现，50年之后我们终于在自己的国土上用一口五百米的 “锅”把它看见了。 天文望远镜为什么要选择射电波段作为工作波段呢？从下图可以看出，在无线电波段的整个波谱中，射电波段的大气不透明度为零，也就是说所有波段里面只有射电波段在地面上可以直接进行天文观测，不需要到山上，也不需要到太空去。全球无线电波段是唯一可以实现洲际联网观测的，这样的话，全球的射电望远镜可以连成一个网，只要没有干扰就可以工作。  到目前为止，四项射电波段的重大发现获得了诺贝尔奖，其中包括： 1）脉冲星的发现； 2）两个脉冲星绕转产生的引力波辐射的发现； 3）大爆炸火球遗迹的发现； 4）宇宙微波背景辐射微弱涨落的发现。 射电天文学的研究始于1931年，当时人们建了一个轮子，轮子上面放一个9.5米直径、可以转动的天线，使人类第一次看到了来自太空的无线电辐射。  1937年，人们造出第一口“锅”，口径9.5米。它的工作波段正好位于调频广播波段，使人们第一次绘制出了银河系图像，尽管非常粗糙。 现在“锅”越来越大，德国和美国都曾研制了最大口径100米的可转动射电望远镜。而世界上曾经存在的最大的可动射电望远镜口径达305米，自1961年建成后，它发现了大量成果，包括诺贝尔奖级的发现，现在这个“锅”锈迹斑斑基本不能工作了。 55年以后，我们建造出FAST这样一个口径达500米的射电望远镜，可谓是建筑史上的奇迹。在这里也向工程的缔造者和建设者表达最崇高的敬意。由于建造难度巨大，再加上射电望远镜建造观念的变化，FAST将成为单口径射电望远镜的终结者。  干涉阵列带来射电望远镜建设革命 为了解决射电望远镜设计上的缺陷，早在1946年Martin Ryle想通过射电干涉以解决这一个问题，他的这一想法获得了诺贝尔物理学奖。 射电干涉阵列其实就是把一堆小的天线堆在一起，每个天线都可以接收光子，所有光子叠加起来，灵敏度就提高了。由于望远镜的视场由单一口径望远镜决定，所以小望远镜可以看到更大范围。同时，布设望远镜时距离拉开，可以使分辨率提高。这个想法可以很好地解决望远镜中很多的设计问题，因此获得了诺贝尔物理学奖。  干涉阵列思想示意图  1946年干涉阵列思想提出之后，世界上出现了很多大大小小的干涉阵列望远镜，遍布全球，解决了很多问题。美国首先将自己国土上的望远镜连起来，形成了长基线干涉。欧洲联合南非、中国等国家，组成了跨全球工作的望远镜阵列（EVN）。东亚的望远镜也连在一起，形成VLBI系统。我国的望远镜也组成了VLBI系统，在乌鲁木齐、昆明、上海和北京都有布设，为探月工程发挥了重大作用。  中国望远镜VLBI系统 SKA：完全数字化的望远镜 目前全世界的望远镜是可以连起来组成网络的。可以说地球直径有多大，望远镜分辨率就有多高。既然所有的望远镜都连起来了，为什么还要再建望远镜呢？ 原因很简单。因为望远镜分布在全球各地，望远镜工作时依赖原子钟计时。它在观测同一目标时既要记录信号也要记录时间。不同的时间在干涉研究前要事先转换，影响效率。 另外，所有的望远镜都是靠机械转动来跟踪目标。过去的雷达是靠机械转动跟踪目标，而现在的雷达已经发展到线控雷达，即雷达不动就可以跟踪目标，可以用数字线控指向跟踪目标，提高观测效率。天文学家就在想，能不能把望远镜的传统干涉技术加上线控雷达技术来建造一台信息化时代的射电望远镜，这就是我们要讲的平方公里望远镜（Square Kilometer Array , SKA）。世界上10个国家组成了平方公里阵列射电望远镜国际组织，中国是成员之一。 SKA的组成 大家首先看到是“锅”，每个大小15米。看着很壮观，15米大小的锅建2500个，组成了一个5公里的中心致密阵列，再延伸到3000公里组成一个更大的场景极限。 中心部分有三种天线，第一种在高频波段工作，第一批天线由位于石家庄54所造出来，这种天线要转动跟踪目标的。 为了扩展工作波段到低频，还有第二种和第三种天线。第二种天线是大量非常简单的偶极天线，有多少？每个station有250个，一共是512个station，总数是130万个。第三种是中频波段工作的天线，完全相控雷达致密阵列天线，每块板子的面积是3米*3米， 96个板子组成一个station，共250块，接收面积非常巨大。不仅中心部分的望远镜摆得非常致密，三种不同的望远镜还要延伸出去，随着基线延伸每一种天线都摆在不同位置，组织干涉时分辨率非常高，干涉的臂长设置成螺旋形，基线最长3000公里。  建在什么地方？我们定在非洲9国（中心在南非）和澳大利亚的西部。为什么选择这些地方？因为这些地方比较荒凉，而荒凉的地方是天文学家喜欢去的地方，没有干扰，非洲经济还不发达，澳大利亚西部人比较少。在非洲将布设高频阵列——“大锅”，基线可以到三千公里；在澳大利亚西部布设130万个小天线。 所有的天线都是数字化的，然后在当地立即进行多波束合成。这些波束的每一个频道，同时传到中央处理器，数据量非常巨大，这是完全数字化的望远镜，我们叫做软件望远镜。  SKA除了高频波段，其他两个波段的望远镜，放地上不动，完全利用线控雷达原理来追踪目标，操作简单，动态范围非常高。 同时，SKA数据量非常大，我们知道每一个天线都要数字化，随后都要做相关处理形成多波束。130万个天线都数字化以后数据量是全球因特网流量的一百倍，可谓是真正的大数据望远镜。怎么处理这些数据就变得非常困难，要处理每1000Pb/s的数据量，大概需要1000Pb/s的运算量才能实现，所以如果要把目前的计算机组合起来，需要一亿台PC机才可以做处理，当然这种计算机目前不存在。刚刚建伟讲到计算机摩尔定律，每18个月翻一倍。2025年我们大概才可以开始工作，理论讲SKA将把摩尔定律用到极限，所以下一个计算怎么做？大概就得靠量子计算或别的计算方式。  SKA对数据处理提出了巨大的挑战 对天文学家提出的另外一个挑战是数据存储和读取，10%的SKA建成后每年会产生130PB的数据，这对我们的读取和存储带来非常大的挑战。虽然SKA望远镜看起来数据量非常大，技术也很复杂，但所有的技术大家都在过去的十年建了很多小设备来验证，目前来看不存在技术瓶颈。 过去10年，包括中国、美国和澳大利亚，在非洲、欧洲都建设了大大小小的SKA探路者设备。比如荷兰的LOFAR，中国的21CMA，美国的LWA，MITEoR和PAPER，南非的HERA和澳大利亚的MWA。 13年前，我们在新疆天山就放置了10287个天线，以验证SKA的这一概念，在中国实际我们已经用了1%的SKA。 SKA要做什么 SKA建设如此大的一个宏观设备仅仅为了做技术，为了验证天线能工作吗？不是的。它要追求一个宏伟的科学目标。 它要做什么事儿呢？它要在宇宙中寻找非常致密的天体，检验引力理论，特别是检验广义相对论是否正确，要探测超大质量黑洞的引力波。有一个重大计划叫做“生命摇篮计划”——我们希望找到宇宙中存在的地外文明和生命起源。我们希望解决宇宙的磁场起源问题，希望看到宇宙第一缕曙光，即恒星从哪里来，希望探索暗物质和暗能量的本质问题。所以SKA有非常宏伟的科学目标。 科学家们定出的SKA优先科学目标有两个： 1）要看到宇宙第一缕曙光——寻找宇宙中第一个形成的天体； 2）找脉冲星——验证引力理论是否正确。  脉冲星自1967年发现以来，人类已经找到了2600多颗，为什么还要继续找下去呢？因为有300颗毫秒脉冲星，其中有部分可以用做引力波测量和导航。SKA建成以后，科学家们希望发现银河系里所有的脉冲星，大概有4万颗，其中两千颗为毫秒脉冲星，这可以检验引力理论。 科学家还希望发现更多的脉冲星对来检验引力理论是否正确，我们知道第一例脉冲星对发现的时候获得了诺贝尔奖。我们特别希望看到一对脉冲星和黑洞，找到这一对的人一定特别伟大能获得诺贝尔奖。为什么呢？因为脉冲星的运转是椭圆轨道，无论它运动到黑洞的任何一个部位都可以精确检验黑洞的时空性质，从而对引力理论提供最精确检验。同时我们希望利用脉冲星做引力波探测，脉冲星发出周期性的脉冲，当引力波到来时，因其改变了时空的性质，便改变了脉冲到达的时间间隔，探测到这些我们便有机会看到超大质量的黑洞的脉冲星和引力波。  SKA还有其他非常宏伟的科学目标，我只提一点，就是地外文明的探测。这个望远镜非常灵敏，灵敏到什么地步呢？在五十光年范围内有一架飞机飞过，飞行员通话我们都可以听到。我们希望十年以后来回答这一个问题——是否在五十光年范围内有地外文明。同时还想找到是否有适合人类居住的星球，特别在射电波段是否有大分子，特别是有机分子，比如蛋白质和氨基酸。 数据处理：“卡脖子”的东西 目前我们面临最大挑战是即使SKA已经建成，获得了数据，我们也无法实现科学目标。因为我们没有人会处理数据，这个数据不仅仅是因为它大，而是它有非常大的挑战，相关的经验和技术是中国目前没有掌握的。 特别是低频波段工作，当望远镜分开比较远的时候，电离层的影响将使其失去干涉相位；当把视场扩的比较大时，我们还没有有效的处理软件；当宇宙信号被埋没在五个量级的背景中的时候，我们还找不到这个信号；我们还没有实现多波速成像技术，这是中国目前没有掌握的东西。 回顾世界干涉望远镜发展历史，在71年前澳大利亚人已经做到了。资本主义强国都是射电望远镜的强国。1983年，我国在密云建设了28面9米大小的射电孔径望远镜，于2000年退役，没有留下什么遗产。因为我们老一辈的科学家退休了，我们的软件用的是国外的，所以至今没有留下什么东西。2005年，我们在新疆布设1万个天线，开始摸索经验怎么处理SKA的数据，编写第一个属于自己的程序，历时10年时间。所有的年轻人都不愿意做这一件事情，因为它产出不了论文，所以没有办法毕业。 所以说，中国射电天文学家一直是他人软件的忠诚用户，我们在原理和软件上没有做出什么贡献，而到了今天我们需要拥有自己的软件了。这才是射电望远镜“卡脖子”的东西，不是建不出来，而是数据处理不了。编写软件需要投入很多精力，年轻人不愿意做，所以只有我一个人来做。  国际上建了很多SKA处理软件，但并不分享，虽然大家都是SKA的大家庭成员。大家都想拿到SKA数据以后得出第一发现，因为在这个大家庭里面大家是平起平坐的，谁拿到了数据，谁做出了成果那就是谁的。我们需要有正确的认识。 过去五年中国科学院学部给了我们两个任务：让我们制定出未来中国射电天文学发展的设备，其中两项与射电天文有关。大家一致认为：在国内立足单口径射电望远镜FAST，在国际上参加干涉阵列望远镜SKA，自主研究和国际合作相结合，实现单口径和干涉阵列的协同发展。  |
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