千眼天珠：直徑千米的超級射電望遠鏡

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閻敬業

中國科學院國家空間科學中心

稻城太陽射電成像望遠鏡(千眼天珠)是“十三五”國家重大科技基礎設施子午工程(二期)的標志性設備，位于四川稻城。2023 年9 月27 日，千眼天珠正式通過工藝驗收。試運行以來，已積累了大量獨特、獨有的射電觀測數據，正在并行開展多項研究，涵蓋太陽物理、空間天氣、射電天文和行星防御等學科方向。由于其巨大的規模和先進的技術，這部超級射電相機產生了很大的學術影響，受到國內外學者和公眾廣泛關注。

充滿現代科技感的千眼天珠其實并不神秘，本文簡要介紹千眼天珠的研究背景、科學目標、觀測原理等基礎知識，推動大科學裝置服務科普等社會公益事業發展。

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進入太空，需要關注空間天氣預報

1957 年10 月4 日，前蘇聯發射了第一顆地球人造衛星“斯普特尼克1 號”，邁出了人類進入太空的第一步。

為了直接測量來自星空深處的宇宙線粒子，前蘇聯科學家謝爾蓋·韋爾諾夫領導團隊研制了一根蓋革-繆勒管，以測量衛星遭受的輻射強度。斯普特尼克2 號衛星發射升空后不到3 個月，剛剛組建的美國國家航空和航天局(NASA)發射了探險者1號衛星，攜帶了詹姆斯·范艾倫團隊研制的蓋革計數器。兩個團隊都發現了計數率異常，但范艾倫團隊意識到這是一種存在于地球空間的自然現象，在此之前沒有人預測過地球磁場捕獲高能粒子會形成輻射帶，因此地球空間輻射帶也被稱為范艾倫輻射帶。斯普特尼克2 號雖然首先探測到輻射帶粒子，但蘇聯科學家錯誤地認為計數值波動是受太陽耀斑的影響，錯失了首先發現輻射帶的機會。這也標志著人類早期航天活動就開啟了一門新的學科——空間物理學。

空間物理學主要利用空間飛行器來直接探測和研究地球空間、日地空間和行星際空間中的物理過程，是空間科學中發展最早的一個分支。空間物理包羅萬象，主要研究等離子體、電離層、磁層、輻射帶、太陽風等自然現象。

空間天氣相對而言就更貼近實用。美國在1994 年11 月將“空間天氣”定義為：空間天氣系指太陽上和太陽風、磁層、電離層和熱層中影響空間和地面技術系統的可靠運行及危害人類健康和生命的空間環境擾動事件。同時，空間天氣學還研究各種空間天氣效應，以及規避和減輕空間天氣災害的方法和途徑。一般認為，空間天氣學是一門應用科學，但更確切地說，它是由基礎科學和應用科學交叉而形成的一門科學。

太陽劇烈的爆發活動可能會引起災害性空間天氣事件，不但會危害衛星、飛船等太空平臺的安全運行，也可能危害電網和高鐵運行、短波通信、導航定位、雷達預警等地面高技術系統。據統計，在軌衛星故障有一半左右是受到空間天氣事件的影響。1989 年加拿大魁北克省的電網遭到空間天氣事件的破壞，損失達10 億美元。2022 年2 月3 日，一次不大的地磁暴事件導致太空探索(SpaceX)公司的近40 顆星鏈衛星隕落。隨著高技術的發展，人類的生產生活和太空探索都越來越依賴于空間天氣環境，這也意味著空間天氣的探測-研究-預報-應用鏈條將發揮越來越大的作用。

太陽活動是地球空間天氣擾動的源頭，談到空間天氣，就避不開太陽風暴。太陽最劇烈的爆發活動包括耀斑和日冕物質拋射(CME)等。

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子午工程，監測空間天氣因果過程

太陽活動是地球災害性空間天氣之“因”，地磁暴等近地空間環境響應是太陽風暴與地球空間環境相互作用之“果”。為了研究日地空間天氣因果鏈，國家重大科技基礎設施子午工程(二期)專門建設了一鏈、三網、四聚焦的整體監測體系(圖1)。太陽行星際監測鏈(一鏈)，用來監測太陽風暴-日冕活動、日地行星際傳播這一關鍵鏈條；電離層監測網、中高層大氣監測網、地磁監測網(三網)用來監視地球空間環境的擾動；北方中緯、青藏高原、海南低緯、極區高緯這四個區域(四聚焦)實現對一些具備特殊空間天氣現象以及對中國區域影響較大的重點地區的監測。

圖1子午工程二期“一鏈、三網、四聚焦”整體監測框架

其中，太陽行星際監測鏈關注的是太陽爆發活動及其行星際傳播規律。由于太陽風暴從爆發到進入行星際，以及向地球傳播的過程中，伴隨著復雜的物理過程，不同物理過程往往都會輻射出不同頻率的電磁波。因此，子午工程二期的“一鏈”利用不同頻率的光學望遠鏡和射電望遠鏡可以監測不同日面距離的爆發和演化過程。

稻城圓環陣太陽射電成像望遠鏡是子午工程二期的標志性監測設備，專門用于監測亮度、時間和空間三個維度都高度動態變化的高日冕活動。

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千眼天珠，監視太陽風暴的利器

太陽劇烈的爆發活動往往會伴隨有射電輻射，探測射電輻射的強度、頻率、極化和空間位置，對于理解爆發過程、物理機制和傳播演化規律具有不可替代的作用。CME的傳播和演化過程中，等離子體團會壓縮前方的粒子形成激波，激波會加速日冕和太陽風中的自由電子產生射電輻射，輻射頻率隨背景自由電子的密度減小而降低。

因此，與CME傳播和演化密切相關的Ⅱ型射電暴具有獨特的頻譜漂移特征。在已知背景自由電子密度的情況下，測量Ⅱ型射電暴源區的位置、頻率和頻率漂移率，就可以計算CME的日心距、傳播方向和運動速度，進而預測CME在行星際空間的三維傳播和擴張過程，提高CME對地影響有效性的預報精度。

圓環陣太陽射電成像望遠鏡(DART)部署在四川省甘孜州稻城縣(圖2)。

圖2建設中的“千眼天珠”

DART 由313 個直徑6 米的拋物面天線和100米高的中心定標塔構成，天線均勻分布在直徑為1千米的圓環上。密集基線可以高質量地對太陽進行干涉成像，千眼天珠擁有約5 萬條瞬時干涉基線，是目前全球規模最大的綜合孔徑射電望遠鏡。

一般而言，射電爆發的頻率是局地等離子密度的函數，密度越低，輻射頻率也就越低。DART重點監測CME 進入行星際的過程，因此選在150~450MHz頻段(對應0.1~1 Rs的日面距離)監視高日冕的射電爆發活動，對于預測CME在行星際的傳播及其對地球空間天氣的影響具有重要意義。DART采用了獨特的圓環陣列構型和原創的單通道多環絕對相位定標技術，幅度/相位的實時定標精度達到國際領先水平，是國際上同頻段成像質量最高的射電望遠鏡。

日出而作，日落而息，DART從日升開始工作，到日落結束觀測。為了充分發揮設備能力，除了白天8 小時觀測太陽，DART 作為一臺高性能通用型射電成像望遠鏡，還在夜間加班，開展了一系列新觀測，獲取了一批獨特的觀測數據，推動了太陽物理、空間天氣、射電天文、行星防御等多學科交叉研究。

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綜合孔徑，超越單天線分辨極限

手機拍照，只需要一個小攝像頭。要想在射電頻段拍照，就要用到極具科技感的天線陣列。看起來沒有任何相似之處的兩種“相機”，之所以能夠成像，是因為二者在本質上都具有對電磁波的聚焦能力。

4.1光學成像原理

人眼就是一種光學相機(圖3)。外界的每個“點光源”，都會向一定角度范圍內發射光線。這些光線通過人眼中的晶狀體，就聚焦到視網膜上的某個點，人就看到了點光源的“像”。成像過程中，具有一定“口徑”的晶狀體發揮了“聚焦”的作用，將照射到晶狀體表面上的光線聚集到像平面上的一個點，這樣眼睛就看到了這個點光源的位置、亮度和顏色(波長)。

圖3人眼成像原理圖

光學相機的角度分辨率主要受瑞利判據限制，由波長歸一化(口徑/波長)的鏡頭口徑，即電尺寸決定。例如，人眼的理論角分辨率約為20 角秒，而2.4米口徑的哈勃衛星的角度分辨率約為0.05角秒。

增加口徑不僅能提高角度分辨率，而且能搜集更多的光子，也就具有更高的靈敏度，能看到更暗弱的光源。

4.2單口徑射電望遠鏡

射電望遠鏡的成像原理跟光學成像沒有本質的區別，也需要利用更大的口徑實現更高的角分辨率，看到更暗弱的目標。

劉慈欣著名的科幻小說《三體》就想象有一部巨大的“紅岸基地”雷達，能夠接收幾光年以外三體人發射電磁波。

目前國際上最大口徑的單天線是中國天眼(圖4)，大鍋的口徑為500 米，有效接收口徑約300米，靈敏度全球最高，相同頻率下的單天線角度分辨率在國際上遙遙領先，發現了一大批脈沖星和快速射電暴，取得了一大批重大科學發現。

圖4 左圖：中國天眼(FAST)；右圖：千眼天珠(DART)

然而，對于太陽這樣高度動態的射電源，單口徑天線逐點掃描的觀測方式不再適用，需要一種大視場、高分辨率、同時監視全日面的高幀頻拍照觀測機制。

4.3綜合孔徑射電望遠鏡

望遠鏡的口徑和角分辨率成比例，口徑越大，角分辨率越高。南仁東老師帶領團隊找了十幾年，才找到一個合適的灶臺，安放FAST這口500米的大鍋。

要想找到更大口徑的天然灶臺，難度是非常大的。要想在平地上挖個500 米的灶臺，據估算投資需要數十億。因此，天文專家認為FAST 的500 米口徑差不多就到極限了，很難做出更大口徑的單天線望遠鏡。

如何才能突破單天線望遠鏡的口徑限制，是實現高分辨率探測的核心問題。

受楊氏雙縫干涉實驗的啟發，邁克耳孫和皮斯首先在光學領域采用了干涉技術提高角分辨率。他們使用兩組鏡片，將入射的星光通過兩條獨立的路徑(m1→m2, m3→m4)折射到像平面，被稱為二元干涉儀(圖5)。

圖5 (a)邁克耳孫-皮斯恒星干涉儀原理圖；(b)雙反射鏡干涉條紋

當兩個光路的光程差等于波長的整數倍，光波就同相疊加，形成光強度極大值；當光程差等于半波長，光波就反相對消，形成光強度的極小值。這樣在像平面上就形成了明暗交替的條紋，被稱為干涉條紋。

如果光源是理想點源且輻射單頻信號，兩路光波就能完美地同相疊加和反相對消，此時條紋的光強極大值等于兩倍光波強度，極小值等于零；如果光源有一定空間結構(擴展源)，或者接收帶寬較大，光波不能理想對消，極小值就不等于零。

為了表征條紋的相對幅度，邁克耳孫定義了條紋可見度函數：

可見度函數=(極大值-極小值)/(極大值+極小值)。

根據這一定義，當極小值等于0，則可見度等于1，也就意味著恒星角直徑遠小于條紋寬度，根據條紋寬度就可以限制恒星直徑的上限。

基于這樣的認識，他們用干涉技術測量了大角星和參宿四等距離較近的恒星，能夠獲得非常高的角分辨率。

射電天文學家首先意識到射電輻射場和光學輻射場的本質是相同，光學干涉測量的實踐為射電干涉測量理論的發展提供了寶貴經驗。

干涉條紋在像平面上呈現周期震蕩特征，震蕩的頻率表征空間域的明暗分布特征。用一個二元干涉儀，可以測量空間域圖像的一個明暗起伏的頻率。二元干涉儀兩個鏡片的距離(基線)越大，測量的條紋頻率就越高。因此，基線越長，可以測量的空間頻率越高，也就可以反映空間域亮度分布的小尺度結構特征；基線越短，測量的空間頻率越低，反映的是空間域亮度分布的較大尺度結構特征。因此，一條基線測量的可見度幅度和相位對應于空間頻率域一個采樣點。如果能在空間頻率域采集到很多采樣點，就可以通過傅里葉變換反演空間域的圖像。

受光學二元干涉儀啟發，劍橋大學射電天文學教授馬丁·賴爾在20 世紀40 年代中期發明了射電波段的二元干涉儀，從而大大提高了測量射電源位置的精度。此后，他又提出了綜合孔徑射電望遠鏡的設計思想，用若干單元天線構成陣列，單元天線兩兩進行干涉，測量不同頻率的可見度數據，再通過反演算法進行處理，成功獲取了射電源圖像。

綜合孔徑射電望遠鏡的誕生開辟了射電天文學的新紀元，馬丁·賴爾也因為這一重大貢獻，榮獲了1974年諾貝爾物理學獎。

此后，世界各地建設了多臺套綜合孔徑成像望遠鏡。陣列規模從幾個天線到二百余部天線(俄羅斯十字陣)，觀測頻率從數十MHz 到約1 THz(ALMA)，陣列尺寸從數米到幾十萬千米(俄羅斯Radio-Astron 衛星)，應用領域涵蓋了射電天文、太陽物理、對地遙感等很多學科。經過近80 年的發展，綜合孔徑射電望遠鏡以其復雜的系統工程、極致的技術要求、精密的分析方法，以及強大的觀測能力，已成為空間科學和天文領域頂級的科研裝備之一，正在發揮著不可替代的作用。

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千眼天珠，稻城圓環陣太陽射電成像望遠鏡

千眼天珠部署于四川省甘孜州稻城縣(東經100.246°，北緯29.011°)。針對高度動態的太陽觀測需求，設計了313 天線單元的巨型陣列，采用綜合孔徑成像技術，兼顧大視場、高分辨率、高動態范圍等特殊需求，整個系統采用了獨特的圓環陣列構型和中心定標總體方案。

5.1為什么采用圓環陣列

光學望遠鏡通過納米級精度的鏡面加工工藝實現光線的聚焦，DART射電陣列要求的形面精度只需要達到毫米級。盡管如此，無論是天線加工、立柱安裝，還是模擬信號處理、光鏈路傳輸，造成的誤差都很難控制到分米級。野外設備隨著環境溫度變化還會導致相位漂移，長期運行時器件老化也會導致相位漂移。總而言之，即便每個天線都可以加工得非常精確，運行過程中也存在各種誤差。如果不進行修正，就會像光學鏡頭被污染一樣，導致成像性能惡化，甚至無法成像。

射電陣列中，測量每個天線的鏈路幅度相位一致性和漂移的過程被稱為定標；根據定標結果，修正幅度相位誤差的過程稱為標定。

如果有一個等幅同相的電磁波信號(定標信號)同時照射所有天線，理想望遠鏡輸出的所有干涉可見度數據也應具有等幅同相的特征。非理想的望遠鏡系統的幅度相位誤差都會體現為定標信號的可見度數據的幅度相位差異，修正這些差異，就實現了陣列天線的標定。

稻城望遠鏡采用圓環陣列構型，就可以在中心定標塔頂部架設一部定標天線，從定標天線發出的射電信號，經歷大致相同的空間距離到達每個天線，并且所有天線都可以不受遮擋地接收定標信號。如果進一步精確測量每個天線的坐標，并且修正空間傳播距離的微小差異，就可以保證每個天線接收到定標信號的一致性。

因此，圓環陣列構型和中心定標總體方案，可以提供一種可控的高精度定標手段，可以隨時根據需要“擦拭鏡頭”，為高質量成像觀測提供了關鍵保證。

5.2為什么選在稻城

(1) 寧靜電磁環境

陣列望遠鏡占地面積大，射電探測靈敏度極高，容易受到電磁干擾的影響。因此，DART選址的要求包括地勢平坦開闊，電磁環境干凈。

中國東部平坦開闊之地甚多，但一方面寸土寸金，低成本的科研儀器很難負擔天價的土地成本；另一方面，東部城市密集，電磁環境復雜，也難以滿足高靈敏度觀測的需求。

也正是因此，FAST 選址工作聚焦在喀斯特地貌，潛在的“灶臺”比較多，電磁環境也比較干凈。

千眼天珠選址也類似，需要找尋群山中的開闊盆地，既便于陣列天線的安裝調試，又能靠群山遮擋，提高比較好的電磁環境(圖6)。

圖6較為理想的“盆”型地貌

稻城地處青藏高原過渡帶，金珠鎮所在地附近多山，又恰好有一片較為開闊的平地，地理結構恰好像個“盆”，完全能夠滿足天線陣列架設和電磁環境的要求。

(2) 較低的緯度

DART 的主要科學目標是觀測太陽，站址的緯度越低，觀測的效果越好。這就像人眼在正視目標的時候，看得最清楚。如果緯度較高，就像用余光觀測，仍然能看，但是成像效果會變差。這個比喻并不準確，但大致效果類似。

雖然新疆、青海等地也有不少地勢平坦，電磁環境也不錯的地方，但緯度偏高，會影響成像觀測的效果。

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科學目標

6.1太陽射電觀測

白天8小時，DART將持續監測太陽。

從頻譜結構劃分，太陽射電爆發結構包括5 種類型，表征太陽大氣中的不同物理過程。一般認為Ⅱ型射電暴是由太陽爆發所驅動激波處加速的高能電子輻射產生，輻射頻率由當地的等離子體振蕩頻率決定。根據日冕電子密度模型，DART觀測頻段150~450 MHz所對應的日面高度約0.1~1 Rs(太陽半徑)。

然而，2024 年5 月27 日觀測到的一例射電爆發事件，射電源的傳播距離達到5 個太陽半徑，挑戰了Ⅱ型暴的傳統解釋機制。

自2021 年底，DART 實驗陣列(16 單元)建成以來，已積累了大量觀測數據，并為科學研究用戶提供了數十例獨特、獨有的觀測數據。

DART 的密集陣列和高精度定標能力，使得DART成為高日冕監測的利器，將在太陽物理和空間天氣研究領域發揮越來越重大的作用。

6.2低頻射電巡天

為了實現中心定標，DART 的單元天線采用了三軸(赤經、赤緯和水平)轉動機構，雖然最優的成像指向是天頂，但仰角大于15 度都可以成像；313 部6米口徑天線的總接收面積與一部100 米口徑的單天線相當，具有強大的集光能力，因此靈敏度很高；陣列口徑1000 米使得成像的角分辨率很高，約為1.6角分；先進的實時處理系統使得成像積分時間在5毫秒至數十秒范圍內可調。

這些特點使得DART 在低頻高質量巡天方面具有獨特的優勢。

DART的大視場成像探測能力在搜索長周期脈沖星方面具有獨特的優勢，最大瞬時視場可達200平方度(圖7)。自2024 年2 月開啟低頻射電巡天觀測以來，已發現一例長周期脈沖星，并發現一例已熄滅、后又重新閃爍的長周期脈沖星。這些發現表明，DART有望在長周期脈沖星搜索這一新興前沿領域發揮主力裝備的作用。

圖7 DART的可觀測天區范圍

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回顧和展望

歷經3年的建設，DART從圖紙變為現實。

從方案設計到運行調試，先后有約300 名科研人員為DART 研制直接貢獻了力量。骨干團隊來自國家空間科學中心、中國電科39 所和16 所、北京耐數電子技術有限公司(普源精測)、石家莊新元電子技術有限公司、廣州高科中實通訊技術有限公司、西安開容電子技術有限公司等單位。

中國科學院成都分院和四川省各級政府部門為項目選址和建設提供了有力支持。

回顧過去，科學-技術-工程全鏈路融合，科研-管理互為支撐，使得DART在建設速度(1年設計、1年驗證、1 年建設)、投資效率(設備投資僅1 億元)、數據質量(同頻段成像質量最高)幾個方面都實現了重大突破。經過半年多的試運行，在太陽觀測、射電天文等領域正在陸續產出重大成果，已經成為國之科研重器。

展望未來，DART還計劃增加射電天文后端、拓展觀測頻率、增建若干30 米口徑的大天線，以圓環陣為中心擴展為百千米級地面陣列，將角度分辨率提高兩個數量級、靈敏度提高一倍、時間分辨率提高到亞毫秒級，可以看到太陽射電活動區的內部演化細節，可以找到射電暫現源的多波段對應體，必將成為射電研究領域非常重要的科研裝備。

本文選自《現代物理知識》2024年4期YWA編輯

來源：《現代物理知識雜志》

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