摘要：FAST作为世界顶级射电望远镜，虽在诸多方向取得重要成果，但它的局限性也日益显现。FAST二期工程概念的提出，旨在发展低成本、快速实施的阵列升级方案。FAST二期工程不仅提升了灵敏度，还将增强高分辨率成像能力，显著推进时域天文、遥远星系中性氢探测、宇宙大尺度结

原文发表于《科技导报》2025年第5期《中国天眼工程升级计划—FAST核心阵设计和关键技术研究》

FAST作为世界顶级射电望远镜，虽在诸多方向取得重要成果，但它的局限性也日益显现。FAST二期工程概念的提出，旨在发展低成本、快速实施的阵列升级方案。FAST二期工程不仅提升了灵敏度，还将增强高分辨率成像能力，显著推进时域天文、遥远星系中性氢探测、宇宙大尺度结构、暗能量等前沿研究。《科技导报》邀请中国科学院等单位的研究人员解读FAST核心阵设计和关键技术，让我们跟随作者一睹中国天眼工程升级计划。

射电天文学始于20世纪30年代初，在过去的90年里为人类天文学的发展作出了诸多重要贡献。然而，中国的射电天文事业起步较晚，直到新中国成立后才逐步发展。进入21世纪，随着国家综合国力的提升，中国射电天文学迎来了快速发展的新时期，陆续建成了一批现代化设备，研究领域涵盖各学科天文课题。为进一步推动中国射电天文学的发展，国家发改委于2007年正式批复500米口径球面射电望远镜（Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope，FAST）项目，并于2016年9月竣工。作为全球最大的单口径射电望远镜，FAST的建成不仅标志着中国在这一领域的重大技术突破，也为未来10年内赶超国际领先水平提供了宝贵机遇。

当前，国际射电天文学的发展正朝着更高的空间分辨率、更精细的谱线分辨率以及更高的灵敏度方向推进，以便探测到更暗弱、遥远的天体。虽然FAST在灵敏度上已领先于其他百米口径射电望远镜，然而单口径望远镜的固有局限在分辨率和成像能力方面难以突破，这已成为制约中国在射电时域天文学、宇宙成分与演化研究以及引力波探测等前沿领域取得进一步突破的瓶颈。

目前，全世界主要厘米波射电干涉阵列如表1所示。国际大科学计划如平方公里阵列射电望远镜（Square Kilometre Array，SKA）和下一代甚大阵列（Next Generation Very Large Array，ngVLA）相继启动，并计划于2029年和2035年分别完成其第一阶段的建设任务。SKA1的灵敏度预计将达到1560 m²/K，而ngVLA的灵敏度预计将达到3014 m²/K，这对FAST的性能优势提出了严峻挑战。

表1 世界上主要综合口径射电厘米波干涉阵列

面对日益激烈的国际竞争，提出FAST二期工程，通过建设FAST核心阵进一步升级FAST以提升其分辨率和成像能力（图1），使中国在射电天文学领域长期保持国际领先地位。

图1 FAST核心阵效果

FAST工程二期的目标是建设基于FAST的射电干涉阵列（FAST核心阵），以提升现有的空间分辨率和成像能力，保持其在灵敏度方面的国际领先地位。具体科学目标为：1）宇宙大尺度结构与HI巡天；2）星系动力学与星系演化；3）脉冲星研究；4）FRB探测；5）星际介质探索；6）AGN与黑洞研究；7）生命起源与地外文明探索。

2.1 建设目标

FAST工程二期的总体建设目标是到2030年，在FAST周边30 km范围内建成由64台40 m口径天线组成的大型干涉阵列，从而大幅提升FAST的综合性能，超越国际SKA项目和美国ngVLA项目的观测能力，确保中国在低频（厘米波段）射电领域的国际领先地位。

2.2 技术方案

FAST工程二期项目将采用40 m口径望远镜组阵，主要基于2个关键因素。首先，40 m口径望远镜与FAST的19波束馈源具有理想的视场匹配，适合组阵配置。为维持FAST的灵敏度水平（2600m²/K），计算结果显示，不同口径望远镜与FAST组阵所需的天线数量各不相同。如图2所示，灵敏度曲线显示，为保持FAST的超高灵敏度优势，100 m口径望远镜需要4台，60 m口径需要15台，40 m口径需要至少24台，30 m口径则需至少42台。这意味着该综合阵列将拥有与FAST相当的探测致密射电源的能力，能够进行精确定位，确保不会错失重要的科学发现。

图2 阵列灵敏度与天线数量及口径的关系

其次，成本效益是另一个主要考虑因素。当口径超过40 m时，单位面积成本呈显著增长。因此，30 m或40 m望远镜是与FAST组阵的最经济选择，其中40 m口径望远镜的单位面积成本相对较低（图3）。

图3 不同口径天线的单位面积成本对比

项目计划于2027年前完成24台40 m口径望远镜的建设，并将率先实现与FAST组阵观测。这些望远镜将分布在5 km半径范围内，最大基线长度为10 km。在1.4 GHz频率下，该阵列可实现约5”的成像分辨率，提升FAST当前分辨率33倍。

到2030年，项目计划再完成40台40 m口径望远镜的建设，扩展至FAST周边30 km半径。随着天线数量的增加，阵列的UV覆盖和灵敏度将进一步提升，灵敏度将达到6000m²/K。届时，将完成FAST二期阵列的升级，并与国内其他大口径射电望远镜进一步融合，形成全国中低频甚长基线干涉测量网（Verylong-baseline interferometry，VLBI网）。该网络的角分辨率将达到15 mas，成为全球领先的中低频射电观测网络。FAST核心阵各建设阶段时间节点、性能与国际前沿干涉阵列对比见表2。

表2 干涉阵列性能对比

贵州省黔南州FAST周边30 km范围内，即FAST电磁波环境保护区。在此区域建设阵列望远镜既不影响地方经济发展，又能充分利用优良的台址环境，还能发挥FAST的灵敏度优势，可谓一举三得。

图4 FAST核心阵5 km内备选点位分布

望远镜选址需在目标区域内通过地形测绘和地质要素考察及勘测等开展地学综合分析，筛选出具备建设、施工条件的备选点位。在此基础上，进行电磁环境监测，确定符合射电观测条件的优选台址。目前FAST台址5 km范围内的备选台址的点位分布和地理信息见图4。图5~图8分别给出其中白龙台址和白马台址的电磁环境测试及结果。可见，在FAST电磁环境保护区内中低频射电观测条件优质，符合预期。

图5 白龙台址的电磁环境测试

图6 白马台址的测试

图7 白龙台址正南方向1~3 GHz电磁环境测试

图8 白马台址正南方向1~3 GHz电磁环境测试

4.1 40 m口径望远镜设计及建造

40 m天线主要由天馈分系统、结构分系统、伺服分系统3部分组成（图9）。天线工作时，射电信号由主反射面反射后汇集到焦点，能量经位于焦点的馈源进入低噪声放大器（lownoise amplifier，LNA）并放大送至后端设备。天线运动性能指标见表3。40 m望远镜全口径工作频率不低于5 GHz，反射面中心区域22 m为实心面板，这部分工作频率不低于20 GHz（图9），实现一些高频谱线观测的科学需求。

图9 40 m天线结构示意

表3 40 m天线运动性能指标

4.2 混合阵列数据处理与非均匀口径成像

FAST核心阵是一个由口径巨大的FAST天线和一批口径较小天线组成的混合阵列。混合阵列的优势：一方面是使用FAST的大口径反射面可以显著提高接收面积和灵敏度；另一方面采用多个中小型天线与之组阵，可以在维持较低成本情况下提高角分辨率，实现更好的UV采样，降低合成波束旁瓣，改善成图质量。在对混合阵列数据进行处理时，需对传统均匀口径干涉阵列成像算法进行修正。针对不同科学目标的实际需求，基于混合阵的干涉成图处理算法将是FAST二期工程的必要关键技术之一。此外，FAST核心阵早期将使用FAST 19波束接收机加入干涉组网，未来相位阵馈源（phased arrayfeed，PAF）接收机研制完成后，将替代多波束加入干涉阵列。为此，基于FAST多波束的混合阵列数据相关处理、波束合成及成像算法也是FAST二期的重要建设任务之一。

综上所述，通过对混合阵列相关问题的研究，包括理论分析、仿真模拟，以及使用实测数据进行检验，实现FAST二期的关键技术突破，可大大增加未来射电阵列的设计选择，根据科学需求、天线结构、电子设备、站址和辅助设施的不同成本和要求，进行更灵活的设置，使中国在中低频射电天文学方面保持国际领先地位。

4.3 高性能常温接收机

出于成本的考量，在综合孔径阵列中不宜像单体大口径望远镜一样不惜成本提升接收机性能。另外，阵列望远镜分布有一定的距离，维护工作难度同样显著增加，故提高接收机系统的可靠性对阵列望远镜后期维护成本有非常重要的现实意义。相比于传统的制冷接收机技术，常温接收机系统因不需要制冷措施，系统的复杂程度得到大幅降低，故在成本及可靠性方面有绝对的优势。还存在以下几个问题需要解决：（1）目前高性能低噪声放大器晶体管主要依赖进口，不排除未来完全禁运的可能；（2）目前国际上先进的常温低噪声放大器在噪声方面已经接近传统制冷低噪声放大器的水平，但在工作带宽上还存在较明显差距。基于FAST二期的需求针对上述问题开展高性能常温接收机系统的研究，具体工作包括：（1）利用新兴的磷化铟基底材料研制国产化晶体管及低噪声放大器，其中放大器噪声温度须低至7 K左右，工作带宽须达到3倍带宽，解决关键器件依赖进口的问题；（2）创新性地采用馈源和放大器一体化设计进一步减少插入损耗，保证接收机的系统温度可以控制在25 K左右，最终研制完成具有国际领先性能的常温低噪声接收机及配套技术。

4.4 实验阵列样机数据链路及相关数据中心

将在望远镜阵列各站建设配套屏蔽机房，机房内安装望远镜本地控制单元、时频单元、接收机数字终端等。阵列单元安装工作频率、噪声温度等性能完全一致的接收机，各站接收机观测信号通过光纤首先进入本地数字后端，在本地完成数字化，数字信号由光缆传输到望远镜阵列相关中心。数字信号相比模拟信号，在传输过程中具有更强的抗干扰能力，并且数字信号将在天线本地标记时间戳后再传输，避免长距离光纤传输带来的相位误差，各站观测数据在相关处理中心完成相关处理后进行存储，如图10所示。相关处理服务器是望远镜阵列的核心数据处理设备，阵列中的每台天线都会产生基带数据流，为了实时处理这些高速数据流，需要搭建专用的硬件相关处理机。

图10 FAST核心阵的数据后端设计

FAST工程二期升级，将使中国在射电天文学领域迈入一个新的发展阶段。通过建设以40 m口径望远镜为单元的高灵敏度、大规模干涉阵列，它不仅可以保持FAST现有的高灵敏度水平，还能够极大提升其空间分辨率和观测能力，形成一个具备国际竞争力的中低频射电观测平台。首先，FAST核心阵第一阶段的建成将显著提升中国在射电天文领域的科学发现潜力。其次，FAST二期工程不仅将满足当前科学研究的需求，还为未来的低频射电天文学研究奠定了坚实基础。FAST核心阵的建设还将为中国在射电天文设备研发、技术创新及国际合作中带来深远影响。

总之，FAST二期项目的建设与发展，将不仅满足中国在射电天文领域的前沿科学需求，还将在全球射电天文学的技术与研究领域中占据重要地位。未来，项目将为推动中国从“天文大国”向“天文强国”的转变做出积极贡献，并引领国际低频深度射电天文研究的前沿方向。

来源：科技导报