图1：位于中国贵州省黔南布依族苗族自治州平塘县克度镇大窝凼的FAST望远镜鸟瞰图，图片来源：FAST张蜀新

引言：

说起中国“天眼”，大家大概都听说过。前几天我打车回国家天文台，老司机一上来就很兴奋地问我：“您是天文台的？贵州那个天眼望远镜是你们的吗？”我颇有些自豪地说：“对对，就是我们单位牵头建的。五百米口径，现在是世界最大。”然后司机就乐了：“五百米！真了不起！这么大的望远镜，是不是能看得最远？晚上能看到很多星星吧？你们都看到了些什么好玩的？” 老司机的“灵魂三问”很直白，但答案却没那么简单。

撰文 | 郑征（国家天文台）

责编 | 韩越扬 吕浩然

在回答这三个问题之前，我们先来介绍一下天眼吧：

“天眼”望远镜，天文学家一般叫它FAST，是英文Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope的简称，中文是500米口径球面射电望远镜。其中，500米是指FAST这口“锅”锅沿的直径，球面是说“锅底”的形状是个球面而非抛物面，而射电则是它的工作波段，也就是说它主要用来接收无线电波。

FAST目前是世界上最大的单镜面射电望远镜，而在此之前的世界纪录保持者是位于美属波多黎各的阿雷西博（Arecibo）射电望远镜，口径305米。FAST跟阿雷西博一样，都是建在喀斯特地形的大坑里面。FAST基础硬件的建设用了五年，而整个项目从最初的想法到最后验收，则历时二十多年之久。

图2：位于波多黎各的阿雷西博望远镜，口径305米。图片来源：naic.edu

1993年9月，国际无线电科学联盟第二十四届大会在日本东京召开，与会天文学家提出要在地球射电环境进一步恶化之前，尽快建设新一代的大射电望远镜（Large Telescope， 简称LT）。“天眼”之父南仁东先生并没有参加此次会议，但是他了解到详情之后，对这个项目产生了极大的兴趣，希望这个大望远镜能花落中国。

这也许就是建设FAST的最初动力。这个LT项目后来改名叫平方公里阵（Square Kilometer Array，简称SKA），也就是总接收面积可达1平方公里的望远镜阵列。随着南仁东等人的积极推动，设计建在贵州喀斯特地形中的一批200米到300米的射电望远镜成为了SKA的候选计划之一。

贵州的喀斯特地形不光形状合适，地下排水容易，不会因暴雨积水，而且远离大城市的信号干扰，是建造这种大型射电望远镜的绝佳台址。其余三个候选计划各有不同，其台址分别位于澳大利亚、南非和南美。由于是多国合作的大型望远镜项目，建造国之间的竞争非常激烈。2006年9月，SKA计划推进工作委员会排除了中国和南美的计划。现在的SKA计划选择同时建在澳大利亚和南非，并采取成百上千面小型射电望远镜阵列的形式。

虽然未能入选SKA，南仁东的大型射电望远镜设计理念却得到了很多顶级科学家的支持，并于2007年7月在中国发改委正式立项，成为中国自己主导设计和建设的大型望远镜项目。2011年3月25日，FAST工程正式在贵州省黔南布依族苗族自治州平塘县克度镇大窝凼动工。五年后，2016年9月25日，FAST落成启用。在经过三年半的调试期后，2020年1月11日FAST通过国家验收，正式进入运行阶段。

图3：FAST建设之前（左上）与建设之中（下）以及设计简图（右上）。图片来源: Li & Pan (2016)

FAST最引人注目的，首先自然是它的“大”。也许从上面的照片上并不容易感知它的大小，实际上我第一次走近FAST的时候，也是有一些失望的，因为它看起来并不如想象中的大。不过若是走到它的圈梁上，走完一圈需要多半个小时（PS：直径500米，你能算出它的周长吗？咱们评论见！），而从这口“大锅”的锅沿走到锅底，则要一两个小时的时间。这时才会从心底惊叹于它的巨大。

实际上，FAST巨大的口径并不是为了外表看起来更酷，而是为了能看到更弱更远的信号。望远镜的主要原理是将遥远天体发射过来的信号收集起来汇聚到一个点上。由于天体过于遥远，它发射到地球上的信号相当于是平行光，基本是均匀分布的，因此望远镜口径越大，它所能收集的信号也就越多，其收集信号的能力与望远镜的面积（注意不是口径）成正比。

FAST的有效口径是300米，阿雷西博望远镜（非线天线）的有效口径大约是200米，美国的绿岸望远镜（Green Bank Telescope）是100米，因此FAST的集光能力大约是阿雷西博的2倍，绿岸望远镜的9倍（再PS：想一想，为什么不是3倍？）。而且即便是未来的SKA一期中频（350 - 4000 MHz）部分的接收面积也是比不上FAST的。

射电望远镜的“大锅”负责收集遥远天体发射过来的射电信号，然后把这些信号反射汇集到一点，由位于这个点上的接收机来转化成电信号并传送到附近机房里的终端仪器进行进一步分析。一般小型的望远镜镜面都是抛物面，因为抛物面有个很好的特性，就是可以把平行光汇聚到它的焦点上。然而阿雷西博和FAST因为过于巨大，不可能做成可转动的抛物面，因此它们的反射面都采用了更容易建造的球面，而球面是没有焦点的，也就是说它虽然能起到一定的汇集作用，却无法将收集到的光子汇聚到一点。

图4：球面和抛物面反射的区别。左图为球面反射，可以看到平行光经球面反射后并不能汇聚到一点；右图为抛物面反射，可以将平行光汇聚到焦点上。图片来源：amazingspace.org

为了解决这个问题，阿雷西博在望远镜的上面加了一个格里高利反射系统（Gregorian reflector system），将经过球面主镜（也就是大锅）反射过来的光再经两次反射来汇聚到一点。当观测天上不同位置的天体时，只需移动这个系统即可。这个方法比较简单，在光学望远镜中也有很多成熟的应用。但是阿雷西博的这个反射系统很笨重（图2中悬在上方的那一大坨），整个平台大约有900吨重，它挡住了“锅面”上相当大的一部分，这样的光路造成了很多额外的干扰。

而FAST则使用了一种思路上更加直接的办法，那就是在观测时改变“大锅”的形状，将它变成抛物面。不过这种办法做起来却很有难度：由于地球的自转，天上的天体会不停地自西向东移动，因此如果要盯着同一个天体长时间观测的话，这个抛物面就得不停的改变方向以正对着目标天体，而实时精确地改变几百米大的反射面又谈何容易。

FAST的大锅由四千多块三角形的面板组成，这些面板拼起来共有两千多个节点，每个节点上都装了一个促动器（图4中的黄色推杆）连接在地面上。这些促动器由电脑控制，在观测的过程中不停的拉动面板，将正对目标天体的那部分面板调整成合适的抛物面形状。因此FAST在观测过程中实际上只用了部分面板，而这部分面板的口径是300米。

图4：连接在面板节点上的促动器。上图为示意图（Nan et al. 2011)，下图为照片（黄色杆子）

FAST所要观测的射电信号波长最小可到厘米量级,因此面板移动的精度必须控制在1厘米以内。为了保证抛物面的形状能达到足够的精度，FAST在反射面板上装了很多反射镜来帮助实时测量面板位置以便进行实时调整。这些反射镜会反射测量基墩上发出的测距激光束，我们便可通过测量激光的反射时间来精确测量它们的位置（图5）。

图5：在夜晚拍摄的面板上的反射镜。当相机闪光灯亮起的时候，所有的反射镜都将光反射回相机，于是就形成了这些排列整齐的亮点

FAST由于有了实时变动的抛物面反射镜，便不需要额外的改正系统来将信号汇聚到一点，因此只需将轻的多的接收机定在焦点上即可。FAST周边竖立了六个巨型金属塔，在这六个塔上分别伸出六根钢索吊住中心的馈源仓（见图6，就是放接收机的地方）。这样的馈源支撑系统轻巧的多，也减少了很多光路上的干扰。

图6：FAST馈源仓。下图为吊在空中的状态；上图为降落在“锅底”的状态，露在外面圆盘状的是19波束接收机

FAST在观测的时候，会根据天体的位置不停地调整馈源仓的位置和反射面的形状，以保证其信号会被完美地汇聚到馈源仓内的接收机上（图7）。

图7：FAST观测时反射面变形（红色区域）及馈源仓（中间吊着的金属仓）移动示意图

上面说了这么一堆，基本意思就是FAST是我国自主建造的望远镜，它口径巨大，集光能力世界一流，而且有一些黑科技来确保其观测精度。让我们再回到最初老司机的“灵魂三问”：

Q1:FAST口径最大，是不是能看得最远？

FAST是现今世界上最大且最灵敏的单镜面射电望远镜，但却不一定是看得最远的望远镜。望远镜能看多远不光与它的大小有关系，还与要看的东西有多“亮”有关。FAST的设计工作频率是70-3000MHz，与收音机及手机信号的频率类似，而大多数最遥远的天体在这个频段并不是很亮。

因此虽然FAST灵敏度很高，其实并不见得能比其它波段的望远镜看得更远。迄今发现的最遥远的一批天体大都是星系和类星体，它们几乎都是光学和红外望远镜发现的。不过若是在其工作频段内，FAST肯定看得最远。

Q2：用FAST能看到很多很多星星吗？

夜空中绝大多数肉眼能看到的星星在射电频段发出的辐射也是非常微弱的，所以FAST在看恒星方面并不是特别擅长。而且FAST所在的区域虽然夜晚光污染不多，但时常会下雨，雨水并不会对射电波段的观测造成很大影响，但是夜空中的繁星在阴雨天气中就无法看到了。不过，若是能碰上晴朗的夜晚，也是有机会用肉眼享受美丽的星空的（图8）。

图8：FAST与夜空，照片左上角为正好划过天空的一颗流星，图片来源：FAST张蜀新、黄琳

Q3:FAST到底能看什么？

这个问题实际上也是天文学家们最关心的。FAST于今年5月份正式公开征集观测计划，将2020年8月至2021年7月期间大约40%的时间拿出来用于全国的科学家自由观测申请。在此之前，FAST科学委员会已经遴选并启动了五项FAST优先和重大项目，并将50%的观测时间用于这些项目的观测。这些项目基本上代表了FAST最擅长，而且也最容易看出成果的方向。

这五个大项目分别是：

（1）多科学目标漂移扫描同时巡天（CRAFTS; Li et al. 2018）

（2）银道面脉冲星巡天

（3）脉冲星测时

（4）M31中性氢成像和脉冲星搜寻

（5）快速射电暴

前四类项目基本可以总结为看脉冲星和中性氢谱线，而最后一个则是新兴的一种暂现源。下面我们分别来解说一下这三个部分：

脉冲星是一种比较极端的天体，一般认为它是由中子星的快速旋转所造成的电磁脉冲信号。FAST在其调试期间便已经开始了脉冲星观测。2017年8月22日，FAST探测到了它的第一颗新脉冲星（图9），而至今为止，已经确认探测到了100多颗新脉冲星，整个巡天预期将会发现上千颗新的脉冲星。

图9：FAST发现的第一颗脉冲星艺术想象图（上图）和第一颗毫秒脉冲星（下图，其脉冲周期约为5.19毫秒），图片来源：王培

除了发现新的脉冲星以外，对脉冲星发射的脉冲进行测时也非常重要。一般来讲，脉冲星的脉冲周期是非常准时的，通过对脉冲星持续的测时，研究这些脉冲周期的变化，不仅可以探知脉冲星内部的物理结构，甚至可以探测宇宙空间内的背景引力波。

中性氢就是氢原子，结构非常简单，就一个质子加一个电子，但它是宇宙中含量最多的原子。像银河系以及隔壁的仙女星系这样的星系中，到处都弥漫着中性氢原子，它是星系内气体的重要组成部分，也是产生太阳以及夜空中其他闪亮恒星的原材料。

氢原子会发出一种很有特点的谱线，是由它的质子和电子的自旋相互作用产生的，这种谱线的能量很低，波长是21厘米，因此也叫21厘米线，换算成频率则是1420 MHz，正好在FAST观测频率范围之内。21厘米线的观测可以告诉我们银河系内以及众多河外星系里中性氢的含量，而这是在别的波段几乎无法测量的。因此这个波段也受到人们的特别保护，一般的人造信号是不允许使用这个频率的。

图10：M31是距离银河系最近的大型旋涡星系。上图为M31的光学波段照片；下图为用26米的射电望远镜拍摄的M31中性氢21厘米线图像（左下），以及用21厘米线测得的M31不同部分的速度（右下）。光学图片来自Toren Hansen (wikipedia)，中性氢图片来自Chemin, Carignan & Foster（2009）

之前阿雷西博也曾经做过中性氢巡天，只不过观测的天区比较小，其河外中性氢巡天大约扫过了整个天空的1/6，共探测到了三万多个河外星系，距离基本都在8亿光年以内（Haynes et al. 2018）。这已经是现今最深的大面积河外中性氢巡天了。而FAST的漂移扫描巡天计划观测大约整个天空的1/2，预期能看到几十万个河外星系，最远距离可达10-60亿光年。

大范围地同时搜寻中性氢和脉冲星信号，实际上是一个很有雄心的计划。阿雷西博当年的脉冲星和中性氢巡天是分开进行的。这种新的同时搜寻的技术手段将大大加快巡天的速度。

图11：CRAFTS计划（crafts.bao.ac.cn；Li et al. 2018）

快速射电暴是一个新兴的热门领域。快速射电暴是一种非常强大的射电爆发，它在几个毫秒到几十毫秒内能释放出相当于太阳在一整天内释放的能量。自从2007年邓肯·洛里默（Duncan Lorimer）和他的学生大卫·纳科维奇（David Narkevic）发现了第一个快速射电暴事件之后（Lorimer et al. 2007），这个领域也迅速走红。这些年来，快速射电暴事件一共发现了几百例，但它们的起源仍是一个谜。2018年11月，FAST发现了第一个新的快速射电暴FRB181123（Zhu et al. 2020）。后续更多的FAST观测也许会为我们揭示出它的谜底。

除了以上重要的科学问题以外，还有一个很让人纠结的问题：FAST能不能探测到外星人？我们这里暂不讨论有没有外星人的问题，只来考虑另一个相关问题：如果有外星人，而且他们已经建立了相当高级的外星文明，那么，用什么手段最容易探测得到他们？

要探测这些文明的信号，就要找到一个在太空传播过程中最不容易衰减的波段，而射电波段正好符合这个要求。另外，射电波段的信号也更容易携带文明的“技术特征”，比如我们平时用于远距离通信的手机、卫星天线等等都用的是射电波段。当年乔丝琳·贝尔（Jocelyn Bell）最初发现脉冲星信号的时候，就怀疑过那是外星“小绿人”发射过来的信号，因为这些脉冲的周期太整齐了，非常像人为的信号。

在小说《三体》中，叶文洁与三体人的接触也是通过“红岸”基地发射的射电信号，从而将地球暴露在了三体文明的威胁之下。FAST作为现今最灵敏的射电望远镜，也许确实是最有希望探测到外星文明信号的设备之一。不过大家可以放心，FAST只有接收天线，并没有发射雷达，即便探测到外星文明也暂时不可能发射信号去联系他们。

作者简介：郑征，2004年山东大学本科毕业，2014年约翰霍普金斯大学博士。现为中国科学院国家天文台副研究员。主要研究领域为星系形成与演化，中性氢吸收线等。

参考文献：

[1] Chemin, Carignan & Foster, 2009, Proceedings of Panoramic Radio Astronomy: Wide-field 1-2 GHz research on galaxy evolution. June 2-5 2009. Groningen, the Netherlands. Edited by G. Heald and P. Serra. 

[2] Haynes, et al., 2018, The Astrophysical Journal Letters, Volume 861, Issue 1, article id. 49, 19pp.

[3] Hewish, Bell, et al., 1968, Nature, Volume 217, Issue 5130, pp.709-713

[4] Li & Pan, 2016, Radio Science, Vol. 51, p. 1060-1064

[5] Li, et al., 2018, IEEE Microwave Magazine, Vol. 19, issue 3, p. 112-119

[6] Lorimer, et al., 2007, Science, Volume 318, Issue 5851, pp. 777

[7]Nan, et al., 2011, International Journal of Modern Physics D, Vol. 20, No. 6, p.989-1024

[8] Zhu, et al., 2020, The Astrophysical Journal Letters, Volume 895, Issue 1, id.L6