射电望远镜(观测和研究来自天体的射电波的基本设备)

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射电望远镜（radio telescope），简称射电天线、天线，是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。射电望远镜一般要求具有高灵敏度和分辨率。其体积庞大，运转灵活，昼夜可用，雨天也可用。

1937年，美国无线电工程师雷伯发明了世界上第一架射电望远镜。1946年，曼彻斯特大学开始建造固定抛物面射电望远镜并于1955年完工，其他国家也相继建造出了大小与形状不同的早期射电望远镜。20世纪50年代，马丁·赖尔发明了综合孔径射电望远镜，并因此获得1974年的诺贝尔物理学奖。20世纪90年代开始，射电天文技术突飞猛进。1994年，中国天文学家南仁东提出建设500米口径球面射电望远镜的构想，后于2016年建成并启用。2021年7月，全球超过10个国家合资建造平方公里阵列射电望远镜（SKA）射电望远镜，预计于2028年建设完成第一阶段。

射电望远镜系统由天线系统、接收系统、记录和数据处理显示系统等组成。天线系统的作用是收集来自天体的射电波段信息，接收系统的作用是将微弱的无线电信号放大，记录系统是使用记录仪或电表将经过接收机放大的信号记录下来，并传送给数据处理和显示系统（计算机系统）。射电望远镜与光学望远镜的不同之处在于，前者收集的是微弱的无线电波，后者收集的是可见光。

射电望远镜取得了众多成果，比如发现脉冲星、双星脉冲星、类星体、背景辐射等，对于分子天文学、射电天文学都具有重要意义。世界上著名的射电望远镜有阿雷西博射电望远镜、绿岸望远镜等，中国的射电望远镜有500米口径球面射电望远镜（FAST）、天马等。

历史沿革

1932年，美国贝尔电话实验室的电信工程师央斯基（Karl Jansky）在研究长途电信干扰时用了长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，过程中他发现一种来自天空但源头不明的“咝咝”射电信号，且每隔23小时56分4秒出现最大值的无线电千扰，经过深入研究发现这“咝咝”声是来自银心方向的宇宙无线电波。

1937年，美国无线电工程师雷伯（Reber Grote）架设了一个直径9.6米的金属抛物面天线，首次收到了来自银河系的无线电，证实了央斯基的发现。雷伯的天线是世界上第一架射电望远镜，也是第二次世界大战之前全世界唯一一架抛物面射电望远镜。其射电望远镜的抛物面天线直径达到了9.45米，能够在1.87米的波长内获得12度的铅笔形方向束，并能够对来自于太阳与其他某些宇宙天体发射出来的无线电波进行接收。雷伯的这项发明，使他成为抛物面射电望远镜的首创者。

第二次世界大战中，英国的军用雷达接收到了太阳发出的强烈无线电“噪音”，这表明雷达所用的超高频设备也可用于接收太阳和其他天体的无线电信号。战后，一批雷达专家把掌握的雷达测量技术应用到天文观测上，揭开了射电天文学发展的序幕。

1946年，曼彻斯特大学开始建造直径为66.5米的固定抛物面射电望远镜，于1955年成功建造出了当时全球最大的直径为76米的可转抛物面射电望远镜。与英国同时期建造抛物面射电望远镜的国家还有美国、苏联、法国、荷兰等国家，这些国家也相继建造出了大小与形状不同的早期射电望远镜。直径超出10米的射电望远镜都被用到了对太阳的观测方向，还出现了直径在20一30米之间的抛物面望远镜，发展了早期的射电干涉仪与综合孔径射电望远镜。

20世纪50年代，英国剑桥大学的马丁·赖尔（Hughes Medal）开始研究用多台射电望远镜干涉的方法，并发明综合孔径射电望远镜，他因此获得1974年的诺贝尔物理学奖。1951年，克里斯琴森（Wilbur Norman Christiansen）把两架或多架射电望远镜放在一定的距离上组合起来，制成射电干涉仪，大大提高了测量方位的精度。

1960年，位于阿雷西博的300米固定口径的电离层望远镜开始建设，1963年，这台当时世界上口径最大的射电天文望远镜顺利建成。科学家们相继建成了美国国立射电天文台的42.7米、加拿大射电天文台的45.8米、澳大利亚射电天文台的64米全可转抛物面。然而，由于可转抛物面天线造价昂贵，固定或者半固定孔径形状的天线技术便得到了发展，从而建成了诸多干涉仪与十字阵。20世纪90年代，射电天文技术突飞猛进，从单天线观测到综合孔径望远镜，到甚长基线干涉仪，分辨率从几十角分提高到毫角秒量级，彻底改变了天体测量的面貌。

1994年，中国天文学家南仁东提出建设500米口径球面射电望远镜的构想，2016年，该设备建成并启用。随着国际化的发展，人们为了更好的观测星体，各国开始联合起来进行观测。2021年7月，全球超过10个国家合资建造平方公里阵列射电望远镜（Square Kilometre Array，SKA）射电望远镜，预计于2028年建设完成第一阶段。2022年12月5~6日，政府间国际组织平方公里阵列天文台（SKAO）分别在南非和澳大利亚台址举办SKA建设启动仪式。

基本组成

射电望远镜具有三个基本组成部分：

（1）一个或多个天线来收集传入的无线电。大多数天线是抛物面天线，就像曲面镜可以将可见光聚焦到一点一样。

（2）一个接收器和放大器，以放大非常微弱的无线电信号到可测量水平。自然发生的无线电波从太空到达地球时非常微弱。手机信号比我们的射电望远镜探测到的宇宙波强十亿倍。放大器非常敏感，通常会冷却到非常低的温度，以最大程度地减少金属中原子运动产生的噪声（称为热噪声）造成的干扰。

（3）一个记录器来记录信号。由于天文学家使用复杂的软件来处理和分析数据，大多数射电望远镜直接记录到某种形式的计算机存储盘上。

基本原理

射电望远镜是由天线系统、接收系统、记录和数据处理显示系统等组成的。

天线系统

常用的天线系统是旋转的抛物面天线，其优点在于具有汇集射电波的接收面，频带较宽，易于进行机械跟踪和扫描，但是机械结构与精度要求相矛盾。由于天线的镜面误差要保持在工作波长的1/20以内，观测波长越短，对天线的精度要求就越高。对于米波信号观测，天线可以采用金属网制成；对于厘米波信号观测，则需要采用极光滑的金属板天线。巨大的天线系统是射电望远镜最为显著的标志和最重要的部件。射电天文望远镜的安装系统有三种形式：一是旋转抛物面天线；二是固定抛物面天线；三是系统组合天线。长期以来，巨型天线研制和变形问题一直是天线系统的技术难题。随着天线技术的发展和制造工艺水平的提高，突破大面积射电望远镜天线的制造技术，并解决因温度和重力弯沉引起的天线变形和大气抖动的随机影响问题，使建造更大口径的射电望远镜成为可能。

接收系统

射电望远镜的接收系统主要是一台接收机，其作用是将微弱的无线电信号放大。来自天体的射电信号，经过抛物面反射集中到位于抛物面焦点的接收机上，通过信号功率放大器，将信号强度放大10～1000倍。使用记录仪或电表将经过接收机放大的信号显示出来，并进行记录。现代射电望远镜的数据采集和记录都由计算机来完成。随着数字技术的广泛应用，射电望远镜利用计算机不仅可以进行数据处理，还可以实现综合孔径和谱线观测等。

记录系统

记录系统是使用记录仪或电表将经过接收机放大的信号记录下来，并传送给数据处理和显示系统（计算机系统）。

性能指标

灵敏度

灵敏度指射电望远镜“最低可测”的能量值，这个值越低灵敏度越高。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声、增大天线接收面积、延长观测积分时间等。延长观测积分时间等。

其可探测的最小辐射流量：，

其中，为波耳兹曼常量，；为噪声温度，单位为；为天线的有效面积，单位为；为信号检测积分时间，单位为；为接收机的有效噪声带宽，单位为。

分辨率

分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。射电望远镜的分辨率取决于天线的口径和所接收射电的波长。对于普通形式的天线，其分辨角为，

其中，为接收的射电信号的波长；为天线直径。由于射电的波长较长，所以普通的单个射电望远镜的分辨率都不高。

为了提高射电观测系统的分辨率，往往采用一种所谓“干涉”的方法提高分辨率，即在相距的两站安装射电望远镜同时观测射电信号，并对两组同步观测信号进行处理，该系统的分辨角为，

其中，为接收的射电信号的波长；为两天线之间的距离。

类型

单镜面射电望远镜

单镜面射电望远镜是一切形式射电望远镜的基石，其接收机后端配置及观测模式调整相对简单灵活。这种射电望远镜的角分辨率和灵敏度分别与其孔径成逆线性和逆平方关系，所以射电天文学家一直追求大二精的主反射面、尽可能低噪声的接收机、并配置较完备的后端，以满足射电天文学发展的需要。比如RATAN-600射电望远镜、绿岸望远镜都是单镜面射电望远镜。

综合孔径射电望远镜

用于天体测量的射电波长（厘米、毫米）比光学观测波长大几个量级，因此即使用100米射电望远镜观测，分辨率也要大到几十角分。20世纪50年代英国剑桥大学的马丁·赖尔开始研究用多台射电望远镜干涉的方法。射电干涉中，各单元收集的信息以电信号为形式，可用电缆传输到相关处理器处理，后来还发展到用“微波接力”，这要比光干涉的信息处理容易实现。综合孔径射电望远镜为若干台射电天线按两维排列的干涉阵，其中部分天线可以移动位置，以改变基线的组合；基线（望远镜之间的距离）跨度为几千米到几十千米，也称为“射电长基线干涉阵”。基线长度越大，分辨率越高，综合孔径射电望远镜分辨率可达1″到0″.1量级。综合孔径射电望远镜由马丁·赖尔发明，他因此荣获1974年的诺贝尔物理学奖。

特殊的射电望远镜

由于天文观测的特殊性，为了提高射电望远镜的分辨率、满足不同频段射电信号的观测，科学家设计了甚长基线干涉、空基甚长基线、综合孔径射电望远镜等射电观测望远镜。

为了获得更长的基线，进而提高射电望远镜的分辨率，将射电天线安置在卫星上，并与地面的射电天文望远镜构成空基模式的VLBI测量系统（SVLBI）。

英国射电天文学家M. Ryle发明（1974年诺贝尔物理学奖）。A、B两个小天线，A为固定，B为移动（实际工作中采用多个固定替代）。

甚长基线干涉仪（very long baseline interferometer）是孔径综合方法在极高分辨率上的应用，有时也被称为独立本振干涉仪。其实质是用相距非常远的、独立的、具有高稳定性的外差振荡器所产生的讯号来代替普通干涉仪所用的共同的外差信号，把每台天线接收的高频信号转换为中频信号独立地记录在盒式录音磁带上，事后通过计算机对这些信号进行相关处理。大部分的甚长基线干涉工作是利用分布于各个大洲和地区的现有射电望远镜进行的，但这种干涉网阵元分布不很理想，所以美国国立天文台建造了独立的、规模巨大的干涉系统-甚长基线阵，组成了从加拿大边境到拉丁美洲维尔京群岛，从美洲大西洋海岸到夏威夷群岛的大天线阵。

与此同时，欧洲的意大利、德国、荷兰、英国、法国、瑞典以及俄罗斯、波兰的一些天文台也联合起来在已有的天线基础上组成欧洲的甚长基线干涉网EVN（European VLBI Network）。中国的上海市天文台和乌鲁木齐站的25米天线加上中国科学院云南天文台的10米天线构成了一个中国的甚长基线干涉仪网，其优点是正处于欧、美、澳甚长基线干涉仪网的中间，所以可以分别和国际上的甚长基线干涉仪进行联合观察，具有重要的作用。

工作内容

射电望远镜可用来采集、观测和研究来自宇宙天体的射电波信号的许多大型天线或天线阵列，可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量，用以研究宇宙奥秘，如星系演化、地球之外星体的生命与文明、宇宙磁场等。

对比分析

射电望远镜收集的是微弱的无线电，将其聚焦，放大并提供使用。光学望远镜可以收集可见光，将其聚焦，放大并提供给各种仪器分析；由于无线电波比光波长，射电望远镜在物理上必须比光学望远镜大，才能拍摄出分辨率相当的图像。

研究成果

发现脉冲星

20世纪30年代，詹姆斯·查德威克发现中之后预言宇宙中存在由中子组成的星体。1934年，其他科学家也提出了中子星理论，但是中子星光度比恒星低了几十亿倍，因此很难让人发现。直到1976年，英国剑桥大学的博士贝尔（bell）才偶然发现时隐时现的脉冲射电源。之后，为了提高行星闪烁的观察能力，剑桥大学专门设计了一台射电望远镜，该射电望远镜由2084个全波偶极天线组成，整个天线摆成一个长方形矩阵，南北长45米，东西长470米。望远镜工作波长为3.7米，具有较高灵敏度，相当于一架165米口径的抛物面天线射线望远镜。经过观测，科学家发现发现该闪烁源发出的射线信号非常有规律，每隔1.3373秒就能记录到一次脉冲信号。同时，贝尔在对过去记录的大量观测数据中仔细查找相似的现象，又发现了3颗有类似规律的“闪烁源”。

1968年2月，安东尼·休伊什（A.Hewish）和贝尔等人在英国《自然》杂志上发表论文，宣布发现了一种极其奇异的天体射电源，在太阳系之外发射短暂而有规律的无线电脉冲，取名为脉冲星；并指出该脉冲射线源很可能就是理论预言的中子星。1974年，安东尼·休伊什因其发现脉冲星和在射电天文学中做出的重要贡献而获得诺贝尔物理学奖。

发现双星脉冲星

阿雷西博射电望远镜在发现太阳系外第一颗行星的过程中发挥关键作用，并帮助天文学家识别了飞越地球的潜在危险小行星。1974年，阿雷西博发现了第一颗双星脉冲星，间接证实了广义相对论的预言。此外，该望远镜还绘出第一幅金星表面的雷达图，并在1992年首次发现太阳系外的行星系。

发现类星体

射电望远镜的发明使用让人们发现了类星体，这是射电天文学20世纪30年代诞生以来斩获的第一项发现。类星体的发现使世界科学为之轰动，且让天文学对射电天文学刮目相看。射电望远镜体积庞大，但运转灵活，昼夜可用，雨天也可用，并接收到了类星体的无线电波，起初科学家并不知道这是什么，也无法定位。1959年，西里尔·哈扎德（Cyril Hazard）和约翰·博尔顿（John Bolton）一次掩星期间使用帕克斯射电望远镜获得了类星体的具体位置，发现了类星体。之后，科学家们陆续发现了许多类星体，扩大了人类的视野。

发现宇宙微波背景辐射

1965年，科学家利用射电望远镜发现了宇宙微波背景辐射，认为宇宙大爆炸之后37.5万年，原始火球开始变得透明的时候，大约3000℃的“火球表面”开始发出这种辐射，从这个时候开始的辐射充斥了现在看到的整个空间，由于宇宙经历此后137亿年的膨胀之后，至今已经冷却到-270℃（2.7K）的极低温度。这个温度的辐射峰值出现在射电区域中2毫米波长处的微波波段。

影响领域

分子天文学

射电望远镜可以用来寻找宇宙中的星际分子，并促进了分子天文学的创立。截至1985年，其发现的星际分子种类繁多，其中有无色、无味、无臭的水分子，也有有臭味的氨分子；有地球上常见的氢分子（H2），也有地球实验室中观测不到的甲，有毒性甚烈的氢氰酸分子（HCN），也有通常称为乙醇的乙醇分子（C2H5OH）。1974年，在人马星座B2星际云中发现的乙醇分子，比人类有史以来通过植物种子发酵酿造的酒精总量还要多。此外，还有许多自由基如氯基（CN），分子离子如甲酰离子（HCO+）和不稳定分子如硫化硅（SiS）等。据科学家分析，已发现的星际分子由碳、氢、氧、氮、硅、硫六种元素组成。其中有机化合物差不多占80%。特别是一系列结构复杂的共轭多键有机分子和多糖分子的认证，引起了人们重视，有人称这些分子是生命前分子。据报道，这些成就可能丰富和发展人类对宇宙、天体演化、银河系结构、地球的起源和演化以及生命的起源等方面的认识。

射电天文学

射电望远镜是用来观测天体辐射中射电波段的，和光学望远镜相比，它能获得更多的天体信息。射电望远镜的出现大大拓展了传统天文学研究的范围，是天文学发展史上一个重要的里程碑，20世纪60年代天文学上的四大发现（类星体、脉冲星、微波背景辐射和星际有机化合物）主要都是由射电望远镜观测发现的。随着射电望远镜的出现，天文学的一个重要分支一射电天文学也应运而生。

世界著名射电望远镜

阿雷西博射电望远镜（Arecibo Radio Telescope）位于美国波多黎各，建成于1963年，在500米口径球面射电望远镜建成以前一直是世界上接收面积最大的单口径射电望远镜，其最初口径是350米，20世纪70年代扩建至350米。该望远镜反射器呈球形，由305米的穿孔铝板组成，可将传入的无线电波聚焦到位于约168米处的可移动天线结构上，且天线结构可以向任何方向移动，方便跟踪天空不同区域的天体。2020年12月1日，望远镜的三个支撑塔全部断裂，重达900吨的接收平台坠落到下面的碟形反射盘上，阿雷西博天文台关闭。

RATAN-600射电望远镜位于俄罗斯高加索山脉北麓平均海拔2100米处，于1974年建成使用，是一座环形射电望远镜，由895块长方形反射面排布而成，每个反射板高7.4米，总直径达576米，是世界上直径最大的射电望远镜。

绿岸望远镜（GBT）位于美国西佛吉尼亚州，是美国国家射电天文台（National Radio Astronomy Observatory）的一部分，也是世界上最大的可操纵射电望远镜，工作频率范围0.2吉赫兹‑116吉赫兹。其口径为110米，建成于20世纪90年代，同时也是最先采用主动反射面技术的射电望远镜天线，且采用了偏置反射面光学配置，它的母抛物面的直径达到206米，口径长轴为110米，短轴为100米，投影直径为100米。

埃菲尔斯伯格射电望远镜（Effelsberg）是世界上最大的全可动射电望远镜之一，位于德国波恩西南方向约40千米的一个山谷中。该望远镜的观测波段为90厘米到3毫米，其灵敏度和分辨率也较高，可以毫米波段观测到脉冲星的辐射，在射电星系、活动星系核、星际分子等的观测中也表现优异。

澳大利亚帕克斯射电望远镜（Parks）位于澳大利亚新南威尔士州帕克斯天文台，口径64米，是南半球最大的望远镜天线，观测波长最短可达1.3厘米。对高南纬的射电源观测是这台望远镜的专利，中国空间站工程巡天望远镜发现新天体是它的观测重点。

甚大天线阵（Very Large Array，甚大阵射电望远镜）位于美国国立射电天文台，建成于1981年。它的天线系统包括27面直径为25米的天线，总的接收面积相当于一台直径为130米的单天线射电望远镜。其整个观测站占地14000平方米，耗资7800万美元。它的27面天线分别安排在“Y”形的三条铁轨上，其中两臂长21千米，另一臂长19千米。天线的点位共72个，可以形成A，B，C，D四种组合位置。27台天线可以同时给出351条基线，利用地球自转进行孔径综合能在半天内综合出一幅射电源图像。甚大阵射电望远镜可以分别在L，C，V和K波段进行观测。

阿塔卡玛大型毫米波天线阵（（Atacama Large Millimeter/submillimeter Array，缩写为ALMA），位于智利阿塔卡玛海拔5000米高的查南托高原上，由北美、欧洲、智利、东亚国家共建。它由66面高分辨率天线组成，包括主阵列上的50个12米天线，以及另外两阵列上的4个12米天线和12个7米天线。其具有非常好的空间分辨率，观测波长从9.6毫米到0.3毫米，最长基线可达16千米，是哈勃空间望远镜的10倍，所成图像的清晰度与欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）不相上下。

平方公里阵列射电望远镜（Square Kilometre Array，SKA）是由全球10多个国家合资建造的综合孔径射电望远镜阵列，其总部位于英国，台址分别位于澳大利亚、南非及南部非洲8个国家的无线电区域，由分布在3000千米范围内的约2500面15米口径的碟形天线（高频）、250千米范围内的250个直径约60米的致密孔径阵列（中频）以及130万个对数周期天线组成。其等效接收面积达平方千米级，频率覆盖范围为50MHz～20GHz之间。该望远镜已于2021年7月启动建设，预计2028年完成第一阶段建设并投入观测使用。

中国射电望远镜

500米口径球面射电望远镜（简称FAST），位于中国贵州，是世界上最大、最灵敏的单口径射电望远镜，被誉为“中国天眼”。该望远镜由中国天文学家南仁东于1994年提出构想，历时22年，于2016年9月25日落成并启用。2020年1月11日通过国家验收正式开放运行。它的台址为天然的喀斯特洼坑，洼坑内铺设数千块单元组成500米球冠状主动反射面，球冠张角110-120度，通过主动控制在观测方向形成300米口径瞬时抛物面；采用轻型索拖动机构和并联机器人，实现望远镜接收机的高精度定位。工作波段范围从4.2米到10厘米。其灵敏度是阿雷西博射电望远镜的2.5倍，可有效探索的空间范围体积是其4倍。它的主要任务是巡视宇宙中的中性氢、寻找脉冲星和探测星际分子等。

天马射电望远镜，也称为上海65米射电伸缩系统、天马伸缩系统，是中国科学院与上海市的重大合作项目，由中科院、上海市和探月工程联合出资建设。截至2026年，它是中国口径最大、波段最全的一台全方位可动的高性能的射电望远镜。其工作波长从最长21厘米到最短7毫米共8个波段，涵盖了开展射电天文观测的厘米波波段和长毫米波波段，具备高频段系统（包括主动面和Ku，K，Ka和Q波段接收机）的观测能力。

40米射电望远镜位于中科院云南天文台（昆明东郊凤凰山），由中国科学院国家天文台、中电集团39所联合研制，于2005年8月动工兴建，2006年5月投入运行。其主要任务是接收嫦娥卫星下行的科学数据并参与完成对绕月卫星的精密测轨。它是一台转台式卡塞格伦型天线，总重约360吨。天线主反射面直径40米，由464块铝合金实体单块面板和不锈钢网状单块面板构成，中央（直径26米以内部分）由208块实体单块面板构成，周边直径26米至40米部分则由256块网状单块面板构成。正十六边形的天线中心体空间行架结构及辐射梁、环梁构成天线的主反射体背架结构。40米天线馈电采用后馈卡焦方式，焦距为13.2米。直径4.2米的双曲线副反射体由4根与俯仰轴成450方向对称布局的支撑柱支撑。

佳木斯66米射电望远镜也被称为深空天线，位于黑龙江省佳木斯市，口径66米。它能够使用电磁波和月球的探测器进行良好的对话，是中国探月工程的主力设备之一。

25米射电望远镜（NSRT）位于新疆天文台南山基地，于1993年底建成并投入天文观测，其主要任务是从事VLBI观测及天体物理观测研究。从2005年开始，NSRT参加了中国探月工程，南山基地成为探月工程中VLBI测轨系统的四个测站之一。 2015年，25米射电望远镜完成全面升级改造，成为26米射电望远镜，其主反射面精度优于0.4毫米，副反射面精度0.1毫米，可满足7毫米波段观测需求。

奇台射电望远镜（QTT），建于新疆奇台县，是新疆和中国科学院联合推进的大科学工程项目，是一台全向可动、主反射面直径110米的格里高利类型望远镜。QTT可以观测四分之三的天空，覆盖天文界高度关注的银心及以南12°天区。其天线为轮轨式、方位-俯仰型天线，结构采用伞形支撑、同构对称轻量化设计，总重量6000吨左右。QTT可以实现150MHz到115GHz的高灵敏度观测，主反射面通过高精度位移促动器进行主动调整以克服重力和环境引起的形变，副反射面采用碳纤维材料并通过六杆并联机构修正位置偏差，伺服控制系统需要在复杂环境下完成角秒量级精确转动和对准观测目标。

奇台射电望远镜于2027年完成主体建设，2028年建成投用，建成后，望远镜具备角秒级指向精度，可为暗物质探测、银河系结构演化及脉冲星计时阵等天文前沿领域研究提供观测支撑。

云南景东120米脉冲星射电望远镜由中国科学院和云南省合作，为国家重大科技项目，坐落于云南省普洱市哀牢山无量山国家公园内无线电环境最优良的地区，能观测到覆盖脉冲星的最大天空区域，项目主要科学目标为长期观测大量脉冲星的射电辐射信号，分析信号的时间特性，实现低频引力探测、脉冲星物理、黑洞附近强引力场理论检验等基础研究的突破。

参考资料 >

Radio Telescope :.uoregon.2026-09-15

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平方公里阵列射电望远镜(SKA).中国科学院国家天文台.2024-05-17

【望远镜和电磁频谱】射电望远镜 .重庆市无线电科普体验中心.2026-09-15

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美国阿雷西博望远镜塌了，世界只剩下中国FAST一只“天眼”.新华网.2024-05-03

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..2024-05-24

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