項目簡介
平方公裡陣（Square Kilometre Array，以下簡稱SKA）是國際上建造的最大綜合孔徑射電望遠鏡。其接收面積達一平方公裡, 頻率覆蓋70MHz-10GHz （可升級至 25 GHz），比目前最大厘米波綜合孔徑望遠鏡JVLA （Jansky Very Large Array）靈敏度提高 50 倍、 搜尋速度提高 10000 倍。SKA 緻力于回答人類認識宇宙的一些基本問題，特别是關于第一代天體如何形成、星系演化、宇宙磁場、引力的本質、地外生命與地外文明、暗物質和暗能量等。
SKA項目同時在澳大利亞和南非建設，所有觀測儀器分布在半徑約3000公裡的地理圈内，相互之間采用極高性能的計算引擎和超寬帶連接，并設有處理大量數據的“大腦”。這個射電天文望遠鏡的超大集群，全部反射鏡面對宇宙信号的接收面積總計達1平方公裡，擁有史上最高的圖像分辨率，靈敏度高于任何現存射電望遠鏡50倍以上，并能以高出1萬倍的掃描速度完成巡天掃視，發現遙遠無邊的空間盡頭，解答宇宙起源和演化的基本問題。科學家因此認為，人類開始進入了繪制宇宙地圖的新時代。
為了能夠提供100萬平方米的信号收集面積，同時為滿足高靈敏度和高分辨率圖像的要求，SKA由三千多個碟形射電天線組成，單獨的一個天線的口徑都有15米。在陣列的中心區域天線是密集分布的，有一半的天線位于中央方圓5千米的區域裡。其他的天線以5個旋臂的形式向四周延伸分布，在距離中心很遠的邊緣，天線之間的間距很大。根據設計，從中心到邊緣天線旋臂要延伸3000千米。
參與國家
SKA成員國包括澳大利亞、加拿大、中國、印度、意大利、新西蘭、南非、瑞典、荷蘭和英國等10個國家，之後幾年，有更多的國家加入SKA。
此外，除了10個核心成員國，全世界來自20多個國家的約100個組織已參與到SKA的設計研發中。以下是核心成員國的參與名單：
澳大利亞：工業科學部
加拿大：國家研究理事會
中國：中華人民共和國科學技術部
印度：國家射電物理中心
意大利：國家天體物理研究所
新西蘭：經濟發展部
南非：國家研究基金會
瑞典：昂薩拉天文台
荷蘭：荷蘭科學研究組織
英國：科技設施理事會
項目總部
2014年，SKA的成員國被邀請确定SKA的總部國，作為未來存在超過50年的SKA項目辦公室的所在地。SKA總部國遴選委員會于SKA第17次董事會上提交遴選報告，兩個候選的總部國——意大利和英國均被認為滿足SKA總部國所必須的所有條件。經過詳細考慮，SKA組織各成員國表示，由于英國政府提供了強大的軟件支持，他們傾向于由英國卓爾班克天文台繼續作為未來的SKA總部。
2015年4月29日，在英國曼徹斯特召開的國際平方公裡陣望遠鏡SKA成員大會上，包括中國在内的十一個SKA正式成員國經過認真考慮，确定SKA永久總部為英國，并開始與英國政府協商談判。
位于英國曼徹斯特大學卓爾班克天文台的SKA組織總部，也是SKA建設準備階段的總部。由其作為永久總部，對SKA項目順利過渡到建設階段提供良好的支持。
陣列站址
平方公裡陣計劃始于1993年。在國際無線電科聯在日本京都舉行的大會上，10個國家的天文學家聯合提議建造接收面積達1平方公裡的巨型射電望遠鏡陣。初期選址有澳大利亞、南非、中國、阿根廷四個國家參加了角逐。2006年9月，中國和阿根廷的方案分别由于地理條件以及電離層不穩定而遭到否決。澳大利亞和南非因良好的無線電環境成為最後的候選者。澳大利亞的候選台址位于其西部，距離米卡薩拉（Meekatharra）大約100公裡，南非候選站址位于北開普省的卡魯盆地，距離卡那封（Carnarvon）大約95公裡，部分天線位于博茨瓦納、納米比亞、莫桑比克、馬達加斯加、毛裡求斯、肯尼亞、加納等周邊國家。
經過漫長的站址評估過程和利益權衡後，2012年5月宣布采用雙站址方案，即低頻陣和中頻陣建在不同站址。第一階段的碟形天線陣建在南非，而低頻孔徑陣則建在澳大利亞。
SKA曆史與現狀
20世紀80年代末至90年代初，一些射電天文學家開始考慮如何發展下一代射電望遠鏡，使射電天文觀測的能力再上一個台階考慮到高紅移中性氫觀測等科學需求以及對技術發展速度的預期，提出了建造總接收面積為1km2的射電望遠鏡陣列的設想，這一陣列的接收面積比VLA高兩個數量級。
1993年，在日本京都第24屆國際無線電科學聯合會IURS（International Union of Radio Science）大會上，包括中國在内10國天文學家聯合倡議：籌劃建造下一代大射電望遠鏡LT（Large Telescope，1999年易名SKA），其相當于100面100m口徑天線組成的射電望遠鏡陣列（迄今，國際上隻有2個100m射電望遠鏡）。同時組建了大射電望遠鏡工作組LTWG（Large Telescope Working Group），包括澳大利亞、中國、加拿大、法國、德國、印度、俄羅斯、英國、美國和荷蘭代表，開始了LT科學目标和工程概念發展的國際合作與協調。
1994年，中國提出利用貴州衆多喀斯特窪地群，建設LDSN（Large Diameter Small Number）射電望遠鏡陣列，為LT中國概念KARST（Kilometresquare Area Radio Synthesis Telescope）提供了獨一無二的台址。
1997年，北京天文台提出KARST先導FAST（Fivehundred-meter Aperture Spherical Telescope）概念，可獨立于SKA開展世界第一大單天線射電天文觀測與研究。
2000年，在曼徹斯特舉行的IAU（InternationalAstronomicalUnion）全會期間，宣布成立ISSC（International SKA Steering Committee），在各國研究所（天文台）層面協調、推進SKA國際合作。
2001年，組織科學家對SKA的科學目标進行了論證，為此建立了銀河系與近鄰星系、射電變源與恒星結局産物包括脈沖星及搜尋地外智慧生命、早期宇宙再電離和大尺度結構、星系形成、活動星系核與超大質量黑洞、恒星生命周期（行星胚系統）、太陽與太陽系、星系際介質、航天器跟蹤和大地測量等一系列研究小組，研讨相關的科學應用對SKA的技術要求。
2011年11月23日，澳大利亞聯邦科學與工業研究部、中國科學院國家天文台、意大利國家天體物理研究所、荷蘭科學研究組織、新西蘭經濟發展部、南非國家研究基金會和英國科學與技術設施理事會等7國的代表，在倫敦簽署了組建SKA獨立法人機構SKAO（SKA Organisation）的成員協議，成為SKAO創建成員國。同時，組建了SKA國際組織董事會BoD（SKAB oard of Directors)，共同領導SKA步入建設準備階段。
2012年3月和6月，加拿大、瑞典先後成為SKAO正式成員。SKA現處于建設準備階段，已完成各關鍵部件概念評審CoDR（Concept Design Review）；完成建設準備階段工作任務分解WBS（Work Breakdown Structure）和工作内容描述SoW（Statements of Work）、正着手确定工作包WP（Work Package），以開展關鍵技術攻關和樣機研發；會從澳大利亞/新西蘭、南非/8個非洲國家兩個候選區優選 SKA 台址。
在 SKA 合作中孕育了衆多“地方特色”成果，如荷蘭 LOFAR（LOw Frequency ARray）、中國 FAST、澳大利亞 ASKAP （Australia SKA Pathfinder）和南非MeerKAT等，它們的經費投入均在 1 億美元以上。
設計方案及方案比較
對于SKA的設計，各國的射電天文學家們提出了多種富有創意的方案這些方案。大緻可以分為三類：
第一類是由數量相對較少幾十個的大型反射面天線（口徑50m以上）組陣，我國提出的利用貴州、廣西的喀斯特地貌天坑建造固定式球形天線陣的方案也屬于這一類；
第二類由大量幾千個以上的小型反射面天線口徑從幾米到十幾米組陣；
第三類則是孔徑陣，這種陣列不使用反射面，而直接使用大量的振子天線組陣。
當年提出的這些方案，有些後來已建成了相應的技術示範或先導項目，如我國的500m口徑球形望遠鏡（FAST），荷蘭的LOFAR，美國的ATA，澳大利亞的ASKAP、MWA，南非的MeerKAT等。
以上幾種方案各有優缺點，由數量較少的大口徑反射面天線組陣在技術上比較成熟。但是，天線越大，其波束就越窄，因此大天線不利于觀測大面積的天區。其次，望遠鏡的動态範圍是一個重要的技術指标，這指的是望遠鏡同時觀測亮目标和暗目标的能力。陣列的動态範圍與陣元的數量有關，陣元的數量越多，越容易實現較高的動态範圍，而大口徑、小數量的陣列，其動态範圍相對較低。最後，從未來技術發展和成本的角度考慮，大口徑的望遠鏡其機電結構上的成本較高，而且這方面的技術比較成熟，未來難有大的改進，價格也不會下降。
由大量小口徑反射面天線組成的第二類方案和由大量振子組成的第三類方案在提出時都沒有先例（不過現在LOFAR、MWA等孔徑陣已經建成），需要在技術上進行新的探索。但這些方案的優點是視場大，容易實現高動态範圍，這對于中性氫巡天觀測優勢很大。另外，這類天線的機電結構比較簡單，這方面的成本較低，其主要費用是花在接收機和數字信号的采集、傳輸和處理上。電子技術和計算機技術一直在迅速發展，單位成本的數字信号處理能力按照摩爾定律以每18個月翻一番的高速不斷增長，因此在未來，這種設計的成本會降低，而性能則會不斷提高。考慮到SKA作為大型項目具有相當長的研制和建造周期，選擇大數量小口徑的設計是有利的。
經過評估後，SKA選擇的陣列設計同時包括上面的第二類和第三類方案，包括一個中/高頻的碟形天線陣，一個低頻的孔徑陣，還可能包括一個用于巡天的中頻孔徑陣。SKA項目每秒生成約200GB的原始數據并需要PFLOPS乃至EFLOPS的處理速度來得出詳細的天空圖譜，這些會用光纖信号系統傳送到中央處理中心，在專用的超級計算機上完成實時處理。
建造計劃
SKA建設分兩個主要階段，SKA1從2018年持續到2023年，該階段在澳大利亞建設500多台低頻天線，每台大約包含250個獨立天線；在南非建設約200個反射面天線，并将MeerKAT64面天線作為先導單元。
兩個台址的望遠鏡陣列都在SKA2完成建造，并計劃在2030年左右開始完全運行，屆時SKA将有約2000個高中頻反射面天線和孔徑陣列以及一百萬個低頻天線。
2020年，SKA的部分陣列開始進行科學觀測。
陣列簡介
蝶形天線陣
碟形天線陣包括3000多個15m口徑的碟形天線，其中第一期先建250個。觀測頻率為300MHz-10GHz，包括0.45-1GHz和1-2GHz兩個單像素雙極化饋源/接收機系統，但以後也有可能采用PAF多像素饋源。天線反射面精度則按10GHz觀測要求設計，以便在未來可以用于高頻觀測。第一期中大約一半的天線分布在半徑0.5km的區域，構成一個高覆蓋率的核心，約1/5的天線分布在半徑為0.5-2.5km的内圈，其餘則5個一組，分布在半徑為2.5-100km的外圈，以提供較長的基線。
低頻孔徑陣
低頻孔徑陣工作頻率為70-450MHz，總共包括250個基站，其中第一期包括50個基站，每個基站包括11200個雙極化振子天線，這些天線接收的信号在每個基站合成為480個波束。與中頻陣類似，其中一半的天線分布在半徑0.5km為的核心内，約1/5的天線分布在1-2.5km的内圈，其餘則分布在半徑為2.5-180km的範圍内。
科學目标和科學任務
探索生命起源
SKA的目标之一是觀測年輕恒星附近的物質帶中行星演化過程。行星源于含有塵埃與氣體的物質帶，相比于星際塵埃，這些塵埃顆粒半徑通常在微米之下。在“第一行星”的物質帶中，塵埃物質開始相互碰撞，并在氣體中墜落，墜落中由于引力相互吸引開始加速，形成“卵石”，接着聚集形成“巨礫”，最後形成行星。有一個問題至今沒研究清楚——塵埃加速如何形成“卵石”而不是相互破壞。為此，探測行星形成的關鍵要在與塵埃物質大小的波長上進行觀測，通常需在1cm波長附近的波段上觀測，而SKA的高頻觀測特性（25GHz）恰恰允許其觀測到行星形成的過程。另外，SKA具有毫角秒的分辨率，在距地球最近的恒星形成區域（距離約150pc），1天文單位相當于大約7角秒的角度，SKA能夠弄清第一行星物質帶中的物質結構。
許多生命發源之前的大有機分子已在星際空間被發現。這些有機分子的典型輻射頻率在10～20GHz，理論上在更低的頻率上可觀測到更大有機分子。SKA能搜索到生命起源之前的分子和探索有機化學的分布範圍并尋找星際空間生命的初期形式。最後，SKA還可能探測到來自另外一種文明的信号，并提供宇宙其他地方生命存在的直接或間接證據。如此高分辨率的SKA會比任何之前的巡天觀測對銀河系有更加深入的研究。
強場試驗
SKA的另一項科學任務是在銀河系中對射電脈沖星進行巡天搜尋，并判斷這些天體是否适合在相對論特别是廣義相對論理論下探測強場引力。當前科學家已估計銀河系約有20000顆吸積能脈沖星。SKA可借助其強大的靈敏度找到所有這些脈沖星。Taylor對PSR1916+16的觀測研究，提供了驗證在廣義相對論下對引力波探測的間接證據，獲得1993年諾貝爾獎。然而，銀河系包括大量這樣可提供更嚴格測試的脈沖星系統。為了完成對銀河系的巡天搜索，SKA更加注重脈沖星的高精度計時觀測，以獲取引力波效應的信息。
首先，有關中子星和射電脈沖星的數量研究暗示了存在脈沖星-黑洞雙星系統，在銀河系中可能有多達100個這樣的系統。脈沖星輻射的脈沖如此穩定可認為是一個天文時鐘。黑洞是現已知最緻密的星體，其輻射的電磁波提供了對廣義相對論更多方面的強有力測試。在一個普通精度的水平上，脈沖星計時揭示了黑洞伴星的質量及角動量的信息。更高精度的脈沖星計時觀測提供了對廣義相對論更高階的測試。
其次，SKA巡天觀測可望發現毫秒脈沖星網絡。毫秒脈沖星自轉頻率極其穩定，其輻射脈沖的頻率可形成最精密的時鐘。更有意義的是，毫秒脈沖星網絡可作為多基線的引力波探測器，尋找由高頻率引力波引起的計時彎曲。
最後，少數的脈沖星發射“巨脈沖”，這種巨大的脈沖強度比普通脈沖要大，而SKA利用其高靈敏度則可探測到在附近星系中輻射巨脈沖的脈沖星。
起源和演化
這項重要科學研究工程的另一項重要任務是探測銀河系、星系團和銀河間的空間磁場的起源及其作用，并繪制出全空域格網點的磁場測量值。電磁學是最精密的物理理論之一，磁場充滿了整個内外星際空間，影響着星系與星系團的演化，對星際氣體的總壓強有影響，同時對恒星形成的開始時刻具有重要的作用，能夠控制星際介質中宇宙射線的密度分布。盡管如此，但最基本的問題還是集中在宇宙磁場的起源和演化上。而無電波則通過一個磁化的等離子體探測法拉第效應，提供了SKA對宇宙磁場的有效且惟一的探測方式。
SKA探測宇宙磁場的有利工具是對全天域法拉第效應的巡天測量，當前對磁場的測量值大約有1500數量左右，SKA能夠探測到法拉第效應值達2×107數量級的河外星源。這個全天域格網會提供磁場測量之間差距為90角秒的典型值。
使用這個格網，可繪制詳細的銀河系磁場圖片，測量值可被用來研究附近星際的磁場。星系磁場的詳細模型反過來可以區分星系中磁場的不同起源，研究磁場是在星際初生期形成還是在爆炸反應的後階段形成。
對于附近的星系團，磁場格網的測量值隻要足夠密集就可探測星系團内部的磁場，而當前隻能确定一些星團的平均估值。對星團内磁場結構的詳細讨論反過來可能探測到磁場和熱點的相互作用，X射線輻射氣體猶如對一個星團的加熱機制和X射線輻射的冷卻機制的相互作用場所。
最後，利用SKA可以觀測到高紅移量（z>2）的磁場測量，補充了星系附近的磁場測量值，在較遠星系的磁場測量可以直接追蹤宇宙動力源産生的磁場。同樣，SKA全天域格網允許搜尋任一銀河間磁場。這種銀河間磁場在“宇宙網”的形成和大尺度結構的組合中發揮着重要的作用。
探索黑暗時期
這項重大科學工程的一項任務是探索宇宙中的首批發光物體及其形成。當紅移量大約為1100時，質子與電子中和形成氫原子和光子，宇宙大部分變成中性，宇宙微波背景開始在宇宙中自由地流動。現在宇宙大部分電離，宇宙的再一次電離的時期被認為在z≈6~10的時期。從紅移量約1100到再電離時期的間隔被認為黑暗時代。再電離時期的紅移量是如此大，以緻于隻有在大于1μm微波上的觀測量是有效的，SKA在探測黑暗時代的結束時間有着重要的地位。
1）當第1個結構體、首個恒星和星體開始照亮其周圍環境，天體應先加熱周圍的氫氣，從宇宙的微波背景的溫度中可知這個激發過程在減慢。當前在再電離時期的紅移上的約束暗示着從殘留的中性氫的21cm自放射物在波長1.5～2.3m是可見的。SKA的目的是探測到這個高紅移量的中性氫放射物（或吸收物）。
2）SKA将來可以探測和研究最早的發光體。一個經典的活躍射電銀核的光譜朝着高頻觀測變得陡峭，這類目标的紅移光譜會更加地變陡峭。一個對這類目标搜尋的靈敏的分辨率是對較遠的活躍銀核的一種有效過濾。當活躍的銀核被認為被超大的黑洞所加速，SKA會在宇宙中搜索到一些最早的此類黑洞。搜索中性氫放射物的互補目的是對這些初始的射電類星體吸收的中性氫的搜尋。
星系的進化，宇宙論和暗能量
這項重要的科學工程的關注點是對銀河系的中性氫物質起源進行更深入的調查。SKA很容易發現來自于銀河系的紅移量z為1的中性氫物質，積分時間增加時，還可以探測到更高紅移的物質。這樣就可能發現超過十億個星系的中性氫，那麼SKA的巡天搜尋是解釋宇宙進化的不同方面的重要工具。
SKA中性氫搜尋可以提供最小z≈1.5的宇宙三維空間地圖。反過來，從與紅移量有關的聲振動，SKA搜尋結果可得紅移量函數的星系功率譜，可簡單地認為，這些聲振動為一種标準尺度。SKA實驗可以确定這些聲振動的視角度大小的改變。結合宇宙微波背景中這些振動大小的觀測，可得宇宙進化的一個估值。實際上，從宇宙微波背景形成時刻到z≈1的時黑能量的影響是可以探測到的，因此限制了宇宙的狀态方程。最重要的是，這類觀測量的精度取決于觀測到目标的總個數，故SKA搜索的巨大樣本量提供了無法比拟的精度。
更一般地來說，中性氫是恒星形成的原始物質。越來越多的實驗證據表明，恒星頂峰是紅移量為1~2。SKA通過對銀河系中心上這種關鍵點的觀測，可能探測到中性氫的演化。SKA實驗開拓範圍還包括弱透鏡和對哈勃常數的改進。能提供星系能量譜的巡天搜尋同樣可以提供許多星系的形狀。弱透鏡是當穿過前面物質的引力場而引起觀測星系表面上的變形現象，其重要性在于可提供“直角”系統常數給由聲振動測量值決定的系數參數值。SKA可以對繞着星系質心的超大黑洞的圓盤中發射水微波的星體進行搜尋，這種水微波發射體裁的圓盤的典型天體是在NGC4258。目前科學家們隻知道極小數這種物質，那麼SKA有潛力發現成千上萬個同類星系，故可對哈勃常數精度至少提高1個數量級。從上面的讨論可知，哈勃常數的準确性是一些黑能量實驗的一個重要限制因素。
其他天體的發現
由科學的曆程可知新技術會導緻很多的發現，射電天文學本身是這種現象的傑出例子。宇宙射電源的發現是Karl在對長距離無線電廣播的靜電源做調查研究的過程中偶然發現的。正如上面所言，自從Karl發現宇宙中的射電波以來，射電波段的觀測能比許多地面工作研究對現代天文學作出更大的貢獻，包括非熱發射的過程、類星體、宇宙的微波背景、脈沖星、微波發射星體和太陽系外的行星系的發現。此外，大多數發現都是偶然。由于SKA無法比拟的敏感度，會産生更多不可思拟的發現。
價值展望
平方千米陣會給我們現在的宇宙觀帶來颠覆性的影響，它最直接的理論價值可能在于對星系如何演化，以及暗能量是什麼等天文問題提供天文觀測資料。
目前科學界認為，神秘的暗能量是宇宙加速膨脹的始作俑者。平方千米陣可繪制氫元素在宇宙中的分布圖，從而揭示宇宙大爆炸之後膨脹的一些細節。分布圖可追蹤到一些年輕的星系，并對識别暗能量的性質有所幫助。
我們知道，氫是宇宙中最豐富的元素，是恒星形成的原料。氫原子産生21厘米波長或頻率為1420兆赫的電磁波輻射。在20世紀50年代早期，天文學家就在銀河系内的氫氣體雲中發現了這種輻射。從那以後，數以萬計的星系中都發現了氫氣的存在，大部分星系都是比較靠近銀河系的天體。天文學家發現，像我們銀河系這樣的螺旋星系和像麥哲倫星雲那樣的不規則星系通常含有的大量的氫氣。這些星系同樣産生了恒星，天文學家認為，氫氣給恒星的形成提供了原料。
平方千米陣能夠探測的宇宙範圍要比今天的望遠鏡廣闊得多。通過對多達10億個星系中氫元素分布的探測，平方千米陣會徹底改變我們對星系形成、氣體如何轉化為恒星的認識。
這個巨型的射電望遠鏡陣列還會通過對脈沖星的觀測，向愛因斯坦的廣義相對論提出挑戰。
我們知道，脈沖星是一種高度磁化旋轉的中子星，它們全部由中子構成，雖然比太陽的質量還大，但直徑卻隻有20千米。平方千米陣會重點監測脈沖星，借此尋找愛因斯坦理論中預言的引力波——時空結構中的漣漪的證據。平方千米陣還會利用脈沖星來檢測廣義相對論在極端條件下的适用性，比如在很靠近黑洞的地方，廣義相對論是不是還在發揮威力。
其他星球上有生命嗎？對于天文學、生物學和人類來說，這是一個很根本的問題，而平方千米陣有可能對這個重大問題作出回答。最近的天文發現表明，氣态巨行星（類似于太陽系的木星）在其他如太陽一樣的恒星周圍司空見慣，但還沒有發現宜居的、岩石質的星球（類似于地球）。不過，太陽系外的類地行星是可能存在的。對年輕恒星的觀測表明，它們被塵埃盤所包圍，而塵埃盤裡的物質正是形成類地行星的原料。
通過觀察行星形成過程，平方千米陣會告訴我們，類似地球的行星是怎麼形成的。它甚至還能探測到其他星球智慧生命發來的無線電信号，如果這些外星生命真的用無線電信号來試圖與我們聯絡的話。
