项目简介
平方公里阵（Square Kilometre Array，以下简称SKA）是国际上建造的最大综合孔径射电望远镜。其接收面积达一平方公里, 频率覆盖70MHz-10GHz （可升级至 25 GHz），比目前最大厘米波综合孔径望远镜JVLA （Jansky Very Large Array）灵敏度提高 50 倍、 搜寻速度提高 10000 倍。SKA 致力于回答人类认识宇宙的一些基本问题，特别是关于第一代天体如何形成、星系演化、宇宙磁场、引力的本质、地外生命与地外文明、暗物质和暗能量等。
SKA项目同时在澳大利亚和南非建设，所有观测仪器分布在半径约3000公里的地理圈内，相互之间采用极高性能的计算引擎和超宽带连接，并设有处理大量数据的“大脑”。这个射电天文望远镜的超大集群，全部反射镜面对宇宙信号的接收面积总计达1平方公里，拥有史上最高的图像分辨率，灵敏度高于任何现存射电望远镜50倍以上，并能以高出1万倍的扫描速度完成巡天扫视，发现遥远无边的空间尽头，解答宇宙起源和演化的基本问题。科学家因此认为，人类开始进入了绘制宇宙地图的新时代。
为了能够提供100万平方米的信号收集面积，同时为满足高灵敏度和高分辨率图像的要求，SKA由三千多个碟形射电天线组成，单独的一个天线的口径都有15米。在阵列的中心区域天线是密集分布的，有一半的天线位于中央方圆5千米的区域里。其他的天线以5个旋臂的形式向四周延伸分布，在距离中心很远的边缘，天线之间的间距很大。根据设计，从中心到边缘天线旋臂要延伸3000千米。
参与国家
SKA成员国包括澳大利亚、加拿大、中国、印度、意大利、新西兰、南非、瑞典、荷兰和英国等10个国家，之后几年，有更多的国家加入SKA。
此外，除了10个核心成员国，全世界来自20多个国家的约100个组织已参与到SKA的设计研发中。以下是核心成员国的参与名单：
澳大利亚：工业科学部
加拿大：国家研究理事会
中国：中华人民共和国科学技术部
印度：国家射电物理中心
意大利：国家天体物理研究所
新西兰：经济发展部
南非：国家研究基金会
瑞典：昂萨拉天文台
荷兰：荷兰科学研究组织
英国：科技设施理事会
项目总部
2014年，SKA的成员国被邀请确定SKA的总部国，作为未来存在超过50年的SKA项目办公室的所在地。SKA总部国遴选委员会于SKA第17次董事会上提交遴选报告，两个候选的总部国——意大利和英国均被认为满足SKA总部国所必须的所有条件。经过详细考虑，SKA组织各成员国表示，由于英国政府提供了强大的软件支持，他们倾向于由英国卓尔班克天文台继续作为未来的SKA总部。
2015年4月29日，在英国曼彻斯特召开的国际平方公里阵望远镜SKA成员大会上，包括中国在内的十一个SKA正式成员国经过认真考虑，确定SKA永久总部为英国，并开始与英国政府协商谈判。
位于英国曼彻斯特大学卓尔班克天文台的SKA组织总部，也是SKA建设准备阶段的总部。由其作为永久总部，对SKA项目顺利过渡到建设阶段提供良好的支持。
阵列站址
平方公里阵计划始于1993年。在国际无线电科联在日本京都举行的大会上，10个国家的天文学家联合提议建造接收面积达1平方公里的巨型射电望远镜阵。初期选址有澳大利亚、南非、中国、阿根廷四个国家参加了角逐。2006年9月，中国和阿根廷的方案分别由于地理条件以及电离层不稳定而遭到否决。澳大利亚和南非因良好的无线电环境成为最后的候选者。澳大利亚的候选台址位于其西部，距离米卡萨拉（Meekatharra）大约100公里，南非候选站址位于北开普省的卡鲁盆地，距离卡那封（Carnarvon）大约95公里，部分天线位于博茨瓦纳、纳米比亚、莫桑比克、马达加斯加、毛里求斯、肯尼亚、加纳等周边国家。
经过漫长的站址评估过程和利益权衡后，2012年5月宣布采用双站址方案，即低频阵和中频阵建在不同站址。第一阶段的碟形天线阵建在南非，而低频孔径阵则建在澳大利亚。
SKA历史与现状
20世纪80年代末至90年代初，一些射电天文学家开始考虑如何发展下一代射电望远镜，使射电天文观测的能力再上一个台阶考虑到高红移中性氢观测等科学需求以及对技术发展速度的预期，提出了建造总接收面积为1km2的射电望远镜阵列的设想，这一阵列的接收面积比VLA高两个数量级。
1993年，在日本京都第24届国际无线电科学联合会IURS（International Union of Radio Science）大会上，包括中国在内10国天文学家联合倡议：筹划建造下一代大射电望远镜LT（Large Telescope，1999年易名SKA），其相当于100面100m口径天线组成的射电望远镜阵列（迄今，国际上只有2个100m射电望远镜）。同时组建了大射电望远镜工作组LTWG（Large Telescope Working Group），包括澳大利亚、中国、加拿大、法国、德国、印度、俄罗斯、英国、美国和荷兰代表，开始了LT科学目标和工程概念发展的国际合作与协调。
1994年，中国提出利用贵州众多喀斯特洼地群，建设LDSN（Large Diameter Small Number）射电望远镜阵列，为LT中国概念KARST（Kilometresquare Area Radio Synthesis Telescope）提供了独一无二的台址。
1997年，北京天文台提出KARST先导FAST（Fivehundred-meter Aperture Spherical Telescope）概念，可独立于SKA开展世界第一大单天线射电天文观测与研究。
2000年，在曼彻斯特举行的IAU（InternationalAstronomicalUnion）全会期间，宣布成立ISSC（International SKA Steering Committee），在各国研究所（天文台）层面协调、推进SKA国际合作。
2001年，组织科学家对SKA的科学目标进行了论证，为此建立了银河系与近邻星系、射电变源与恒星结局产物包括脉冲星及搜寻地外智慧生命、早期宇宙再电离和大尺度结构、星系形成、活动星系核与超大质量黑洞、恒星生命周期（行星胚系统）、太阳与太阳系、星系际介质、航天器跟踪和大地测量等一系列研究小组，研讨相关的科学应用对SKA的技术要求。
2011年11月23日，澳大利亚联邦科学与工业研究部、中国科学院国家天文台、意大利国家天体物理研究所、荷兰科学研究组织、新西兰经济发展部、南非国家研究基金会和英国科学与技术设施理事会等7国的代表，在伦敦签署了组建SKA独立法人机构SKAO（SKA Organisation）的成员协议，成为SKAO创建成员国。同时，组建了SKA国际组织董事会BoD（SKAB oard of Directors)，共同领导SKA步入建设准备阶段。
2012年3月和6月，加拿大、瑞典先后成为SKAO正式成员。SKA现处于建设准备阶段，已完成各关键部件概念评审CoDR（Concept Design Review）；完成建设准备阶段工作任务分解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），以开展关键技术攻关和样机研发；会从澳大利亚/新西兰、南非/8个非洲国家两个候选区优选 SKA 台址。
在 SKA 合作中孕育了众多“地方特色”成果，如荷兰 LOFAR（LOw Frequency ARray）、中国 FAST、澳大利亚 ASKAP （Australia SKA Pathfinder）和南非MeerKAT等，它们的经费投入均在 1 亿美元以上。
设计方案及方案比较
对于SKA的设计，各国的射电天文学家们提出了多种富有创意的方案这些方案。大致可以分为三类：
第一类是由数量相对较少几十个的大型反射面天线（口径50m以上）组阵，我国提出的利用贵州、广西的喀斯特地貌天坑建造固定式球形天线阵的方案也属于这一类；
第二类由大量几千个以上的小型反射面天线口径从几米到十几米组阵；
第三类则是孔径阵，这种阵列不使用反射面，而直接使用大量的振子天线组阵。
当年提出的这些方案，有些后来已建成了相应的技术示范或先导项目，如我国的500m口径球形望远镜（FAST），荷兰的LOFAR，美国的ATA，澳大利亚的ASKAP、MWA，南非的MeerKAT等。
以上几种方案各有优缺点，由数量较少的大口径反射面天线组阵在技术上比较成熟。但是，天线越大，其波束就越窄，因此大天线不利于观测大面积的天区。其次，望远镜的动态范围是一个重要的技术指标，这指的是望远镜同时观测亮目标和暗目标的能力。阵列的动态范围与阵元的数量有关，阵元的数量越多，越容易实现较高的动态范围，而大口径、小数量的阵列，其动态范围相对较低。最后，从未来技术发展和成本的角度考虑，大口径的望远镜其机电结构上的成本较高，而且这方面的技术比较成熟，未来难有大的改进，价格也不会下降。
由大量小口径反射面天线组成的第二类方案和由大量振子组成的第三类方案在提出时都没有先例（不过现在LOFAR、MWA等孔径阵已经建成），需要在技术上进行新的探索。但这些方案的优点是视场大，容易实现高动态范围，这对于中性氢巡天观测优势很大。另外，这类天线的机电结构比较简单，这方面的成本较低，其主要费用是花在接收机和数字信号的采集、传输和处理上。电子技术和计算机技术一直在迅速发展，单位成本的数字信号处理能力按照摩尔定律以每18个月翻一番的高速不断增长，因此在未来，这种设计的成本会降低，而性能则会不断提高。考虑到SKA作为大型项目具有相当长的研制和建造周期，选择大数量小口径的设计是有利的。
经过评估后，SKA选择的阵列设计同时包括上面的第二类和第三类方案，包括一个中/高频的碟形天线阵，一个低频的孔径阵，还可能包括一个用于巡天的中频孔径阵。SKA项目每秒生成约200GB的原始数据并需要PFLOPS乃至EFLOPS的处理速度来得出详细的天空图谱，这些会用光纤信号系统传送到中央处理中心，在专用的超级计算机上完成实时处理。
建造计划
SKA建设分两个主要阶段，SKA1从2018年持续到2023年，该阶段在澳大利亚建设500多台低频天线，每台大约包含250个独立天线；在南非建设约200个反射面天线，并将MeerKAT64面天线作为先导单元。
两个台址的望远镜阵列都在SKA2完成建造，并计划在2030年左右开始完全运行，届时SKA将有约2000个高中频反射面天线和孔径阵列以及一百万个低频天线。
2020年，SKA的部分阵列开始进行科学观测。
阵列简介
蝶形天线阵
碟形天线阵包括3000多个15m口径的碟形天线，其中第一期先建250个。观测频率为300MHz-10GHz，包括0.45-1GHz和1-2GHz两个单像素双极化馈源/接收机系统，但以后也有可能采用PAF多像素馈源。天线反射面精度则按10GHz观测要求设计，以便在未来可以用于高频观测。第一期中大约一半的天线分布在半径0.5km的区域，构成一个高覆盖率的核心，约1/5的天线分布在半径为0.5-2.5km的内圈，其余则5个一组，分布在半径为2.5-100km的外圈，以提供较长的基线。
低频孔径阵
低频孔径阵工作频率为70-450MHz，总共包括250个基站，其中第一期包括50个基站，每个基站包括11200个双极化振子天线，这些天线接收的信号在每个基站合成为480个波束。与中频阵类似，其中一半的天线分布在半径0.5km为的核心内，约1/5的天线分布在1-2.5km的内圈，其余则分布在半径为2.5-180km的范围内。
科学目标和科学任务
探索生命起源
SKA的目标之一是观测年轻恒星附近的物质带中行星演化过程。行星源于含有尘埃与气体的物质带，相比于星际尘埃，这些尘埃颗粒半径通常在微米之下。在“第一行星”的物质带中，尘埃物质开始相互碰撞，并在气体中坠落，坠落中由于引力相互吸引开始加速，形成“卵石”，接着聚集形成“巨砾”，最后形成行星。有一个问题至今没研究清楚——尘埃加速如何形成“卵石”而不是相互破坏。为此，探测行星形成的关键要在与尘埃物质大小的波长上进行观测，通常需在1cm波长附近的波段上观测，而SKA的高频观测特性（25GHz）恰恰允许其观测到行星形成的过程。另外，SKA具有毫角秒的分辨率，在距地球最近的恒星形成区域（距离约150pc），1天文单位相当于大约7角秒的角度，SKA能够弄清第一行星物质带中的物质结构。
许多生命发源之前的大有机分子已在星际空间被发现。这些有机分子的典型辐射频率在10～20GHz，理论上在更低的频率上可观测到更大有机分子。SKA能搜索到生命起源之前的分子和探索有机化学的分布范围并寻找星际空间生命的初期形式。最后，SKA还可能探测到来自另外一种文明的信号，并提供宇宙其他地方生命存在的直接或间接证据。如此高分辨率的SKA会比任何之前的巡天观测对银河系有更加深入的研究。
强场试验
SKA的另一项科学任务是在银河系中对射电脉冲星进行巡天搜寻，并判断这些天体是否适合在相对论特别是广义相对论理论下探测强场引力。当前科学家已估计银河系约有20000颗吸积能脉冲星。SKA可借助其强大的灵敏度找到所有这些脉冲星。Taylor对PSR1916+16的观测研究，提供了验证在广义相对论下对引力波探测的间接证据，获得1993年诺贝尔奖。然而，银河系包括大量这样可提供更严格测试的脉冲星系统。为了完成对银河系的巡天搜索，SKA更加注重脉冲星的高精度计时观测，以获取引力波效应的信息。
首先，有关中子星和射电脉冲星的数量研究暗示了存在脉冲星-黑洞双星系统，在银河系中可能有多达100个这样的系统。脉冲星辐射的脉冲如此稳定可认为是一个天文时钟。黑洞是现已知最致密的星体，其辐射的电磁波提供了对广义相对论更多方面的强有力测试。在一个普通精度的水平上，脉冲星计时揭示了黑洞伴星的质量及角动量的信息。更高精度的脉冲星计时观测提供了对广义相对论更高阶的测试。
其次，SKA巡天观测可望发现毫秒脉冲星网络。毫秒脉冲星自转频率极其稳定，其辐射脉冲的频率可形成最精密的时钟。更有意义的是，毫秒脉冲星网络可作为多基线的引力波探测器，寻找由高频率引力波引起的计时弯曲。
最后，少数的脉冲星发射“巨脉冲”，这种巨大的脉冲强度比普通脉冲要大，而SKA利用其高灵敏度则可探测到在附近星系中辐射巨脉冲的脉冲星。
起源和演化
这项重要科学研究工程的另一项重要任务是探测银河系、星系团和银河间的空间磁场的起源及其作用，并绘制出全空域格网点的磁场测量值。电磁学是最精密的物理理论之一，磁场充满了整个内外星际空间，影响着星系与星系团的演化，对星际气体的总压强有影响，同时对恒星形成的开始时刻具有重要的作用，能够控制星际介质中宇宙射线的密度分布。尽管如此，但最基本的问题还是集中在宇宙磁场的起源和演化上。而无电波则通过一个磁化的等离子体探测法拉第效应，提供了SKA对宇宙磁场的有效且惟一的探测方式。
SKA探测宇宙磁场的有利工具是对全天域法拉第效应的巡天测量，当前对磁场的测量值大约有1500数量左右，SKA能够探测到法拉第效应值达2×107数量级的河外星源。这个全天域格网会提供磁场测量之间差距为90角秒的典型值。
使用这个格网，可绘制详细的银河系磁场图片，测量值可被用来研究附近星际的磁场。星系磁场的详细模型反过来可以区分星系中磁场的不同起源，研究磁场是在星际初生期形成还是在爆炸反应的后阶段形成。
对于附近的星系团，磁场格网的测量值只要足够密集就可探测星系团内部的磁场，而当前只能确定一些星团的平均估值。对星团内磁场结构的详细讨论反过来可能探测到磁场和热点的相互作用，X射线辐射气体犹如对一个星团的加热机制和X射线辐射的冷却机制的相互作用场所。
最后，利用SKA可以观测到高红移量（z>2）的磁场测量，补充了星系附近的磁场测量值，在较远星系的磁场测量可以直接追踪宇宙动力源产生的磁场。同样，SKA全天域格网允许搜寻任一银河间磁场。这种银河间磁场在“宇宙网”的形成和大尺度结构的组合中发挥着重要的作用。
探索黑暗时期
这项重大科学工程的一项任务是探索宇宙中的首批发光物体及其形成。当红移量大约为1100时，质子与电子中和形成氢原子和光子，宇宙大部分变成中性，宇宙微波背景开始在宇宙中自由地流动。现在宇宙大部分电离，宇宙的再一次电离的时期被认为在z≈6~10的时期。从红移量约1100到再电离时期的间隔被认为黑暗时代。再电离时期的红移量是如此大，以致于只有在大于1μm微波上的观测量是有效的，SKA在探测黑暗时代的结束时间有着重要的地位。
1）当第1个结构体、首个恒星和星体开始照亮其周围环境，天体应先加热周围的氢气，从宇宙的微波背景的温度中可知这个激发过程在减慢。当前在再电离时期的红移上的约束暗示着从残留的中性氢的21cm自放射物在波长1.5～2.3m是可见的。SKA的目的是探测到这个高红移量的中性氢放射物（或吸收物）。
2）SKA将来可以探测和研究最早的发光体。一个经典的活跃射电银核的光谱朝着高频观测变得陡峭，这类目标的红移光谱会更加地变陡峭。一个对这类目标搜寻的灵敏的分辨率是对较远的活跃银核的一种有效过滤。当活跃的银核被认为被超大的黑洞所加速，SKA会在宇宙中搜索到一些最早的此类黑洞。搜索中性氢放射物的互补目的是对这些初始的射电类星体吸收的中性氢的搜寻。
星系的进化，宇宙论和暗能量
这项重要的科学工程的关注点是对银河系的中性氢物质起源进行更深入的调查。SKA很容易发现来自于银河系的红移量z为1的中性氢物质，积分时间增加时，还可以探测到更高红移的物质。这样就可能发现超过十亿个星系的中性氢，那么SKA的巡天搜寻是解释宇宙进化的不同方面的重要工具。
SKA中性氢搜寻可以提供最小z≈1.5的宇宙三维空间地图。反过来，从与红移量有关的声振动，SKA搜寻结果可得红移量函数的星系功率谱，可简单地认为，这些声振动为一种标准尺度。SKA实验可以确定这些声振动的视角度大小的改变。结合宇宙微波背景中这些振动大小的观测，可得宇宙进化的一个估值。实际上，从宇宙微波背景形成时刻到z≈1的时黑能量的影响是可以探测到的，因此限制了宇宙的状态方程。最重要的是，这类观测量的精度取决于观测到目标的总个数，故SKA搜索的巨大样本量提供了无法比拟的精度。
更一般地来说，中性氢是恒星形成的原始物质。越来越多的实验证据表明，恒星顶峰是红移量为1~2。SKA通过对银河系中心上这种关键点的观测，可能探测到中性氢的演化。SKA实验开拓范围还包括弱透镜和对哈勃常数的改进。能提供星系能量谱的巡天搜寻同样可以提供许多星系的形状。弱透镜是当穿过前面物质的引力场而引起观测星系表面上的变形现象，其重要性在于可提供“直角”系统常数给由声振动测量值决定的系数参数值。SKA可以对绕着星系质心的超大黑洞的圆盘中发射水微波的星体进行搜寻，这种水微波发射体裁的圆盘的典型天体是在NGC4258。目前科学家们只知道极小数这种物质，那么SKA有潜力发现成千上万个同类星系，故可对哈勃常数精度至少提高1个数量级。从上面的讨论可知，哈勃常数的准确性是一些黑能量实验的一个重要限制因素。
其他天体的发现
由科学的历程可知新技术会导致很多的发现，射电天文学本身是这种现象的杰出例子。宇宙射电源的发现是Karl在对长距离无线电广播的静电源做调查研究的过程中偶然发现的。正如上面所言，自从Karl发现宇宙中的射电波以来，射电波段的观测能比许多地面工作研究对现代天文学作出更大的贡献，包括非热发射的过程、类星体、宇宙的微波背景、脉冲星、微波发射星体和太阳系外的行星系的发现。此外，大多数发现都是偶然。由于SKA无法比拟的敏感度，会产生更多不可思拟的发现。
价值展望
平方千米阵会给我们现在的宇宙观带来颠覆性的影响，它最直接的理论价值可能在于对星系如何演化，以及暗能量是什么等天文问题提供天文观测资料。
目前科学界认为，神秘的暗能量是宇宙加速膨胀的始作俑者。平方千米阵可绘制氢元素在宇宙中的分布图，从而揭示宇宙大爆炸之后膨胀的一些细节。分布图可追踪到一些年轻的星系，并对识别暗能量的性质有所帮助。
我们知道，氢是宇宙中最丰富的元素，是恒星形成的原料。氢原子产生21厘米波长或频率为1420兆赫的电磁波辐射。在20世纪50年代早期，天文学家就在银河系内的氢气体云中发现了这种辐射。从那以后，数以万计的星系中都发现了氢气的存在，大部分星系都是比较靠近银河系的天体。天文学家发现，像我们银河系这样的螺旋星系和像麦哲伦星云那样的不规则星系通常含有的大量的氢气。这些星系同样产生了恒星，天文学家认为，氢气给恒星的形成提供了原料。
平方千米阵能够探测的宇宙范围要比今天的望远镜广阔得多。通过对多达10亿个星系中氢元素分布的探测，平方千米阵会彻底改变我们对星系形成、气体如何转化为恒星的认识。
这个巨型的射电望远镜阵列还会通过对脉冲星的观测，向爱因斯坦的广义相对论提出挑战。
我们知道，脉冲星是一种高度磁化旋转的中子星，它们全部由中子构成，虽然比太阳的质量还大，但直径却只有20千米。平方千米阵会重点监测脉冲星，借此寻找爱因斯坦理论中预言的引力波——时空结构中的涟漪的证据。平方千米阵还会利用脉冲星来检测广义相对论在极端条件下的适用性，比如在很靠近黑洞的地方，广义相对论是不是还在发挥威力。
其他星球上有生命吗？对于天文学、生物学和人类来说，这是一个很根本的问题，而平方千米阵有可能对这个重大问题作出回答。最近的天文发现表明，气态巨行星（类似于太阳系的木星）在其他如太阳一样的恒星周围司空见惯，但还没有发现宜居的、岩石质的星球（类似于地球）。不过，太阳系外的类地行星是可能存在的。对年轻恒星的观测表明，它们被尘埃盘所包围，而尘埃盘里的物质正是形成类地行星的原料。
通过观察行星形成过程，平方千米阵会告诉我们，类似地球的行星是怎么形成的。它甚至还能探测到其他星球智慧生命发来的无线电信号，如果这些外星生命真的用无线电信号来试图与我们联络的话。
