500米口径射电望远镜——世界*大天文射电望远镜

500米口径射电望远镜

——世界*大天文射电望远镜

工程投资额：6.27亿
工程期限：2007年——2014年

上图为目前全球*大的射电望远镜——位于美国波多黎各自由邦的阿雷西博（Arecibo）射电望远镜，天线口径为305米，天顶扫描角20°。Arecibo天文台和它巨大的望远镜系统始建于1963年，由美国国防部投资建设，它是目前世界上灵敏度*高的宇宙监听系统，能够接受和分辨出来自数百万光年以外的宇宙电磁信息。Arecibo望远镜自建成以来可谓出尽风头，1974年该望远镜在宇宙深处发现了一个双生中子星系统，两名科学家利用这一发现成功验证了爱因斯坦有名的重力波理论，并借此研究成果获得了1993年的诺贝尔奖。当Arecibo望远镜巨大的天线系统作为外景出现在影片《接触未来》和007系列影片《黄金眼》后，它壮美的景观至今还让全世界的观众记忆犹新。不过与影片中所做的描述不同，Arecibo望远镜真正用于外星生命研究项目所占用的探测时间其实还不到整个系统工作时间的1%。
 

 
    五年后，在贵州省平塘县克度镇一片名叫大窝凼的喀斯特洼地中，将架起能够探寻和接受可能存在“地外文明”信息的目前世界上*大单口径射电天文望远镜—500米口径球面射电望远镜。

    500米口径球面射电望远镜（Five hundred meters Aperture Spherical Telescope，简称FAST）是**科教领导小组审议确定的**九大科技基础设施之一，此项目将采用中国科学家**设计，利用贵州独特喀斯特地形条件和极端安静的电波环境，建造一个500米口径球面射电天文望远镜。500米口径的反射面由约1800个15米的六边形球面单元拼合而成。此方案改正了球差，简化了馈源，克服了球反射面线焦造成的窄带效应。利用贵州南部独特的天然喀斯特洼坑可大大降低望远镜工程造价。

FAST项目具有3项自主**：利用贵州天然的喀斯特洼坑作为台址；洼坑内铺设数千块单元组成500米球冠状主动反射面；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。全新的设计思路，加之得天独厚的台址优势，FAST突破了望远镜的百米工程极限，开创了建造巨型射电望远镜的新模式。

台址的选定十分关键，要考察的因素很多，如气候、气象、土地利用、无线电环境、地质、人口、经济、劳动力、电力、交通、通信、网络、土地等，因为其中任何一项对今后的运行都会产生影响。贵州省平塘县这一喀斯特地区发育的洼坑，就像一个天然的巨碗，刚好盛起望远镜约20万平方米的巨型反射面。建成后的望远镜将会填满整个山谷。大窝凼不仅具有一个天然的洼地可以架设望远镜，而且喀斯特地质条件可以保障雨水向地下渗透，而不在表面淤积，腐蚀和损坏望远镜。此外，还有极端宁静的自然环境，由于无线电环境对射电望远镜影响极为重要，项目地址半径5公里之内必须保持宁静和电磁环境不受干扰。大窝凼附近没有集镇和工厂，在5公里半径之内没有一个乡镇，25公里半径之内只有一个县城，是*为理想的选择。

它将拥有约30个足球场大的接受面积，建成后将成为世界上*大的单口径射电天文望远镜。与其他望远镜不同，它既不是架在山顶，也不遨游太空，而是在贵州一片喀斯特洼地中立足，犹如一只巨大的“天眼”，探测遥远、神秘的“天外之谜”。

FAST与号称“地面*大的机器”的德国波恩100米望远镜相比，灵敏度提高约10倍；与排在阿波罗登月之前、被评为人类20世纪十大工程之首的美国Arecibo 300米望远镜相比，其综合性能提高约10倍。作为世界*大的单口径望远镜，FAST将在未来20-30年保持世界**设备的地位。

此项目总投资6．27亿元，建设期为5年，2008年12月26日在贵州平塘正式开工。项目法人为中国科学院**天文台。它的建设将形成具有国际**水平的天文观测与研究平台，探寻被称为21世纪物理学*大之谜的“暗物质”、“暗能量”本质，为中国开展宇宙起源和演化、太空生命起源和寻找地外文明等研究活动提供重要支持。
 

FAST在基础研究领域和**重大需求方向的意义
      FAST作为一个多学科基础研究平台，有能力将中性氢观测延伸至宇宙边缘，观测暗物质和暗能量，寻找**代天体。能用一年时间发现约7000颗脉冲星，研究极端状态下的物质结构与物理规律；有希望发现奇异星和夸克星物质；发现中子星——黑洞双星，无需依赖模型**测定黑洞质量；通过**测定脉冲星到达时间来检测引力波；作为*大的台站加入国际甚长基线网，为天体超精细结构成像；还可能发现高红移的巨脉泽星系，实现银河系外**个甲醇超脉泽的观测突破；用于搜寻识别可能的星际通讯信号，寻找地外文明等等。
      FAST在**重大需求方面有重要应用价值。把我国空间测控能力由地球同步轨道延伸至太阳系外缘，将深空通讯数据下行速率提高100倍。脉冲星到达时间测量精度由目前的120纳秒提高至30纳秒，成为国际上***的脉冲星计时阵，为自主导航这一前瞻性研究制作脉冲星钟。进行高分辨率微波巡视，以1Hz的分辨率诊断识别微弱的空间讯号，作为被动战略雷达为****服务。作为“子午工程”的非相干散射雷达接收系统，提供高分辨率和**率的地面观测；跟踪探测日冕物质抛射事件，服务于太空天气预报。

      FAST研究涉及了众多高科技领域，如天线制造、高精度定位与测量、高品质无线电接收机、传感器网络及智能信息处理、超宽带信息传输、海量数据存储与处理等。FAST关键技术成果可应用于诸多相关领域，如大尺度结构工程、公里范围高精度动态测量、大型工业机器人研制以及多波束雷达装置等。FAST的建设经验将对我国制造技术向信息化、极限化和绿色化的方向发展产生影响。

2010年12月21日，中国航空工业集团贵州云马飞机制造厂，运用航空制造技术，成功完成了FAST项目12米相似三角形铝合金面板模型制作。该模型由100个1.2米等边三角形构成，每个等边三角形交点孔位精度保持在0.1-0.15毫米。整个FAST项目，共需要制造安装46万块1.2米等边三角形面板。

FAST的系统构成

射电天文望远镜通常由三个主要部分构成：汇聚电磁波的反射面、收集信号的接收机以及指向装置。 FAST在贵州喀斯特洼地内铺设口径为500米的球冠形主动反射面，通过主动控制在观测方向形成300米口径瞬时抛物面；采用光机电一体化的索支撑轻型馈源平台，加之馈源舱内的二次调整装置，在馈源与反射面之间无刚性连接的情况下，实现高精度的指向跟踪；在馈源舱内配置覆盖频率70MHz—3GHz的多波段、多波束馈源和接收机系统；针对FAST科学目标发展不同用途的终端设备；建造**的天文观测站。

FAST项目进展情况
    FAST的预研究历时13年，1993年国际无线电联大会上，包括我国在内的10国天文学家提出建造巨型望远镜计划。自1994年，我国天文学家提出在贵州喀斯特洼地中建造大口径球面射电望远镜的建议和工程方案，它是我国射电天文学家根据国际大环境、我国特有的地理条件、国内外合作、和工程团队不断探索，逐步研究和提出来的。这一研究工作得到了国际天文学界的广泛支持，目前我国经济实力、制造能力、天文学发展、方案设计、地质条件等许多方面都达到了可以建造这样一个大射电望远镜的条件和能力。

建造如此巨大的射电望远镜国际上没有先例，很多技术更是要靠我们自己钻研和解决，特别是在选址、主动反射面设计、馈源（注：馈源可理解为抛物面天线的焦点处设置的一个收集卫星信号的喇叭式装置）支撑系统优化、馈源与接收机及关于测量与控制技术等方面，面临巨大课题和挑战，只有这些问题解决了，才能动手建造。自1994年起，中国科学院**天文台等20多所科研院所和知名高校，开展了对FAST的长期合作研究，同时FAST被列入首批**知识**工程重大项目。通过10多年的探索，完成了预研和优化研究两个环节，具备了建造世界上*大的射电望远镜的科技实力。

2007年7月10日，**发展和改革委员会原则同意将FAST项目列入**高技术产业发展项目计划（发改高技[2007]1538号文件），要求抓紧开展可行性研究工作，在条件具备后上报可行性报告。

FAST的总体技术指标
主动反射面          半径300m, 口径500m,球冠张角 110-120°
有效照明口径        Dill=300m
焦比                0.467
天空覆盖            天顶角40°
工作频率            70MHz－3GHz
灵敏度(L波段)       天线有效面积与系统噪声温度之比 A/T～2000 m2/K
系统噪声温度        T～20K
分辨率(L波段)       2.9′
多波束(L波段)       19个
观测换源时间        <10min
指向精度            8″

 衡量射电望远镜是否**，主要的指标是灵敏度和分辨率。为提高灵敏度，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。而分辨率则是指对临近的不同波长的射电的区分能力。怎样提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大，分辨率越高。所以，射电天文学家一直追求大而精的反射面、尽可能低噪声的接收机、并配置适应不同观测课题的较完备的后端，以满足射电天文学发展的需要。

    FAST，主反射面由460000块三角形单元拼接成球冠，口径达到500米，接收面积相当于30个足球场，比目前*大的射电望远镜阿雷西博有效接收面积扩大了2.3倍，意味着其灵敏度分别是目前世界上几个*大的射电望远镜——VLA（美国的特大天线阵）、阿雷西博和印度GMRT（巨型米波射电望远镜）的5.4倍、2.3倍和1.5倍，其可探测射电源数在相同天空覆盖情况下增加约10倍。

这是二战时期，法国杜夫尔－拉代利夫朗德附近使用的一部防空预警雷达。射电天文技术*初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的“军转民用”。射电望远镜和雷达的工作方式不同，雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收宇宙天体发射的无线电波。

射电天文学的诞生

    19世纪以前，人们一直认为，从天上来到人间的**信息是天体发出的可见光，从来没有人想起过，天体还会送来眼睛看不见的“光”。 1800年，英国天文学家赫歇耳在测量太阳光谱不同区域的温度时，发现光谱红端之外没有阳光地方的温度竟然比可见光之处的温度还高，他把这种专线称为“看不见的光线”，也就是我们现在所说的“红外线”。1801年，德国物理学家约翰·里特尔又发现了“紫外光”。

    这样，在十九世纪初，人们开始认识到在可见光之外还存在着人眼看不见的辐射。1870年，苏格兰物理学家麦克斯韦建立了一套完整的电磁学理论。根据他的理论，电磁场周期性的变化会产生“电磁辐射”——电磁波。电磁波具有比已经观测到的紫外线更短、比红外线更长的任意波长。可见光是一种电磁波，它只占电磁波谱的很小一部分。至20世纪初，人们已经在地面实验室中发现了从波长短于0.01毫微米的γ射线到波长大于50O毫米以上的无线电波整个电磁辐射的跨度。它从短波端的γ射线开始，经过X射线，紫外线，可见光，红外线，直到越来越长的无线电波。今天的天文学家拥有多种类型的天文望远镜，可以探测到天体在各个波段的电磁辐射信号，能更**地认识和研究天体的性质，今天的天文学被称为全波段天文学。
1924年，人们在测量地球电离层的高度时，发现波长短于60米的无线电波穿过电离层飞向太空，一去而不复返。这就启发人们，天体发出的短于60米的无线电波，也将穿过电离层射到地球表面，也就是说，地球大气向人们敞开着一扇“无线电窗口”，它的波长范围从0.1厘米一直延伸到60米左右。

射电天文学的开创者卡尔·扬斯基（Karl Guthe Jansky），并不是天文学家，而是一位从事无线电工作的美国工程师。扬斯基生活的时代，正是无线电工程学迅猛发展的时代。1931年，他在美国新泽西州贝尔电话实验室研究和寻找干扰无线电波通讯的噪声源时，发现除去两种雷电造成的噪声外，还存在着第三种噪声，那是一种很低又很稳定的“哨声”，每隔23小时56分04秒出现*大值。扬斯基对这一噪声进行了一年多的**测量和周密分析，终于确认这种“哨声”来自地球大气之外，是银河系中心人马座方向发射的一种无线电波辐射（也称为射电辐射）。
 
这个意外的发现，引起了天文学界的震动，同时令当时人们感到迷惑，谁也不认为一颗恒星或一种星际物质会发出如此强烈的无线电波。但是，另一位美国无线电工程师G·雷伯，却坚信扬斯基的发现是真实的。他研制了一架直径为9.6米的金属抛物面天线，并把它对准了扬斯基曾经收到宇宙射电波的天空。这是一架在**次世界大战以前全世界****的抛物面型射电望远镜。1939年4月，他再次发现了来自银河系中心人马座方向的射电波，所不同的是，扬斯基接收的是波长为14.6米的无线电波，而他接收到的是1.9米的无线电波。这样，雷伯不仅证实了扬斯基的发现，同时还进一步发现了人马座射电源发射出许多不同波长的射电波。以后，他又发现了其它新的射电源，并在1.9米的波长处做出了**幅“射电天图”。1940年，雷伯发表了他的研究成果，这些成果受到了人们的重视，但是由于**次世界大战，射电天文学的研究刚刚起步，就被迫中断。
**次世界大战期间，英国人首先发明了雷达，并用它来预警德国飞机的入侵。1942年2月，在英国**许多雷达站里，同时发现了突然的干扰，英国政府很紧张，以为是德国使用了反雷达的新式武器，于是马上成立技术小组进行调查，后来发现，竟是来自太阳的天然干扰。虽然虚惊一场，但是却**次探测到来自太空的一个具体的可见天体发出的无线电波，从而太阳成了首先确定的射电源。这又一次的重要发现，终于使天文学家认识到，宇宙天体就像发射可见光波一样发射无线电波。从此，人们获得了通过无线电波探索宇宙奥秘的新途径，射电天文学逐步发展起来。

世界主要射电望远镜

    射电望远镜与光学望远镜不同，它既没有高高竖起的望远镜镜筒，也没有物镜、目镜，它由天线和接收系统两大部分组成。巨大的天线是射电望远镜*显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线、球面天线、半波偶极子天线、螺旋天线等。*常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜，它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。

    射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似﹐投射来的电磁波被一**镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦﹐因此﹐射电望远镜天线大多是抛物面。因为射电望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大，波长越短，分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展。 
    射电天文学中按电磁波波段区分﹐使用毫米波段（波长1—10毫米，频率为30—300GHz）和亚毫米波段（波长约为0.35—1毫米，频率为300—1,100GHz）进行天文观测研究的一个分支。20世纪50年代研制成一系列小型毫米波射电望远镜﹐主要用于测量大气对毫米波传播的效应和观测太阳﹑月球和行星的准热辐射。到六十年代后期﹐从毫米波向短波方向和从红外波段向长波方向的技术发展使天文观测进入了亚毫米波段。亚毫米波与较低频段的微波相比，其特点是：①可利用的频谱范围宽，信息容量大；②天线易实现窄波束和高增益，因而分辨率高，抗干扰性好；③穿透等离子体的能力强；④多普勒频移大，测速灵敏度高。其缺点是在大气中的传播衰减严重和器件加工的精度要求高。毫米波、亚毫米波与光波相比，受自然光和热辐射源的影响小。

    1962年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的赖尔（Martin Ryle，1918—1984）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同**体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率*高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖。

    1946年﹐英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜。 1955年，英国在曼彻斯特的焦德雷尔班克观测站建成直径76米的Lovell全可动抛物面射电望远镜，并在1957年跟踪苏联发射的**颗人造地球卫星时发挥重要作用，从此闻名于世。1959年，Lovell射电望远镜*先接收到一架俄罗斯月球探测器发回来的图片。20世纪60年代以来﹐相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米射电望远镜，加拿大的46米射电望远镜﹑澳大利亚的64米的Parkes射电望远镜，它们都是全可转抛物面射电望远镜。

    1955年，英国在曼彻斯特的焦德雷尔班克（Jodrell Bank）观测站建成直径76米的全可动抛物面射电望远镜，并在1957年跟踪苏联发射的**颗人造地球卫星时发挥重要作用，从此闻名于世。该望远镜以英国射电天文的奠基人，曼切斯特大学教授洛维尔（Lovell）爵士命名。这是世界**台巨型可动射电望远镜。

    1963年，美国在位于中美洲波多黎各岛上的阿雷西博天文台（Arecibo Observatory）的阿雷西博射电望远镜建成，阿雷西博射电望远镜是固定在山谷当中的单口径球面天线，口径305米（1000英尺），这是世界上*大的单面口径射电望远镜，由康奈尔大学管理，后扩建为350米。阿雷西博望远镜是固定望远镜，不能转动，只能通过改变天线溃源的位置扫描天空中的一个带状区域。1974年，为庆祝改造完成，阿雷西博望远镜向距离地球25,000光年的球状星团M13发送了一串由1,679个二进制数字组成的信号，称为阿雷西博信息。

    1961年，澳大利亚**射电天文台在新南威尔士州帕克斯（Parkes）小镇以北20公里处，建成了帕克斯天文观测站。该站建有一台口径为64米的射电望远镜，是南半球**大的射电望远镜。1969年7月20日，美国阿波罗11号宇宙飞船登月成功。其从月球发回、向全球直播的电视信号，就是由这架射电望远镜接收的（另一台位于加利福尼亚州的金石（Goldstone）地面站）。1970年，还是这台望远镜，帮助发生爆炸事故的“阿波罗13”号宇航员重返地球。从此以后，它协助了很多太空飞行任务，其中包括1996年前往木星的“伽利略”号探测器。该望远镜目前仍然在使用中，只在“公众日”可以进入内部参观，并有天文学家讲解。望远镜下面设有游客接待室和科普电影放映室。

1972年8月1日，联邦德国在波恩市西南大约40公里的埃费尔斯贝格的一个山谷中，建成了当时世界*大的全向转动抛物面射电望远镜——埃费尔斯贝格（Effelsberg）。该望远镜于1968年开始建造，其抛物面天线直径达100米，属麦克斯威尔·普朗克射电天文研究所，是当时口径*大的可跟踪射电望远镜。经过技术改造，现能观测90厘米—3.5毫米的射电辐射。

    1981年，美国**射电天文台（NRAO），耗资7800万美元，在新墨西哥州海拔2124米的圣阿古斯丁平原上，建起了世界*大的综合孔径射电望远镜——甚大阵射电望远镜（Very Large Array，缩写为VLA）。这是由27台25米口径的天线组成的射电望远镜阵列，每个天线重230吨，架设在铁轨上，可以移动。27个庞然大物排成一个“Y”形，三条铁轨铺成的基线互成120度交角，分别长21、21、19千米。每座天线均可以抵御时速100公里的飓风和冰冻低温环境。为了降低仪器中的噪声，其电子系统一直处于零下257摄氏度的超低温状态。VLA工作于6个波段，*高分辨率可以达到0.05角秒，与地面大型光学望远镜的分辨率相当。

    天文学家已经使用该望远镜获得了不少重要发现，比如水星上的水、银河系内的微类星体，遥远星系周围的爱因斯坦环，发出伽玛射线暴的星系，等等。（注：恒星发出的光线可以绕过途径的大质量天体而重新汇聚。也就是说，天文学家可以观测到被天体遮挡的恒星，观测的结果是个环，这被称为“爱因斯坦环”。

    2000年8月22日，美国**射电天文台（NRAO）在西弗吉尼亚州坡卡洪塔县的Green Bank（绿岸），建成了世界*大的全天可动的单天线射电望远镜——绿岸望远镜（Green Bank Telescope ，缩写GBT）。这台望远镜高146 米，重7700吨，耗资7900万美元。其碟形天线尺寸为100米x110米，接收面积7854平方米，焦距60米；通过直径64米的圆型水平轮轨，来调节碟形天线朝向，并能调整每一块铝制面板的位置，纠正镜面的形状，从而让科学家能利用绿岸射电望远镜获得5度多的仰角天空全视图。

    绿岸位于西弗吉尼亚州边界，掩藏于阿巴拉契亚山脉的森林中。这里人烟**，是全美人口密度*低的地方。周围的群山成为天然的无线电波屏障。1958年，美国联邦通信委员会（FCC）规定，为保护射电望远镜不受干扰，在绿岸附近34000平方公里范围内（与我国台湾省面积相当），设立“美国**无线电安静区”（National Radiao Quiet Zone），禁止无线电发射。安静区里的居民都必须遵守特殊的规则：微波炉、无线电话被禁止使用；普通汽油机车也被禁止。天文台的工作人员使用的全是上世纪60年代的老式柴油汽车，没有火花塞或者现代电子装置。天文台上空通信卫星倒不会构成威胁，因为它们使用不同的电波频率。科学家甚至担心他们使用的电脑显示器产生的微量辐射也可能污染数据。绿岸的控制室距离望远镜2英里之外，窗户上覆盖着厚厚的铜质百叶，门的厚度比得上银行金库的门，一切都是为了避免无线电干扰。主控制室容纳的台式电脑数量相当于一个小型城市的交通控制中心。

    绿岸望远镜的设计是非同寻常型的。通常射电望远镜的天线都有若干支架以支持次级反射面，这种支架会阻碍电磁波从而影响天线的**指向，绿岸望远镜采取的是不遮挡设计。这种不遮挡设计虽然使造价昂贵但却具有****的科学**性。为了实现这种不遮挡设计，在望远镜的主轴外有一巨大的馈源臂。

位于美国波多黎各自由邦的Arecibo射电望远镜，天线口径为305米。

     2002年10月，中国电子科技集团公司第54研究所，在北京密云天文台启动50米射电望远镜工程。该镜天线高56米，总重680吨，由结构、馈源和伺服控制三部分组成；历时4年建成，2006年10月通过验收评审，已成为我国深空探测和射电天文的重要设备；在嫦娥工程中，承担着科学数据接收和VLBI精密测轨两项重要任务，成功地接收到**张月球照片，标志着嫦娥工程的圆满成功。

    2009年12月29日，上海天文台在松江佘山举行65米射电望远镜奠基仪式。该镜由中国电子科技集团公司第54研究所承建，天线口径65米，高度70米，总重约2700吨。天线抛物面共14环由1008块面板铺成，底部为直径为42米的环形轨道，用于镜身调向。该台望远镜可用于我国探月二、三期工程、火星探测及其它深空探测工程，成为亚洲VLBI（甚长基线干涉测量）的组成部分。

    2010年12月初，中国**天文台召开了“中国射电望远镜阵”（China-ART）科学与技术目标咨询会，这是面向**“十三五计划”提出的天文项目。China-ART初步规划由12台80米射电望远镜组成，其中10台望远镜组成致密中心阵，建于无线电干扰极小的青藏高原或川西地区；其余2台望远镜建在东北和西南，与在建的上海65米和即将建设的乌鲁木齐80米射电望远镜一起分布在中国各地。China-ART具有极高的灵敏度和角分辨率，它们联合观测时相当于304米有效口径，与我国在建FAST的发现能力匹配，其威力是目前世界*好的射电望远镜阵VLA的5倍，VLBA的14倍。

    2011年7月，中国科学院**天文台乌鲁木齐天文站，经过四年选址，确定在新疆奇台县半截沟镇石河子村，建设110米全可动射电望远镜。该镜由中国电子科技集团公司第39研究所承建，建成后将成为世界*大可动射电望远镜。其建成后作为探月工程、火星探测等深度空间探测重要设备，可满足多个基础科学研究需要。110米大口径射电天文望远镜科学目标包括脉冲星观测研究、恒星形成与演化研究、高精度VLBI(甚长基线干涉测量)天体测量及天文地球动力学和空间VLBI研究、活动星系核研究、巡天发现更多未知天体等，其科学应用将集中于3方面：一是航天器VLBI深空探测，包括探月、火星探测、深空测轨应用；二是脉冲星深空自主导航应用；三是脉冲星时间基准。

嫦娥一号拍摄月球表面照片