鸿蒙开辟——打开超长波天文的新窗口 | 赛先生天文
收到一位本领域的先驱者的信件是一件惊喜而暖心的事。今年4月的一天，我们组收到了一封简短的电子邮件，信中写到：
我们以前从未见过这位alexander先生，对他的生平也所知甚少，即使通过网络查询，也只知道他在nasa任高管多年，现在已退休。不过他的名字我们的确是熟悉的——他是仅有的几篇超长波观测论文的作者。
这里的“超长波”一词，是指30mhz以下的射电天文频段。在无线电通讯的术语中，这些频段通常被称为高频（high frequency, hf）和中频（medium frequency, mf），比这些频率稍高一点的频段则被称为特高频（very high frequency, vhf），这些都是从无线电通讯的早期时代遗留下来的名词。
但是在射电天文学中，vhf几乎是现在观测的最低频段，为了避免误解，我们引入超长波一词。好在无线电通讯中使用的更低的ulf频率，天文观测中大概永远不会用到（因为星际介质对其不透明），因此不至于发生混淆。
人类首次探测到天体的无线电波辐射就是在超长波频段。但是，自那之后绝大部分射电观测都使用了更高的频率。一方面，在较低的频率上，射电望远镜的分辨率不好，对同一个尺寸的天线波长越短分辨率越高。另一方面，越是低频，电波受到电离层的反射、折射和吸收就越是强烈，在30mhz以下由于电离层的影响，收到的电波信号有很强的闪烁效应（噪声），数据处理相当麻烦，而10mhz以下地面上几乎无法收到天空的信号。更何况，这个频段也是最早被用于广播和无线电通讯的频段，这些人工产生的强信号还会被电离层反射到很远的地方，因此地面观测都有很强的干扰，更使观测极为困难。
人类进入太空时代后，从太空进行天文观测成为可能。当时还年轻的alexander先生参与研制了射电天文探索者（rae）1号和2号卫星，分别于1968年和1973年发射。rae-1进入地球轨道，但地球有强烈的天然和人工辐射，使其观测变得相当困难。rae-2则进入月球轨道，利用月球的遮挡，可以获得较好的观测结果。即使从五十年后的今天看来，这些卫星的技术也颇有可观之处——rae-2仅重328千克，却配有展开后长达229米和183米的v-型行波天线（图1），其获得的天图至今仍是这一频段的最好天图（图2）[1]。
但即便如此，这一天图的分辨率仍然很低，在这一天图上甚至都很难看清银河，更不用说其它天体，对于超长波天空我们仍然几乎一无所知。
图2. rae-2所绘制的天图
五十年过去了，然而这一领域却停滞不前。如果天文领域有个谁进步最慢的比赛，那超长波天文大概是第一名了。在rae-2之后，虽然也有不少航天器携带了超长波探测器，但并未在性能上超越它，而只是利用其轨道所经的不同位置对行星（例如木星、土星）或太阳射电爆发的强度进行探测。
虽然也有不少科学家提出了超长波射电天文台的各种设想，但遗憾的是这些设想都停留在纸面上未能付诸实施。之所以如此，与这些实验的技术难度和工程复杂性有很大关系。
例如，如果要在月球背面建造超长波望远镜，就需要降落在月球背面，布设天线；为了在长达14天的月球黑夜开展观测，需要配备同位素电池或超大的太阳能电源和蓄电池，甚至小型核电站；由于月球永远以同一面向着地球，为了把收集的数据传回地球，还需要配备专门的中继卫星，运行在同时能被地球和月球背面看到的位置，用于转播数据。这是一套非常复杂的航天工程，颇不容易实现。
如果说在月球上布设天线来开展超长波天文观测的方案不太容易实现，那么，在月球轨道上部署几颗卫星，让它们构成一个运动的干涉阵进行观测，也许是较为可行的第一步。首先，这些卫星可以用同一发火箭发射到月球轨道，较之在月球背面着陆并部署阵列要容易得多；其次，供能方面，卫星环绕月球轨道的周期只有几个小时，可以使用常规的太阳能电池供电；而数据传输的问题，卫星也可以在月球遮挡住地球时开展观测，而待到不被遮挡时把数据传回地球。
阵列还能解决rae所面对的角分辨率问题：rae卫星虽然配有长达两百多米的天线，但对于波长为几十米到几百米的超长波而言，波长与天线尺寸相近，角分辨率仍然很差。由多颗卫星构成的阵列则可以采用干涉观测的方式取得更高的角分辨率。
图3展示了干涉仪测定射电源方向的原理：来自同一方向的电磁波被两个不同位置的天线所接收，其到达天线1的时间比天线2晚 , 这里b是两个天线之间的距离，称为基线长度，c 是光速，θ 是基线方向与源方向的夹角。基线长度和光速是已知的，只要测出时间延迟量 τ，就可以确定方向θ。
如何从观测数据中确定时间延迟量 τ 呢？一个概念上最容易理解的办法就是，把其中2号天线收到的电压数据做不同大小的延迟后与1号天线收到的电压做互相关（相乘），如果两个延迟量大小一样，两个信号就总是同相位的，那么互相关最大；因此用这种方法就可以确定天文源的方向。基线的长度b越大，方向角 θ 就可以定的越准，干涉仪的角分辨率约为 弧度（λ为波长）。
图3. 干涉测量原理
当然，上面讲的是单一射电源的情况，实际天空中有很多不同方向的射电源，这时的情况就比较复杂了，但是可以使用数学方法（傅里叶变换）很好地解决这一问题，这就是所谓的综合成像方法，英国天文学家赖尔（martin ryle）因发明这种方法获得了1974年度的诺贝尔物理学奖，这一方法早已在地面的射电天文阵列中大量使用。
显然，如果由多颗卫星构成阵列，它们的间距可以远远大于rae天线的长度，从而实现更高的分辨率。2005年，笔者因对宇宙“黑暗时代”和“黎明时代”的研究，对超长波观测产生了兴趣。当我发现这个波段还缺乏基本的观测之后，提出了绕月卫星阵列的实验设想[2]。
2007年，笔者到荷兰参加会议时听到heino falcke教授（他是事件视界望远镜eht概念的提出者，现在因拍摄出著名的黑洞之影照片而闻名全球）在做报告时介绍了在月球背面布设天线阵开展超长波观测的设想, 于是笔者也在会议茶歇时找到他，向他介绍了我的月球轨道阵列设想，并征询他的意见。我记得falcke当时持保留态度：虽然他同意月球轨道阵列在技术上较易实现，却也指出一个问题：在月球表面部署阵列，其数据处理和地球上的射电阵列非常类似，然而月球轨道阵列却将大相径庭，没有现成可用的数据处理技术。
这一问题确实存在。地面阵列的天线都处在相对静止的状态，基线只是由于地球的自转而旋转，而月球轨道上由卫星编队构成的阵列却处在不断的运动和变化中。另外，在以往的观测中，地面望远镜阵列中每个天线的尺寸都大于波长，因此天线的初级波束主瓣都只是一小片天空，这样在数据处理中就可以只考虑这一小片天空，甚至可能把这一片天空近似为平面予以处理，从而简化计算。而且，地面阵列中的天线也往往可以视为处在同一个平面上。在这些近似下，成像算法就简化为傅里叶变换。
但是对于月球轨道阵列，这些近似都不再成立：天线基线随着卫星运动在不断变化；由于超长波的波长太长，超过天线尺寸，导致天线收到的实际是来自整个天空的信号；基线分布在三维立体空间中，而且阵列运行到月球轨道的不同地方时，还会被月球遮住不同方向的天空。这些复杂性意味着传统的综合成像方法在月球轨道阵列中无法使用，必须发展新的成像算法。即使到了今天，很多国外的学者一说到超长波，就想到在月球背面建干涉列阵，却很少想到可以在月球轨道上进行测量，因为这种测量与传统的地面干涉阵差别太大了。
当时，我还只是提出了月球轨道阵列的概念，还未深入研究综合成像方法问题。不过，我相信这一问题原则上是可以解决的，总有办法开发出适合月球轨道阵列使用的成像方法，只是需要进一步的研究。
2015年，中科院和欧空局决定征集联合空间科学项目。中方的国家空间科学中心、上海天文台和国家天文台均提出了超长波项目建议，后经讨论合并成一个项目，即discovering sky at the longest wavelength（dsl）项目，欧方则有波兰、荷兰等国的科学家参加。空间中心的研究者们提出了让所有卫星飞行在同一轨道上排成线形列阵，并分成用于观测的多颗子星和用于集中收集数据、与地球通讯的母星的方案，这有效地解决了星间通讯和定位问题[3]，进而使得轨道阵列的方案更加可行。不过，当时这一方案中由于用到了几种尚不成熟的技术，因此在此次项目征集中最终未能入选。
2018年，我国开展了嫦娥-4号任务，首次在月球背面着陆并进行了低频射电观测实验。由哈工大和空间中心联合研制了2颗龙江号微卫星，搭载在发射鹊桥中继卫星的火箭上，准备对月球轨道超长波干涉阵列的概念进行验证。但遗憾的是，由于龙江-1号星发生故障失联，只有龙江-2号星进入了月球轨道，未能完成空间干涉验证。另一方面，嫦娥-4号任务时的卫星和着陆器都是用的之前研制的型号，甚至本来就是嫦娥-3的备份，研制时并未考虑超长波观测的需求，都有较大的自身电磁干扰问题，这导致其数据都有很强的自身干扰，很难处理。这也说明，超长波观测任务需要研制专门的航天器和载荷。
2018年，中科院启动了第二期空间先导专项背景型号项目研究，超长波天文列阵也纳入其中，国家天文台、空间中心和上海微小卫星研究院开展了联合研究，我和空间中心的阎敬业研究员分别担任了课题组长和副组长。
图4. 鸿蒙超长波阵列艺术想象图
图5. 模拟的还原天图（上）和相对误差（下）[5]
经过3年的持续研究，我们现在已成功解决了关键技术问题，形成了“鸿蒙”超长波天文阵列设计方案。我们可以完成自主控制的卫星编队飞行，并在严格限制重量和功率的条件下，实现月球-地球间的数据通讯，并精确地测量卫星间的相对位置，保障了干涉阵列的实现。我们也研究了观测数据的定标校准方法。特别是，我们通过实验找出了降低自身干扰、保证大部分数据频谱可用的k8凯发百家乐的解决方案。
对于falcke教授指出的综合成像方法问题，我们现在也已发展出了一整套算法，可以根据在月球轨道上收到的干涉数据，准确地还原出超长波的天图[4,5]。不仅如此，我们还用无人机携带天线和接收机进行了试飞，对人工设置的信号源进行了观测，验证了轨道观测的可行性。现在，我们对这一方案具备了充足的信心。如果有机会飞上月球轨道，我们将真正打开超长波观测的新窗口！
图6. 研究人员在准备进行无人机验证实验
当我们揭开超长波天空的面纱时，会做出什么样的科学发现？这有点像打开盲盒礼包，非常难以准确预测——实际上我们可能根本没办法猜到。
就以射电天文本身为例，最初天文学家们对在无线电波段观测天体根本没有多少兴趣，因为根据恒星理论，其辐射能谱的峰值是在可见光波段（对某些星可以延伸到紫外和红外波段），但没有人预料无线电波段会有什么值得观测的辐射。
银河系强烈的低频射电辐射让天文学家们大吃一惊也颇难理解，又过了十多年人们才认识到这些辐射来自宇宙线电子在银河系磁场中运动产生的同步辐射，这是一种全新的现象。进而，人们又在射电观测中发现了类星体、脉冲星等。这种意外的发现，正是天文学研究所独具的魅力。
不过虽然如此，我们还是可以试着列出几条超长波观测所能探索的方向，让“盲盒”的结果有一个大概的范围：
宇宙的黑暗时代，即宇宙大爆炸结束以后直至第一代发光天体开始形成的时期，这一时期因缺乏可观测的天体而被称为黑暗时代，而当第一代发光天体形成时，宇宙就迎来了“黎明”。对宇宙黑暗时代与黎明最直接的观测手段就是其中广泛分布的中性氢原子所产生的波长为21cm的谱线。
黑暗时代的21cm谱线经过宇宙红移后频率降低到45mhz以下，宇宙黎明时代（红移10-30）的21cm信号则对应观测频率45-130mhz。由少量卫星组成的小型阵列，其灵敏度不足以测量宇宙黑暗时代的原初涨落，但用其中一颗子星，就可以完成全天平均频谱的精确测量。
2003年，笔者和jordi miralda-escude 教授预测，在宇宙黎明时代可以出现较强的21cm吸收谱信号[6]。2018年，edges 实验组宣称在80mhz左右（对应红移18）探测到了可能是宇宙黎明信号的强吸收谱[7]，不过这个吸收谱过于强烈，以至于需要某种非标准的模型（例如与重子有某种相互作用的暗物质）才能解释[8]（关于edges的发现，可参见笔者此前所写的）。但是这种实验也可能受到电离层的影响而不够准确[9]。
虽然宇宙黎明时期对应的频段为80mhz左右，其实验在地面也可以开展，但在月球轨道上开展这种测量，不受地球电离层强烈折射的影响，可以提升测量的精度。不仅可以检验edges的结果是否正确，所获得的更精确的测量结果也将更好地揭示宇宙黎明时代的演化历史。我们可以在一颗子卫星上配上一套精密的测量和校准系统，完成这种测量。
宇宙黑暗时代对应的更低的频段（20mhz左右）也可能产生吸收谱特征。不过，频率越低，银河系产生的前景辐射越强，测量难度越大。鸿蒙阵列用于干涉成像的子星也可以同时进行全天频谱测量，虽然不一定能达到所需的精度，但也至少可以较好地测出前景辐射的频谱，对黑暗时代进行初步的探索。
图7. 宇宙历史（上）和对应的21cm平均谱（下）
如果我们假定天空中超长波源的分布规律可以从更高频率的射电源外推，那么鸿蒙阵列经过几年的观测，将可以探测到几百到几千个射电源，这个数量与我们肉眼所能看到的恒星数量相当。但在这个频段，我们看到的天体大概并非光学频段所见的恒星，而是很可能包括超新星遗迹等银河内源，以及一些距离我们比较近的射电星系、类星体等。
我们是否将发现一些新的天体类型？会不会有一些在其它波段平淡无奇的天体在超长波频段却极为明亮？或者某个天体展现出的奇怪的形态？这些都极有可能，但我们无法提前预测。
图8. ulsa模型预测的10mhz（左），3mhz（中）和1mhz（右）天图[10]。
除了发射源外，观察超长波的吸收也可以带来很多有价值的科学信息。由于银河系同步辐射频谱满足幂律分布，我们往往可以根据著名的haslam 408mhz天图推测天空辐射的分布。但是，在10mhz以下的频率，星际介质中的等离子体对超长波的吸收非常强烈，这时这种简单的外推就不再成立了。
我们根据现在已知的银河系电子分布模型，考虑辐射转移，构造了推算任意频率天图的程序ulsa （ultra-long wavelength sky with absorption）[10]。本文开头提到的alexander先生正是在读到我们这一论文后写来了贺信。反之，将来有了观测数据，我们也可以通过观测不同频率的吸收结果，构建太阳系周围星际介质的三维分布图。
人们已经知道，太阳处在一个低密度的、大小约二、三百光年的所谓本气泡（local bubble）中，它可能是过去上千万年中持续发生在我们附近的多颗超新星爆发所遗留下来的。这些近邻超新星的爆炸对于太阳系、对于地球是否产生了一定影响？有意思的是，这也恰好是人类进化的时间尺度, 超新星的爆发与人的进化是否存在联系？这值得进一步的思考和探索。超长波的探测将能够勾勒出我们周围的电子分布，从而使我们对太阳系的周边环境获得更好的理解。
图9. 太阳系所处的本气泡，图片来源：wikipedia
此外，超长波的观测还可以更好地揭示银河系中宇宙线电子和磁场的分布。利用hii区的遮蔽，还可以更准确地测出宇宙线的密度，从而使解开宇宙线的起源和传播之谜等。
太阳经常发射射电爆发，这些爆发对于地球周边的空间天气产生直接影响。此外，木星等行星也会爆发较强烈的超长波辐射。这些近处的超长波源有较高的强度，容易被小型阵列探测到。鸿蒙阵列有较高的方向分辨率，因此在对这些爆发的观测中也可以发挥重要的作用，更好地揭示日地系统之间复杂的相互作用。
近年来，国际上出现了重返月球的热潮。美国、欧盟、俄罗斯和我国都在积极策划新的月球科学计划，而其中一个重要的组成部分就是对月球资源的利用。月球背面为射电天文提供了理想的环境，因此在各国的月球计划中，都列入了月基天文学的内容[11]。
鸿蒙阵列具有较强的可行性，非常适合作为月基超长波探测的第一步[12]。我们希望能抓住时机，迈出着超长波探测的第一步，在超长波天文这个新领域中做出中国的贡献！
参考文献：
