一、“天眼”调试，让“眼珠”动起来！
一般来说，巨型望远镜调试都会涉及天文、测量、控制、电子学、机械、结构等众多学科领域，是一项强交叉学科的应用性研究，所以国际上传统大射电望远镜的调试周期很少低于四年。而FAST开创了建造巨型射电望远镜的新模式，它的调试工作也更具挑战性。
FAST巨大的接收面积注定了它有其它望远镜无法比拟的优势，即超高的灵敏度。但任何事情都是两方面的，你不可能占尽所有的好处，所以FAST在取得灵敏度优势的同时也付出了代价。
相对其它望远镜来说，它的系统构成更加复杂（见图1）。一般望远镜只有俯仰轴和自转轴两套驱动控制系统。相比之下，FAST仅反射面控制就需要2200多台促动器协同动作，并且索网把2200多台促动器联在了一起，形成了一个复杂的耦合控制系统，可以说“牵一发动全身”。
图1：FAST与传统望远镜的对比，明显看出FAST系统构成要复杂得多，也更容易受设备故障的影响。同时，还有30吨馈源舱漂在高空，安全风险极大。所以调试初期，我们更多关注的是安全方面的问题，一方面制定严格的安全措施确保安全操作，另一方面发展新的技术方法提高望远镜正常工作对设备故障的容忍度。
我们不太可能每坏一台促动器就马上去维修它，不然促动器维修工作就会占用大量的有效观测时长。这时候，如何评估索网的安全就非常重要了。
如果布置大量的传感器，传感的失效率、精度漂移等问题，可能会导致漏报或虚报故障的问题，这会令我们的工程师很头疼。 为了提高整个系统对设备故障的容忍度，调试团队研发了一套非常有趣的主动安全评估系统，这个系统可以实时读取促动器的位置信息，并将其输入到力学模型中，实时地进行力学仿真计算。也就是说，索网怎么动作，计算机的索网模型就怎么动作，从而可以计算出所有索力并进行安全评估。
必须得强调，这是实时力学仿真技术在安全评估领域的首次成功应用。力学仿真相比于传感器就可靠多了，它是数学工具，就像1+1永远会等于2，非常的简单可靠，非常适用于我们这个复杂的控制系统。
馈源支撑系统也同样不简单（见图2）。它控制主要分两级。
第一级是通过六根几百米的绳子对30吨的馈源舱实现的概略控制，要在140米高空、200多米的尺度范围内，把馈源舱定位精度控制在48毫米以内。
第二级是通过舱内的AB轴（万向轴）和Stewart平台实现接收机二级精确定位，对安装在馈源舱内的接收机相位中心进行二次精调，最终需要实现的控制精度要达到10mm以内。同时，如果馈源舱在风、雨等动力载荷下产生晃动，二次精调平台，还可以起到消振的作用。怎么样，想想都觉得不可思议吧。
图2：馈源支撑控制系统原理图，可见馈源支撑系统的控制分两级，第一级是通过六根钢索实现馈源舱48mm的定位精度，第二级是通过舱内的精调平台实现10mm的定位精度，而且这个精度是在140米的高空，200多米的范围内实现，看着就很难吧？
尽管FAST做了3米、10米、30米和50米的模型试验。但是动力学实验很难实现完整的相似性，例如阻尼特性的实验就很困难。所以不管你做多少实验，都不能说明600米尺度下会不会有问题。
非常地幸运，经过调试团队半年左右的努力，发展的实时力学仿真技术大幅提升望远镜对设备故障的容忍度，馈源支撑系统也实现了系统集成，最终于2017年8月27日第一次完成了反射面和馈源支撑的协同动作，首次实现了对特定目标的跟踪观测，并稳定地获取了目标源射电信号（见图3）。这意味着天眼的“眼珠”可以转动了！
图3：2017年8月27日，“天眼”首次实现对特定目标源的跟踪，一次跟踪10分钟，一次跟踪40分钟，稳定地测到目标源的信号。这标志望远镜最具难度及最具风险的功能性调试完成了，这是有历史意义的一刻。
此后，“中国天眼”就可以克服地球的自转，对天体目标源进行跟踪观测。要知道望远镜的灵敏度不仅与其接收面积有关，还与望远镜的跟踪时间有关。就像人的眼睛一样，只是扫视一下的话，我们只能看个大概的轮廓。如果想看清细节，就需要对着目标仔细地端详一段时间。
其实，这也是FAST最重要的一个功能，只有能跟踪了，天眼才能充分发挥它的最优性能。南仁东先生曾经说过，不能跟踪就不能叫FAST，可见他对望远镜跟踪功能的重视和期待！
相比国际上现有的大型射电望远镜，FAST是一架非传统的巨型射电望远镜，工作方式更加特殊，其调试工作没有成熟的经验可供参考。而且系统构成更加复杂、安全风险大，FAST团队能在短期内实现望远镜的全部功能性调试，完成了最困难、最有风险的调试环节，其进度已经超过国际一般惯例及同行预期。
在实现望远镜的功能性调试之后，余下的任务主要就是如何提升望远镜的性能，相对来说工作的风险性要小很多了，但工作的细节和琐碎性更加繁杂。
二、精抠细节，擦亮“天眼”
望远镜功能性调试后便进入到性能调试阶段。这个性能不只是望远镜的灵敏度、指向精度等硬性指标，还包括可靠性、稳定性等软性指标。简单一点说就是，望远镜系统偶尔能达到最优性能和长期稳定地达到最优性能完全是两个概念，也是完全不同的难度系数。而我们的目标就是要做一台性能优异，同时又让科学家觉得十分好用的望远镜，这个目标从一开始就没有动摇过。
望远镜性能的实现主要是指控制精度的实现。FAST直径500米，却要实现毫米级的多目标、大范围、高动态性能的控制精度，这是前所未有的挑战。下面我就尽我所能，尽量以通俗易懂的方式介绍这个精度的实现过程。
FAST有两个主要系统，即反射面系统和馈源支撑系统。反射面系统的主要作用就是精准地形成抛物面，这样才可以将天体发出来的平行光尽可能高效地汇聚到焦点上。而馈源支撑系统就是要将接收机控制到焦点的位置，并保证接收机的正确姿态，以最大效率地收集抛物面汇集的电磁波信号。所以FAST精准的控制指的是两个方面，一个是控制反射面系统形成尽量完美的抛物面，另外一个是控制馈源支撑系统使馈源接收机尽可能接近焦点位置，并保持正确的姿态。
精确的控制离不开精准的测量，反射面系统和馈源支撑系统都是利用激光全站仪作为测量手段。全站仪是一种光学测量设备，可以测角和测距，通过极坐标的方式解算目标点的相对位置，是一种相对位置的测量技术。如果要实现绝对位置测量，就需要把它放在有精确绝对位置信息的基准站上，通过基准站的绝对位置反算目标点的绝对位置。所以要用它精准测量反射面的形状及接收机的位置姿态，需要有一个非常精确的基准网，为其测量精度的实现提供测量基准。
FAST反射面内均匀地布设了24个测量基准站组成的基准网（见下图），第一步要做的，也是最关键的，就是精确测量24个基准站的绝对位置信息。基准网测量也需要用全站仪这种光学测量设备，可是现场高度差接近150米，这时候大气压会有20多个毫帕的变化，大气密度不均匀性非常明显。我们都知道，光穿过不同密度的介质时，会产生折射弯曲。
图四：测量基准站的分布情况。反射面中露出来的小点点放大一点就是右边图的样子，每个测量基准站的基础都要打到持力层，而外面还有一层防护罩，以免其受温度和风的动作而产生变形。
为了消除消光路折射的影响，调试团队研发了一套双靶互瞄模式的对向观测技术。其工作原理如下面左图所示，就是采用两台全站仪放在两个测量基准站上相互对视。如果两个互向对视的全站仪不受折光的影响，它们俩测量得到的垂直角度之和应该是180度。但是由于有折光的影响，这个角度之和就不再是180度了。而我们就可以通过这个角度的偏差，估计折光的影响并进行修正。
图五：左图对向观测的原理示意，可有效消除大气折光误差的影响。右图是对自动化对向观测系统工作时的场景，怎么样，看起来是不是很高科技？
由FAST在洼地里，大气的不均匀性及温、湿度场分布极为复杂，折光的影响也异常的大。实际数据处理的结果表明，FAST现场的折光系数达到了1.8左右，这是个惊人水平。要知道一般工况下，全站仪系统默认的折光系数是0.13，所以我们的折光系数要比一般情况高了一个数量级。一开始我们的工程师都不太敢使用这个结果，但多次测量一直重复出现这样的情况。直到后来查到一篇文献资料，提到一个山区里的折光系数的测量结果达到了1.0，与我们的情况接近。之后，我们才敢采信这个折光系数并使用。
另外，全站仪是采用水准坐标系，所有全站仪的局部坐标系的垂向都是指向地球的中心。如果我们不作任何修正直接使用，500米尺度下地球曲率造成的误差可达到20mm左右，所以必须采用合理的坐标系转换来消除。如果采用传统方式对24个基准站组成的基准网进行测量，可能会需要至少半个月的时间。半个月时间很多参数都会有巨大的变化，例如大气的温度、湿度和气压，测量基准站也可能会产生温度变形。有这么多复杂的因素在变化，我们很难对这些因素解耦，精确得到这些因素变化对测量精度造成的影响 。
所以，我们研发了一套基准网的自动化监测系统（见图5右），把基准网测量周期由至少半个月缩短至10分钟以内，这样就可以克服温度、湿度及基墩变形周期的限制，最终将望远镜测量基准网的精度提升至1mm以内。
随着调试工作的精雕细琢，把测量精度不断提升，望远镜的性能也得到明显改善。下面左图就是精度提升之前的望远镜波束形状，可以看到在高频段有明显的分叉结构，就像一个近视的天眼，看东西都是模糊的。而随着精度的提高，波束慢慢地变成下面右图的形状，可以在高频段实现完美的聚焦，完成天眼的视力校正。与此同时，漂移观测的指向精度已经达到10角秒的水平，这些都是非常可喜的进展。
图六：精度改变前后FAST波束形状的对比情况，也是近视眼和正常视力天眼的直观比较。
随着天眼视力越来越好，脉冲星的批量发现就开始了。截止目前，FAST已经探测到59颗优质的脉冲星候选体，其中已经有42颗得到认证。并于今年2月探测到有史以来最暗弱的毫秒脉冲星，这颗脉冲星是其它国家很多望远镜看了很多次却都没有看到的。这充分证明FAST在灵敏度方面的优势。
还必须提到的是，目前19波束已经完成安装调试。它可以将望远镜的视场扩大十九倍，从而大幅地提升望远镜的巡天效率，预期更多的脉冲星发现将由此开始了。
图七：多波束的现场安装情况。具有优异性能的接收机系统，也是我们天眼的瞳孔。
有了十九波束的支持，就可以开始向验收指标冲刺了，望远镜的验收指标的实现，要经过非常繁杂的指标分解，例如要实现设计的灵敏度，就要知道反射面的精度是多少，馈源的控制精度是多少，系统噪声要控制到多少，其中每一部分还要继续向下分解，例如测量精度是多少，控制精度是多少，制作精度是多少，安装精度是多少等等。总之，要分解到每一个可独立量化评估的技术指标，这是一个非常复杂的分解过程。
截止目前，调试工作已经取得了一些非常可喜的进展。望远镜的系统噪声已经控制在20K左右的水平（见下图左），同时静态扫描模式下的效率已经达到50%以上，望远镜的灵敏度水平已经达到了1800平方米每K的水平（见下图右），可以说静态扫描工作模式已经达到了望远镜的验收指标。FAST已经是无可争议的世界第一灵敏的射电望远镜。下一步任务就是提高跟踪过程的控制精度，把跟踪过程的灵敏度也实现同样或相近的水平，那我们就可以说望远镜可以通过国家验收了。
图八：左图是望远镜系统噪声的水平，已经控制到20k左右。右路图是天眼的灵敏度水平，毫无争议的世界第一。
古人常言道：行百里者，半于九十。我们也要时刻提醒自己：最后的十里路依然艰辛！我们的目标不只是做一个世界上最大、最灵敏的望远镜，更是要做一个非常好用的望远镜，让科学家们随时想看就能看，想看哪儿就看哪儿。坦率的讲，这其中还有很多事情需要我们继续努力，其实并不容易，但我们不能忘记我们的初心！
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