地基太陽雷達探測方法研究

高冠男， 郭少杰， 董 亮， 汪 敏

(1.中國科學院云南天文臺， 云南昆明 650216； 2.中國科學院天文大科學研究中心， 北京 100012)

0 引言

真正具有現(xiàn)代科學意義的太陽觀測研究是自19世紀初開始，已逾200多年。近半個世紀以來，隨著空間衛(wèi)星觀測的實現(xiàn)，特別是Yohkoh、SOHO、RHESSI、Hinode、STEREO、SDO 等太陽探測衛(wèi)星相繼運行，無論是在探測技術還是在探測范圍都得到了空前的提高，開啟了多波段、全時域、高分辨率和高精度探測的時代。與此同時，人們已經逐漸意識到，對太陽物理學的研究已經遠遠地超出了以往太陽物理和天體物理學范疇，正在向以太陽為核心的日地空間物理整體觀測研究模式演化，以期更好理解太陽活動對地球氣候和日地環(huán)境對人類活動的作用和影響。

太陽爆發(fā)是發(fā)生在太陽大氣——日冕中劇烈的能量釋放過程，主要形式是太陽耀斑和日冕物質拋射(CME)，本質上是磁場和磁場、磁場和等離子體之間相互作用的結果。這樣的劇烈爆發(fā)過程，可能對地球周圍的空間環(huán)境(space weather) 造成劇烈擾動，對現(xiàn)代社會的正常運行帶來災害性影響。由此可見，日冕作為連接太陽和日地空間的紐帶和太陽劇烈爆發(fā)活動的發(fā)源地、CME 作為災害性空間天氣的驅動源，都具有極其特殊的重要地位。

對日冕的觀測研究，仍是目前太陽物理研究的難點和重點，如著名太陽物理研究學者Aschwanden 提出的“十大太陽物理研究難題”里，至少有一半和日冕有關。日冕觀測研究的核心問題，是對日冕磁場的測量和對日冕物質拋射(CME)的監(jiān)測。就日冕磁場測量而言，基于賽曼效應原理的磁場測量方法在日冕是無能為力的，目前正期望在紅外波段能有所突破。用射電方法測量日冕磁場，則是依賴于各種輻射和傳播模型的。眾所周知，磁場和磁重聯(lián)，廣泛存在于各種尺度的天體物理過程中，而太陽是唯一可以被直接觀測到磁場結構和重聯(lián)的，因此日冕磁場的直接有效測量對天體物理研究有著極為重要意義。對CME的監(jiān)測而言，我們更關注高速撞向地球的CME，因為它是災害性空間天氣事件的最主要驅動源，但日冕儀類的觀測設備，卻無法有效監(jiān)測、預警朝向地球的CME。

1 地基太陽雷達

1.1 地基太陽雷達發(fā)展歷史

雷達天文學(radar astronomy)發(fā)端于20世紀40年代，通過對接收到的雷達回波進行處理分析，來研究天體的物理特性、運動狀態(tài)和空間分布，是天文學中研究天體的一種重要方式。當然，由于雷達回波信號的強度反比于距離的四次方，因此，也只有太陽系范圍內的天體(目標)，才有可能是(地基)雷達的探測對象。迄今，人類已經成功使用雷達，對流星、月球、行星(包括其小行星)、太陽、日冕、行星際介質等近地空間及深空目標進行過卓有成效的觀測研究。太陽是繼月球之后的第 2 個研究目標。簡而言之， 地基太陽雷達就是利用雷達發(fā)射器主動向太陽發(fā)射特定波段的電磁波, 并接收反射回波, 通過對回波信號的處理, 獲取有關日冕層大尺度活動或CME 的物理參數和幾何結構的主動探測手段。

本文所探討的太陽雷達探測方法限于地基太陽雷達范疇(見圖1)，空基太陽雷達并不在本文的討論范圍內。

圖1 地基太陽雷達探測對地CME原理示意圖[2]

雷達方程可以表示成如下形式：

式中，為雷達接收到的功率，為雷達發(fā)射功率，為雷達反(散)射截面積(RCS)，為接收面積，為雷達到探測目標的距離。顯然，表征了探測目標對雷達波的反射能力和反射的物理機制，是分析雷達回波信號的基礎。

1.2 EI Campo太陽雷達觀測實驗

2015年，葉林等人運用Lomb-Scargle算法對EI Campo雷達數據重新進行分析, 得出了200天周期和540天周期, 而這兩個周期可以從太陽內部、表面、高層大氣甚至行星際空間以及地磁活動指數中找到對應關系, 這說明它們有相同的變化特征。而且, 他們發(fā)現(xiàn)實驗數據中, 一些數據的散射截面的值非常大, 且具有較大多普勒頻移, 而CME在尺度大小和速度特征上都與之很相符, 由此他們也推斷當時EI Campo可能探測到了CME。遺憾的是, 當時人們還不知道CME，所以沒能很好地理解上述觀測結果。但是這些回波數據表明了CME是可以用雷達探測到的。

1.3 其他地基太陽雷達觀測實驗

1979年，Benz等利用當時最大的Arecibo射電望遠鏡及其發(fā)射裝置，以0.25 MW的功率發(fā)射頻率為2 600 MHz電磁波，嘗試接收雷達波和日冕等離子發(fā)生相互作用后產生的Langmuir波(預期頻率在170～270 MHz)，但未獲得成功。2000年，Rodriguez等利用SURA作為發(fā)射陣列(發(fā)射功率0.75 MW，頻率9 MHz)、UTR2作為接收陣列進行了數次實驗，也確認得到了來自太陽的回波。

2004年，Rodriguez對當時尚處在選址階段的低頻射電陣LOFAR(Low Frequency Array)作為地基太陽雷達接收陣進行了系統(tǒng)分析，發(fā)射雷達和接收陣列的地點要求需要滿足能共視太陽、并考慮日冕密度的變化、10 MHz的銀河背景噪聲等因素，他們計劃升級位于阿拉斯加，加克納的HAARP(HF Active Auroral Research Program)發(fā)射雷達，計劃升級后的雷達發(fā)射功率為3.6 MW，頻率覆蓋范圍2.8～10 MHz，發(fā)射天線增益20～31 dB，接收天線陣擬用LOFAR，接收面積為1 km。由于之后LOFAR并未建在美國西部的新墨西哥州而是選址在荷蘭。因此他們計劃將HAARP和LOFAR組建成高性能的地基太陽雷達探測系統(tǒng)也未能進行，但是他們在文中系統(tǒng)考慮并詳細計算多種因素對接收信噪比的影響，具有參考價值。

上述地基雷達探測太陽的實驗和理論工作，充分說明雷達可以提供對太陽日冕結構和動力學過程的重要診斷。當然，早期利用雷達來探測研究太陽的實踐存在著理論和技術上的重大缺陷，主要表現(xiàn)在以下幾個方面：首先，即使是James的觀測，也是沒有空間分辨率(其波束寬度為0.7°×6.5°)，只能得到回波的強度、帶寬、頻率漂移等，無法分辨回波究竟是來自日冕的哪一部分。而日冕結構是不均勻的，經常會有冕洞、甚至是CME，但二者在當時都不為人所知，這也極大限制了理論研究工作的開展；其次，等離子體中主導向后散射輻射角展寬的小尺度結構在當時也不為人所知；第三，很多時候雷達波的反射點在太陽風的形成基點上，而那時太陽風才剛剛被發(fā)現(xiàn)，很多物理性質還是研究上的空白；第四，那時還沒有意識到使用同時得到的光學觀測資料來幫助限制和確認日冕的幾何結構；最后，光學觀測、特別是空間觀測的迅猛發(fā)展，吸引了幾乎所有太陽物理學家的目光，從2000年以來, 非常多的原先從事射電研究的太陽物理學家轉而從事空間資料的研究和分析。 在這種大背景下, 傳統(tǒng)的射電太陽物理的研究也幾乎被邊緣化, 太陽雷達也淡出了人們的視野，太陽雷達探測日冕的方法也自然淡出了人們的視野。

2 太陽雷達探測日冕和日冕物質拋射

朝著地球方向爆發(fā)的CME，即對地CME，它們具有極強的對地效應而造成災害性空間天氣，對地CME的觀測研究常常受到投影效應、日冕儀遮擋以及背景湯姆孫散射效應的影響，使得對地CME觀測預報研究遇到了極大的挑戰(zhàn)。太陽雷達發(fā)射電磁波主動探測對地CME并進行預報將具有獨特的優(yōu)勢，能夠彌補現(xiàn)有觀測手段的不足。

隨著對太陽及其爆發(fā)活動認識的不斷深入和拓展，以及面對日冕磁場測量及對地CME監(jiān)測帶來的困擾，人們開始重新意識到用雷達探測太陽日冕和CME的獨特性和優(yōu)勢。隨著射電天文技術的飛速進步，構建一個利用基于海量高速信號處理技術的、多頻率、雙極化、相控收發(fā)技術的新型的地基太陽雷達已經成為可能，而地基太陽雷達能夠為日冕磁場測量和對地CME的觀測及預警預報，提供一個全新的探測手段，為我們進一步認識理解太陽及其爆發(fā)活動，打開一個全新的窗口。

從探測原理和技術方面分析，利用地基雷達技術探測日冕磁場和監(jiān)測CME是完全可行的：

1) 從探測原理上，由日冕和CME反射回來的雷達波在日冕(磁化等離子體)里傳播，由于色散效應將分解為兩種模式的波——尋常波(O)和異常波(X)，它們具有不同的傳播速度、偏振狀態(tài)和不同的反射高度，通過對分化的反射回波的測量，可以直接反演得到日冕密度以及磁場強度。如果雷達波穿過一團高速運動的日冕物質——CME，根據Doppler原理， 從雷達波的頻移就得到真實的CME徑向速度而沒有任何投影效應。

2) 在技術層面上，從接收端看，具有角秒級空間分辨率的射電綜合孔徑成像技術已臻成熟，特別是在雷達探測窗口的米波到十米波頻段，如已經投入運行的LOFAR和GMRT、在建的MWA、LWA、SKA等。它們都可提供(亞)角秒級的空間分辨率、mJy級的探測靈敏度和10m級的接收面積，足可以接收微弱的雷達回波。從發(fā)射端看，功率達到MW級別的發(fā)射雷達(HAARP、Jicamaka)和相控發(fā)射技術等亦趨向成熟。

3) 從知識積累方面，人們對日冕結構和CME形成及傳播的認識已經遠遠超出了“James”時代，不但已經認識了日冕的多層結構、冕洞的存在，甚至在CME的形成、觸發(fā)、結構和傳播方面，都有了一整套的理論研究及其結果。在電離層雷達探測、等離子體層析(plasma tomography)理論、太陽風形成及傳播理論、磁層理論、CME/太陽風和磁層的相互作用理論方面也都有了豐富積累，這為我們正確理解、分析來自日冕和CME的雷達回波信號提供了堅實基礎，而不似當時的“盲人摸象”。

4) 長遠和可持續(xù)發(fā)展的觀點看，日冕和CME的雷達探測將徹底改變傳統(tǒng)的被動探測模式，開啟極具擴展和想像空間的主動探測模式的時代。

3 中國開展太陽雷達的設想與展望

國內正在籌備建設的VHF(Very High Frequency)天線陣的工作頻段為30～300 MHz，在射電天文中該頻段為米到十米波段屬于低頻射電天文觀測范疇，由于VHF天線陣具有很高的靈敏度和空間分辨率，因此既可以承擔對射電天文的觀測，同時也可以作為地基太陽雷達的收發(fā)裝置。VHF天線陣采用多陣元組陣的方式，隨著電子技術的發(fā)展，目前VHF天線陣可以全天觀測、實時多波束跟蹤等多種功能。

VHF天線陣的建設一直在國內有條不紊地進行著，利用我國國土幅員遼闊的特點，適宜在多地多點建設VHF天線陣，可以有效地規(guī)避射電干擾提高空間分辨率，初步構想如圖2所示。

圖2 正在籌劃建設的VHF天線陣

利用新疆、內蒙、云南、江浙一帶的地形優(yōu)勢構建多個VHF天線陣，在進行天文觀測的同時可以進行地基太陽雷達的觀測。利用雷達主動探測的優(yōu)勢在于，發(fā)射信號已知，即可以從發(fā)射信號的帶寬、頻譜、編碼、時間分辨率等多個參數進行定義，特別是由于是窄帶發(fā)射，在接收機中可以實現(xiàn)極高的頻譜分辨率觀測，從而對日冕的內部結構進行清晰的“層析”。

進一步利用多地干涉，可以有效地消除VHF頻段的無線電干擾(Radio Frequency Interference，RFI)信號，通過干涉條紋可以進一步清晰分辨得到回波的到達時間，依據該時間確定回波反射面位置，進而確定日冕上該反射層面距地球位置。

其具體做法如下：

建設一個站為兩用站，即在站內配備接收機和發(fā)射機，這樣既可接收又能發(fā)射，其余的站點均作為接收站，這樣的好處在于可以避免發(fā)射機對接收機的干擾；

對發(fā)射信號的多個參數進行可控設置，包括波形、發(fā)射時間間隔、功率等；設置多地站點接收參數，主要是依據發(fā)射信號的頻譜、時間特征，在FPGA內設置接收帶寬(帶通濾波器參數)，時間分辨率(積分時間間隔)；

相關處理結果數據為：1)精細時間-頻譜圖，在雷達信號的發(fā)射頻段內，精確到0.1 Hz的頻譜分辨率和秒級的時間分辨率；2)多站干涉條紋。

此外，中國參與的國際大科學工程——平方公里陣列(Square Kilometre Array，SKA)，其中包含了低頻陣列(SKA1-low)，預計建于澳大利亞，低頻陣列技術方案目前尚未完全確定，基準版的SKA1-low由約512(站)×256(對數周期天線)個天線組成，頻率覆蓋50～350 MHz，面積約0.4 km，最長基線為65 km。利用該站作為地基太陽雷達的接收陣列也是可行的，只需要注意發(fā)射天線需要和接收陣列有共視太陽的時間。

根據美國EI Campo 雷達的成功探測經驗，雷達采用的發(fā)射信號為：500 kW 的發(fā)射器，所采用的天線為半波偶極天線，一共1 016根天線組成了總面積為 18 000 m的天線陣。隨著目前大功率微波器件的出現(xiàn)，將有效發(fā)射功率提升至1 MW，可以進一步將接收天線陣面積降低到10 000 m以下，以降低整個系統(tǒng)成本。

對于VHF波段消除干擾的方法，除了干涉測量方式還有其他可行的方式，例如Nita 和 Gary等人建立了Spectral Kurtosis估計算法(簡稱SK估計)，通過功率譜的一階矩、二階矩和通道數之間的關系，構建權值函數，確定閾值，實時證認RFI的通道，并在FPGA預處理中予以剔除。

另一方面， 具有代表性的是自適應消除技術，可以減少瞬時出現(xiàn)的一些無線電干擾信號影響，這是將無線電環(huán)境測量和射電天文數據預處理相結合，有效提高觀測數據質量。

4 結束語

地基太陽雷達觀測有著一般觀測手段(比如日冕儀)所不具備的優(yōu)勢。 首先, 太陽雷達可以主動探測到朝地球方向來的CME, 這是其他儀器無法做到的。其次,在低頻波段, 10～100 MHz 都是地基太陽雷達的理想工作波段, 而日冕儀無法在低頻波段進行成像。第三, 根據回波的時間間隔, 回波信號的強弱、多普勒頻移等信息, 可以得到日冕或者CME中等離子體團的位置、 大小、運動速度、結構形態(tài)甚至磁場大小的信息。雷達觀測手段可以幫助我們測量日冕大氣及CME的內部結構開啟前所未有的嶄新領域，科學意義和應用前景巨大。

依據前人地基雷達探測太陽的嘗試，結合目前日冕和CME探測和研究現(xiàn)狀，我們認為，利用雷達探測日冕和CME的最好方式是：利用大功率雷達，將強大的低頻無線電波(雙圓極化)以數字相控多波束的模式掃描太陽及其附近感興趣的區(qū)域，再利用大面積低頻射電陣列，仍以相控波束+綜合孔徑成像的方式接收日冕和CME反射回來的雷達信號，然后進行數據處理分析。這樣將得到的主要物理測量參數是：

1) 日冕和CME中的磁場：利用雷達波在日冕中的傳播特性直接測量磁場；

2) CME距離：利用雷達距離門計算發(fā)射波和反射波的時差求得反射體距離，且精度很高；

3) CME速度：利用多普勒原理得到反射體的徑向速度；

4) CME密度：由反射回波的響應頻率范圍得到CME密度；

5) CME空間尺度和分布：接收陣列具備的角秒級空間分辨率。

總體而言，地基太陽雷達在獲得上述觀測參數之后，就可以構建一個靜態(tài)的日冕密度和磁場分布，以及(朝向)地球高速運動的CME的實時三維動態(tài)圖像，并可以實時獲得CME的多個關鍵物理參數(物質密度、速度、磁場)，為空間災害天氣預警預報提供至關重要的直接觀測數據。還有一點值得注意，日冕儀由于擋板存在，如STEREO/SECCHI/COR1只能觀測距離光球0.4以外的日冕，而如太陽雷達的探測頻率達到300 MHz,將可以探測到距離光球約0.1的更低日冕層。

此外，對其他日地空間等離子(如太陽風、電離層、磁層)以及行星、彗星、甚至人造天體等，太陽雷達都能以主動探測的嶄新方式對其進行探測，從而成為日地空間范圍內最有力的探測工具之一。

目前，國外的一些研究單位(團隊)，如LWA，LOFAR等，已在考慮重新開始對太陽的雷達探測。因此，我國也應盡快開展相應研究工作，以期在國際競爭中搶得先機。