基于掩星觀測的全球低緯地區電離層不均勻體形態分析

於曉 王妍 甄衛民 劉鈍 蔡紅濤

（1. 中國電波傳播研究所,青島 266107；2. 武漢大學電子信息學院,武漢 430072）

引 言

當電離層中有不均勻體出現時，經過其傳播的無線電信號的幅度和相位等會產生快速隨機起伏，這種現象稱為電離層閃爍.電離層閃爍現象會對多種電子信息系統的性能產生影響.如對衛星通信系統來說，電離層閃爍會導致信號幅度快速衰落，當信號幅度衰落至超過接收系統的動態范圍時，將造成通信障礙和誤碼率增加，嚴重時甚至造成通信鏈路中斷.就全球范圍來說，低緯地區的電離層閃爍強度大、出現頻繁且持續時間長，影響尤為嚴重[1].近年來，隨著通信和導航系統對空間環境的依賴日益增長，電離層閃爍的監測與預報成為空間天氣研究的重要課題.

無線電波的閃爍現象與電離層不均勻體密不可分.電離層不均勻體和閃爍探測手段包括：電離層垂直探測(垂測儀)、地面大功率雷達(相干散射雷達和非相干散射雷達)、氣輝成像儀、地基衛星信標電離層總電子含量(total electron content,TEC)/閃爍監測儀、基于衛星和火箭的天基原位測量、基于掩星的空基衛星信標技術等.電離層垂直探測的長期資料是其重要優勢，其頻高圖上反映的偶發E 層和擴展F 等現象，記錄了電離層不均勻體的發展演變過程，可以為電離層不均勻體的產生機制提供重要依據[2-3].相干散射雷達集中分布在高緯和赤道地區，主要用于探測電離層中沿地磁場排列的小尺度不均勻體[4-5].非相干散射雷達是空間環境探測的有力工具，可提供整個電離層E 區和F 區的電子密度、等離子體漂移速度、電子和離子溫度等信息[6].美國西北研究所(North West Research Associate,NWRA)開發的WBMOD 電離層閃爍模型內置的不均勻體漂移速度模型就是基于Jicamarca 非相干散射雷達的測量結果[7].現今，全天空多波段氣輝成像系統獲得廣泛應用，可獲得觀測站附近較寬視場的等離子體泡的二維圖像、緯向等離子體漂移速度隨時間的變化[8-9].地基衛星信標電離層TEC/閃爍探測技術，基于固定(或移動)信標觀測站對站點上空衛星過境期間的多頻點相干信號或單頻點信號的幅度、相位、多普勒頻移、法拉第旋轉等觀測，獲得星-地鏈路電離層TEC/閃爍等參數，如早期的ATS-6、ETS-II 地球同步衛星和極軌Wide Band 衛星信標試驗等[7,10-11]，提供了多重相干頻率的振幅閃爍和相位閃爍數據，可用作分析電離層閃爍現象對頻率的依賴關系.天基原位測量一般是在衛星或火箭上安裝測量等離子體成分、密度和溫度、電場和磁場等專用的探針進行當地測量，隨衛星的運動，可獲得衛星軌道高度附近的空間環境參數隨時間、經度和緯度的分布[12].基于掩星的空基衛星信標技術，可探測獲得地球上空近似均勻分布的電子密度剖面和閃爍等信息.

上述地球空間環境電離層探測手段各有其特點：傳統的地基無線電和地基衛星信標觀測的共同優勢是全天時、觀測時間連續，缺點是觀測范圍受地面站分布的限制，難以獲得全球范圍的變化；地基光學手段(氣輝觀測)容易受到氣象和環境的影響，難以實現全天時觀測.而天基原位觀測和COMSIC 掩星觀測可以較好地彌補這一不足(海洋、沙漠、極地等特殊地區觀測資料缺乏)，可獲得地球上空近似均勻分布的電離層不均勻體信息.實際上，在廣大的低緯海域地區難以布設常規的地基觀測站.因此，若要實現全球低緯地區的電離層不均勻體觀測，必須依賴于衛星的原位觀測或掩星探測.

近年來，COMSIC 掩星觀測技術獲得快速發展.它借助于搭載在低地球軌道(low earth orbit,LEO)衛星上的監測儀，臨邊接收COMSIC 衛星發射的信號幅度和相位.由于大氣折射指數的變化，COMSIC信號穿過地球電離層和大氣層時，信號路徑會發生彎曲.因此，COMSIC 折射率剖面包含大氣溫度、水蒸氣、壓力和電子密度等信息.不同于這些參數，閃爍指數測量可以直接獲得.氣象、電離層和氣候星座觀測系統(Constellation Observing System for Meteorology,Ionosphere and Climate,COSMIC)衛星是美國和中國臺灣合作的衛星計劃，由6 顆小衛星組成.衛星軌道高度800 km，傾角72°，其星載GPS 接收機每天能提供2 500 多個電子密度剖面.它們均勻分布在地球上空，同時具有垂直分辨率高、接收信號不易受來自地面環境的多徑干擾等優勢，能彌補特殊地區(海洋、沙漠、極地等)觀測資料的缺乏，因而被越來越廣泛地應用于電離層研究.

最近，有學者開始利用COSMIC 掩星觀測的振幅閃爍指數(S4)或GPS L1 和/或L2 頻點信號的幅度和相位數據，來研究全球L 波段電離層閃爍、赤道F 區不均勻體和偶發E 層(sporadic E layer,Es)的氣候學特征[13-18].Chen 等基于COSMIC 閃爍指數數據，分析得到電離層F 層閃爍指數的三維全球形態和季節變化[13].Arras 等由CHAMP、GRACE-A 和COSMIC掩星觀測得到的50 Hz 的信噪比(signal to noise ratio,SNR)數據，計算得到不同季節Es 出現率的全球變化[14].Tsai 等研究了不同經度扇區F 區電離層不均勻體隨季節、地方時、地磁活動和太陽活動的變化[15].Brahmananda 等給出太陽活動低年(2008 年)期間，S4中值三維全球形態特征和它的季節變化[16].Carter 等分析了F 區不均勻體出現率的季節/經度變化特征，揭示了太陽和地磁活動對F 區不均勻體出現率時空變化的影響[17].Yu 等利用COSMIC 掩星和海口站地基閃爍監測儀兩種手段的觀測數據，對比分析了?？谡倦婋x層不規則體的出現特征，發現掩星觀測數據可反映區域尺度的電離層閃爍特征[18].這些研究或者側重于分析極端空間環境下(太陽活動極小年)的電離層不均勻體形態，或者單獨分析電離層E 區或F 區不均勻體的時空變化，或者側重于區域尺度的電離層不均勻體特征，缺少基于長期觀測數據的全球大尺度電離層E 區和F 區不均勻體的平均形態分析.

本文將利用大半個太陽活動周的COSMIC 掩星觀測數據，分析不同高度全球電離層不均勻體的形態特征，重點對比分析電離層E 區和F 區不均勻體隨時間、空間、太陽活動和地磁活動的變化特征，并與天基的原位觀測結果進行對比.

1 觀測數據及其處理方法

本文所用掩星觀測數據來自COSMIC 衛星.COSMIC 衛星于2006-04 發射升空，每顆小衛星搭載有3 套探測設備：GPS 掩星實驗(GPS occultation experiment,GOX)設備、小型電離層光度計和三頻信標機.本文研究所用數據來自GOX 設備，從COSMIC數據獲取和分析中心(COSMIC Data Acquisition and Analysis Center，CDAAC)網站獲取.觀測文件記錄了S4指數的最大值，觀測衛星的經度、緯度、高度、世界時(UT)和地方時(LT)，以及掩星遮掩點的經度、緯度、高度和地方時.

在對大量觀測數據進行分析時，假定電離層不均勻體位于遮掩點位置并不會改變統計結果[13,16-18].這里我們認為引起閃爍的電離層不均勻體位于背景電子密度值最大的區域，即掩星觀測的遮掩點.2007 年初COSMIC 衛星完成部署，此后觀測數據的地方時覆蓋比較均勻.因此，本文選用2007-01-01—2013-12-31 COSMIC 掩星觀測的幅度閃爍指數最大值(S4max)及相關的位置信息.實際上，COSMIC 星載GPS 接收機并不直接計算S4指數，只記錄由L1 頻點50 Hz 幅度數據得到的1 Hz 信號SNR 強度波動的均方根值.S4指數在該數據傳至地面后，經后處理計算獲得，該計算過程中假定信號強度的波動服從高斯分布[13,16].該后處理過程會導致一些不可靠的S4max，如超過10的S4max值.參考ITU(ITU-R P.531-11，2012)[19]給出的信號強度波動Pfluc與S4的經驗公式：Pfluc=27.5×S41.26，可知當S4為1.5 時，對應的信號強度波動為45.8 dB.為避免這部分數據的影響，本文剔除了S4max＞1.5 的觀測值.

如前文所述，伴隨低軌衛星的運動，COMSIC 掩星和天基原位觀測均可反映全球尺度的電離層不均勻體變化特征.但是，掩星觀測可反映電離層不均勻體隨高度的變化，而天基原位觀測主要反映衛星軌道高度附近的不均勻體變化.這里用作對比分析的天基原位測量數據來自德國CHAMP 衛星星載郎繆爾探針的電子密度探測數據，其測量范圍為108～1012el/m3，時間分辨率為15 s.CHAMP 衛星于2000-07-15 發射升空，2010-09-19 日停止飛行.衛星軌道平面傾角為87.3°，其衛星高度在發射初期約為450 km，2003 年降到400 km 以下，到2010 年降到320 km 左右.因此，CHAMP 衛星測量的是電離層F 層峰值高度及以上的電子密度值.兩種測量手段對比時，需要將COMSIC 掩星的遮掩點高度限定為原位測量的衛星軌道高度附近.因此，COSMIC 衛星的掩星觀測的遮掩點高度取為300～500 km.

這里，CHAMP 衛星原位測量判定電離層不均勻體是否出現的方法采用熊超的方法[20]：將低緯地區(45°S～45°N)的電子密度測量值經高通濾波后再取絕對值，如果結果出現峰值，并在連續的40 s 內超過了較高的閾值(0.05×1012m-3)，且峰值前后均低于較低閾值(0.02×1012m-3)，將其視為有不均勻體出現，并將其極大值出現的位置作為不均勻體出現的位置.對比時參考現有的研究做法[17-18]：將S4max是否大于0.3 作為COSMIC 掩星觀測電離層F 層不均勻體出現的判據.

2 掩星觀測電離層不均勻體變化特性分析

基于COSMIC 掩星觀測數據，分析全球低緯地區電離層不均勻體的形態特征，包括它隨時間、空間、太陽活動和地磁活動的變化.將電離層不均勻體按高度分為E 區不均勻體和F 區不均勻體，對應的高度分別取為80～130 km 和150～550 km.

電離層不均勻體隨時間的變化，主要考慮它的周日變化和季節變化.將觀測數據按時間劃分為4 個季節，分別包括以03-22、06-22、09-22 和12-22為中心的前后45 天(以下簡稱為3 月、6 月、9 月和12 月)，合計91 天，對應于北半球的春季、夏季、秋季和冬季，以及南半球的秋季、冬季、春季和夏季.

2.1 電離層不均勻體隨空間的變化

圖1 給出不同高度電離層S4max均值的全球分布.可以看出：電離層E 區閃爍主要出現于100～120 km，尤其是110 km 附近；電離層F 區閃爍主要出現在150～00 km 高度，尤其是200～300 km附近.就地理分布來說，電離層E 區閃爍主要出現于南北半球的中緯地區，(磁)赤道附近的閃爍強度弱于低緯地區，北半球的強度略高于南半球.隨著高度的增加，E 區閃爍沿緯圈向的分布略有彎曲.F 區閃爍主要出現于南北半球的低緯和赤道地區，且沿磁緯圈向排列非常明顯.同時，在南半球(0°E，30°N)附近區域有一個電離層E 區閃爍的低發區.

圖1 不同高度電離層S4max 均值隨地理位置的全球分布Fig.1 Geographic distribution of S4max mean value at different altitudes

2.2 電離層不均勻體隨時間的變化

圖2 給出不同季節電離層E區S4max均值隨地方時和地理緯度的變化.可以看出：E 區閃爍在北半球6 月的中緯地區最強，峰值出現于35°N～45°N，其次是南半球12 月的中緯地區，峰值出現于40°S～50°S.9 月電離層E 區的閃爍形態與6 月比較相似，3 月電離層E 區閃爍形態與12 月比較相似，但是強度較低，且緯度范圍較小.至點(6 月和12 月)有兩個比較明顯的E 區閃爍極大值，分別出現于上午—正午和午后—日落，以及上午—午后和日落前后；分季(3 月和9 月)只有一個較明顯的E 區閃爍極大值，出現于午后—日落.

圖2 不同季節E區S4max 均值隨時間和地理緯度的變化Fig.2 Latitude profile of S4max mean value at the E layer as a function of local time

圖3 給出不同季節電離層F區S4max均值隨地方時和地磁緯度的變化.可以看出，F 區閃爍主要出現于南北半球的磁赤道和低緯地區，且呈現顯著的季節變化，即3 月和9 月(分季)最強，其次是12 月，6 月較弱.F 區閃爍于日落后出現，極大值出現于子夜前(22:00LT 左右)，持續到子夜后.

圖3 不同季節F區S4max 均值隨時間和地磁緯度的變化Fig.3 Geomagnetic latitude profile of S4max mean value at the F layer value as a function of local time

2.3 電離層不均勻體隨太陽活動和地磁活動的變化

太陽活動用F10.7指數來表征，地磁活動用Kp 指數來表征.圖4 給出2007—2013 年期間，F10.7指數和Kp 指數隨時間的變化，紅線分別對應F10.7指數為100 和Kp 指數為3.可以看出：2007—2009 年期間，太陽活動和地磁活動均較為平靜，F10.7指數不超過100，Kp 指數很少超過3；2010 年期間，太陽活動仍較為平靜，但是地磁活動已經比較活躍，經常有Kp 指數超過3；2011—2013 年期間，太陽活動和地磁活動均較為活躍，F10.7指數經常超過100，Kp 指數也經常超過3.下面將2007—2009 年和2011—2013 年的數據分別用作分析太陽活動低年和太陽活動高年的情形，將Kp＜3 和Kp＞3 的數據分別用作分析地磁平靜和地磁擾動的情形.

圖4 2007—2013年F10.7 和Kp 指數隨時間的變化Fig.4 Temporal variations of F10.7 and Kp indices during the period of 2007—2013

圖5 給出太陽活動低年和高年不同季節電離層E區S4max均值隨時間和地理緯度的變化，從上到下依次為太陽活動低年、太陽活動高年及兩者的差值.從左到右依次為3 月、6 月、9 月和12 月.總體來說，無論哪個季節，太陽活動低年的E 區閃爍隨緯度和地方時的分布，與太陽活動高年非常相似.對比發現，太陽活動低年期間，中低緯地區(45°S～45°N)電離層E 區閃爍的強度和緯度范圍比太陽活動高年略大，但是6 月南半球低緯地區(0°S～45°S)的E 區閃爍強度和緯度范圍卻與太陽活動高年比較接近.

圖5 太陽活動低年和高年不同季節E區S4max 均值隨時間和地理緯度的變化Fig.5 Seasonal and latitudinal profile of S4max mean value at the E layer value as a function of local time,during the high and low solar activity years

作為對比，圖6 給出太陽活動低年和高年不同季節電離層F區S4max均值隨時間和地磁緯度的變化.可以看出：太陽活動低年，電離層F 區閃爍在3 月最強，其次是12 月，9 月較低，6 月最低；太陽活動高年，F 區閃爍在9 月和3 月最強，6 月較低，12 月最低.總體來說，太陽活動高年期間，電離層F 區閃爍隨地方時和地磁緯度的變化，與太陽活動低年比較相似.但是，每個月夜間的閃爍強度值，都大于相應的太陽活動低年，同時閃爍影響的區域也由磁赤道和低緯地區擴展到更高的緯度.這表明電離層F區閃爍的強度和緯度范圍均隨太陽活動的增加而增強.

圖6 太陽活動低年和高年不同季節F區S4max 均值隨時間和地磁緯度的變化Fig.6 Seasonal and geomagnetic latitude profile of S4max mean value at the F layer value as a function of local time,during the high and low solar activity years

兩者結果對比表明，除季節因素外，太陽活動對E 區閃爍的影響并不是基本的，而赤道異常區和磁赤道區的電離層F 區閃爍受到太陽活動的顯著控制.

為進一步分析不同時間地磁活動對電離層閃爍的影響，將觀測數據劃分為4 個時段：00:00—06:00LT、06:00—12:00LT、12:00—18:00LT、18:00—24:00LT.圖7 給出了地磁平靜和擾動期間不同時段電離層E區S4max均值的全球分布.從上到下依次為地磁平靜時、地磁擾動時及兩者的差值.從左到右依次對應00:00 —06:00LT、06:00 —12:00LT、12:00—18:00LT、18:00—24:00LT 時段.總體來說，地磁擾動時，中低緯地區電離層E 區閃爍的全球分布與地磁平靜時比較相似，但是閃爍強度總體上略有增加，尤其是凌晨時段(00:00—06:00LT).

圖7 地磁平靜和擾動期間不同時段E區S4max 均值的全球分布Fig.7 Global distribution of S4max mean value at the E layer,for different LT period during the geomagnetic quiet and active years

作為對比，圖8 給出地磁平靜和擾動期間不同時段電離層F區S4max均值的全球分布.總體來說，地磁擾動時的中低緯地區電離層F 區閃爍的全球分布與地磁平靜時比較相似；但是閃爍強度明顯增加且擴展至更高的緯度，尤其是00:00—06:00LT 和18:00—24:00LT的太平洋扇區(160°E～130°W).

圖8 地磁平靜和擾動期間不同時段F區S4max 均值的全球分布Fig.8 Global distribution of S4max mean value at the F layer,for different LT period during the geomagnetic quiet and active years

3 與衛星原位測量的對比

CHAMP 衛星原位觀測數據覆蓋時間為2000—2010 年，而COSMIC 掩星觀測數據覆蓋時間為2007—2013 年，兩組觀測數據的重合時段比較短，且主要在太陽活動低年(2007—2009 年).本文將所有可用時段的兩種數據分別用作電離層不均勻體出現率的計算，然后進行分析.

3.1 年際變化

圖9 給出CHAMP 衛星原位觀測和COSMIC 掩星觀測電離層不均勻體出現率的年際變化.可以看出：CHAMP 衛星觀測到的電離層不均勻體在2001—2002 年出現率較高，超過20%；在2003—2006 年下降，接近6%～10%；2007—2009 年最低，接近5%.總體來說，電離層不均勻體出現率依賴于太陽活動：在太陽活動高年出現率較高，隨太陽活動水平的降低，出現率逐漸降低；在太陽活動低年，出現率也較低.

圖9 不同衛星觀測不均勻體出現率的年際變化Fig.9 Yealy mean values of the ionospheric irregularities occurrence for in-situ and radio occultation observations

COSMIC 掩星觀測的電離層不均勻體出現率在2007 年最高，超過20%；在2008—2010 年較低，接近7%；在2011—2013 年較高，接近10%～12%.可見除2007 年外，COSMIC 掩星觀測的不均勻體出現率隨太陽活動的增強而增強，趨勢與CHAMP 衛星原位測量結果一致.Chen 等也發現 2007 年350 km 以上高度的電離層閃爍活動比其他年都要活躍，甚至比太陽活動極大年都高，認為這個現象需要聯合更多其他手段的觀測進行研究[13].下面對比分析時，暫不考慮2007 年的COSMIC 掩星觀測數據.

3.2 季節/經度變化

圖10 給出CHAMP 衛星原位觀測和COMSIC掩星觀測電離層不均勻體出現率隨季節/經度的變化.可以看出：CHAMP 衛星觀測到電離層不均勻體出現率的極大值出現在12 月的美洲扇區，達到40%，而在該經度扇區的其他月份(如4—8 月)，不均勻體出現率則低于10%；亞洲扇區的電離層不均勻體出現率的極大值出現在9—10 月和3—4 月，幅值接近15%～20%；而在太平洋的西海岸，極大值出現在6—10 月，幅值接近15%.

圖10 不同衛星觀測不均勻體出現率隨季節和經度的變化Fig.10 Seasonal/longitudinal variations of the ionospheric irregularities occurrence for in-situ and radio occultation observations

COMSIC 掩星觀測的電離層不均勻體出現率的季節/經度變化與CHAMP 衛星原位觀測結果一致：極大值出現于12 月的美洲扇區，幅值達到并超過20%；亞洲扇區的電離層不均勻體出現率極大值出現于3—4 月和9—10 月，幅值接近15%；而太平洋的西海岸附近，極大值則出現在6—10 月，幅值接近12%.

3.3 隨太陽活動變化

圖11 給出太陽活動高年和低年，COMSIC 掩星觀測電離層不均勻體出現率隨季節/經度的變化.可以看出，太陽活動高年期間，COMSIC 掩星觀測電離層不均勻體出現率隨季節/經度的變化與整個觀測期間的結果非常相似，極大值仍出現于12 月的美洲扇區，但是幅值更大，超過25%；亞洲扇區和太平洋的西海岸的電離層不均勻體出現率的極大值分別出現在3—4 月和9—10 月、6—10 月，幅值接近20%.太陽活動低年，COMSIC 掩星觀測電離層不均勻體出現率的極大值，出現于美洲扇區的11—2 月，幅值接近20%.同時，1—2 月的電離層不均勻體出現率高于其他季節，且沿經度較為均勻分布，幅值接近10%.

圖11 太陽活動高年和低年GNSS 掩星觀測不均勻體出現率隨季節和經度的變化Fig.11 Seasonal/longitudinal variations of the ionospheric irregularities occurrence for GNSS radio occultation observations,during the high and low solar activity years

3.4 隨地方時變化

圖12 給出太陽活動低年和高年期間日落—次日凌晨，CHAMP 衛星原位觀測和COSMIC 掩星觀測電離層不均勻體出現率隨地方時的變化.可以看出，CHAMP 衛星原位觀測和COSMIC 掩星觀測無論是太陽活動低年還是高年，電離層不均勻體出現率均在日落后迅速增加，極大值均出現在子夜前(20:00—22:00LT)，然后緩慢下降直至次日凌晨.但是太陽活動高年的電離層不均勻體出現率高于太陽活動低年，在子夜前尤為明顯.太陽活動高年CHAMP 衛星原位觀測和COMSIC 掩星觀測的電離層不均勻體出現率的極大值分別接近28%和32%，04:00LT 幅值分別接近3%和8%；太陽活動低年CHAMP 衛星原位觀測和COMSIC 掩星觀測的電離層不均勻體出現率的極大值分別接近20% 和14%，04:00LT 的幅值分別接近3%和5%.

圖12 不同衛星觀測不均勻體出現率隨時間的變化Fig.12 Variations of the ionospheric irregularities occurrence versus local time for in-situ and radio occultation observations

3.5 隨磁緯和經度變化

為便于分析不同經度扇區電離層不均勻體出現率隨磁緯的變化，將全球分為不同的扇區：非洲(0°E～45°E)、印度(45°E～105°E)、太平洋(105°E～210°E)、美洲(210°E～315°E)和大西洋(315°E～360°E).

圖13 給出不同經度扇區CHAMP 衛星原位觀測不均勻體出現率隨磁緯的變化.可以看出，太陽活動高年期間的電離層不均勻體出現率顯著高于太陽活動低年，尤其是在赤道異常區附近，且呈現出赤道異?，F象，即赤道異常處的閃爍出現率高于磁赤道處.在非洲和大西洋扇區，電離層不均勻體出現率較高，且在太陽活動高年北半球的電離層不均勻體出現率顯著高于南半球.在太陽活動極大年，非洲扇區的電離層不均勻體出現率的極大值分別出現于18°S 和0.5°S，幅值分別為10%和7%；大西洋扇區的電離層不均勻體出現率的極大值分別出現在23°S 和1°N，幅值分別為12%和7%.在印度、太平洋和美洲扇區，電離層不均勻體出現率較低，且南北半球近似對稱分布，在太陽活動高年呈現赤道異?，F象：電離層不均勻體出現率的極大值分別出現在8°N 和8°S，幅值接近5%左右.

圖13 不同經度扇區CHAMP 衛星原位觀測不均勻體出現率隨磁緯的變化Fig.13 Variations of the ionospheric irregularities occurrence at different longitudinal sectors vs.geomagnetic latitude for insitu observations of CHAMP satiuate

作為對比，圖14 給出不同經度扇區COSMIC 掩星觀測的電離層不均勻體出現率隨磁緯的變化.可以看出，在磁赤道附近和高緯地區，太陽活動高年期間的不均勻體出現率高于太陽活動低年.在中緯地區，太陽活動高年期間的電離層閃爍出現率和低年的差別不大.無論是太陽活動低年還是高年，電離層不均勻體出現率的極大值均出現于磁赤道附近.就經度分布來說，電離層不均勻體出現率在非洲和大西洋扇區較高，太陽活動高年的極大值接近50%；太陽活動低年的極大值接近或超過20%.在印度、太平洋和美洲扇區，電離層不均勻體出現率較低，太陽活動高年的極大值接近35%，太陽活動低年的極大值接近15%.

圖14 不同經度扇區COSMIC 掩星觀測不均勻體出現率隨磁緯的變化Fig.14 Variations of the ionospheric irregularities occurrence at different longitudinal sectors versus geomagnetic latitude for radio occultation observations

4 討 論

本文基于COSMIC 掩星觀測閃爍指數數據，取遮掩點的位置為掩星觀測電離層不均勻體出現的位置，按高度將電離層不均勻體分為了E 區不均勻體和F 區不均勻體，對應的高度分別為80～130 km 和150～550 km，對比分析了它們隨時間、空間、太陽活動和地磁活動的變化.同時取遮掩點位于300～500 km高度的COSMIC 掩星觀測數據，并將S4max大于0.3 作為COSMIC 掩星觀測電離層F 層不均勻體出現的判據，將掩星觀測電離層不均勻體出現率與CHAMP 衛星原位測量結果進行對比，分析了電離層F 區不均勻體出現率的年際變化、季節/經度變化、隨太陽活動、地方時以及磁緯和經度的變化.得到一些有趣的結果.

4.1 電離層E 區和F 區閃爍對比

電離層E 區閃爍主要出現于100～120 km 高度，尤其是110 km 附近，略高于現有太陽活動極小年期間的掩星Es 觀測結果[14].太陽活動極小年期間，夏季Es 主要出現在95～110 km，春秋季和冬季主要出現在90～105 km.這種差異可能來源于本文觀測期間的平均太陽活動水平較高，電離層高度也較高.電離層F 區閃爍主要出現在150～400 km，尤其是200～300 km 附近，與Chen 等 2017 的觀測結果[13]基本一致.電離層E 區閃爍主要出現在南北半球的中緯地區，(磁)赤道附近的閃爍強度弱于低緯地區，且沿緯圈向的分布略有彎曲，表明E 區閃爍受到地磁場的影響.

電離層F 區閃爍主要出現于南北半球的低緯和赤道地區，沿磁緯圈向排列非常明顯(尤其是200～300 km 高度)，與現有結果一致[13]，表明F 區閃爍受到地磁場的強烈控制.

電離層E 區閃爍在夏季半球(北半球6 月和南半球12 月)的中緯地區最強，峰值出現于35°N～45°N 和40°S～50°S；極大值出現于日落前后，在至點(6 月和12 月)還有一個極大值，出現于上午.總體來說，除日出前后外，全天都有可能出現E 區閃爍.本文觀測的電離層E 區閃爍隨時間的變化與2012年Brahmanandam 等的觀測結果[16]較為一致.但是，地基較少觀測到電離層E 區閃爍，造成這些差異的原因可能有：1)兩種觀測手段的幾何學不同.電離層閃爍現象實際是沿星-地鏈路(或星-星鏈路)信號傳播路徑的積分效應，它與路徑上電子密度的起伏成正比.如前文所述，引起電離層E 層閃爍的不均勻體(Es)是位于110 km 附近的電離密度增強的薄層，水平尺度為200 m～100 km，有時可能在更大范圍內連續.地基觀測基本沿垂直方向，觀測路徑經過電離層不均勻體的概率遠低于沿水平方向的掩星觀測.因此，掩星觀測出現電離層E 區閃爍的概率更大.Arras等發現掩星觀測Es 夏季極大值出現率接近45%[14].2)掩星觀測不均勻體位于遮掩點位置的假設造成的位置(時間)誤差.研究表明，當遮掩點高度與F 區峰值高度相差不大時，將遮掩點作為引起掩星閃爍的電離層不均勻體位置是合理的[21].但是當遮掩點位于E 區高度時，可能誤差較大.

本文發現在南半球(0°E，30°S)附近區域有一個電離層E 區閃爍的低發區.Arras 等也觀測到了太陽活動極小年期間南大西洋附近電離層Es 出現率較低[14]，認為這可能與地磁場的分布有關.

總體來說，無論哪個月份，太陽活動低年的低緯地區(45°S～45°N)電離層E 區閃爍隨緯度和地方時的分布均與太陽活動高年非常相似；但低年期間的閃爍強度和緯度范圍比太陽活動高年略大，6 月南半球低緯地區(0°S～45°S)除外，其閃爍強度和緯度范圍與太陽活動高年比較相近.

電離層F 區閃爍主要出現于南北半球的磁赤道和低緯地區，且呈現顯著的季節變化：分季最強，其次是12 月，6 月較弱.就地方時變化來說，F 區閃爍于日落后出現，極大值出現于子夜前(22:00LT 左右)，持續到子夜后.太陽活動低年電離層F 區閃爍在3 月最強，其次是12 月，在9 月較低，6 月最低.太陽活動高年F 區閃爍在9 月和3 月最強，6 月較低，12 月最低.總體來說，F 區閃爍隨地方時和緯度的變化在太陽活動高年與太陽活動低年比較相似.但是夜間F 區閃爍的強度和緯度范圍均隨太陽活動的增加而增強.本文觀測的6 月和12 月期間，電離層F 區閃爍對太陽活動的依賴關系與Chen 等觀測結果一致[13].

兩者結果對比表明，除季節因素外，太陽活動對E 區閃爍的影響并不是基本的，而赤道異常區和赤道區的電離層F 區閃爍受太陽活動的顯著控制.

地磁擾動時，中低緯地區電離層E 區閃爍的全球分布與地磁平靜時比較相似，但是閃爍的強度總體上略有增加，尤其是凌晨時段(00:00―06:00LT)；中低緯地區電離層F 區閃爍的全球分布也與地磁平靜時比較相似，但是閃爍強度明顯增加，且擴展至更高的緯度，尤其是00:00―06:00LT 以及18:00―24:00LT 的太平洋扇區.兩者對比表明，電離層F 區閃爍對地磁活動更為敏感.

4.2 電離層F 區閃爍與衛星原位測量對比

除2007 年外，掩星觀測電離層不均勻體出現率對太陽活動的依賴關系，與CHAMP 衛星原位觀測結果一致：在太陽活動高年出現率較高，隨太陽活動水平的降低，出現率逐漸降低；在太陽活動低年，出現率也較低.

掩星觀測電離層不均勻體出現率隨季節/經度的變化與CHAMP 衛星原位觀測結果一致：極大值出現于12 月的美洲扇區，3—4 月和9—10 月的亞洲扇區、6—10 月的太平洋西海岸附近.掩星觀測美洲和亞洲扇區電離層閃爍出現率的季節變化、對太陽活動的依賴關系，與地基觀測結果一致[22-23].掩星觀測電離層閃爍隨季節/經度的變化可以用Tsunoda 提出的理論來解釋[24].該理論認為，在晝夜分界線與磁子午線平行的地方，磁力線在南北半球同時進入夜間，急速減小的E 區電導率會導致R-T 不穩定性的增長，有利于赤道不均勻體的生成，從而造成電波閃爍.

太陽活動高年期間，掩星觀測電離層不均勻體出現率隨季節/經度的變化與整個觀測期間的平均結果非常相似.太陽活動低年，COMSIC 掩星觀測電離層不均勻體出現率的極大值，出現于美洲扇區的11—2 月份.此外，1—2 月期間的電離層不均勻體出現率高于其他季節，且沿經度分布較為均勻.

掩星觀測電離層不均勻體的出現率隨地方時的變化與CHAMP 衛星原位觀測結果一致：在日落后迅速增加，極大值均出現于子夜前(20:00—22:00LT)，隨后緩慢下降直至次日凌晨.

不同經度扇區掩星觀測電離層不均勻體出現率隨磁緯的變化與CHAMP 衛星原位觀測結果一致：電離層不均勻體出現率在非洲和大西洋扇區較高，在印度、太平洋和美洲扇區較低.

此外，兩種手段的不均勻體變化特征存在一些差異：1)CHAMP 衛星原位觀測電離層不均勻體隨磁緯的分布呈現赤道異?，F象，即赤道異常處的電離層閃爍出現率高于磁赤道，且在太陽活動高年非洲和大西洋扇區觀測到南北半球不對稱性現象.而掩星觀測電離層不均勻體出現率沒有出現赤道異?，F象或南北半球不對稱性現象.2017 年Tsai 等也沒有觀測到赤道異常駝峰，認為可能與掩星觀測經過一個較長的臨邊觀測基線導致的平滑過程有關[15].2)不同經度扇區，掩星觀測電離層不均勻體出現率(峰值～40%)明顯高于CHAMP 衛星觀測的出現率(峰值～15%)，約為后者的2～3 倍.Tsai 等觀測到2006—2014 年期間150～500 km 高度平均的電離層F 區不均勻體出現率在中太平洋(磁緯-20°N～ 20°S，經度160°E～130°W))、南美(磁緯-20°N～20°S，經度100°W～30°W)和非洲(磁緯-20°N～20°S，經度30°W～50°E)的峰值接近25%[15]，與本文觀測結果一致.初步猜測差異可能部分來源于掩星觀測電離層不均勻體位于遮掩點位置產生的定位誤差，但需要結合兩種探測手段的特點進行進一步分析.

5 結 論

本文基于COSMIC 掩星觀測閃爍指數數據，取遮掩點的位置為掩星觀測電離層不均勻體出現的位置，對比分析了電離層E 區不均勻體和F 區不均勻體隨時間、空間、太陽活動和地磁活動的變化.得到以下結論：

1)除季節因素外，太陽活動對E 區閃爍的影響并不是基本的，而赤道異常區和赤道區的F 區閃爍受到太陽活動的顯著控制：相比太陽活動低年，高年的F 區閃爍強度更大，且擴展至更高的緯度.

2)地磁擾動時，中低緯地區電離層E 區閃爍的全球分布與地磁平靜時比較相似，但是閃爍的強度總體上略有增加，尤其是凌晨時段(00:00—06:00LT)；中低緯地區電離層F 區閃爍的全球分布也與地磁平靜時比較相似，但是閃爍強度明顯增加，且擴展至更高的緯度，尤其是00:00—06:00LT 及18:00—24:00LT的太平洋扇區.兩者對比表明，電離層F 區閃爍對地磁活動更為敏感.

3)掩星觀測可較好地反映電離層峰值高度及以上電離層不均勻體出現率隨季節/經度、地方時和太陽活動的變化.電離層不均勻體出現率的極大值出現在12 月的美洲扇區、春秋分的亞洲扇區、6—10 月的太平洋的西海岸附近.電離層不均勻體出現率在非洲和大西洋扇區較高，在印度、太平洋和美洲扇區較低.太陽活動高年，電離層不均勻體出現率隨季節/經度的變化與整個觀測期間的平均結果非常相似.太陽活動低年，電離層不均勻體出現率的極大值，出現于美洲扇區的11—2 月.此外，1—2 月期間的電離層不均勻體出現率高于其他季節.

上述結果表明，COMSIC 掩星不僅可以反映全球尺度的電離層不均勻體變化特征，且可以反映電離層不均勻體隨高度的變化.但掩星觀測結果也呈現出一些不同的特征：如沒有觀測到赤道異?，F象、某些經度扇區的南北半球不對稱性不太顯著等.以往也有研究發現掩星觀測電離層不均勻體出現率的春秋分不太顯著等[18].