地基太陽雷達(dá)探測方法研究

高冠男， 郭少杰， 董 亮， 汪 敏

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

0 引言

真正具有現(xiàn)代科學(xué)意義的太陽觀測研究是自19世紀(jì)初開始，已逾200多年。近半個世紀(jì)以來，隨著空間衛(wèi)星觀測的實(shí)現(xiàn)，特別是Yohkoh、SOHO、RHESSI、Hinode、STEREO、SDO 等太陽探測衛(wèi)星相繼運(yùn)行，無論是在探測技術(shù)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(jīng)逐漸意識到，對太陽物理學(xué)的研究已經(jīng)遠(yuǎn)遠(yuǎn)地超出了以往太陽物理和天體物理學(xué)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(zhì)拋射(CME)，本質(zhì)上是磁場和磁場、磁場和等離子體之間相互作用的結(jié)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(yùn)行帶來災(zāi)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(zāi)害性空間天氣的驅(qū)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(diǎn)和重點(diǎn)，如著名太陽物理研究學(xué)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(guān)。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(zhì)拋射(CME)的監(jiān)測。就日冕磁場測量而言，基于賽曼效應(yīng)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(jié)構(gòu)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(guān)注高速撞向地球的CME，因?yàn)樗菫?zāi)害性空間天氣事件的最主要驅(qū)動源，但日冕儀類的觀測設(shè)備，卻無法有效監(jiān)測、預(yù)警朝向地球的CME。

1 地基太陽雷達(dá)

1.1 地基太陽雷達(dá)發(fā)展歷史

雷達(dá)天文學(xué)(radar astronomy)發(fā)端于20世紀(jì)40年代，通過對接收到的雷達(dá)回波進(jìn)行處理分析，來研究天體的物理特性、運(yùn)動狀態(tài)和空間分布，是天文學(xué)中研究天體的一種重要方式。當(dāng)然，由于雷達(dá)回波信號的強(qiáng)度反比于距離的四次方，因此，也只有太陽系范圍內(nèi)的天體(目標(biāo))，才有可能是(地基)雷達(dá)的探測對象。迄今，人類已經(jīng)成功使用雷達(dá)，對流星、月球、行星(包括其小行星)、太陽、日冕、行星際介質(zhì)等近地空間及深空目標(biāo)進(jìn)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(biāo)。簡而言之， 地基太陽雷達(dá)就是利用雷達(dá)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(guān)日冕層大尺度活動或CME 的物理參數(shù)和幾何結(jié)構(gòu)的主動探測手段。

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

圖1 地基太陽雷達(dá)探測對地CME原理示意圖[2]

雷達(dá)方程可以表示成如下形式：

式中，為雷達(dá)接收到的功率，為雷達(dá)發(fā)射功率，為雷達(dá)反(散)射截面積(RCS)，為接收面積，為雷達(dá)到探測目標(biāo)的距離。顯然，表征了探測目標(biāo)對雷達(dá)波的反射能力和反射的物理機(jī)制，是分析雷達(dá)回波信號的基礎(chǔ)。

1.2 EI Campo太陽雷達(dá)觀測實(shí)驗(yàn)

2015年，葉林等人運(yùn)用Lomb-Scargle算法對EI Campo雷達(dá)數(shù)據(jù)重新進(jìn)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(nèi)部、表面、高層大氣甚至行星際空間以及地磁活動指數(shù)中找到對應(yīng)關(guān)系, 這說明它們有相同的變化特征。而且, 他們發(fā)現(xiàn)實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)中, 一些數(shù)據(jù)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(dāng)時EI Campo可能探測到了CME。遺憾的是, 當(dāng)時人們還不知道CME，所以沒能很好地理解上述觀測結(jié)果。但是這些回波數(shù)據(jù)表明了CME是可以用雷達(dá)探測到的。

1.3 其他地基太陽雷達(dá)觀測實(shí)驗(yàn)

1979年，Benz等利用當(dāng)時最大的Arecibo射電望遠(yuǎn)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(dá)波和日冕等離子發(fā)生相互作用后產(chǎn)生的Langmuir波(預(yù)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(jìn)行了數(shù)次實(shí)驗(yàn)，也確認(rèn)得到了來自太陽的回波。

2004年，Rodriguez對當(dāng)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(dá)接收陣進(jìn)行了系統(tǒng)分析，發(fā)射雷達(dá)和接收陣列的地點(diǎn)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(jì)劃升級位于阿拉斯加，加克納的HAARP(HF Active Auroral Research Program)發(fā)射雷達(dá)，計(jì)劃升級后的雷達(dá)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(jì)劃將HAARP和LOFAR組建成高性能的地基太陽雷達(dá)探測系統(tǒng)也未能進(jìn)行，但是他們在文中系統(tǒng)考慮并詳細(xì)計(jì)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(dá)探測太陽的實(shí)驗(yàn)和理論工作，充分說明雷達(dá)可以提供對太陽日冕結(jié)構(gòu)和動力學(xué)過程的重要診斷。當(dāng)然，早期利用雷達(dá)來探測研究太陽的實(shí)踐存在著理論和技術(shù)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(qiáng)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(jié)構(gòu)是不均勻的，經(jīng)常會有冕洞、甚至是CME，但二者在當(dāng)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(dǎo)向后散射輻射角展寬的小尺度結(jié)構(gòu)在當(dāng)時也不為人所知；第三，很多時候雷達(dá)波的反射點(diǎn)在太陽風(fēng)的形成基點(diǎn)上，而那時太陽風(fēng)才剛剛被發(fā)現(xiàn)，很多物理性質(zhì)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(xué)觀測資料來幫助限制和確認(rèn)日冕的幾何結(jié)構(gòu)；最后，光學(xué)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(xué)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(xué)家轉(zhuǎn)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(dá)也淡出了人們的視野，太陽雷達(dá)探測日冕的方法也自然淡出了人們的視野。

2 太陽雷達(dá)探測日冕和日冕物質(zhì)拋射

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

隨著對太陽及其爆發(fā)活動認(rèn)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(dá)探測太陽日冕和CME的獨(dú)特性和優(yōu)勢。隨著射電天文技術(shù)的飛速進(jìn)步，構(gòu)建一個利用基于海量高速信號處理技術(shù)的、多頻率、雙極化、相控收發(fā)技術(shù)的新型的地基太陽雷達(dá)已經(jīng)成為可能，而地基太陽雷達(dá)能夠?yàn)槿彰岽艌鰷y量和對地CME的觀測及預(yù)警預(yù)報(bào)，提供一個全新的探測手段，為我們進(jìn)一步認(rèn)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(shù)方面分析，利用地基雷達(dá)技術(shù)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(dá)波在日冕(磁化等離子體)里傳播，由于色散效應(yīng)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(qiáng)度。如果雷達(dá)波穿過一團(tuán)高速運(yùn)動的日冕物質(zhì)——CME，根據(jù)Doppler原理， 從雷達(dá)波的頻移就得到真實(shí)的CME徑向速度而沒有任何投影效應(yīng)。

2) 在技術(shù)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(shù)已臻成熟，特別是在雷達(dá)探測窗口的米波到十米波頻段，如已經(jīng)投入運(yùn)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(dá)回波。從發(fā)射端看，功率達(dá)到MW級別的發(fā)射雷達(dá)(HAARP、Jicamaka)和相控發(fā)射技術(shù)等亦趨向成熟。

3) 從知識積累方面，人們對日冕結(jié)構(gòu)和CME形成及傳播的認(rèn)識已經(jīng)遠(yuǎn)遠(yuǎn)超出了“James”時代，不但已經(jīng)認(rèn)識了日冕的多層結(jié)構(gòu)、冕洞的存在，甚至在CME的形成、觸發(fā)、結(jié)構(gòu)和傳播方面，都有了一整套的理論研究及其結(jié)果。在電離層雷達(dá)探測、等離子體層析(plasma tomography)理論、太陽風(fēng)形成及傳播理論、磁層理論、CME/太陽風(fēng)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(dá)回波信號提供了堅(jiān)實(shí)基礎(chǔ)，而不似當(dāng)時的“盲人摸象”。

4) 長遠(yuǎn)和可持續(xù)發(fā)展的觀點(diǎn)看，日冕和CME的雷達(dá)探測將徹底改變傳統(tǒng)的被動探測模式，開啟極具擴(kuò)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(dá)的設(shè)想與展望

國內(nèi)正在籌備建設(shè)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(dān)對射電天文的觀測，同時也可以作為地基太陽雷達(dá)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(shù)的發(fā)展，目前VHF天線陣可以全天觀測、實(shí)時多波束跟蹤等多種功能。

VHF天線陣的建設(shè)一直在國內(nèi)有條不紊地進(jìn)行著，利用我國國土幅員遼闊的特點(diǎn)，適宜在多地多點(diǎn)建設(shè)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(gòu)想如圖2所示。

圖2 正在籌劃建設(shè)的VHF天線陣

利用新疆、內(nèi)蒙、云南、江浙一帶的地形優(yōu)勢構(gòu)建多個VHF天線陣，在進(jìn)行天文觀測的同時可以進(jìn)行地基太陽雷達(dá)的觀測。利用雷達(dá)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(shù)進(jìn)行定義，特別是由于是窄帶發(fā)射，在接收機(jī)中可以實(shí)現(xiàn)極高的頻譜分辨率觀測，從而對日冕的內(nèi)部結(jié)構(gòu)進(jìn)行清晰的“層析”。

進(jìn)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(jìn)一步清晰分辨得到回波的到達(dá)時間，依據(jù)該時間確定回波反射面位置，進(jìn)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(shè)一個站為兩用站，即在站內(nèi)配備接收機(jī)和發(fā)射機(jī)，這樣既可接收又能發(fā)射，其余的站點(diǎn)均作為接收站，這樣的好處在于可以避免發(fā)射機(jī)對接收機(jī)的干擾；

對發(fā)射信號的多個參數(shù)進(jìn)行可控設(shè)置，包括波形、發(fā)射時間間隔、功率等；設(shè)置多地站點(diǎn)接收參數(shù)，主要是依據(jù)發(fā)射信號的頻譜、時間特征，在FPGA內(nèi)設(shè)置接收帶寬(帶通濾波器參數(shù))，時間分辨率(積分時間間隔)；

相關(guān)處理結(jié)果數(shù)據(jù)為：1)精細(xì)時間-頻譜圖，在雷達(dá)信號的發(fā)射頻段內(nèi)，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(xué)工程——平方公里陣列(Square Kilometre Array，SKA)，其中包含了低頻陣列(SKA1-low)，預(yù)計(jì)建于澳大利亞，低頻陣列技術(shù)方案目前尚未完全確定，基準(zhǔn)版的SKA1-low由約512(站)×256(對數(shù)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(dá)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(jù)美國EI Campo 雷達(dá)的成功探測經(jīng)驗(yàn)，雷達(dá)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(jìn)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(jì)算法(簡稱SK估計(jì))，通過功率譜的一階矩、二階矩和通道數(shù)之間的關(guān)系，構(gòu)建權(quán)值函數(shù)，確定閾值，實(shí)時證認(rèn)RFI的通道，并在FPGA預(yù)處理中予以剔除。

另一方面， 具有代表性的是自適應(yīng)消除技術(shù)，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(shù)據(jù)預(yù)處理相結(jié)合，有效提高觀測數(shù)據(jù)質(zhì)量。

4 結(jié)束語

地基太陽雷達(dá)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(dá)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(dá)的理想工作波段, 而日冕儀無法在低頻波段進(jìn)行成像。第三, 根據(jù)回波的時間間隔, 回波信號的強(qiáng)弱、多普勒頻移等信息, 可以得到日冕或者CME中等離子體團(tuán)的位置、 大小、運(yùn)動速度、結(jié)構(gòu)形態(tài)甚至磁場大小的信息。雷達(dá)觀測手段可以幫助我們測量日冕大氣及CME的內(nèi)部結(jié)構(gòu)開啟前所未有的嶄新領(lǐng)域，科學(xué)意義和應(yīng)用前景巨大。

依據(jù)前人地基雷達(dá)探測太陽的嘗試，結(jié)合目前日冕和CME探測和研究現(xiàn)狀，我們認(rèn)為，利用雷達(dá)探測日冕和CME的最好方式是：利用大功率雷達(dá)，將強(qiáng)大的低頻無線電波(雙圓極化)以數(shù)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(dá)信號，然后進(jìn)行數(shù)據(jù)處理分析。這樣將得到的主要物理測量參數(shù)是：

1) 日冕和CME中的磁場：利用雷達(dá)波在日冕中的傳播特性直接測量磁場；

2) CME距離：利用雷達(dá)距離門計(jì)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(yīng)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(dá)在獲得上述觀測參數(shù)之后，就可以構(gòu)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(yùn)動的CME的實(shí)時三維動態(tài)圖像，并可以實(shí)時獲得CME的多個關(guān)鍵物理參數(shù)(物質(zhì)密度、速度、磁場)，為空間災(zāi)害天氣預(yù)警預(yù)報(bào)提供至關(guān)重要的直接觀測數(shù)據(jù)。還有一點(diǎn)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(dá)的探測頻率達(dá)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(fēng)、電離層、磁層)以及行星、彗星、甚至人造天體等，太陽雷達(dá)都能以主動探測的嶄新方式對其進(jìn)行探測，從而成為日地空間范圍內(nèi)最有力的探測工具之一。

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