地基太阳雷达探测方法研究

真正具有现代科学意义的太阳观测研究是自19世纪初开始，已逾200多年。近半个世纪以来，随着空间卫星观测的实现，特别是Yohkoh、SOHO、RHESSI、Hinode、STEREO、SDO 等太阳探测卫星相继运行，无论是在探测技术还是在探测范围都得到了空前的提高，开启了多波段、全时域、高分辨率和高精度探测的时代。与此同时，人们已经逐渐意识到，对太阳物理学的研究已经远远地超出了以往太阳物理和天体物理学范畴，正在向以太阳为核心的日地空间物理整体观测研究模式演化，以期更好理解太阳活动对地球气候和日地环境对人类活动的作用和影响。

太阳爆发是发生在太阳大气——日冕中剧烈的能量释放过程，主要形式是太阳耀斑和日冕物质抛射(CME)，本质上是磁场和磁场、磁场和等离子体之间相互作用的结果。这样的剧烈爆发过程，可能对地球周围的空间环境(space weather) 造成剧烈扰动，对现代社会的正常运行带来灾害性影响。由此可见，日冕作为连接太阳和日地空间的纽带和太阳剧烈爆发活动的发源地、CME 作为灾害性空间天气的驱动源，都具有极其特殊的重要地位。

对日冕的观测研究，仍是目前太阳物理研究的难点和重点，如著名太阳物理研究学者Aschwanden 提出的“十大太阳物理研究难题”里，至少有一半和日冕有关[1]。日冕观测研究的核心问题，是对日冕磁场的测量和对日冕物质抛射(CME)的监测。就日冕磁场测量而言，基于赛曼效应原理的磁场测量方法在日冕是无能为力的，目前正期望在红外波段能有所突破。用射电方法测量日冕磁场，则是依赖于各种辐射和传播模型的。众所周知，磁场和磁重联，广泛存在于各种尺度的天体物理过程中，而太阳是唯一可以被直接观测到磁场结构和重联的，因此日冕磁场的直接有效测量对天体物理研究有着极为重要意义。对CME的监测而言，我们更关注高速撞向地球的CME，因为它是灾害性空间天气事件的最主要驱动源，但日冕仪类的观测设备，却无法有效监测、预警朝向地球的CME。

1 地基太阳雷达

1.1 地基太阳雷达发展历史

雷达天文学(radar astronomy)发端于20世纪40年代，通过对接收到的雷达回波进行处理分析，来研究天体的物理特性、运动状态和空间分布，是天文学中研究天体的一种重要方式。当然，由于雷达回波信号的强度反比于距离的四次方，因此，也只有太阳系范围内的天体(目标)，才有可能是(地基)雷达的探测对象。迄今，人类已经成功使用雷达，对流星、月球、行星(包括其小行星)、太阳、日冕、行星际介质等近地空间及深空目标进行过卓有成效的观测研究。太阳是继月球之后的第 2 个研究目标。简而言之，地基太阳雷达就是利用雷达发射器主动向太阳发射特定波段的电磁波, 并接收反射回波, 通过对回波信号的处理, 获取有关日冕层大尺度活动或CME 的物理参数和几何结构的主动探测手段。

本文所探讨的太阳雷达探测方法限于地基太阳雷达范畴(见图1)，空基太阳雷达并不在本文的讨论范围内。

1952年，Kerr在理论上首次提出采用地基雷达技术来探测太阳，并进行相应的计算,预期太阳对雷达波有稳定的反射，反射点在等离子频率等于雷达波频率处的高度，雷达反射截面(Radar Cross Section， RCS)应该在

是太阳半径)[3]。 1957年，Bass 和 Braude进一步进行了详细的理论计算[4]。以上这两篇论文奠定了太阳雷达的基本理论，并证明了运用雷达探测日冕的可能性。 1959年， Eshleman 带领的斯坦福大学的研究小组成功地进行了首例地基太阳雷达实验，他们当时使用的发射雷达功率为40 kW，频率为25.6 MHz，接收天线是由多组菱形天线组成的800 ft×725 ft(接收面积约为50 000 m2)的矩形阵，自太阳的雷达回波成功被检测到[5]。此次实验证明了地基太阳雷达探测日冕的可行性。2004年，Rodriguez在文章中指出由于日冕电子密度大多大于地球电离层中的电子密度，因此选择地基太阳雷达的工作频率时需要考虑在发射和返回时都能通过地球的电离层，地基太阳雷达理想的工作频率范围为10～100 MHz，其中低频端由电离层的截止频率所决定，高频端由日冕中等离子体密度以及碰撞和吸收效应所决定[6]。

雷达方程可以表示成如下形式[7]：

式中，Pr为雷达接收到的功率，Pt为雷达发射功率，σ为雷达反(散)射截面积(RCS)，A为接收面积，R为雷达到探测目标的距离。显然，σ表征了探测目标对雷达波的反射能力和反射的物理机制，是分析雷达回波信号的基础。

1.2 EI Campo太阳雷达观测实验

1961年, 来自麻省理工学院的研究小组在德克萨斯的 EI Campo, 建立了一个运行频率为38.25 MHz的地基太阳雷达专门用于研究日冕。这次系统性的地基太阳雷达科学探测工作持续了约8年(1961-1969)。其雷达发射功率为500 kW，频率38 MHz，接收面积达20 000 m2。该工作进一步确认接收到了来自日冕的回波，其反射截面随时间有很大变化

范围。RCS大小和太阳活动周强弱对应很好。雷达回波反射点主要分布在1.3～1.6R0高度范围的日冕层，偶尔也能到2～3甚至5R0的高度。观测到的回波多普勒频移是20～60 kHz，红移蓝移都有，相当于速度约为200 km/s[8]。EI Campo对日冕进行了长达 8年的雷达实验获得了很多回波,并认为这些回波意味着日冕中存在着压缩波(compressional waves), 而且这些压缩波可能与日冕加热有关。通过分析, 他们认为一些回波来自于高日冕中等离子体云的折射, 而其他的回波则来自致密的向外运动的等离子体, 速度在几十公里每秒。这些实验结果促进了各种各样理论的提出, 并显示出太阳雷达回波可以为日冕动力学结构研究提供崭新且重要的诊断方法[6,8]。自EI Campo 雷达关闭之后, 再也没有任何设备能进行如此长期的、大功率的、高灵敏度的地基太阳雷达实验了。

2015年，叶林等人运用Lomb-Scargle算法对EI Campo雷达数据重新进行分析, 得出了200天周期和540天周期, 而这两个周期可以从太阳内部、表面、高层大气甚至行星际空间以及地磁活动指数中找到对应关系, 这说明它们有相同的变化特征。而且, 他们发现实验数据中, 一些数据的散射截面的值非常大, 且具有较大多普勒频移, 而CME在尺度大小和速度特征上都与之很相符, 由此他们也推断当时EI Campo可能探测到了CME[9]。遗憾的是, 当时人们还不知道CME，所以没能很好地理解上述观测结果。但是这些回波数据表明了CME是可以用雷达探测到的。

1.3 其他地基太阳雷达观测实验

1979年，Benz等利用当时最大的Arecibo射电望远镜及其发射装置，以0.25 MW的功率发射频率为2 600 MHz电磁波，尝试接收雷达波和日冕等离子发生相互作用后产生的Langmuir波(预期频率在170～270 MHz)，但未获得成功[10]。2000年，Rodriguez等利用SURA作为发射阵列(发射功率0.75 MW，频率9 MHz)、UTR2作为接收阵列进行了数次实验，也确认得到了来自太阳的回波[11]。

2004年，Rodriguez对当时尚处在选址阶段的低频射电阵LOFAR(Low Frequency Array)作为地基太阳雷达接收阵进行了系统分析，发射雷达和接收阵列的地点要求需要满足能共视太阳、并考虑日冕密度的变化、10 MHz的银河背景噪声等因素，他们计划升级位于阿拉斯加，加克纳的HAARP(HF Active Auroral Research Program)发射雷达，计划升级后的雷达发射功率为3.6 MW，频率覆盖范围2.8～10 MHz，发射天线增益20～31 dB，接收天线阵拟用LOFAR，接收面积为1 km2。由于之后LOFAR并未建在美国西部的新墨西哥州而是选址在荷兰。因此他们计划将HAARP和LOFAR组建成高性能的地基太阳雷达探测系统也未能进行，但是他们在文中系统考虑并详细计算多种因素对接收信噪比的影响，具有参考价值[6]。

地基雷达探测太阳的一系列实验，自然也吸引了理论工作者的兴趣和关注。Gordon用微扰动导致的散射来解释观测到的回波谱[12]；Wentzel提出的模型里，要求有极端的磁场要求才能得到大数值的RCS[13]，Chashei和Shishov提出在2R0高度的大尺度扰动可以解释高达

的异常RCS[14]。Melnik讨论过雷达波被由激发III型爆发的电子导致的Langmuir波和离子声波扰动被反(散)射[15]。

上述地基雷达探测太阳的实验和理论工作，充分说明雷达可以提供对太阳日冕结构和动力学过程的重要诊断。当然，早期利用雷达来探测研究太阳的实践存在着理论和技术上的重大缺陷，主要表现在以下几个方面：首先，即使是James的观测，也是没有空间分辨率(其波束宽度为0.7°×6.5°)，只能得到回波的强度、带宽、频率漂移等，无法分辨回波究竟是来自日冕的哪一部分。而日冕结构是不均匀的，经常会有冕洞、甚至是CME，但二者在当时都不为人所知，这也极大限制了理论研究工作的开展；其次，等离子体中主导向后散射辐射角展宽的小尺度结构在当时也不为人所知；第三，很多时候雷达波的反射点在太阳风的形成基点上，而那时太阳风才刚刚被发现，很多物理性质还是研究上的空白；第四，那时还没有意识到使用同时得到的光学观测资料来帮助限制和确认日冕的几何结构；最后，光学观测、特别是空间观测的迅猛发展，吸引了几乎所有太阳物理学家的目光，从2000年以来, 非常多的原先从事射电研究的太阳物理学家转而从事空间资料的研究和分析。在这种大背景下, 传统的射电太阳物理的研究也几乎被边缘化, 太阳雷达也淡出了人们的视野，太阳雷达探测日冕的方法也自然淡出了人们的视野[16-17]。

2 太阳雷达探测日冕和日冕物质抛射

朝着地球方向爆发的CME，即对地CME，它们具有极强的对地效应而造成灾害性空间天气，对地CME的观测研究常常受到投影效应、日冕仪遮挡以及背景汤姆孙散射效应的影响，使得对地CME观测预报研究遇到了极大的挑战。太阳雷达发射电磁波主动探测对地CME并进行预报将具有独特的优势，能够弥补现有观测手段的不足[18]。

随着对太阳及其爆发活动认识的不断深入和拓展，以及面对日冕磁场测量及对地CME监测带来的困扰，人们开始重新意识到用雷达探测太阳日冕和CME的独特性和优势。随着射电天文技术的飞速进步，构建一个利用基于海量高速信号处理技术的、多频率、双极化、相控收发技术的新型的地基太阳雷达已经成为可能，而地基太阳雷达能够为日冕磁场测量和对地CME的观测及预警预报，提供一个全新的探测手段，为我们进一步认识理解太阳及其爆发活动，打开一个全新的窗口。

从探测原理和技术方面分析，利用地基雷达技术探测日冕磁场和监测CME是完全可行的：

1) 从探测原理上，由日冕和CME反射回来的雷达波在日冕(磁化等离子体)里传播，由于色散效应将分解为两种模式的波——寻常波(O)和异常波(X)，它们具有不同的传播速度、偏振状态和不同的反射高度，通过对分化的反射回波的测量，可以直接反演得到日冕密度以及磁场强度。如果雷达波穿过一团高速运动的日冕物质——CME，根据Doppler原理，从雷达波的频移就得到真实的CME径向速度而没有任何投影效应。

2) 在技术层面上，从接收端看，具有角秒级空间分辨率的射电综合孔径成像技术已臻成熟，特别是在雷达探测窗口的米波到十米波频段，如已经投入运行的LOFAR和GMRT、在建的MWA、LWA、SKA等。它们都可提供(亚)角秒级的空间分辨率、mJy级的探测灵敏度和106 m2级的接收面积，足可以接收微弱的雷达回波。从发射端看，功率达到MW级别的发射雷达(HAARP、Jicamaka)和相控发射技术等亦趋向成熟。

3) 从知识积累方面，人们对日冕结构和CME形成及传播的认识已经远远超出了“James”时代，不但已经认识了日冕的多层结构、冕洞的存在，甚至在CME的形成、触发、结构和传播方面，都有了一整套的理论研究及其结果。在电离层雷达探测、等离子体层析(plasma tomography)理论、太阳风形成及传播理论、磁层理论、CME/太阳风和磁层的相互作用理论方面也都有了丰富积累，这为我们正确理解、分析来自日冕和CME的雷达回波信号提供了坚实基础，而不似当时的“盲人摸象”。

4) 长远和可持续发展的观点看，日冕和CME的雷达探测将彻底改变传统的被动探测模式，开启极具扩展和想像空间的主动探测模式的时代。

3 中国开展太阳雷达的设想与展望

国内正在筹备建设的VHF(Very High Frequency)天线阵的工作频段为30～300 MHz，在射电天文中该频段为米到十米波段属于低频射电天文观测范畴，由于VHF天线阵具有很高的灵敏度和空间分辨率，因此既可以承担对射电天文的观测，同时也可以作为地基太阳雷达的收发装置。VHF天线阵采用多阵元组阵的方式，随着电子技术的发展，目前VHF天线阵可以全天观测、实时多波束跟踪等多种功能。

VHF天线阵的建设一直在国内有条不紊地进行着，利用我国国土幅员辽阔的特点，适宜在多地多点建设VHF天线阵，可以有效地规避射电干扰提高空间分辨率，初步构想如图2所示。

利用新疆、内蒙、云南、江浙一带的地形优势构建多个VHF天线阵，在进行天文观测的同时可以进行地基太阳雷达的观测。利用雷达主动探测的优势在于，发射信号已知，即可以从发射信号的带宽、频谱、编码、时间分辨率等多个参数进行定义，特别是由于是窄带发射，在接收机中可以实现极高的频谱分辨率观测，从而对日冕的内部结构进行清晰的“层析”。

进一步利用多地干涉，可以有效地消除VHF频段的无线电干扰(Radio Frequency Interference，RFI)信号，通过干涉条纹可以进一步清晰分辨得到回波的到达时间，依据该时间确定回波反射面位置，进而确定日冕上该反射层面距地球位置。

其具体做法如下：

建设一个站为两用站，即在站内配备接收机和发射机，这样既可接收又能发射，其余的站点均作为接收站，这样的好处在于可以避免发射机对接收机的干扰；

对发射信号的多个参数进行可控设置，包括波形、发射时间间隔、功率等；设置多地站点接收参数，主要是依据发射信号的频谱、时间特征，在FPGA内设置接收带宽(带通滤波器参数)，时间分辨率(积分时间间隔)；

相关处理结果数据为：1)精细时间-频谱图，在雷达信号的发射频段内，精确到0.1 Hz的频谱分辨率和秒级的时间分辨率；2)多站干涉条纹。

此外，中国参与的国际大科学工程——平方公里阵列(Square Kilometre Array，SKA)，其中包含了低频阵列(SKA1-low)，预计建于澳大利亚，低频阵列技术方案目前尚未完全确定，基准版的SKA1-low由约512(站)×256(对数周期天线)个天线组成，频率覆盖50～350 MHz，面积约0.4 km2，最长基线为65 km[19]。利用该站作为地基太阳雷达的接收阵列也是可行的，只需要注意发射天线需要和接收阵列有共视太阳的时间。

根据美国EI Campo 雷达的成功探测经验，雷达采用的发射信号为：500 kW 的发射器，所采用的天线为半波偶极天线，一共1 016根天线组成了总面积为 18 000 m2 的天线阵。随着目前大功率微波器件的出现，将有效发射功率提升至1 MW，可以进一步将接收天线阵面积降低到10 000 m2以下，以降低整个系统成本。

对于VHF波段消除干扰的方法，除了干涉测量方式还有其他可行的方式，例如Nita 和 Gary等人建立了Spectral Kurtosis估计算法(简称SK估计)[20-21]，通过功率谱的一阶矩、二阶矩和通道数之间的关系，构建权值函数，确定阈值，实时证认RFI的通道，并在FPGA预处理中予以剔除。

另一方面，具有代表性的是自适应消除技术[22-23]，可以减少瞬时出现的一些无线电干扰信号影响，这是将无线电环境测量和射电天文数据预处理相结合，有效提高观测数据质量。

4 结束语

地基太阳雷达观测有着一般观测手段(比如日冕仪)所不具备的优势。首先, 太阳雷达可以主动探测到朝地球方向来的CME, 这是其他仪器无法做到的。其次,在低频波段, 10～100 MHz 都是地基太阳雷达的理想工作波段, 而日冕仪无法在低频波段进行成像。第三, 根据回波的时间间隔, 回波信号的强弱、多普勒频移等信息, 可以得到日冕或者CME中等离子体团的位置、大小、运动速度、结构形态甚至磁场大小的信息。雷达观测手段可以帮助我们测量日冕大气及CME的内部结构[13] 开启前所未有的崭新领域，科学意义和应用前景巨大。

依据前人地基雷达探测太阳的尝试，结合目前日冕和CME探测和研究现状，我们认为，利用雷达探测日冕和CME的最好方式是：利用大功率雷达，将强大的低频无线电波(双圆极化)以数字相控多波束的模式扫描太阳及其附近感兴趣的区域，再利用大面积低频射电阵列，仍以相控波束+综合孔径成像的方式接收日冕和CME反射回来的雷达信号，然后进行数据处理分析。这样将得到的主要物理测量参数是：

1) 日冕和CME中的磁场：利用雷达波在日冕中的传播特性直接测量磁场；

2) CME距离：利用雷达距离门计算发射波和反射波的时差求得反射体距离，且精度很高；

3) CME速度：利用多普勒原理得到反射体的径向速度；

4) CME密度：由反射回波的响应频率范围得到CME密度；

5) CME空间尺度和分布：接收阵列具备的角秒级空间分辨率。

总体而言，地基太阳雷达在获得上述观测参数之后，就可以构建一个静态的日冕密度和磁场分布，以及(朝向)地球高速运动的CME的实时三维动态图像，并可以实时获得CME的多个关键物理参数(物质密度、速度、磁场)，为空间灾害天气预警预报提供至关重要的直接观测数据。还有一点值得注意，日冕仪由于挡板存在，如STEREO/SECCHI/COR1只能观测距离光球0.4R0以外的日冕，而如太阳雷达的探测频率达到300 MHz,将可以探测到距离光球约0.1R0的更低日冕层。

此外，对其他日地空间等离子(如太阳风、电离层、磁层)以及行星、彗星、甚至人造天体等，太阳雷达都能以主动探测的崭新方式对其进行探测，从而成为日地空间范围内最有力的探测工具之一。

目前，国外的一些研究单位(团队)，如LWA，LOFAR等，已在考虑重新开始对太阳的雷达探测。因此，我国也应尽快开展相应研究工作，以期在国际竞争中抢得先机。

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