基于三亞VHF雷達(dá)的場(chǎng)向不規(guī)則體觀測(cè)研究：3.距離擴(kuò)展流星尾跡回波

李 明，李國(guó)主，寧百齊，胡連歡

1 北京空間環(huán)境國(guó)家野外科學(xué)觀測(cè)研究站，中國(guó)科學(xué)院地質(zhì)與地球物理研究所，北京 100029

2 中國(guó)科學(xué)院大學(xué)，北京 100049

1 引 言

每天數(shù)以百萬(wàn)的流星體在地球大氣層中熔蝕，雖然只有極少數(shù)流星體墜落至地球表面，但這些流星體在飛行過(guò)程中可能損害人造衛(wèi)星等航天器，例如1993年奧林巴斯通訊衛(wèi)星因遭遇英仙座流星雨受損而一度失去控制.同時(shí)，目前所知的地球大氣層中金屬離子的唯一來(lái)源是流星進(jìn)入大氣層時(shí)帶來(lái)的金屬離子注入［1］.在電離層E區(qū)金屬離子的壽命遠(yuǎn)長(zhǎng)于分子離子，因而能夠在E區(qū)高度累積起可觀的金屬離子含量，而這些金屬離子則被認(rèn)為是形成Es的因素之一［2－3］.流星尾跡中場(chǎng)向不規(guī)則體產(chǎn)生機(jī)制和演化過(guò)程的研究，對(duì)研究低熱層及電離層E區(qū)的物理過(guò)程有著重要意義，是當(dāng)前空間物理學(xué)研究的熱點(diǎn)之一.

流星體通常以10～70km／s的速度墜落，中性大氣分子與高速的流星體碰撞、摩擦而發(fā)生離化，同時(shí)流星體表面物質(zhì)蒸發(fā)、離化，二者在流星體行進(jìn)路徑上產(chǎn)生一段等離子體柱，形成流星尾跡［4］.流星尾跡中的等離子體對(duì)電波具有反射或散射作用.當(dāng)雷達(dá)波矢與流星體行進(jìn)路徑垂直時(shí)，可以觀測(cè)到鏡面流星尾跡（SE，specular trail echo），其觀測(cè)回波的持續(xù)時(shí)間通常在零點(diǎn)幾秒到數(shù)秒鐘.對(duì)這種流星尾跡的研究主要基于測(cè)量其多普勒速度從而估算低熱層風(fēng)場(chǎng)信息，是早期小功率雷達(dá)的主要觀測(cè)對(duì)象［5］.特別是在20世紀(jì)90年代后期發(fā)展起來(lái)的全天空流星雷達(dá)觀測(cè)技術(shù)［6－7］，采用寬波束發(fā)射，通過(guò)多組接收天線空間布陣干涉測(cè)量分析［8］，可觀測(cè)到大量的鏡面流星尾跡，從而分析估算雷達(dá)上空的大氣平均風(fēng)場(chǎng)，使得利用觀測(cè)鏡面流星尾跡回波測(cè)量高空大氣風(fēng)場(chǎng)等方法得到廣泛應(yīng)用.通常，這種方法測(cè)量的風(fēng)場(chǎng)高度范圍在80～110km，高度分辨率2km，時(shí)間分辨率～1h.

不同于全天空流星雷達(dá)，高功率大孔徑窄波束雷達(dá)能探測(cè)流星尾跡中等離子體不穩(wěn)定性產(chǎn)生的場(chǎng)向不規(guī)則體，這類流星尾跡回波稱為距離擴(kuò)展流星尾跡 （RSTE，range spread trail echo）［9］，其觀測(cè)回波的持續(xù)時(shí)間在數(shù)秒到幾十秒，有時(shí)甚至達(dá)數(shù)分鐘.RSTE早在20世紀(jì)40年代就被觀測(cè)并記錄［10］，但直到1994年隨著Jicamarca非相干散射雷達(dá)的流星尾跡觀測(cè)試驗(yàn)，RSTE才開(kāi)始真正被認(rèn)識(shí)［11］.Reddi等利用MST雷達(dá)觀測(cè)，指出Farley－Buneman不穩(wěn)定性是產(chǎn)生流星尾跡中小尺度不規(guī)則體的機(jī)制［12］.Zhou等利用MU雷達(dá)，發(fā)現(xiàn)在雷達(dá)波矢垂直于地磁場(chǎng)區(qū)域時(shí)（k⊥B）能觀測(cè)到RSTE，而當(dāng)雷達(dá)波束偏離垂直地磁場(chǎng)區(qū)域時(shí)則很少探測(cè)到回波［9］，證明沿著磁力線分布的場(chǎng)向不規(guī)則體是RSTE的產(chǎn)生機(jī)制.Dyrud等基于計(jì)算機(jī)模擬指出，RSTE大多發(fā)生在95～110km 高度［13］.而 Malhotra等［14］以及Close等［15］發(fā)現(xiàn)長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE（大于等于15s）一般來(lái)源于垂直磁場(chǎng)區(qū)，偏離垂直磁場(chǎng)區(qū)時(shí)，也可能探測(cè)到RSTE，但回波信號(hào)功率以3dB±2dB／°衰減.近年來(lái)，人們認(rèn)識(shí)到可利用雷達(dá)觀測(cè)的RSTE分析獲取低熱層風(fēng)場(chǎng)信息，如Oppenheim等利用RSTE研究低熱層風(fēng)剖面［16］；Li等利用RSTE分析獲得了三亞上空風(fēng)場(chǎng)信息，并與全天空流星雷達(dá)得到的背景平均風(fēng)場(chǎng)進(jìn)行了比較［17］，這些研究表明，RSTE可用于高精度的風(fēng)場(chǎng)剖面測(cè)量.

在以往研究中，RSTE的觀測(cè)主要來(lái)源于高功率大孔徑雷達(dá)，但高功率大孔徑雷達(dá)的峰值功率極高 （大于1MW），運(yùn)行以及維護(hù)費(fèi)用昂貴.三亞VHF雷達(dá)的峰值發(fā)射功率為24kW，其運(yùn)行成本遠(yuǎn)低于Jicamarca等高功率雷達(dá)，可以對(duì)RSTE開(kāi)展長(zhǎng)期不間斷觀測(cè).然而，如何從雷達(dá)觀測(cè)的海量原始信號(hào)數(shù)據(jù)中自動(dòng)識(shí)別RSTE，以及RSTE的持續(xù)時(shí)間和RSTE的發(fā)生率隨時(shí)間－高度等具有何種變化特征，這些對(duì)利用RSTE開(kāi)展長(zhǎng)時(shí)間的高精度風(fēng)場(chǎng)剖面測(cè)量具有重要意義.針對(duì)這些問(wèn)題，本文將在如下方面開(kāi)展分析研究：（1）從三亞VHF雷達(dá)原始I／Q數(shù)據(jù)中自動(dòng)識(shí)別RSTE的方法和技術(shù)；（2）三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)RSTE的典型形態(tài)特征與持續(xù)時(shí)間分布；（3）RSTE和SE隨地方時(shí)、高度的歸一化分布特征.

2 觀測(cè)設(shè)備及數(shù)據(jù)處理

2.1 觀測(cè)設(shè)備概況

三亞VHF雷達(dá)為雙觀測(cè)模式雷達(dá)，可交替工作在全天空流星觀測(cè)模式和電離層相干散射觀測(cè)模式［18－20］.在全天空流星觀測(cè)模式中，可以像目前廣泛使用的全天空流星雷達(dá)一樣，獲得大量的鏡面流星尾跡回波數(shù)據(jù)；而在電離層相干散射觀測(cè)模式下，可以獲得基于等離子體不穩(wěn)定性產(chǎn)生的場(chǎng)向不規(guī)則體回波.

圖1 三亞VHF雷達(dá)在 （a）全天空流星和 （b）相干散射觀測(cè)2種工作模式下的天線陣分布示意圖（a）全天空流星雷達(dá)模式具備1根發(fā)射天線及5根接收天線；（b）相干散射雷達(dá)模式具備24根天線為6通道收發(fā)模式.Fig.1 The schematic diagram of Sanya VHF radar antenna arrays used for（a）all－sky meteor and（b）coherent scatter observations（a）All－sky meteor radar features 1transmit antenna and an array of 5－receiving antennas；（b）Coherent scatter radar features an array of 24antennas forming a 6－channel transmitting and receiving system.

圖2 三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)距離擴(kuò)展流星尾跡事例.流星尾跡持續(xù)時(shí)間近30sFig.2 The range－time－intensity map of range spread trail echoe（RSTE）observed by Sanya VHF radar.The RSTE duration is nearly 30s

為了實(shí)現(xiàn)上述2種工作模式，三亞VHF雷達(dá)安裝了2套天線陣系統(tǒng)，如圖1.通常，2種工作模式以1min為周期交替工作.圖1a為全天空流星觀測(cè)模式的天線陣，包括1根正交偶極發(fā)射天線和5根正交偶極接收天線.其脈沖重復(fù)頻率為430Hz，對(duì)應(yīng)70～314.8km距離范圍內(nèi)1.8km的距離分辨率.圖1b為電離層相干散射觀測(cè)模式的天線陣，包含24（12×2）根八木天線，由東西向排列的可獨(dú)立接收回波信號(hào)的6個(gè)通道組成，相鄰?fù)ǖ篱g隔為，λ是雷達(dá)波長(zhǎng).雷達(dá)發(fā)射的波束為扇形分布，其水平方向?qū)挾葹?0°，垂直方向?qū)挾葹?4°.雷達(dá)波矢指向正北（天頂角23°），與三亞上空電離層高度上的地磁場(chǎng)垂直.在電離層相干散射觀測(cè)模式下，雷達(dá)脈沖重復(fù)頻率為650Hz，對(duì)應(yīng)80～200.6km距離范圍內(nèi)0.9km的距離分辨率.雷達(dá)接收機(jī)輸出原始數(shù)據(jù)為I／Q 2個(gè)正交通路合成的復(fù)信號(hào)，每個(gè)距離層的信號(hào)同相積分4次.在本文所用的電離層相干散射觀測(cè)模式中，每個(gè)通道的I／Q數(shù)據(jù)每個(gè)距離層有8930個(gè)數(shù)據(jù)點(diǎn).

2.2 RSTE的自動(dòng)識(shí)別方法

在相干散射探測(cè)模式下，流星尾跡回波存在多個(gè)距離層高度.圖2給出三亞VHF雷達(dá)探測(cè)的一個(gè)長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE事例.從圖中可以看出，流星尾跡于世界時(shí)05∶14∶26s處出現(xiàn)，一直持續(xù)至05∶14∶55 s，持續(xù)時(shí)間近30s.圖中RSTE的回波功率顯著高于背景噪聲.根據(jù)這一基本特征，在三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)RSTE的自動(dòng)判定中，首先將雷達(dá)觀測(cè)的原始信號(hào)表示的距離－時(shí)間矩陣轉(zhuǎn)化成灰度圖像，然后利用一系列數(shù)字圖像處理技術(shù)達(dá)到自動(dòng)識(shí)別RSTE的目的.其主要步驟如下：

（1）去除隨機(jī)噪聲以及Es的影響.在雷達(dá)觀測(cè)回波信號(hào)的距離－時(shí)間圖像中，隨機(jī)噪聲主要是在多個(gè)距離層同時(shí)出現(xiàn)信號(hào)增強(qiáng)，表現(xiàn)為一條或多條長(zhǎng)度不等的豎條紋.去除隨機(jī)噪聲時(shí)，通過(guò)將矩陣按列取均值得到一組行向量，矩陣按行減此行向量即可消除噪聲信號(hào).而Es在距離－時(shí)間圖像上主要表現(xiàn)為長(zhǎng)時(shí)間內(nèi)相鄰數(shù)個(gè)距離層中信號(hào)的突然增強(qiáng).去除Es時(shí)將矩陣按行取均值得到一組列向量，矩陣按列減此列向量即可消除Es.但強(qiáng)烈的Es會(huì)使這種方法產(chǎn)生誤判.圖3a（上）為去除隨機(jī)噪聲與Es前的判定結(jié)果.由圖看出程序不僅將右上方的短持續(xù)時(shí)間RSTE框選，同時(shí)也框選了雷達(dá)噪聲及部分Es.對(duì)于發(fā)生在Es中的流星尾跡，由于不能準(zhǔn)確判斷其開(kāi)始與結(jié)束時(shí)間，故不應(yīng)被框選.圖3a（下）運(yùn)用了上文中去除雷達(dá)噪聲及Es的方法，從而排除了誤判的情況.圖中矩形框表示自動(dòng)判定的流星尾跡.

（2）RSTE的信號(hào)強(qiáng)度隨時(shí)間變化劇烈，有時(shí)可能短暫中斷，從而將一個(gè)持續(xù)時(shí)間較長(zhǎng)的RSTE誤判為多個(gè)發(fā)生時(shí)間接近的、持續(xù)時(shí)間較短的RSTE，因而需要對(duì)RSTE的形態(tài)進(jìn)行修復(fù).利用圖像形態(tài)學(xué)中的擴(kuò)張運(yùn)算填補(bǔ)RSTE中的不連續(xù)區(qū)域并利用閉邊界運(yùn)算閉合不連續(xù)的邊界.圖3b（上）為采用形態(tài)學(xué)方法處理RSTE前的程序判定結(jié)果.由圖看出對(duì)于短持續(xù)時(shí)間RSTE，程序具備準(zhǔn)確的判定能力.但對(duì)于長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE，程序則將其判定為三個(gè)持續(xù)時(shí)間較短的流星尾跡.圖3b（下）為修補(bǔ)RSTE形態(tài)后的程序判定效果.由圖看出，程序?qū)τ诙坛掷m(xù)時(shí)間流星尾跡的判定未發(fā)生變化，但之前誤判的長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間流星尾跡的判定情況則得到修正.流星尾跡的雷達(dá)回波功率隨時(shí)間逐漸衰減，當(dāng)回波功率降至判別門(mén)限以下時(shí)，則不進(jìn)行框選，這是圖3b（下）中未能完全框選流星尾跡的原因.框選不全的情況一般發(fā)生在流星尾跡持續(xù)時(shí)間較長(zhǎng)時(shí)，適當(dāng)降低判別門(mén)限可改善此問(wèn)題，對(duì)于某些降低判定門(mén)限仍無(wú)法框選完全的流星尾跡，需對(duì)其持續(xù)時(shí)間進(jìn)行修正.

（3）利用自適應(yīng)閾值分割算法自動(dòng)框選流星尾跡.由于背景噪聲隨時(shí)變化，固定判定門(mén)限在不同的背景噪聲條件下識(shí)別流星尾跡時(shí)易發(fā)生誤判.本文利用Otsu算法，該方法按照?qǐng)D像灰度將圖像分為背景和目標(biāo)，當(dāng)取最佳灰度閾值時(shí)，背景與目標(biāo)的類間方差最大，由此自適應(yīng)計(jì)算出圖像灰度閾值以區(qū)分背景與目標(biāo)，同時(shí)將Otsu算法判定的流星尾跡進(jìn)行框選并將其基本信息自動(dòng)保存.

圖4a給出自動(dòng)識(shí)別的RSTE事例.然而經(jīng)過(guò)上述處理步驟后，誤判的情況仍有可能發(fā)生.如圖4b箭頭所示，當(dāng)存在長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間回波信號(hào)且回波信號(hào)功率隨時(shí)間變化較大時(shí)，判定程序會(huì)將其中強(qiáng)回波信號(hào)部分誤判為流星尾跡.這種情況常出現(xiàn)在強(qiáng)烈Es出現(xiàn)的時(shí)刻.利用2012年2月觀測(cè)數(shù)據(jù)，經(jīng)自動(dòng)判定與人工判定，結(jié)果顯示自動(dòng)判定的誤判率低于5%.

3 觀測(cè)結(jié)果與討論

3.1 RSTE觀測(cè)事例

圖5給出不同持續(xù)時(shí)間RSTE觀測(cè)事例.如圖5a所示，短持續(xù)時(shí)間流星尾跡（小于15s）發(fā)生在87～114km距離范圍，持續(xù)時(shí)間為～10s.流星尾跡回波在114km處首先被觀測(cè)到，隨著時(shí)間推移，流星尾跡所在高度逐漸下降，持續(xù)時(shí)間逐漸增加，同時(shí)流星尾跡所在高度范圍逐漸變窄，整體呈三角形，這些形態(tài)特征與高功率大孔徑雷達(dá)的觀測(cè)結(jié)果類似［13］.圖5b給出2011年8月16日20∶02UT三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)的長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE（大于等于15s）事例，其中108km附近的回波薄層為Es引起的E區(qū)連續(xù)性回波［21］.如圖5b所示，在流星尾跡初始發(fā)生時(shí)刻，RSTE的距離范圍為110～126km，隨著時(shí)間推移，流星尾跡逐漸集中于113～118km，并持續(xù)很長(zhǎng)一段時(shí)間（大于37s）.

在三亞VHF雷達(dá)對(duì)RSTE的觀測(cè)中，經(jīng)常探測(cè)到其在不同距離層上、持續(xù)時(shí)間不同的現(xiàn)象.這可能是因?yàn)榱餍俏槽E某部分落在可以演化出場(chǎng)向不規(guī)則體的高度，另一部分落在此高度范圍之外，從而使部分高度上的流星尾跡演化成長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間的RSTE.另一個(gè)原因可能是在流星體行進(jìn)過(guò)程中，部分流星尾跡落在k⊥B區(qū)域，其余部分落在k⊥B以外區(qū)域，同時(shí)流星尾跡中高高度處的擴(kuò)散系數(shù)更大，流星尾跡消散更快，這些可能是造成不同距離層中RSTE持續(xù)時(shí)間不同的原因.

圖3 距離擴(kuò)展流星尾跡回波自動(dòng)識(shí)別（a）去除噪聲以及Es前后效果對(duì)比圖；（b）為修補(bǔ)RSTE形態(tài)前后效果對(duì)比圖.圖中方框?yàn)槌绦蚺卸榱餍俏槽E后的自動(dòng)框選.Fig.3 Automatic detection of RSTEs（a）The comparison before and after the elimination of Es and radar noise；（b）The comparison between before and after the repair of the shape of the RSTEs.The squares signify the recognized RSTEs by the program.

圖4 自動(dòng)識(shí)別RSTE時(shí)（a）正確的情況和（b）誤判的情況.（b）中箭頭所指為誤判為流星尾跡的信號(hào)Fig.4 Cases of（a）correct detection and（b）false detection of RSTEs.The arrows in（b）signify the errors in recognizing RSTEs

類似E區(qū)不規(guī)則體回波的產(chǎn)生機(jī)制，RSTE中場(chǎng)向不規(guī)則體主要由Farley－Buneman不穩(wěn)定性［22－23］與梯度 漂 移 不 穩(wěn) 定 性 產(chǎn) 生［24－25］.RSTE 主 要發(fā)生在80～120km高度范圍，在此高度Ωe?νen而Ωi?νin，（Ωe／i＝eB／me／i為電子／離子自旋頻率，νen／in為電子／離子與中性分子碰撞頻率），意味著電子是磁化的而離子受中性分子束縛，運(yùn)動(dòng)速度遠(yuǎn)小于電子.當(dāng)垂直方向存在外加電場(chǎng)E時(shí)，電子做E×B漂移，產(chǎn)生極化電場(chǎng)如圖6a［26］；當(dāng)無(wú)外加電場(chǎng)，100km高度以上時(shí)，Dyrud等人的模擬結(jié)果顯示，離子受中性分子碰撞傾向于擴(kuò)散出流星尾跡，而受磁場(chǎng)束縛的電子擴(kuò)散較慢，流星尾跡中形成的極化電場(chǎng)如圖6b［27］.產(chǎn)生的極化電場(chǎng)Ep使電子做Ep×B漂移，同時(shí)流星尾跡與背景電離層的等離子體密度梯度Δn使流星尾跡中的電子做抗磁漂移.抗磁漂移與電漂移使流星尾跡中電子、離子運(yùn)動(dòng)速度分離，相對(duì)速度為vd＝ve－vi，設(shè)vd位于垂直磁場(chǎng)平面.當(dāng)vd大于離子聲速Cs＝ （kB（Ti＋Te）／mi）1／2（kB為Boltzman常數(shù)，Ti，Te分別是離子與電子溫度，mi為離子質(zhì)量）時(shí)，激發(fā)Farley－Buneman不穩(wěn)定性.當(dāng)?shù)入x子體密度梯度Δn·Ep＞0時(shí)，激發(fā)梯度漂移不穩(wěn)定性.等離子體不穩(wěn)定性激發(fā)的等離子體波調(diào)制流星尾跡中的等離子體密度產(chǎn)生相干散射雷達(dá)可以觀測(cè)的場(chǎng)向不規(guī)則體.如圖6c，等離子體不穩(wěn)定性激發(fā)的靜電波沿垂直于B的方向傳播引起的等離子體密度漲落具有強(qiáng)烈的方向敏感性.故當(dāng)k⊥B時(shí)，容易觀測(cè)到RSTE，而偏離k⊥B方向時(shí)，RSTE數(shù)量減少并以短持續(xù)時(shí)間RSTE為主.

圖5 （a）短持續(xù)時(shí)間和（b）長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間距離擴(kuò)展流星尾跡回波事例Fig.5 Examples of（a）short－lived and（b）long－duration RSTEs

圖6 距離擴(kuò)展流星尾跡中場(chǎng)向不規(guī)則體形成機(jī)制示意圖（a）當(dāng)存在外加電場(chǎng)時(shí)流星尾跡中產(chǎn)生的極化電場(chǎng)；（b）當(dāng)無(wú)外加電場(chǎng)時(shí)流星尾跡中形成的極化電場(chǎng)；（c）流星尾跡中等離子體波的方向敏感性示意圖.Fig.6 Schematic diagram showing the generation mechanism of field aligned irregularities in range spread meteor trails（a）The polarization electric field in the meteor trail with externally imposed electric field；（b）The polarization electric field in the meteor trail without externally imposed electric field；（c）The aspect sensitivity of the plasma waves in the meteor trail.

電子與離子在80～120km內(nèi)遷移率的差異可以解釋為何場(chǎng)向不規(guī)則體出現(xiàn)在很窄的高度范圍.高于此區(qū)間，離子與中性分子碰撞頻率降低，電漂移占主導(dǎo)地位，離子、電子之間速度差減??；低于此區(qū)間，電子濃度過(guò)低，不足以維持等離子體不穩(wěn)定性［28］.

3.2 RSTE持續(xù)時(shí)間分布

利用2011年8月以及2012年2月的RSTE觀測(cè)數(shù)據(jù)，剔除其中受到強(qiáng)Es影響的觀測(cè)記錄并對(duì)誤判的RSTE持續(xù)時(shí)間進(jìn)行人工修正，統(tǒng)計(jì)了在此期間RSTE持續(xù)時(shí)間的變化特征.

圖7 RSTE持續(xù)時(shí)間分布統(tǒng)計(jì)圖Fig.7 Statistical distribution of the duration of RSTE events during August 2011and February 2012

圖7為三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)的2011年8月及2012年2月RSTE持續(xù)時(shí)間統(tǒng)計(jì)分布特征，圖中將0～55s以2.5s區(qū)間劃分為22個(gè)子區(qū)間，統(tǒng)計(jì)每個(gè)子區(qū)間內(nèi)RSTE事件的個(gè)數(shù).由圖7得知2011年8月中RSTE持續(xù)時(shí)間小于10s的數(shù)量小于2012年2月的統(tǒng)計(jì)結(jié)果.但當(dāng)RSTE持續(xù)時(shí)間大于10s時(shí)，2011年8月的統(tǒng)計(jì)結(jié)果則大于2012年2月的.其中30～32.5s及45～47.5s區(qū)間幾乎只有2011年8月的觀測(cè).50～52.5s區(qū)間則幾乎只有2012年2月的觀測(cè).但2011年8月長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE數(shù)量仍多于2012年2月的.2011年8月共觀測(cè)到RSTE事件8022個(gè)，其中長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間（大于等于15s）RSTE 161個(gè)，占RSTE總數(shù)～2%.如圖7所示，2011年8月持續(xù)時(shí)間小于2.5s的RSTE數(shù)目遠(yuǎn)高于其他子區(qū)間，持續(xù)時(shí)間小于10s的RSTE數(shù)目占RSTE總數(shù)的96%以上；由于在2012年2月1日至16日，三亞VHF雷達(dá)全天工作于相干散射模式，共觀測(cè)到RSTE事件16764個(gè)，顯著多于2011年8月的觀測(cè).在此期間觀測(cè)到長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間（大于等于15s）RSTE 96個(gè)，占RSTE總數(shù)～0.6%，表明絕大多數(shù)流星尾跡產(chǎn)生的回波都是短持續(xù)時(shí)間RSTE；同時(shí)，2012年2月長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間流星尾跡所占比例以及Es發(fā)生率（未列出）都顯著小于2011年8月的.

RSTE持續(xù)時(shí)間主要與流星體的物理性質(zhì)，如質(zhì)量、速度；熔蝕高度的背景電子濃度、背景電場(chǎng)以及水平風(fēng)場(chǎng)；背景大氣的季節(jié)變化等因素有關(guān)［29］.計(jì)算機(jī)模擬及統(tǒng)計(jì)結(jié)果表明，RSTE持續(xù)時(shí)間夜晚較白天更長(zhǎng)，夜間更利于 RSTE形成［29－30］.北半球8月夜晚的短于2月的，但觀測(cè)數(shù)據(jù)顯示8月長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE所占比例更高，由于8月Es出現(xiàn)頻繁，某些長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE的形成機(jī)制可能類似Es，與風(fēng)剪切有關(guān)［31］.

3.3 RSTE的地方時(shí)、高度變化特征及與SE分布的比較

在研究流星尾跡隨三亞地方時(shí)的歸一化分布時(shí)，選取24h記錄完整的時(shí)期，即2011年8月10—19日，同時(shí)剔除受強(qiáng)烈Es層影響以及誤判的RSTE事例，得到用于統(tǒng)計(jì)的最終數(shù)據(jù).在研究流星尾跡隨高度的歸一化分布時(shí)，將2011年8月觀測(cè)中受強(qiáng)烈Es層影響和誤判的數(shù)據(jù)剔除.此外，對(duì)應(yīng)時(shí)刻全天空流星雷達(dá)觀測(cè)的SE數(shù)據(jù)用于與RSTE進(jìn)行對(duì)比分析.

圖8a為2種流星尾跡發(fā)生率（RSTE和SE）隨三亞地方時(shí)的歸一化分布.總體上，2種流星尾跡的發(fā)生率表現(xiàn)出類似的地方時(shí)分布特征.但RSTE的歸一化分布在05∶00LT之后顯著小于SE的分布，17∶00LT之后逐漸超過(guò)SE的分布.RSTE以及SE的歸一化分布在03∶00—04∶00LT左右同時(shí)達(dá)到最大值，不同于Dyrud的觀測(cè)結(jié)果［32］.Dyrud觀測(cè)到SE和RSTE的數(shù)量分別在03∶00（Puerto－Rico地方時(shí)）與06∶00達(dá)到最大值.但整體上，SE的歸一化分布在02∶00—08∶00LT明顯高于其他時(shí)段.盡管三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)SE和RSTE的發(fā)生率分布具有類似的地方時(shí)變化特征，但每小時(shí)SE的絕對(duì)數(shù)目遠(yuǎn)多于RSTE，其原因之一是由于SE的觀測(cè)來(lái)自于流星尾跡對(duì)雷達(dá)信號(hào)的鏡面反射，而RSTE的觀測(cè)來(lái)源于流星尾跡中場(chǎng)向不規(guī)則體對(duì)雷達(dá)信號(hào)散射后的相干疊加，同時(shí)全天空流星雷達(dá)觀測(cè)模式所用波束寬遠(yuǎn)大于電離層相干散射觀測(cè)模式，這使得全天空流星雷達(dá)觀測(cè)模式觀測(cè)到的SE數(shù)目遠(yuǎn)多于相干散射觀測(cè)模式觀測(cè)到的RSTE.此外，進(jìn)入大氣中的流星只有少數(shù)能在合適的條件下產(chǎn)生場(chǎng)向不規(guī)則體，03∶00—04∶00LT左右流星數(shù)目達(dá)到最大值也為RSTE數(shù)量的增加提供了條件，這應(yīng)是03∶00—04∶00LT左右在觀測(cè)到SE最大值時(shí)，RSTE同時(shí)達(dá)到歸一化分布最大值的原因.

同時(shí)，圖8a顯示RSTE的歸一化分布比SE的歸一化分布變化更劇烈.每小時(shí)流星尾跡數(shù)目的最大值除以最小值可反映這種變化：RSTE為～18.0，而SE為～6.5，相差2.8倍，這與Dyrud的觀測(cè)結(jié)果基本一致［32］.雖然RSTE歸一化分布最大值發(fā)生的時(shí)刻與Dyrud的觀測(cè)不盡相同，但其歸一化分布的最小值都發(fā)生在昏側(cè).這是因?yàn)榈厍蛞浴?0km／s的速度公轉(zhuǎn)，隨著地球的公轉(zhuǎn)和自轉(zhuǎn)，處于昏側(cè)的流星體相對(duì)地球的運(yùn)動(dòng)速度比處于晨側(cè)的流星體小，晨側(cè)迎來(lái)較多流星，昏側(cè)流星尾跡歸一化分布則達(dá)到極小值.夜間RSTE數(shù)量明顯多于白天，可能是因?yàn)橐归g電離層背景電子濃度較低，流星速度普遍較低，可以穿透至更低高度，而低高度處不僅擴(kuò)散系數(shù)小而且產(chǎn)生的極化電場(chǎng)更強(qiáng)，為RSTE的發(fā)生提供了更有利的條件.這意味著三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)RSTE中的場(chǎng)向不規(guī)則體可能由梯度漂移不穩(wěn)定性所致［33－34］.

圖8 距離擴(kuò)展流星尾跡以及鏡面流星尾跡隨三亞地方時(shí)的歸一化分布（a）RSTE與SE隨地方時(shí)歸一化分布圖；（b）長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE與短持續(xù)時(shí)間RSTE隨地方時(shí)歸一化分布圖.Fig.8 Normalized distribution of RSTE and SE events with local time（a）The local time nomalized distribution of RSTE and SE；（b）The local time nomalized distribution of long－duration RSTEs and short－lived RSTEs.

圖8b為長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE與短持續(xù)時(shí)間RSTE事件的歸一化分布隨三亞地方時(shí)的變化特征.總體上，長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE與短持續(xù)時(shí)間RSTE的歸一化分布隨三亞地方時(shí)的變化表現(xiàn)出類似的特征，二者的歸一化分布同時(shí)在03∶00LT達(dá)到最大值，但長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE在05∶00LT出現(xiàn)另一個(gè)峰值，此后長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE的歸一化分布一直高于短持續(xù)時(shí)間RSTE，直至18∶00LT長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE的歸一化分布達(dá)到最小值且比同時(shí)刻短持續(xù)時(shí)間RSTE的歸一化分布低，隨后短持續(xù)時(shí)間RSTE的歸一化分布呈現(xiàn)快速上升趨勢(shì)，高于長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE.在地方時(shí)05∶00—06∶00LT期間，長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE的歸一化分布明顯高于短持續(xù)時(shí)間RSTE，表明長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE的產(chǎn)生受地球公轉(zhuǎn)－自轉(zhuǎn)的影響可能更為顯著.

圖9a為2種流星尾跡RSTE和SE的歸一化分布隨高度的變化特征.RSTE發(fā)生高度是利用單個(gè)RSTE發(fā)生的平均高度進(jìn)行表征.需要指出的是，全天空流星雷達(dá)模式觀測(cè)SE時(shí)，其探測(cè)高度范圍為70～120km，而相干散射模式觀測(cè)RSTE時(shí)，其探測(cè)高度范圍為74～184km.由圖9a可知，RSTE與SE事件隨高度的歸一化分布總體類似，RSTE主要發(fā)生在90～110km范圍，與計(jì)算機(jī)模擬結(jié)果一致［13］.這是因?yàn)楦咚俚牧餍求w進(jìn)入大氣后與大氣分子劇烈摩擦，當(dāng)流星體表面溫度達(dá)到～2500K后熔蝕過(guò)程開(kāi)始［5］.流星體墜落至這一高度范圍，中性分子數(shù)密度逐漸增大，加劇的摩擦將足夠多動(dòng)能轉(zhuǎn)換成熱能，產(chǎn)生離化尾跡，故流星尾跡一般出現(xiàn)在這一高度范圍.此外，圖9a清晰地顯示某些RSTE并不發(fā)生在此高度范圍內(nèi)，在小于85km以及大于140km處均有RSTE觀測(cè)，說(shuō)明RSTE的產(chǎn)生機(jī)制非常復(fù)雜，這種極低和極高高度上觀測(cè)的RSTE，需結(jié)合雷達(dá)干涉法進(jìn)行三維定位分析，開(kāi)展進(jìn)一步深入研究.

圖9 距離擴(kuò)展流星尾跡及鏡面流星尾跡隨高度的歸一化分布（a）RSTE與SE隨高度歸一化分布圖；（b）長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE與短持續(xù)時(shí)間RSTE隨高度歸一化分布圖.Fig.9 Normalized distribution of RSTE and SE events with height（a）The height nomalized distribution of RSTE and SE；（b）The height nomalized distribution of long－duration RSTEs and short－lived RSTEs.

圖9b為長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE與短持續(xù)時(shí)間RSTE的歸一化分布隨高度的變化特征.由圖可知，長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE比短持續(xù)時(shí)間RSTE分布更集中.在74～83km高度范圍內(nèi)，只存在短持續(xù)時(shí)間RSTE.這種極低高度上的短持續(xù)時(shí)間RSTE，可能來(lái)自于雷達(dá)波束旁瓣散射的信號(hào).長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE主要出現(xiàn)在83km高度以上，在92km高度附近達(dá)到極大值，隨后歸一化分布迅速降低.短持續(xù)時(shí)間RSTE在92～102km高度上歸一化分布達(dá)最大值.在大于140km高度，長(zhǎng)、短持續(xù)時(shí)間RSTE均有發(fā)生.

4 結(jié) 論

利用三亞VHF雷達(dá)的相干散射和全天空流星2種模式交替工作觀測(cè)的RSTE以及SE數(shù)據(jù)，給出了一種RSTE的自動(dòng)識(shí)別方法，分析了我國(guó)低緯RSTE的典型形態(tài)特征、產(chǎn)生過(guò)程及其可能的機(jī)制，并對(duì)RSTE與SE的地方時(shí)、高度分布特征進(jìn)行對(duì)比研究，結(jié)果表明：

（1）針對(duì)RSTE信號(hào)特點(diǎn)，采用數(shù)字圖像處理等方法可以較為準(zhǔn)確地自動(dòng)判定RSTE事件并記錄其信息，其正確識(shí)別率可達(dá)95%.但當(dāng)存在很強(qiáng)烈的Es回波信號(hào)時(shí)，常會(huì)增加誤判概率.此外，對(duì)長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE持續(xù)時(shí)間的判定，也可能存在低估現(xiàn)象.

（2）三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)的RSTE在形態(tài)上與高功率大孔徑雷達(dá)的觀測(cè)結(jié)果類似.對(duì)RSTE持續(xù)時(shí)間和發(fā)生高度的統(tǒng)計(jì)表明，流星尾跡回波中持續(xù)時(shí)間小于10s的短持續(xù)時(shí)間RSTE占RSTE總數(shù)的96%以上.RSTE主要發(fā)生在90～110km高度附近較窄的高度范圍內(nèi)，但在小于85km和大于140km高度也能觀測(cè)到.通常，長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE比短持續(xù)時(shí)間RSTE高度分布更集中，在74～83km高度范圍內(nèi)，只存在短持續(xù)時(shí)間RSTE.

（3）RSTE與SE數(shù)量具有類似的時(shí)間－高度歸一化分布特征，但SE數(shù)量遠(yuǎn)多于RSTE.RSTE和SE的歸一化分布在03∶00—04∶00LT左右同時(shí)達(dá)到最大值，但RSTE的歸一化分布在05∶00LT之后顯著小于SE的分布，17∶00LT之后逐漸超過(guò)SE.此外，長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE歸一化分布的日變化比短持續(xù)時(shí)間RSTE及SE更劇烈.相比短持續(xù)時(shí)間RSTE及SE，長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE歸一化分布的峰值更偏向晨側(cè)，這可能是受電離層背景電子濃度的日變化及地球公轉(zhuǎn)－自轉(zhuǎn)等因素的影響.

雖然本文對(duì)三亞VHF雷達(dá)觀測(cè)的RSTE的形態(tài)，持續(xù)時(shí)間和隨高度－時(shí)間的歸一化分布特征進(jìn)行了分析，并與同時(shí)的SE觀測(cè)結(jié)果進(jìn)行了比較.但對(duì)影響RSTE形態(tài)及分布特征的其他因素，如流星體墜落速度、背景電離層電子密度等如何影響RSTE的產(chǎn)生并未作深入分析.此外，在大于140km高度觀測(cè)的長(zhǎng)持續(xù)時(shí)間RSTE，并不能用正常高度范圍（90～110km）RSTE的產(chǎn)生機(jī)制解釋，這種高高度RSTE是否由流星體墜落過(guò)程中飛濺的流星微粒，經(jīng)低雜不穩(wěn)定性產(chǎn)生？這些問(wèn)題仍有待進(jìn)一步研究.

致 謝 感謝中國(guó)科學(xué)院地質(zhì)與地球物理研究所三亞空間環(huán)境綜合觀測(cè)研究站全體同事在VHF雷達(dá)建設(shè)和運(yùn)行中的辛勤付出.

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）

［1］ Pierce J A.Abnormal ionization in the E region of the ionosphere.Proc.Inst.Radio.Eng.，1938，26（7）：892－908.

［2］ Malhotra A，Mathews J D，Urbina J.Effect of meteor ionization on sporadic－E observed at Jicamarca.Geophys.Res.Lett.，2008，35（15），L15106，doi：10.1029／2008GL034661.

［3］ Dou X K，Xue X H，Li T，et al.Possible relations between meteors，enhanced electron density layers，and sporadic sodium layers.J.Geophys.Res.，2010，115（A6），A06311，doi：10.1029／2009JA014575.

［4］ Sellett A M.The effect of meteors on radio transmission through the Kennelly－Heaviside layer.Phys.Rev.，1931，37（12）：1668－1668.

［5］ Ceplecha Zdeněk，Boroviˇcka Jiˇrí，Elford W G，et al.Meteor phenomena and bodies.SpaceScienceReviews，1998，84（3－4）：327－471.

［6］ Jones J， Webster A R，Hocking W K.An improved interferometer design for use with meteor radars.Radio Sci.，1998，33（1）：55－65.

［7］ Holdsworth D A，Reid I M，Cervera M A.Buckland park all－sky interferometric meteor radar.RadioSci.，2004，39（5），RS5009，doi：10.1029／2003RS003014.

［8］ 沈金成，寧百齊，萬(wàn)衛(wèi)星等.全天空流星雷達(dá)相位差監(jiān)測(cè)分析方法研究.空間科學(xué)學(xué)報(bào)，2012，32（1）：75－84.Shen J C，Ning B Q，Wan W X，et al.Research on observing and analyzing phase differences of all－sky meteor radar.ChineseJ.SpaceSci.（in Chinese），2012，32（1）：75－84.

［9］ Zhou Q H，Mathews J D，Nakamura T.Implications of meteor observations by the MU radar.Geophys.Res.Lett.，2001，28（7）：1399－1402，doi：10.1029／2000GL012504.

［10］ Lovell A C B，Clegg J A.Characteristics of radio echoes from meteor trails：I.The intensity of the radio reflections and electron density in the trails.Proc.Phys.Soc.，1948，60（5）：491－498.

［11］ Chapin E，Kudeki E.Radar interferometric imaging studies of long－duration meteor echoes observed at Jicamarca.J.Geophys.Res.，1994，99（A5）：8937－8949.

［12］ Reddi C R，Sarma T V C，Rao P B.Spatial domain interferometric VHF radar observations of spread meteor echoes.J.Atmos.Sol.Terr.Phys.，2002，64（3）：339－347，doi：10.1016／S1364－6826（01）00107－9.

［13］ Dyrud L P，Oppenheim M M，Close S，et al.Interpretation of non－specular radar meteor trails.Geophys.Res.Lett.，2002，29（21）：8－1－8－4，doi：10.1029／2002GL015953.

［14］ Malhotra A，Mathews J D，Urbina J.A radio science perspective on long－duration meteor trails.J.Geophys.Res.，2007，112（A12），A12303，doi：10.1029／2007JA012576.

［15］ Close S， Oppenheim M， Hunt S，et al. Scattering characteristics of high－resolution meteor head echoes detected at multiple frequencies.J.Geophys.Res.，2002，107（A10）：1295，doi：10.1029／2002JA009253.

［16］ Oppenheim M M，Sugar G，Slowey N O，et al.Remote sensing lower thermosphere wind profiles using non－specular meteor echoes.Geophys.Res.Lett.，2009，36（9），L09817，doi：10.1029／2009GL037353.

［17］ Li G Z，Ning B Q，Hu L H，et al.A comparison of lower thermospheric winds derived from range spread and specular meteor trail echoes.J.Geophys.Res.，2012，117（A3），A03310，doi：10.1029／2011JA016847.

［18］ Ning B Q，Hu L H，Li G Z，et al.The first time observations of low－latitude ionospheric irregularities by VHF radar in Hainan.ScienceChina（TechnologicalSciences），2012，55（5）：1189－1197，doi：10.1007／s11431－012－4800－2.

［19］ Li G Z，Ning B Q，Patra A K，et al.Investigation of lowlatitude E and valley region irregularities：Their relationship to equatorial plasma bubble bifurcation.J.Geophys.Res.，2011，116（A11），A11319，doi：10.1029／2011JA016895.

［20］ Li G Z，Ning B Q，Abdu M A，et al.Precursor signatures and evolution of post－sunset equatorial spread－F observed over Sanya.J.Geophys.Res.，2012，117（A8），A08321，doi：10.1029／2012JA017820.

［21］ 寧百齊，李國(guó)主，胡連歡等.基于三亞VHF雷達(dá)的場(chǎng)向不規(guī)則體觀測(cè)研究：1.電離層E區(qū)連續(xù)性回波.地球物理學(xué)報(bào)，2013，56（3）：719－730.Ning B Q，Li G Z，Hu L H，et al.Observations on the fieldaligned irregularities using Sanya VHF radar：1.Ionospheric E－region continuous echoes.ChineseJ.Geophys.（in Chinese），2013，56（3）：719－730.

［22］ Farley D T.A plasma instability resulting in field－aligned irregularities in the ionosphere.J.Geophys.Res.，1963，68（22）：6083－6097.

［23］ Buneman O.Excitation of field aligned sound waves by electron streams.Phys.Rev.Lett.，1963，10（7）：285－287.

［24］ Simon A.Instability of a partially ionized plasma in crossed electric and magnetic fields.Phys.Fluids.，1963，6（3）：382－388.

［25］ Hoh F C.Instability of Penning－type discharges.Phys.Fluids，1963，6（8）：1184－1191.

［26］ Oppenheim M M， vom Endt A F， Dyrud L P.Electrodynamics of meteor trail evolution in the equatorial E－region ionosphere.Geophys.Res.Lett.，2000，27（19）：3173－3176，doi：10.1029／1999GL000013.

［27］ Dyrud L P，Oppenheim M M，vom Endt A F.The anomalous diffusion of meteor trails.Geophys.Res.Lett.，2001，28（14）：2775－2778，doi：10.1029／2000GL012749.

［28］ Schlegel K.Coherent backscatter from ionospheric E－region plasma irregularities.J.Atmos.Terr.Phys.，1996，58（8）：933－941.

［29］ Dyrud L P，Kudeki E，Oppenheim M .Modeling long duration meteor trails.J.Geophys.Res.，2007，112（A12），A12307，doi：10.1029／2007JA012692.

［30］ Oppenheim M M，Sugar G，Bass E，et al.Day to night variation in meteor trail measurements：Evidence for a new theory of plasma trail evolution.Geophys.Res.Lett.，2008，35（3），L03102，doi：10.1029／2007GL032347.

［31］ Chu Y H，Wang C Y.Interferometry observations of VHF backscatter from plasma irregularities induced by meteor in sporadic E region.Geophys.Res.Lett.，2003，30（24）：2239，doi：10.1029／2003GL017703.

［32］ Dyrud L P，Denney K，Urbina J，et al.The meteor flux：it depends how you look.Earth，MoonPlanets，2005，95（1）：89－100.

［33］ Hinrichs J，Dyrud L P，Urbina J.Diurnal variation of nonspecular meteor trails.AnnalesGeophysicae，2009，27（5）：1961－1967.

［34］ Oppenheim M M，Sugar G，Bass E，et al.Day to night variation in meteor trail measurements：Evidence for a new theory of plasma trail evolution.Geophys.Res.Lett.，2008，35（3），L03102，doi：10.1029／2007GL032347.