兩種靜日曲線推算方法生成宇宙噪聲吸收Keogram二維演化特征的比較研究

何昉，胡紅橋，楊惠根，胡澤駿

1 中國極地研究中心，國家海洋局極地科學(xué)重點實驗室，上海 200136

2 中國科學(xué)院地質(zhì)與地球物理研究所，地球與行星物理重點實驗室，北京 100029

1 引言

電離層對無線電波吸收的研究已持續(xù)多年，多種實驗手段也已被用來對電離層的吸收進行實驗觀測.其中之一就是利用宇宙噪聲接收機對穿過電離層的宇宙背景噪聲的吸收進行觀測測量.

實際上，從20世紀60年代開始，宇宙噪聲接收機就被用來研究宇宙噪聲吸收（CNA）（Little and Leinbach，1959；Lusignan，1960；Abdu et al.，1967，1973；Nishino et al.，1993，2002，2006）.宇宙噪聲吸收主要發(fā)生在電離層中高度較低的D層.受宇宙噪聲的作用，D層的自由電子會產(chǎn)生運動.由于D層的中性分子密度很高，D層高度上較高的電子碰撞頻率會導(dǎo)致運動中的自由電子將更多能量傳遞給其他粒子，從而導(dǎo)致了宇宙噪聲的吸收（Browne et al.，1995）.

Yamagishi等（2000）的研究表明，在利用多臺站對極光吸收運動趨勢的聯(lián)合觀測中，對于吸收區(qū)運動判定的時間尺度在分鐘量級，吸收區(qū)域的在二維空間連續(xù)與否對于極向運動速度的計算和整體運動方向的判斷都有著至關(guān)重要的作用.之后，Wilson等（2002）以及 Hargreaves等（2007）的研究中均利用二維空間極光吸收圖樣反演得到了吸收的運動速度和趨勢特征.其表明，一個可信的CNA吸收圖樣對于確定宇宙噪聲吸收的運動學(xué)特征而言具有十分重要的意義.而CNA的計算需要基于地磁活動平靜條件下電離層對宇宙噪聲吸收基線的測量，因此如何得到一個可靠的靜日曲線（QDC）便顯得尤為重要.事實上，自20世紀60年代以來隨著宇宙噪聲接收機在電離層吸收觀測中的廣泛使用，已有很多學(xué)者對生成QDC的方法進行過研究（Mitra and Shain，1953；Steiger and Warmick，1961；Fredriksen and Dyce，1960；Heisler and Hower，1967；Armstrong et al.，1977；Krishnaswamy et al.，1985；Moro et al.，2012）.但由于宇宙噪聲接收機探測到的宇宙噪聲具有很強的周日變化和季節(jié)變化，同時，太陽及地磁活動以及人為的電磁干擾對接收到的宇宙噪聲都有很強的影響，最終二者會在很大程度上左右QDC的計算結(jié)果，因此人們對如何生成一個可靠的QDC方法上始終沒有達成共識.近期有關(guān)于QDC推算方法的討論見Tanaka等（2007）與 He等（2014）的文章.前者在保證數(shù)據(jù)量的前提下，不考慮人為干擾和地磁場擾動的影響，以取均值和方差的方法進行有效數(shù)據(jù)的判定和篩選，最后以經(jīng)驗公式得到最終的QDC；而后者以Kp指數(shù)作為地磁活動判據(jù)，僅保留地磁活動平靜時段的數(shù)據(jù)，并消除人為干擾，利用頻譜濾波方法消除高階項后得到最終的QDC.

另一方面，由于地球磁場的存在，宇宙噪聲吸收的觀測在中低緯地區(qū)存在著諸多的困難（Nikte et al.，2014），但在高緯地區(qū)卻有較好的觀測效果.中國南極中山站由于其白天位于極隙區(qū)，夜間位于極蓋區(qū)的地理位置，使其成為極區(qū)電離層宇宙噪聲吸收對空間天氣響應(yīng)觀測中的一個重要的站點.宇宙噪聲吸收對于空間天氣響應(yīng)具有特殊性，能量較高的粒子才能沉降到高度較低的D層引起電離層吸收效應(yīng).因此，較為典型的電離層吸收事件往往伴隨著強烈的空間天氣事件而發(fā)生.

2012年7月12日16∶53UT左右，太陽出現(xiàn)了X1.4級的耀斑爆發(fā)事件，隨后發(fā)生了日冕物質(zhì)拋射（CME）.CME于14日18∶00UT左右到達地球.最近已有文章對此次事件進行了報導(dǎo)（M?stl et al.，2014；Cheng et al.，2014），但這些報導(dǎo)主要集中于對太陽和CME的觀測結(jié)果的分析和討論，而有關(guān)地球高緯電離層對此次太陽活動事件中的響應(yīng)報導(dǎo)并不多見.

在這里，我們提取了2012年7月14日太陽活動事件中太陽風(fēng)到達地球時南極中山站成像式宇宙噪聲接收機觀測到的電離層對宇宙噪聲吸收數(shù)據(jù)，利用前述兩種QDC推算方法，計算得到宇宙噪聲吸收的Keogram圖像.對結(jié)果進行了比較討論，評估了兩種方法在太陽活動事件中描述宇宙噪聲吸收的二維水平方向空間變化時的優(yōu)劣.

2 中山站成像式宇宙噪聲接收機

數(shù)據(jù)來源自南極中山站成像式宇宙噪聲接收機（地理坐標為69.4°S，76.4°E）在2012年的連續(xù)觀測數(shù)據(jù).其天線陣列由64副半波偶極子天線組成，按地磁南北和東西方向排列成8×8的天線方陣.天線被動接收來自宇宙的背景噪聲，工作頻率為38.2MHz，采樣率為1s.64個波束上接收到的宇宙噪聲的幅值電壓通過模數(shù)轉(zhuǎn)換，化為二進制數(shù)值存為數(shù)據(jù)文件.接收機模擬端的采樣電壓范圍為－10V～＋10V.模數(shù)轉(zhuǎn)換位數(shù)為12個比特位，即－2048～2047，采樣電壓分辨率為0.00488V.

中山站成像式宇宙噪聲接收機接收天線陣的64條波束在90km高度的波瓣方向由圖1給出，圖1同時也示出了天線陣列所對應(yīng)的地球磁場方向.

3 太陽活動事件

圖2給出了第1節(jié)中所述的太陽活動事件中，2012年7月14日至16日間ACE衛(wèi)星所觀測到的太陽風(fēng)動壓、行星際磁場條件以及世界數(shù)據(jù)中心發(fā)布的AE、SYM－H指數(shù)的變化曲線.

由圖2可見，在2012年7月14日18∶20UT CME到達地球之前，太陽風(fēng)動壓、行星際磁場以及AE和SYM－H指數(shù)均處于平靜狀態(tài).在18∶20UT CME到達地球之后，上述參量均出現(xiàn)了劇烈的跳變，而行星際磁場Bz（圖2d）分量繼續(xù)南北向來回震蕩，至15日06∶00UT才完全轉(zhuǎn)為南向，SYM－H指數(shù)也隨之轉(zhuǎn)負，直到15日0900UT左右SYM－H指數(shù)到達最小值－130nT附近，形成了一次強磁暴.

圖1 90km高度處南極中山站成像式宇宙噪聲接收機天線陣波瓣方向圖（x表示中山站所在位置，＋表示波瓣中心位置）Fig.1 The lobe pattern of the Imager Riometer antenna array at Zhongshan Station，Antarctica at the height of 90km（symbols of“x”and“＋”represent the locations of Zhongshan Station and the lobe center respectively）

圖2 2012年7月14—16日太陽風(fēng)、行星際磁場以及 AE，SYM－H 參數(shù).（a）｜B｜，（b）Bx，（c）By，（d）Bz，（e）太陽風(fēng)速度，（f）太陽風(fēng)動壓，（g）AE指數(shù)，（h）SYM－H 指數(shù)Fig.2 An overview of the solar wind and IMF conditions measured by the ACE satellite and AE，SYM－Hindex provided by World Data Center from July 14，2012to July 16，2012、（a）｜B｜，（b）Bx，（c）By，（d）Bz，（e）solar wind speed，（f）solar wind dynamic pressure，（g）AE index，（h）SYM－Hindex

4 觀測結(jié)果與討論

QDC是計算CNA的基礎(chǔ)，而QDC的推算均依賴于前后共30天左右的觀測數(shù)據(jù)（Mitra and Shain，1953；Steiger and Warmick，1961；Tanaka et al.，2007；He et al，2014）.成像式宇宙噪聲接收機的優(yōu)點之一在于其能24h不間斷地進行全天候觀測，在2012年7月期間，南極中山站成像式宇宙噪聲接收機獲得了完整的觀測數(shù)據(jù).為了評估比較QDC推算方法在吸收事件中的適用情況，以上述事件的數(shù)據(jù)為基礎(chǔ)，利用前述兩種QDC推算方法（Tanaka et al.，2007；He et al.，2014），分別在恒星日分割下推算得到2012年7月4條中心波束的QDC，如圖3所示.基于圖3的QDC，計算得到隨恒星日時間變化的CNA曲線.還原至世界時坐標后，得到如圖4所示的4條中心波束在2012年7月14日的吸收曲線.

由圖4可以看到，基于兩種不同QDC推算方法得到的CNA曲線在這4條中心波束上均呈現(xiàn)出相似的變化趨勢，但由于4條波束指向不同的天頂區(qū)域，在細節(jié)變化上并不完全相同.在CME到達地球時的18∶20UT附近有一個明顯的吸收尖峰出現(xiàn)，而19∶20UT附近有兩個明顯的吸收尖峰出現(xiàn).據(jù)此，對18：10—18：50UT和1910—1950UT兩個時段64條波束上的吸收數(shù)據(jù)進一步進行二維空間結(jié)構(gòu)分析.

成像式宇宙噪聲接收機較之寬波束宇宙噪聲接收機的優(yōu)勢之一就在于其能描述吸收區(qū)域在水平面上的二維運動趨勢.由于天線陣的波瓣沿著地磁南北和東西方向排列，因此能直觀地反映電離層吸收區(qū)域沿地球磁場東西和南北方向的運動.為比較兩種不同QDC生成方法對生成的宇宙噪聲吸收圖樣描述的差異，沿南北方向和東西方向提取電離層二維空間吸收圖樣中經(jīng)過天頂中心的橫縱各8條波束數(shù)據(jù)，基于前述兩種QDC推算方法，沿時間軸依次列出上述所選擇的波束數(shù)據(jù)，以不同色彩表示吸收數(shù)值的大小，得到二維宇宙噪聲吸收的Keogram.18∶10—18∶50UT與19∶10—19∶50UT兩個時段的Keogram如圖5和圖6所示.

圖5和圖6給出了基于2種不同QDC生成的CNA二維圖樣，沿地磁南北向和東西向所提取得到的Keogram，其中縱坐標 MN、MS、MW、ME分別代表地磁的北、南、西、東四個方向，圖中不同顏色區(qū)段表示電離層對38.2MHz宇宙噪聲吸收的大小.根據(jù)圖中吸收區(qū)域隨時間的變化，可判斷吸收區(qū)域在水平面的二維運動方向.

圖5和圖6分別代表了緊跟磁層亞暴急始的2個吸收事件，而在這兩個事件中，其各自又存在著相對獨立的吸收區(qū)域.對比圖5a和圖6a，以及圖5c和圖6c可見不同的QDC方法下，事件1中的兩個吸收區(qū)域（18∶24UT，18∶33UT）較之事件2的兩個吸收區(qū)域（19∶25UT，19∶29UT）呈現(xiàn)出范圍和強度更大的強吸收，這與圖4中一維吸收變化曲線一致.而其中吸收事件1中18∶24UT附近的吸收區(qū)域范圍最廣，其對應(yīng)于中山站的磁地方時為20∶24MLT，位于夜側(cè).其出現(xiàn)的時間緊跟AE指數(shù)的突然增強之后，這表明該突然增強吸收區(qū)域的出現(xiàn)與磁層亞暴的急始相關(guān)，引起吸收的源應(yīng)來自于磁尾的高能粒子沉降導(dǎo)致的D層電子密度增強.

由圖5c中可以看到18∶28—18∶32UT之間的弱吸收帶將18∶24UT的吸收區(qū)域與18∶33UT的吸收區(qū)域之間相互連接起來，表明這可能是一系列連續(xù)的吸收事件，而圖5a中對應(yīng)區(qū)域中所表示結(jié)果更傾向于上述兩個吸收區(qū)域是獨立的，其關(guān)聯(lián)的結(jié)構(gòu)并不明顯.這表明兩種QDC方法生成的CNA Keogram在解讀吸收過程的空間變化上存在著差異.

圖3 兩種方法得到的2012年7月南極中山站宇宙噪聲接收機中心4條波束的QDC曲線（N：地磁北，E：地磁東）Fig.3 QDCs of the 4most central beams of the Imager Riometer at Zhongshan Station derived for July 2012 based on He′s technique（solid line）and Tanaka′s technique（dashed line）（N：North，E：East）

圖4 兩種不同QDC方法得到的2012年7月14日南極中山站宇宙噪聲接收機中心4條波束的吸收日變化曲線（N：地磁北，E：地磁東）Fig.4 The Imager Riometer CNA of the four central beams on 14th July，2012derived from two different QDC techniques at Zhongshan Station，Antarctica.（N：North，E：East）

而在圖5d中可以看到18∶24UT強吸收區(qū)域出現(xiàn)之前的18∶01—18∶21UT，天頂中心區(qū)域的東西兩側(cè)已出現(xiàn)了兩個1.5dB左右的弱吸收區(qū)域，并一直持續(xù)存在，在18∶24UT時突然增強、擴大、最后合并.而在圖5b中，強吸收事件18∶24UT出現(xiàn)之前的18∶10—18∶21UT，天頂中心以東的吸收區(qū)域并未出現(xiàn)，18∶24UT的強吸收區(qū)域的出現(xiàn)更傾向于突然點亮然后西向移動的過程.圖5d的18∶26—18∶29UT期間，合并增強后的吸收區(qū)域東向移動并減弱消失之后，在18∶30UT重新在天頂中心的東西兩側(cè)出現(xiàn)了兩個2dB左右的吸收增強區(qū)域，之后這2個區(qū)域再次增強擴大并于18∶33UT在天頂附近形成了強吸收區(qū).而在圖5b中18∶30UT并未出現(xiàn)上述的兩個獨立的吸收增強區(qū)域，而是呈現(xiàn)了過天頂?shù)膹娙踺^為平均的帶狀結(jié)構(gòu).

圖5 基于2種不同QDC生成方法得到的18∶10—18∶50UT吸收事件的Keogram（a）南北向（Tanaka的方法）；（b）東西向（Tanaka的方法）；（c）南北向（He的方法）；（d）東西向（He的方法）.Fig.5 The CNA Keogram generated by two different QDC techniques at Zhongshan Station，Antarctica during 18∶10—18∶50UT（a）Geomagnetic South to North（Tanaka′s technique）；（b）Geomagnetic East to West（Tanaka′s technique）；（c）Geomagnetic South to North（He′s technique）；（d）Geomagnetic East to West（He′s technique）.

在夜側(cè)，由于引起極光和宇宙噪聲吸收增強的原因均主要來自于磁尾的高能粒子沉降，因此，極光在空間的二維變化對于粒子沉降事件的確定和區(qū)分具有較好的參考性.這里我們引入上述事件時段中山站同地觀測到的波長為557.7nm的全天空極光Keogram如圖7所示，以考察CNA多個吸收事件之間的關(guān)聯(lián)性.

由圖7a和圖7b可以看到，與圖5類似，在18∶23UT附近極光強度突然增強，直到18∶38UT極光弧大部分離開視場.在整個過程中，極光弧有復(fù)雜的運動趨勢，較為明顯的是圖7a中18∶30—18∶36UT極光弧的赤道向移動軌跡，這與圖5c中對應(yīng)時段的CNA二維移動趨勢相吻合.同時，從圖7a和圖7b可以看到，18∶23—18∶38UT時段內(nèi)的極光活動事件是一次完整的極光弧在視場中的運動事件，而非分立的兩次事件.因此，較之圖5a而言，圖5c中18∶28—18∶32UT之間的弱吸收帶更能體現(xiàn)出與極光活動相近的CNA空間吸收二維變化.

圖6 基于2種不同QDC生成方法得到的19∶10—19∶50UT吸收事件的Keogram（a）南北向（Tanaka的方法）；（b）東西向（Tanaka的方法）；（c）南北向（He的方法）；（d）東西向（He的方法）.Fig.6 The CNA Keogram generated by two different QDC techniques at Zhongshan Station，Antarctica during 19∶10—19∶50UT（a）Geomagnetic South to North（Tanaka′s technique）；（b）Geomagnetic East to West（Tanaka′s technique）；（c）Geomagnetic South to North（He′s technique）；（d）Geomagnetic East to West（He′s technique）.

而在圖6a和圖6c中，2種QDC方法下得到的Keogram均表現(xiàn)出了19∶23—19∶31UT的吸收的空間結(jié)構(gòu)有明顯的磁赤道向的運動.吸收區(qū)域出現(xiàn)于19∶23UT，并開始往北赤道向移動，在19∶27UT左右到達最北端后，開始往回極向運動.而在圖6b和圖6d東西方向上，吸收區(qū)域分別在19∶25UT和19∶30UT均呈現(xiàn)出兩次東向漂移運動.在圖6d中的19∶14—19∶18UT時段內(nèi)在天頂東西兩側(cè)存在明顯的1.8dB左右的吸收區(qū)域的增強和減弱的過程，而在圖6b中對應(yīng)區(qū)域的吸收結(jié)構(gòu)并不存在.在19∶43—19∶47UT時段圖6d中天頂以東再次出現(xiàn)了約為1.8dB的吸收結(jié)構(gòu)，同樣這種結(jié)構(gòu)在圖6b中沒有得到反映.

圖7 中山站同地全天空極光成像儀協(xié)同觀測得到的Keogram（波長：557.7nm）（a）南北向18∶09—18∶49UT；（b）東西向18∶09—18∶49UT；（c）南北向19∶10—19∶50UT；（d）東西向19∶10—19∶50UT.Fig.7 The auroral Keogram （wavelength：557.7nm）obtained by all sky camera at Zhongshan Station，Antarctica（a）Geomagnetic South to North，18∶09—18∶49UT；（b）Geomagnetic East to West，18∶09—18∶49UT；（c）Geomagnetic South to North，19∶10—19∶50UT；（d）Geomagnetic East to West，19∶10—19∶50UT.

對比圖7c和圖7d，19∶23—19∶31UT的極光圖樣也有明顯的北向赤道方向的運動和隨后的極向運動的過程.同時，在19∶13—19∶30UT的整個事件當中，極光的活動表現(xiàn)為多條弧連續(xù)在視場中運動.因此與圖6c與圖6d所表現(xiàn)出的吸收區(qū)域的變化更為一致.

簡而言之，對在2012年7月14日18∶10—18∶50UT和19∶10—19∶50UT兩個吸收時段中，利用不同2種QDC推算方法得到的CNA Keogram進行了分析后，發(fā)現(xiàn)在18∶23—18∶28UT，18∶32—18∶35UT，19∶23—19∶31UT三個時段中出現(xiàn)強度較大的吸收區(qū)域，基于兩種QDC方法得到的Keogram均能較為一致地反映吸收區(qū)域的二維運動情況.而在18∶10—18∶21UT，18∶29—18∶32UT，19∶14—19∶18UT，19∶43—19∶47UT時段中，有強度較小吸收區(qū)域出現(xiàn)，這些弱吸收區(qū)域與同地觀測到的極光運動特征相關(guān).基于Tanaka方法生成的Keogram并不能很好地反映出這些強度較小的吸收區(qū)域以及與極光運動的相關(guān)特性，而基于He等提出的QDC方法生成的Keogram可以較好地反映出這些弱吸收區(qū)域及其運動趨勢.

5 結(jié)論

對于吸收事件而言，由于弱吸收區(qū)域往往是連接兩次看似獨立的強吸收事件的通道，它的存在對于判定相鄰的兩次吸收事件是否相互關(guān)聯(lián)至關(guān)重要（Yamagishi et al.，2000；Wilson and Stocker，2002；Hargreaves et al.，2007），對于了解電離層對宇宙噪聲吸收的動態(tài)過程具有重要的意義.利用中國南極中山站成像式宇宙噪聲接收機的觀測數(shù)據(jù)，對2012年7月12—14日太陽活動期間，電離層對宇宙噪聲的吸收進行了研究.對近期提出的兩種不同的QDC方法在宇宙噪聲吸收的Keogram生成結(jié)果上進行了分析比較.比較表明，就此次太陽活動事件而言，兩種不同的QDC方法生成的Keogram呈現(xiàn)出相似的變化特征，強吸收區(qū)域的出現(xiàn)時間和變化過程在兩類Keogram上都能得到一致的反映.但較之Tanaka的方法，He的方法在保證突顯強吸收區(qū)域的基礎(chǔ)上，能更清晰地反應(yīng)出弱吸收區(qū)域與強吸收區(qū)域相互演化的空間二維過程，同時與同地極光觀測結(jié)果符合得更好.因此，對于判斷D層吸收區(qū)域的二維空間水平變化動態(tài)過程具有更好的效果.致謝 感謝中國第28次南極考察隊采集的Riometer數(shù)據(jù).ACE衛(wèi)星數(shù)據(jù)由CDAWEB發(fā)布（http：／／cdaweb.gsfc.nasa.gov／），相關(guān)地磁數(shù)據(jù)由京都大學(xué)World Data Center for Geomagnetism提供 （http：／／wdc.kugi.kyoto－u.ac.jp／wdc／expdata.html），在此一并表示感謝.

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