徐永華，汪 敏，郝龍飛，李志玄，董 亮，董 江，郭少杰

（1.中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)，云南昆明 650011；2.中國(guó)科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，云南昆明 650011）

太陽(yáng)低頻射電干涉陣的構(gòu)建仿真*

徐永華，汪 敏，郝龍飛，李志玄，董 亮，董 江，郭少杰

（1.中國(guó)科學(xué)院云南天文臺(tái)，云南昆明 650011；2.中國(guó)科學(xué)院天體結(jié)構(gòu)與演化重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，云南昆明 650011）

介紹了低頻射電干涉陣的發(fā)展情況、研究領(lǐng)域，討論了國(guó)際上的LOFAR、LWA和MWA等低頻射電項(xiàng)目。借鑒當(dāng)今的低頻射電項(xiàng)目，結(jié)合云南的地理和太陽(yáng)射電優(yōu)勢(shì)，設(shè)想在云南省內(nèi)構(gòu)建一個(gè)太陽(yáng)低頻射電干涉陣，觀測(cè)頻率在30MHz～250MHz范圍內(nèi)，文中仿真了太陽(yáng)低頻射電干涉陣（4臺(tái)站），比較和分析了通過(guò)優(yōu)化算法得到的陣列的UV覆蓋、臟束（Dirty beam）；討論了低頻射電干涉陣的觀測(cè)模式、射電干擾、低頻射電成像等問(wèn)題；分析低頻射電陣在觀測(cè)太陽(yáng)爆發(fā)性活動(dòng)產(chǎn)生的日冕物質(zhì)拋射（Coronal Mass Ejections，CME）、耀斑、射電爆發(fā)的可能性；通過(guò)上述的仿真和分析構(gòu)建太陽(yáng)低頻射電干涉陣面臨的問(wèn)題，可以為今后建立陣列提供依據(jù)。

太陽(yáng)；低頻射電；干涉原理；臟束；UV覆蓋；成像

從20世紀(jì)中期逐漸發(fā)展起來(lái)的射電天文，每一次新的射電窗口打開(kāi)都為空間科學(xué)的發(fā)展提供了新的機(jī)遇，并且有許多重大發(fā)現(xiàn)，低頻射電波段是新的重要觀測(cè)波段和研究窗口，不排除存在其它預(yù)想之外的全新天文、物理現(xiàn)象的可能。歐美等國(guó)正在發(fā)展LOFAR（Low-Frequency Array for Radio astronomy）［1］（10～240 MHz）、LWA（Long Wavelength Array）［2］（10～88 MHz）和MWA（The Murchison Widefield Array）［3］（80～300MHz）等低頻射電項(xiàng)目，研究領(lǐng)域包括宇宙學(xué)和再電離時(shí)期銀河系的巡天、星系及星際介質(zhì)、超高能粒子的探測(cè)、太陽(yáng)爆發(fā)及日冕拋射物等以及開(kāi)展空間天氣監(jiān)測(cè)與研究，可以預(yù)見(jiàn)低頻射電觀測(cè)將為當(dāng)今重大科學(xué)課題帶來(lái)新的視野，并帶來(lái)新的發(fā)現(xiàn)。

目前，科學(xué)家正制定一項(xiàng)龐大的計(jì)劃，建造一個(gè)巨型射電望遠(yuǎn)鏡陣列，占地面積相當(dāng)于一個(gè)大陸，能夠揭示行星和星系的誕生和暗能量的謎團(tuán)，同時(shí)也可用于搜尋地外文明發(fā)出的信號(hào)。這個(gè)巨型射電望遠(yuǎn)鏡陣列名為“平方千米陣列”（SKA）。平方千米陣列的靈敏度是現(xiàn)有射電望遠(yuǎn)鏡陣列的50倍，解析度是后者的100倍［4］。我國(guó)適時(shí)開(kāi)展相應(yīng)的技術(shù)開(kāi)發(fā)和設(shè)備研制，緊跟國(guó)際發(fā)展，開(kāi)展新波段觀測(cè)研究，全面提高我國(guó)的天文研究水平和國(guó)際競(jìng)爭(zhēng)力。

選擇在我國(guó)射電天文中極少涉及的低頻段（30MHz～250MHz），開(kāi)展單天線、綜合孔徑陣和長(zhǎng)基線干涉測(cè)量研究，不僅可以縮短我國(guó)同國(guó)際上相關(guān)領(lǐng)域的差距，而且加強(qiáng)我國(guó)在相關(guān)領(lǐng)域和國(guó)際上的合作。本文通過(guò)結(jié)合云南天文臺(tái)前期射電選址結(jié)果和云南天文臺(tái)在太陽(yáng)射電多年的研究成果，模擬以昆明、沾益、麗江、迪慶4臺(tái)站的太陽(yáng)射電低頻陣，最短基線長(zhǎng)度為125 km，最長(zhǎng)基線長(zhǎng)度為464 km，文中仿真干涉陣的UV覆蓋、臟束（Dirty beam）。低頻射電孔徑成像首先面臨的問(wèn)題是電離層擾動(dòng)帶來(lái)的相位不穩(wěn)定，如果不能實(shí)時(shí)消除這些擾動(dòng)，將無(wú)法獲得干涉圖像。利用獲得的射電干涉圖像可以對(duì)太陽(yáng)爆發(fā)性活動(dòng)產(chǎn)生的日冕物質(zhì)拋射、高能粒子流、激波等現(xiàn)象的動(dòng)力學(xué)過(guò)程和傳播特性給出自洽描述，文中還討論了低頻射電孔徑成像面臨的問(wèn)題和解決方法。

1 太陽(yáng)低頻射電干涉陣

目前國(guó)際上有LOFAR、LWA和MWA等低頻射電陣，其觀測(cè)頻率的范圍分別為10～240MHz、10～88MHz、80～300 MHz。LOFAR的天線陣結(jié)構(gòu)螺旋形，共有50個(gè)臺(tái)站，其中20個(gè)遠(yuǎn)程臺(tái)站，LOFAR的一個(gè)陣列有足球場(chǎng)一般大小，由多達(dá)25 000個(gè)全方位接收天線組成，如此一來(lái)更高的靈敏度和清晰度便輕而易舉地達(dá)到；其觀測(cè)頻率范圍在30～240MHz，基線長(zhǎng)度可以達(dá)到470 km，提高低頻陣的空間分辨率；LOFAR全方位的觀測(cè)規(guī)模和極高的靈敏度使它可以放眼于非常廣袤的天際，尤其適于追蹤那些轉(zhuǎn)瞬即逝或信號(hào)微弱的宇宙事件；太陽(yáng)物理和空間天氣是LOFAR的眾多研究方向之一，LOFAR的太陽(yáng)研究包括太陽(yáng)活動(dòng)的日常監(jiān)視、太陽(yáng)爆發(fā)等快速現(xiàn)象的及時(shí)響應(yīng)與監(jiān)測(cè)。

云南天文臺(tái)在太陽(yáng)射電觀測(cè)領(lǐng)域有著數(shù)十年的技術(shù)和研究成果，因此低頻射電干涉陣的研究以太陽(yáng)物理為起點(diǎn)，逐步擴(kuò)展其研究方向。我國(guó)不僅可以緊跟國(guó)際低頻射電的發(fā)展潮流，而且逐步掌握低頻射電的各項(xiàng)技術(shù)，特別是低頻成像技術(shù)。

云南省所處的地理位置靠近赤道，可觀測(cè)時(shí)間長(zhǎng)。選擇昆明、麗江、沾益、迪慶（新的太陽(yáng)觀測(cè)基地）4臺(tái)站構(gòu)成低頻射電干涉。首先選擇4個(gè)臺(tái)站的原因是可以進(jìn)行幅度校正、相位校正，3個(gè)臺(tái)站僅可以做相位校正；通過(guò)結(jié)合前期的選址結(jié)果和云南天文臺(tái)現(xiàn)有的觀測(cè)臺(tái)站，充分考慮UV覆蓋、空間分辨率等技術(shù)要求。4臺(tái)站之間最短基線長(zhǎng)度為125 km，最長(zhǎng)基線長(zhǎng)度為464 km。

利用太陽(yáng)低頻射電陣獲得太陽(yáng)的圖像，并結(jié)合NASA的SDO（Solar Dynamics Observatory）、ALMA（Atacama Large Millimeter Array）等太陽(yáng)圖像，可以更好地分析太陽(yáng)爆發(fā)性活動(dòng)產(chǎn)生的日冕物質(zhì)拋射、高能粒子流、激波等現(xiàn)象的動(dòng)力學(xué)過(guò)程，成為空間天氣預(yù)報(bào)的有力工具。

1.1 臺(tái)站無(wú)線電環(huán)境

選擇一個(gè)受無(wú)線電傳輸干擾極小的射電觀測(cè)臺(tái)址是非常重要的，電磁干擾直接影響觀測(cè)的數(shù)據(jù)質(zhì)量。由于射電干涉陣在低頻波段范圍內(nèi)工作，最大的干擾訊號(hào)是調(diào)頻廣播和電視臺(tái)，選擇遠(yuǎn)離城市的臺(tái)址可以保證所受干擾最小，另外也可以采用各種射電去干擾方法（例如循環(huán)平穩(wěn)模型）［5-7］，提高觀測(cè)數(shù)據(jù)的質(zhì)量。文中選取的觀測(cè)臺(tái)站均遠(yuǎn)離喧鬧的城市，分別對(duì)各個(gè)臺(tái)站的無(wú)線電環(huán)境進(jìn)行了監(jiān)測(cè)。

1.2 太陽(yáng)低頻射電干涉陣搭建和研究方向

設(shè)想中的太陽(yáng)低頻射電干涉陣，工作頻率范圍為30MHz～250MHz，時(shí)間分辨率為10ms，頻率分辨率0.1～1MHz可調(diào)，角分辨率優(yōu)于30″；由4個(gè)臺(tái)站昆明、沾益、麗江、迪慶和一個(gè)數(shù)據(jù)處理中心組成，子站由64個(gè)振子天線（單個(gè)振子增益達(dá)到6 dB），64單元振子陣列合成增益達(dá)到22 dB（理想值為24 dB），干涉陣列的最長(zhǎng)基線長(zhǎng)度為464 km，分辨能力將達(dá)到0.19″。

太陽(yáng)是一個(gè)強(qiáng)射電源，伴隨著耀班、日冕物質(zhì)拋射會(huì)產(chǎn)生大射電爆。在低頻射電上測(cè)到的太陽(yáng)輻射主要來(lái)自日冕的中、上層，因此低頻射電干涉陣列是研究日冕物質(zhì)拋射的理想工具。它的成像能力有助于判斷日冕物質(zhì)拋射是否會(huì)擊中地球，這使低頻射電陣成為空間天氣預(yù)報(bào)的有力工具［8-9］。

太陽(yáng)射電低頻干涉陣的低頻高靈敏度、高分辨率的太陽(yáng)日冕射電觀測(cè)研究以及其他關(guān)聯(lián)的天文觀測(cè)研究，填補(bǔ)了東半球低頻射電干涉測(cè)量的天文地面設(shè)備以及觀測(cè)研究的空白。目前國(guó)際上的低頻太陽(yáng)射電望遠(yuǎn)鏡都處于建設(shè)之中，建成后獲得太陽(yáng)的圖像，就可以對(duì)輻射源區(qū)的位置給出明確的信息，并對(duì)太陽(yáng)爆發(fā)性活動(dòng)產(chǎn)生的日冕物質(zhì)拋射、高能粒子流、激波等現(xiàn)象的動(dòng)力學(xué)過(guò)程和傳播特性給出自洽描述，同時(shí)開(kāi)展空間天氣預(yù)報(bào)的研究工作。

2 干涉陣成像原理

2.1 干涉原理

綜合口徑陣列通過(guò)空間相干函數(shù)與天空亮度分布之間的傅里葉變換實(shí)現(xiàn)對(duì)目標(biāo)的成像，可見(jiàn)度函數(shù)的公式為［9］：

從（1）式得知，可見(jiàn)度函數(shù)和亮度分布是一對(duì)二維傅里葉變換，其逆變換可以表示為：

（1）式和（2）式描述的是綜合孔徑成像中的基本變換關(guān)系，即亮度分布和可見(jiàn)度函數(shù)是一對(duì)傅里葉變換。得到可見(jiàn)度函數(shù)，就可以推導(dǎo)出射電源的亮度分布，前提是可見(jiàn)度的測(cè)量基于所有的UV值，在實(shí)際中，僅有有限的（N條基線）可見(jiàn)度測(cè)量值，因此通過(guò)定義采樣函數(shù)S（u，v），天線陣列的真實(shí)可見(jiàn)度為：

將其代入（2）式，得到一個(gè)臟圖，

這里，定義臟束（Dirty Beam），

（4）式可表示為：

通過(guò)上述的射電干涉原理，就可以獲得臟束、臟圖、采樣函數(shù)、臟圖；獲得這些參數(shù)的前提是得到干涉陣的UV覆蓋，從而可以描述上述的參數(shù)，UV覆蓋的好壞直接影響到成像的質(zhì)量。從上述公式得知，臟圖ID實(shí)際上是射電源的真實(shí)亮度與臟束B(niǎo)的卷積。為了得到圖像的原始亮度分布，需要對(duì)臟圖去卷積。雖然卷積的過(guò)程是不可逆的，但是借助數(shù)學(xué)上的一些算法，還是能夠最大可能地得到源的真實(shí)亮度分布圖。其中主要的算法有CLEAN算法和最大熵（Maximum Entropy Method，MEM）算法［10-13］，本文僅對(duì)UV覆蓋、臟束做一定的探討。

2.2 UV覆蓋仿真及分析

為了建立觀測(cè)模型，對(duì)天線相對(duì)于參考點(diǎn)的位置在一個(gè)笛卡爾坐標(biāo)系下進(jìn)行計(jì)算。如果Lx、Ly和Lz分別代表基線在該坐標(biāo)系下的不同分量，則其對(duì)應(yīng)（u、v、w）分量可以由下式給出［10］：

式中，H0和δ分別代表相位參考中心的時(shí)角和赤緯；λ為觀測(cè)頻率的波長(zhǎng)。文中所論述的太陽(yáng)低頻射電干涉陣中有4個(gè)臺(tái)站，6條基線，最短基線125 km，最長(zhǎng)基線464 km，不同長(zhǎng)度的基線代表不同的頻率抽樣信息，相同長(zhǎng)度的基線會(huì)帶來(lái)冗余的信息，冗余的信息給圖像重構(gòu)增加難度。

2.2.1 太陽(yáng)低頻射電陣UV仿真

UV覆蓋是天線陣一個(gè)非常重要的參數(shù)，LOFAR和SKA的布陣方式均為螺旋形，采用螺旋形陣列可以得到最合適的波束形狀［1，4］。

在已有的臺(tái)站（昆明、沾益、麗江）和新的太陽(yáng)觀測(cè)基地迪慶的基礎(chǔ)上對(duì)構(gòu)建的低頻射電干涉陣列進(jìn)行仿真，為了獲得更好的UV覆蓋，在上述4個(gè)臺(tái)站的基礎(chǔ)上，對(duì)臺(tái)站的數(shù)量有所增加，對(duì)天線陣列進(jìn)行優(yōu)化，兩者可以互相驗(yàn)證。天線陣的優(yōu)化算法見(jiàn)［13-14］，通過(guò)陣列優(yōu)化，在原有4臺(tái)站的基礎(chǔ)上增加3個(gè)臺(tái)站后，分別獲得更好的UV覆蓋，更低的旁瓣值（圖1）。

本文的仿真是在昆明、沾益、麗江和迪慶的基礎(chǔ)上進(jìn)行，并對(duì)天線陣列進(jìn)行優(yōu)化計(jì)算，獲得天線陣的布局。下文分別對(duì)4臺(tái)站和優(yōu)化后的陣列在UV覆蓋、臟束以及不同權(quán)重下的臟束進(jìn)行仿真和對(duì)比，并做了分析。

圖2是模擬觀測(cè)太陽(yáng)時(shí)的UV覆蓋，觀測(cè)時(shí)長(zhǎng)為8 h。利用（7）式獲得低頻射電干涉陣的UV覆蓋，從圖2可知，優(yōu)化后的陣列UV覆蓋較均勻，明顯優(yōu)于4臺(tái)站。根據(jù)今后的選址情況，臺(tái)站位置和數(shù)量會(huì)有變動(dòng)，文中的太陽(yáng)低頻射電陣僅是一個(gè)仿真。

圖1 天線陣列的優(yōu)化布局Fig.1 The Optimal Antenna Array

利用（5）式對(duì)太陽(yáng)低頻射電干涉陣的UV覆蓋進(jìn)行傅里葉變換，可以得到所對(duì)應(yīng)的臟束。為更好地分析臟束的結(jié)構(gòu)，在仿真中采用不同的權(quán)重對(duì)臟束加權(quán)，以及利用錐形（Taper）函數(shù)加大波束寬度。圖3、圖4分別是兩種陣列在自然權(quán)、均勻權(quán)以及錐形函數(shù)下的臟束結(jié)構(gòu)，從而可以更好地理解二維、一維的臟束結(jié)構(gòu)，為今后的成圖工作奠定基礎(chǔ)。

圖2 4臺(tái)站和優(yōu)化后陣列的UV覆蓋圖Fig.2 UV Coverage diagram of the array of the four existing stations（left-hand panel）and that of the Optimal Antenna Array（right-hand panel）

圖3 4臺(tái)站和優(yōu)化后陣列的不同權(quán)重下的二維臟束Fig.3 The 2D dirty-beam maps for the array of the four existing stations under differentweightingmethods（4 panels on the left）and those for the Optimal Antenna Array（4 panels on the right）

圖4 4臺(tái)站和優(yōu)化后陣列在不同權(quán)重下的一維臟束Fig.4 The 1D dirty-beam maps for the array of the four existing stations under differentweightingmethods（4 panels on the left）and those for the Optimal Antenna Array（4 panels on the right）

兩種陣列的臟束在不同權(quán)重下、錐形函數(shù)下的一維波束圖，一維波束可以直觀地反映低頻干涉陣列的波束的主瓣、旁瓣幅度的大小。4臺(tái)站的低頻射電干涉陣的旁瓣影響射電源的成像質(zhì)量，優(yōu)化后干涉陣的臺(tái)站布陣如圖1，上述結(jié)果是通過(guò)優(yōu)化算法得到的。

在射電源的成圖過(guò)程中，需要變換波束權(quán)重潔化（clean）臟圖中射電源的結(jié)構(gòu)。不同的權(quán)重可以獲得不同的射電源成分，自然權(quán)可以檢測(cè)出目標(biāo)源的延展成分，靈敏度高，但波束較寬，分辨率低；均勻權(quán)對(duì)長(zhǎng)基線加權(quán)，使波束變小，提高分辨率，但靈敏度降低。錐形函數(shù)可以減少UV覆蓋中長(zhǎng)基線數(shù)據(jù)的權(quán)重，調(diào)節(jié)波束的寬度，使波束變寬，通常用一個(gè)徑向的圓對(duì)稱高斯函數(shù)。上圖中紅色的部分即為臟束的主瓣，可以清晰地看到錐形后的臟束，主瓣寬度更寬，可以獲得更微弱的結(jié)構(gòu)。在成圖的過(guò)程中，利用均勻權(quán)、自然權(quán)以及錐形函數(shù)的交換，可以獲得更高質(zhì)量的圖像，從而可以更好地研究太陽(yáng)的結(jié)構(gòu)。

2.2.2 仿真結(jié)果分析

干涉陣列的評(píng)價(jià)標(biāo)準(zhǔn)有直接評(píng)價(jià)UV覆蓋和結(jié)合觀測(cè)對(duì)象評(píng)價(jià)UV覆蓋，以及評(píng)價(jià)觀測(cè)圖像的質(zhì)量［13-14］。本文采用結(jié)合觀測(cè)對(duì)象評(píng)價(jià)UV覆蓋和旁瓣水平的方法，對(duì)文中涉及到的仿真結(jié)果進(jìn)行分析，旁瓣在成圖過(guò)程中出現(xiàn)假的射電源成分，造成錯(cuò)覺(jué)。從圖2的UV覆蓋和圖3、圖4臟束在一維、二維以及在不同權(quán)重下的對(duì)比可知，由于UV覆蓋的不同，第1種陣型的主瓣明顯要比第2種寬，這就意味著它的空間角分辨率比較低。兩個(gè)陣列的旁瓣水平分別為0.193 6和0.083 4，經(jīng)過(guò)優(yōu)化后的干涉陣列的UV覆蓋和旁瓣水平均得到了明顯的改善；通過(guò)上述分析可知4臺(tái)站的臟束無(wú)失真，旁瓣水平較低，滿足對(duì)太陽(yáng)的觀測(cè)需求，利用優(yōu)化算法雖然可獲得陣列的最佳組合，但相應(yīng)的建設(shè)成本增加。

根據(jù)綜合孔徑的成像原理，臟圖是真實(shí)源亮度與臟束的卷積，為減少臟束中的旁瓣對(duì)圖像的影響，采用高斯加權(quán)處理，加大主瓣的權(quán)重，降低旁瓣的影響。在仿真中利用錐形函數(shù)實(shí)現(xiàn)高斯加權(quán)［10］，錐形函數(shù)可以使主瓣寬度更寬，獲得更微弱的結(jié)構(gòu)，從圖3、圖4可知，錐形函數(shù)改善了臟束的主瓣。

2.3 觀測(cè)模式和低頻射電成像

云南省地理位置靠近赤道，觀測(cè)時(shí)間長(zhǎng)，低頻射電陣的觀測(cè)模式為監(jiān)測(cè)太陽(yáng)的爆發(fā)，不僅可以獲得太陽(yáng)的低頻射電圖像，而且也可以分析單天線的數(shù)據(jù)；同時(shí)還可以和國(guó)際上展開(kāi)聯(lián)合觀測(cè)，并結(jié)合SDO、ALMA等設(shè)備獲得太陽(yáng)圖像，研究太陽(yáng)的長(zhǎng)期演化，太陽(yáng)爆發(fā)性活動(dòng)產(chǎn)生的日冕物質(zhì)拋射、耀斑、高能粒子流和空間天氣的監(jiān)測(cè)。

2.3.1 低頻射電成像面臨的問(wèn)題及解決方案

射電望遠(yuǎn)鏡綜合孔徑成像的技術(shù)和軟件都發(fā)展的比較成熟（如AIPS、difmap成圖軟件），只要設(shè)定好觀測(cè)模式、數(shù)據(jù)格式，利用現(xiàn)有的軟件就可以實(shí)現(xiàn)成圖［11］。然而低頻射電在30MHz～50MHz范圍內(nèi)成像技術(shù)較為復(fù)雜，首先面對(duì)的電離層擾動(dòng)引起相位的變化，其次是天線面臨的是大視場(chǎng)，常規(guī)的高頻射電望遠(yuǎn)鏡小視場(chǎng)，這使得成像工作非常復(fù)雜［15-16］。

如果不能消除這些擾動(dòng)，就無(wú)法獲得干涉圖像，這要求對(duì)電離層有較好的認(rèn)識(shí)。利用射電干涉方法，可以通過(guò)遙遠(yuǎn)類星體的射電圖像來(lái)探測(cè)電離層的結(jié)構(gòu)和變化［12］。

來(lái)自電離層的干擾讓綜合孔徑成像技術(shù)面臨巨大的挑戰(zhàn)，如何解決電離層帶來(lái)的相位不穩(wěn)定問(wèn)題是面臨的首要問(wèn)題，把射電觀測(cè)置于電離層之外將徹底解決問(wèn)題，比如月球上。當(dāng)前可行的方案可以從兩個(gè)角度入手：（1）建立可靠的電離層模型，實(shí)時(shí)獲得電離層在特定區(qū)域的電子密度變化模式，從而計(jì)算由此帶來(lái)的電波相位差；（2）建立射電天文干涉自校準(zhǔn)技術(shù)，實(shí)時(shí)實(shí)行相位補(bǔ)償。另外，還可以同時(shí)開(kāi)展以上兩個(gè)方面的工作，優(yōu)勢(shì)互補(bǔ)，以獲取優(yōu)質(zhì)的低頻射電干涉圖像［12］。

2.3.2 射電干擾

低頻波段范圍內(nèi)的干擾訊號(hào)是調(diào)頻廣播和電視臺(tái)，選擇遠(yuǎn)離城市的臺(tái)址僅能保證所受干擾最小。也許還有個(gè)別微弱的廣播訊號(hào)落入觀測(cè)區(qū)域，另外也可以采用各種射電去干擾方法（如循環(huán)平穩(wěn)模型去干擾或針對(duì)某一特定波段設(shè)計(jì)限波器）［6-7］，從而可以獲得高質(zhì)量的觀測(cè)數(shù)據(jù)。

3 臺(tái)站布陣原則

射電低頻干涉陣的布陣原則是以較少的天線盡可能得到近似完備的UV覆蓋，采樣點(diǎn)數(shù)越多，UV譜失真就會(huì)越小。在系統(tǒng)分辨率已知的情況下，一般采用旋轉(zhuǎn)固定陣列提高采樣點(diǎn)數(shù)，若還想采樣點(diǎn)數(shù)更多就只有增多天線數(shù)量［17-18］。

UV覆蓋對(duì)成圖的質(zhì)量有著很重要的關(guān)系，好的UV覆蓋意味著有充分的采樣點(diǎn)數(shù)，可以獲得高信噪比（SNR）的圖像，較差的UV覆蓋得不到理想的臟束，引起UV譜失真，旁瓣過(guò)大，在成圖的過(guò)程中會(huì)引起一些虛假的成分，降低干涉陣列的性能［15-16］。文中仿真4臺(tái)站的選址，4臺(tái)站擁有6條基線，長(zhǎng)短基線組合較好，沒(méi)有基線冗余問(wèn)題；利用優(yōu)化算法獲得較好的UV覆蓋，但相應(yīng)的建設(shè)成本也會(huì)增加。

4 總結(jié)與展望

本文介紹了在構(gòu)建低頻射電陣時(shí)可能遇到的問(wèn)題和解決方案，并仿真了太陽(yáng)低頻射電干涉陣（4臺(tái)站）以及通過(guò)優(yōu)化算法得到的陣列的UV覆蓋、臟束（Dirty beam），對(duì)其進(jìn)行了比較和分析；介紹當(dāng)前低頻射電項(xiàng)目的發(fā)展情況，特別是LOFAR低頻射電陣的情況及研究目標(biāo)；討論了臺(tái)站的無(wú)線電環(huán)境、射頻干擾、觀測(cè)模式、臺(tái)站布局；對(duì)低頻射電成像所遇到的相位擾動(dòng)、大視場(chǎng)和射電干擾等問(wèn)題，提出了相應(yīng)的解決方法。利用太陽(yáng)低頻射電陣獲得的太陽(yáng)圖像，并結(jié)合SDO、ALMA等設(shè)備獲得太陽(yáng)圖像聯(lián)合分析太陽(yáng)的日冕物質(zhì)拋射、耀斑、射電爆發(fā)以及開(kāi)展空間天氣監(jiān)測(cè)，這使太陽(yáng)低頻射電干涉陣成為空間天氣預(yù)報(bào)的有力工具。

致謝：感謝射電天文與VLBI團(tuán)組成員的大力支持和熱情幫助。

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Simulations of a Low-Frequency Solar Radio Interferometry Array

Xu Yonghua，Wang Min，Hao Longfei，Li Zhixuan，Dong Liang，Dong Jiang，Guo Shaojie
（1.Yunnan Observatories，Chinese Academy of Sciences，Kunming，650011，China，Email：yhx@ynao.ac.cn； 2.Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects，Chinese Academy of Sciences，Kunming 650011，China）

This paper describes Low-Frequency Radio Interferometry Arrays，such as the LOFAR，LWA，and MWA projects.Based on reviewing various such arrays and advantages of the geography of Yunnan（particularly relevant to solar radio observations），we envisage to build a Low-Frequency Solar Radio Interferometry Array in the Yunnan Province，with the observation frequency range from 30MHz to 250MHz.We have simulated the UV coverage diagrams and the dirty beam maps under different station-weighting methods，for the array design of four existing stations array and an optimized array design.We discuss observation modes，radio interferences，low-frequency radio imaging，and other issues for this array.We finally analyze the possibility of observing solar CME，flares，and radio bursts with the proposed array.

Solar；Low-frequency Radio Array；Dirty beam；UV；Imaging

P111.44

：A

：1672-7673（2013）03-0242-07

國(guó)家自然科學(xué)基金（10978006，11103079，11103080）資助.

2012-08-20；修定日期：2012-09-06

徐永華，男，碩士.研究方向：射電天文數(shù)據(jù)處理.Email：yhx@ynao.ac.cn

CN 53-1189/P ISSN 1672-7673