葉 林12 屈智寧31汪 敏1 高冠男12 林 雋1 段志春4

(1中國科學(xué)院云南天文臺昆明650011)

(2中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

(3四川理工學(xué)院理學(xué)院物理系自貢643000)

(4宜賓學(xué)院物理與電子工程學(xué)院物理研究所宜賓644000)

基于El Campo太陽雷達(dá)數(shù)據(jù)對太陽活動的周期性分析?

葉 林1,2 屈智寧3,1?汪 敏1 高冠男1,2 林 雋1 段志春4

(1中國科學(xué)院云南天文臺昆明650011)

(2中國科學(xué)院大學(xué)北京100049)

(3四川理工學(xué)院理學(xué)院物理系自貢643000)

(4宜賓學(xué)院物理與電子工程學(xué)院物理研究所宜賓644000)

太陽雷達(dá)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,并接收反射回波的雷達(dá)設(shè)備.通過研究回波的性質(zhì),了解太陽大氣磁場結(jié)構(gòu)、運(yùn)動狀況以及其他方面的重要信息.El Campo太陽雷達(dá)在長達(dá)8 yr的時間內(nèi)對日冕進(jìn)行了觀測,跟蹤了太陽活動的變化.運(yùn)用Lomb–Scargle算法對其所獲得的數(shù)據(jù)進(jìn)行了周期性分析,發(fā)現(xiàn)其所測太陽的雷達(dá)散射截面數(shù)據(jù)的變化存在200 d和540 d的周期變化,然后對這兩個周期進(jìn)行了討論,并選取了較大的散射截面(≥20σ⊙)與Dst指數(shù)進(jìn)行了對比分析.最后對El Campo太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)進(jìn)行了總結(jié),并展望了太陽雷達(dá)未來的發(fā)展.

太陽:活動,太陽:日冕物質(zhì)拋射,方法:Lomb–Scargle算法,技術(shù):雷達(dá)天文學(xué)

1 引言

太陽是離地球距離最近、對地球影響最大的恒星.由磁場驅(qū)動的日冕物質(zhì)拋射(Coronal Mass Ejection,簡稱CME)是太陽大氣中爆發(fā)最劇烈且尺度最大的活動現(xiàn)象.其總能量可達(dá)1022–1025J,可以將數(shù)十億噸的磁化等離子體拋入太陽系空間[1].CME到達(dá)地球時,會對地球磁場產(chǎn)生擾動.產(chǎn)生的激波作用于地磁層時,向陽面的地磁層被劇烈地壓縮,而背陽面的地磁場則會被拉長成長長的磁尾.磁尾發(fā)生重聯(lián)時,能量釋放率(即功率)可達(dá)萬億瓦量級.CME發(fā)射的高能粒子及慢速低能等離子體團(tuán)直接決定著近地空間環(huán)境的狀況[2].慢速低能等離子體團(tuán)中的帶電粒子可在近地空間獲得加速,然后注入內(nèi)磁層形成環(huán)電流,引起地面水平磁場大幅度下降,引發(fā)磁暴[3].磁暴是一種劇烈的全球性的地磁擾動現(xiàn)象.強(qiáng)的磁暴可以導(dǎo)致電力系統(tǒng)、通訊系統(tǒng)、輸油管道等地面技術(shù)系統(tǒng)的故障[4?8].如1989年3月的強(qiáng)地磁暴導(dǎo)致加拿大魁北克地區(qū)的電網(wǎng)中產(chǎn)生了巨大的感應(yīng)電流,導(dǎo)致全區(qū)停電9 h[9]540?542.

人類對CME的認(rèn)識只有40多年的歷史.1971年12月14日美國海軍實(shí)驗(yàn)室的OSO–7衛(wèi)星首次確切地觀測到了日冕中突然的物質(zhì)拋射改變了日冕的結(jié)構(gòu),當(dāng)時被稱之為日冕瞬變事件[10].到20世紀(jì)70年代末和80年代初,研究者逐漸確立其為“日冕物質(zhì)拋射”,簡稱CME,用于描述白光日冕儀觀測到的運(yùn)動著的、獨(dú)立的亮結(jié)構(gòu)[11].隨著天文技術(shù)的不斷發(fā)展,各種探測設(shè)備的靈敏度、空間分辨率以及視場不斷地提高,對CME等太陽活動的觀測研究進(jìn)入了前所未有的新階段.迄今為止,SOHO/LASCO (Solar and Heliospheric Observatory/Large Angle and Spectrometric Coronagraph)已經(jīng)觀測到超過10000個CME,并且取得了豐碩的成果,大大豐富了人們對太陽活動和CME的認(rèn)識.但是目前所使用的方法基本上屬于被動探測范疇,對太陽活動和CME的觀測具有明顯的局限性,主要表現(xiàn)在3個方面:投影效應(yīng)、日冕儀的遮擋效應(yīng)和湯姆遜散射效應(yīng)等.這說明常規(guī)觀測手段獲得的數(shù)據(jù)并未完全反映太陽活動和CME的真實(shí)面貌.

在雷達(dá)天文學(xué)領(lǐng)域,太陽是繼月球之后的第2個研究目標(biāo).太陽雷達(dá)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.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)可以探測到朝地球方向來的CME,這是日冕儀所無法做到的.其次,在低頻波段,10–100 MHz都是太陽雷達(dá)的理想工作波段,而日冕成像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)[12].

另外,太陽雷達(dá)還具備一個常規(guī)射電研究手段所不具備的優(yōu)勢,那就是常規(guī)的射電的觀測結(jié)果中包含了被觀測客體的輻射信息,研究分析相應(yīng)的觀測結(jié)果時首先必須了解和確定其背后的輻射機(jī)制,才能確定觀測對象的物理本質(zhì)和其他信息,如溫度、密度、磁場、尺度等.如果輻射機(jī)制不明或是有多于一種的輻射機(jī)制在起作用,那么對結(jié)果的物理因素和背景的解釋就不唯一,影響和制約了我們對事件本質(zhì)的認(rèn)識和了解.雷達(dá)的主動性探測原理,使得我們可以避開觀測客體輻射機(jī)制的影響,因?yàn)槲覀冎唤邮毡惶柗瓷浠貋淼睦走_(dá)波,而這樣接收到的信號只依賴于觀測客體的溫度、密度、磁場、尺度,與相應(yīng)區(qū)域中的輻射機(jī)制無關(guān).

1952年,Kerr在理論上首次利用雷達(dá)技術(shù)來探測太陽并進(jìn)行相應(yīng)的研究,證明了運(yùn)用雷達(dá)探測太陽日冕大氣的可能性,并認(rèn)為太陽雷達(dá)理想的工作頻率范圍應(yīng)該為25–30 MHz[13].Bass和Braude于1957年對Kerr的工作進(jìn)行了進(jìn)一步詳細(xì)的研究.他們從理論上確定了最基本的設(shè)備需求,并強(qiáng)調(diào)太陽雷達(dá)將會為太陽物理研究作出特有的貢獻(xiàn)[14].

在1960年,Eshleman帶領(lǐng)的斯坦福大學(xué)的研究小組成功地進(jìn)行了首例太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)[15].1961年,來自麻省理工學(xué)院的研究小組在德克薩斯的El Campo,建立了一個專門研究日冕大氣,運(yùn)行頻率為38.25 MHz的太陽雷達(dá),并于1960年至1969年間,對日冕大氣進(jìn)行了長達(dá)8 yr的雷達(dá)實(shí)驗(yàn)[16].他們獲得了很多回波,并認(rèn)為這些回波意味著日冕中存在著壓縮波(compressional waves),而且這些壓縮波可能與日冕加熱有關(guān).通過分析,他們認(rèn)為一些回波來自于高日冕中等離子體云的折射,而其他的回波則來自致密的向外運(yùn)動的等離子體,速度在幾十公里每秒.這些實(shí)驗(yàn)結(jié)果促進(jìn)了各種各樣理論的提出,并顯示出太陽雷達(dá)回波可以為日冕動力學(xué)結(jié)構(gòu)研究提供嶄新且重要的診斷方法.自El Campo雷達(dá)關(guān)閉之后,再也沒有任何設(shè)備能進(jìn)行如此長期的、大功率的、高靈敏度的太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)了.

遺憾的是,當(dāng)時沒有人能很好地理解上述觀測結(jié)果,因?yàn)楫?dāng)時人們還不知道CME.以至于他們的觀測結(jié)果對日冕的認(rèn)識沒有做出任何的貢獻(xiàn).但是這些工作表明了CME是可以用雷達(dá)探測到,只是當(dāng)時他們不知道而已.在后來的很長一段時間,用雷達(dá)來探測太陽及其活動的方法被忽視了.對此,Coles等人2001年進(jìn)行了回顧和總結(jié),指出了太陽雷達(dá)沒有被很好地發(fā)展起來的原因[17].首先,人們在早期用雷達(dá)對太陽進(jìn)行觀測的時候并不知道大尺度的日冕磁場結(jié)構(gòu)經(jīng)常會受到冕洞和CME等的影響;其次,當(dāng)時也不知道CME等大尺度磁場結(jié)構(gòu)決定了反向散射的角寬度;第三,太陽雷達(dá)后來轉(zhuǎn)向太陽風(fēng)的研究,而太陽風(fēng)在當(dāng)時也是剛剛被發(fā)現(xiàn),人們對它也并不是很了解;第四,那時候的雷達(dá)觀測并沒有和光學(xué)觀測同時進(jìn)行,也就無法對觀測結(jié)果進(jìn)行有效和深入的分析.基于這些原因,人們對于太陽雷達(dá)觀測的興趣最終慢慢消失了,雷達(dá)天文學(xué)漸漸向高頻的應(yīng)用發(fā)展.而當(dāng)使用高頻雷達(dá)波觀測太陽時,又因?yàn)楦哳l波可以穿過日冕和過渡區(qū),在低溫且致密的色球?qū)影l(fā)生嚴(yán)重衰減,沒有回波能夠返回地球,導(dǎo)致其觀測結(jié)果不可重復(fù).另外,由于射電觀測缺乏空間分辨率,在人們開始追求觀測目標(biāo)的高空間分辨率的時代,特別是伴隨著Yohkoh、SOHO和TRACE(Transition Region and Coronal Explorer)等空間觀測衛(wèi)星的成功發(fā)射和運(yùn)行,越來越多的高空間、高時間分辨率的資料充斥了太陽物理學(xué)家的資料庫,人們被從來沒有獲得過的高空間分辨率的資料所吸引,基本上忘記了沒有空間分辨率的射電資料.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.

人們對于地磁暴的研究可以追溯到19世紀(jì)初.1806年5月到1807年6月期間,德國的Alexander von Humboldt一直記錄著磁羅盤的指向變化.1806年12月21日,他注意到磁羅盤的指向變得極不穩(wěn)定,這可能與當(dāng)時發(fā)生的極光亮斑事件有關(guān)(http://en.wikipedia.org/wiki/Geomagnetic storm).1839年,德國著名數(shù)學(xué)家高斯把球諧分析理論用于地磁場的研究,奠定了近代地磁學(xué)的數(shù)學(xué)基礎(chǔ).1859年9月1–2日,爆發(fā)了有史以來最強(qiáng)烈的地磁暴,史稱“卡林頓事件”[18].從1859年8月28日到9月2日,在太陽圓面上觀測到大量的黑子以及耀斑爆發(fā),且最大的一個耀斑在9月1日爆發(fā).可以估計到當(dāng)時應(yīng)該伴隨有耀斑爆發(fā)的、能量巨大的CME從太陽日冕拋出,經(jīng)過18 h之后抵達(dá)地球(一般CME從爆發(fā)到抵達(dá)地球需要3～4 d).Colaba天文臺觀測到地球磁場的水平分量減小了1600 nT.所以估計當(dāng)時的Dst指數(shù)大約為?1760 nT.連接美國和歐洲的海底電纜中也出現(xiàn)感應(yīng)電動勢,電擊到接線員.極光這種通常都只出現(xiàn)在極區(qū)的現(xiàn)象也可以在緯度較低的地區(qū)(如夏威夷、墨西哥、秘魯、意大利等)出現(xiàn).1940年,查普曼和巴特爾斯合寫的經(jīng)典著作《地磁學(xué)》(Geomagnetism),總結(jié)了100多年來地磁場觀測和地磁學(xué)研究的成果,用近代物理學(xué)的觀點(diǎn)說明地磁現(xiàn)象、解釋地磁場起源、探討了地磁變化與太陽活動之間的關(guān)系[9]73?76[19].

1957年10月4日,蘇聯(lián)的第1顆人造地球衛(wèi)星Sputnik上天后,人們對地磁學(xué)的研究步入現(xiàn)代發(fā)展階段.實(shí)地空間探測不但驗(yàn)證了地磁暴起源于太陽粒子流的假說,并且發(fā)現(xiàn)了磁層,認(rèn)識了磁暴期間磁層各部分的變化.磁測衛(wèi)星以及空間飛船對太陽及太陽系其他行星磁場結(jié)構(gòu)的測量大大加深了人們對天體磁場和宇宙磁場普遍性的認(rèn)識,也促進(jìn)了人們對地磁場起源時空特性的研究[9]73?76.

磁暴發(fā)生的典型標(biāo)志是:幾乎在全球范圍內(nèi),地磁水平分量(H分量)的突然增加,呈現(xiàn)出正脈沖式的變化(尤以中低緯度地區(qū)表現(xiàn)得最為突出),變化幅度最大可超過50 nT,這一變化被稱之為“磁暴急始”(storm sudden commencement).磁暴開始后,H分量保持在高于暴前值的水平上起伏變化,持續(xù)幾十分鐘到幾個小時,稱為“初相”(initial phase).隨后,磁場迅速大幅下降,幾個小時內(nèi)下降到最低值,并伴隨著劇烈的起伏變化,這一階段稱為“主相”(main phase).主相之后磁場逐漸恢復(fù)至暴前水平,在此期間,磁場仍有擾動起伏,但總擾動強(qiáng)度逐漸衰弱,一般2到3 d恢復(fù)到平靜狀態(tài),該階段稱之為“恢復(fù)相”(recovery phase)[3][9]322?323.

磁暴期間,暴時變化擾動場主要是由赤道環(huán)電流引起的.為了描述磁場的軸對稱部分,提出了“磁暴環(huán)電流指數(shù)”–Dst指數(shù)(Disturbance Storm Time)的概念.在離開赤道電集流帶的低緯度地區(qū),按大致均勻的經(jīng)度間隔選取4個地磁臺,分別是:太平洋中部的Honolulu(地磁緯度和地磁經(jīng)度分別為21.0?N,266.4?)、中美洲的San Juan(29.9?N,3.2?)、南非的Hermanus(33.3?S,80.3?)、東亞的Kakioka(26.0?N,206.0?).后來增選了印度的Alibag(9.2?N,144.6?),使得臺站的經(jīng)度分布更加均勻.首先從每個臺站的水平強(qiáng)度變化中消除長期變化和靜日變化Sq后,得到每個臺站的磁場擾動值ΔHi,然后求出4個臺站的平均擾動ΔH=(∑ΔHi)/4和平均維度余弦c=(∑cos?i)/4.最后,用公式Dst=ΔH/c,將地磁擾動歸算成赤道值,就得到Dst指數(shù)[3,20][9]322?323.由環(huán)電流引起的磁場變化基本上軸對稱,與經(jīng)度及本地時間無關(guān).因此用Dst指數(shù)來記錄磁暴–這一全球性的地磁擾動現(xiàn)象–是最精確的[20].

磁暴的驅(qū)動源有多個:共轉(zhuǎn)相互作用區(qū)和太陽風(fēng)高速流是中等地磁暴(?50 nT＜Dstmin≤?100 nT)的主要驅(qū)動源;CME是強(qiáng)磁暴(Dstmin≤?100 nT)的主要驅(qū)動源;而特大地磁暴(Dstmin≤?200 nT)基本上都是由CME引起的[21?22].

在本文的第2節(jié),我們簡要介紹了El Campo太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn),并運(yùn)用Lomb-Scargle周期分析法對El Campo雷達(dá)實(shí)驗(yàn)的數(shù)據(jù)進(jìn)行了周期性分析,同時我們還挑選出了雷達(dá)實(shí)驗(yàn)中散射截面較大的數(shù)據(jù),與對應(yīng)的Dst指數(shù)進(jìn)行了對比研究.在第3節(jié)中,我們對El Campo數(shù)據(jù)中包含的周期及其與地磁指數(shù)的對比結(jié)果進(jìn)行了分析與討論.在第4節(jié)我們討論了El Campo太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)的科研意義及不足之處,并對太陽雷達(dá)的前景進(jìn)行了展望.

2 數(shù)據(jù)與方法

El Campo太陽雷達(dá)在1960年至1969年間對日冕大氣進(jìn)行了雷達(dá)實(shí)驗(yàn),旨在確定太陽的雷達(dá)散射截面并研究太陽日冕的動力學(xué)過程.其工作頻率為38.25 MHz,接收面積為18000 m2,總功率500 kW,天線增益為32～36 dB,有效發(fā)射功率1300 MW[16].El Campo是擁有固定扇形波束、工作頻率單一、帶寬很窄的線偏振雷達(dá),采用的是單基天線陣.每次實(shí)驗(yàn)開始時,發(fā)射器通過天線陣發(fā)射16 min的探測雷達(dá)波,然后轉(zhuǎn)換成接收天線陣再接收16 min的雷達(dá)回波.根據(jù)雷達(dá)公式可知所接收到的回波功率與目標(biāo)散射截面之間的關(guān)系:

其中參數(shù)Pr為接收功率,Pt為發(fā)射功率,Gt為天線增益,At為有效面積,p為偏振系數(shù), R為探測目標(biāo)與接收天線陣之間的距離,σ為雷達(dá)散射截面[23].所謂雷達(dá)散射截面σ實(shí)際是基于平面波照射下目標(biāo)各向同性散射的概念下的假想面積,是表征目標(biāo)散射電磁波能力大小的一種度量[24].因此散射截面的單位就是假想面積的單位,而且在太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)中所測得的太陽雷達(dá)散射截面的大小都以太陽可視圓面積πR⊙2為單位,其中R⊙為太陽半徑.一個半徑為R⊙的光滑球體,其散射截面的大小為πR⊙2,記為σ⊙.若它表面變得粗糙,其散射截面也將增大,最大可以達(dá)到原來的4倍[15,22].實(shí)驗(yàn)所測得的散射截面的大小反映了太陽日冕大氣表面的情況.也就是說太陽活動越劇烈,太陽表面將會越“粗糙”,雷達(dá)散射截面也就越大.

本文中我們所獲得的El Campo雷達(dá)實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)基于Paul Rodriguez在2002年的一次會議上所做的報告(http://www.ovsa.njit.edu/data/web/PPT Files/rodriguez.pdf),如圖1所示.圖中橫軸是時間,開始于1961年6月30日,這是儒略日的第21000 d,結(jié)束于1969年9月16日,為儒略日的第24000 d,共計3000 d;縱軸代表太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)所測得的太陽散射截面,以太陽可視圓面積σ⊙為單位.我們采用繪圖軟件“Canvas 14”對該P(yáng)DF進(jìn)行數(shù)據(jù)提取.該數(shù)據(jù)的時間跨度對應(yīng)Canvas上的469.00 pt;數(shù)據(jù)中散射截面的分布范圍是0～50個太陽可視圓面積,對應(yīng)288.00 pt.因此,我們只要把每個數(shù)據(jù)點(diǎn)的橫縱坐標(biāo)提取出來,經(jīng)過換算就能得到該點(diǎn)的時間和散射截面信息.不僅如此, Canvas還可以對PDF進(jìn)行編輯,我們記錄一個點(diǎn)信息之后,可以將該點(diǎn)刪除掉,這樣就不會遺漏任何數(shù)據(jù)點(diǎn)的信息,也避免了由于部分?jǐn)?shù)據(jù)過于密集而造成的重復(fù)采集.

1963至1964年期間的每日散射截面測量由圖2給出,我們可以看到散射截面有非常大的變化幅度,且偶爾會出現(xiàn)特別大的值.我們知道密集的閉合磁場環(huán)會增大散射,所以很可能實(shí)際上是CME使得在散射截面計算上出現(xiàn)異常大的增量.在太陽活動下降期和極小期間,大型的CME并非很少見.它們的(爆發(fā))頻率與El Campo所觀測到的大的散射截面面積的變化很相符[17].

圖2 El Campo雷達(dá)實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)具有以下幾個特點(diǎn):首先,數(shù)據(jù)是間斷的、不連續(xù)的;其次,0到4σ⊙之間的數(shù)據(jù)最為密集,集中了總數(shù)據(jù)量的79.8%;第三,數(shù)據(jù)中存在很多的“異常”值,它們的值從十幾σ⊙到幾十σ⊙不等.

圖1 El Campo雷達(dá)觀測數(shù)據(jù)Fig.1 Data of El Campo Solar Radar observation

圖2 1963年7月—1964年4月間El Campo雷達(dá)觀測數(shù)據(jù)Fig.2 Data of El Campo Solar Radar observation from July 1963 to April 1964

針對El Campo數(shù)據(jù)的特點(diǎn),我們選擇Lomb–Scargle算法對其進(jìn)行周期分析. Lomb–Scargle算法最早由Lomb提出[25],再由Scargle改進(jìn)[26].Lomb–Scargle算法是一種功率譜分析的算法,具有以下3個優(yōu)點(diǎn):首先,它能減輕遺漏或丟失的數(shù)據(jù)對原始數(shù)據(jù)的影響,即它能對間斷數(shù)據(jù)進(jìn)行分析;其次,它還可以在一定程度上減弱時域序列的不均勻性產(chǎn)生的虛假信號;第三,它可以比較準(zhǔn)確地探測到信噪比較小的弱周期信號[27].它可以對非均勻時間序列的數(shù)據(jù)進(jìn)行分析,能緩解由于數(shù)據(jù)缺失帶來的問題.對于包含了N個點(diǎn)數(shù)據(jù)的時間序列Y(ti),i=1,2...N,其平均值為 ˉY,方差為s2;且兩者的計算公式分別為:

因此,對于頻率為ω=2πf的量,用Lomb–Scargle算法對其進(jìn)行分析得到功率譜為

這里,τ可以根據(jù)以下關(guān)系式得出:

這里PN按指數(shù)分布.在所有的周期中,PN是歸一化功率.我們同時也考慮PN中所有峰值功率的置信度,周期中虛警概率的判定依據(jù)是:

這里Z是各個頻率的峰值功率,在給定值中不大于Z的概率是(1?e?z).

Lomb–Scargle算法被廣泛應(yīng)用于太陽物理數(shù)據(jù)處理中.宋文彬和汪景琇就采用該算法對太陽光球磁通量變化的數(shù)據(jù)做過周期分析[28],Qu等人運(yùn)用該算法對法國Calern天文臺間斷太陽半徑數(shù)據(jù)進(jìn)行了周期分析[29],Chowdhury等人也采用該算法對太陽黑子面積進(jìn)行了周期分析[30].圖3顯示了散射截面具有明顯的200 d和540 d周期.我們將在第3節(jié)具體討論這2個周期.

在El Campo太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)所測數(shù)據(jù)中,有一些散射截面的值特別大.Rodriguez[31]和Coles等[17]都認(rèn)為這是CME造成的.如果這些CME最終演化為ICME的話,它們就可能引起較強(qiáng)的地磁暴.這里我們將較大散射截面的值(≥20 σ⊙)與實(shí)驗(yàn)時的地磁指數(shù)進(jìn)行一下對比.Dst指數(shù)數(shù)據(jù)來自國際數(shù)據(jù)中心(http://wdc.kugi.kyotou.ac.jp/index.html).

對比的結(jié)果如圖4所示.圖中橫軸代表時間,以1961年6月30日記為第21000儒略日,作為起點(diǎn);1969年9月16日記為第24000儒略日,作為終點(diǎn).左縱軸代表Dst指數(shù)(點(diǎn)),右縱軸代表散射截面的值(圓圈);豎直虛線代表1964和1965年期間的太陽活動極小年,豎直實(shí)線代表1968和1969年期間的太陽活動極大年.可以發(fā)現(xiàn),在太陽活動極小年時期,地磁活動較弱;太陽活動極大年時期,地磁活動較為明顯.但是散射截面與太陽活動周的對應(yīng)關(guān)系,卻沒有這么明顯.大的散射截面也沒有對應(yīng)很低水平的Dst指數(shù).考慮到CME、ICME和地磁活動之間的復(fù)雜關(guān)聯(lián),我們將在今后的工作中,專門對這些關(guān)系作出深入的分析和研究.

圖3 Lomb–Scargle周期分析法對8 yr的El Campo太陽雷達(dá)觀測數(shù)據(jù)的雷達(dá)散射截面的周期性分析.不同的虛警概率已標(biāo)出.Fig.3Periodicities of the Solar Radar observation from 1961—1969 using the Lomb–Scargle method. Various false alarm probability levels are marked.

圖4 1961年6月30日—1969年9月16日較大雷達(dá)散射截面的值(≥20σ⊙,圓圈)與每日Dst指數(shù)(點(diǎn)).豎直虛線代表太陽活動極小年,豎直實(shí)線代表太陽活動極大年.Fig.4 Large radar cross section(circle)and daily Dst index(dot)from 30 June 1961 to 16 September 1969.The vertical dotted line represents solar minimum,and the vertical solid line represents solar maximum.

3 結(jié)果和討論

El Campo朝太陽發(fā)射探測雷達(dá)波,并接收從太陽日冕大氣反射的回波;根據(jù)回波強(qiáng)度的大小可以計算出太陽當(dāng)時的雷達(dá)散射截面.太陽的雷達(dá)散射截面的大小是與太陽日冕層的“粗糙”程度有關(guān)的,換句話說,太陽的雷達(dá)散射截面越大,太陽表面活動就越劇烈.所以El Campo在長達(dá)8 yr的時間內(nèi)對日冕進(jìn)行的觀測,成功地跟蹤了太陽活動的變化.

我們運(yùn)用Lomb–Scargle算法對El Campo雷達(dá)數(shù)據(jù)進(jìn)行分析,得出了200 d周期和540 d周期,而這兩個周期在眾多的太陽活動指數(shù)中被發(fā)現(xiàn)過.2003年,Lou等人對從1999年2月5日到2003年2月10日間LASCO/SOHO觀測到的CME、GOES(Geostationary Operational Environmental Satellites)觀測到的X射線耀斑數(shù)據(jù)、WDC(World Data Center)記錄的地磁指數(shù)AP指數(shù)3者分別進(jìn)行了小波分析,得出CME存在(195.88±13.38)d周期,AP指數(shù)也存在(187.34±12.05)d周期[32].這兩者的周期跟El Campo雷達(dá)散射截面的200 d周期非常接近.

2000年,Howe等人發(fā)現(xiàn)在太陽對流層底部附近的太陽自轉(zhuǎn)變化具有一個明顯的1.3 yr周期[33].宋文彬和汪景琇對太陽光球磁通量變化的周期性進(jìn)行了分析和研究[28].他們在利用美國國家天文臺基特峰觀測站從1975年2月到2003年8月總共383幅太陽綜合磁圖資料構(gòu)造了一個比較完整的磁通量序列之后,也采用了Lomb–Scargle算法對其進(jìn)行了分析.他們發(fā)現(xiàn)光球磁通量變化存在4個顯著的周期,它們分別是1050 d周期、500 d周期、300 d周期和160 d周期,其中的500 d的光球磁通量變化周期與El Campo雷達(dá)回波散射截面的540 d周期很接近.而這500 d周期可能就是Howe所說的太陽1.3 yr周期的自轉(zhuǎn)速度變化的一個反饋.宋文彬和汪景琇還發(fā)現(xiàn)在連續(xù)3個太陽周期間500 d周期都只出現(xiàn)在太陽周的下降段,這也是一個很有意思的結(jié)論.2002年, Krivova和Solanki為驗(yàn)證由日震資料得出對流層底部附近差旋層的自轉(zhuǎn)速度具有1.3 yr周期的正確性,對太陽表面較新浮現(xiàn)的磁流繩進(jìn)行了研究,同樣也發(fā)現(xiàn)黑子數(shù)具有明顯的1.3 yr周期[34].2007年,Obridko和Shelting對1915年到1996年8個太陽活動周期間的太陽大尺度磁場進(jìn)行了分析,也得出有1.3 yr周期,而且1.3 yr周期并非貫穿全部8個太陽活動周,它只在太陽活動極大期及下降期出現(xiàn)[35].而El Campo實(shí)驗(yàn)剛好也是在這樣的時間段內(nèi)進(jìn)行的.Richardson等人在1994年對IMP–8和Voyager–2兩個衛(wèi)星所測的太陽風(fēng)風(fēng)速的數(shù)據(jù)進(jìn)行了分析,得出太陽風(fēng)風(fēng)速具有1.3 yr的變化周期,并認(rèn)為這一現(xiàn)象與冕洞的活動有關(guān)[36].

利用El Campo數(shù)據(jù)中較大散射截面的值與同時期Dst指數(shù)進(jìn)行對比后,我們發(fā)現(xiàn)兩者之間有一定的關(guān)聯(lián),但還需要深入分析和研究.我們認(rèn)為,大的散射截面的值可能是由CME造成的,但是有些朝向地球運(yùn)動而來的CME也許沒有成功到達(dá)地球,所以也沒引起明顯的地磁暴.由于當(dāng)時人們還不知道有CME的存在,因此即便探測到了CME,也不知道它是什么,更不會進(jìn)一步去跟蹤C(jī)ME的運(yùn)動狀況.而且,受限于當(dāng)時的實(shí)驗(yàn)條件,每次實(shí)驗(yàn)都只能發(fā)射一串長約16 min的探測雷達(dá)波,再接收16 min的雷達(dá)回波[23],這對于跟蹤C(jī)ME運(yùn)動狀態(tài),進(jìn)而對CME到達(dá)地球的時間進(jìn)行預(yù)警的要求而言是遠(yuǎn)遠(yuǎn)不夠的.

綜上所述,日地空間內(nèi)各個區(qū)域內(nèi)的活動現(xiàn)象并不是孤立的事件.各個區(qū)域(對流層底層、光球?qū)印⑸驅(qū)?、日冕?以及地磁指數(shù)等不同太陽活動指數(shù)表現(xiàn)出一些共性周期.至于是何種物理機(jī)制導(dǎo)致這種現(xiàn)象的出現(xiàn)目前并不知曉,它們之間的關(guān)聯(lián)性也有待進(jìn)一步研究.另一方面,太陽活動現(xiàn)象在物理本質(zhì)上表現(xiàn)出非線性的動力學(xué)行為,經(jīng)典的線性分析方法極大地促進(jìn)了太陽物理及相關(guān)領(lǐng)域的快速發(fā)展,但是在技術(shù)手段上存在一定的缺陷,快速發(fā)展的非線性技術(shù)應(yīng)用于太陽觀測數(shù)據(jù)的研究則可以彌補(bǔ)這一不足.使用先進(jìn)的分析技術(shù)對太陽觀測資料進(jìn)行非線性特征研究,無疑將深化我們對CME及其空間天氣效應(yīng)的理解和認(rèn)識.El Campo觀測并記錄太陽雷達(dá)散射截面的變化,不僅有效地跟蹤到了太陽活動的周期性變化,還有可能先于美國海軍實(shí)驗(yàn)室的OSO–7衛(wèi)星,探測到了CME,這是非常了不起的成就.

4 總結(jié)與展望

El Campo雷達(dá)實(shí)驗(yàn)始于1961年6月,止于1969年9月.在長達(dá)8 yr的時間里,很好地跟蹤了太陽大氣活動的變化.不僅如此,El Campo探測到了太陽具有“異常”散射截面,在當(dāng)時也領(lǐng)先于其他觀測手段觀測到CME.

1964年是太陽活動極小年,蘇黎世黑子數(shù)很少;而1968年是太陽活動極大年[37].經(jīng)過統(tǒng)計,El Campo雷達(dá)實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)中,1964年到1966年的數(shù)據(jù)有563個,占總數(shù)據(jù)量的53.5%;而1967年到1969年的數(shù)據(jù)只有161個,只占總數(shù)據(jù)量的15.3%.從中我們可以看出,El Campo雷達(dá)實(shí)驗(yàn)不僅觀測時間不均勻,而且大量的觀測集中在太陽活動最弱的時期,導(dǎo)致El Campo雷達(dá)只在1961到1963年期間觀測到非常大的散射截面值;而在太陽活動進(jìn)入極大期時并沒有安排足夠的觀測量,錯過了探測CME的最佳時期,這是十分可惜的.不僅如此,受限于當(dāng)時的技術(shù)條件,El Campo雷達(dá)實(shí)驗(yàn)每天都只能進(jìn)行一次實(shí)驗(yàn),且實(shí)驗(yàn)時間非常短(發(fā)射16 min的探測雷達(dá)波,再接收16 min的雷達(dá)回波),并不能夠跟蹤C(jī)ME的運(yùn)動情況.正是由于El Campo實(shí)驗(yàn)起止時間段的選定不夠合理,觀測任務(wù)的分配也不夠合理,加之當(dāng)時人們對于CME根本不了解,且受到當(dāng)時的雷達(dá)技術(shù)條件的限制,導(dǎo)致El Campo實(shí)驗(yàn)并未取得預(yù)期的成功.

雖然El Campo太陽雷達(dá)實(shí)驗(yàn)還有許多暫時無法解釋的信息,但是我們運(yùn)用新的數(shù)據(jù)分析及處理方法還是發(fā)掘出了一些有價值的內(nèi)容.El Campo雷達(dá)數(shù)據(jù)中所包含的200 d及540 d周期,它們可以從太陽內(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,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,由此我們可以推斷出El Campo可能探測到了CME[31].

太陽雷達(dá)最突出的優(yōu)勢在于它能探測并跟蹤朝地球而來的CME,可以在距離日面高度為1到5個太陽半徑處探測到CME的存在,再根據(jù)所接收到的回波的多普勒頻移計算出CME朝地球而來的速度及CME抵達(dá)地球的時間.一般而言,CME從被發(fā)現(xiàn)到抵達(dá)地球需要幾天的時間,這能讓地球方面有足夠的時間進(jìn)行應(yīng)對.該預(yù)警能夠讓諸多軍用和民用設(shè)施受益.不僅如此,太陽雷達(dá)還可以用來探究慢速太陽風(fēng)的源區(qū),監(jiān)控空間碎片等[38].地基雷達(dá)設(shè)備一直以來都是對空間碎片進(jìn)行探測與監(jiān)控的主要手段[39].美國的Haystack雷達(dá)是空間碎片探測能力最強(qiáng)的地基雷達(dá),其發(fā)射功率為250 kW,采用直徑37 m的拋物面天線,能探測到1000 km處6 mm的物體[40].El Campo太陽雷達(dá)的發(fā)射功率達(dá)500 kW,接收天線的有效面積達(dá)18000 m2,遠(yuǎn)高于現(xiàn)有的雷達(dá)設(shè)備.如果我們采用分散式的接收天線布局,以VLBI的方式處理回波信號,那么,以我國遼闊的幅員,探測器的有效孔徑可以做到幾百公里甚至上千公里,可以為我們在探測近地目標(biāo)方面提供前所未有的分辨率.

隨著現(xiàn)代雷達(dá)技術(shù)的不斷進(jìn)步(例如大功率、雙極化、多波段、多波束、微弱信號檢測以及高速海量的信號處理)和大面積接收陣列的快速發(fā)展,使得接收太陽雷達(dá)回波的能力達(dá)到了前所未有的水平,允許我們在一個全新的層次上直接測量日冕磁場和CME的動力學(xué)性質(zhì).新的太陽雷達(dá)最重要的特征有以下幾點(diǎn)[17]:

(1)結(jié)合雙偏振及多頻率手段,我們既可以測量日冕大氣密度,也可以測量日冕大氣磁場,還可以計算它們的徑向梯度.由于信號的衰減受電子溫度的影響非常大,我們還可以估算出電子溫度.

(2)新的太陽雷達(dá)的靈敏度可以用來提升距離、多普勒以及時間的分辨率;也可以用來掃描頻率及天線波束.

(3)新的太陽雷達(dá)的波束將會很窄,以便于區(qū)分來自日冕邊緣的反射(電磁波).其空間分辨率較之于之前的(太陽雷達(dá))將會有大幅的提升.相對來說,其采用的低頻接收天線陣成本會更低.而高分辨率的LOFAR天線陣將是理想的接收機(jī).

(4)在夏季,新的太陽雷達(dá)每日可追蹤太陽超過2 h.它每天可以執(zhí)行4次發(fā)射–接收循環(huán).這將大幅提高我們在一個相對較短的工作期(例如,一個月)內(nèi)探測CME的效率,而且它將使得我們對所觀測到的CME進(jìn)行追蹤成為可能.

太陽雷達(dá)這個幾乎被人遺忘的太陽主動觀測手段正在悄然復(fù)興和發(fā)展,它將會給我們在太陽物理、空間科學(xué)、日地環(huán)境方面的科學(xué)研究和應(yīng)用帶來突破性的進(jìn)展.但是,相關(guān)的理論研究、技術(shù)開發(fā)和儀器研制目前在我國還是一個空白,有許多的研究方向、重要課題和關(guān)鍵技術(shù)值得我們關(guān)注、追蹤和投入.

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The Periodogram Analysis of El Campo Solar Radar Observational Data

YE Lin1,2QU Zhi-ning3,1WANG Min1GAO Guan-nan1,2LIN Jun1DUAN Zhi-chun4
(1 Yunnan Observatories,Chinese Academy of Sciences,Kunming 650011)
(2 University of Chinese Academy of Sciences,Beijing 100049)
(3 Department of Physics,School of Science,Sichuan University of Science&Engineering,Zigong 643000)
(4 Physics Institute in School of Physics and Electronic Engineering,Yibin University,Yibin 644000)

Solar Radar can transmit radar waves to the Sun actively.By analyzing the echoes,we can obtain motions,magnetic fi eld,and other information of solar atmosphere.The El Campo solar radar has done regular observations on solar corona for 8 years from 1961 to 1969,which tracked solar activities during a long time.We analyzed El Campo data with the Lomb–Scargle periodogram algorithm,and found that there are periods of 200 days and 540 days in the variations of the solar radar cross sections.Compared radar cross sections with the Dst indexes,we found that there was no signi fi cant relationship between them.Then,the proposal of solar radar in future was made.

Sun:activity,Sun:coronal mass ejection,method:Lomb–Scargle periodogram algorithm,techniques:radar astronomy

P142;

A

10.15940/j.cnki.0001-5245.2015.06.007

2015-04-11收到原稿,2015-05-08收到修改稿

?973項(xiàng)目(2011CB811403,2013CBA01503)、國家自然科學(xué)基金項(xiàng)目(11273055,11333007, U1431113,11403099)及中國科學(xué)院“宇宙結(jié)構(gòu)起源”B類先導(dǎo)專項(xiàng)(XDB09040202)資助

?znqu@ynao.ac.cn