張 翔 HANCOCK Paul WAYTH Randall季江徽馬月華

(1中國科學院紫金山天文臺南京210008)

(2中國科學院行星科學重點實驗室南京210008)

(3中國科學院大學北京100049)

(4 International Centre for Radio Astronomy Research,Curtin University,Perth WA6102)

1 引言

空間碎片又被稱為太空垃圾,指的是分布在環(huán)繞地球軌道上(高度大約在100–40000 km之間)并已喪失功能的人造空間物體,包括廢棄的衛(wèi)星、火箭殘骸等以及它們在碰撞、風化等過程中產(chǎn)生的碎片.空間碎片對航天器的飛行安全造成了重大威脅,碎片的撞擊是航天器機械損傷的主要原因.例如2009年2月發(fā)生的俄羅斯廢棄衛(wèi)星Kosmos 2251與美國通信衛(wèi)星Iridium 33相撞事故,導致Iridium 33報廢,同時產(chǎn)生了大量新的空間碎片[1].因此,對空間碎片進行監(jiān)測是十分必要的.

探測空間碎片的主要途徑包括地基雷達和光學望遠鏡等.光學觀測主要針對處在地球同步軌道(Geostationary Orbit,GEO,高度為35786 km)等高軌道的空間碎片,觀測它們反射的太陽光,例如美國航空航天局(National Aeronautics and Space Administration,NASA)就用施密特望遠鏡對地球同步軌道上的空間碎片進行過巡天[2].雷達觀測受距離的限制較大,但不受太陽光的影響,因而更適用于近地軌道(Low Earth Orbit,LEO,指2000 km高度以下的軌道范圍)的空間碎片監(jiān)測和成像,比如Goldstone雷達對部分3000 km以下空間碎片進行過觀測[3],而Haystack雷達則監(jiān)測過1000 km以下的空間環(huán)境[4?6].在例行的空間監(jiān)測中,光學望遠鏡對地球同步軌道上空間碎片的探測極限大約為30 cm到1 m,而雷達對近地軌道空間碎片的探測極限大約為5–10 cm[7].

除了主動雷達之外,被動雷達(Passive Radar)用來觀測空間碎片的可能性也在討論中.被動雷達是雙站雷達(Bistatic Radar)的一種特殊情況:雷達系統(tǒng)不包含發(fā)射器,通過接收目標散射的其他發(fā)射源的信號來進行探測.這些發(fā)射源可能是廣播電臺或者通訊臺站等.比如Benson提出了利用全球衛(wèi)星導航系統(tǒng)(代表為美國的全球定位系統(tǒng),Global Positioning System,GPS)中的衛(wèi)星作為發(fā)射站,并用地面天線接收空間碎片反射的衛(wèi)星信號的方案[8].考慮到空間碎片散射的信號比較微弱,需要有大型射電天線參與地面信號接收[9].

近年來,Tingay等人提出了一種基于調頻(Frequency Modulation,FM)廣播信號的空間碎片探測方法[10]:使用默奇森大視場射電陣(Murchison Widefield Array,MWA,詳見http://www.mwatelescope.org/)接收空間碎片散射的FM廣播信號,進而實現(xiàn)對碎片的探測和追蹤.在2014—2016年間,MWA進行了一系列針對流星自發(fā)輻射的觀測[11],所使用波段與FM波段重疊.因此這部分數(shù)據(jù)也可以用來探測空間碎片.

本文第2節(jié)介紹MWA觀測空間碎片的有利條件,包括MWA望遠鏡的一些參數(shù)及其探測空間碎片的能力估計;第3節(jié)介紹數(shù)據(jù)處理以及與空間天體相關的射電暫現(xiàn)源的篩選;第4節(jié)具體介紹觀測到的射電暫現(xiàn)源;第5節(jié)對觀測結果進行討論;最后為小結.

2 觀測設備

MWA是平方公里陣列[12](Square Kilometre Array,SKA)在低頻波段的先導項目.它坐落于澳大利亞西部的默奇森射電天文臺(Murchison Radio-astronomy Observatory,MRO),這里是平方公里陣列項目的兩個臺址之一(另一個是南非的北開普地區(qū)).默奇森射電天文臺處于射電寧靜區(qū),受人類射頻干擾(Radio Frequency Interference,RFI)的影響很小,尤其是在調頻廣播波段[13].

MWA由128個孔徑陣(aperture array,見圖1)組成,分布在3 km左右的范圍內.它的等效面積大致為2500 m2,工作波段主要在80–300 MHz,帶寬為30.72 MHz,最小時間分辨率為0.5 s,最小頻率分辨率為10 kHz[14].對于空間碎片觀測而言,在80 MHz左右,它有較大的視場范圍(約2400 degree2)以及合適的角分辨率(約3′).

作為射電天線陣,MWA只能接收射電信號,沒有發(fā)射功能.MWA附近也是射電寧靜區(qū),沒有調頻廣播站.事實上,使用MWA作為被動雷達的探測方法正基于MWA距離地面廣播站很遙遠:如果MWA附近存在廣播站,那么MWA直接從廣播站接收的信號將比空間碎片反射的信號強得多,造成嚴重干擾.我們使用散布在澳大利亞各地(甚至其他國家和地區(qū))的調頻廣播站作為發(fā)射器.澳大利亞西部的調頻廣播站見圖2,其中調頻廣播站的地理位置數(shù)據(jù)來自澳大利亞通信和媒體管理局(Australian Communications and Media Authority,ACMA,詳見https://www.acma.gov.au/).調頻廣播站工作波段大約為87.5–108 MHz.這些調頻廣播站的功率彼此間相差很大,從數(shù)瓦到數(shù)百千瓦不等.

圖1 MWA核心區(qū)的數(shù)個孔徑陣.圖像來源:MWA/科廷大學Fig.1 Tiles from the core area of the MWA telescope.Image credit:MWA/Curtin

圖2 澳大利亞西部的調頻廣播站分布.星號代表MWA所在地,圓點代表調頻廣播站所在地.緯度為南緯,經(jīng)度為東經(jīng)Fig.2 FM stations distributed in Western Australia.Location of the MWA is represented by a star,while the FM stations are represented by dots.Longitude is given as the east longitude,and latitude is give as the south latitude

2013年,Tingay等人曾經(jīng)估算過MWA作為被動雷達對空間碎片的探測能力[10]:假設存在一塊理想的空間碎片(完美導電的球體,半徑為r),距離MWA為Rr,同時距離FM廣播信號發(fā)射站Rt.FM廣播站發(fā)射信號波長為λ.根據(jù)米氏散射公式[15],此空間碎片的雷達散射截面(Radar Cross Section,RCS,后面用σ來指代)大致可分為兩種情況:(1)如果空間碎片尺寸遠小于信號波長,即λ? 2πr,則雷達散射截面可以用瑞利散射來表示,σ=9πr2(2πr/λ)4;(2)如果空間碎片尺寸遠大于信號波長,即λ? 2πr,則雷達散射截面可以用幾何散射來表示,σ=πr2.考慮到小碎片的數(shù)量遠多于大碎片,MWA接收到的某個碎片散射的信號大致可以由以下公式描述(根據(jù)Wills的雙站雷達公式推導[16]):

其中,S是MWA接收到的譜流量密度(單位為Jy),Pt是FM廣播站的有效發(fā)射功率(單位為kW),G為廣播站發(fā)射在空間碎片方向的增益,B為發(fā)射信號帶寬(單位為kHz),而ν為發(fā)射信號的中心頻率(單位為MHz).基于(1)式,可以給出MWA對不同大小的碎片的大致觀測距離范圍(對1 m以上的碎片計算幾何散射),見圖3.根據(jù)進一步的模擬計算,MWA能夠探測到1000 km高度處半徑r>0.5 m的碎片.

圖3 模擬空間碎片散射FM廣播信號在MWA處產(chǎn)生的流量密度.假設空間碎片為理想導電球體,半徑分別為0.3 m、1 m、3 m和10 m,距離MWA在400–2000 km 之間.圖中紅色虛線代表大致的MWA圖像1σ噪聲.Fig.3 Estimated flux density at the MWA as FM radio signals are scattered by space debris.Space debris are modeled as perfectly conducting spheres,with radii 0.3 m,1 m,3 m,and 10 m,at distances 400–2000 km from the MWA.The red dashed line gives approximately 1σ noise in the MWA images.

Palmer等人使用貝葉斯統(tǒng)計方法對MWA探測到國際空間站的數(shù)據(jù)進行了初軌計算,并將擬合出的軌道與國際空間站的兩行軌道根數(shù)數(shù)據(jù)(Two Line Element,TLE)進行比較[17].在3 h的積分時間范圍內,根據(jù)MWA擬合軌道推算的國際空間站位置與TLE根數(shù)推算的位置誤差在數(shù)千米左右.

3 觀測方法及數(shù)據(jù)處理

從2014年到2016年,MWA進行了一系列針對流星余跡輻射的觀測[11].觀測全部在夜間進行,總長度為322 h.考慮到我們不能預測流星何時出現(xiàn)在天空的什么位置,觀測過程中MWA的所有天線指向天頂.觀測頻段為MWA的最低頻段72–103 MHz,與澳大利亞的FM頻段(87.5–108 MHz)部分重疊.根據(jù)觀測模式的不同,MWA的時間分辨率從0.5 s到2 s不等,頻率分辨率為40 kHz.

觀測數(shù)據(jù)的處理分為3步:(1)使用Cotter[18]進行預處理.Cotter會將原始數(shù)據(jù)轉化成通用天文軟件包(Common Astronomy Software Applications,CASA)[19]的Measurement Set格式,同時Cotter可以去除數(shù)據(jù)中大部分的RFI.為了探測流星的自發(fā)輻射以及流星和空間碎片的反射,我們將數(shù)據(jù)分為兩組,去除RFI的數(shù)據(jù)和保留RFI的數(shù)據(jù).(2)使用明亮的射電點源對圖像進行定標.常用的射電源包括Hydra A、Pictor A和3C 444.(3)使用WSClean[20]成像.為了提高目標信噪比,我們使用了8 s的積分時間,同時將前后兩張圖像相減得到差值圖像.

我們使用一系列經(jīng)驗性步驟在未去除RFI的差值圖像中尋找空間碎片反射調頻廣播信號產(chǎn)生的射電暫現(xiàn)事件.內容包括:(1)在圖像中尋找移動暫現(xiàn)源形成的弧段.在8 s積分時間內,圖像中心是固定在某個位置的,所以天空背景中大多數(shù)射電源在差值圖像中會被消去.那些由于設備/空氣擾動原因而未能完全消除的背景射電源也會顯示成點源或者擴展源.但近地目標(包括流星、飛機、活動衛(wèi)星、空間碎片等)相對MWA的方位變化較快,相當于移動的射電源,所以會在圖像中產(chǎn)生弧段.(2)針對這些產(chǎn)生弧段的射電暫現(xiàn)事件,我們生成了2 s的積分圖像,并尋找在連續(xù)4張圖像中都出現(xiàn)的移動射電暫現(xiàn)源(見圖4).這是為了排除流星:流星的電離余跡可以反射調頻廣播信號,但流星余跡形成所需的時間很短(大多數(shù)不到1 s).所以流星在MWA圖像中可以形成弧段,但弧段會在形成的地方消散而不會移動.(3)對于前兩步篩選剩下的暫現(xiàn)源,我們將它們和已知的近地軌道上的空間天體進行比較.我們使用北美防空司令部(North American Aerospace Defense Command,NORAD)提供的TLE軌道根數(shù),并使用PyEphem軟件包來計算相同時刻各個已知的衛(wèi)星和空間碎片等(目前有TLE數(shù)據(jù)的空間天體數(shù)量大概在40000左右)相對MWA的位置,然后在MWA圖像中標注出來(見圖5),并與觀測到的射電暫現(xiàn)源弧段進行比較.對于某個射電暫現(xiàn)源A和某個存在TLE數(shù)據(jù)的已知空間天體B,在連續(xù)4張2 s積分圖像中,如果每張圖的空間天體B的TLE軌道根數(shù)計算位置與暫現(xiàn)源A位置的角距離均在2?以內,我們就認為暫現(xiàn)源A可能是由空間天體B反射FM廣播信號而產(chǎn)生的.

圖4 立方衛(wèi)星DUCHIFAT 1的MWA差值觀測圖像.積分時間為2 s.圖中黃色圓圈代表根據(jù)TLE數(shù)據(jù)計算出的在積分時間開始時刻DUCHIFAT 1的位置.圖像中明亮弧段為MWA探測到的移動射電暫現(xiàn)源.Fig.4 MWA difference images of the CubeSat DUCHIFAT 1.Integration time is 2 s.Yellow circles in the image indicate the positions of DUCHIFAT 1 at the start of the integration time,as calculated with the TLE data.The bright curves in the image indicate a moving radio source observed by the MWA.

圖4給出了一個MWA觀測圖像和軌道根數(shù)預報比較案例.圖中較明亮的軌跡顯示了某顆衛(wèi)星或空間碎片相對天空背景的運動,軌跡中黑暗的部分是由前后兩張圖像相減造成的.圖中黃色的圓圈則給出了在積分開始時間,根據(jù)TLE軌道根數(shù)估算的立方衛(wèi)星DUCHIFAT 1所在位置.由此動態(tài)圖像可以認為,MWA接收到了DUCHIFAT 1散射的FM廣播信號.

4 觀測結果

在322 h的觀測數(shù)據(jù)中,我們一共確認了10起由近地空間天體引發(fā)的射電暫現(xiàn)事件.每起射電暫現(xiàn)事件持續(xù)數(shù)十秒到數(shù)分鐘,信號源在圖像中移動幾度到幾十度.與這些事件相關的近地空間天體大小從數(shù)百米到10 cm不等,高度則分布在500–2000 km之間.表1列出了這些射電暫現(xiàn)事件與相關天體,表中空間天體名稱、近地點距離、遠地點距離和雷達截面范圍數(shù)據(jù)均來自NORAD.表中ISS代表國際空間站(International Space Station).雷達截面范圍的定義如下:若RCS<0.1 m2,則雷達截面較小;若0.1 m2RCS1.0 m2,則雷達截面中等;若RCS>1.0 m2,則雷達截面較大.

根據(jù)引發(fā)射電暫現(xiàn)事件的近地空間天體的大小和距離,我們重點討論以下3類事件.

(1)國際空間站及相關飛船,包括聯(lián)盟號宇宙飛船(Soyuz),進步號宇宙飛船(Progress)和天鵝座宇宙飛船(Cygnus)等.國際空間站由于其尺寸遠大于一般空間天體(超過100 m)且軌道高度較低(約400 km),是較為容易觀測到反射FM信號的對象,在2013年測試MWA探測空間碎片能力的實驗中就被觀測到過[10].國際空間站的觀測圖像見圖5.這類事件的特點是存在多條平行的運動軌跡線,可能與飛船有關,但也可能是空間站的結構造成的.

表1 空間天體引發(fā)的射電暫現(xiàn)事件.時間均為協(xié)調世界時.近地點和遠地點距離的單位均為km.Table 1 Radio transient events caused by space objects.Date-Time in UTC;Apogee and perigee in km.

(2)ALOUETTE 2.它是一顆已經(jīng)報廢的加拿大衛(wèi)星,大小約1 m.ALOUETTE 2射電暫現(xiàn)事件與其他事件的區(qū)別在于高度:被探測到反射FM信號時,它的高度約為2000 km.從圖6可以看出,在積分時間相同(2 s)時,它的運動軌跡明顯比空間站短.此外,由于軌道較高,ALOUETTE 2事件持續(xù)時間(4 min)比其他事件(約數(shù)十秒)要長,空間天體可觀測范圍(數(shù)十度)也比其他天體(數(shù)度)要大.

從ALOUETTE 2事件中可以看出,使用差值觀測圖像尋找空間碎片的方法可能存在高度限制.我們使用差值圖像來降低背景噪聲(相鄰積分時間圖像相減),但在空間天體比較高的情況下,若積分時間較短,則天體的移動不明顯.這可以導致空間天體在差值圖像中被消去.換言之,使用反射FM信號探測空間碎片,需要根據(jù)目標碎片的高度不同而設置不同的積分時間.

(3)DUCHIFAT 1和UKUBE 1.它們都是立方衛(wèi)星,其中DUCHIFAT 1的尺寸只有0.1 m.這表明MWA擁有探測到米級以下空間碎片的潛力.DUCHIFAT 1的觀測圖像已在圖4中給出.

圖6 ALOUETTE 2的MWA差值觀測圖像.積分時間為2 s.圖中黃色圓圈代表根據(jù)TLE數(shù)據(jù)計算出的在2 s開始時刻各空間天體的位置.Fig.6 MWA difference image of ALOUETTE 2.Integration time is 2 s.Yellow circles in the image indicate the positions of the space objects at the start of the integration time,as calculated with the TLE data.

5 討論

與其他觀測方法相比,使用調頻廣播信號探測空間碎片存在分辨率較低的問題.由于頻率較低而波長較長(在100 MHz處波長為3 m),MWA作為被動雷達觀測空間碎片的空間分辨率大約為4.5′(在600 km高度處相當于0.78 km),導致空間碎片位置數(shù)據(jù)中出現(xiàn)沿跡誤差(along-track error)和垂跡誤差(cross-track error).除此之外,為了提高觀測圖像信噪比,我們可能需要對觀測數(shù)據(jù)在時間上進行積分,導致時間分辨率降低.考慮到空間碎片在觀測圖像上的移動,這主要會引入沿跡誤差.

我們用兩個事例—DUCHIFAT 1和ALOUETTE 2來討論MWA作為被動雷達探測空間碎片的誤差大小.在計算中,我們將MWA觀測到的空間天體位置與使用TLE軌道根數(shù)計算出的空間天體位置相比較,并假設使用TLE軌道根數(shù)計算出的空間天體位置與真實值的誤差遠小于MWA觀測得到的位置與真實值的誤差.

圖7中給出了DUCHIFAT 1的觀測結果和誤差估計.上方圖中圓點代表在10 s的連續(xù)觀測中,每2 s積分時間開始時DUCHIFAT 1在MWA觀測圖像中的位置,而誤差范圍是由MWA的空間分辨率和積分時間來估算的.圖中紅色三角形給出的是在每2 s積分開始時刻根據(jù)TLE根數(shù)推算的DUCHIFAT 1在MWA觀測圖像中的位置.由圖7可以看出,對于600 km高度處的DUCHIFAT 1而言,MWA空間和時間分辨率導致的方位誤差大概在1.5?左右,而TLE根數(shù)推算出的位置與此相符.在已知空間天體在MWA圖像上的位置和TLE根數(shù)計算的位置之間的角距離和空間天體高度的前提下,可以估算MWA作為被動雷達觀測到的空間天體位置與其TLE根數(shù)推算得到的位置之間的距離,見圖7中下方圖.但此處計算的距離沒有考慮視向方向上的誤差,所以會比真實值小.從圖中可以看出,對DUCHIFAT 1而言,忽略視向方向的MWA觀測位置和TLE根數(shù)推算位置的差距在10 km以內.

圖7 從MWA的方位觀測DUCHIFAT 1的運動軌跡.上圖:圓點代表MWA圖像中與DUCHIFAT 1對應的射電暫現(xiàn)源在10 s觀測時間內的位置,誤差范圍根據(jù)MWA的空間和時間分辨率給出.采樣時間為2 s.三角形給出的是在相同時間根據(jù)TLE軌道根數(shù)推算的DUCHIFAT 1在MWA圖像中的位置.下圖:在10 s觀測時間中,估算的MWA觀測到的空間天體位置與根據(jù)TLE根數(shù)推算得到的位置之間的距離.Fig.7 The path of DUCHIFAT 1 as seen by the MWA.Top:the dots indicate the positions of radio transients caused by DUCHIFAT 1 during 10 s in the MWA images.Errors are given by estimation with temporal and spatial resolution of the MWA.Sampling timescale is 2 s.The triangles represent the positions of DUCHIFAT 1 in the MWA images calculated with the TLE data.Bottom:estimated distance between the positions of DUCHIFAT 1 as observed by the MWA and calculated with the TLE data,during 10 s observation.

ALOUETTE 2事件則有所不同.在圖8中,我們給出了ALOUETTE 2在14 s時間中的觀測結果和誤差估計.由于在觀測時刻ALOUETTE 2所在高度較高(約2000 km),運動的角速度較小,導致積分時間引入的沿跡誤差比DUCHIFAT 1小一些.我們估算MWA觀測2000 km高度的空間碎片的方位誤差大致小于1?.從圖8可以看出:根據(jù)TLE軌道根數(shù)估算的ALOUETTE 2位置在MWA觀測的大致誤差范圍之外,相差0.1?左右.這可能與TLE數(shù)據(jù)自身的誤差,使用的Pyephem軟件包在根據(jù)TLE數(shù)據(jù)計算空間天體的方位過程中產(chǎn)生的誤差以及我們使用的ALOUETTE 2的TLE軌道根數(shù)歷元與觀測時間相差較大有關.ALOUETTE 2的軌道根數(shù)歷元與觀測時間相差11 h.在DUCHIFAT 1事件中這一差距為4 h.

圖8 從MWA的方位觀測ALOUETTE 2的運動軌跡.上圖:圓點代表MWA圖像中與ALOUETTE 2對應的射電暫現(xiàn)源在14 s觀測時間內的位置,誤差范圍根據(jù)MWA的空間和時間分辨率給出.采樣時間為2 s.三角形給出的是在相同時間根據(jù)TLE軌道根數(shù)推算的ALOUETTE 2在MWA圖像中的位置.下圖:在14 s觀測時間中,估算的MWA觀測到的空間天體位置與根據(jù)TLE根數(shù)推算得到的位置之間的距離.Fig.8 The path of ALOUETTE 2 as seen by the MWA.Top:the dots indicate the positions of radio transients caused by ALOUETTE 2 during 14 s in the MWA images.Errors are given by estimation with temporal and spatial resolution of the MWA.Sampling timescale is 2 s.The triangles represent the positions of ALOUETTE 2 in the MWA images calculated with the TLE data.Bottom:estimated distance between the positions of ALOUETTE 2 as observed by the MWA and calculated with the TLE data,during 14 s observation.

此外還值得注意的一點:在我們手動尋找到的10次射電暫現(xiàn)現(xiàn)象中,DUCHIFAT 1占了4次,國際空間站和飛船占了3次.空間站被重復觀測到可能和它的尺寸有較大關系;而DUCHIFAT 1作為立方衛(wèi)星,被多次觀測到可能有其他原因.為此我們統(tǒng)計了FM信號反射射電暫現(xiàn)事件的空間分布(天頂距和方位角),結果見圖9.從圖9中可以看出,有3次DUCHIFAT 1事件的方位角非常接近.我們猜測一種可能的解釋是反射的FM信號來自同一個FM廣播站,也就是說DUCHIFAT 1被多次觀測到是因為它的位置和FM廣播站以及MWA形成了合適的幾何結構.這個猜測是根據(jù)流星雨觀測的結果類比出的:在流星雨的被動雷達觀測中,如果已知發(fā)射機和接收機的位置,則可以估算流星能夠被觀測到的天空范圍[21].換言之,發(fā)射機、接收機以及流星三者的相互位置關系會影響流星被探測到的幾率.在這些DUCHIFAT 1事件中,如果在MWA某個方向的合適位置上存在一個FM廣播站,或許可以解釋DUCHIFAT 1在這個方向被多次探測到.

圖9 MWA觀測到的反射FM廣播信號射電暫現(xiàn)事件的空間分布.空間位置由天頂距和方位角給出.Fig.9 Space distribution of radio transient events caused by the reflected FM signal,as observed by the MWA.Positions of the events are given in Azimuth and Zenith Angle.

6 總結與展望

我們使用了默奇森大視場射電陣搜尋了空間天體反射的FM廣播信號,探測到10起反射FM信號引起的射電暫現(xiàn)事件.將這些事件與軌道根數(shù)計算得出的空間天體位置相對照,我們確認這些事件是由數(shù)顆衛(wèi)星引起的.這些事件證明了MWA擁有探測600 km高度處0.1 m量級尺寸空間碎片的潛力,而觀測的位置誤差大概在10 km左右.

本文中的數(shù)據(jù)處理基于MWA流星觀測項目,因此許多參數(shù)的選擇相對空間碎片觀測并不是最優(yōu)的.例如積分時間可以根據(jù)目標碎片高度而修改,而觀測帶寬可以由MWA周圍較強的FM廣播波段確定.此外,本文中介紹的所有射電暫現(xiàn)事件都是手動選出的,嘗試使用圖像搜索軟件也許能得到更多的事件.

根據(jù)估算,本文中MWA觀測空間天體的位置誤差大部分是由數(shù)據(jù)處理中采用了較長的積分時間導致的,在進一步的數(shù)據(jù)處理中可以考慮減小積分時間,甚至不對時間做積分.然而,積分時間減小會引起信噪比的降低,這方面的平衡也是我們需要考慮的.

在本文中,MWA作為被動雷達只測量了空間天體的方位,沒有測距和測速數(shù)據(jù).這是因為對某起空間天體導致的射電暫現(xiàn)事件而言,我們尚未確認發(fā)射調頻廣播信號的具體廣播站.我們下一步可以根據(jù)觀測到的射電暫現(xiàn)源的頻率分布和當?shù)貜V播站位置分布得到具體的廣播站,進而將MWA接收到的信號與發(fā)射信號相比較,提高觀測的精度.

探測近地軌道空間碎片的主要方式是主動雷達,探測極限在5–10 cm左右.到目前為止,MWA作為被動雷達展現(xiàn)出來的探測能力尚未超過這一極限.但使用低頻射電望遠鏡作為被動雷達的空間碎片探測方法,與建設主動雷達站相比,是一種成本較低的探測方式.另外,隨著SKA項目的推進,默奇森天文臺正在建造新的SKA-Low天線陣.此天線陣同樣覆蓋FM觀測波段,同時靈敏度相對MWA會大幅提高.在可預期的未來,SKA-Low是進行空間碎片監(jiān)測的合適工具.