1 引言

电离层对无线电波吸收的研究已持续多年，多种实验手段也已被用来对电离层的吸收进行实验观测.其中之一就是利用宇宙噪声接收机对穿过电离层的宇宙背景噪声的吸收进行观测测量.

实际上，从20世纪60年代开始，宇宙噪声接收机就被用来研究宇宙噪声吸收(CNA)(Little and Leinbach， 1959; Lusignan，1960; Abdu et al., 1967，1973; Nishino et al., 1993，2002，2006).宇宙噪声吸收主要发生在电离层中高度较低的D层.受宇宙噪声的作用，D层的自由电子会产生运动.由于D层的中性分子密度很高，D层高度上较高的电子碰撞频率会导致运动中的自由电子将更多能量传递给其他粒子，从而导致了宇宙噪声的吸收(Browne et al., 1995).

Yamagishi等(2000)的研究表明，在利用多台站对极光吸收运动趋势的联合观测中，对于吸收区运动判定的时间尺度在分钟量级，吸收区域的在二维空间连续与否对于极向运动速度的计算和整体运动方向的判断都有着至关重要的作用.之后，Wilson等(2002)以及Hargreaves等(2007)的研究中均利用二维空间极光吸收图样反演得到了吸收的运动速度和趋势特征.其表明，一个可信的CNA吸收图样对于确定宇宙噪声吸收的运动学特征而言具有十分重要的意义.而CNA的计算需要基于地磁活动平静条件下电离层对宇宙噪声吸收基线的测量，因此如何得到一个可靠的静日曲线(QDC)便显得尤为重要.事实上，自20世纪60年代以来随着宇宙噪声接收机在电离层吸收观测中的广泛使用，已有很多学者对生成QDC的方法进行过研究(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). 但由于宇宙噪声接收机探测到的宇宙噪声具有很强的周日变化和季节变化，同时，太阳及地磁活动以及人为的电磁干扰对接收到的宇宙噪声都有很强的影响，最终二者会在很大程度上左右QDC的计算结果，因此人们对如何生成一个可靠的QDC方法上始终没有达成共识.近期有关于QDC推算方法的讨论见Tanaka等(2007)与He等(2014)的文章.前者在保证数据量的前提下，不考虑人为干扰和地磁场扰动的影响，以取均值和方差的方法进行有效数据的判定和筛选，最后以经验公式得到最终的QDC；而后者以Kp指数作为地磁活动判据，仅保留地磁活动平静时段的数据，并消除人为干扰，利用频谱滤波方法消除高阶项后得到最终的QDC.

另一方面，由于地球磁场的存在，宇宙噪声吸收的观测在中低纬地区存在着诸多的困难(Nikte et al., 2014)，但在高纬地区却有较好的观测效果.中国南极中山站由于其白天位于极隙区，夜间位于极盖区的地理位置，使其成为极区电离层宇宙噪声吸收对空间天气响应观测中的一个重要的站点.宇宙噪声吸收对于空间天气响应具有特殊性，能量较高的粒子才能沉降到高度较低的D层引起电离层吸收效应.因此，较为典型的电离层吸收事件往往伴随着强烈的空间天气事件而发生.

2012年7月12日16 ∶ 53 UT左右，太阳出现了X1.4级的耀斑爆发事件，随后发生了日冕物质抛射(CME).CME于14日18 ∶ 00UT左右到达地球.最近已有文章对此次事件进行了报导(Möstl et al., 2014; Cheng et al., 2014)，但这些报导主要集中于对太阳和CME的观测结果的分析和讨论，而有关地球高纬电离层对此次太阳活动事件中的响应报导并不多见.

在这里，我们提取了2012年7月14日太阳活动事件中太阳风到达地球时南极中山站成像式宇宙噪声接收机观测到的电离层对宇宙噪声吸收数据，利用前述两种QDC推算方法，计算得到宇宙噪声吸收的Keogram图像.对结果进行了比较讨论，评估了两种方法在太阳活动事件中描述宇宙噪声吸收的二维水平方向空间变化时的优劣.

数据来源自南极中山站成像式宇宙噪声接收机(地理坐标为69.4°S，76.4°E)在2012年的连续观 测数据.其天线阵列由64副半波偶极子天线组成，按地磁南北和东西方向排列成8×8的天线方阵.天 线被动接收来自宇宙的背景噪声，工作频率为38.2 MHz，采样率为1 s.64个波束上接收到的宇宙噪声的幅值电压通过模数转换，化为二进制数值存为数据文 件.接收机模拟端的采样电压范围为-10 V~+10 V. 模数转换位数为12个比特位，即-2048~2047，采样电压分辨率为0.00488 V.

中山站成像式宇宙噪声接收机接收天线阵的64条波束在90 km高度的波瓣方向由图 1给出，图 1同时也示出了天线阵列所对应的地球磁场方向.

图 1

Fig. 1

图 1 90 km高度处南极中山站成像式宇宙噪声接收机天线阵波瓣方向图(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 90 km(symbols of “x” and “+” represent the locations of Zhongshan Station and the lobe center respectively)

图 2给出了第1节中所述的太阳活动事件中，2012年7月14日至16日间ACE卫星所观测到的太阳风动压、行星际磁场条件以及世界数据中心发布的AE、SYM-H指数的变化曲线.

图 2

Fig. 2

图 2 2012年7月14—16日太阳风、行星际磁场以及AE，SYM-H参数. (a)|B|，(b)Bx， (c)By，(d)Bz，(e)太阳风速度，(f)太阳风动压，(g)AE指数，(h)SYM-H指数 Fig. 2 An overview of the solar wind and IMF conditions measured by the ACE satellite and AE，SYM-H index provided by World Data Center from July 14，2012 to 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-H index

由图 2可见，在2012年7月14日18 ∶ 20 UT CME到达地球之前，太阳风动压、行星际磁场以及AE和SYM-H指数均处于平静状态.在18 ∶ 20 UT CME到达地球之后，上述参量均出现了剧烈的跳变，而行星际磁场B_z(图 2d)分量继续南北向来回震 荡，至15日06 ∶ 00UT才完全转为南向，SYM-H指数也随之转负，直到15日0900UT左右SYM-H指数到达最小值-130 nT附近，形成了一次强磁暴.

QDC是计算CNA的基础，而QDC的推算均依赖于前后共30天左右的观测数据(Mitra and Shain， 1953; Steiger and Warmick， 1961; Tanaka et al., 2007; He et al，2014).成像式宇宙噪声接收机的优点之一在于其能24 h不间断地进行全天候观测，在2012年7月期间，南极中山站成像式宇宙噪声接收机获得了完整的观测数据.为了评估比较QDC推算方法在吸收事件中的适用情况，以上述事件的数据为基础，利用前述两种QDC推算方法(Tanaka et al., 2007; He et al., 2014)，分别在恒星日分割下推算得到2012年7月4条中心波束的QDC，如图 3所示.基于图 3的QDC，计算得到随恒星日时间变化的CNA曲线.还原至世界时坐标后，得到如图 4所示的4条中心波束在2012年7月14日的吸收曲线.

图 3

Fig. 3

图 3 两种方法得到的2012年7月南极中山站宇宙噪声接收机中心4条波束的QDC曲线(N：地磁北，E：地磁东) Fig. 3 QDCs of the 4 most 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)

图 4

Fig. 4

图 4 两种不同QDC方法得到的2012年7月14日南极中山站宇宙噪声接收机中心4条波束的吸收日变化曲线(N：地磁北，E：地磁东) Fig. 4 The Imager Riometer CNA of the four central beams on 14th July，2012 derived from two different QDC techniques at Zhongshan Station，Antarctica.(N: North，E: East)

由图 4可以看到，基于两种不同QDC推算方法得到的CNA曲线在这4条中心波束上均呈现出相似的变化趋势，但由于4条波束指向不同的天顶区域，在细节变化上并不完全相同.在CME到达地球时的18 ∶ 20 UT附近有一个明显的吸收尖峰出现，而19 ∶ 20 UT附近有两个明显的吸收尖峰出现.据此，对18：10—18：50 UT和1910—1950 UT两个时段64条波束上的吸收数据进一步进行二维空间结构分析.

成像式宇宙噪声接收机较之宽波束宇宙噪声接收机的优势之一就在于其能描述吸收区域在水平面上的二维运动趋势.由于天线阵的波瓣沿着地磁南北和东西方向排列，因此能直观地反映电离层吸收区域沿地球磁场东西和南北方向的运动.为比较两种不同QDC生成方法对生成的宇宙噪声吸收图样描述的差异，沿南北方向和东西方向提取电离层二维空间吸收图样中经过天顶中心的横纵各8条波束数据，基于前述两种QDC推算方法，沿时间轴依次列出上述所选择的波束数据，以不同色彩表示吸收数值的大小，得到二维宇宙噪声吸收的Keogram.18 ∶ 10—18 ∶ 50 UT与19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT两个时段的Keogram如图 5和图 6所示.

图 5

Fig. 5

图 5 基于2种不同QDC生成方法得到的18 ∶ 10—18 ∶ 50 UT吸收事件的Keogram (a)南北向(Tanaka的方法);(b)东西向(Tanaka的方法);(c)南北向(He的方法);(d)东西向(He的方法). Fig. 5 The CNA Keogram generated by two different QDC techniques at Zhongshan Station，Antarctica during 18 ∶ 10—18 ∶ 50 UT (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).

图 6

Fig. 6

图 6 基于2种不同QDC生成方法得到的19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT吸收事件的Keogram (a)南北向(Tanaka的方法);(b)东西向(Tanaka的方法);(c)南北向(He的方法);(d)东西向(He的方法). Fig. 6 The CNA Keogram generated by two different QDC techniques at Zhongshan Station， Antarctica during 19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT (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).

图 5和图 6给出了基于2种不同QDC生成的CNA二维图样，沿地磁南北向和东西向所提取得到的Keogram，其中纵坐标MN、MS、MW、ME分别代表地磁的北、南、西、东四个方向，图中不同颜色区段表示电离层对38.2 MHz宇宙噪声吸收的大小.根据图中吸收区域随时间的变化，可判断吸收区域在水平面的二维运动方向.

图 5和图 6分别代表了紧跟磁层亚暴急始的2个吸收事件，而在这两个事件中，其各自又存在着相对独立的吸收区域.对比图 5a和图 6a，以及图 5c和图 6c可见不同的QDC方法下，事件1中的两个吸收区域(18 ∶ 24 UT，18 ∶ 33 UT)较之事件2的两个吸收区域(19 ∶ 25 UT，19 ∶ 29 UT)呈现出范围和强度更大的强吸收，这与图 4中一维吸收变化曲线一 致.而其中吸收事件1中18 ∶ 24 UT附近的吸收区域范围最广，其对应于中山站的磁地方时为20 ∶ 24 MLT，位于夜侧.其出现的时间紧跟AE指数的突然增强之后，这表明该突然增强吸收区域的出现与磁层亚暴的急始相关，引起吸收的源应来自于磁尾的高能粒子沉降导致的D层电子密度增强.

由图 5c中可以看到18 ∶ 28—18 ∶ 32 UT之间的弱吸收带将18 ∶ 24UT的吸收区域与18 ∶ 33 UT的吸收区域之间相互连接起来，表明这可能是一系列 连续的吸收事件，而图 5a中对应区域中所表示结果更倾向于上述两个吸收区域是独立的，其关联的结构并不明显.这表明两种QDC方法生成的CNA Keogram在解读吸收过程的空间变化上存在着差异.

而在图 5d中可以看到18 ∶ 24 UT强吸收区域出现之前的18 ∶ 01—18 ∶ 21 UT，天顶中心区域的东西两侧已出现了两个1.5 dB左右的弱吸收区域，并一直持续存在，在18 ∶ 24 UT时突然增强、扩大、最后合并.而在图 5b中，强吸收事件18 ∶ 24 UT出现之前的18 ∶ 10—18 ∶ 21 UT，天顶中心以东的吸收区域并未出现，18 ∶ 24 UT的 强吸收区域的出现更倾向于突然点亮然后西向移动的过程.图 5d的18 ∶ 26—18 ∶ 29 UT 期间，合并增强后的吸收区域东向移动并减弱消失之后，在18 ∶ 30 UT重新在天顶中心的东西两侧出现了两个2 dB左右的吸收增强区域，之后这2个区域再次增强扩大并于18 ∶ 33 UT在天顶附近形成了强吸收区.而在图 5b中18 ∶ 30 UT并未出现上述的两个独立的吸收增强区域，而是呈现了过天顶的强弱较为平均的带状结构.

在夜侧，由于引起极光和宇宙噪声吸收增强的原因均主要来自于磁尾的高能粒子沉降，因此，极光在空间的二维变化对于粒子沉降事件的确定和区分具有较好的参考性.这里我们引入上述事件时段中山站同地观测到的波长为557.7 nm的全天空极光Keogram如图 7所示，以考察CNA多个吸收事件之间的关联性.

图 7

Fig. 7

图 7 中山站同地全天空极光成像仪协同观测得到的Keogram(波长: 557.7 nm) (a)南北向18 ∶ 09—18 ∶ 49 UT;(b)东西向18 ∶ 09—18 ∶ 49 UT; (c)南北向19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT;(d)东西向19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT. Fig. 7 The auroral Keogram(wavelength: 557.7 nm)obtained by all sky camera at Zhongshan Station，Antarctica (a)Geomagnetic South to North，18 ∶ 09—18 ∶ 49 UT;(b)Geomagnetic East to West，18 ∶ 09—18 ∶ 49 UT;(c)Geomagnetic South to North，19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT;(d)Geomagnetic East to West，19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT.

由图 7a和图 7b可以看到，与图 5类似，在18 ∶ 23 UT附近极光强度突然增强，直到18 ∶ 38 UT极光弧大部分离开视场.在整个过程中，极光弧有复杂的运动趋势，较为明显的是图 7a中18 ∶ 30—18 ∶ 36 UT极光弧的赤道向移动轨迹，这与图 5c中对应时段的CNA二维移动趋势相吻合.同时，从图 7a和图 7b可以看到，18 ∶ 23—18 ∶ 38 UT时段内的 极光活动事件是一次完整的极光弧在视场中的运动事件，而非分立的两次事件.因此，较之图 5a而言，图 5c中18 ∶ 28—18 ∶ 32 UT之间的弱吸收带更能体现出与极光活动相近的CNA空间吸收二维变化.

而在图 6a和图 6c中，2种QDC方法下得到的Keogram均表现出了19 ∶ 23—19 ∶ 31 UT的吸收的空间结构有明显的磁赤道向的运动.吸收区域出现 于19 ∶ 23 UT，并开始往北赤道向移动，在19 ∶ 27 UT 左右到达最北端后，开始往回极向运动.而在图 6b和图 6d东西方向上，吸收区域分别在19 ∶ 25 UT和19 ∶ 30 UT均呈现出两次东向漂移运动.在图 6d中的19 ∶ 14—19 ∶ 18 UT时段内在天顶东西两侧存在明显的1.8 dB左右的吸收区域的增强和减弱的过 程，而在图 6b中对应区域的吸收结构并不存在.在 19 ∶ 43—19 ∶ 47 UT时段图 6d中天顶以东再次出现了约为1.8 dB的吸收结构，同样这种结构在图 6b中没有得到反映.

对比图 7c和图 7d，19 ∶ 23—19 ∶ 31 UT的极光图样也有明显的北向赤道方向的运动和随后的极向运动的过程.同时，在19 ∶ 13—19 ∶ 30 UT的整个事件当中，极光的活动表现为多条弧连续在视场中运动.因此与图 6c与图 6d所表现出的吸收区域的变化更为一致.

简而言之，对在2012年7月14日18 ∶ 10—18 ∶ 50 UT和19 ∶ 10—19 ∶ 50 UT两个吸收时段中，利用不同2种QDC推算方法得到的CNA Keogram 进行了分析后，发现在18 ∶ 23—18 ∶ 28 UT，18 ∶ 32—18 ∶ 35 UT，19 ∶ 23—19 ∶ 31 UT三个时段中出现强度较大的吸收区域，基于两种QDC方法得到的Keogram均能较为一致地反映吸收区域的二维运 动情况.而在18 ∶ 10—18 ∶ 21 UT，18 ∶ 29—18 ∶ 32 UT，19 ∶ 14—19 ∶ 18 UT，19 ∶ 43—19 ∶ 47 UT时段中，有强度较小吸收区域出现，这些弱吸收区域与同地观测到的极光运动特征相关.基于Tanaka方法生成的Keogram并不能很好地反映出这些强度较小的吸收区域以及与极光运动的相关特性，而基于He等提出的QDC方法生成的Keogram可以较好地反映出这些弱吸收区域及其运动趋势.

对于吸收事件而言，由于弱吸收区域往往是连接两次看似独立的强吸收事件的通道，它的存在对于判定相邻的两次吸收事件是否相互关联至关重要(Yamagishi et al., 2000; Wilson and Stocker， 2002; Hargreaves et al., 2007)，对于了解电离层对宇宙噪声吸收的动态过程具有重要的意义.利用中国南极中山站成像式宇宙噪声接收机的观测数据，对2012年7月12—14日太阳活动期间，电离层对宇宙噪声的吸收进行了研究.对近期提出的两种不同的QDC方法在宇宙噪声吸收的Keogram生成结果上进行了分析比较.比较表明，就此次太阳活动事件而言，两种不同的QDC方法生成的Keogram呈现出相似的变化特征，强吸收区域的出现时间和变化过程在两类Keogram上都能得到一致的反映.但较之Tanaka的方法，He的方法在保证突显强吸收区域的基础上，能更清晰地反应出弱吸收区域与强吸收区域相互演化的空间二维过程，同时与同地极光观测结果符合得更好.因此，对于判断D层吸收区域的二维空间水平变化动态过程具有更好的效果.