在射电天文观测方面，有些雄心勃勃的计划，未来要把射电天文观测设备或阵列放在月球背面，以避开来自地球的越来越严重的射频干扰(Radio Frequency Interference, RFI)，避开地球大气窗口限制，也避开地面射电频谱分配资源对射电天文观测业务频谱范围需求不断拓展的限制。2019年1月4日，嫦娥四号着陆器上第1台低频射电频谱仪的3根5 m天线已经在月球背面展开，其将获得的观测结果令世人期待。但地基射电天文观测设备则无此幸运。2019年1月9日英国《自然》杂志同期在线发表的两篇有关快速射电暴的天文学论文，迅速引发了极大的争议：是一种暂时无法解释的自然现象、外星文明的智慧还是地球人的“微波炉”辐射？即使太阳射电辐射信号比其他天体的要强，太阳射电观测设备也同样饱受复杂电磁环境干扰的困扰。射频干扰是所有灵敏的地面射电天文观测设备必须解决的问题。

1 明安图观测基地主要设备及地理环境

中国科学院国家天文台明安图观测基地(东经115 °15′，北纬42°12′，海拔1 365 m)现有超宽带高分辨太阳射电成像观测设备——明安图射电频谱日像仪^[1] (Mingantu Spectral Radioheliograph, MUSER-Ⅰ和MUSER-Ⅱ)、明安图三频段太阳射电望远镜^[2] (Mingantu three bands Solar Telescope, MST)、两台20 m分米波地平式抛物面天线，试验中的新型数字式甚低频射电成像望远镜阵列^[3] (Ultra-P)，2019~2022将建设完成子午二期工程的太阳行星际监测系统，包括米波-十米波射电日像仪(Mingantu Spectral Radioheliograph in Meter-Decameter Wavelength, MUSER-Ⅲ)、行星际闪烁望远镜^[4] (Interplanetary Scintillation Telescope, IPS)、超宽带射电频谱仪等，表 1为现有和待建设备的主要参数，频率覆盖1 MHz~15 GHz，观测结果用于太阳物理、空间天气监测和预报的关键问题研究。一般10 MHz以下频段的天体射电辐射采用星载设备观测，地基射电天文望远镜都被地球电离层阻挡在10 MHz以上频段。但是伴随着太阳活动性变化，地球电离层和热层参数也表现出相应时间尺度的变化特征^[5]。在太阳活动极小期，电离层截止频率可能降低到5 MHz以下，利用Ultra-P有可能首次从地面观测到10 MHz以下的宇宙信号。明安图观测基地正在逐步建设成为一个大型的射电天文，特别是太阳射电天文观测基地，观测设备类型多样，300多个各类接收天线分布在约10平方千米范围内的三条旋臂及中心区，广阔草原上开放的地理环境，周围较密集的村落，电磁环境复杂。

从基地南部的山坡上大致可以看出，明安图射电频谱日像仪的天线阵沿三条旋臂(A\B\C三轴)排布(如图 1(a))。图 1 (b)展示了叠加在谷歌地图上的观测基地，红点表示MUSER-Ⅰ至MUSER-Ⅲ及Ultra-P沿旋臂的天线阵列单元，中心黄色矩形框分别表示办公生活区和观测区，黄线箭头引出了这两个区内的观测设备和建筑。观测基地被牧民的草场包围，标号1~5的红圈表示基地周围的5个牧民班组共105户牧民，距离基地中心2~5 km，其中3班组离B轴最远端天线仅约300 m。观测区内是MUSER-Ⅰ和MUSER-Ⅱ室外天线单元密集的3条螺旋臂的中心区域，观测楼内有明安图射电频谱日像仪的室内模拟接收机、数字接收机及监控系统。

子午工程二期的相关设备将在2019年开工建设，办公生活区域向东、向南扩展，各设备相对位置见图 2，最下方为MUSER-Ⅲ的中心振子阵，3面长140 m、宽40 m的南北向抛物柱面天线东西排列。办公生活区内的科研楼包括海量数据存储和处理机房、实验室、密集的科研场所，综合楼内主要为生活用电设施。

2 明安图观测基地射频干扰初步监测

在复杂的电磁环境下首先要做射频干扰监测，以制定相应的抗干扰措施，防范、控制和消减干扰，保障射电天文观测设备的正常运行和数据的可靠性。图 3为明安图观测基地的部分射频干扰监测结果，横轴为频谱，纵轴为强度，显示了射频干扰随频谱和方向的变化。其中，图 3 (a)是20 m天线在仰角35 °、方位-45 °时接收的470~960 MHz射频干扰情况；图 3 (b)用MUSER-Ⅰ 4.5 m天线在400~2 000 MHz的一次射频干扰测量得到960 MHz附近的手机信号是主要干扰源；图 3 (c)和图 3(d)用20 m天线在仰角60 ° ± 30 °两个方位(0 °为正北方向)上监测的250~290 MHz射频干扰。图 4用线天线对1~100 MHz内射频、干扰的长期监测，横轴为时间/日期，纵轴为频谱，强度用彩色表示。

立体射频干扰表示法能更全面有效地反映射频干扰分布，见图 5~图 9。针对太阳观测设备，图 5用MUSER-Ⅰ接收单元IA9沿太阳轨道作400~2 000 MHz内左旋圆极化射频干扰测量(赤经:-90 °~+90 °, 赤纬:19.15 °, 2015-05-17)，x轴为频谱，y轴为赤经坐标，z轴为相对功率，显示出射频干扰频谱沿当日太阳轨道的分布。同样，图 6为MUSER-Ⅱ接收单元HA9沿太阳轨道作2 000~2 800 MHz左旋圆极化干扰测量。图 7显示MUSER-Ⅰ左、右旋圆极化射频干扰频谱的差异。图 8为20 m天线和MUSER-Ⅰ接收系统测试400~800 MHz和1 600~2 000 MHz左旋圆极化射频干扰频谱在40 °仰角时随方位的分布。

相比赤道式座架的阵列天线，地平式20 m天线转动范围可以覆盖高于10°仰角的全部天空。用20 m天线及MUSER-Ⅰ接收单元以太阳为中心进行立体方向图^[6]扫描，频率通道30^#和47^#的左、右旋射频干扰影响对比，显示同一频率通道接收的左、右旋圆极化信号差异，见图 9。射频干扰谱通常显示为强度随时间的变化，如文[7]在研究韦斯特博克综合射电望远镜射频干扰消减时的观测图，图 5~9结合观测目标和观测模式反映了射频干扰频谱的空间分布，如果射频干扰分布稳定，长期监测对制定射频干扰消减方案有更好的参考意义。

综上，射频干扰随频率、极化、指向及时间变化，也随着天线高度和方向图、系统性能、观测目标和模式、射频干扰源相对监测设备的距离和方向等变化，用射频干扰监测系统测量结果对观测系统影响进行评估时还需考虑系统差异。

3 明安图观测基地的射频干扰消减措施

在选址时进行了无线电环境测量和电磁干扰分析^[8-9]，综合考察北京、河北、新疆、内蒙古多地，以电磁环境为首要条件，结合地形、人口密度、交通和政府支持，选择内蒙古正镶白旗为射电日像仪建设地点。将干扰容限与接收系统灵敏度相联系，采用接收系统噪声底值的1/4为干扰容限，即日像仪允许的最大干扰电平，估计日像仪低频段(MUSER-Ⅰ)干扰容限(谱密度)为-181 dBm/Hz。但随着科技发展和射电天文观测设备灵敏度的提升，相对的射频干扰越来越强，电磁环境难以满足要求。根据射频干扰在数据流中出现的阶段，常用的射频干扰消减方法分为4种^[10]，即预防(选址、建造和运行期间采取电磁环境保护、预防和监管措施)、预检测(接收系统通过预检测屏蔽已知的强射频干扰)、预相关(对相关前数据基于硬件或软件作实时消减)和后相关(对相关后干涉数据的实时或离线处理)。

3.1 电磁宁静区建立及电磁环境保护

射频干扰来自系统外部和内部。对于外部的射频干扰，选址和建立电磁宁静区是射电天文观测台站的首要措施。如500 m口径球面射电望远镜(Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope, FAST)工程^[11]，2019年《贵州省500 m口径球面射电望远镜电磁波宁静区保护办法》新版公布，以台址为圆心，设置半径5 km区域核心区、5~10 km环带中间区和10~30 km环带边远区。经与当地有关部门协商，2007年由内蒙古自治区发文，设立以明安图观测基地为中心，半径10 km的射电宁静区；2012年关闭基地正南约2 km处的移动通讯塔；2014年为周边5个班组105户牧民安装光纤多媒体通讯网络，牧民们可在家上网、打座机电话、看电视和微信，也维护了牧民和基地的友好关系。通过协调避免在宁静区建设新移动基站和500 kV高压供电线路。随着5G通讯的到来，宁静区保护内容亦须更新。图 10 (a)，(b)显示关闭通讯塔后射频干扰明显改善，图 10 (c)为光纤多媒体通讯网络路线。

3.2 电磁兼容及屏蔽

100组3.4 km长光缆连接MUSER高/低频阵100面天线和观测区中心机房，传输太阳辐射信号和设备监控信号^[12]。中心机房聚集了MUSER高/低频阵监控设备、模拟接收机、大规模高速数据采集相关处理机，有40面天线距中心机房不到100 m，约80面天线在700 m范围内，如图 11 (a)，须考虑机房内设备间的电磁兼容性及对日像仪的干扰。图 11 (b)显示了中心机房附近和距离约3 km处1~100 MHz的射频干扰监测对比情况(2018-12-02~2018-12-03，陈林杰图)，两处射频干扰最大相差约40 dB。按用电设备集中程度和功耗，计划对重点区域进行分级电磁屏蔽的方法，即采用冷轧钢板、铜网等作为主体屏蔽材料，对重点区域六面壳体、门窗、管线进出口进行电磁密封和屏蔽处理，阻断电磁辐射出入，进一步对辐射强的设备采取隔离措施。

3.3 明安图射电频谱日像仪宽带抗干扰设计

明安图射电频谱日像仪采用了多种抗干扰设计^[12]。如：将光缆深埋在冻土层下进行长距离信号传输，减小传输损耗、温度变化及干扰影响；10 kV电力专线在基地附近改从地下走线，沿高压线安装防雷放电间隙和驱鸟装置；7、8月是草原雨季和雷电高发期，全部室外基墩配电箱安装浪涌保护器。观测系统自身稳定性和可靠性是射频干扰消减的基础，对温度敏感器部件采用高精度温控。多数射频干扰来自天线旁瓣，要求天线方向图旁瓣低于主瓣14 dB以上。

MUSER-Ⅰ：800~1 200 MHz频段手机强干扰信号影响系统正常工作，调整备用本振频率后工作在1 000~1 400 MHz避开强干扰；前端低噪声放大器加限幅；射频干扰超过设备安全阈值时自动控制增益，采用模块化信道降低通道间干扰。

MUSER-Ⅱ：前端低噪声放大器加限幅，信道预选滤波器组进行50 dB以上抑制；前端组件输出端加固定衰减器，防止强干扰时烧毁光发射机；400 MHz/80 MHz双中频带宽输出兼顾工程、天文和抗干扰需求，可使接收机避免在干扰频段内工作，也可在某些频段进行更高时间分辨率的观测。中频输出端带通滤波器进一步滤除带外噪声。应用低温共烧陶瓷技术(Low-Temperature Co-fired Ceramics, LTCC)使系统小型化，增加系统的可靠性和稳定性。

3.4 干扰消减方法研究

判断信号是否为射频干扰的标准是，看其在所需观测中是否为无用但可监测的信号，且是否会影响观测的顺利进行^[13]。有些干扰虽不易检测但仍可能影响观测，消减此类干扰要困难许多。

射频干扰识别中，因传播路径和距离不同，色散量是区分人类活动产生的信号和射电源信号的一个重要判据^[10]。较多的射频干扰探测、识别和消减研究基于统计分析，采用机器学习^[14]的方法完成射频干扰探测、识别和消减。射电天文源信息和接收系统噪声都是理想的高斯分布，因此功率探测通常基于高斯模型。高斯分布模型需要两个参数的均值和标准差，均值估计误差影响标准差估计。未污染的数据样本遵循两个自由度的卡方分布，基于卡方分布的方法只需一个均值定义信号的统计特性。阈值设为递归估计的均值乘以一个用户定义系数，为使均值不因射频干扰产生异常，最强信号对称地弃用。设定阈值同时确定了误报率和漏报率。探测强雷达脉冲干扰时，硬件成本可接受的情况下以多个连续的功率值超过阈值才触发数据消隐，将大大降低误报率。但是检测连续多个样本是否超过阈值对探测弱雷达脉冲时性能不佳，用在一个时间段内超过阈值的总样本数触发数据消隐更好。专用于探测宇宙曙光和再电离时代的21 cm波长“宇宙第一缕曙光”探测项目^[15]采用统计法识别和删除非高斯信号的射频干扰，并引入可见度函数系数代替可见度函数，进一步压缩快速时变射频干扰。射频干扰探测中纳入一些先验知识，将进一步降低射频干扰对射电天文观测的影响。高红移使HI射电源谱线移到分配给雷达的频段，文[16]在法国南赛观测站单天线分米波射电望远镜上采用现场可编程门阵列实时实现基于统计分析的一种雷达脉冲消隐，并用周期平稳特性区分射频干扰脉冲和脉冲星脉冲，因为大多数通讯信号隐藏着周期性。有仿真表明，在脉冲星观测中射频干扰周期平稳探测优于功率探测器，在设备不同位置插入射频干扰周期平稳探测器能够探测不同类型的射频干扰。

对大型单射电天线，自适应旁瓣相消是常用的抗干扰方法之一^[17]，本质是利用辅助阵列与主天线中干扰信号的相关性和干扰的空间特性获得辅助阵列的最优权矢量，使合成的天线方向图在干扰方向上产生零点，达到干扰抑制的目的。文[18]利用独立的射频干扰参考信号和射频干扰信号遵循的闭合关系消除射电频谱仪中的射频干扰，该参考信号是由参考天线或馈源指向噪声源收到的信号与观测的射电天体辐射信号交叉相关获得。

对干涉仪，相比对最终可见度函数数据进行分析处理，相关技术提供了以更高时间和频率分辨率从干涉仪观测数据中识别和消减射频干扰的可能，在射频干扰识别和消减方法开发、完善以及测试阶段，采用软件相关射频干扰识别^[19]比硬件开发周期短且更具灵活性。由于阵列单元的位置分布，射频干扰对射电望远镜阵列影响不一样，对短基线来说问题更严重。但是，由于积分时间增长的同时提高了对射电信号和射频干扰的灵敏度，用单天线进行观测(连续谱或光谱)更易受到干扰的影响^[18]。在频率捷变太阳射电望远镜(Frequency Agile Solar Radio-telescope, FASR)测试系统上^[20]，提出并测试了基于方差分析的功率谱统计切除射频干扰的方法，从高斯型太阳射电爆发中识别并切除非高斯型射频干扰。

根据接收信号的时间频率功率谱、方位频率功率谱和立体方向图的形态可辅助识别干扰，如图 5~图 9，大部分射频干扰限制在一定频率范围内，但存在于整条观测路径，有强度起伏。对少数限制在一定指向范围内和一段频段内，经过长期监测是稳定干扰，可采用空间滤波方式消减。

射电探测是太阳物理和日地空间科学的重要手段，尤其对于太阳爆发过程中的太阳非热粒子加速、发射和传播过程。总是从科学需求的角度研制新的太阳射电望远镜，而无法限制在射电天文业务的保护频率范围。一般认为大多数射频干扰很强，但强太阳耀斑爆发时，射电流量密度可能有20~30 dB或更大的增量，且耀斑过程包含亚秒级脉动准周期性结构以及超精细结构^[21]。弱射频干扰也可能和太阳射电辐射信号混淆。长期的观测研究发现，太阳射电爆发常常可分成一系列从长到短不同时标的爆发过程，其中尖峰辐射是最小时间尺度和空间尺度的爆发过程，可以看成是一种元爆发过程，对应于单一的磁场重联和磁能释放。根据太阳射电天文学研究，识别尖峰爆发是对新一代太阳射电望远镜的基本要求^[22]。观测小尺度的磁场活动对于理解太阳风暴的元过程以及整体理解太阳风暴很有意义^[23]。无论射频干扰强弱，区分射频干扰和太阳射电信号很重要、也都是难题。

明安图观测基地电磁环境复杂，没有一种射频干扰消减方法满足所有设备的需求，同一设备也可能需要多种射频干扰消减方法，这方面还有很多工作要做。

4 射频干扰监测

手机通讯是明安图观测基地射频干扰的主要来源，5G时代的即将来临使电磁环境随之改变。射频干扰长期监测是射频干扰消减的前提，射频干扰监测一般采用各向同性天线，如巨型米波射电望远镜(Giant Metrewave Radio Telescope, GMRT) ^[23]采用4个相同对数周期偶极子天线(Log Periodic Dipole Antenna, LPDA)组合，架设在20 m高塔上监测电磁干扰并判别干扰方向。65 m天马射电望远镜2008年即开始射频干扰监测，用于台址电磁环境的评估^[24]。韦斯特博克综合射电望远镜(Westerbork Synthesis Radio Telescope, WSRT) ^[25]的射频干扰全向天线频谱监测系统每周7天每天24小时无人值守地工作。低频射电阵(LOw-Frequency ARray, LOFAR) ^[26]因采用精确的探测方法、强滤波和高接收系统线性度以及天线安装接近地面等策略，射频干扰影响很小，当然也需考虑数字信号广播和风车的干扰。监测时降低时间和频率分辨率，使射频干扰占比近似线性增加。这对射频干扰监测系统频率、时间、空间分辨率提出了要求。射频干扰监测系统应以实现观测设备的射频干扰消减为目标，需考虑实时模式下预检测以及离线模式下从大型望远镜阵列干涉数据中检测射频干扰^[10]。明安图射电频谱日像仪这类设备是分布在广大区域的传感器阵，精确校准是提供有意义科学图像的关键，校准必须解决天线增益和相位以及大气和电离层扰动问题。如图 3~图 9，系统复杂，阵列单元间、同单元频率通道间、极化间的差异无疑增加了系统校准和射频干扰消减难度。除常规射频干扰监测方法外，提出射频干扰自监测方案，即利用射电天文观测设备进行射频干扰监测，辅助采用全向天线和参考天线。

5 结论

射频干扰对观测设备的影响与多种因素有关，射频干扰消减是一项系统性工作。针对性研究射频干扰消减方法是射电天文研究的重要课题。已采取的射频干扰消减措施保障了明安图射电频谱日像仪的正常运行，即将开始研制建设的子午二期工程等，使频率覆盖范围达1 MHz~15 GHz，对电磁环境提出更高的要求。明安图观测基地多种设备及射频干扰在极化、时间、频谱和空间上的复杂变化和分布，还包含许多随机和模糊因素，说明了电磁环境的复杂性，电磁宁静区保护、电磁兼容性、射频干扰监测识别评估及消减仍然面临着巨大挑战。组合采用参考天线或参考阵列、全向天线和射电天文观测设备的射频干扰监测方案将为射频干扰消减提供更有效的信息。