行星际闪烁单站单频数据处理

刘丽佳，彭 勃

(中国科学院国家天文台，北京 100012)

行星际闪烁(Interplanetary Scintillation，简称IPS)是指来自遥远致密射电源的电磁波在穿过太阳系行星际空间时，被太阳风等离子体散射形成的射电波强度和相位的一种随机起伏现象。通过观测这种闪烁现象，可以研究致密射电源的角径，也可以测量太阳风的速度和研究太阳风等离子的不规则结构[1-4]，是兼有理论研究和实际应用价值的重要课题。

国际上英国、前苏联和日本都相继开展了行星际闪烁测量用以研究太阳风及瞬变现象[5-7]，印度上世纪70年代也开始了行星际闪烁观测[8]。日本的三站观测系统可直接测出投影太阳风风速，印度的Ooty射电望远镜利用单站单频模式观测致密星体，通过谱拟合的方式得到的闪烁功率谱可测得太阳风风速及闪烁指数。

我国的行星际闪烁观测研究开始于上世纪90年代末期[9]，北京天文台利用密云综合孔径射电望远镜的复合干涉仪对行星际闪烁观测进行了初步试验和研究，根据所得闪烁频谱得到了太阳风风速及闪烁指数，并与同期印度Ooty观测数据进行了对比，符合较好。但由于采用单站单频模式进行观测Fresnel膝不明显，不好确定对应的频率，对估测速度造成困难。此种方式对模型选取依赖较大，存在一定误差。

此后国际上发展了单站双频模式对行星际闪烁进行观测[10-11]。这种模式通过对归一化互相关谱第一零点的测量来计算太阳风风速，同时也可以研究电子密度起伏的空间谱，比起单站单频模式准确性更高。

中国科学院国家天文台正在密云基地50m射电望远镜上建立一套单站双频行星际闪烁观测系统。此系统服务于国家重大科学项目——子午工程。该系统建成投入使用后，将使国家天文台密云基地成为国际上唯一的多组双频行星际闪烁观测站。

由于执行探月任务，目前密云基地只能在较高频(S/X波段)进行单站单频的观测。针对目前设备情况，作者研究编写了开展行星际闪烁单站单频观测的数据处理软件。本文的第一部分介绍行星际闪烁单站单频观测的相关理论，第二部分讨论单站单频数据处理，最后对数据处理软件进一步分析。

1 行星际闪烁单站单频模式

行星际闪烁单站单频模式是指在一个观测站使用单一频率进行IPS观测，用这种模式测量太阳风风速有两种方法，第一种称为参数拟合法，第二种称为特征频率法。参数拟合法依赖于太阳风的几个主要参数：太阳风电子密度功率谱的幂指数α，各向异性轴比AR，太阳风风速V，射电源角尺度θ0，选择适当的太阳风模式，计算出模式谱，使其与实测谱吻合，从而确定太阳风和射电源的上述参数。第二种方法是通过实测谱确定两个特征频率：Fresnel频率fF和第一最小频率fmin，根据两个特征频率中的任一个来计算太阳风风速，公式如下[5]：

(1)

(2)

其中λ是观测频率；Z是太阳与射电源视线方向之间的最短距离。图1为一行星际闪烁单站单频闪烁谱示例。

图1 单站单频闪烁谱示例Fig.1 IPS spectrum observed at a single station for single frequencies

2 单站单频数据处理

2.1 数据处理介绍

图2 数据处理流程图Fig.2 Flow chart of data reduction

为了得到行星际闪烁谱，用Visual Fortran语言编写了针对单站单频观测模式的数据处理软件，具体流程如图2。图中所示的观测数据采集和记录系统是一个实时显示系统。在观测过程中数据可以被实时显示在电脑显示屏上，使观测数据的质量实时可见。在遇到强干扰时，可以通过调节望远镜接收机终端上的步进衰减或者辐射计的增益来控制数据的输出数值范围，将数据控制在线性范围内，以免数据因为干扰而溢出产生失真。数据记录软件记录范围为0～65535，线性范围为0～32000。为使数据不失真，当天线不对准目标源(off-source)观测时，调整步进衰减和辐射计增益，使数据显示在2000～5000的范围内；天线对准目标源(on-source)观测时，用采集软件观察采集的数据，使数据不超过30000。

数据处理软件滤波去干扰包括3个步骤：原始数据成图、去掉缓变成分和去野点。图3是一段密云50m射电望远镜在S波段观测3C48的原始数据图示例。

选择数据进行去掉缓变成分处理方法是：根据采样频率、行星际闪烁现象的性质和观测数据情况，选取一定长度数据，用滑动平均方法计算出每段数据的平均值，然后用原始数据减去每段数据的平均值。在本图中首先选取每段数据的长度为30s，进行一次试去缓变成分处理。密云观测时积分时间为0.1s，因此每段数据的长度为300个点。

进行去缓变成分处理之后是去野点处理。所谓野点是由于干扰等因素出现的高出正常值的数据。野点的存在会使闪烁谱结果不准确。去野点的方法是：根据采样频率和实际观测数据情况选择一定长度的数据，计算这段数据的均方根(rms)，然后使这段数据中的每一个值同一个设定的阈值相比较(通常是选择3rms或5rms)，绝对值大于这个阈值的点被其前后两个点的平均值所取代。图4是对原始数据去缓变并同3rms比较后所得。

图3 密云50m射电望远镜IPS观测3C48原始数据Fig.3 Raw IPS data toward 3C48 obtained with the Miyun 50m radio telescope；x axis:recorder moments;y axis:ralative values of voltages

图4 IPS数据去缓变、野点示例(3rms比较)Fig.4 Plot for IPS after the subtraction of slow changing component and the removal of excessive changing values (“wild point”)

去野点过程中选择半分钟的数据来计算rms值，阈值选定为3rms，比较后，共去掉638个点，占数据总量的1.47%。

软件去干扰后是滤波再采样、减去平均值和三角加权。设软件去干扰后的数据为DATA。在减去平均值这个步骤中选择一定长度的窗函数，计算这段数据的长度，然后减去平均值。在减去平均值时采用滑动平均的方法(同软件去干扰中去掉缓变成分类似)。滑动平均值同样选择一定长度的数据进行平均。记减去平均值后的数据为DATA1。减去平均值后是三角加权，在这一步中选择与上一步相同长度的三角函数，三角函数的两端为0，中间数值最大，两侧对称，使三角函数与DATA1相乘，所得数据记为DATA2。在下一步中DATA2将进行傅里叶变换，数据从时域变换到频域，频域中的数据记录为DATA3，DATA3再进行自相关后即为闪烁谱。图5是密云50m望远镜观测得到的一个闪烁谱。

图5 密云50米射电望远镜观测到3C48的闪烁谱;2008年3月27日；S波段Fig.5 IPS Spectrum observed with the Miyun 50m radio telescope through the S band on March 27,2008

图6 2005年9月Ooty望远镜观测3C279数据原始图Fig.6 Raw data toward 3C279 observed by the Ooty radio telescope in September 2005

密云现有的辐射计积分时间过长且增益可调范围小，且IPS现象一般在较低频率观测明显，目前不适合进行行星际闪烁观测。在密云IPS专用辐射计研制期间，我们已开始申请乌鲁木齐25m望远镜开展试验观测研究，取得了初步成功(在另文讨论)。

2.2 数据处理验证

为了对自主编写的数据处理软件进行验证，2009年3月，联系了印度IPS组的Prof Monoharan P K,请他提供一些Ooty实测数据和处理结果，以检验处理软件。Prof Monoharan提供了2005～2007年间印度Ooty射电望远镜观测到的行星际闪烁原始数据及对应的闪烁谱图。

使用我们的软件对多组印度Ooty望远镜的观测数据进行了处理。处理结果与Ooty提供的处理结果符合很好，证明我们的数据处理达到了预期目标。

图6～8为处理的Ooty观测数据对比图。图中观测源为3C279，观测时间是2005年9月2日，观测频率为327MHz。其中图6为Ooty望远镜所观测的原始数据；图7为该数据印度提供的线性坐标闪烁谱图与利用自主编写的数据处理软件得到的线性坐标闪烁谱图对比；图8为利用自主编写的数据处理软件得到的对数坐标闪烁谱图及拟合图，图中实线为观测所得闪烁谱图，虚线为拟合图。

(a) (b)

图7 2005年9月Ooty望远镜观测3C279的IPS闪烁谱
(a)印度提供的闪烁谱；(b)自编写数据处理软件闪烁谱
Fig.7 IPS spectrum toward 3C279 observed by the Ooty radio telescope，(a) provided by the Indian group,(b) reduced by our own software

图8 自编数据处理软件的Ooty望远镜数据闪烁谱及参数拟合结果(横坐标取对数)观测时间：2005年9月。Fig.8 IPS Spectrum from the data obtained with the Ooty radio telescope in September,2005 and reduced by our own software;x axis:frequenuy;y axis：logarithm of spectral power

由图7可见，印度和我们的两种数据处理方法得出的结果符合得很好。

对2005年Ooty望远镜的观测结果进行了参数拟合，模型模拟结果如图8。模型采用的参数为：AR=2.5，α=3.5，V=600km/s。由fF=1.1Hz和公式(1)得到V为672.4km/s,两者在误差允许范围(～10%)内吻合很好。 spaceweather.com公布的当天太阳风速为672.4km/s,与观测的结果基本一致。

通过对Ooty射电望远镜IPS观测的数据处理，以及与spaceweather.com相应时间观测结果比较，可以得出以下结论：数据处理方法是正确的，数据处理结果也达到预期。

3 结 论

编写的数据处理软件适用于行星际闪烁单站单频模式的数据处理。当进行单站双频模式观测时，可以对此软件进行相应的拓展：观测得到的数据先分别进行以上处理流程，在傅里叶变换后，得到的两组数据不仅要做自相关(记为DATA11，DATA22)，同时还要进行互相关运算(记为DATA12，DATA21)。得到的4组数据再进行减平均值的计算就可以得到归一化互相关谱。通过计算归一化互相关谱第一零点频率可估算太阳风风速。

行星际闪烁的单站单频模式，无论从观测、数据采集设备，还是数据流程来讲都较简单，易于操作，被国际上多数观测站采用。但是，这种观测模式要求有较高信噪比(大于25dB)和灵敏度。在观测中几乎所有观测到的闪烁都可以找到fF，这是Fresnel过滤因子与电子密度幂函数谱相互作用的结果。进行模式拟合时，由fF可知选择合适的太阳风速度值。另外，由于路径积分效应，Fresnel振荡现象已不明显，极小值退变成平台，只能观测到第一极小值fmin，而其它的极小值总是被淹没。当各向异性轴比AR增大时，fF就会变得不明显，从而对估测速度造成困难。同时fmin也容易受到噪声、AR和ε的影响，因此参数拟合的准确性容易受到所选参数的影响而存在一定的不确定性[12]。

相对于单站单频模式，单站双频模式具有以下几个优点：更高的灵敏度，更精确的测量太阳风速，对于各种太阳风参数具有更高的稳定性[6]。但是这种模式对观测系统和接收系统有较高要求，同时数据处理流程也较单站单频模式复杂。

目前国家天文台密云基地50m射电望远镜开展的单站双频模式的接收机系统已处于研制过程中。

致谢：感谢印度Prof Monoharan P K 提供Ooty望远镜观测数据，特别感谢张喜镇老师的有益讨论和指导。

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