耿立紅，劉東浩，蘇 倉，李 沙，顏毅華，陳志軍

(中國科學(xué)院太陽活動重點實驗室 (國家天文臺)，北京 100101)

在射電天文觀測方面，有些雄心勃勃的計劃，未來要把射電天文觀測設(shè)備或陣列放在月球背面，以避開來自地球的越來越嚴重的射頻干擾(Radio Frequency Interference, RFI)，避開地球大氣窗口限制，也避開地面射電頻譜分配資源對射電天文觀測業(yè)務(wù)頻譜范圍需求不斷拓展的限制。2019年1月4日，嫦娥四號著陸器上第1臺低頻射電頻譜儀的3根5 m天線已經(jīng)在月球背面展開，其將獲得的觀測結(jié)果令世人期待。但地基射電天文觀測設(shè)備則無此幸運。2019年1月9日英國 《自然》 雜志同期在線發(fā)表的兩篇有關(guān)快速射電暴的天文學(xué)論文，迅速引發(fā)了極大的爭議：是一種暫時無法解釋的自然現(xiàn)象、外星文明的智慧還是地球人的 “微波爐” 輻射？即使太陽射電輻射信號比其他天體的要強，太陽射電觀測設(shè)備也同樣飽受復(fù)雜電磁環(huán)境干擾的困擾。射頻干擾是所有靈敏的地面射電天文觀測設(shè)備必須解決的問題。

1 明安圖觀測基地主要設(shè)備及地理環(huán)境

中國科學(xué)院國家天文臺明安圖觀測基地(東經(jīng)115°15′，北緯42°12′，海拔1 365 m)現(xiàn)有超寬帶高分辨太陽射電成像觀測設(shè)備——明安圖射電頻譜日像儀[1](Mingantu Spectral Radioheliograph, MUSER-I和MUSER-II)、明安圖三頻段太陽射電望遠鏡[2](Mingantu three bands Solar Telescope, MST)、兩臺20 m分米波地平式拋物面天線，試驗中的新型數(shù)字式甚低頻射電成像望遠鏡陣列[3](Ultra-P)，2019～2022將建設(shè)完成子午二期工程的太陽行星際監(jiān)測系統(tǒng)，包括米波-十米波射電日像儀(Mingantu Spectral Radioheliograph in Meter-Decameter Wavelength, MUSER-III)、行星際閃爍望遠鏡[4](Interplanetary Scintillation Telescope, IPS)、超寬帶射電頻譜儀等，表1為現(xiàn)有和待建設(shè)備的主要參數(shù)，頻率覆蓋1 MHz～15 GHz，觀測結(jié)果用于太陽物理、空間天氣監(jiān)測和預(yù)報的關(guān)鍵問題研究。一般10 MHz以下頻段的天體射電輻射采用星載設(shè)備觀測，地基射電天文望遠鏡都被地球電離層阻擋在10 MHz以上頻段。但是伴隨著太陽活動性變化，地球電離層和熱層參數(shù)也表現(xiàn)出相應(yīng)時間尺度的變化特征[5]。在太陽活動極小期，電離層截止頻率可能降低到5 MHz以下，利用Ultra-P有可能首次從地面觀測到10 MHz以下的宇宙信號。明安圖觀測基地正在逐步建設(shè)成為一個大型的射電天文，特別是太陽射電天文觀測基地，觀測設(shè)備類型多樣，300多個各類接收天線分布在約10平方千米范圍內(nèi)的三條旋臂及中心區(qū)，廣闊草原上開放的地理環(huán)境，周圍較密集的村落，電磁環(huán)境復(fù)雜。

表1 明安圖觀測基地現(xiàn)有和即將建設(shè)的設(shè)備主要參數(shù)Table 1 Main specifications of present/future instruments at Mingantu Observing Station

從基地南部的山坡上大致可以看出，明安圖射電頻譜日像儀的天線陣沿三條旋臂(ABC三軸)排布(如圖1(a))。圖1(b)展示了疊加在谷歌地圖上的觀測基地，紅點表示MUSER-I至MUSER-III及Ultra-P沿旋臂的天線陣列單元，中心黃色矩形框分別表示辦公生活區(qū)和觀測區(qū)，黃線箭頭引出了這兩個區(qū)內(nèi)的觀測設(shè)備和建筑。觀測基地被牧民的草場包圍，標號1～5的紅圈表示基地周圍的5個牧民班組共105戶牧民，距離基地中心2～5 km，其中3班組離B軸最遠端天線僅約300 m。觀測區(qū)內(nèi)是MUSER-I和MUSER-II室外天線單元密集的3條螺旋臂的中心區(qū)域，觀測樓內(nèi)有明安圖射電頻譜日像儀的室內(nèi)模擬接收機、數(shù)字接收機及監(jiān)控系統(tǒng)。

子午工程二期的相關(guān)設(shè)備將在2019年開工建設(shè)，辦公生活區(qū)域向東、向南擴展，各設(shè)備相對位置見圖2，最下方為MUSER-III的中心振子陣，3面長140 m、寬40 m的南北向拋物柱面天線東西排列。辦公生活區(qū)內(nèi)的科研樓包括海量數(shù)據(jù)存儲和處理機房、實驗室、密集的科研場所，綜合樓內(nèi)主要為生活用電設(shè)施。

2 明安圖觀測基地射頻干擾初步監(jiān)測

在復(fù)雜的電磁環(huán)境下首先要做射頻干擾監(jiān)測，以制定相應(yīng)的抗干擾措施，防范、控制和消減干擾，保障射電天文觀測設(shè)備的正常運行和數(shù)據(jù)的可靠性。圖3為明安圖觀測基地的部分射頻干擾監(jiān)測結(jié)果，橫軸為頻譜，縱軸為強度，顯示了射頻干擾隨頻譜和方向的變化。其中，圖3(a)是20 m天線在仰角35°、方位-45°時接收的470～960 MHz射頻干擾情況；圖3(b)用MUSER-I 4.5 m天線在400～2 000 MHz的一次射頻干擾測量得到960 MHz附近的手機信號是主要干擾源；圖3(c)和圖3(d)用20 m天線在仰角60°± 30°兩個方位(0°為正北方向)上監(jiān)測的250～290 MHz射頻干擾。圖4用線天線對1～100 MHz內(nèi)射頻、干擾的長期監(jiān)測，橫軸為時間/日期，縱軸為頻譜，強度用彩色表示。

圖1 (a) 明安圖觀測基地鳥瞰圖；(b) 環(huán)境和觀測設(shè)備布置
Fig.1 (a) Bird′s eye view of Mingantu Observing Station; (b) environment and observing facility location

圖2 明安圖觀測基地辦公生活區(qū)觀測設(shè)備布置示意圖
Fig.2 Observing facility location in office & living area at Mingantu Observing Station

圖3 明安圖觀測基地干擾測量。 (a) 470～960 MHz (20 m天線, 仰角35°,方位角-45°,2010-10-22,葛亮 圖);(b) 400～2 000 MHz (MUSER-I 4.5 m天線,2013-05-24,王威 圖); (c) 250～290 MHz (20 m天線,仰角60°,方位角-30°,2014-11-20); (d) 250～290 MHz (20 m天線,仰角60°,方位角30°,2014-11-20)

Fig.3 RFI at Mingantu Observing Station. (a) 470-960MHz (20m antenna, EL 35°,AZ -45°, 2010-10-22, provided by GE L); (b) 400-2000MHz (MUSER-I 4.5m antenna, 2013-05-24, provided by WANG W); (c) 250-290MHz (20m antenna, EL 60°,AZ -30°, 2014-11-20); (d) 250-290MHz (20m antenna, EL 60°,AZ 30°, 2014-11-20)

圖4 明安圖觀測基地1～100 MHz干擾監(jiān)測(2017-06-17～2017-07-06，陳林杰 圖)
Fig.4 RFI in 1-100MHz at Mingantu Observing Station (2017-06-17 to 2017-07-06, provided by CHEN L J)

立體射頻干擾表示法能更全面有效地反映射頻干擾分布，見圖5～圖9。針對太陽觀測設(shè)備，圖5用MUSER-I接收單元IA9沿太陽軌道作400～2 000 MHz內(nèi)左旋圓極化射頻干擾測量(赤經(jīng):-90°～+90°,赤緯:19.15°,2015-05-17)，x軸為頻譜，y軸為赤經(jīng)坐標，z軸為相對功率，顯示出射頻干擾頻譜沿當日太陽軌道的分布。同樣，圖6為MUSER-II接收單元HA9 沿太陽軌道作2 000～2 800 MHz左旋圓極化干擾測量。圖7顯示MUSER-I左、右旋圓極化射頻干擾頻譜的差異。圖8為20 m天線和MUSER-I接收系統(tǒng)測試400～800 MHz和1 600～2 000 MHz左旋圓極化射頻干擾頻譜在40°仰角時隨方位的分布。

圖5 用MUSER-I接收單元IA9沿太陽軌道作400～2 000 MHz左旋圓極化干擾測量(赤經(jīng): -90°～+90°, 赤緯: 19.15°, 2015-05-17)

Fig.5 RFI in 400-2000MHz by IA9 of MUSER-I along Solar orbit (RA: -90°to +90°, Dec: 19.15°, 2015-05-17)

圖6 用MUSER-II接收單元HA9沿太陽軌道作2 000～2 800 MHz左旋圓極化干擾測量(赤經(jīng): -90°～+90°, 赤緯: 19.15°, 2015-05-17)

Fig.6 RFI in 2000-2800MHz by HA9 of MUSER-II along Solar orbit (RA: -90°to +90,Dec: 19.15°, 2015-05-17)

圖7 用MUSER-I接收單元IA9沿太陽軌道作800～1 200 MHz左旋和右旋圓極化干擾對比(赤經(jīng):-90°～+90°,赤緯:19.15°,2015-05-17)

Fig.7 Right and left-hand circular polarization RFI in 800-1200MHz by IA9 of MUSER-I along Solar orbit (RA:-90°to +90,Dec:19.15°,2015-05-17)

圖8 用20 m天線及MUSER-I接收單元測量射頻干擾空間分布：400～800 MHz和1 600～2 000 MHz頻段內(nèi)射頻干擾隨方位變化 (EL 40°, AZ ±90°, 步進1°)

Fig.8 RFI distribution in 400-800MHz and 1 600-2000MHz by 20m antenna and MUSER-I receiver(EL 40°, AZ ±90°, step1°)

相比赤道式座架的陣列天線，地平式20 m天線轉(zhuǎn)動范圍可以覆蓋高于10°仰角的全部天空。用20 m天線及MUSER-I接收單元以太陽為中心進行立體方向圖[6]掃描，頻率通道30#和47#的左、右旋射頻干擾影響對比，顯示同一頻率通道接收的左、右旋圓極化信號差異，見圖9。射頻干擾譜通常顯示為強度隨時間的變化，如文[7]在研究韋斯特博克綜合射電望遠鏡射頻干擾消減時的觀測圖，圖5～9結(jié)合觀測目標和觀測模式反映了射頻干擾頻譜的空間分布，如果射頻干擾分布穩(wěn)定，長期監(jiān)測對制定射頻干擾消減方案有更好的參考意義。

綜上，射頻干擾隨頻率、極化、指向及時間變化，也隨著天線高度和方向圖、系統(tǒng)性能、觀測目標和模式、射頻干擾源相對監(jiān)測設(shè)備的距離和方向等變化，用射頻干擾監(jiān)測系統(tǒng)測量結(jié)果對觀測系統(tǒng)影響進行評估時還需考慮系統(tǒng)差異。

3 明安圖觀測基地的射頻干擾消減措施

在選址時進行了無線電環(huán)境測量和電磁干擾分析[8-9]，綜合考察北京、河北、新疆、內(nèi)蒙古多地，以電磁環(huán)境為首要條件，結(jié)合地形、人口密度、交通和政府支持，選擇內(nèi)蒙古正鑲白旗為射電日像儀建設(shè)地點。將干擾容限與接收系統(tǒng)靈敏度相聯(lián)系，采用接收系統(tǒng)噪聲底值的1/4為干擾容限，即日像儀允許的最大干擾電平，估計日像儀低頻段(MUSER-I)干擾容限(譜密度)為-181 dBm/Hz。但隨著科技發(fā)展和射電天文觀測設(shè)備靈敏度的提升，相對的射頻干擾越來越強，電磁環(huán)境難以滿足要求。根據(jù)射頻干擾在數(shù)據(jù)流中出現(xiàn)的階段，常用的射頻干擾消減方法分為4種[10]，即預(yù)防(選址、建造和運行期間采取電磁環(huán)境保護、預(yù)防和監(jiān)管措施)、預(yù)檢測(接收系統(tǒng)通過預(yù)檢測屏蔽已知的強射頻干擾)、預(yù)相關(guān)(對相關(guān)前數(shù)據(jù)基于硬件或軟件作實時消減)和后相關(guān)(對相關(guān)后干涉數(shù)據(jù)的實時或離線處理)。

圖9 用20 m天線及MUSER-I接收單元以太陽為中心進行立體方向圖掃描，顯示通道30#左右旋(上排)和47#左右旋(下排)射頻干擾分布對比

Fig.9 Cubic radiation pattern centered on the Sun by 20m antenna and MUSER-I receiver,showing RFI distribution differences of 30# and 47#, for example

3.1 電磁寧靜區(qū)建立及電磁環(huán)境保護

射頻干擾來自系統(tǒng)外部和內(nèi)部。對于外部的射頻干擾，選址和建立電磁寧靜區(qū)是射電天文觀測臺站的首要措施。如500 m口徑球面射電望遠鏡(Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope, FAST)工程[11]，2019年 《貴州省500 m口徑球面射電望遠鏡電磁波寧靜區(qū)保護辦法》 新版公布，以臺址為圓心，設(shè)置半徑5 km區(qū)域核心區(qū)、5～10 km環(huán)帶中間區(qū)和10～30 km環(huán)帶邊遠區(qū)。經(jīng)與當?shù)赜嘘P(guān)部門協(xié)商，2007年由內(nèi)蒙古自治區(qū)發(fā)文，設(shè)立以明安圖觀測基地為中心，半徑10 km的射電寧靜區(qū)；2012年關(guān)閉基地正南約2 km處的移動通訊塔；2014年為周邊5個班組105戶牧民安裝光纖多媒體通訊網(wǎng)絡(luò)，牧民們可在家上網(wǎng)、打座機電話、看電視和微信，也維護了牧民和基地的友好關(guān)系。通過協(xié)調(diào)避免在寧靜區(qū)建設(shè)新移動基站和500 kV高壓供電線路。隨著5G通訊的到來，寧靜區(qū)保護內(nèi)容亦須更新。圖10(a)，(b)顯示關(guān)閉通訊塔后射頻干擾明顯改善，圖10(c)為光纖多媒體通訊網(wǎng)絡(luò)路線。

3.2 電磁兼容及屏蔽

100組3.4 km長光纜連接MUSER高/低頻陣100面天線和觀測區(qū)中心機房，傳輸太陽輻射信號和設(shè)備監(jiān)控信號[12]。中心機房聚集了MUSER高/低頻陣監(jiān)控設(shè)備、模擬接收機、大規(guī)模高速數(shù)據(jù)采集相關(guān)處理機，有40面天線距中心機房不到100 m，約80面天線在700 m范圍內(nèi)，如圖11(a)，須考慮機房內(nèi)設(shè)備間的電磁兼容性及對日像儀的干擾。圖11(b)顯示了中心機房附近和距離約3 km處1～100 MHz的射頻干擾監(jiān)測對比情況(2018-12-02～2018-12-03，陳林杰 圖)，兩處射頻干擾最大相差約40 dB。按用電設(shè)備集中程度和功耗，計劃對重點區(qū)域進行分級電磁屏蔽的方法，即采用冷軋鋼板、銅網(wǎng)等作為主體屏蔽材料，對重點區(qū)域六面殼體、門窗、管線進出口進行電磁密封和屏蔽處理，阻斷電磁輻射出入，進一步對輻射強的設(shè)備采取隔離措施。

圖10 MAT電磁環(huán)境保護。(a) 基地正南移動通訊塔；(b) 移動塔關(guān)閉前(藍線)后(紅線)干擾監(jiān)測情況；(c) 連通5個班組的光纖多媒體通訊網(wǎng)絡(luò)

Fig.10 Measures of electromagnetic environment protection in MAT. (a) the communication tower on the south of MAT;(b) RFI before (blue line) and after (red line) closing the communication tower; (c) routes of optical fiber cable communication network for 5 villages around MAT

圖11 (a) 觀測區(qū)附近天線分布；(b) 射頻干擾監(jiān)測(實線：觀測區(qū)，虛線：距觀測區(qū)3 km,2018-12-02～2018-12-03, 陳林杰 圖)

Fig.11 (a) antennas distribution of MAT center area; (b) RFI measurements near(line) center area and 3km away from center area (dot line, 2018-12-02 to 2018-12-03, provided by CHEN L J)

3.3 明安圖射電頻譜日像儀寬帶抗干擾設(shè)計

明安圖射電頻譜日像儀采用了多種抗干擾設(shè)計[12]。如：將光纜深埋在凍土層下進行長距離信號傳輸，減小傳輸損耗、溫度變化及干擾影響；10 kV電力專線在基地附近改從地下走線，沿高壓線安裝防雷放電間隙和驅(qū)鳥裝置；7、8月是草原雨季和雷電高發(fā)期，全部室外基墩配電箱安裝浪涌保護器。觀測系統(tǒng)自身穩(wěn)定性和可靠性是射頻干擾消減的基礎(chǔ)，對溫度敏感器部件采用高精度溫控。多數(shù)射頻干擾來自天線旁瓣，要求天線方向圖旁瓣低于主瓣14 dB以上。

MUSER-I：800～1 200 MHz頻段手機強干擾信號影響系統(tǒng)正常工作，調(diào)整備用本振頻率后工作在1 000～1 400 MHz避開強干擾；前端低噪聲放大器加限幅；射頻干擾超過設(shè)備安全閾值時自動控制增益，采用模塊化信道降低通道間干擾。

MUSER-II：前端低噪聲放大器加限幅，信道預(yù)選濾波器組進行50 dB以上抑制；前端組件輸出端加固定衰減器，防止強干擾時燒毀光發(fā)射機；400 MHz/80 MHz雙中頻帶寬輸出兼顧工程、天文和抗干擾需求，可使接收機避免在干擾頻段內(nèi)工作，也可在某些頻段進行更高時間分辨率的觀測。中頻輸出端帶通濾波器進一步濾除帶外噪聲。應(yīng)用低溫共燒陶瓷技術(shù)(Low-Temperature Co-fired Ceramics, LTCC)使系統(tǒng)小型化，增加系統(tǒng)的可靠性和穩(wěn)定性。

3.4 干擾消減方法研究

判斷信號是否為射頻干擾的標準是，看其在所需觀測中是否為無用但可監(jiān)測的信號，且是否會影響觀測的順利進行[13]。有些干擾雖不易檢測但仍可能影響觀測，消減此類干擾要困難許多。

射頻干擾識別中，因傳播路徑和距離不同，色散量是區(qū)分人類活動產(chǎn)生的信號和射電源信號的一個重要判據(jù)[10]。較多的射頻干擾探測、識別和消減研究基于統(tǒng)計分析，采用機器學(xué)習[14]的方法完成射頻干擾探測、識別和消減。射電天文源信息和接收系統(tǒng)噪聲都是理想的高斯分布，因此功率探測通?；诟咚鼓Ｐ汀８咚狗植寄Ｐ托枰獌蓚€參數(shù)的均值和標準差，均值估計誤差影響標準差估計。未污染的數(shù)據(jù)樣本遵循兩個自由度的卡方分布，基于卡方分布的方法只需一個均值定義信號的統(tǒng)計特性。閾值設(shè)為遞歸估計的均值乘以一個用戶定義系數(shù)，為使均值不因射頻干擾產(chǎn)生異常，最強信號對稱地棄用。設(shè)定閾值同時確定了誤報率和漏報率。探測強雷達脈沖干擾時，硬件成本可接受的情況下以多個連續(xù)的功率值超過閾值才觸發(fā)數(shù)據(jù)消隱，將大大降低誤報率。但是檢測連續(xù)多個樣本是否超過閾值對探測弱雷達脈沖時性能不佳，用在一個時間段內(nèi)超過閾值的總樣本數(shù)觸發(fā)數(shù)據(jù)消隱更好。專用于探測宇宙曙光和再電離時代的21 cm波長 “宇宙第一縷曙光” 探測項目[15]采用統(tǒng)計法識別和刪除非高斯信號的射頻干擾，并引入可見度函數(shù)系數(shù)代替可見度函數(shù)，進一步壓縮快速時變射頻干擾。射頻干擾探測中納入一些先驗知識，將進一步降低射頻干擾對射電天文觀測的影響。高紅移使HI射電源譜線移到分配給雷達的頻段，文[16]在法國南賽觀測站單天線分米波射電望遠鏡上采用現(xiàn)場可編程門陣列實時實現(xiàn)基于統(tǒng)計分析的一種雷達脈沖消隱，并用周期平穩(wěn)特性區(qū)分射頻干擾脈沖和脈沖星脈沖，因為大多數(shù)通訊信號隱藏著周期性。有仿真表明，在脈沖星觀測中射頻干擾周期平穩(wěn)探測優(yōu)于功率探測器，在設(shè)備不同位置插入射頻干擾周期平穩(wěn)探測器能夠探測不同類型的射頻干擾。

對大型單射電天線，自適應(yīng)旁瓣相消是常用的抗干擾方法之一[17]，本質(zhì)是利用輔助陣列與主天線中干擾信號的相關(guān)性和干擾的空間特性獲得輔助陣列的最優(yōu)權(quán)矢量，使合成的天線方向圖在干擾方向上產(chǎn)生零點，達到干擾抑制的目的。文[18]利用獨立的射頻干擾參考信號和射頻干擾信號遵循的閉合關(guān)系消除射電頻譜儀中的射頻干擾，該參考信號是由參考天線或饋源指向噪聲源收到的信號與觀測的射電天體輻射信號交叉相關(guān)獲得。

對干涉儀，相比對最終可見度函數(shù)數(shù)據(jù)進行分析處理，相關(guān)技術(shù)提供了以更高時間和頻率分辨率從干涉儀觀測數(shù)據(jù)中識別和消減射頻干擾的可能，在射頻干擾識別和消減方法開發(fā)、完善以及測試階段，采用軟件相關(guān)射頻干擾識別[19]比硬件開發(fā)周期短且更具靈活性。由于陣列單元的位置分布，射頻干擾對射電望遠鏡陣列影響不一樣，對短基線來說問題更嚴重。但是，由于積分時間增長的同時提高了對射電信號和射頻干擾的靈敏度，用單天線進行觀測(連續(xù)譜或光譜)更易受到干擾的影響[18]。在頻率捷變太陽射電望遠鏡(Frequency Agile Solar Radio-telescope, FASR)測試系統(tǒng)上[20]，提出并測試了基于方差分析的功率譜統(tǒng)計切除射頻干擾的方法，從高斯型太陽射電爆發(fā)中識別并切除非高斯型射頻干擾。

根據(jù)接收信號的時間頻率功率譜、方位頻率功率譜和立體方向圖的形態(tài)可輔助識別干擾，如圖5～圖9，大部分射頻干擾限制在一定頻率范圍內(nèi)，但存在于整條觀測路徑，有強度起伏。對少數(shù)限制在一定指向范圍內(nèi)和一段頻段內(nèi)，經(jīng)過長期監(jiān)測是穩(wěn)定干擾，可采用空間濾波方式消減。

射電探測是太陽物理和日地空間科學(xué)的重要手段，尤其對于太陽爆發(fā)過程中的太陽非熱粒子加速、發(fā)射和傳播過程?？偸菑目茖W(xué)需求的角度研制新的太陽射電望遠鏡，而無法限制在射電天文業(yè)務(wù)的保護頻率范圍。一般認為大多數(shù)射頻干擾很強，但強太陽耀斑爆發(fā)時，射電流量密度可能有20～30 dB或更大的增量，且耀斑過程包含亞秒級脈動準周期性結(jié)構(gòu)以及超精細結(jié)構(gòu)[21]。弱射頻干擾也可能和太陽射電輻射信號混淆。長期的觀測研究發(fā)現(xiàn)，太陽射電爆發(fā)常常可分成一系列從長到短不同時標的爆發(fā)過程，其中尖峰輻射是最小時間尺度和空間尺度的爆發(fā)過程，可以看成是一種元爆發(fā)過程，對應(yīng)于單一的磁場重聯(lián)和磁能釋放。根據(jù)太陽射電天文學(xué)研究，識別尖峰爆發(fā)是對新一代太陽射電望遠鏡的基本要求[22]。觀測小尺度的磁場活動對于理解太陽風暴的元過程以及整體理解太陽風暴很有意義[23]。無論射頻干擾強弱，區(qū)分射頻干擾和太陽射電信號很重要、也都是難題。

明安圖觀測基地電磁環(huán)境復(fù)雜，沒有一種射頻干擾消減方法滿足所有設(shè)備的需求，同一設(shè)備也可能需要多種射頻干擾消減方法，這方面還有很多工作要做。

4 射頻干擾監(jiān)測

手機通訊是明安圖觀測基地射頻干擾的主要來源，5G時代的即將來臨使電磁環(huán)境隨之改變。射頻干擾長期監(jiān)測是射頻干擾消減的前提，射頻干擾監(jiān)測一般采用各向同性天線，如巨型米波射電望遠鏡(Giant Metrewave Radio Telescope, GMRT)[23]采用4個相同對數(shù)周期偶極子天線(Log Periodic Dipole Antenna, LPDA)組合，架設(shè)在20 m高塔上監(jiān)測電磁干擾并判別干擾方向。65 m天馬射電望遠鏡2008年即開始射頻干擾監(jiān)測，用于臺址電磁環(huán)境的評估[24]。韋斯特博克綜合射電望遠鏡(Westerbork Synthesis Radio Telescope, WSRT)[25]的射頻干擾全向天線頻譜監(jiān)測系統(tǒng)每周7天每天24小時無人值守地工作。低頻射電陣(LOw-Frequency ARray, LOFAR)[26]因采用精確的探測方法、強濾波和高接收系統(tǒng)線性度以及天線安裝接近地面等策略，射頻干擾影響很小，當然也需考慮數(shù)字信號廣播和風車的干擾。監(jiān)測時降低時間和頻率分辨率，使射頻干擾占比近似線性增加。這對射頻干擾監(jiān)測系統(tǒng)頻率、時間、空間分辨率提出了要求。射頻干擾監(jiān)測系統(tǒng)應(yīng)以實現(xiàn)觀測設(shè)備的射頻干擾消減為目標，需考慮實時模式下預(yù)檢測以及離線模式下從大型望遠鏡陣列干涉數(shù)據(jù)中檢測射頻干擾[10]。明安圖射電頻譜日像儀這類設(shè)備是分布在廣大區(qū)域的傳感器陣，精確校準是提供有意義科學(xué)圖像的關(guān)鍵，校準必須解決天線增益和相位以及大氣和電離層擾動問題。如圖3～圖9，系統(tǒng)復(fù)雜，陣列單元間、同單元頻率通道間、極化間的差異無疑增加了系統(tǒng)校準和射頻干擾消減難度。除常規(guī)射頻干擾監(jiān)測方法外，提出射頻干擾自監(jiān)測方案，即利用射電天文觀測設(shè)備進行射頻干擾監(jiān)測，輔助采用全向天線和參考天線。

5 結(jié) 論

射頻干擾對觀測設(shè)備的影響與多種因素有關(guān)，射頻干擾消減是一項系統(tǒng)性工作。針對性研究射頻干擾消減方法是射電天文研究的重要課題。已采取的射頻干擾消減措施保障了明安圖射電頻譜日像儀的正常運行，即將開始研制建設(shè)的子午二期工程等，使頻率覆蓋范圍達1 MHz～15 GHz，對電磁環(huán)境提出更高的要求。明安圖觀測基地多種設(shè)備及射頻干擾在極化、時間、頻譜和空間上的復(fù)雜變化和分布，還包含許多隨機和模糊因素，說明了電磁環(huán)境的復(fù)雜性，電磁寧靜區(qū)保護、電磁兼容性、射頻干擾監(jiān)測識別評估及消減仍然面臨著巨大挑戰(zhàn)。組合采用參考天線或參考陣列、全向天線和射電天文觀測設(shè)備的射頻干擾監(jiān)測方案將為射頻干擾消減提供更有效的信息。