徐冠軍 宋朝暉

(華東師范大學信息科學技術(shù)學院,上海 200241)

弱太陽閃爍對深空電波傳播影響的預(yù)測模型

徐冠軍 宋朝暉

(華東師范大學信息科學技術(shù)學院,上海 200241)

針對上合期間太陽風湍渦不規(guī)則性對穿過日冕區(qū)無線電波所引發(fā)的太陽閃爍問題,基于弱閃爍理論提出一種幅度起伏、相位起伏和到達角起伏的預(yù)測模型.該模型充分考慮了上合期間通信鏈路的幾何模型、日冕背景參數(shù)和太陽風湍渦譜模型. 仿真結(jié)果指出,太陽風湍渦外尺度、湍渦譜指數(shù)對太陽閃爍有較大的影響. 太陽閃爍對無線電波的影響隨日徑距離的增大而逐漸減小,且隨無線電波工作頻率的提高而減小. 與實測數(shù)據(jù)的對比結(jié)果進一步表明,所提預(yù)測模型具有較高的精度,且其準確性隨電波工作頻率的增大而提高. 因此,提出的太陽閃爍預(yù)測模型可對未來的深空探測活動提供參考依據(jù).

深空通信;無線電波;太陽閃爍;湍渦不規(guī)則性;日徑距離

引 言

對宇宙空間的探索是人類探索宇宙起源、拓展生存空間的必由之路,而構(gòu)建可靠的深空通信鏈路是未來深空探測的重要保障. 繼20世紀50年代的探月計劃后,目前包括美國國家宇航局(NationalAeronautics and Space Administration, NASA)、歐洲空間局(European Space Agency, ESA)、日本航天署(Japan Aerospace Exploration Agency, JAXA)和中國航空局(China National Space Administration, CNSA)在內(nèi)的各研究機構(gòu)紛紛推出規(guī)模宏大的深空探測計劃[1-3]. 在深空探測中,無線電波需面對遠距離通信帶來的大傳輸延遲、大路徑損耗,以及由此所引發(fā)的數(shù)據(jù)傳輸速率受限、接收端信噪比較低等問題. 此外,上合期間復(fù)雜日冕環(huán)境所引起的信號失真、鏈路中斷等問題也給深空通信提出了極大的挑戰(zhàn)[4-5]. 目前,為克服傳輸速率低所提出的通信策略已十分豐富,具體包括增大天線口徑、提高通信頻率、采用中繼通信等,但對無線電波在日冕環(huán)境所受影響的研究卻剛剛起步. 隨著未來深空探測任務(wù)的逐漸增多,對無線電波受太陽風湍渦不規(guī)則性影響的研究變得日益緊迫.

行星聚合期間會出現(xiàn)太陽介于地球和行星探測器之間的情形,稱之為上合[4]. 此時,往返于地球和探測器間的無線電波會穿過太陽日冕區(qū),該區(qū)域太陽風湍渦的不均勻性將引起媒質(zhì)介電特性的變化,進而使得鏈路無線信號出現(xiàn)散射、折射和傳播路徑的變化,并最終導致無線電波幅度和相位的快速變化. 此外,太陽風湍渦的不規(guī)則性也會引起無線電波波陣面的傾斜,使得接收端到達角出現(xiàn)起伏變化. 日冕區(qū)太陽風對穿過其中無線電波的幅度、相位和到達角等所引起的起伏變化稱為太陽閃爍[6],太陽閃爍會影響接收端的跟蹤能力,并引發(fā)信號失鎖,該現(xiàn)象隨無線鏈路逐漸接近太陽而變得越發(fā)明顯. 根據(jù)閃爍強度的大小通常將其分為弱太陽閃爍和強太陽閃爍. 弱太陽閃爍時,電波幅度、相位和到達角的變化將引起通信誤碼率增大,而在持續(xù)的強太陽閃爍期間,無線鏈路會出現(xiàn)長時間的中斷,嚴重危及通信鏈路的正常運行[7-8]. 為避免強太陽閃爍時電波傳播的復(fù)雜性及求解的困難性,目前,相關(guān)學者依據(jù)Cassini號探測器在2000年的上合通信特點開展了弱太陽閃爍對電波傳播影響的研究[9-10],并提出相應(yīng)的編碼方案以提高鏈路的通信質(zhì)量[4, 9-11].

太陽閃爍對深空通信的影響雖已引起各研究機構(gòu)的注意,但研究結(jié)果仍不完整,且并未提出統(tǒng)一的幅度起伏、相位起伏和到達角起伏預(yù)測模型. 為簡化日冕區(qū)電波傳播問題,本文僅考慮日徑距離大于1個太陽半徑時的弱太陽閃爍問題,并利用Rytov近似理論建立弱太陽閃爍下的幅度起伏、相位起伏和到達角起伏預(yù)測模型. 在此基礎(chǔ)上,分析了日冕背景參數(shù)對太陽閃爍的影響,并定量分析了太陽閃爍的影響程度以及預(yù)測模型的準確性.

1 背景模型與日冕結(jié)構(gòu)特性

1.1上合期間的幾何模型與太陽風等離子體密度

在上合期間,往返于地球觀測站和深空探測器間的無線電波會依次穿過地球大氣層、地球電離層(含磁層)、行星際空間以及太陽日冕并最終到達天線接收端. 由表1所給出的日冕擾動和電離層擾動分別對深空通信的影響可知,無線電波在距太陽4Rsun(Rsun為太陽半徑)時所遭受的影響要遠大于電離層的影響. 此外,考慮到電離層等離子體密度(1×109～1×1012/m3)遠小于日冕區(qū)太陽風等離子體密度(1×1012～1×1016/m3),且深空通信無線電波通常工作在S、X和Ka波段,故電離層的等離子體頻率遠小于無線電波的工作頻率．因此,本文忽略電離層的影響而僅考慮日冕區(qū)太陽風等離子體對無線電波的影響.

表1 日冕擾動和電離層擾動對深空通信的影響

圖1給出了地球與探測器在上合期間的幾何模型圖.設(shè)太陽半徑為Rsun(=6.96×108m),地球與太陽、探測器與太陽間的距離分別為Lse(=1.5×1011m)、Lsp.α和β分別表示太陽-地球-探測器(Sun-Earth-Probe,SEP)和太陽-探測器-地球(Sun-Probe-Earth,SPE)之間的夾角. 太陽與無線鏈路間的距離稱為日徑距離,且有r=Lsesinα,其通常以太陽半徑Rsun為單位. 由圖1所示的幾何關(guān)系可知,地球與探測器間的距離L可表示為L=Lsecosα+Lspcosβ. 由圖1還可知,SEP角隨日徑距離的減小而減小,在此過程中,無線電波受太陽風等離子體的影響將隨之增大. 表2給出了2015年5月27日到2015年7月2日Rosetta號探測器在上合期間的幾何特征.

圖1 上合通信的幾何模型圖

上合日期日徑距離/RsunSEP角/(°)行星聚合動作2015?05?2712481進入上合2015?06?128079進入上合2015?06?143062進入上合2015?06?167079離開上合2015?07?0213506離開上合

太陽風湍渦沿太陽徑向方向傳輸,并受諸如太陽熱變化、太陽磁場、磁壓以及太陽風加速等因素的影響而表現(xiàn)為湍渦的快速變化,其等離子體密度是一個連續(xù)的隨機函數(shù),在時間和空間尺度上快速起伏變化. 為簡便起見,本文僅考慮太陽風等離子體在空間尺度上的變化. 天文研究者通過對日冕結(jié)構(gòu)的長期觀測和理論推導給出如下的太陽風等離子體密度模型[12]:

Ne(r,ξ)=Np(r)+[Ncs(r)-Np(r)]·

exp[-θ2/w2(r)]×106.

(1)

式中:ξ表示太陽磁場坐標系下日徑距離r處的觀測點與電流片的角距離[12];Np(r)和Ncs(r)分別為極區(qū)和電流片的等離子體密度;w(r)表示在太陽磁場坐標系下電流片的半角寬度[12].Np(r)、Ncs(r)、w(r)都是日徑距離的函數(shù),具體表達式為

(2)

1.2日冕區(qū)媒質(zhì)介電特性

為簡便起見,通常將太陽風等離子體密度表示為其背景均值部分和隨機起伏部分δNe之和. 其中背景均值部分是引起無線電波群延遲、色散和Faraday旋轉(zhuǎn)的主要原因,而隨機起伏部分表征無線電波受太陽風湍渦不規(guī)則性所引起的隨機變化,是導致太陽閃爍的主要因素. 根據(jù)Appleton-Hartree公式可知,太陽風等離子體密度的變化是引起其媒質(zhì)介電特性變化的直接原因. 日冕區(qū)媒質(zhì)電系數(shù)可表示為其均值量和起伏量的和,即

ε=〈ε0〉[1+δε(r)].

(3)

式中:〈ε0〉表示背景媒質(zhì)介電常數(shù)在時間和空間變化下的系綜均值;δε(r)為等離子體密度隨機起伏所引起的相對介電常數(shù)的起伏變化量. 文獻[7]指出,δε=reλ2δNe,其中,re是經(jīng)典電子半徑. 由上述公式可知,不同位置r和r′處相對介電常數(shù)起伏部分的相關(guān)函數(shù)可表示為

(4)

進一步由維納辛欽定理可知,太陽風等離子體密度起伏量的空間相關(guān)函數(shù)與太陽風湍渦譜成傅里葉變換關(guān)系:

〈δNe(r)δNe(r′)〉= ?d3κΦ(κ)

exp[iκ·(r-r′)].

(5)

式中,Φ(κ)是波矢量κ的三維空間譜. 為表征太陽風湍渦的功率譜密度,研究人員基于觀測實驗的基礎(chǔ)提出了許多譜密度表達式并指出其為譜指數(shù)p的冪指數(shù)函數(shù)[13]. 為簡便起見，本文僅考慮標量形式的波矢量κ和位置r，并引入廣泛使用的Kolmogorov譜模型[9]:

(6)

exp[iκ·(r-r′)].

(7)

2 弱太陽閃爍下的閃爍預(yù)測模型

無線電波在隨機媒質(zhì)中的傳播問題已受到廣泛的研究[14-16],根據(jù)電波傳播理論,太陽風等離子體不規(guī)則性將引起無線信號的散射與折射現(xiàn)象,進而導致幅度起伏、相位起伏和到達角起伏等. 考慮上合期間日徑距離大于1Rsun的情形,此時穿過日冕區(qū)的鏈路折射角較小,太陽閃爍強度較弱,本部分將給出弱太陽閃爍下的幅度起伏、相位起伏和到達角起伏預(yù)測模型.

為求解方便,本文考慮以下假設(shè)[17]:1)日冕區(qū)太陽風湍渦不規(guī)則性的時間變化遠比波的周期慢;2) 太陽風湍渦的特征尺度(外尺度)遠大于電波波長. 因此,利用湍流統(tǒng)計理論中的“Taylor凍結(jié)理論”可以忽略湍渦媒質(zhì)的時間變化量而僅考慮其空間變化．故,無線電波在太陽風湍渦中的波動方程可以表示為

(8)

式中,k=2π/λ是電波波數(shù),λ為波長. 利用Rytov近似理論可求得該波動方程的迭代近似解,其電場強度可表示為無擾動的電場強度E0與其冪指數(shù)項exp(φ(r))的乘積. 根據(jù)上述弱閃爍下的假設(shè)條件,位置R處的電場強度可表示為[18]

E(R)=E0(R)exp-k2?d3rδε(r)G(R,r).

(9)

為表述方便,本文僅考慮電場的標量形式，并使用對數(shù)幅度起伏χ=ln(E-E0)代替幅度起伏.考慮如下形式的電場強度表達式:

E(R)=A(R)exp{i[φ0+φ(R)]}.

(10)

式中:A(R)為電場強度值;φ0和φ(R)分別表示相位起伏均值及其起伏量. 故幅度起伏方差和相位起伏方差的系綜均值可表示為[18]:

〈χ〉=-k2?d3rδε(r)Re[G(R,r)].

(11)

〈φ〉=-k2?d3rδε(r)Im[G(R,r)].

(12)

式中,Re[G(R,r)]和Im[G(R,r)]分別表示格林函數(shù)的實部和虛部. 考慮到幅度起伏、相位起伏和到達角起伏的均值為0,通常使用其方差量來表征其起伏大小. 因此,幅度起伏方差〈χ2〉和相位起伏方差〈φ2〉可分別表示為:

(13)

(14)

式中,A(R,r)=1-(4πz)cos[kr2-(2z)];B(R,r)=1-(4πz) sin[kr2-(2z)];z為鏈路長度. 式中幅度起伏和相位起伏的單位分別是Np和rad. 將式(7)分別代入到式(13)和(14)并進行三維積分變化,可得簡化后的幅度起伏方差和相位起伏方差預(yù)測表達式為

(15)

(16)

為進一步表征太陽閃爍對無線電波的影響,本文引入閃爍指數(shù)的概念,其定義為無線電波電場強度起伏的均方根值與其電場強度均值的比值,即歸一化的幅度起伏方差.因此,閃爍指數(shù)可以表示為[18]

(17)

對式(15)和(16)進行傅里葉變換可得對應(yīng)的幅度起伏譜和相位起伏譜函數(shù). 文獻[19]利用Tayler凍結(jié)理論指出,到達角起伏譜Wθ(ω)與相位起伏譜Wφ(ω)具有如下的函數(shù)關(guān)系:

(18)

式中:V表示太陽風速度;ω是角頻率. 因此,根據(jù)傅里葉逆變換可得簡化后的到達角起伏方差預(yù)測公式為

(19)

式中,J1為一階Bessel函數(shù). 注意:推導所得的到達角起伏公式考慮了半徑為ar的天線口徑平滑效應(yīng)的影響. 將公式(6)的太陽風湍渦譜模型代入到式(19)可進一步得到簡化的到達角起伏公式. 由上述推導公式可知,幅度起伏、相位起伏和到達角起伏與太陽風湍渦不規(guī)則性〈δNe2〉、湍渦外尺度lo、湍渦譜指數(shù)p有關(guān),且與電波波長的平方成正比例關(guān)系.

3 仿真討論

3.1日冕背景參數(shù)對太陽閃爍的影響

本節(jié)將分析日冕背景參數(shù)(太陽風湍渦外尺度、譜指數(shù))對太陽閃爍的影響. 研究表明太陽風速度是一個在時間和空間上快速變化的量,根據(jù)文獻[20]的研究結(jié)果,本文取太陽風速度均值為400 km/s. 依據(jù)長期觀測結(jié)果,太陽風湍渦譜指數(shù)主要分布于3.3～3.8,圖2給出了不同探測器觀測到的譜指數(shù)分布結(jié)果. 由圖可知,譜指數(shù)與日徑距離并無明顯的聯(lián)系. 相關(guān)文獻[10, 13]指出,太陽風湍渦外尺度在1×103～1×106km. 依照NASA深空探測網(wǎng)的設(shè)計指標[21],設(shè)無線電波分別工作在S波段(2.3 GHz)和X波段(8.4 GHz),天線口徑設(shè)置為35 m.

圖2 不同探測器觀測到的譜指數(shù)結(jié)果

圖3、4和5分別給出了歸一化的幅度起伏、相位起伏和到達角起伏隨譜指數(shù)和太陽風湍渦外尺度變化的仿真結(jié)果.由圖3、4可知,歸一化的幅度起伏、相位起伏隨湍渦外尺度的增加而減小,而在特定的譜指數(shù)下,圖5中的到達角起伏幾乎不隨湍渦外尺度的變化而變化. 相對于湍渦外尺度的影響,譜指數(shù)對幅度、相位和到達角起伏的影響更為復(fù)雜. 由圖4、5可知,相位起伏和到達角起伏隨譜指數(shù)的增加而分別增大和減小. 當p=3.2時,圖3中歸一化的幅度起伏趨向于最大值,此后幅度起伏隨譜指數(shù)的增加而逐漸減小,并在p=3.8時達到最小值. 上述現(xiàn)象主要是由于:無線電波隨湍渦外尺度和譜指數(shù)的綜合變化而逐漸進入湍渦慣性區(qū),從而影響太陽閃爍的變化. 由上述分析可知,太陽風湍渦外尺度和譜指數(shù)對幅度、相位和到達角起伏有著較為復(fù)雜的影響,本文提出的太陽閃爍模型能在考慮太陽風湍渦外尺度和譜指數(shù)的影響下對幅度起伏、相位起伏和到達角起伏進行預(yù)測.

圖3 歸一化的幅度起伏隨譜指數(shù)和湍渦外尺度的變化

圖4 歸一化的相位起伏隨譜指數(shù)和湍渦外尺度的變化

圖5 歸一化的到達角起伏隨譜指數(shù)和湍渦外尺度的變化

3.2太陽閃爍的定量分析

利用提出的閃爍指數(shù)模型,圖6給出了工作在S和X波段下無線電波閃爍指數(shù)S4的預(yù)測值與實測數(shù)據(jù)的對比結(jié)果. 其中:譜指數(shù)p=11/3;圖的橫坐標正、負SEP角分別表示通信鏈路進入、離開上合階段;實測數(shù)據(jù)來源于地面觀測站對Mars Express號和Rosetta號分別在2004年9月和2006年9月飛行過程中所采集的數(shù)據(jù)[8].

圖6 所提閃爍指數(shù)預(yù)測模型與實測數(shù)據(jù)的對比圖

由圖6可知,閃爍指數(shù)隨SEP角的減小而逐漸增大. 在相同的SEP角下,工作在X波段的無線電波相對于S波段具有更小的閃爍指數(shù)值. 當SEP角為2.5°和1.5°時,工作在S波段和X波段的無線電波分別趨于飽和(S4=1). 此外,提出的閃爍指數(shù)預(yù)測模型與實測數(shù)據(jù)具有相同的變化趨勢,與Mars Express號和Rosetta號的實測數(shù)據(jù)相對比可知,所提模型在S波段和X波段的準確率分別為85%和92%. 上述結(jié)果表明,當無線電波工作在X波段時能有效降低閃爍指數(shù)的影響,且提出的閃爍指數(shù)預(yù)測模型在X波段具有更高的準確性.

圖7給出了工作在S和X波段無線電波的相位起伏預(yù)測結(jié)果,其中實線表示預(yù)測值,符號標記為觀測數(shù)據(jù).可以看出,相位起伏隨SEP角的減小而增大. 當SEP角為4°時,無線電波在S波段的相位起伏值為62 rad,而在X波段的相位起伏值僅為17 rad. 因此,提高無線電波工作頻率可有效減小上合期間的相位起伏. 與文獻[22]給出的X波段下不同SEP角的相位起伏觀測結(jié)果相對比可知,提出的相位起伏預(yù)測模型在X波段的準確率為89%,且其準確性隨SEP角的增大而提高.

圖8給出了工作在S和X波段下無線電波的到達角起伏預(yù)測值隨日徑距離的變化.由圖可知:到達角起伏隨著日徑距離的增大而逐漸減小;相比于S波段,工作在X波段的無線電波具有更小的到達角起伏值. 這意味著將無線電波工作頻率提高到X波段能極大減小到達角起伏的影響.

圖7 工作在S和X波段下無線電波的相位起伏預(yù)測值 與實測數(shù)據(jù)的對比

圖8 工作在S和X波段下無線電波到達角起伏 隨日徑距離變化的關(guān)系圖

由公式(15)、(16)和(19)可知,提出的幅度起伏、相位起伏和到達角起伏的預(yù)測模型是f-2的函數(shù). 因此,增大無線電波工作頻率可有效減小太陽閃爍的影響. 與實測數(shù)據(jù)的對比結(jié)果進一步表明,本文提出的太陽閃爍預(yù)測模型可有效預(yù)測未來深空探測活動中無線電波的幅度起伏、相位起伏和到達角起伏,從而為深空探測活動提供參考依據(jù).

4 結(jié) 論

結(jié)合上合期間通信鏈路的幾何模型和日冕背景參數(shù)特點,本文分別給出上合期間太陽風湍渦不規(guī)則性對無線電波幅度起伏、相位起伏和到達角起伏的預(yù)測模型. 通過引入具體的太陽風湍渦譜模型,本文探討了湍渦外尺度和湍渦譜指數(shù)對太陽閃爍的影響. 仿真表明,提出的太陽閃爍預(yù)測模型與實測數(shù)據(jù)具有相同的變化趨勢,且其預(yù)測精度隨電波工作頻率的增大而提高. 進一步分析可知,在未來探測活動中可通過增大無線電波工作頻率來減小日冕區(qū)太陽風等離子體對電波信號幅度、相位和到達角起伏的影響.

[1] RAWSON S, FORNAROLI M, BOZZI M, et al. Future architectures for ESA deep space ground stations antennas[C]//The 5th European Conference on Antennas and Propagation. Rome:IEEE, April 11-15, 2011.

[2] WU W R, LIU W W, QIAO D, et al. Investigation on the development of deep space exploration [J]. Science China technological sciences, 2012, 55(4): 1086-1091.

[3] 張乃通, 李暉, 張欽宇. 深空探測通信技術(shù)發(fā)展趨勢及思考[J]. 宇航學報, 2007, 28(4): 786-793.

ZHANG N T, LI H, ZHANG Q Y. Thought and developing trend in deep space exploration and communication[J]. Journal of astronautics, 2007, 28(4): 786-793. (in Chinese)

[4] LI Q, YIN L, LU J. Performance study of a deep space communications system with low-density parity-check coding under solar scintillation[J]. International journal of communications, 2012, 6(1): 1-9.

[5] 陸建華, 葛寧, 杜冰. 復(fù)雜性與不確定性: 無線通信面臨的雙重挑戰(zhàn)[J]. 中國科學: 信息科學, 2013, 43(12): 1563-1577.

LU J H, GE N, DU B. Complexity and uncertainty: wireless communications face dual challenges[J]. Scientia sinica informationis, 2013, 43(12): 1563-1577. (in Chinese)

[6] XU G, SONG Z. A new model of amplitude fluctuations for radio propagation in solar corona during superior solar conjunction[J]. Radio science, 2016, 51(2): RS005769.

[7] HO C M, MORABITO D D, WOO R. Using phase scintillation spectral measurements to determine angle-of-arrival fluctuations during solar superior conjunction [J]. Radio science, 2010, 45(3): RS3005.

[8] MADDE R, MORLEY T, LANUCARA M, et al. A common receiver architecture for ESA radio science and delta-DOR support[J]. Proceedings of the IEEE, 2007, 95(11): 2215-2223.

[9] EFIMOV A I, SAMOZNAEV L N, BIRD M K, et al. Solar wind turbulence during the solar cycle deduced from Galileo coronal radio-sounding experiments[J]. Advances in space research, 2008, 42(1): 117-123.

[10] BISI M M, FALLOWS R A, BREEN A R, et al. Interplanetary scintillation observations of stream interaction regions in the solar wind[J]. Solar Physics, 2010, 261(1): 149-172.

[11] 吳桐, 閆毅, 李永成, 等. 太陽閃爍下深空信道建模與電波傳播特性分析[J]. 電波科學學報, 2015, 30(3): 417-422.

WU T, YAN Y, LI Y C, et al. Deep space channel modeling and the analysis of wave propagation environment characteristics under solar scintillation[J]. Chinese journal of radio science, 2015, 30(3): 417-422.(in Chinese)

[12] THEJAPPA G, MACDOWALL R J. Effects of scattering on radio emission from the quiet Sun at low frequencies [J]. The astrophysical journal, 2008, 676(2): 1338.

[13] BASTIAN T S. Radio interferometric observations of scattering phenomena in the outer solar corona[C]//The 9th European Meeting on Solar Physics, Florence, 1999.

[14] KULIZHSKY A V. Uniform integral representation for the fluctuating field propagating through the multi-scale media[J]. Waves in random and complex media, 2016: 1-19. DOI: 10.1080-17455030.2016.1229874

[15] GRIMA C, BLANKENSHIP D D, SCHROEDER D M. Radar signal propagation through the ionosphere of Europa[J]. Planetary and space science, 2015, 117: 421-428.

[16] RINO C L, CARRANO C S. The application of numerical simulations in Beacon scintillation analysis and modeling[J]. Radio science, 2011, 46(3): RS004563.

[17] XU Z W, WU J, WU S, et al. Solution for the fourth moment equation of waves in random continuum under strong fluctuations: general theory and plane wave solution[J]. IEEE transactions on antennas and propagation, 2007, 55(6): 1613-1621.

[18] HO C M, WHEELON A. Amplitude scintillation due to atmospheric turbulence for the deep space network Ka-band downlink[R]. Pasadena: Jet Propulsion Laboratory, 2004.

[19] VILAR E, SMITH H. A theoretical and experimental study of angular scintillations in earth space paths[J]. IEEE transactions on antennas and propagation, 1986, 34(1): 2-10.

[20] MANOHARAN P K. Three-dimensional evolution of solar wind during solar cycles 22-24[J]. The astrophysical journal, 2012, 751(2): 128.

[21] NETWORK D S. DSN telecommunications link design handbook[R]. Pasadena: Jet Propulsion Laboratory, 2014.

[22] CALVéS G M, POGREBENKO S V, CIMG, et al. Observations and analysis of phase scintillation of spacecraft signal on the interplanetary plasma[J]. Astronomy and astrophysics, 2014, 564(A4): 1-7.

徐冠軍(1988—),男,安徽人,博士,主要從事深空通信、電波傳播方向的研究．

宋朝暉(1970—),男,黑龍江人,博士,教授,主要研究方向為空間通信中電波傳播理論、射頻識別系統(tǒng)理論與技術(shù)、微波毫米波系統(tǒng)．

WeakensolarscintillationpredictionmodelforEMwavepropagationindeepspace

XUGuanjunSONGZhaohui

(SchoolofInformationScienceandTechnology,EastChinaNormalUniversity,Shanghai200241,China)

Electromagnetic(EM) waves propagating through the solar corona irregularities suffer solar scintillation during superior solar conjunction. Considering the geometric of the communication model, the corona structure and the turbulence spectral model, a prediction model for both amplitude fluctuations, phase fluctuations and angle-of-arrival fluctuations is proposed with the weaken scintillation theory. The simulation results demonstrate that the solar corona parameters, such as the spectral index and the turbulence outer scale have a tremendous impact on the fluctuations. Besides, solar scintillation increases with the decreasing of the heliocentric distance and its impact can be reduced by enhancing the EM waves frequency. Furthermore, the proposed model shows great agreement with the observed data and its accuracy increases when the radio frequency gets larger. Therefore, our solar scintillation prediction model can be effectively applied in the future deep space exploration.

deep space communication; electromagnetic waves; solar scintillation; turbulence irregularities; heliocentric distance

徐冠軍, 宋朝暉. 弱太陽閃爍對深空電波傳播影響的預(yù)測模型[J]. 電波科學學報,2017,32(4):377-384.

10.13443/j.cjors.2017072601

XU G J, SONG Z H. Weaken solar scintillation prediction model for EM wave propagation in deep space [J]. Chinese journal of radio science,2017,32(4):377-384. (in Chinese). DOI: 10.13443/j.cjors.2017072601

TN927

A

1005-0388(2017)04-0377-08

DOI10.13443/j.cjors.2017072601

2017-07-26

聯(lián)系人： 宋朝暉 E-mail: zhsong@ce.ecnu.edu.cn