基于三亚VHF雷达的场向不规则体观测研究：3.距离扩展流星尾迹回波

李 明，李国主，宁百齐，胡连欢

1 北京空间环境国家野外科学观测研究站，中国科学院地质与地球物理研究所，北京 100029

2 中国科学院大学，北京 100049

1 引 言

每天数以百万的流星体在地球大气层中熔蚀，虽然只有极少数流星体坠落至地球表面，但这些流星体在飞行过程中可能损害人造卫星等航天器，例如1993年奥林巴斯通讯卫星因遭遇英仙座流星雨受损而一度失去控制.同时，目前所知的地球大气层中金属离子的唯一来源是流星进入大气层时带来的金属离子注入［1］.在电离层E区金属离子的寿命远长于分子离子，因而能够在E区高度累积起可观的金属离子含量，而这些金属离子则被认为是形成Es的因素之一［2－3］.流星尾迹中场向不规则体产生机制和演化过程的研究，对研究低热层及电离层E区的物理过程有着重要意义，是当前空间物理学研究的热点之一.

流星体通常以10～70km／s的速度坠落，中性大气分子与高速的流星体碰撞、摩擦而发生离化，同时流星体表面物质蒸发、离化，二者在流星体行进路径上产生一段等离子体柱，形成流星尾迹［4］.流星尾迹中的等离子体对电波具有反射或散射作用.当雷达波矢与流星体行进路径垂直时，可以观测到镜面流星尾迹（SE，specular trail echo），其观测回波的持续时间通常在零点几秒到数秒钟.对这种流星尾迹的研究主要基于测量其多普勒速度从而估算低热层风场信息，是早期小功率雷达的主要观测对象［5］.特别是在20世纪90年代后期发展起来的全天空流星雷达观测技术［6－7］，采用宽波束发射，通过多组接收天线空间布阵干涉测量分析［8］，可观测到大量的镜面流星尾迹，从而分析估算雷达上空的大气平均风场，使得利用观测镜面流星尾迹回波测量高空大气风场等方法得到广泛应用.通常，这种方法测量的风场高度范围在80～110km，高度分辨率2km，时间分辨率～1h.

不同于全天空流星雷达，高功率大孔径窄波束雷达能探测流星尾迹中等离子体不稳定性产生的场向不规则体，这类流星尾迹回波称为距离扩展流星尾迹 （RSTE，range spread trail echo）［9］，其观测回波的持续时间在数秒到几十秒，有时甚至达数分钟.RSTE早在20世纪40年代就被观测并记录［10］，但直到1994年随着Jicamarca非相干散射雷达的流星尾迹观测试验，RSTE才开始真正被认识［11］.Reddi等利用MST雷达观测，指出Farley－Buneman不稳定性是产生流星尾迹中小尺度不规则体的机制［12］.Zhou等利用MU雷达，发现在雷达波矢垂直于地磁场区域时（k⊥B）能观测到RSTE，而当雷达波束偏离垂直地磁场区域时则很少探测到回波［9］，证明沿着磁力线分布的场向不规则体是RSTE的产生机制.Dyrud等基于计算机模拟指出，RSTE大多发生在95～110km 高度［13］.而 Malhotra等［14］以及Close等［15］发现长持续时间RSTE（大于等于15s）一般来源于垂直磁场区，偏离垂直磁场区时，也可能探测到RSTE，但回波信号功率以3dB±2dB／°衰减.近年来，人们认识到可利用雷达观测的RSTE分析获取低热层风场信息，如Oppenheim等利用RSTE研究低热层风剖面［16］；Li等利用RSTE分析获得了三亚上空风场信息，并与全天空流星雷达得到的背景平均风场进行了比较［17］，这些研究表明，RSTE可用于高精度的风场剖面测量.

在以往研究中，RSTE的观测主要来源于高功率大孔径雷达，但高功率大孔径雷达的峰值功率极高 （大于1MW），运行以及维护费用昂贵.三亚VHF雷达的峰值发射功率为24kW，其运行成本远低于Jicamarca等高功率雷达，可以对RSTE开展长期不间断观测.然而，如何从雷达观测的海量原始信号数据中自动识别RSTE，以及RSTE的持续时间和RSTE的发生率随时间－高度等具有何种变化特征，这些对利用RSTE开展长时间的高精度风场剖面测量具有重要意义.针对这些问题，本文将在如下方面开展分析研究：（1）从三亚VHF雷达原始I／Q数据中自动识别RSTE的方法和技术；（2）三亚VHF雷达观测RSTE的典型形态特征与持续时间分布；（3）RSTE和SE随地方时、高度的归一化分布特征.

2 观测设备及数据处理

2.1 观测设备概况

三亚VHF雷达为双观测模式雷达，可交替工作在全天空流星观测模式和电离层相干散射观测模式［18－20］.在全天空流星观测模式中，可以像目前广泛使用的全天空流星雷达一样，获得大量的镜面流星尾迹回波数据；而在电离层相干散射观测模式下，可以获得基于等离子体不稳定性产生的场向不规则体回波.

图1 三亚VHF雷达在 （a）全天空流星和 （b）相干散射观测2种工作模式下的天线阵分布示意图（a）全天空流星雷达模式具备1根发射天线及5根接收天线；（b）相干散射雷达模式具备24根天线为6通道收发模式.Fig.1 The schematic diagram of Sanya VHF radar antenna arrays used for（a）all－sky meteor and（b）coherent scatter observations（a）All－sky meteor radar features 1transmit antenna and an array of 5－receiving antennas；（b）Coherent scatter radar features an array of 24antennas forming a 6－channel transmitting and receiving system.

图2 三亚VHF雷达观测距离扩展流星尾迹事例.流星尾迹持续时间近30sFig.2 The range－time－intensity map of range spread trail echoe（RSTE）observed by Sanya VHF radar.The RSTE duration is nearly 30s

为了实现上述2种工作模式，三亚VHF雷达安装了2套天线阵系统，如图1.通常，2种工作模式以1min为周期交替工作.图1a为全天空流星观测模式的天线阵，包括1根正交偶极发射天线和5根正交偶极接收天线.其脉冲重复频率为430Hz，对应70～314.8km距离范围内1.8km的距离分辨率.图1b为电离层相干散射观测模式的天线阵，包含24（12×2）根八木天线，由东西向排列的可独立接收回波信号的6个通道组成，相邻通道间隔为，λ是雷达波长.雷达发射的波束为扇形分布，其水平方向宽度为10°，垂直方向宽度为24°.雷达波矢指向正北（天顶角23°），与三亚上空电离层高度上的地磁场垂直.在电离层相干散射观测模式下，雷达脉冲重复频率为650Hz，对应80～200.6km距离范围内0.9km的距离分辨率.雷达接收机输出原始数据为I／Q 2个正交通路合成的复信号，每个距离层的信号同相积分4次.在本文所用的电离层相干散射观测模式中，每个通道的I／Q数据每个距离层有8930个数据点.

2.2 RSTE的自动识别方法

在相干散射探测模式下，流星尾迹回波存在多个距离层高度.图2给出三亚VHF雷达探测的一个长持续时间RSTE事例.从图中可以看出，流星尾迹于世界时05∶14∶26s处出现，一直持续至05∶14∶55 s，持续时间近30s.图中RSTE的回波功率显著高于背景噪声.根据这一基本特征，在三亚VHF雷达观测RSTE的自动判定中，首先将雷达观测的原始信号表示的距离－时间矩阵转化成灰度图像，然后利用一系列数字图像处理技术达到自动识别RSTE的目的.其主要步骤如下：

（1）去除随机噪声以及Es的影响.在雷达观测回波信号的距离－时间图像中，随机噪声主要是在多个距离层同时出现信号增强，表现为一条或多条长度不等的竖条纹.去除随机噪声时，通过将矩阵按列取均值得到一组行向量，矩阵按行减此行向量即可消除噪声信号.而Es在距离－时间图像上主要表现为长时间内相邻数个距离层中信号的突然增强.去除Es时将矩阵按行取均值得到一组列向量，矩阵按列减此列向量即可消除Es.但强烈的Es会使这种方法产生误判.图3a（上）为去除随机噪声与Es前的判定结果.由图看出程序不仅将右上方的短持续时间RSTE框选，同时也框选了雷达噪声及部分Es.对于发生在Es中的流星尾迹，由于不能准确判断其开始与结束时间，故不应被框选.图3a（下）运用了上文中去除雷达噪声及Es的方法，从而排除了误判的情况.图中矩形框表示自动判定的流星尾迹.

（2）RSTE的信号强度随时间变化剧烈，有时可能短暂中断，从而将一个持续时间较长的RSTE误判为多个发生时间接近的、持续时间较短的RSTE，因而需要对RSTE的形态进行修复.利用图像形态学中的扩张运算填补RSTE中的不连续区域并利用闭边界运算闭合不连续的边界.图3b（上）为采用形态学方法处理RSTE前的程序判定结果.由图看出对于短持续时间RSTE，程序具备准确的判定能力.但对于长持续时间RSTE，程序则将其判定为三个持续时间较短的流星尾迹.图3b（下）为修补RSTE形态后的程序判定效果.由图看出，程序对于短持续时间流星尾迹的判定未发生变化，但之前误判的长持续时间流星尾迹的判定情况则得到修正.流星尾迹的雷达回波功率随时间逐渐衰减，当回波功率降至判别门限以下时，则不进行框选，这是图3b（下）中未能完全框选流星尾迹的原因.框选不全的情况一般发生在流星尾迹持续时间较长时，适当降低判别门限可改善此问题，对于某些降低判定门限仍无法框选完全的流星尾迹，需对其持续时间进行修正.

（3）利用自适应阈值分割算法自动框选流星尾迹.由于背景噪声随时变化，固定判定门限在不同的背景噪声条件下识别流星尾迹时易发生误判.本文利用Otsu算法，该方法按照图像灰度将图像分为背景和目标，当取最佳灰度阈值时，背景与目标的类间方差最大，由此自适应计算出图像灰度阈值以区分背景与目标，同时将Otsu算法判定的流星尾迹进行框选并将其基本信息自动保存.

图4a给出自动识别的RSTE事例.然而经过上述处理步骤后，误判的情况仍有可能发生.如图4b箭头所示，当存在长持续时间回波信号且回波信号功率随时间变化较大时，判定程序会将其中强回波信号部分误判为流星尾迹.这种情况常出现在强烈Es出现的时刻.利用2012年2月观测数据，经自动判定与人工判定，结果显示自动判定的误判率低于5%.

3 观测结果与讨论

3.1 RSTE观测事例

图5给出不同持续时间RSTE观测事例.如图5a所示，短持续时间流星尾迹（小于15s）发生在87～114km距离范围，持续时间为～10s.流星尾迹回波在114km处首先被观测到，随着时间推移，流星尾迹所在高度逐渐下降，持续时间逐渐增加，同时流星尾迹所在高度范围逐渐变窄，整体呈三角形，这些形态特征与高功率大孔径雷达的观测结果类似［13］.图5b给出2011年8月16日20∶02UT三亚VHF雷达观测的长持续时间RSTE（大于等于15s）事例，其中108km附近的回波薄层为Es引起的E区连续性回波［21］.如图5b所示，在流星尾迹初始发生时刻，RSTE的距离范围为110～126km，随着时间推移，流星尾迹逐渐集中于113～118km，并持续很长一段时间（大于37s）.

在三亚VHF雷达对RSTE的观测中，经常探测到其在不同距离层上、持续时间不同的现象.这可能是因为流星尾迹某部分落在可以演化出场向不规则体的高度，另一部分落在此高度范围之外，从而使部分高度上的流星尾迹演化成长持续时间的RSTE.另一个原因可能是在流星体行进过程中，部分流星尾迹落在k⊥B区域，其余部分落在k⊥B以外区域，同时流星尾迹中高高度处的扩散系数更大，流星尾迹消散更快，这些可能是造成不同距离层中RSTE持续时间不同的原因.

图3 距离扩展流星尾迹回波自动识别（a）去除噪声以及Es前后效果对比图；（b）为修补RSTE形态前后效果对比图.图中方框为程序判定为流星尾迹后的自动框选.Fig.3 Automatic detection of RSTEs（a）The comparison before and after the elimination of Es and radar noise；（b）The comparison between before and after the repair of the shape of the RSTEs.The squares signify the recognized RSTEs by the program.

图4 自动识别RSTE时（a）正确的情况和（b）误判的情况.（b）中箭头所指为误判为流星尾迹的信号Fig.4 Cases of（a）correct detection and（b）false detection of RSTEs.The arrows in（b）signify the errors in recognizing RSTEs

类似E区不规则体回波的产生机制，RSTE中场向不规则体主要由Farley－Buneman不稳定性［22－23］与梯度 漂 移 不 稳 定 性 产 生［24－25］.RSTE 主 要发生在80～120km高度范围，在此高度Ωe≫νen而Ωi≪νin，（Ωe／i＝eB／me／i为电子／离子自旋频率，νen／in为电子／离子与中性分子碰撞频率），意味着电子是磁化的而离子受中性分子束缚，运动速度远小于电子.当垂直方向存在外加电场E时，电子做E×B漂移，产生极化电场如图6a［26］；当无外加电场，100km高度以上时，Dyrud等人的模拟结果显示，离子受中性分子碰撞倾向于扩散出流星尾迹，而受磁场束缚的电子扩散较慢，流星尾迹中形成的极化电场如图6b［27］.产生的极化电场Ep使电子做Ep×B漂移，同时流星尾迹与背景电离层的等离子体密度梯度Δn使流星尾迹中的电子做抗磁漂移.抗磁漂移与电漂移使流星尾迹中电子、离子运动速度分离，相对速度为vd＝ve－vi，设vd位于垂直磁场平面.当vd大于离子声速Cs＝ （kB（Ti＋Te）／mi）1／2（kB为Boltzman常数，Ti，Te分别是离子与电子温度，mi为离子质量）时，激发Farley－Buneman不稳定性.当等离子体密度梯度Δn·Ep＞0时，激发梯度漂移不稳定性.等离子体不稳定性激发的等离子体波调制流星尾迹中的等离子体密度产生相干散射雷达可以观测的场向不规则体.如图6c，等离子体不稳定性激发的静电波沿垂直于B的方向传播引起的等离子体密度涨落具有强烈的方向敏感性.故当k⊥B时，容易观测到RSTE，而偏离k⊥B方向时，RSTE数量减少并以短持续时间RSTE为主.

图5 （a）短持续时间和（b）长持续时间距离扩展流星尾迹回波事例Fig.5 Examples of（a）short－lived and（b）long－duration RSTEs

图6 距离扩展流星尾迹中场向不规则体形成机制示意图（a）当存在外加电场时流星尾迹中产生的极化电场；（b）当无外加电场时流星尾迹中形成的极化电场；（c）流星尾迹中等离子体波的方向敏感性示意图.Fig.6 Schematic diagram showing the generation mechanism of field aligned irregularities in range spread meteor trails（a）The polarization electric field in the meteor trail with externally imposed electric field；（b）The polarization electric field in the meteor trail without externally imposed electric field；（c）The aspect sensitivity of the plasma waves in the meteor trail.

电子与离子在80～120km内迁移率的差异可以解释为何场向不规则体出现在很窄的高度范围.高于此区间，离子与中性分子碰撞频率降低，电漂移占主导地位，离子、电子之间速度差减小；低于此区间，电子浓度过低，不足以维持等离子体不稳定性［28］.

3.2 RSTE持续时间分布

利用2011年8月以及2012年2月的RSTE观测数据，剔除其中受到强Es影响的观测记录并对误判的RSTE持续时间进行人工修正，统计了在此期间RSTE持续时间的变化特征.

图7 RSTE持续时间分布统计图Fig.7 Statistical distribution of the duration of RSTE events during August 2011and February 2012

图7为三亚VHF雷达观测的2011年8月及2012年2月RSTE持续时间统计分布特征，图中将0～55s以2.5s区间划分为22个子区间，统计每个子区间内RSTE事件的个数.由图7得知2011年8月中RSTE持续时间小于10s的数量小于2012年2月的统计结果.但当RSTE持续时间大于10s时，2011年8月的统计结果则大于2012年2月的.其中30～32.5s及45～47.5s区间几乎只有2011年8月的观测.50～52.5s区间则几乎只有2012年2月的观测.但2011年8月长持续时间RSTE数量仍多于2012年2月的.2011年8月共观测到RSTE事件8022个，其中长持续时间（大于等于15s）RSTE 161个，占RSTE总数～2%.如图7所示，2011年8月持续时间小于2.5s的RSTE数目远高于其他子区间，持续时间小于10s的RSTE数目占RSTE总数的96%以上；由于在2012年2月1日至16日，三亚VHF雷达全天工作于相干散射模式，共观测到RSTE事件16764个，显著多于2011年8月的观测.在此期间观测到长持续时间（大于等于15s）RSTE 96个，占RSTE总数～0.6%，表明绝大多数流星尾迹产生的回波都是短持续时间RSTE；同时，2012年2月长持续时间流星尾迹所占比例以及Es发生率（未列出）都显著小于2011年8月的.

RSTE持续时间主要与流星体的物理性质，如质量、速度；熔蚀高度的背景电子浓度、背景电场以及水平风场；背景大气的季节变化等因素有关［29］.计算机模拟及统计结果表明，RSTE持续时间夜晚较白天更长，夜间更利于 RSTE形成［29－30］.北半球8月夜晚的短于2月的，但观测数据显示8月长持续时间RSTE所占比例更高，由于8月Es出现频繁，某些长持续时间RSTE的形成机制可能类似Es，与风剪切有关［31］.

3.3 RSTE的地方时、高度变化特征及与SE分布的比较

在研究流星尾迹随三亚地方时的归一化分布时，选取24h记录完整的时期，即2011年8月10—19日，同时剔除受强烈Es层影响以及误判的RSTE事例，得到用于统计的最终数据.在研究流星尾迹随高度的归一化分布时，将2011年8月观测中受强烈Es层影响和误判的数据剔除.此外，对应时刻全天空流星雷达观测的SE数据用于与RSTE进行对比分析.

图8a为2种流星尾迹发生率（RSTE和SE）随三亚地方时的归一化分布.总体上，2种流星尾迹的发生率表现出类似的地方时分布特征.但RSTE的归一化分布在05∶00LT之后显著小于SE的分布，17∶00LT之后逐渐超过SE的分布.RSTE以及SE的归一化分布在03∶00—04∶00LT左右同时达到最大值，不同于Dyrud的观测结果［32］.Dyrud观测到SE和RSTE的数量分别在03∶00（Puerto－Rico地方时）与06∶00达到最大值.但整体上，SE的归一化分布在02∶00—08∶00LT明显高于其他时段.尽管三亚VHF雷达观测SE和RSTE的发生率分布具有类似的地方时变化特征，但每小时SE的绝对数目远多于RSTE，其原因之一是由于SE的观测来自于流星尾迹对雷达信号的镜面反射，而RSTE的观测来源于流星尾迹中场向不规则体对雷达信号散射后的相干叠加，同时全天空流星雷达观测模式所用波束宽远大于电离层相干散射观测模式，这使得全天空流星雷达观测模式观测到的SE数目远多于相干散射观测模式观测到的RSTE.此外，进入大气中的流星只有少数能在合适的条件下产生场向不规则体，03∶00—04∶00LT左右流星数目达到最大值也为RSTE数量的增加提供了条件，这应是03∶00—04∶00LT左右在观测到SE最大值时，RSTE同时达到归一化分布最大值的原因.

同时，图8a显示RSTE的归一化分布比SE的归一化分布变化更剧烈.每小时流星尾迹数目的最大值除以最小值可反映这种变化：RSTE为～18.0，而SE为～6.5，相差2.8倍，这与Dyrud的观测结果基本一致［32］.虽然RSTE归一化分布最大值发生的时刻与Dyrud的观测不尽相同，但其归一化分布的最小值都发生在昏侧.这是因为地球以～30km／s的速度公转，随着地球的公转和自转，处于昏侧的流星体相对地球的运动速度比处于晨侧的流星体小，晨侧迎来较多流星，昏侧流星尾迹归一化分布则达到极小值.夜间RSTE数量明显多于白天，可能是因为夜间电离层背景电子浓度较低，流星速度普遍较低，可以穿透至更低高度，而低高度处不仅扩散系数小而且产生的极化电场更强，为RSTE的发生提供了更有利的条件.这意味着三亚VHF雷达观测RSTE中的场向不规则体可能由梯度漂移不稳定性所致［33－34］.

图8 距离扩展流星尾迹以及镜面流星尾迹随三亚地方时的归一化分布（a）RSTE与SE随地方时归一化分布图；（b）长持续时间RSTE与短持续时间RSTE随地方时归一化分布图.Fig.8 Normalized distribution of RSTE and SE events with local time（a）The local time nomalized distribution of RSTE and SE；（b）The local time nomalized distribution of long－duration RSTEs and short－lived RSTEs.

图8b为长持续时间RSTE与短持续时间RSTE事件的归一化分布随三亚地方时的变化特征.总体上，长持续时间RSTE与短持续时间RSTE的归一化分布随三亚地方时的变化表现出类似的特征，二者的归一化分布同时在03∶00LT达到最大值，但长持续时间RSTE在05∶00LT出现另一个峰值，此后长持续时间RSTE的归一化分布一直高于短持续时间RSTE，直至18∶00LT长持续时间RSTE的归一化分布达到最小值且比同时刻短持续时间RSTE的归一化分布低，随后短持续时间RSTE的归一化分布呈现快速上升趋势，高于长持续时间RSTE.在地方时05∶00—06∶00LT期间，长持续时间RSTE的归一化分布明显高于短持续时间RSTE，表明长持续时间RSTE的产生受地球公转－自转的影响可能更为显著.

图9a为2种流星尾迹RSTE和SE的归一化分布随高度的变化特征.RSTE发生高度是利用单个RSTE发生的平均高度进行表征.需要指出的是，全天空流星雷达模式观测SE时，其探测高度范围为70～120km，而相干散射模式观测RSTE时，其探测高度范围为74～184km.由图9a可知，RSTE与SE事件随高度的归一化分布总体类似，RSTE主要发生在90～110km范围，与计算机模拟结果一致［13］.这是因为高速的流星体进入大气后与大气分子剧烈摩擦，当流星体表面温度达到～2500K后熔蚀过程开始［5］.流星体坠落至这一高度范围，中性分子数密度逐渐增大，加剧的摩擦将足够多动能转换成热能，产生离化尾迹，故流星尾迹一般出现在这一高度范围.此外，图9a清晰地显示某些RSTE并不发生在此高度范围内，在小于85km以及大于140km处均有RSTE观测，说明RSTE的产生机制非常复杂，这种极低和极高高度上观测的RSTE，需结合雷达干涉法进行三维定位分析，开展进一步深入研究.

图9 距离扩展流星尾迹及镜面流星尾迹随高度的归一化分布（a）RSTE与SE随高度归一化分布图；（b）长持续时间RSTE与短持续时间RSTE随高度归一化分布图.Fig.9 Normalized distribution of RSTE and SE events with height（a）The height nomalized distribution of RSTE and SE；（b）The height nomalized distribution of long－duration RSTEs and short－lived RSTEs.

图9b为长持续时间RSTE与短持续时间RSTE的归一化分布随高度的变化特征.由图可知，长持续时间RSTE比短持续时间RSTE分布更集中.在74～83km高度范围内，只存在短持续时间RSTE.这种极低高度上的短持续时间RSTE，可能来自于雷达波束旁瓣散射的信号.长持续时间RSTE主要出现在83km高度以上，在92km高度附近达到极大值，随后归一化分布迅速降低.短持续时间RSTE在92～102km高度上归一化分布达最大值.在大于140km高度，长、短持续时间RSTE均有发生.

4 结 论

利用三亚VHF雷达的相干散射和全天空流星2种模式交替工作观测的RSTE以及SE数据，给出了一种RSTE的自动识别方法，分析了我国低纬RSTE的典型形态特征、产生过程及其可能的机制，并对RSTE与SE的地方时、高度分布特征进行对比研究，结果表明：

（1）针对RSTE信号特点，采用数字图像处理等方法可以较为准确地自动判定RSTE事件并记录其信息，其正确识别率可达95%.但当存在很强烈的Es回波信号时，常会增加误判概率.此外，对长持续时间RSTE持续时间的判定，也可能存在低估现象.

（2）三亚VHF雷达观测的RSTE在形态上与高功率大孔径雷达的观测结果类似.对RSTE持续时间和发生高度的统计表明，流星尾迹回波中持续时间小于10s的短持续时间RSTE占RSTE总数的96%以上.RSTE主要发生在90～110km高度附近较窄的高度范围内，但在小于85km和大于140km高度也能观测到.通常，长持续时间RSTE比短持续时间RSTE高度分布更集中，在74～83km高度范围内，只存在短持续时间RSTE.

（3）RSTE与SE数量具有类似的时间－高度归一化分布特征，但SE数量远多于RSTE.RSTE和SE的归一化分布在03∶00—04∶00LT左右同时达到最大值，但RSTE的归一化分布在05∶00LT之后显著小于SE的分布，17∶00LT之后逐渐超过SE.此外，长持续时间RSTE归一化分布的日变化比短持续时间RSTE及SE更剧烈.相比短持续时间RSTE及SE，长持续时间RSTE归一化分布的峰值更偏向晨侧，这可能是受电离层背景电子浓度的日变化及地球公转－自转等因素的影响.

虽然本文对三亚VHF雷达观测的RSTE的形态，持续时间和随高度－时间的归一化分布特征进行了分析，并与同时的SE观测结果进行了比较.但对影响RSTE形态及分布特征的其他因素，如流星体坠落速度、背景电离层电子密度等如何影响RSTE的产生并未作深入分析.此外，在大于140km高度观测的长持续时间RSTE，并不能用正常高度范围（90～110km）RSTE的产生机制解释，这种高高度RSTE是否由流星体坠落过程中飞溅的流星微粒，经低杂不稳定性产生？这些问题仍有待进一步研究.

致 谢 感谢中国科学院地质与地球物理研究所三亚空间环境综合观测研究站全体同事在VHF雷达建设和运行中的辛勤付出.

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