丁春雨，封劍青，鄭 磊，戴 舜，邢樹果，肖 媛，蘇 彥

(1. 中國科學(xué)院國家天文臺(tái)，北京 100012；2. 中國科學(xué)院月球與深空探測(cè)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，北京 100012；3. 中國科學(xué)院大學(xué)，北京 100049)

CN 53-1189/P ISSN 1672-7673

雷達(dá)探測(cè)技術(shù)在探月中的應(yīng)用*

丁春雨1,2,3，封劍青1,2,3，鄭 磊1,2，戴 舜1,2，邢樹果1,2,3，肖 媛1,2,3，蘇 彥1,2

(1. 中國科學(xué)院國家天文臺(tái)，北京 100012；2. 中國科學(xué)院月球與深空探測(cè)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室，北京 100012；3. 中國科學(xué)院大學(xué)，北京 100049)

人類運(yùn)用雷達(dá)探測(cè)技術(shù)對(duì)月球探測(cè)取得了豐碩的科學(xué)成果，開展了對(duì)月球地形地貌探測(cè)、月壤厚度反演、月球次表層結(jié)構(gòu)探測(cè)、月球水冰探測(cè)等研究。以不同的探測(cè)方式和科學(xué)目的綜述了國內(nèi)外運(yùn)用雷達(dá)探測(cè)技術(shù)對(duì)月球探測(cè)所取得的一系列科學(xué)成果，以及我國成功發(fā)射 “嫦娥三號(hào)” 衛(wèi)星，其巡視器 “玉兔號(hào)” 上搭載的測(cè)月雷達(dá)(Lunar Penetration Radar)將用于探測(cè)月球次表層結(jié)構(gòu)和月壤厚度與結(jié)構(gòu)，同時(shí)也介紹了測(cè)月雷達(dá)的基本原理與一些基本指標(biāo)參數(shù)。

雷達(dá)探測(cè)技術(shù)；月球探測(cè)；次表層結(jié)構(gòu)；測(cè)月雷達(dá)

月球是離地球最近的天體，它歷來是人類天文活動(dòng)和空間探測(cè)活動(dòng)的首選目標(biāo)之一，月球的運(yùn)動(dòng)不僅對(duì)人類的生產(chǎn)和生活產(chǎn)生了重大的影響(如歷法、占星術(shù)等)，還對(duì)人類的文化發(fā)展與文明進(jìn)步產(chǎn)生了深刻的影響[1]。目前，國內(nèi)外航天航空等領(lǐng)域的眾多學(xué)者已圍繞探月和登月開展了廣泛而深入的研究工作[2]。

1959年9月12日，前蘇聯(lián)成功發(fā)射了luna 2號(hào)月球探測(cè)器，并于36小時(shí)后擊中月球，撞擊(硬著陸)在月球表面“靜?！钡臇|面，成為第1顆月球探測(cè)器[1]。根據(jù)文[2]的統(tǒng)計(jì)數(shù)據(jù)，以及2013年9月與12月美國、中國分別發(fā)射了用于探測(cè)月球的月球大氣與粉塵環(huán)境探測(cè)器(Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer, LADEE)衛(wèi)星和“嫦娥三號(hào)”衛(wèi)星，迄今為止，國際上共開展了129項(xiàng)月球探測(cè)計(jì)劃，其中美國58項(xiàng)、前蘇聯(lián)64項(xiàng)、中國3項(xiàng)、日本2項(xiàng)、歐空局和印度各1項(xiàng)，在已執(zhí)行的探月計(jì)劃中，成功率約為50%。雷達(dá)探測(cè)技術(shù)運(yùn)用到探月中的有Arecibo 地基雷達(dá)、金石太陽系雷達(dá)(Gold Stone Solar System Radar, GSSR)、Apollo 17搭載的阿波羅月球探測(cè)儀(Apollo Lunar Sounder Experiment, ALSE)、日本SELENE號(hào)搭載的月球雷達(dá)探測(cè)儀(Lunar Radar Sounder, LRS)、印度探月衛(wèi)星Chandrayaan-1搭載的微型合成孔徑雷達(dá)(Miniature Synthetic Aperture Radar, Mini-SAR)、美國月球軌道偵測(cè)器(Lunar Reconnaissance Orbiter, LRO)搭載的微型射頻儀(Miniature-Radio Frequency, Mini-RF)、美國Clementine號(hào)上搭載的雙基地雷達(dá)(Bi-static Radar)以及中國“嫦娥三號(hào)”搭載的測(cè)月雷達(dá)(Lunar Penetrating Radar, LPR)等。

在探月過程中，人類使用了諸多探測(cè)技術(shù)，如光學(xué)遙感技術(shù)用于測(cè)繪月球地形地貌圖，激光高度計(jì)可用于獲取月球地形高度數(shù)據(jù)，微波輻射計(jì)用于測(cè)量月球表面微波亮溫，進(jìn)而反演月球的物理溫度以及建立模型反演月壤厚度等技術(shù)。同樣，雷達(dá)探測(cè)技術(shù)在探測(cè)月球過程中也得到了廣泛的運(yùn)用，與其他探測(cè)技術(shù)相比較，具有獨(dú)特的優(yōu)勢(shì)與作用。

首先，雷達(dá)探測(cè)技術(shù)不受光照限制，可用于探測(cè)月球兩極、月球撞擊坑的永久陰影區(qū)。再次，運(yùn)用合成孔徑技術(shù)，可用于對(duì)月球表面的地形測(cè)繪、成像。最后，基于雷達(dá)電磁波的穿透性與極化特征，分析雷達(dá)后向散射回波可探測(cè)月球的次表層特性(比如月壤厚度、介電常數(shù)、地質(zhì)結(jié)構(gòu)等)以及探測(cè)月球是否存在水冰。同樣的道理，雷達(dá)探測(cè)技術(shù)也可運(yùn)用到其它天體的探測(cè)，除了探測(cè)月球之外還可用于探測(cè)火星、金星、木星等，2003年，歐空局發(fā)射的火星快車號(hào)(Mars Express)搭載了次表層探測(cè)雷達(dá)高度儀(Sub-Surface Sounding Radar Altimeter, MARSIS)用于探測(cè)火星水的存在以及探測(cè)火星次表層結(jié)構(gòu)[3-4]。2005年，美國發(fā)射的火星勘測(cè)軌道飛行器(Mars Reconnaissance Orbiter)搭載了淺層雷達(dá)(SHARAD)用于探測(cè)火星地殼下一千米內(nèi)的液態(tài)水或冰以及火星次表層結(jié)構(gòu)[5]。

本文綜述了國內(nèi)外利用雷達(dá)探測(cè)技術(shù)對(duì)探測(cè)月球所取得的科學(xué)成果與研究方法，對(duì)于將來的行星雷達(dá)探測(cè)發(fā)展方向具有一定的參考意義。

1 雷達(dá)探測(cè)技術(shù)

目前，雷達(dá)探測(cè)技術(shù)用于探測(cè)月球的發(fā)展方式可分為地基探測(cè)、星載探測(cè)、星地聯(lián)合探測(cè)以及就位探測(cè)，不同的探測(cè)方式有各自不同的特點(diǎn)與優(yōu)勢(shì)。1946年1月美國海軍某地面站向月球發(fā)射電磁波，在經(jīng)過不到3 s的時(shí)延接收天線收到了來自月球的信號(hào)回波，這是人類首次利用地基雷達(dá)技術(shù)探測(cè)月球[6]。1972年美國Apllo17號(hào)首次使用星載阿波羅月球探測(cè)實(shí)驗(yàn)雷達(dá)對(duì)月球部分區(qū)域進(jìn)行探測(cè)[7]。1994年美國Clementine號(hào)首次同時(shí)利用星載雷達(dá)和地基雷達(dá)進(jìn)行雙基雷達(dá)星地聯(lián)合探測(cè)月球。2013年12月2日中國成功發(fā)射的“嫦娥三號(hào)”，首次使用了測(cè)月雷達(dá)對(duì)月球虹灣部分地區(qū)進(jìn)行實(shí)地就位探測(cè)。

1.1 地基探測(cè)

地基探測(cè)是將雷達(dá)放置在地球上對(duì)月球進(jìn)行觀測(cè)的探測(cè)方式，其觀測(cè)周期短，較為經(jīng)濟(jì)、方便，可重復(fù)性高，但是由于地月運(yùn)動(dòng)關(guān)系，只能探測(cè)月球朝向地球的一面。

探月過程中，運(yùn)用地基雷達(dá)探測(cè)主要是美國的金石太陽系雷達(dá)和設(shè)在波多黎哥Arecibo天文臺(tái)的地基雷達(dá)[8]，表1中列出其部分參數(shù)。

表1 國外主要地基雷達(dá)探測(cè)系統(tǒng)參數(shù)[8]

1.1.1 地基雷達(dá)探測(cè)原理

地基雷達(dá)對(duì)月球成像是合成孔徑雷達(dá)技術(shù)在天文探測(cè)中的應(yīng)用，探測(cè)原理[9]如圖1，地基雷達(dá)對(duì)月球發(fā)射電磁脈沖，利用地球與月球的相對(duì)運(yùn)動(dòng)關(guān)系即地球自轉(zhuǎn)、月球自轉(zhuǎn)、月球公轉(zhuǎn)間的關(guān)系，將來自不同雷達(dá)相位的回波信號(hào)進(jìn)行疊加，合成為等效大口徑天線，達(dá)到提高方位分辨率的目的，對(duì)接收的數(shù)據(jù)進(jìn)行處理便可得到月球合成孔徑圖像。文[8]給出了地基雷達(dá)的成像原理詳細(xì)的分析，由分析可知合成孔徑技術(shù)的處理依賴于對(duì)雷達(dá)與目標(biāo)點(diǎn)間運(yùn)動(dòng)的先驗(yàn)知識(shí)。

1.2 星載探測(cè)

圖1 地基雷達(dá)探測(cè)原理示意圖[9]

Fig.1 Illustration of the principle of detecting lunar features using a ground-based radar[9]

星載探測(cè)是將雷達(dá)搭載在衛(wèi)星上，利用火箭將衛(wèi)星發(fā)射至近月軌道對(duì)月球進(jìn)行觀測(cè)的探測(cè)方式?？稍诮萝壍郎线M(jìn)行全月的環(huán)繞探測(cè)，探測(cè)范圍廣，精確度較高，但成本較昂貴，探測(cè)周期長。

在探月過程中，1972年美國Apollo 17 搭載的阿波羅月球探測(cè)雷達(dá)，2007年日本SELENE號(hào)搭載的月球雷達(dá)探測(cè)儀，2008年印度發(fā)射的探月衛(wèi)星Chandrayaan-1 搭載的微型合成孔徑雷達(dá)，2009年美國發(fā)射的月球軌道探測(cè)器搭載的微型射頻儀均采用了星載探測(cè)的方式。表2、3列出了上述雷達(dá)的基本參數(shù)。

表2 阿波羅月球探測(cè)儀、月球雷達(dá)探測(cè)儀基本參數(shù)[10-11]

注：月球雷達(dá)探測(cè)儀的主頻為5 MHz，1 MHz與15 MHz可供選擇

表3 微型合成孔徑雷達(dá)、微型射頻儀雷達(dá)基本參數(shù)[12-13]

注：經(jīng)過換算，11 W等于40.4 dBm

1.2.1 阿波羅月球探測(cè)儀、月球雷達(dá)探測(cè)儀探測(cè)原理

阿波羅月球探測(cè)儀發(fā)射天線發(fā)射電磁脈沖，穿透月球表層與次表層，當(dāng)脈沖遇到月球表面以及月球次表層內(nèi)不連續(xù)的分界面時(shí)，將產(chǎn)生回波信號(hào)并由雷達(dá)接收天線接收。通過對(duì)回波信號(hào)的分析與解譯，便可以獲得月球次表層的地質(zhì)結(jié)構(gòu)信息。日本SELENE搭載的月球雷達(dá)探測(cè)儀的探測(cè)原理(圖2)，與Apollo 17搭載的阿波羅月球探測(cè)儀探測(cè)原理(圖3)相同。

圖2 阿波羅月球探測(cè)儀探測(cè)原理示意圖[10]

1.2.2 微型合成孔徑雷達(dá)、微型射頻儀探測(cè)原理

美國月球軌道探測(cè)器上搭載的微型射頻儀是微型合成孔徑雷達(dá)的升級(jí)版本，兩者的工作原理相同，且載荷的研制方都是約翰霍普金斯大學(xué)的應(yīng)用物理實(shí)驗(yàn)室。如圖4，雷達(dá)在繞月軌道隨著載體平臺(tái)運(yùn)動(dòng)，在依次經(jīng)過月表觀測(cè)區(qū)域時(shí)發(fā)射電磁脈沖信號(hào)，以月面目標(biāo)場(chǎng)景為成像區(qū)域，接收來自月面目標(biāo)回波信號(hào)的信息數(shù)據(jù)并記錄下來，運(yùn)用合成孔徑技術(shù)處理數(shù)據(jù)進(jìn)而形成月表合成孔徑圖像。

圖4 月船一號(hào)、月球軌道偵測(cè)器探測(cè)原理示意圖[15]

Fig.4 Illustration of the working principle of the Chandrayaan-1 and LRO[15]

1.3 星地聯(lián)合探測(cè)

星地聯(lián)合探測(cè)是將雷達(dá)收發(fā)設(shè)備分置于星載、地基兩個(gè)不同載體平臺(tái)的探測(cè)方式，結(jié)合了星載雷達(dá)與地基雷達(dá)的優(yōu)勢(shì)，減少了星載雷達(dá)的載荷負(fù)重，較為經(jīng)濟(jì)，但數(shù)據(jù)處理算法上更為復(fù)雜，特別是要考慮地月運(yùn)動(dòng)導(dǎo)致雷達(dá)圖像模糊、分辨率降低等因素。探月過程中采用過星地聯(lián)合探測(cè)方式的是1994年美國發(fā)射的Clementine號(hào)上搭載的雙基地雷達(dá)(Bi-static Radar)以及2010年12月，微型射頻儀的發(fā)射機(jī)遭受重創(chuàng)后不能繼續(xù)工作，NASA決定采用雙基地雷達(dá)探測(cè)方式繼續(xù)工作[16]。

1.3.1“Clementine號(hào)”雙基地雷達(dá)探測(cè)原理

雙基地雷達(dá)的探測(cè)原理(如圖5)從“Cleme-

ntine號(hào)”航天器向月球上的目標(biāo)物體發(fā)射電磁波信號(hào)，在地球上接收反射回來的電磁波(即回波信號(hào)，也稱為后向散射)，由此獲得目標(biāo)物體的性質(zhì)。該雷達(dá)發(fā)射的是未經(jīng)調(diào)制的S波段右旋圓極化電磁波，發(fā)射天線是直徑1.1 m的高增益天線，頻率2.273 GHz，凈功率6 W，半功率點(diǎn)波速寬度為4°?；夭ㄐ盘?hào)由美國加利福尼亞州(California)、西班牙的馬德里(Madrid)和澳大利亞的堪培拉( Canberra )三地70 m天線組成的深空網(wǎng)絡(luò)( Deep Space Network, DSN)地面站接收。只有當(dāng)月球目標(biāo)物、地基接收站和航天器軌道面處于同一平面時(shí)才能進(jìn)行觀測(cè)。這種情形每月在兩極各出現(xiàn)一次，1994年4月9、10日和23、24日地球穿過Clementine號(hào)軌道平面期間，分別對(duì)月球南極和北極進(jìn)行觀測(cè)[17]。

圖5 雙基地雷達(dá)探測(cè)幾何關(guān)系示意圖[17]

Fig.5 Illustration of the geometry related to detection using the Bi-static Radar[17]

1.4 就位探測(cè)

就位探測(cè)是將雷達(dá)搭載在月球巡視器上，利用火箭發(fā)射至月球表面對(duì)月表進(jìn)行實(shí)地登陸觀測(cè)的探測(cè)方式?？梢愿叻直媛侍綔y(cè)月球次表層地質(zhì)結(jié)構(gòu)與月壤厚度，精度高，缺陷在于探測(cè)區(qū)域范圍有限。

2013年12月2日，我國西昌衛(wèi)星發(fā)射中心成功發(fā)射了“嫦娥三號(hào)”衛(wèi)星，“嫦娥三號(hào)”是我國探月工程“繞、落、回”中的“落”月環(huán)節(jié)，由著陸器和巡視探測(cè)器組成，巡視探測(cè)器被命名為“玉兔號(hào)”。在巡視探測(cè)器“玉兔號(hào)”上搭載了一部測(cè)月雷達(dá)，是一種高分辨率月球表面穿透成像雷達(dá)，基本參數(shù)見表4。

表4 測(cè)月雷達(dá)基本參數(shù)

同時(shí)，我國將是首個(gè)利用雷達(dá)技術(shù)對(duì)外天體地質(zhì)結(jié)構(gòu)進(jìn)行實(shí)地就位探測(cè)的國家。實(shí)地就位探測(cè)之于地基探測(cè)、星載探測(cè)具有明顯的優(yōu)勢(shì)，貼近月表面實(shí)地探測(cè)減少了電磁波在空間傳播的損耗、空間復(fù)雜環(huán)境的雜波干擾，高分辨率精確地質(zhì)結(jié)構(gòu)測(cè)量等等。測(cè)月雷達(dá)的科學(xué)探測(cè)任務(wù)包括：(1)巡視路線上月壤厚度和結(jié)構(gòu)的探測(cè)；(2)巡視路線上月球次表層結(jié)構(gòu)的探測(cè)。

1.4.1 測(cè)月雷達(dá)工作原理

測(cè)月雷達(dá)是一種工作在無載頻毫微秒脈沖狀態(tài)的時(shí)間域探測(cè)雷達(dá)，采用收發(fā)分置天線。工作原理[18]是測(cè)月雷達(dá)發(fā)射機(jī)產(chǎn)生超寬帶的無載頻毫微秒脈沖，經(jīng)過發(fā)射天線向月面下輻射、耦合超寬帶電磁脈沖信號(hào)，信號(hào)在月壤和月殼巖石介質(zhì)的傳播過程中，如果遇到不均勻?qū)?、不同介質(zhì)交界面、熔巖管、漂石等目標(biāo)，將產(chǎn)生電磁波信號(hào)的反射、透射以及散射。測(cè)月雷達(dá)接收天線接收到該反射和散射信號(hào)后，經(jīng)過接收機(jī)放大、采樣后獲得相應(yīng)的探測(cè)數(shù)據(jù)，通過對(duì)探測(cè)數(shù)據(jù)進(jìn)行分析、處理和成像，得到“玉兔號(hào)”巡視路線上的月壤厚度與結(jié)構(gòu)以及月球次表層結(jié)構(gòu)等信息。圖6 為測(cè)月雷達(dá)探測(cè)原理示意圖，其中次表層結(jié)構(gòu)為理想均勻結(jié)構(gòu)。

圖6 測(cè)月雷達(dá)探測(cè)原理示意圖

Fig.6 Illustration of the working principle of the Lunar Penetrating Radar

2 研究現(xiàn)狀

2.1 月球地貌和兩極的探測(cè)

在冷戰(zhàn)背景下，美國和前蘇聯(lián)展開了以月球探測(cè)為中心的空間競(jìng)賽，掀起了第1次月球探測(cè)的高潮[1]。圍繞人類登月著陸點(diǎn)選擇問題，對(duì)于月球地貌與地形的研究顯得迫切而至關(guān)重要。地基雷達(dá)探測(cè)方式由于自身的優(yōu)勢(shì)與當(dāng)時(shí)技術(shù)的局限性，成為月球地形測(cè)繪的首選方式。采用雷達(dá)技術(shù)開展月球地形測(cè)繪主要是在20世紀(jì)60、70年代進(jìn)行的，期間Arecibo天文臺(tái)的THOMAS W. THOMPSON等人的4篇關(guān)于描述月球雷達(dá)成像的論文，奠定了雷達(dá)技術(shù)探測(cè)月球地形地貌的基礎(chǔ)。第1篇文章詳細(xì)論述了Arecibo雷達(dá)探測(cè)月球的技術(shù)方法；第2、3篇分別研究了Arecibo雷達(dá)70 cm與3.2 cm波長所觀測(cè)的月球地形圖；第4篇文章比較了不同觀測(cè)波長得到月球地形圖之間的關(guān)系；THOMAS W.THOMPSON還發(fā)現(xiàn)在新的撞擊坑邊緣回波明顯增強(qiáng)[19]。1975年，文[20]作者根據(jù)雨海盆地異常低的雷達(dá)反射率，研究了盆地內(nèi)的巖漿流。1977年，文[21]作者使用地基雷達(dá)開展了月球撞擊坑形貌學(xué)研究，如坑環(huán)高度與坑深的比值、坑深度與直徑的比值。

月球兩極存在永久陰影區(qū)，這些陰影區(qū)很難用其他探測(cè)手段觀測(cè)，而微波波段的觀測(cè)與光照無關(guān)，因此，可以利用地基雷達(dá)繪制月球兩極的地形，特別是永久陰影區(qū)的地形[22]。

隨著月球探測(cè)中激光高度計(jì)和立體相機(jī)的成功應(yīng)用，地基雷達(dá)在對(duì)月球正面中低緯度地區(qū)的地形測(cè)繪中的應(yīng)用價(jià)值明顯降低，地形測(cè)繪重點(diǎn)轉(zhuǎn)移到了月球兩極，其中南極被認(rèn)為是最有希望建立月球基地的地方[8]。目前擬議中的月球基地建設(shè)方案提出：月球極區(qū)由于地形和軌道的原因月夜很短，因此可以把需要太陽光的設(shè)備放置在月球的極區(qū)，根據(jù)Clementine光學(xué)成像和地基雷達(dá)對(duì)月球的觀測(cè)結(jié)果，認(rèn)為月球南極Malapert山的山頂是作為月球基地的最佳地址。通過計(jì)算，認(rèn)為該地區(qū)一個(gè)月球年里有93%的時(shí)間可以獲得全部或部分太陽光照，并且與地球之間一直可視，因此可以保持地月之間的直接通信[23]。

1979年，文[24]作者利用Arecibo地基雷達(dá)開展月球極地地形的測(cè)繪，分辨率為5～10 km，這種分辨率下的馬賽克圖像，對(duì)于月球地形的精確識(shí)辨還不夠。

1999年，文[25]作者利用GoldenStone地基雷達(dá)，獲得了月球兩極300 km到1 000 km內(nèi)的圖像，空間分辨率為150 m，高度分辨率為50 m。結(jié)合所獲得的數(shù)字高程圖，可以明顯看出最有可能建立月球基地的南極，地形起伏較大，溝壑縱橫。

2008年，P.D Spudis等*http://www.spudislunarresources.com/Bibliography/p/96.pdf利用微型合成孔徑雷達(dá)獲得了月球北極80°以內(nèi)大約95%的圖像，分辨率為150 m。隨后，2009年美國月球軌道偵測(cè)器搭載的微型射頻儀科學(xué)目的與微型合成孔徑雷達(dá)相似，區(qū)別在于微型射頻儀將探測(cè)月球兩極的圖像，而微型合成孔徑雷達(dá)只探測(cè)北極區(qū)域[26]。

2010年6、7月間，文[27]作者利用微型射頻儀繪制完成了月球兩極70°以內(nèi)的地貌圖，其空間分辨率為75 m，通過放大模式空間分辨率可以達(dá)到15 m。

2010年12月，在完成微型射頻儀主要的探測(cè)目的之后，微型射頻儀的發(fā)射機(jī)受到重創(chuàng)不能工作，但接收機(jī)還能正常工作。于是，決定啟用雙基地雷達(dá)探測(cè)方式，由地基雷達(dá)Arecibo發(fā)射電磁脈沖至月表，微型射頻儀負(fù)責(zé)接收回波信號(hào)繼續(xù)探測(cè)月球[16]。2012年，Daniel E.Wahl等*http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?articleid=1354737利用Arecibo與微型射頻儀雙基地雷達(dá)探測(cè)方式得到空間分辨率為50 m的月球雙基地雷達(dá)圖像。

2011年，42屆月球與行星科學(xué)會(huì)議上Scott Hensley等*http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1813.pdf報(bào)告了GoldenStone雷達(dá)發(fā)射機(jī)經(jīng)過改造升級(jí)到40 MHz線性調(diào)頻成像帶寬，由此，可獲得方位分辨率為5 m，距離分辨率為4 m的圖像。此次改造不僅有硬件上的更新，還有處理方法的改進(jìn)，由原來的延遲-多普勒成像技術(shù)改進(jìn)為合成孔徑式“聚焦”分辨率單元即聚焦圖像技術(shù)。

值得一提的是2009年，歐洲雷達(dá)會(huì)議上文[28]運(yùn)用歐洲非相干散射科學(xué)協(xié)會(huì)(European Incoherent Scatter Scientific Association, EISCAT)962 MHz地基雷達(dá)系統(tǒng)獲得了月球部分“未聚焦”圖像，距離分辨率為600 m，這是歐洲的地基雷達(dá)鮮有用于測(cè)繪月球，不足之處在于像美國Arecibo雷達(dá)發(fā)射脈沖都是非常窄的波束，這樣有利于避免多普勒“南北模糊”。而EISCAT雷達(dá)發(fā)射的是全寬度接近1°的波束，脈沖幾乎同時(shí)覆蓋了整個(gè)月球，導(dǎo)致多普勒南北模糊。對(duì)于EISCAT雷達(dá)所面臨的問題是如何經(jīng)過數(shù)據(jù)處理得到全聚焦的圖像。

在完成月球兩極測(cè)繪之后，微型合成孔徑雷達(dá)、微型射頻儀更多的關(guān)注找尋月球上水冰存在的新證據(jù)。月球地貌與兩極地形的探測(cè)手段主要是地基探測(cè)與星載探測(cè)，由已獲得的科學(xué)成果，以下比較各自的優(yōu)缺點(diǎn)；

(1)由表1，可知GoldenStone雷達(dá)相較于Arecibo雷達(dá)，其頻率是Arecibo的3.6倍。2011年，改造之后的GoldenStone雷達(dá)可獲得的圖像分辨率高于Arecibo雷達(dá)探測(cè)圖像。但是，Arecibo雷達(dá)的口徑是其4.36倍，發(fā)射功率是其2倍，Arecibo更適合大范圍的月球測(cè)繪，而GoldenStone較為適合小范圍的精確測(cè)繪。

(2)由表3，可知微型射頻儀相較于微型合成孔徑雷達(dá)，不僅有S波段，還有更高頻段的X波段，可以獲得精確度更高的數(shù)據(jù)。分辨率更是微型合成孔徑雷達(dá)的2倍以上，繞飛的軌道高度更低，發(fā)射功率略高于微型合成孔徑雷達(dá)，所探測(cè)的區(qū)域也比微型合成孔徑雷達(dá)要廣。

(3)地基雷達(dá)相較于星載雷達(dá)，只能探測(cè)月球朝向地球一面的圖像而不是全月的探測(cè)圖像。地基雷達(dá)的優(yōu)勢(shì)在于較為經(jīng)濟(jì)、探測(cè)周期短、可重復(fù)性高。

就目前的發(fā)展趨勢(shì)而言，地基雷達(dá)以成本低、分辨率高的優(yōu)勢(shì)將是未來月球地貌與兩極探測(cè)的主要手段。當(dāng)然，以地基雷達(dá)發(fā)射電磁探測(cè)月球，星載雷達(dá)接收回波信號(hào)或者兩者互換的星地聯(lián)合探測(cè)的方式也將是未來發(fā)展的趨勢(shì)。如何獲得更高分辨率的月球地形地貌圖像以及數(shù)據(jù)處理算法的復(fù)雜性，是雷達(dá)技術(shù)在月球探測(cè)過程中不可回避的挑戰(zhàn)。

2.2 月壤厚度的反演

月壤(Lunar Regolith)廣義上是指覆蓋在月球基巖之上的所有月表面風(fēng)化的物質(zhì)，甚至包括直徑為幾米的巖石。月壤狹義上則是根據(jù)月球樣品的分類定義的。Apollo月球樣品把直徑≥1 cm的團(tuán)塊作為巖石進(jìn)行處理和研究，稱為月巖(lunar rocks)；直徑<1 cm的顆粒才是狹義上的月壤(lunar soil)；而月塵土(lunar dust)則是指直徑<1 mm的顆粒[1]。由于月球沒有大氣，長期裸露的月壤經(jīng)由太陽風(fēng)(太陽噴射的高能粒子流)的直接注入，使得月壤內(nèi)蘊(yùn)藏著豐富的He3資源，He3作為可控核聚變能源燃料，它有可能成為解決今后人類長期能源發(fā)展需求的重要原料,所以對(duì)于月壤厚度的研究具有十分重要的意義。

1977年，文[29]作者研究了Apollo 17著落點(diǎn)表面進(jìn)行的電磁特性實(shí)驗(yàn)，由月球月壤樣本的測(cè)定值，設(shè)定月表層月壤介電常數(shù)為3.8，損耗正切為0.008，在月表下大約7 m的地方，介電常數(shù)突然變化為7.5，損耗正切為0.035，由此推斷7 m以下為月巖層，其上為月壤層，并將月球月壤地質(zhì)結(jié)構(gòu)簡化為兩層模型，所得結(jié)果與月震實(shí)驗(yàn)一致。1999年，文[30]作者在簡化的理想月壤結(jié)構(gòu)上(圖7)，根據(jù)分層介質(zhì)的電磁波理論，得出月壤厚度與各物理量厚度的關(guān)系式：

(1)

Yurij G.Shkuratov等利用Arecibo天文臺(tái)70 cm波長地基雷達(dá)對(duì)月球正面觀測(cè)數(shù)據(jù)，并結(jié)合月球FeO、TiO2豐度圖，獲得了世界上第1幅月球正面的月壤厚度分布圖。由月壤厚度分布圖可知月海地區(qū)與高地地區(qū)(不考慮月球高地厚度數(shù)千米的大月壤)的平均月壤厚度分別為5 m和12 m。

2010年，文[31]作者利用月球雷達(dá)測(cè)深儀兩個(gè)電磁回波的相位偏移算出衛(wèi)星與月表間距離，再結(jié)合激光高度計(jì)的數(shù)據(jù)，得出兩者數(shù)據(jù)之差即月壤厚度為5～20 m。根據(jù)這種方法估算得到了風(fēng)暴洋(Procellarum)、雨海(Imbrium)、澄海(Serenitatis)等月海地區(qū)的月壤厚度在5 m到7.5 m之間。

2011年，文[32]作者利用高分辨率的Arecibo地基雷達(dá)數(shù)據(jù)(70 cm波長數(shù)據(jù)分辨率為450 m，12.6 cm波長數(shù)據(jù)分辨率為40 m)，結(jié)合基于向量輻射轉(zhuǎn)移理論的雷達(dá)散射模型，得出月海地區(qū)月壤厚度約為5 m，高地地區(qū)月壤厚度10 m以上。利用雷達(dá)數(shù)據(jù)反演月壤厚度流程圖如圖8。

圖7 簡化的理想月壤地質(zhì)結(jié)構(gòu)[30]

Fig.7 A simplified (idealized) illustration of the geological structure of lunar regolith[30]

圖8 雷達(dá)數(shù)據(jù)反演月壤厚度流程圖[32]

Fig.8 A flowchart showing inverse derivation of data of lunar regolith thickness from radar observations[32]

文[30]作者得到的月壤分布圖精確度方面存在諸多問題：

(1)它是建立在簡單的理想月壤模型之上的，忽略了月表與次表層的非均勻性，月壤內(nèi)部存在的顆粒物、熔巖管、漂石等所引起的散射；

(2)它將月壤對(duì)電磁波的衰減因子進(jìn)行了簡化，并且假設(shè)月壤的密度與深度無關(guān)；

(3)它所使用的地基雷達(dá)數(shù)據(jù)分辨率較低大概為2～5 km等因素，它所得到的月壤分布圖誤差比較大，誤差范圍在10%～30%。特別是在撞擊坑中誤差達(dá)到了70%，從分布圖來看撞擊坑中的月壤厚度是最薄的。

Kobayashi等人的研究由于月球表面撞擊坑非天底點(diǎn)雜波的干擾，只能估算相對(duì)比較平緩地區(qū)的月壤厚度，比如月海地區(qū)。

Wenzhe Fa等得到的月壤厚度數(shù)據(jù)與Yurij G.Shkuratov等得到的數(shù)據(jù)比較吻合，但是精確度明顯高于Yurij G.Shkuratov等得到的月壤分布圖。首先，它所用的Arecibo雷達(dá)數(shù)據(jù)的分辨率是Yurij G.Shkuratov等所用數(shù)據(jù)分辨率的4倍以上。其次，他所用的散射模型比較復(fù)雜，并考慮了月壤內(nèi)電磁波的傳輸、衰減和散射，介質(zhì)分界面上層粗糙下層趨于平緩且含有月巖等顆粒物因素。但是，可能存在的問題在于以下兩方面；

(1)Wenzhe Fa等所用的數(shù)據(jù)是文[33]已經(jīng)校正好的數(shù)據(jù)，月壤厚度估計(jì)的精確度取決于雷達(dá)數(shù)據(jù)校正的精確性；

(2)模型中，月壤內(nèi)埋藏的月巖顆粒物大小、豐度以及月表的粗糙度都是假設(shè)的，而不是真實(shí)的數(shù)據(jù)，這對(duì)估計(jì)結(jié)果的準(zhǔn)確性有一定的影響。

2.3 月球次表層結(jié)構(gòu)探測(cè)

研究月球次表層地質(zhì)結(jié)構(gòu)對(duì)于了解月球的起源和演化歷程非常重要，由于月球幾乎沒有大氣，由月壤和巖石碎塊組成的月球次表層就成為固體月球到太陽系空間物質(zhì)和能量的直接過渡層，對(duì)其進(jìn)行系統(tǒng)的研究可以獲得包括太陽系早期演化史、太陽風(fēng)性質(zhì)、月殼組成、月球演化史等一系列豐富的科學(xué)信息[1]。1972年美國Apollo 17搭載的阿波羅月球探測(cè)儀，2007年日本SELENE搭載的月球雷達(dá)探測(cè)儀以及2013年中國“玉兔號(hào)”搭載的測(cè)月雷達(dá)均對(duì)月球次表層地質(zhì)結(jié)構(gòu)進(jìn)行了探測(cè)。

最早對(duì)月球次表層進(jìn)行探測(cè)的是Apollo 17搭載的阿波羅月球探測(cè)儀[10]，工作在3個(gè)頻段，用于探測(cè)月球次表層地質(zhì)結(jié)構(gòu)、繪制連續(xù)的月球剖面、月球微波成像以及銀河系的噪聲測(cè)量。月球地質(zhì)結(jié)構(gòu)類同于地球地質(zhì)結(jié)構(gòu)，但是，異同之處在于電磁波在月巖中衰減很低。其中對(duì)于頻段的選擇頗有難度，低頻可以探測(cè)到更深的次表層深度但是損失了垂直(深度)分辨率，高頻可提高月表成像質(zhì)量以及精確的剖面圖像。1973年，R.J Phillips 等*https://www.hq.nasa.gov/alsj/a17/as17psr.pdf基于對(duì)返回樣品實(shí)驗(yàn)研究，預(yù)期此次探測(cè)月球次表層探測(cè)的最大深度約為1 km，在地質(zhì)結(jié)構(gòu)中分層界面介電常數(shù)之比為1.25。阿波羅月球探測(cè)儀(如圖9)在澄海(Serenitatis)地區(qū)觀測(cè)到兩個(gè)幾乎連續(xù)的反射層，一個(gè)平均深度為0.9 km，另一個(gè)為1.6 km。在危海(Crisium)地區(qū)只觀測(cè)到一個(gè)反射層，平均深度在月面下1.4 km[34]。

圖9 阿波羅月球探測(cè)儀在危海地區(qū)和澄海地區(qū)探測(cè)到的月球次表層結(jié)構(gòu)[34]

Fig.9 Lunar subsurface structures in the Crisium and Serenitatis as detected using the ALSE[34]

日本SELENE搭載的月球雷達(dá)探測(cè)儀于2007年11月20日開始對(duì)月球次表面進(jìn)行探測(cè)，其回波數(shù)據(jù)揭示了近地面大部分月海地區(qū)的次表面分層結(jié)構(gòu)，發(fā)現(xiàn)最深的反射面位于東北雨海(Imbrim)地區(qū)，深度為約1 050 m，該分層界面被認(rèn)為是玄武巖熔巖流覆蓋的月壤。2009年，文[35]作者在澄海(Serenitatis)和史密斯海(Smythhii)發(fā)現(xiàn)了兩層結(jié)構(gòu)(表5)，在風(fēng)暴洋(Procellarum)、雨海(Imbrium)和危海(Crisium)地區(qū)發(fā)現(xiàn)了三層結(jié)構(gòu)，并對(duì)各層厚度、介電常數(shù)、損耗角正切進(jìn)行了估計(jì)。2013年12月，中國“玉兔”號(hào)搭載的測(cè)月雷達(dá)也將對(duì)著陸點(diǎn)地區(qū)的月球次表層結(jié)構(gòu)進(jìn)行探測(cè)，科學(xué)結(jié)果還尚未發(fā)表。

表5 月球雷達(dá)探測(cè)儀數(shù)據(jù)得到的5個(gè)月海地區(qū)的地質(zhì)分層信息[35]

美國、日本、中國都曾先后對(duì)月球次表層結(jié)構(gòu)進(jìn)行了探測(cè)，就探測(cè)的結(jié)果而言有著較大的出入。比如，阿波羅月球探測(cè)儀在澄海地區(qū)觀測(cè)到了兩個(gè)反射層，一個(gè)在0.9 km處，另一個(gè)在1.6 km處，而月球雷達(dá)探測(cè)儀在澄海地區(qū)只觀測(cè)到一個(gè)反射層，深度為175 m。阿波羅月球探測(cè)儀在危海地區(qū)只觀測(cè)到一個(gè)反射層在1.4 km處，而月球雷達(dá)探測(cè)儀在危海地區(qū)觀測(cè)到了兩個(gè)反射層，一個(gè)在145 m處，另一個(gè)在660 m處。

以下分析造成此種結(jié)果的原因以及中國測(cè)月雷達(dá)與阿波羅月球探測(cè)儀、月球雷達(dá)探測(cè)儀的異同點(diǎn)。

(1)雖然日本月球雷達(dá)探測(cè)儀探測(cè)原理與阿波羅月球探測(cè)儀探測(cè)原理相同，主要工作頻率也是5 MHz。但是月球雷達(dá)探測(cè)儀較之阿波羅月球探測(cè)儀相隔30多年，月球雷達(dá)探測(cè)儀技術(shù)上有著較大的進(jìn)步。月球雷達(dá)探測(cè)儀的輻射功率峰值是阿波羅月球探測(cè)儀的6倍以上，自由空間分辨率的4倍，預(yù)計(jì)探測(cè)深度的3.8倍以上。

(2)阿波羅月球探測(cè)儀、月球雷達(dá)探測(cè)儀、測(cè)月雷達(dá)三者的探測(cè)原理相似，都是表面穿透成像雷達(dá)，且科學(xué)目的都包括探測(cè)月球次表層結(jié)構(gòu)。

2.4 月球水冰的探測(cè)

長期以來，科學(xué)家認(rèn)為月球上沒有水，當(dāng)然也沒有水冰。各種手段探測(cè)月球的結(jié)果似乎也證實(shí)了這一點(diǎn)。(1)月球巖石類型主要有斜長巖、玄武巖和角礫巖，而沒有發(fā)現(xiàn)地球存在的水成巖石；(2)月球主要礦物是輝石、斜長石、橄欖石、鈦鐵礦等，沒有發(fā)現(xiàn)任何原生和次生的含水礦物；(3)月球上沒有發(fā)現(xiàn)大氣、水體和生物等外應(yīng)力作用留下的痕跡，而火星則有此類現(xiàn)象發(fā)現(xiàn)；(4)月壤是在46億年來由大大小小的太陽系小天體撞擊月球表面形成的，撞擊過程中產(chǎn)生的高溫，加上沒有大氣層、低重力因素，使得月球表面很難保存水[1]。但是，人們對(duì)于月球水冰的探測(cè)一直沒有停止腳步，其中雷達(dá)探測(cè)水冰的方式起著重要作用。

2.4.1 雷達(dá)探測(cè)水冰原理

水冰揮發(fā)物具有全內(nèi)反射性質(zhì)(total internal reflection)，使散射信號(hào)中的電磁波保持原來的極化方式；而且冰凍揮發(fā)物比硅酸鹽類巖石的傳輸損耗要低，相應(yīng)的電磁波平均反射率更高，回波能量就更高，即水冰比月表巖石能反射更多的電磁波。而月表硅酸鹽類巖石則向所有方向散射電磁波，部分能量不能被地面接收天線所接收。因此，根據(jù)二者表面返回的回波具有不同極化方式和能量特征，可以對(duì)月壤與水冰進(jìn)行區(qū)分[36]。

雷達(dá)發(fā)射圓極化電磁波(左旋)，接收一對(duì)正交線性電磁回波(水平極化H和垂直極化V)，利用接收的電磁回波極化輻射能量可以算出斯托克斯(stockes)矢量。通過斯托克斯矢量就可以計(jì)算出圓極化率(CPR)，計(jì)算(2)式：

(2)

S1為接收到的總能量，即

(3)

S4為反向與同向極化總能量之差，即

(4)

將(3)、(4)式代入(2)得到(5)式，即

(5)

式中，SC為接收的同向極化總能量；OC為接收的反向極化總能量；EH為水平極化能量；EV為垂直極化能量；ER為同向極化能量；EL為反向極化能量*http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2010JE003647/pdf。

2.4.2 雷達(dá)探測(cè)水冰現(xiàn)狀

1961年，文[37]作者首次提出月球存在水冰的假設(shè)，認(rèn)為月球極地一些撞擊坑底部可能處于太陽照射不到的地方，表層與次表層溫度將常年維持在40 K左右。在月球水冰假設(shè)提出后三十多年間，無論是Apollo登月計(jì)劃，還是月球樣品和月球隕石的研究，都沒有找到月球上存在水的證據(jù)，因而，大多數(shù)科學(xué)家認(rèn)為月球表面不存在水冰。

1996年，文[17]作者分析Clementine號(hào)搭載的雙基地雷達(dá)，揭示了月球上某些永久陰影區(qū)的回波特征與水冰的回波特征相似，因而初步揭示月球上存在水冰。當(dāng)Clementine繞234號(hào)軌道運(yùn)行到月球南極上空200 km處并與月球、地面接收站成一條直線時(shí)，同向極化增加，圓極化率明顯增大，出現(xiàn)特殊散射效應(yīng)，即雷達(dá)回波不呈現(xiàn)月表巖石碎屑應(yīng)具有的特征，而呈現(xiàn)揮發(fā)性冰的特征(可能混合有土壤和沙礫)，月球兩極水的存在第一次有了直接證據(jù)。但是，有科學(xué)家認(rèn)為[38]，根據(jù)Clementine號(hào)雙基地雷達(dá)實(shí)驗(yàn)并不能肯定水冰的存在，也無法確定水冰的準(zhǔn)確儲(chǔ)量，因?yàn)镃lementine號(hào)搭載雷達(dá)極地觀測(cè)采用的入射角為82°～90°，大入射角使得產(chǎn)生的散射很難預(yù)測(cè)，由于遮蔽、衍射、多次散射效應(yīng)而產(chǎn)生異常。因此并不能確定234號(hào)軌道極化率的增加是相干后向散射反效應(yīng)還是其它的散射效應(yīng)引起的，支持體散射機(jī)制的低損耗物質(zhì)同樣可以引起這種效應(yīng)。

1997年，文[39]作者為了驗(yàn)證Clementine號(hào)獲得的結(jié)果，利用Arecibo天文臺(tái)2.38 GHz(波長12.6 cm)地基雷達(dá)以125 m空間分辨率對(duì)月球進(jìn)行了成像，并找尋月球極地永久陰影區(qū)水冰存在的可能。驗(yàn)證實(shí)驗(yàn)中雷達(dá)波長和入射角與雙基地雷達(dá)相似，Stacy實(shí)驗(yàn)表明:

(1)月球南極觀測(cè)結(jié)果表明與Clementine雙基地雷達(dá)的結(jié)果存在部分不一致，沒有發(fā)現(xiàn)任何一塊面積大于1 km2的區(qū)域存在高雷達(dá)后向散射截面和高圓極化率，即月球極地至少不存在大面積分布的水冰。

(2)一些永久陰影區(qū)的圓極化率升高了，但可能是因?yàn)楸砻娲植诙纫鸬摹Ｔ谔柟庹丈渲麓嬖诘谋砻嫔⑸?，也不排除可能是在永久陰影區(qū)存在大量分散的水冰。

雖然,水冰可以引起散射效應(yīng)，但其它的散射機(jī)制(如月表粗糙度、二次反射等)也可解釋月球極地圓極化率增加的原因。因此，Clementine號(hào)雙基地雷達(dá)極化率的增加是月球極地存在水冰引起的觀點(diǎn)并沒有被廣泛接受，并受到一定程度的質(zhì)疑。

1998年，文[40]作者重新處理了雙基地雷達(dá)獲得的月球南極的數(shù)據(jù)，并未得到相同結(jié)果，揭示了雷達(dá)回波異常并非只出現(xiàn)在月球南極地區(qū)。

2008年，文[12]作者研究了微型合成孔徑雷達(dá)在月球北極獲得的數(shù)據(jù)，顯示出北極區(qū)域比較典型的后向散射性質(zhì)，圓極化率范圍為0.1～0.3，新鮮撞擊坑圓極化率可以達(dá)到1.0，反映極化率和表面粗糙度相關(guān)。在北極一些撞擊坑內(nèi)的永久陰影區(qū)具有較高的圓極化率，撞擊坑邊緣則沒有體現(xiàn)這樣的性質(zhì)(異常坑)，并和基于Lunar Prospector中子譜儀數(shù)據(jù)建立的極地水冰模型是吻合的，表明這些撞擊坑可能存在水冰的沉積物。

2009年，NASA用LCROSS衛(wèi)星撞擊Cabeus坑(月球南極的一個(gè)永久陰暗坑)，文[41]作者經(jīng)過分析獲得數(shù)據(jù)顯示水冰確切地存在于月球上。

2010年，C.D. Neish等*http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2010JE003647/pdf.利用微型射頻儀對(duì)LCROSS衛(wèi)星撞擊坑(Cabeus坑)進(jìn)行了觀測(cè)，得到Cabeus坑內(nèi)圓極化率低于周邊月球高地地區(qū)，只有<2%的成像區(qū)域圓極化率高于1。這種結(jié)果與Cabeus坑月表幾米范圍內(nèi)存在純凈的水冰不一致，因?yàn)長CROSS觀測(cè)水冰的精確度<10 cm，對(duì)于離散分布的水冰-月壤混合物“臟冰”以及月巖上包裹的薄冰，這些雷達(dá)都不容易探測(cè)。

2012年，文[42]作者研究了微型射頻儀獲得的月球南極點(diǎn)附近沙克萊頓(Shackleton)隕石坑的雷達(dá)圖像，顯示在此隕石坑的坑壁上的圓極化率有所升高，且呈現(xiàn)出零碎而不均勻的特征，隨著深度加深而逐漸減弱。B.J. Thomson等認(rèn)為，雖然這一現(xiàn)象可以解釋為坑壁斜面上存在不成熟月壤而導(dǎo)致的粗糙度影響，但是也不能排除水冰存在的可能。

2013年，文[43]作者利用微型射頻儀獲得的數(shù)據(jù)，運(yùn)用散射模型得出兩極異常撞擊坑內(nèi)高圓極化率與水冰存在形式是一樣的。如果這種解釋是正確的，那么兩極可能儲(chǔ)存了數(shù)百萬噸“干凈”的純冰。這為人類未來建立月球基地提供了堅(jiān)實(shí)的基礎(chǔ)。

LCROSS衛(wèi)星撞擊Cabeus坑之后，對(duì)于月球是否存在水冰，這個(gè)懸而未決又爭論不休的問題，終究塵埃落定。但是，對(duì)于月球上儲(chǔ)蓄了多少水冰，水冰以何種形式存在，水冰在全月的分布情況，是否滿足將來月球基地的供水需求等等都是需要進(jìn)一步研究的問題。雷達(dá)技術(shù)在探測(cè)月球水冰過程中扮演著重要的角色，但是也存在一些問題。

(1)水冰不是導(dǎo)致圓極化率升高的唯一原因。由于冰的不純，電磁波在冰中傳播時(shí)，會(huì)發(fā)生多重反射從而導(dǎo)致圓極化率增加。但是，電磁波在粗糙表面?zhèn)鞑r(shí)發(fā)生多重反射同樣可導(dǎo)致圓極化率增加。

(2)兩極水冰存在的形式可能是分散式的冰-月壤混合物“臟冰”，雷達(dá)面積分辨率若是大于“臟冰”的面積將無法辨別水冰的存在，提高雷達(dá)分辨率也是未來要解決的問題。

3 總結(jié)與展望

基于雷達(dá)探測(cè)技術(shù)的特點(diǎn)，不受光照限制，可探測(cè)月球兩極、撞擊坑永久陰影區(qū)并繪制探測(cè)區(qū)域的地形地貌圖;電磁波的穿透性，可探測(cè)月球次表層結(jié)構(gòu)以及月壤厚度;電磁波不同極化方式，分析回波圓極化率，可推測(cè)月球是否存在水冰、月表的粗糙度等等。本文回顧了國內(nèi)外雷達(dá)技術(shù)在月球探測(cè)過程中的應(yīng)用與研究，總結(jié)了各國在利用雷達(dá)技術(shù)探測(cè)月球過程中所取得的一些科學(xué)成果?！八街?，可以攻石”，我國的探月計(jì)劃正如火如荼般進(jìn)行，在別國取得的經(jīng)驗(yàn)之上，希望對(duì)我國的雷達(dá)技術(shù)在深空探月計(jì)劃的發(fā)展有所啟示與借鑒：

(1)與國外相比，我國運(yùn)用雷達(dá)技術(shù)對(duì)天體的探測(cè)還處于起步階段，“嫦娥三號(hào)”搭載的測(cè)月雷達(dá)是我國首次運(yùn)用雷達(dá)技術(shù)探測(cè)地球外天體，同時(shí)也是人類首次運(yùn)用雷達(dá)技術(shù)對(duì)外天體進(jìn)行實(shí)地就位探測(cè)。

(2)地基雷達(dá)探測(cè)方面，目前我國處于空白階段，還沒有用于對(duì)月球進(jìn)行觀測(cè)的地基雷達(dá)。與其他探測(cè)方式相比，地基雷達(dá)不需要火箭發(fā)射衛(wèi)星到近月空間進(jìn)行探測(cè)，而是基于地球?qū)υ逻M(jìn)行探測(cè)，具有周期短、可重復(fù)性高、經(jīng)濟(jì)、靈活等優(yōu)點(diǎn)，鑒于我國對(duì)月球探測(cè)的現(xiàn)狀以及將來的火星探測(cè)計(jì)劃，地基雷達(dá)探測(cè)可作為未來的發(fā)展方向，這也將大力推進(jìn)我國深空探測(cè)的發(fā)展。

(3)星載探測(cè)方面，我國成功實(shí)現(xiàn)了嫦娥一號(hào)、二號(hào)衛(wèi)星繞月探測(cè)任務(wù)，已經(jīng)具備了星載探測(cè)的能力，將來基于探測(cè)任務(wù)的需求與科學(xué)目的，可實(shí)現(xiàn)星載雷達(dá)探測(cè)。

鑒于國際社會(huì)上意識(shí)形態(tài)的偏見與雷達(dá)探測(cè)技術(shù)的保密性，我國雷達(dá)技術(shù)在深空探測(cè)中的發(fā)展，在尋求不到更多的國際合作之前，還是要自力更生突破技術(shù)瓶頸走出一條屬于自己的路線。基于雷達(dá)探測(cè)技術(shù)的特點(diǎn)，在未來深空探測(cè)以及行星科學(xué)研究中繼續(xù)起著至關(guān)重要的作用。

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A Review of Applications of Radar-Detection Techniquesin Lunar Explorations

Ding Chunyu1,2,3, Feng Jianqing1,2,3, Zheng Lei1,2, Dai Shun1,2,Xing Shuguo1,2,3, Xiao Yuan1,2,3, Su Yan1,2

( 1. National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, China; 2. Key Laboratory of Lunar andDeep-Space Exploration, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, China;3. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China, Email: dingcy@bao.ac.cn)

Fruitful scientific results have been obtained in lunar explorations by using radar techniques. Usages of radars in lunar explorations include probing the lunar topography, inversely deriving data of lunar regolith thickness, probing lunar subsurface structures, and searching for lunar ice/water. In this paper we review some scientific results in domestic and foreign lunar explorations using radars. Our review covers studies of different detection methods and scientific purposes. Recently China successfully launched the ‘Chang-E 3’ lunar probe with the Lunar Penetrating Radar (LPR) as one of its important payloads. The scientific purposes of the LPR are to explore lunar subsurface structures and to measure thickness values and structures of lunar regolith. Our review particularly introduces the working principle and key-parameter values of the LPR.

Radar-detection techniques; Lunar exploration; Lunar subsurface structure; Lunar Penetrating Radar

國家自然科學(xué)基金 (11173038, 11203046) 資助.

2014-05-23；修定日期：2014-06-19 作者簡介：丁春雨，男，博士. 研究方向：行星雷達(dá)探測(cè)與電磁數(shù)值模擬. Email: dingcy@bao.ac.cn

P412.25

A

1672-7673(2015)02-0228-15