王明遠，王 美，平勁松，韓松濤

（1. 中國科學(xué)院 國家天文臺，北京 100101；2. 北京航天飛行控制中心，北京 100012）

引 言

自20世紀六七十年代的月球探測任務(wù)開始，月球表面粉塵和臨近空間等離子體環(huán)境的特殊性就引起了人們廣泛的興趣。前蘇聯(lián)、歐洲航天局（European Space Agency，ESA）、日本宇宙航空研究開發(fā)機構(gòu)（Japan Aerospace Exploration Agency，JAXA）和美國國家航空航天局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）先后以就位觀測和無線電觀測方式對月球外逸層、月球臨近空間等離子體環(huán)境進行了探測。歷次探測任務(wù)的觀測結(jié)果差異較大，表明了月球臨近空間環(huán)境存在復(fù)雜多變性。此種特性及其與太陽、地球、行星際空間環(huán)境的關(guān)系都有待未來月球任務(wù)的進一步探索。

1 月球外逸層和臨近空間塵埃環(huán)境

月球是典型的無空氣天體，其外逸層成分是歷次月球探測的熱點之一。目前已知的中性大氣成分包括：“阿波羅17號”（Apollo 17）利用中性質(zhì)譜儀探測到Ar和He[1]；地基觀測到Na和K[2]；月球大氣與粉塵環(huán)境探測器（Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer，LADEE ）測得Ne、Al、Ti和Mg[3-4]。Na元素的產(chǎn)生和損失過程是這幾類元素中研究最為深入的。Sarantos等[5]給出了地面對月球外逸層中Na元素連續(xù)20年的觀測結(jié)果，并將觀測到的Na強度與觀測期間的主要紫外線和太陽風(fēng)環(huán)境進行了比較，發(fā)現(xiàn)測得的Na強度及其隨相位角的變化與光子刺激解吸過程一致。除了光子刺激解吸過程外，當月球處于太陽風(fēng)中時，太陽風(fēng)離子能夠促進月壤顆粒中Na的擴散進而增強解吸過程，同時太陽風(fēng)中的重離子也可以通過濺射增加Na的含量[5-6]。

在月球外逸層理論模擬方面，Hodges[7-8]模擬了月球外逸層H和He濃度的全球分布，其結(jié)果與Apollo 17搭載的中性質(zhì)譜儀測量結(jié)果一致。Wurz等[9]利用Monte-Carlo模型對月球外逸層進行了模擬，對日間的月球外逸層中性成分進行仿真，得到的結(jié)果除Ca元素豐度外大多與已有觀測相符。Sarantos等[6]對月球外逸層中來自月壤的中性原子進行了模擬。

同時，在月球外逸層中也探測到了離子的存在，主動磁層離子示蹤儀（Active Magnetospheric Particle Tracer Explorers，AMPTE）和太陽風(fēng)綜合實驗室（comprehensive solar WIND laboratory for long-term solar wind measurements，WIND）觀測到O+、Si+、Na+和Al+[10,11]，月女神探測器（SELenological and ENgineering Explorer，SELENE）的離子質(zhì)譜儀觀測到He+、C+、O+、Na+、K+和Ar+[12-13]，這些離子是來源于行星際空間還是月球表面在太陽風(fēng)或者微流星撞擊下的濺射，目前尚無定論。

在20世紀六七十年代，美國“勘測者號”（Surveyor）系列和“阿波羅”（Apollo）系列任務(wù)期間，探測器搭載相機在日出前和日落后不僅拍到了顯著的日冕和黃道散射光（圖1），同時也拍到了清晰的月面水平輝光（Lunar Horizon Glow，LHG）——證明月表以上存在可以散射、折射太陽光的物質(zhì)[14]。同一時期，前蘇聯(lián)“月球車2號”（Lunokhod 2）上的天體光度計在低于地平線17 mrad的情況下測得了月球表面上方塵埃粒子的散射光，估計該散射光是由距月球表面約260 m高度處的塵埃云引起的[15]。此類物質(zhì)的形成機制及其影響成為月球臨近空間環(huán)境研究的關(guān)鍵問題。

圖1 Surveyor系列拍攝到的水平輝光表明了在晨昏邊界線上，前向散射的陽光來自月表以上漂浮的月塵粒子[16-18]Fig. 1 The lunar horizontal glow obtained by the Surveyor series shows that the forward scattered sunlight comes from the dust particles floating above the moon's surface on the lunar terminator[16-18]

一種目前比較流行的觀點認為，月球和地月系統(tǒng)所在的行星際空間，流星體和行星際塵埃粒子遍布。高速的相對運動導(dǎo)致這些物體撞擊到無大氣天體的表面時，會產(chǎn)生帶電或中性塵埃和氣體，以及二次濺射的塵埃粒子，這些氣體和塵埃在引力的束縛作用下形成了該天體的外逸層[19-21]。在木星和土星的冰衛(wèi)星探測任務(wù)中，使用就位塵埃探測儀器觀測到了此類天體的外逸層，但是此類現(xiàn)象從未在具有難熔表面的行星周圍探測到。

Apollo 15和Apollo 17觀測到了月表的水平輝光，據(jù)此推定在月球晨昏界限附近存在一個高密度微小塵埃粒子云。其中，Apollo 17宇航員部署的月球拋射和隕石試驗（The Lunar Ejecta and Meteorites，LEAM）在Apollo 17著陸艙返回后進行了為期3年的連續(xù)月球塵埃就位觀測，也是迄今為止月球表面唯一的就位塵埃觀測試驗。LEAM觀測到一個緩慢移動的帶電塵埃粒子群，其粒子半徑約為數(shù)百μm，特征與晨昏交界誘發(fā)的帶電塵埃粒子一致，因此靜電對月表塵埃懸浮的影響也是塵埃云形成的可能原因之一。Criswell[16]認為靜電懸浮塵埃量約為二次濺射產(chǎn)生塵埃量的107倍。靜電力自身不足以將塵埃帶離月表[22]，其對塵埃顆粒懸浮的貢獻是建立在塵埃顆粒通過濺射等其它機制從月表噴射出來的基礎(chǔ)上的[23]，塵埃顆粒的懸浮高度與其顆粒半徑密切相關(guān)。

1994年2月26日—4月22日的“克萊門汀”（Clementine）探測任務(wù)對LHG進行了觀測，并獲得了5個有效照相觀測序列。在塵埃半徑為0.1 μm的假設(shè)下，基于Clementine導(dǎo)航相機的照相結(jié)果進行模擬推定月球塵埃云的豐度為5～30 cm-2[24]。Feldman[25]基于月球勘測軌道器（Lunar Reconnaissance Orbiter，LRO）的極紫外光譜儀觀測數(shù)據(jù)進行模擬，得出月球塵埃云的豐度為10 cm-2。兩者的模擬結(jié)果均比產(chǎn)生“阿波羅”觀測結(jié)果所需的理論塵埃豐度低104倍左右。Glenar等[24,26]認為靜電力在月球外逸層塵埃的產(chǎn)生方面不起主導(dǎo)作用，流星體撞擊及其二次濺射也無法產(chǎn)生足以支撐觀測結(jié)果的塵埃云，因此塵埃云的存在是一種罕見的現(xiàn)象。

2013年9月NASA的LADEE探測任務(wù)發(fā)射升空。LADEE的主要科學(xué)目標為確定月球大氣的成分，測量月球大氣層塵埃的時空變換特性。LADEE上搭載了月球塵埃實驗載荷（Lunar Dust EXperiment，LDEX）和極紫外/可見光譜儀（Ultraviolet/Visible Spectrometer，UVS）。LDEX是一種撞擊電離塵埃探測器，用于測量塵埃粒子撞擊目標時產(chǎn)生的等離子體云的正負電荷，其觀測數(shù)據(jù)被用來確定塵埃粒子與儀器碰撞的平均速率；UVS則用來觀測月球大氣不同成分的輻射以及塵埃的光學(xué)散射和消光。LDEX于2013年10月16日開始測量，在截止2014年4月18日任務(wù)結(jié)束的184 d總觀測時間中（累積觀測時間約80 d），共檢測到約14萬次塵埃撞擊。同時，UVS在140 d的任務(wù)期內(nèi)獲得了100萬個光譜數(shù)據(jù)?；贚DEX塵埃觀測數(shù)據(jù)和UVS的光譜數(shù)據(jù)進行分析發(fā)現(xiàn)，月球周邊存在永久非對稱塵埃云（如圖2所示），其粒子直徑范圍為20～300 nm，塵埃云密度在晨間晨昏線附近表現(xiàn)出強烈的增強，在10 km高度上，半徑為0.1 μm的塵埃密度約為104m-3；塵埃云極可能是由高速運行在大橢圓軌道上的彗星式塵埃粒子撞擊產(chǎn)生，而不是起源于微小行星、由運行在近圓軌道上的粒子以較低速度撞擊月球?qū)е碌?；流星雨期間，特別是雙子座流星雨，由于月球表面暴露于同樣的行星際塵埃粒子流中，由撞擊產(chǎn)生的月球塵埃云的密度也會增加[27-28]。同時月球塵埃云的密度也受到月球繞地球公轉(zhuǎn)運動的調(diào)制[29]。

圖2 LDEX測得的月球塵埃分布圖[27]Fig. 2 Distribution of lunar dust detected by LDEX[27]

2 月球臨近空間等離子體環(huán)境

在歷次月球探測任務(wù)中，對月球周邊等離子體的探測主要依賴兩類技術(shù)：無線電掩星觀測和就位等離子體探測。首次對月球周圍等離子體的觀測由“先驅(qū)者7號”（Pioneer 7）于1966年實施，采用了無線電掩星觀測方法，當時獲得的電子密度約為4 × 107el/m3[30]。首次就位觀測實施于1971年2月，由“阿波羅14號”（Apollo 14）搭載的月球環(huán)境帶電粒子探測儀（the Charged-Particle Lunar Environment，CPLEE）在距離月表26 cm高處對40～200 eV的帶電粒子進行了觀測。根據(jù)CPLEE觀測數(shù)據(jù)推斷，在月面日間，距離月表幾百米左右高度處的電子密度為104el/cm3[31]。

前蘇聯(lián)的兩個探測器“月球19號”（Luna 19）和“月球22號”（Luna 22）均攜帶了同源的雙頻無線電信標，其星上晶振穩(wěn)定度為10-7（約600 s），相位采樣率為0.2 sps，采用三軸穩(wěn)定狀態(tài)。兩者分別于1972年、1974年進行了月球等離子體的無線電掩星觀測試驗。根據(jù)觀測數(shù)據(jù)反演結(jié)果（圖3）可知，月球等離子體電子密度自高度30～40 km開始隨高度的降低快速增加；電子密度峰值出現(xiàn)在2～10 km處；在日間峰值密度范圍為400～2 000 cm-3，標高約為10～30 km；在幾乎所有的廓線中，電子密度在接近月球表面時隨著高度的降低而減少[32]。

圖3 Luna 19 & Luna 22無線電掩星觀測獲得的電子密度[32]Fig. 3 The electron density obtained by Luna 19 & 22[32]

2003年，ESA的首個探月任務(wù)“智慧1號”（Smart 1）發(fā)射升空。該衛(wèi)星具備S、X及Ka波段的下行能力。Smart 1探測器于2006年開始進行多次的雙頻月球無線電掩星觀測試驗，并獲得了大量數(shù)據(jù)，但是迄今為止尚未有詳細的試驗結(jié)果發(fā)布。Pluchino等[30]給出了該探測器獲得的等離子體總電子含量，約為1013el/m2。

2007年9月，JAXA發(fā)射了SELENE探測器，該探測器攜帶的兩個子衛(wèi)星Rstar和Vstar。兩個子衛(wèi)星均具備甚長基線干涉測量（Very Long Baseline Interferometry，VLBI）無線電信標信號下行能力。其中子衛(wèi)星Vstar與主衛(wèi)星于2007年11月—2009年6月開展了S和X波段雙頻的月球臨近空間環(huán)境的無線電掩星觀測，獲得了378個觀測序列。觀測期間，中國科學(xué)院國家天文臺和新疆天文臺參加了該實驗，并獲得了掩星觀測數(shù)據(jù)。由于Vstar采用約0.18 Hz的穩(wěn)定自旋控制衛(wèi)星姿態(tài)，導(dǎo)致0.18 Hz基頻和高倍頻諧波項、緩慢進動的低頻周期項以及長期項給衛(wèi)星發(fā)出的電磁波帶來偏差，特別是其中的低頻項和長期項，在SELENE掩星觀測中無法扣除，給結(jié)果帶來了較大影響[33]。根據(jù)上述觀測序列進行反演獲得的電子數(shù)密度較小，且變化無明顯規(guī)律。對SELENE觀測結(jié)果進行特定的篩選后，挑選出太陽天頂角小于60°的16個序列，獲得了其平均電子密度廓線，如圖4所示[34]。

圖4 SELENE獲得的平均電子密度廓線和Chandrayaan 1獲得的一例電子密度廓線[34-35]Fig. 4 The average electron profile obtained by SELENE and the electron profile obtained by Chandrayaan 1[34-35]

印度月球探測任務(wù)“月船1號”（Chandrayaan 1）發(fā)射于2008年10月。Chandrayaan 1具備S波段下行通信能力，于2009年開展了該波段的雙程單頻掩星試驗，其公布的一例觀測結(jié)果（也是唯一一例公開結(jié)果）發(fā)生于太陽天頂角101.72°時，掩星點坐標為77.2°N和90.2°W。Chandrayaan 1這例結(jié)果與SELENE觀測結(jié)果的電子密度較為接近[35]。

2015—2016年，利用中國再入返回飛行器服務(wù)艙，中國科學(xué)院國家天文臺和北京航天飛行控制中心聯(lián)合開展了S/X相干雙頻掩星觀測的試觀測試驗。根據(jù)試驗數(shù)據(jù)成功獲取了月表以上至50 km左右的電子柱濃度信息（如圖5所示），其中電子柱濃度最大處約為0.4×1016～0.5 × 1016el/m2，且濃度隨高度的降低而增加[36]。

圖5 月球電離層電子柱濃度隨高度的變化[36]Fig. 5 The electron column concentration of lunar ionosphere changing with height[36]

上述觀測中，Apollo 14 CPLEE的觀測結(jié)果、Luna 19和Luna 22、Smart 1和再入返回飛行器服務(wù)艙的觀測結(jié)果支持月球表面存在較強的等離子體層，其中，再入返回飛行器服務(wù)艙獲得的電子密度峰值與CPLEE接近；而SELENE和Chandrayaan 1獲得的電子密度較前述小1.5～2個量級。

歷次月球無線電掩星觀測結(jié)果的不一致與其試驗中的關(guān)鍵參數(shù)（表1）也密切相關(guān)。由表1可見，由于觀測目標較為稀薄，除Chandrayaan 1以外的掩星試驗均采用了具有同源頻率參考的相干雙頻掩星方法；SELENE任務(wù)利用其小衛(wèi)星開展了星星雙頻掩星觀測，這種設(shè)計能夠極大地提高觀測數(shù)據(jù)的時空覆蓋，但是由于SELENE采用的S波段雙頻信號頻點相近，同時其子衛(wèi)星特有的自旋穩(wěn)定帶來的信號誤差無法消除，直接影響了其觀測結(jié)果的有效性[33]；再入返回飛行器服務(wù)艙和Luna19/Luna22在觀測頻點選擇和觀測模式上都更為可信，兩者的觀測結(jié)果也相近。再入返回飛行器服務(wù)艙掩星試驗具有同類試驗中最高的星上晶振穩(wěn)定度和最高的地面采樣率，提供了更精細的電子濃度隨高度的變化特征。

表1 歷次月球掩星觀測試驗情況對比Table 1 The key parameters in previous successful lunar occultation experiments

由于月球外逸層大氣稀薄，由氦、氬等組成的氣體濃度在夜半球僅約為2 × 105cm-3，在日半球約為104cm-3。因此月球外逸層光致電離所能產(chǎn)生的電子遠小于前述的較強電子密度（Apollo 14等5個探測器結(jié)果）。而月球不僅處在太陽輻射的影響下，太陽風(fēng)等離子體、地球磁尾和行星際空間環(huán)境也會對其產(chǎn)生影響。太陽輻射作用于月球表面所發(fā)生的光化學(xué)反應(yīng)使得日間的月表附近存在一層光電子；月表塵埃云在太陽輻射作用下，也會發(fā)生光化學(xué)反應(yīng)；同時，來自太陽風(fēng)的等離子體，月球位于磁尾時來自地球磁層的等離子體，均為月球臨近空間等離子體的可能來源。月球塵埃云的漲落也必然影響著月球臨近空間的等離子體。

前述觀測結(jié)果均為來自于月球的日半球。在月球的夜半球，光化學(xué)反應(yīng)不存在，此時月球表面處在太陽風(fēng)和地球磁尾等離子體的影響下。位于月球表面或近地表層的塵埃粒子吸收周圍等離子體中的電子和離子，從而使塵埃粒子帶電，與帶電的月球表面相互作用，并導(dǎo)致塵埃懸浮和運動。對于直徑約100 nm的塵埃粒子，帶電塵埃粒子的數(shù)密度約為10-2～10-1cm-3[37]。月球日半球和夜半球帶電粒子數(shù)密度的巨大差異必將導(dǎo)致月球晨昏線附近離子和塵埃粒子的復(fù)雜變化。

3 日地對月球空間環(huán)境的影響

由于月球沒有全球磁場和濃密的大氣層，其表面處在太陽風(fēng)粒子和太陽風(fēng)的直接影響下。太陽輻射導(dǎo)致的月表光化學(xué)反應(yīng)是月球等離子體的來源之一。另外，ARTEMIS提供的磁場觀測數(shù)據(jù)揭示了月球臨近空間約100 km左右的感應(yīng)磁場分布特征。Luo等[38]由此推測，月球日半球?qū)μ栞椛浜吞栵L(fēng)粒子的吸收、反射作用，導(dǎo)致了月球的夜半球后部存在等離子體空腔現(xiàn)象，并在晨昏線附近出現(xiàn)了等離子體的局部增強，表明在月球臨近空間等離子體與太陽風(fēng)的相互作用導(dǎo)致了局部等離子體的不穩(wěn)定激發(fā)。

地球作為距離月球最近的天體，其電磁環(huán)境直接影響了月球的表面空間環(huán)境。在CPLEE的任務(wù)期間，月球穿過了地球磁鞘進入地球的磁尾，并經(jīng)歷了一次月食，CPLEE的測量結(jié)果表明帶電粒子濃度在地球磁鞘內(nèi)最高，進入磁尾后降低至三分之一左右，進入月食后載荷所能測得的帶電粒子消失[31]，但是地球的等離子體片并未延伸至月球軌道。

另外，地球keV～MeV的高能電子在磁極地區(qū)的極光區(qū)域附近或上空會產(chǎn)生強烈的非熱低頻射電輻射。地球的低頻射電輻射功率為107～108W，其中在250 kHz處測得的輻射譜密度最大。這一輻射是月球空間的主要低頻輻射來源，其主要輻射為極光千米波輻射（Auroral Kilometric Radiation，AKR，100～500 kHz），通常發(fā)生在高度約3 000～10 000 km的高緯度極光區(qū)，且與地球磁層擾動相關(guān)。目前普遍認為AKR的產(chǎn)生與磁化等離子體中的自由能轉(zhuǎn)換為輻射電磁波的過程有關(guān)[39]。Benson和Calvert[40]利用ISIS-1穿越AKR源區(qū)的觀測數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)，AKR的產(chǎn)生在強磁化區(qū)，產(chǎn)生的電磁波的傳播方向于地磁場夾角較大。Lee和Wu[41]提出AKR源自相對論性電子回旋不穩(wěn)定性產(chǎn)生X模的過程，這也是目前最受認可的AKR產(chǎn)生機制。但是AKR實際的偏振輻射除了占主導(dǎo)地位的X模外，還有O模。同時前述機制要求AKR發(fā)生在電子密度很低的區(qū)域，能量要求為～10 keV，這與實際觀測存在差異，因此AKR的產(chǎn)生機制尚需探索。

SELENE探測器攜帶的月球雷達探測儀（Lunar Radar Sounder，LRS）包括等離子體波接收器（Natural Plasma Wave receiver，NPW）和波形捕獲（Wave Form Capture，WFC）儀器兩個子系統(tǒng)。這些載荷觀測到了地球的AKR及其明顯的干涉圖樣（圖6）。這些干涉圖樣被認為是由于AKR的直達波及其在月球表面或月球電離層上的反射波之間的相位差造成的[42]。在不同月球等離子體截止頻率下，SELENE團隊通過模擬AKR在月表的理論干涉圖，與實際干涉圖進行比對，最終獲得干涉區(qū)域的等離子體截止頻率。這是除了就位探測和掩星觀測之外的一種探測月球電離層的新方法。

圖6 SELENE觀測到的AKR干涉圖樣[23]Fig. 6 An interference pattern on the AKR observed by SELENE[23]

4 分析與展望

綜上所述，月球臨近空間存在永久非對稱的塵埃云，其密度在流星雨期間有顯著增加，然而塵埃云的產(chǎn)生機制尚未確定；同時，無線電觀測和就位觀測均支持在月表至50 km范圍內(nèi)存在顯著的電離層，而歷次觀測間的差異表明其電子密度存在較大變化，這一月球電離層的時空分布特性和產(chǎn)生機制目前均屬未知。這兩方面的未知也是探索月球臨近空間奧秘的關(guān)鍵阻礙。另外，月球臨近空間塵埃和等離子體之間的相互作用機制，將對月球射電觀測、月球基地選址產(chǎn)生影響，是未來月球任務(wù)中需要關(guān)注的問題。

上述科學(xué)問題也吸引了國際月球探測同行的關(guān)注。俄羅斯未來月球探測任務(wù)“月球25號”（Luna 25）和“月球27號”（Luna 27）的著陸器均將配備用于月球表面等離子體、塵埃探測的載荷，包括電場傳感器、壓電式?jīng)_擊傳感器和光學(xué)觀測相機等。在中國未來的月球在軌和著陸探測任務(wù)中，搭載穩(wěn)定的無線電科學(xué)探測設(shè)備和就位探測載荷，合理設(shè)計的探測軌道和著陸點，開展長期觀測，將有助于了解月球等離子體環(huán)境的時空分布特性，為上述問題的解決提供支持。

分別于2018年5月和12月發(fā)射的“嫦娥四號”中繼星和著陸器各攜帶了一個低頻射電探測載荷：著陸器上的低頻無線電頻譜儀（Low Frequency Radio Spectrometer，LFRS）和中荷低頻射電探測儀（Netherlands-China Low Frequency Explorer，NCLE），兩者的工作頻率分別是100 kHz～40 MHz[43]、100 kHz～80 MHz[44]。在LFRS和NCLE的生命周期中，兩個載荷均會記錄太陽的射電爆發(fā)，太陽射電爆發(fā)覆蓋的電磁波頻率可低至幾十kHz。而月球等離子體層的存在必將對LFRS的記錄產(chǎn)生影響，因此根據(jù)兩個載荷低頻部分射電爆發(fā)信號的不同，可以推斷出月球電離層的等離子體截止頻率。另外，NCLE將可以記錄類似SELENE觀測中出現(xiàn)的地球AKR射電信號及其干涉信號，為地球AKR研究和月球電離層研究提供信息。同時，LFRS的觀測也將為我們揭開月球背面低頻射電環(huán)境的神秘面紗。