基于Mini－RF雷达数据的月球水冰探测

张冬华，张春华，刘 芮，姜焱光

(1.山西师范大学，临汾 041004;2.吉林市热力集团有限公司，吉林 132000;

3.神舟方舟国际会议展览有限公司，北京 100022;4.湖北省蕲春县地震局，蕲春 435300)

0 引言

月球上是否存在水冰一直是月球探测中的热点问题[1]。自美国科学家 Watson 等[2]于1961 年最早提出月球极地撞击坑中可能存在大量水冰以来，很多科学家都对月球水冰探测做了进一步的研究。1994年美国克莱门汀号的双基地雷达对月球极地的观测发现，雷达回波呈现出挥发性水冰的特征;Nozette等[3]的研究发现，月球可能有水存在的信号;2008年印度“月船一号”搭载的Mini－SAR明确判断出回波异常到底是由水冰月壤混合物引起的，还是干燥岩石引起的[4];2010年在休斯敦召开的第41届月球与行星科学会议上公布的结果表明，在月球极地撞击坑内存在水冰[5];2011年 Neish等[6]利用小型化多模式双频率双极化合成孔径雷达(miniature radio frequency，Mini－RF)观测了月球LCROSS(lunar crater observation and sensing satellite)撞击坑，揭示出月球挥发物的性质。时至今日，人类研究月球的历史已近300 a，从最近几十年的研究情况来看，人类探索月球的步伐正在加快，但对月球上是否存在水冰的问题仍颇有争议。

本文在总结国内外对月球水冰的研究现状基础上，依据极化合成孔径雷达的原理、特点以及水冰反射特性，采用Mini－RF观测数据对月球北极部分撞击坑进行分析，讨论月球上是否存在水冰的问题。通过对Mini－RF的圆极化率(circular polarization ratio，CPR)数据分析认为，月球北极的部分撞击坑可能存在水冰。

1 基本原理

水冰挥发物具有全内反射(total internal reflections)性质，使散射信号中的电磁波保持原来的极化方式;而且冰冻挥发物比硅酸盐类岩石的传输损耗要低，相应的电磁波平均反射率更高，回波能量就更高，即水冰比月表岩石能反射更多的电磁波。而月表硅酸盐类岩石则向所有方向散射电磁波，部分能量不能被地面接收天线所接收。因此，根据二者表面返回的回波具有的不同极化方式和能量特征，可以对月壤与水冰进行区分。

Mini－RF是一种双重极化合成孔径雷达，它发射圆极化信息(左旋)，接受一对正交线性极化信息(水平极化H和垂直极化V)。要想计算圆极化率(CPR=SC/OC)，需要知道接收到的同向极化总能量(SC=|EL|2)和反向极化总能量(OC=|ER|2)。这些能量值可以用反映反射区极化属性的Stokes矢量表示[7]。

利用接收到的H和V以及HV辐射可以推算出Stokes矢量[8]，通过Stokes矢量就可以计算出圆极化率，即

式中:SC为同向极化总能量;OC为反向极化总能量;S1为接收到的总能量，即

S4为反向与同向极化总能量的差值，即

式(2)(3)中:EH为水平极化能量;EV为垂直极化能量;EL为同向极化能量;ER为反向极化能量;Im为同极化程度。Minf－RF在飞行中可以独立运算，与地面设施(Arecibo和GreenBank雷达观测站)交换的实验数据是自行校正雷达增益补偿后的数据[9]。

2 数据处理

2.1 研究区概况

月球绕地球旋转的轨道平面约5.15°，月球赤道倾斜6.68°，月球中心轴近乎垂直于黄道面(约1.13°)。太阳光近乎水平地照向月球两极。因月球两极布满撞击坑，有些区域由于地势遮挡而常年照射不到太阳，因而成为永久阴影区。

美国于2009年6月19日发射的月球勘测轨道器(lunar reconnaissance orbiter，LRO)搭载了 1台多通道太阳发射率和红外滤波辐射计(diviner lunar radiometer experiment，DLRE)，经探测发现月球北极撞击坑底永久阴影区的温度只有－249℃，是目前在太阳系中探测到的最低温度;而低温足以储存很多种化合物(例如水、二氧化碳和有机分子)[10]。因此，月球北极永久阴影区撞击坑底已经具备了储存水冰的条件。月球极区的永久阴影区是最有可能保存水冰的理想场所。为此，需要获得月球极区的高分辨地形数据，根据地形遮挡计算出永久阴影区的分布范围[11]。图1为位于月球N85°～90°的北极区的地形和光照情况，不同颜色表示年均日照百分率(1 a中的光照时间占全年的百分比)[12]。日照百分率为0的黑色区域是太阳光照射不到的永久阴影区[11]。

图1 月球北极地区的年均日照百分率Fig.1 Quantitative illumination map of the lunar north

2.2 数据处理

本文采用的Mini－RF双重极化合成孔径雷达数据为S波段，二级定标斜圆柱投影，1 024像素/(°)，分辨率为 29.6 m，中心坐标分别在月球北极W157 °N 82°，W61°N 87°，E173°N87°，W107°N 87°，E108°N 88°和 E99°N 89°地区的 2SC(即为 2 倍的SC)、2OC版本1数据。在ENVI中通过波段比值运算，得到研究区域的圆极化率CPR数据，即

式中:b1对应于SC数据;b2对应于OC数据。根据SC和OC数据选取感兴趣区，分别画出特征坑的坑内区域和坑外区域。统计区域背景环境的CPR平均值以及各感兴趣区的CPR值(表1)，并对数据特征进行对比分析。

表1 月球北极特征坑的坑内外CPR值及其差值Tab.1 CPR value and difference value of inside and outside the moon’s impact crater

3 结果分析

本文中的8个撞击坑是经过挑选的典型目标坑，分别集中在 W61°N 87°，E173°N 87°和 E108°N 88°地区，具体位置见图2。

图2 撞击坑位置Fig.2 Position of the impact craters

区域背景CPR平均值为0.50，表1中列出了A，B，C，D，E，F，G 和 H 共 8 个代表性撞击坑内、外的CPR数据以及它们的差值。统计结果中:

B坑和C坑(图2(a))内、外的CPR都偏高且差值不明显。从B坑和C坑影像上可以看出，撞击坑及其四周的后向散射率很高，故而CPR也同样升高，很明显是由于新撞击导致碎屑四溅，致使坑内、外粗糙度上升而引起后向反射与CPR同时升高，属于新鲜撞击坑的特征。

A坑和D坑(图2(a))都比较符合非对称坑特点(即撞击坑的后向反射率有明显差异)，坑内CPR值高，坑外与背景环境相当。从图1可以看出，A，D两坑都处于永久阴影区附近，太阳照射时间较短，原始月球脱气作用产生的水和彗星撞击月表带来的水在如此低温条件下逃逸进入太空的概率很小，很可能以水冰的形式被长期保存下来，因此推测具有含水可能[11]。但它们的非对称坑特征也有可能是由其他原因引起的，比如撞击很早，坑外已恢复背景水平;或者因为月海中FeO和TiO2含量高，使得反射体损耗率上升，引起后向散射率降低，而使CPR升高。

E坑(图2(b)和图3)的内部CPR值很高(超过1)，而坑外也高达0.82，坑内、外CPR值的边界较明显。但考虑到E坑周边区域普遍高于背景CPR值，推测可能是由于多种原因共同引起定量雷达模型中土层厚度增加、导致极化和去极化雷达后向散射率都增加[13]所致。

图3 E撞击坑影像Fig.3 Images of impact crater E

E坑所处地区如果普遍月壤厚度偏薄，也会引起散射率降低和CPR升高。为了检测是否与月壤厚度有关，本文统计了E坑地区图像下部和同幅图像中部分地区的2SC，2OC以及CPR数据(表2)。

表2 E坑图幅上下区域数据对比Tab.2 Comparison between data of up and down area from impact crater E

表2中的数据表明，E坑区域CPR数值偏高并非是因月壤偏薄引起(至少不是这单一因素引起)的，可能还要涉及多次撞击以及表层岩石和埋藏岩石的影响等原因，当然也可能是由水冰引起的。

位于E108°N 88°地区的F坑(图2(c)和图4)与G坑(图2(c)和图5)是最有可能含水冰的区域。在统计数据(表1)中，F坑与G坑的坑内外圆极化率差异明显，符合非对称坑特点，可能含有水冰。

图5 G撞击坑影像Fig.5 Images of impact crater G

中子通量数反映了该处的氢含量很高，由于氢一般不存在在坑壁上，而是以水分子的形式存在的，所以F坑和G坑内外圆极化率差异明显，应该是由水冰引起的而不是由坑壁的粗糙度所引起(图6)。但2个坑内的后向散射率都很低，不符合大面积镜面反射特点;如果坑内存在水冰，水冰形式不会是大面积冰层，有可能是以冰尘混合物(即脏冰)的形式存在。

图6 月球N 70°～90°地区中子通量(反映氢含量)分布图[14－15]Fig.6 Distribution of neutron fluxes for the region in N 70°～ 90°on the moon[14－15]

从表1数据来看，H坑(图2(c))基本符合非对称坑特征，也具有存在水冰的可能性;但也看到高CPR区的轮廓延展到了坑外(H坑左上方)，仔细观察可以看到H坑的左上方有一小型撞击坑。若CPR的升高完全是由于水冰引起的，则2个坑的边缘处应有清晰的边界，因为坑脊处的凸起并非永久阴影区，没有储存水冰的条件。考虑到这种情况也可能是小坑周围撞击溅射物粗糙，而引起周围CPR升高，影响了H坑边界;但根据现有数据还不能分辨碎屑与水冰的差异究竟是什么原因引起的，还需要进一步的雷达定量模型或者更先进的探测器解决。

4 结论与建议

4.1 结论

1)前人研究成果表明，月球极地永久阴影区具备储藏水冰的条件。水冰挥发物具有与月表硅酸盐不同的反射性质，可以利用雷达的极化特性寻找月球北极可能存在水冰的撞击坑，进而分析撞击坑的雷达特性成因以及存在水冰的可能性。

2)通过对双Mini－RF二级定标数据的同向极化总能量(SC)和反向极化总能量(OC)数据处理，计算出研究区的圆极化率(CPR)，统计出撞击坑内外圆极化率及其差异;结合后向散射信息，发现多个非对称撞击坑的坑内外圆极化率差异明显，可能是由水冰沉积物所引起。具此特征的撞击坑内后向散射率普遍偏低，如若存在水冰，水冰将以脏冰的形式存在，而且不会是大面积冰层。

3)研究中发现典型的新鲜撞击坑特征也会引起CPR值升高，存在无法解释的现象(如CPR和后向散射率大面积提升等)，很难断定这种特殊特征是由水冰引起的。

4.2 建议

1)结合温度以及地形数据对疑似含水撞击坑进行深入分析，确定低温存水的可能，排除地形对判断的影响。

2)对比中子和光谱数据，获取撞击坑含水证据，并对水冰形式和水冰含量进行分析。

3)探测技术的进步和雷达遥感的定量研究将会为未来的月球水冰探测提供更好的工具和方法。

志谢:NASA提供了Mini－RF数据和其他信息，中国地质大学(武汉)董玉森和张利华老师对本文提出了宝贵意见，在此一并表示衷心感谢!

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