中国自主木星冰卫星冰下液态海洋探测刍议

徐曦煜，朱 迪，杨双宝

（1.中国科学院国家空间科学中心微波遥感技术重点实验室，北京 100190；2.中国科学院遥感与数字地球研究所遥感科学国家重点实验室，北京 100094）

1 引 言

2018年7月25日，国际顶级学术期刊《Science》上发表了来自意大利科学家Orosei等[1]的论文，宣布在火星南极的冰层下方发现了液态水，这是国际上近年来最激动人心的科学发现之一。木星南极的液态水是由欧洲航天局（European Space Agency，ESA）于2003年6月发射上天的“火星快车”（Mars Express）环绕探测器上搭载的火星先进次表层和电离层探测雷达（Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding，MARSIS），在 2008年开始收集发现的异常雷达回波信号进行回波增强，发现其有强烈的液体回波特征；在仔细排除了液态二氧化碳等其它可能性之后，判断这样的回波大概率对应于液态水。液态水的存在为生命的存在提供了可能性，也证明了行星次表层探测的重要价值。

木星是太阳系最大的行星，也是离太阳最近的气态行星。木星主要卫星中有3颗表面被冰所覆盖，称之为冰卫星（包括：“木卫2”-Europa、“木卫3”-Ganymede和“木卫4”-Callisto），目前已有的证据表明，“木卫2”很可能拥有“宜居带”。因为可能存在液态水和生命，木星冰卫星（尤其是“木卫2”）在整个太阳系中有非常独特的探测价值，也是当前国际上深空探测最前沿、最受关注的领域之一。原因主要有：①水是理解木星冰卫星地质演化史的关键；②水是探寻木星冰卫星是否存在过生命的重要线索；③水的发现是未来载人探木甚至在木星冰卫星上建立基地时的战略储备。

美国国家航空航天局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）于 1989年 10月 18日升空发射的Galileo 木星探测器收集的引力和磁场数据表明，“木卫2”等木星冰卫星中覆盖着一层较厚的水质外壳（其中“木卫3”和“木卫4”的外壳比“木卫2”厚得多），但目前的卫星数据还不能完全断定该外壳是纯固态的还是部分液态的（液态水在冰下存在的概率还是较高的）。美国国家航空航天局在2006年发布的《太阳系探测路线图》白皮书[2]中指出：木星的冰卫星（如“木卫2”）的探测是继火星探测之后优先级最高的太阳系探测目标，“任何‘木卫2’探测任务的基本科学目标都应该是确定其次表层液态水海洋的存在性以及确定表层覆盖冰的成分和物理性质。”

2 国外木星冰卫星次表层探测发展现状综述

由于木星冰卫星最重要的科学价值之一是在其次表层可能含有液态水组成的海洋，次表层雷达也就成为木星卫星探测最重要的载荷之一。

为了满足对表面穿透的要求，次表层探测雷达不工作在传统的微波频段，而是在波长较长的高频（High Frequency，HF）或甚高频（Very Long Frequency，VHF）频段。其天线也是以尺寸较大的偶极子（半波振子）为主。考虑到发射和运载的需要，天线需要设计为可展开结构，也是重要的关键技术之一。

NASA 计划于2025年发射的“欧罗巴快艇号”（Europa Clipper）探测器和欧空局计划于2022年发射的“木星冰卫星”（JUpiter ICy moon Explorer，JUICE）探测器上都有次表层雷达，前者的次表层雷达为“木卫2”评估和探测雷达，从海洋到近表层（Radar for Europa Assessment and Sounding Ocean to Near-surface，REASON）；后者的雷达为“冰卫星探测雷达”（Radar for Icy Moons Exploration，RIME）。图1为 REASON 工作原理图，图2为 RIME 天线结构设计效果图。

图1 REASON工作原理图Fig.1 Schematic diagram of REASON system

图2 RIME天线设计效果图Fig.2 An artist view of the RIME antenna

表1为目前国外主要的行星环绕探测次表层雷达系统参数对比一览表。表1中除了2个木星冰卫星的探测计划之外，还包括了2 个火星探测器：MARSIS和“浅层雷达”（SHAllow RADar，SHARAD）的系统参数。这些探测器的设计有若干共同之处，如信号形式均为线性调频信号，天线形式均为偶极子天线等，这些载荷之间也是互补的关系，如“火星探测雷达”中，SHARAD 的载频和带宽较高，追求更高的分辨率，MARSIS 的载频较低，且设计了多个频段，既增加了探测的深度，又能同时完成对火星电离层的探测。REASON和RIME的区别则主要体现在探测目标的分工上。前者以“木卫2”为主要探测目标，而后者以“木卫3”为主要探测目标。

3 我国自主木星冰卫星冰下液态海洋探测的若干构想

我国在已出版的《2016—2030年空间科学规划研究报告》[3]中，提出了木星系统探测计划。该计划的基本科学目标包括研究木星冰卫星冰层形貌及厚度等。我国自主的木星冰卫星次表层探测和国外已立项的项目相比有一定的亮点，才能有助于未来获取更多的科学发现。

3.1 工作频率和信号形式的考虑

目前国外的REASON和RIME两套雷达系统的主频段载频均为9 MHz（REASON 还有1 个载频为60 MHz的VHF工作频段，其主要目标是用于电离层的校正）。该载频的设计主要是考虑到工程上天线尺寸等因素，在科学上，由于木星冰卫星的液态水分布很深（“木卫2”超过10 km，“木卫3”和“木卫4”则很可能超过80 km[4]）。为了穿透如此深的冰层，科学上更倾向于较低的探测频率。

在科学方面，对工作频率最主要的制约因素是电离层的影响。由于木星存在强烈的电磁辐射，木星冰卫星都有着稀薄的电离层。电离层的作用可归纳为以下几个方面。

表1 行星环绕探测次表层雷达系统参数对比一览表Table 1 Summarization of the orbital planetary subsurface exploration radar system parameters

1）对低频电磁波的反射作用，使得雷达发射的电磁波无法到达冰卫星的表面。根据美国学者Grima等的研究，木星电离层有几种特征频率，其中最高频分量的截止频率为等离子体特征频率。该特征频率和电离层离子浓度的平方根成正比，在“木卫2”上其典型值为：0.6～1 MHz[5]。

2）当电磁波信号的带宽较宽时，电离层对其产生的色散，即不同频率的对应的延迟不同，使得接收的信号在脉冲压缩之后出现了“二次相位误差”，其原理详见徐曦煜等[6]。当前国外现有的雷达系统均为线性调频信号，由于相对带宽都超过了10%，电离层色散效应带来的误差是无法忽略的。

3）法拉第旋转及其旋转带来的测距模糊，法拉第旋转效应是带电粒子对线极化波的相位产生的旋转效应，若相位旋转超过360°，则意味着出现了测距模糊，这会对表层的高度测量和次表层深度测量带来严重的影响。当前的研究表明，载频3 MHz 以下的信号很可能会带来法拉第旋转模糊效应。

在火星探测中，MARSIS雷达发现的液态水并未被SHARAD 雷达发现，从某种意义上证明了低载频体制的优势。载频降低带来的工程问题主要是天线展开机构的设计，因此可认真考虑探测中以3 MHz 左右为系统设计的基准。

由于线性调频信号带来的电离层色散效应，其有效带宽就不能太宽。REASON 中9 MHz 频段的带宽之所以设计为1 MHz，原因之一就是，根据仿真研究，3 MHz带宽造成的电离层色散效应几乎完全抵消了高带宽带来的分辨率增强等好处。采用步进频率信号则可以规避该效应的影响。对于每个脉冲，都对应于一个单音信号，经过电离层时不再产生色散。经过不同频率的脉冲合成的脉冲串，则同样可以获得较大的带宽，进而获得较高的距离分辨率和测量精度。步进频率可设计为8个脉冲组成的脉冲串，载频依次为3、4、5、6、7、8、9、10 MHz，周而复始。这样的有效带宽是REASON的7倍，还能有效规避电离层色散问题。步进频率体制下，天线的阻抗匹配网络也更容易实现。

3.2 10m波和微波相结合的探测载荷配置

可以考虑采用10 m波（HF频段）频段和10 m波和微波相结合的探测载荷配置（如图3 所示），有许多优点：①HF 频段尽可能探得深，到达冰、海交界面；②微波频段采取干涉合成孔径雷达高度计的前沿技术，实现高精度、高分辨率的表面高程、坡度和粗糙度测量，该体制的雷达高度计已在地球观测卫星Cryosat-2 中得到了成功验证，特别适合于对大范围冰表面的观测[7]；③该配置的最大优点是其为一个有机的系统，微波频段高度计对遥感目标表面高度的跟踪已是一项经过验证的可靠技术，可通过其高精度的实时高程估计值控制HF频段的工作时序，使其跟踪环路对微波频段随动，这样可以大大提高HF频段雷达捕获有效回波的成功率；④修正电离层延迟，电离层对电磁波的传输延迟和电磁波频率的平方成反比，通过双频体制很容易估算出木星冰卫星电离层中的离子含量，进而对其产生的延迟进行修正；⑤干涉合成孔径雷达高度计可以同时提供木星冰卫星表面高度和坡度的信息，这些信息对校正HF频段雷达中非天底杂波的影响非常有用。

图3 10 m波和微波相结合的探测配置示意图［4］Fig.3 Schematic diagram of the configuration of the microwave and HF system［4］

3.3 主被动相结合的探测

冰的介电特性随温度的变化非常明显。当前，关于木星冰卫星的次表层特性有若干假说，其对应的冰的温度随深度分布的廓线大相径庭，由此造成冰层衰减率，进而有效穿透深度的估计会出现很大的差异。对其介电特性进行仿真有助于对次表层雷达高度计探测能力的考察。

纯水（液态或固态）的介电常数可由成熟的Derby方程进行表征，为

其中：ε∞是无限高频率的介电常数；εst是无限低频率的“静态”介电常数；τr是介电弛豫时间，静态介电常数和弛豫时间都是温度的函数。

纯水冰是一种理想情况，通常木星冰卫星次表层的介质可由一种混合物来建模。在高于100 kHz的频段，该混合介质的介电常数可用式（2）表示[8-9]为

其中：εa是空气的介电常数；εw是水的介电常数；εs是固体土壤的介电常数；φ是孔性（按体积算）；而水的各种形态（冰、液态纯净水和盐水等）在孔性中所占的比例叫饱和度，记为s。

得出了介电常数，即可得电磁波在介质中的单程衰减系数（设电磁波频率为f）为

图4为仿真得到的纯冰的介电特性，图4（a）为介电常数实部，图4（b）为介电常数虚部。图5为电磁波在冰中的衰减系数，图5（a）为纯冰，图4（b）为含杂质10%的冰。由图4和5可以看到，温度不同时，纯冰介电常数的虚部有好几个数量级的差异，进而衰减系数也相差了好几个数量级。在含杂质的冰中，不同温度衰减系数之间的差异不如纯冰大，但仍是很可观的。冰海交界处的温度不会太低（即使考虑到盐度的影响，也很有可能超过250 K），而冰表面的温度为100 K左右。不同的温度廓线特征带来的总的衰减量的差异也非常大。若次表层均为温度很低的纯水冰，则以3 MHz 载频估算，配以适中的发射功率，100 km 量级的探测深度也不难实现；若次表层冰中存在明显的温度跃迁或较多杂质，则10 km的探测深度也会对发射功率、信号处理等提出很高的要求。

图4 纯冰的介电特性Fig.4 Dielectric constants of pure ice

图5 电磁波在冰中的衰减系数Fig.5 Attenuation coefficients of the electromagnetic wave propagating in ice

从前面的分析可以看到，次表层的温度廓线分布的信息对探测能力有显著的影响，因此需要对温度廓线有基本的认识。在分层目标的温度廓线探测方面，微波辐射计有得天独厚的优势。通过设置多通道的覆盖长波到微波波段的辐射计（被动观测模态），根据不同频率电磁波的穿透特性的差异，有望反演出木星冰卫星次表层冰层的温度廓线，通过温度廓线推估冰层介电特性的分布，有助于对雷达系统中回波功率和延迟等特征的解释。被动模态的频段可以和主动模态（雷达）的频段复用，以提高整个系统的效能[10]，降低重量和功耗。

4 结 论

木星冰卫星冰下海洋的探测是太阳系探测最热门的问题之一，也有很多技术难点。本文在对国外相关探测技术进行归纳总结的同时，提供了木星冰下液态水海洋探测几种新思路，并给出了一些初步的系统框架设计和次表层介电特性仿真分析等结果。通过对新方法、新模式的探索，将有望对我国自主木星冰卫星的次表层和冰下液态海洋探测起到良好的借鉴作用。

需要指出，本文的研究还处于科学需求分析阶段，深空探测是高难度、高成本的系统工程，在工程实践中还需要考虑很多细节问题，如体积重量功耗的设计、天线及展开机构设计、雷达信号处理和数据压缩、木星抗辐射环境设计等方面，这些都是未来对系统进一步细化和优化的关键环节。