我国地基雷达观测月球的现状和研究进展*

孙 靖，杨 嵩，周 峰，丁宗华，刘 磊，曹建峰，韩松涛，平劲松

(1. 中国科学院国家天文台，北京 100101；2. 中国电波传播研究所，山东 青岛 266107；3. 西安电子科技大学，陕西 西安 710071；4. 北京航天飞行控制中心，北京 100094)

雷达可以主动发射电磁波探测和跟踪空间目标，通过对上行发射信号的控制，研究太阳系天体目标的尺寸、形状、旋转周期等特征，是研究太阳系天体的地形地貌、物理特征、轨道动力等信息的最有效技术之一。目前，雷达探测技术可以分为地基探测、星载探测、就位探测以及星地联合探测，不同的探测方式有各自不同的特点与优势[1-2]。地基探测是将雷达放置在地球上对太阳系天体进行观测的探测方式，依托地面大口径天线作为发射和接收装置，观测周期短，较为经济方便，可重复性高。星载探测是将雷达搭载在卫星上，将卫星发射至太阳系天体的轨道进行环绕观测的探测方式，探测范围广，精确度较高，探测周期长，但成本较昂贵。就位探测是将雷达搭载在天体巡视器上，利用火箭发射至太阳系天体表面进行实地登陆观测的探测方式，可以高分辨率探测天体次表层地质结构与厚度，精度高，缺陷在于探测区域范围有限。星地联合探测是将雷达收发设备分别置于星载、地基两个不同载体平台的探测方式，结合了星载雷达与地基雷达的优势，减少了星载雷达的载荷负重，较为经济，但数据处理算法更为复杂，分辨率低。就目前的发展趋势而言，地基雷达以成本低、分辨率高的优势仍是未来太阳系天体探测的主要手段。

月球是离地球最近的天体，它历来是人类天文活动和空间探测的首选目标之一，是地基雷达探测应用最早也最多的天体。1946年1月，美国海军某地面站向月球发射电磁波，在经过不到3 s的时延，接收天线收到了来自月球的回波信号，这是人类首次利用地基雷达技术探测太阳系天体收到的回波。雷达探测技术在探测月球过程中具有独特的优势与作用：首先，雷达探测技术不受光照和地球气象条件的限制，可用于探测月球两极、月球撞击坑的永久阴影区；其次，合成孔径技术可用于对月球表面的地形测绘、成像；最后，基于雷达电磁波的穿透性与极化特征，通过分析雷达后向散射回波，可以反演月球的月壤厚度、介电常数和地质结构等次表层特性，以及探测月球是否存在水冰。但是由于地月运动关系，地基雷达只能探测月球朝向地球的一面。

人类应用地基雷达探测技术开展了对月球地形地貌、月壤厚度、月球水冰等研究，取得了丰硕的科学成果。美国引领了地基雷达在天文领域的发展，在基础设施和信号处理方面有雄厚的基础。美国金石太阳系雷达(Goldstone Solar System Radar, GSSR)、阿雷西博(Arecibo)和绿岸(Green Bank)等多个射电天文台站主导了地基雷达对太阳系自然天体的探测，表1列出了美国主要地基雷达探测系统参数[3]。与国外相比，我国应用雷达技术对天体的探测还处于起步阶段。嫦娥三号搭载的测月雷达(Lunar Penetrating Radar, LPR)是我国首次应用雷达技术探测地球外天体，同时也是人类首次应用雷达技术对地外天体进行实地就位探测。然而，目前我国在地基雷达测月领域处于空白阶段，还没有专门用于对月球和其他太阳系天体进行观测的地基雷达。但国内现有的地基设备，包括深空网雷达系统、云南曲靖非相干散射雷达以及大口径射电望远镜网等，目前已具备月球探测的地基雷达发射和接收能力。因此，通过研究针对地基雷达观测的数据处理方法，可以在现阶段开展月球等天体的地基雷达探测试验和科学研究，与通过运载火箭发射卫星进行探测方式互为补充，必将大大推动我国太阳系天体探测和行星科学研究的发展，在近地小行星监测和预警中起至关重要的作用，同时地基雷达天文技术也可以用于保护卫星和监测潜在的危险太空物体。

1 原理方法

雷达对目标的探测和特征信息提取实质上是一个基于雷达发射与接收回波信号的数据处理过程。雷达首先发射一个特定频段和调制形式的电磁波，电磁波到达观测目标后发生反射，部分反射回波由雷达接收，得到包含观测目标电磁散射特性的回波信号。通过复杂的回波信号数据处理，可以反演观测目标在特定频段的电磁散射特性，进而重构目标的形状、结构等特性。因此，雷达可以满足太阳系内天体观测的多种需求，获得目标天体的高分辨率地形分布、介电常数和地质结构等特性。由于目标表面几何结构和物理特性的差异导致其极化特性不同，因此，雷达发射特定的极化调制信号，通过对接收回波延迟、多普勒和极化等多维度信息的提取和处理，可以精确地获得目标的距离、速度、大小、形状、几何结构和物理特性等，并且雷达发射的电磁波具有一定穿透力，可以对天体表层下的结构进行探测。但地基雷达发射的信号衰减快，信号强度与距离的4次方成反比，这就需要雷达具有高发射功率和灵敏的接收系统。另外，地基雷达数据处理算法较复杂，需要对被观测天体的相对运动规律有精确的先验知识。

1.1 回波的时间延迟和距离分辨能力

雷达回波信号的时间延迟反映了雷达波从发射到接收的传输距离，两者关系为

R=ct/2 ，

(1)

其中，c为电磁波的传播速度；t为电磁波的传输时间。通过研究回波相对反射信号的延迟，可以得到目标天体的距离，解算天体星历表。对于球形物体，最靠近雷达的球形顶点回波返回的时间最短，以此为中心可以形成不同的距离圆环。通过雷达距离径深信息可以反演目标的半径，距离门信息则表征目标的表面特征。对于宽带雷达来说，目标回波信号的距离分辨率与发射信号的带宽有关，带宽越大，分辨率越高，距离分辨率可以通过公式

(2)

计算，其中，B为雷达发射信号的带宽；k为距离压缩时加窗引起的主瓣展宽系数。由于月球等自然天体尺度较大，对距离向分辨率的要求不高，也可以直接利用发射脉冲信号的宽度来实现不同距离场景的分辨。此时，距离分辨率可以通过

(3)

计算，其中，τ为雷达发射信号的脉冲宽度。

1.2 回波的多普勒频率

当目标天体与地基雷达存在相对运动时，雷达接收的目标天体回波信号频率发生偏移，该偏移量称为多普勒频率。回波信号的多普勒频率直接反映了目标天体的径向速度。对于双基地探测系统来说，多普勒频率fD可以根据

(4)

计算，其中，f0为雷达发射信号的载频；v为目标天体相对发射天线的距离变化速度；u为目标天体相对接收天线的距离变化速度。

月球上的不同区域相对月球转动中心的距离不同，旋转线速度不同，使得其在雷达视线方向的投影速度不同，因此产生不同的多普勒频率，而月球雷达方位成像正是利用不同区域多普勒频率的不同方位向的分辨能力。

回波信号的多普勒频谱展宽特性包含目标天体的结构与转动等信息，月球回波信号频谱展宽可以粗略估计为

B=4πlα/λP，

(5)

其中，l为月地距离，单位为m；α为波束宽度，单位为rad；λ为信号波长，单位为m；P为月球自转周期，单位为s。

1.3 回波的幅度特性

根据雷达方程，接收的月球反射回波信号的幅度Pr与距离、发射功率、天线增益等因素有关，其中距离的影响最大，雷达方程表示为

Pr=PtGtArσ/(4πR2)2，

(6)

其中，Pt为发射功率；Gt为发射天线的增益；Ar为接收天线的有效孔径；σ为雷达波束在月球表面照射区域的截面，σ=σ＾Aproj(σ＾为雷达反射率，Aproj为发射的电磁波在月球表面的照射面积)；R为发射天线到月球的距离。

通过接收天线的实际回波能量，根据(6)式可以反推雷达反射率σ＾。反射率与月球表面的物质特性有关，文[4]发现在新的月球撞击坑边缘回波明显增强，文[5]根据雨海盆地异常低的雷达反射率，研究了盆地内的岩浆流。

介电常数能够有效表征绝缘材料或电介质的电性能。月球的介电常数可以直接测量月球样本得到，也可以根据雷达反射率推算。由介电常数可以推断该层介质的物理特性，是否存在水冰等重要信息，认识和解释月球地质结构特征。两个参数控制着层状介质的介电常数：物质成分(化学的、矿物的、含水量和物理状态)和物质密度。因为水冰呈现较低的介电常数(典型值为3.1)，而岩浆岩的介电常数相对较高(典型值为8)。层状介质中存在的大量水冰导致表面反射率相对于干燥、密实的岩石层较低，低密度的介质也可以导致这种有效介电常数较小，因此使用互补的数据集对完善的解释至关重要。

1.4 回波的极化特征

对雷达信号的极化特征进行分析可以更深入地了解月球表面和近表面特性，进一步推测月球是否存在水冰、月表的粗糙度等等。对于圆偏振的连续波，回波能量在偏振方向有一定分布，反射波的偏振和波长与尺度的表层结构相关。

传统的地基雷达观测中，雷达通常发射一个左旋或右旋圆极化(Left/Right Circularly Polarized, LCP/RCP)电磁波。如果信号从理想光滑表面反射，信号的圆极化特性反转。实际上大多数回波既有镜面反射成分也有漫反射成分，由于二次反射，我们会收到相同的极化信号。通常采用同向旋转量和反向旋转量大小之比来描述极化程度，利用接收的电磁回波极化辐射能量可以计算圆极化率(Circular Polarization Ratio, CPR)，μC=σSC/σOC，其中，SC代表回波偏振方向与发射波相同；OC代表回波偏振方向与发射波相反；σSC为接收的同向极化回波总能量；σOC为接收的反向极化回波总能量。圆极化率是衡量月球表面波长尺度粗糙度的量，即目标天体表面存在的与雷达波长尺度相同的结构(如岩石)，圆极化率越大，表面越粗糙。

在地基雷达探月中，接收机同时接收来自月球表面的左旋和右旋圆极化回波，获得的圆极化率是一个重要的观测量。圆极化率除了与雷达配置(如频率和入射角)有关外，也与月表的坡度、粗糙度、石块大小与丰度、月壤介电常数、厚度、极区潜在的水冰含量等多个参数密切相关。在所有影响雷达回波的参数中，入射角的作用最为显著。一般地，较大的入射角对应着较大的圆极化率。月表圆极化率的均值介于0.4～0.5[6-7]。对频谱域的每个点均可以计算极化比，结合距离-多普勒矩阵，有可能根据频谱的位置定位光滑和粗糙区域。图1是阿雷西博地基雷达发射、绿岸100 m射电望远镜接收的月球南极雷达圆极化率图[8]，探测波长70 cm。图1中将雷达阴影区的圆极化率设为0，整个区域圆极化率从0.5(黑色)到1.1(白色)不等。由于圆极化率与天体表面的岩石丰度有关，根据图1能推演极区的月壤岩石丰度特性。如图中Zucchius，Hausen，Moretus和Schomberger等4个环形山附近出现低圆极化率的圆晕，说明这些地区的喷发物中石块含量较低。

图1 月球南极地区的雷达极化率图Fig.1 CPR properties in the south polar region of the Moon

1.5 月球水冰探测

长期以来，科学家认为月球上没有水，当然也没有水冰。各种手段探测月球的结果似乎也证实了这一点。但是，人们对月球水冰的探测一直没有停止脚步，其中雷达探测水冰的方式起着重要作用。雷达系统本身发射电磁波，其观测不受太阳照射等因素的影响，因此可以直接探测两极地区的永久阴影坑，确定其中是否存在潜在的水冰。

水冰挥发物具有全内反射性质，散射信号中的电磁波保持原来的极化方式，此时圆极化率的值升高(可大于1)，而且冰冻挥发物比硅酸盐类岩石的传输损耗低，相应的电磁波平均反射率高，后向散射增强，回波能量更高，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天线接收，因此，根据两者表面回波的极化方式和能量特征的差异，可以对月壤与水冰进行区分。

1992年，文[6]利用阿雷西博天文台S频段雷达波，以125 m的空间分辨率、双极化方式对月球极地进行观测，通过比较目标区域回波特性与水冰回波特性的异同，寻找月球大面积的水冰。探测结果没有发现任何一块面积大于1 km2的区域存在高雷达后向散射截面和高圆极化率，即没有发现月球极地存在大面积分布的水冰。

虽然水冰可以引起散射效应，但其他的散射机制(如月表粗糙度、二次反射等)也可能是月球极地圆极化率增加的原因。一些永久阴影区的圆极化率升高，不排除可能是在永久阴影区存在大量分散的水冰，但也可能是表面粗糙度引起的。另外，两极水冰存在的形式可能是分散的冰-月壤混合物 “脏冰”，雷达探测分辨率若是大于 “脏冰” 的面积将无法辨别水冰。提高雷达分辨率是未来要解决的问题，所以，后续我们需要综合分析多维月球探测数据，研究月球是否存在水冰的科学问题。

1.6 月壤厚度反演

月球次表层包括月壤、碎石、基岩等多个圈层，月壤广义上是指覆盖在月球基岩上的所有月表面风化的物质，甚至包括直径为几米的岩石。月球周围没有大气，长期裸露的月壤由于太阳风的直接注入，月壤内蕴藏着丰富的He3资源，He3作为可控核聚变能源燃料，有可能成为今后人类能源发展需求的重要原料，所以对于月壤厚度的研究具有十分重要的意义。一些学者通过在不同波段利用不同探测模式对月球进行观测，得到月壤的厚度分布情况，地基雷达技术可以用于反演月球的月壤厚度。我们可以利用地基雷达数据，并考虑高分辨率地形数据、月表粗糙度、岩石大小和丰度、月壤介电常数等参数，进行月壤厚度的反演。

文[7]利用阿雷西博天文台70 cm波长地基雷达对月球正面的观测数据，并结合月球铁和钛分布的光谱数据，获得了世界上第1幅月球正面的月壤厚度分布图。由月壤厚度分布图可知，月海地区与高地地区(不考虑月球高地厚度数千米的大月壤)的平均月壤厚度分别为5 m和12 m[7]。文[9]利用高分辨率的阿雷西博地基雷达数据，结合基于向量辐射转移理论的雷达散射模型，得出月海地区月壤厚度约为5 m，高地地区月壤厚度10 m以上。

1.7 月球成像和地形地貌研究

在冷战背景下，美国和前苏联展开了以月球探测为中心的空间竞赛，围绕人类登月着陆点选择问题，月球地貌与地形的研究显得迫切而至关重要。地基雷达探测方式由于自身的优势与当时技术的局限性，成为月球地形测绘的首选方式。采用地基雷达技术开展月球地形测绘主要在二十世纪六七十年代，期间阿雷西博射电望远镜的月球雷达成像结果奠定了雷达探测月球地形地貌的基础。目前，地基雷达在对月球正面中低纬度地区地形测绘中的应用价值明显降低，但是由于月球两极存在永久阴影区，这些阴影区是可见光波段无法探测的，而微波波段的观测不受太阳光照和地球气象条件的影响。因此，可以利用地基雷达探测数据绘制月球两极特别是永久阴影区的地形，这是当前利用地基雷达进行月面地形地貌探测的热点。

地基雷达对月球成像是逆合成孔径雷达成像技术在天文探测中的应用，探测原理如图2。地基雷达向月球发射电磁信号，我们利用地球自转、月球自转和月球公转等形成的地月相对运动关系，将来自不同观测时刻的回波信号进行相干累积处理，实现方位的高分辨探测。对接收的回波数据进行距离-多普勒成像可以得到月球的雷达图像，而回波信号的相干累积处理依赖于雷达与月球相对运动分量的精确估计与补偿。若能获得雷达与月球相对运动的先验知识，即可以直接构造运动补偿分量，实现月球的距离-多普勒成像[10]。

图2 地基雷达探测月球原理示意图[11]

地基雷达虽然只能探测月球朝向地球的一面，但优势在于较为经济，探测周期短，可重复性高。就目前的发展趋势而言，地基雷达以成本低、分辨率高的优势仍是未来月球地貌与两极探测的主要手段。地基雷达成像的目标是不断追求更高分辨率的月球地形地貌图像。图3为2008年美国国家航空航天局公布的由金石太阳系雷达获得的迄今为止分辨率最高(20米/像素)的月球南极地形图，远高于地基光学望远镜的分辨率，甚至比嫦娥一号CCD相机的分辨率(120 m)还要高。

图3 金石太阳系雷达获得的月球南极地形图Fig.3 Radar map of lunar south pole using GSSR

2 观测实验

地基太阳系雷达是一种特大功率的雷达系统，它向太阳系天体发射选定波段的电磁波，电磁波抵达目标天体后被反射，由一个或多个地面接收站接收。通过对接收信号的特征分析，进行太阳系天体的相关科学研究。我国已建设了较完备的航天测控、空间目标监视、情报侦察等雷达系统，在云南曲靖建设了我国首套电离层非相干散射雷达。通过发展地基雷达天体探测的数据处理技术，可以在较短时间内实现近地天体的地基雷达探测，尤其是反射面大、回波强的月球探测，弥补其他探测手段的缺陷。

2.1 基于喀什深空站和昆明站的连续波信号双基地探月试验

根据地基雷达的发展经验，深空探测雷达与深空探测网相互独立又相互联系，它们互相共享许多设备。深空雷达的天线可以为深空探测网提供发射和接收服务，而深空探测网的天线也为深空雷达提供接收服务。我国基于喀什深空雷达站(Ks)和昆明站40 m射电望远镜(Km)，开展了一系列双基地月球地基雷达天文研究试验，天线性能参数如表2。观测时雷达发射天线和距离数千千米的射电望远镜接收天线都指向嫦娥三号着陆器位置。嫦娥三号着陆地点位于主要由月球玄武岩构成的月海盆地北部。

表2 天线性能参数

发射站天线发射X波段连续波，频率为7 209.125 MHz，采用左旋圆极化模式，载波频率不随时间变化，发射机功率为200 W。射电望远镜天线采用与发射波相同极化(SC)和相反极化(OC)两种圆极化方式，同时接收月面反射的回波，回波信号采用两位数字量化并采集记录。喀什站18 m天线和昆明站40 m天线的X波段波束宽度决定了共同照射月面面积直径为503 km，远小于月球直径[12]。

2.2 基于曲靖雷达的脉冲信号自发自收探月试验

曲靖非相干散射雷达通过地面向高空发射高功率电磁波，接收电离层电子和离子散射的微弱信号，反演电离层等离子体密度、温度和速度等参数[13]。该雷达具有功率大、天线增益高、系统噪声温度低的优点，在自然天体目标探测方面具有重要应用价值(其信号处理和数据反演方法与电离层探测存在显著不同)。

曲靖雷达属于地基脉冲机械扫描雷达，采用抛物面天线与速调管发射机技术，自投入运行以来，在电离层探测与空间碎片探测方面取得了良好的效果。该雷达具有很高的功率孔径积，可以发射相位调制后的左旋圆极化波，并接收右旋圆极化波，具体性能参数见表3。我们利用该雷达开展了一系列月球单站探测初步试验，试验时采用程序引导跟踪模式，波束中心始终指向月球中心。由于月球的角直径为该雷达波束宽度的40%，故单个脉冲探测可以覆盖整个月球朝向地球的一面。

表3 曲靖雷达性能参数Table 3 Performance characteristics of the Qujing radar

3 初步结果

3.1 回波的时间延迟

曲靖非相干散射雷达波束指向月球，发射高功率相位编码脉冲(采用13位巴克码编码方式，脉冲重复周期为12 ms，码元宽度为30 μs)，通过对月球回波进行简单的脉冲压缩与相干处理，可以得到月球表面不同时延位置的回波功率。图4为2020年9月11日2时2分(UTC)接收的月球散射回波功率-时延剖面，其中红色曲线代表曲靖雷达的测量结果，蓝色曲线代表阿雷西博雷达(波长68 cm)的测量结果，横坐标为时间轴，以雷达下点处(雷达-月球质心连线在月面上的交点)为起始时刻，并以月球边缘回波为终止时刻(相对起始时刻约为11.667 ms)，纵坐标为归一化的回波功率。由图4可以直观看出，两台设备的测量曲线在幅值和趋势上均十分接近。在地基雷达对月球的观测中，雷达波的入射角一般从月球正面中心处的0°连续变化到边缘处的90°。月球回波在雷达下点处最强，随着延迟深度的增加迅速衰减，随后缓慢下降。这是因为在雷达下点附近，波束入射角较低，回波主要来自准镜面反射，随着入射角增加，回波主要来自裸露和埋藏的岩石产生的漫散射。准镜面反射主要受月表斜度、菲涅尔反射系数等因素的影响，且对入射角敏感；漫散射主要受对应波长的月表粗糙度、岩石密度和化学成分等因素的影响，且功率约正比于cosφ(φ为雷达入射角)。

图4 曲靖非相干散射雷达月球回波功率-时延剖面测量结果Fig.4 Lag profile of lunar echo power by Qujing ISR radar

3.2 回波的多普勒频率

2019年至今，基于喀什深空站和昆明站，我国开展了一系列连续波信号双基地探月试验。在2019年4月26日2时30分(UTC)开始的一小时观测中，实际回波信号的多普勒频移(如图5)与(4)式估计得到的理论值基本一致，约15 Hz的残余差异来源于使用月球历表进行计算。回波信号多普勒频移的标准偏差约7 Hz，测速精度与上下站双基地的时频系统有关。另外，回波反射信号的频谱展宽约35 Hz，与(5)式估计得到的理论频谱展宽值一致。

图5 相同极化和相反极化月球回波多普勒频移的理论值和观测值差异Fig.5 Difference between measured and calculated Doppler frequency shifts for SC and OC echoes

利用月球星历补偿月球相对雷达的平动带来的影响后，我们得到了曲靖雷达探测的月球不同时延处的回波频谱。结合雷达的脉冲长度和月球延迟深度，我们将回波分为24个区间，对各个区间分别求出信号的频谱，结果见图6。该图从上至下依次展示连续6个区间的频谱，且用不同颜色表示，横坐标代表信号频率，纵坐标代表功率谱强度。由图6可知，第1区间(图6第1行蓝线)功率谱的幅值最强，随后依次减弱，这与回波功率随时延的衰减规律有关(见图4)。各区间的频谱具有相同的分布特征：均存在中心频率为-590.5 Hz、3 dB带宽约为5.91 kHz的主特征，对应的相干时间为169.2 μs；另外，在主特征附近，存在频带过渡更为平缓的副特征，3 dB带宽约为18.2 kHz，对应的相干时间为54.95 μs，这在第1区间的频谱中尤为明显；最后，随着延迟深度的增加，频谱的两个弱特征逐渐显现(图6第4行)，中心频率分别为-17.33 kHz和16.14 kHz，3 dB带宽为2.64 kHz，对应的相干时间为378.8 μs。频谱中心与零频有略微偏移，初步分析认为是对平动速度补偿时存在一定的误差所致(本次试验中约177 m·s-1)。月球回波频谱包含一定的地形特征(如月面的平均斜度等信息)，后续将进一步对其验证和分析。

图6 曲靖非相干散射雷达24个月球延迟深度位置回波功率谱Fig.6 Power spectral density of Lunar echoes from 24 lag-depth positions by QJISR radar

3.3 回波的幅度特性和雷达反射率

通过昆明接收天线的回波能量，根据(6)式，基于喀什深空站和昆明站40 m射电望远镜的连续波信号双基地探月试验获得的雷达反射率σ＾OC=0.06，此处考虑10 s积分时间内，RSNOC=121 000。该雷达反射率反映的是以嫦娥三号着陆器位置为中心、直径503 km月面照射面积的雷达反射率平均值。

我们利用距离-多普勒成像技术，实现了基于曲靖雷达月面不同位置雷达反射率的提取。根据时延分辨率(30 μs)和相干积累时间(90 s)计算得到最小平面分辨单元尺寸为4.5 km × 3.7 km。对各单元雷达反射率进行统计，得到图7的分布结果。由计算可得月壤雷达反射率的平均值为0.066，对应的介电常数约为2.8，这与美国阿雷西博射电望远镜探测结果相近[14]。需要说明的是，因为在试验时未对雷达进行精细标校，以上结果可能存在较大的偏差。

图7 曲靖非相干散射雷达月球探测雷达反射率统计分布Fig.7 Statistics distribution of lunar radar albedo measurements by QJISR radar

结合距离-多普勒矩阵，我们对频谱域的每个点均计算雷达反射率，图8展示了第谷环形山(Tycho，位于南半球，坐标为43.31°E 11.36°W)区域10°× 10°的雷达反射率图。由图8可以看出，该区域反射率最高可达0.6，明显高于月面平均值(0.066)。但因为目前月球成像时存在南北半球模糊以及实验时距离向和方位向分辨率较差等原因，尚无法识别环形山的轮廓等地理信息。未来升级至铷钟系统以及选取码宽更短的码型后，有望极大提高成像质量。

图8 第谷环形山10° × 10°区域的雷达反射率图Fig.8 Albedo map of Tycho crater 10° × 10° region

3.4 回波的极化特性和圆极化率

在喀什深空站和昆明站40 m射电望远镜的连续波信号双基地探月试验中，昆明站获得的圆极化率μC=0.44，如图9。嫦娥三号着陆器所在的虹湾地区作为月表最平坦的地区之一，具有独特的地理位置与地质环境，一直以来都是月球科学问题研究的热点地区之一。后续通过对虹湾地区高分辨率、多波段观测数据进行地质解译，有助于我们对虹湾地区及其与雨海关系的了解。

图9 昆明站同时收到的月球相反极化(红实线)回波和相同极化(蓝虚线)回波能量谱

3.5 月球成像

利用距离-多普勒成像技术并通过坐标系转换后，我们得到了直角坐标系下(设自转轴为z轴，赤道轴为y轴，x轴与y，z两轴满足右手定则)月球近地球面不同位置的散射功率，最后在行星表面坐标系绘制，结果见图10。横轴代表月球的经度(自西向东，范围为-90°～90°)，纵轴代表月球的纬度(自南向北，范围为-70°～70°)。由于距离分辨率较低，视赤道附近(图中黑色条纹)成像模糊。由图10可见，图像关于视赤道基本对称，这是因为雷达波束覆盖整个月球近地球面，在成像时存在南北半球模糊问题，即无法区分南北半球的回波。通过与月面第谷环形山位置对比(在图中用红色圆圈标记)，发现两者基本重合，初步验证了曲靖非相干散射雷达对月球成像的有效性。

图10 曲靖非相干散射雷达月球成像结果。(a)月球近地面成像结果；(b)月球区域[西经0～100°，南纬0～70°]的成像结果

4 结论和展望

雷达探测实时性强，测量信息丰富，可以主动、全天候、全天时地对空间目标进行探测。本文以距离地球最近的天体——月球为目标，研究了地基雷达天体探测的数据处理方法，并利用中国现有的上行雷达装备和射电望远镜网，成功接收了月球反射的雷达信号，所得结果证实了利用射电望远镜和深空雷达组成的双基地雷达探测模式对月球观测的可能性和有效性。分析结果表明，回波光谱的信噪比和多普勒展宽与先验估计值一致。我们得到圆极化率μC为0.44，得到月球雨海(Mare Imbrium)区域的雷达反射率σ＾OC为0.06；首次从曲靖非相干散射雷达月球散射回波中获取了月球回波功率-时延分布图，分析了回波基本特征。本文利用距离-多普勒成像技术，提取了月球不同区域的雷达反射率，初步统计可知，月表的平均雷达反射率为0.066，得到了月球的二维像，利用月球第谷环形山的位置侧面验证了月球成像方法的有效性。研究结果既可以为我国现有的月球探测数据提供验证，也可以为建立月球基地的选址提供重要参考。

我国广泛分布不同频段的窄带跟踪、宽带成像测量雷达，射电望远镜也具备高灵敏度的多频段接收能力，尤其是500 m口径球面射电望远镜(Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope, FAST)具备3 GHz以下的雷达回波信号接收能力，后续将进一步拓展雷达上行与射电望远镜的多波段联合探测，以及数据处理等技术研究。

目前，我国还没有专门用于对太阳系天体进行观测的地基雷达设备，鉴于我国月球探测的现状和发展、正在执行的火星探测任务以及未来的小行星预警计划等，有待建设一套地基雷达观测系统，不局限于探测单一类型的天体，可以对多个太阳系天体进行探测。整套系统的建设、运行费用相对于昂贵的航天项目具有巨大的灵活性与经济优势。地基雷达探测可以作为未来的发展方向，不仅应用于天文研究和国家重大需求等方面，也将大力推进我国未来深空探测以及行星科学研究的发展。