基于Mini－RF雷達數據的月球水冰探測

張冬華，張春華，劉 芮，姜焱光

(1.山西師范大學，臨汾 041004;2.吉林市熱力集團有限公司，吉林 132000;

3.神舟方舟國際會議展覽有限公司，北京 100022;4.湖北省蘄春縣地震局，蘄春 435300)

0 引言

月球上是否存在水冰一直是月球探測中的熱點問題[1]。自美國科學家 Watson 等[2]于1961 年最早提出月球極地撞擊坑中可能存在大量水冰以來，很多科學家都對月球水冰探測做了進一步的研究。1994年美國克萊門汀號的雙基地雷達對月球極地的觀測發現，雷達回波呈現出揮發性水冰的特征;Nozette等[3]的研究發現，月球可能有水存在的信號;2008年印度“月船一號”搭載的Mini－SAR明確判斷出回波異常到底是由水冰月壤混合物引起的，還是干燥巖石引起的[4];2010年在休斯敦召開的第41屆月球與行星科學會議上公布的結果表明，在月球極地撞擊坑內存在水冰[5];2011年 Neish等[6]利用小型化多模式雙頻率雙極化合成孔徑雷達(miniature radio frequency，Mini－RF)觀測了月球LCROSS(lunar crater observation and sensing satellite)撞擊坑，揭示出月球揮發物的性質。時至今日，人類研究月球的歷史已近300 a，從最近幾十年的研究情況來看，人類探索月球的步伐正在加快，但對月球上是否存在水冰的問題仍頗有爭議。

本文在總結國內外對月球水冰的研究現狀基礎上，依據極化合成孔徑雷達的原理、特點以及水冰反射特性，采用Mini－RF觀測數據對月球北極部分撞擊坑進行分析，討論月球上是否存在水冰的問題。通過對Mini－RF的圓極化率(circular polarization ratio，CPR)數據分析認為，月球北極的部分撞擊坑可能存在水冰。

1 基本原理

水冰揮發物具有全內反射(total internal reflections)性質，使散射信號中的電磁波保持原來的極化方式;而且冰凍揮發物比硅酸鹽類巖石的傳輸損耗要低，相應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，根據二者表面返回的回波具有的不同極化方式和能量特征，可以對月壤與水冰進行區分。

Mini－RF是一種雙重極化合成孔徑雷達，它發射圓極化信息(左旋)，接受一對正交線性極化信息(水平極化H和垂直極化V)。要想計算圓極化率(CPR=SC/OC)，需要知道接收到的同向極化總能量(SC=|EL|2)和反向極化總能量(OC=|ER|2)。這些能量值可以用反映反射區極化屬性的Stokes矢量表示[7]。

利用接收到的H和V以及HV輻射可以推算出Stokes矢量[8]，通過Stokes矢量就可以計算出圓極化率，即

式中:SC為同向極化總能量;OC為反向極化總能量;S1為接收到的總能量，即

S4為反向與同向極化總能量的差值，即

式(2)(3)中:EH為水平極化能量;EV為垂直極化能量;EL為同向極化能量;ER為反向極化能量;Im為同極化程度。Minf－RF在飛行中可以獨立運算，與地面設施(Arecibo和GreenBank雷達觀測站)交換的實驗數據是自行校正雷達增益補償后的數據[9]。

2 數據處理

2.1 研究區概況

月球繞地球旋轉的軌道平面約5.15°，月球赤道傾斜6.68°，月球中心軸近乎垂直于黃道面(約1.13°)。太陽光近乎水平地照向月球兩極。因月球兩極布滿撞擊坑，有些區域由于地勢遮擋而常年照射不到太陽，因而成為永久陰影區。

美國于2009年6月19日發射的月球勘測軌道器(lunar reconnaissance orbiter，LRO)搭載了 1臺多通道太陽發射率和紅外濾波輻射計(diviner lunar radiometer experiment，DLRE)，經探測發現月球北極撞擊坑底永久陰影區的溫度只有－249℃，是目前在太陽系中探測到的最低溫度;而低溫足以儲存很多種化合物(例如水、二氧化碳和有機分子)[10]。因此，月球北極永久陰影區撞擊坑底已經具備了儲存水冰的條件。月球極區的永久陰影區是最有可能保存水冰的理想場所。為此，需要獲得月球極區的高分辨地形數據，根據地形遮擋計算出永久陰影區的分布范圍[11]。圖1為位于月球N85°～90°的北極區的地形和光照情況，不同顏色表示年均日照百分率(1 a中的光照時間占全年的百分比)[12]。日照百分率為0的黑色區域是太陽光照射不到的永久陰影區[11]。

圖1 月球北極地區的年均日照百分率Fig.1 Quantitative illumination map of the lunar north

2.2 數據處理

本文采用的Mini－RF雙重極化合成孔徑雷達數據為S波段，二級定標斜圓柱投影，1 024像素/(°)，分辨率為 29.6 m，中心坐標分別在月球北極W157 °N 82°，W61°N 87°，E173°N87°，W107°N 87°，E108°N 88°和 E99°N 89°地區的 2SC(即為 2 倍的SC)、2OC版本1數據。在ENVI中通過波段比值運算，得到研究區域的圓極化率CPR數據，即

式中:b1對應于SC數據;b2對應于OC數據。根據SC和OC數據選取感興趣區，分別畫出特征坑的坑內區域和坑外區域。統計區域背景環境的CPR平均值以及各感興趣區的CPR值(表1)，并對數據特征進行對比分析。

表1 月球北極特征坑的坑內外CPR值及其差值Tab.1 CPR value and difference value of inside and outside the moon’s impact crater

3 結果分析

本文中的8個撞擊坑是經過挑選的典型目標坑，分別集中在 W61°N 87°，E173°N 87°和 E108°N 88°地區，具體位置見圖2。

圖2 撞擊坑位置Fig.2 Position of the impact craters

區域背景CPR平均值為0.50，表1中列出了A，B，C，D，E，F，G 和 H 共 8 個代表性撞擊坑內、外的CPR數據以及它們的差值。統計結果中:

B坑和C坑(圖2(a))內、外的CPR都偏高且差值不明顯。從B坑和C坑影像上可以看出，撞擊坑及其四周的后向散射率很高，故而CPR也同樣升高，很明顯是由于新撞擊導致碎屑四濺，致使坑內、外粗糙度上升而引起后向反射與CPR同時升高，屬于新鮮撞擊坑的特征。

A坑和D坑(圖2(a))都比較符合非對稱坑特點(即撞擊坑的后向反射率有明顯差異)，坑內CPR值高，坑外與背景環境相當。從圖1可以看出，A，D兩坑都處于永久陰影區附近，太陽照射時間較短，原始月球脫氣作用產生的水和彗星撞擊月表帶來的水在如此低溫條件下逃逸進入太空的概率很小，很可能以水冰的形式被長期保存下來，因此推測具有含水可能[11]。但它們的非對稱坑特征也有可能是由其他原因引起的，比如撞擊很早，坑外已恢復背景水平;或者因為月海中FeO和TiO2含量高，使得反射體損耗率上升，引起后向散射率降低，而使CPR升高。

E坑(圖2(b)和圖3)的內部CPR值很高(超過1)，而坑外也高達0.82，坑內、外CPR值的邊界較明顯。但考慮到E坑周邊區域普遍高于背景CPR值，推測可能是由于多種原因共同引起定量雷達模型中土層厚度增加、導致極化和去極化雷達后向散射率都增加[13]所致。

圖3 E撞擊坑影像Fig.3 Images of impact crater E

E坑所處地區如果普遍月壤厚度偏薄，也會引起散射率降低和CPR升高。為了檢測是否與月壤厚度有關，本文統計了E坑地區圖像下部和同幅圖像中部分地區的2SC，2OC以及CPR數據(表2)。

表2 E坑圖幅上下區域數據對比Tab.2 Comparison between data of up and down area from impact crater E

表2中的數據表明，E坑區域CPR數值偏高并非是因月壤偏薄引起(至少不是這單一因素引起)的，可能還要涉及多次撞擊以及表層巖石和埋藏巖石的影響等原因，當然也可能是由水冰引起的。

位于E108°N 88°地區的F坑(圖2(c)和圖4)與G坑(圖2(c)和圖5)是最有可能含水冰的區域。在統計數據(表1)中，F坑與G坑的坑內外圓極化率差異明顯，符合非對稱坑特點，可能含有水冰。

圖5 G撞擊坑影像Fig.5 Images of impact crater G

中子通量數反映了該處的氫含量很高，由于氫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坑內外圓極化率差異明顯，應該是由水冰引起的而不是由坑壁的粗糙度所引起(圖6)。但2個坑內的后向散射率都很低，不符合大面積鏡面反射特點;如果坑內存在水冰，水冰形式不會是大面積冰層，有可能是以冰塵混合物(即臟冰)的形式存在。

圖6 月球N 70°～90°地區中子通量(反映氫含量)分布圖[14－15]Fig.6 Distribution of neutron fluxes for the region in N 70°～ 90°on the moon[14－15]

從表1數據來看，H坑(圖2(c))基本符合非對稱坑特征，也具有存在水冰的可能性;但也看到高CPR區的輪廓延展到了坑外(H坑左上方)，仔細觀察可以看到H坑的左上方有一小型撞擊坑。若CPR的升高完全是由于水冰引起的，則2個坑的邊緣處應有清晰的邊界，因為坑脊處的凸起并非永久陰影區，沒有儲存水冰的條件。考慮到這種情況也可能是小坑周圍撞擊濺射物粗糙，而引起周圍CPR升高，影響了H坑邊界;但根據現有數據還不能分辨碎屑與水冰的差異究竟是什么原因引起的，還需要進一步的雷達定量模型或者更先進的探測器解決。

4 結論與建議

4.1 結論

1)前人研究成果表明，月球極地永久陰影區具備儲藏水冰的條件。水冰揮發物具有與月表硅酸鹽不同的反射性質，可以利用雷達的極化特性尋找月球北極可能存在水冰的撞擊坑，進而分析撞擊坑的雷達特性成因以及存在水冰的可能性。

2)通過對雙Mini－RF二級定標數據的同向極化總能量(SC)和反向極化總能量(OC)數據處理，計算出研究區的圓極化率(CPR)，統計出撞擊坑內外圓極化率及其差異;結合后向散射信息，發現多個非對稱撞擊坑的坑內外圓極化率差異明顯，可能是由水冰沉積物所引起。具此特征的撞擊坑內后向散射率普遍偏低，如若存在水冰，水冰將以臟冰的形式存在，而且不會是大面積冰層。

3)研究中發現典型的新鮮撞擊坑特征也會引起CPR值升高，存在無法解釋的現象(如CPR和后向散射率大面積提升等)，很難斷定這種特殊特征是由水冰引起的。

4.2 建議

1)結合溫度以及地形數據對疑似含水撞擊坑進行深入分析，確定低溫存水的可能，排除地形對判斷的影響。

2)對比中子和光譜數據，獲取撞擊坑含水證據，并對水冰形式和水冰含量進行分析。

3)探測技術的進步和雷達遙感的定量研究將會為未來的月球水冰探測提供更好的工具和方法。

志謝:NASA提供了Mini－RF數據和其他信息，中國地質大學(武漢)董玉森和張利華老師對本文提出了寶貴意見，在此一并表示衷心感謝!

[1]鄭永春，王世杰，劉春茹，等.月球水冰探測進展[J].地學前緣，2004，11(2):573－578.Zheng Y C，Wang S J，Liu C R，et al.Review on exploration of water ice on the moon[J].Earth Science Frontiers，2004，11(2):573－578.

[2]Watson H，Murray B C，Brown H.The behavior of volatiles on the lunar surface[J].Journal of Geophysical Research，1961，66(9):3033－3045.

[3]Nozette S，Lichtenberg C L，Spudis P，et a1.The clementine bistatic radar experiment[J].Science，1996，274(29):1495－ 1498.

[4]Paul S，Stewart N，Ben B.Mini－ SAR:An imaging Radar experiment for the Chandrayaan－ 1 mission to the moon[J].Current Science，2009，96(4):533－539.

[5]Spudis P D，Bussey D B J，Baloga S M，et al.Initial results for the north pole of the moon from Mini－SAR，Chandrayaan－1 mission[J].Geophysical Research Letters，2010，37(6):L06204.

[6]Neish C D，Bussey D B J，Spudis P，et al.The nature of lunar volatiles as revealed by Mini－RF observations of the LCROSS impact site[J].Journal of Geophysical Research，2011，116E1:E01005.

[7]Brown L M J，Conway J A，Macklin J T.Polarimetric synthetic－aperture Radar:Fundamental concepts and analysis tools[J].Gec Journal of Research，1991，9(1):23－25.

[8]Raney R K.Dual－ polarized SAR and stokes parameters[J].IEEE Geoscience and Remote Sensing Letters，2006，3(3):317－319.

[9]McKerracher P L，Jensen J R，Sequeira H B，et al.Mini－ RF calibration，a unique approach to on－orbit synthetic aperture radar system calibration[C]//Proceedings of the 41st Lunar and Planetary Science Conferenc the Woodlands，Tex:LPI，2010.

[10]Paige D A，Greenhagen B T，Vasavada A R，et al.Diviner lunar radiometer experiment:Early mapping mission results[C]//Proceedings of the 41st Lunar and Planetary Science Conference，the Woodlands，Tex:LPI，2010.

[11]鄭永春，張 鋒，付曉輝，等.月球上的水:探測歷程與新的證據[J].地質學報，2011，85(7):1069－1078.Zheng Y C，Zhang F，Fu X H，et al.Water on the moon:Exploration history and new evidence[J].Acta Geologica Sinica，2011，85(7):1069－1078.

[12]Bussey D B J，Lucey P G，Steutel D，et al.Permanent shadow in simple craters near the lunar poles[J].Geophysical Research Letters，2003，30(6):1278－1284.

[13]Fa W Z，Wieczorek M A，Heggy E.Modeling polarimetric Radar scattering from the lunar surface:Study on the effect of physical properties of the regolith layer[J].Journal of Geophysical Research，2011，116(E3):E03005.

[14]Feldman W C，Maurice S，Binder A B，et al.Fluxes of fast and epithermal neutrons from Lunar Prospector:Evidence for water ice at the lunar poles[J].Science，1998，281(5382):1496－1500.

[15]Lawrence D J，Feldman W C，Elphic R C，et al.Improved modeling of Lunar Prospector neutron spectrometer data:Implications for hydrogen deposits at the lunar poles[J].Journal of Geophysical Research，2006，111(E8):E08001.