“祝融號”火星車次表層雷達干/水冰探測類比試驗

劉 海 李鑒輝 孟 旭 周 斌 方廣有

①(廣州大學土木工程學院 廣州 510006)

②(中國科學院空天信息創新研究院 北京 100094)

1 引言

火星是太陽系內的類地行星之一，人類從20世紀60年代開始探索火星，關于火星次表層水冰/液態水等的探測仍是當前國際深空探測與研究的熱點[1]。由于表面溫度遠低于0 °C，且大氣稀薄[2]，因此當前的火星表面環境不支持液態水的穩定存在[3]。但火星兩極的巨大冰蓋、典型的地貌特征和礦物組成均表明火星表面曾經存在大量液態水，這些曾經存在的液態水可能以水冰的形式存在于地下次表層中[3–6]。探地雷達(Ground Penetrating Radar, GPR)作為一種探測次表層結構和成分的有效工具，現階段已在月球探測領域得到成功應用[7–11]。中國首輛火星車“祝融號”于2021年5月22日在火星北半球的烏托邦平原開始巡視探索，截至2021年12月31日，累計行駛1400 m[12]。

作為科學荷載之一的火星車次表層穿透雷達(Mars Rover Penetrating Radar, RoPeR)采用線性調頻(Linear Frequency Modulation, LFM)雷達體制，包含兩個不同中心頻率的通道，其中高頻通道使用一對兩兩組合的Vivaldi天線，可采集HH, HV,VH和VV4種不同極化通道的全極化雷達回波信號，工作頻率范圍為0.45～2.15 GHz[13]，探測深度范圍為3～10 m，垂直方向探測分辨率達厘米級。RoPeR的主要科學目標之一是探測火星次表層中潛在的冰，并區分出干冰與水冰，與軌道器探測雷達相比，火星車搭載的次表層探測雷達不受大氣干擾，可與其他多種科學載荷協同工作，已經在著陸點(烏托邦平原)獲取了大量的探測數據，為火星探測提供寶貴的科學資料[14]。

基于此，本文搭建了與“祝融號”火星車次表層探測雷達高頻通道相同的全極化雷達系統，之后在實驗室內進行了干冰和水冰的室內類比探測試驗，并采用H ?α極化分解方法分析了干冰和水冰的極化散射特性。本文的試驗結果初步證明RoPeR具備探測和識別火星次表層中干冰與水冰的能力，可為火星實測雷達數據的分析解譯提供參考。

2 RoPeR系統

天線系統是“祝融號”火星車次表層探測雷達的關鍵組成部分，其高頻通道包括兩組發射天線和接收天線，如圖1(a)所示，發射天線底部距地面345 mm，接收天線距地面306 mm，兩者水平距離為420 mm。發射天線和接收天線均由分別正交的4個Vivaldi天線組成，其目的是確保H和V兩個極化通道的天線相位中心一致，單個天線寬280 mm，高170 mm，如圖1(b)所示。

圖1 RoPeR天線布置與結構圖

嫦娥三號和四號上搭載測月雷達(L u n a r Penetrating Radar, LPR)采用脈沖雷達體制，由雪崩三極管產生工作電壓約為300 V的脈沖信號激勵發射天線。與月球表面接近真空的大氣環境不同[15,16]，火星表面的大氣壓強約為1 kPa，電子器件在火星大氣環境下處于較高工作電壓時易產生低壓放電，造成絕緣介質擊穿、信號功率下降和電子器件永久損壞等危害[17]。因此，為了避免過高的瞬時工作電壓，“祝融號”次表層探測雷達采用脈寬為4 ms的線性調頻信號作為發射源，發射功率為+27 dBm，接收靈敏度為–120 dBm，功耗為26.5 W[13]。

3 試驗設置

本文搭建了與火星次表層探測雷達高頻通道相似的雷達探測系統，并在實驗室內進行了干冰和水冰的雷達探測類比試驗。圖2為本文建立的步進頻率極化雷達系統，該系統由與RoPeR相同的Vivaldi天線陣列、矢量網絡分析儀(Vector Network Analyzer, VNA)、直線模組以及PC控制單元等部件組成。VNA通過同軸傳輸線與發射天線與接收天線的端口相連，發射和采集電磁波信號，并通過切換同軸傳輸線與不同天線端口的連接實現不同極化方向的信號采集。PC端控制直線模組精準移動天線位置，并同步控制VNA實現雷達數據的采集和儲存。

圖2 干冰/水冰探測試驗布置圖

試驗使用的干冰樣品是在液氮冷卻的有壓容器內，通過冷凝氣相二氧化碳制備的[18,19]。為模擬野外環境中水冰的凍結規律，減小冰內氣泡對雷達反射信號的影響，本文的水冰樣品由煮沸的純水靜置于–17 °C的冰箱制作而成。試驗使用的干冰和水冰目標如圖3所示，為避免樣品幾何形狀的不同對結果的影響，所使用干冰/水冰樣品具有相同的水平尺寸。試驗過程中冰樣品均放置在錐形泡沫平臺上，天線底部與冰面之間的間距為10 cm。天線間距為42 cm，測線垂直于冰樣的長邊布置(圖2)。測線掃描長度為75 cm，步進間距為1 cm。VNA采樣頻率范圍為50 MHz至4 GHz，采樣點數為512，一條測線的數據采集時間僅38 s，可避免干冰升華與水冰融化對探測和成像結果造成影響。

圖3 干冰/水冰目標及其尺寸

4 試驗結果與分析

采集數據后，采用相位中心校準與極化校準對原始數據進行修正[20,21]。為了抑制背景噪聲，突出目標反射，對數據進行預處理，處理步驟包括背景去除、帶通濾波和零時校正。預處理后干冰和水冰樣品的2維雷達探測圖像分別如圖4和圖5所示。兩個冰樣的頂部和底部反射可以很清楚地觀察到，但很難從視覺上區分兩者的雷達圖像特征。

圖4 干冰不同極化通道的2維雷達剖面

Z1表示高熵多次散射，對應復雜結構的散射；

Z2表示高熵植被散射，對應隨機的散射元素各向異性的散射；

Z3表示高熵表面散射，對應無法被分類的散射；

Z4表示中熵多次散射，對應具有中等熵雙反射傳播效應的散射；

Z5表示中熵植被散射，對應偶極子散射機制主導的散射；

Z6表示中熵表面散射，對應由于表面粗糙度的變化造成熵增加的散射；

Z7表示低熵多重散射，對應金屬二面角散射；

Z8表示低熵偶極子散射，代表HH和VV兩個極化方向目標能量有很大差異的散射；

Z9表示低熵表面散射，代表光滑平面的散射。

對圖4和圖5的雷達數據進行逆時偏移[25]，聚焦冰樣品的表面和底部反射能量，因篇幅限制，本文未展示偏移后的圖像。逆時偏移后在4個極化通道的重構圖像中根據振幅提取目標反射信號，組合成全極化散射矩陣進行極化分析，通過H ?α分解提取出目標極化屬性，并且繪制H ?α平面圖(如圖6所示)，以分析干/水冰目標的極化散射特性。從如圖7和圖8可以發現干冰頂部極化分解結果位于Z9區域(低熵表面散射區)。其底部的極化分解結果主要位于Z8(低熵偶極子散射區)和Z9區域。Z8區域是由于干冰中隨機分布的微小條形結構引起的偶極子散射，而Z9區域則是因為干冰表面平整而引起的表面散射，如圖9(a)所示。

圖5 水冰不同極化通道的2維雷達剖面

圖6 2維H ?α平面圖

圖7 干冰樣品反射信號的極化分解結果

圖8 水冰樣品反射信號的極化分解結果

水冰頂部的極化分解結果主要在Z9區域，這是由于水冰頂部較為光滑而引起的表面散射。而水冰底部的極化分解結果分布在Z7(低熵多重散射)、Z8和Z9區域。出現在Z7和Z8區域是因為水冰內部有棱角分明的柱狀結構，符合二面角和偶極子散射，如圖9(b)所示。

圖9 干/水冰細微結構圖

5 結束語

本文使用我國火星車次表層探測雷達高頻通道所采用的天線陣列搭建了極化探地雷達系統并開展了室內試驗，研究了極化探地雷達探測和區分干冰/水冰的能力。初步試驗結果表明：

(1)干冰和水冰目標在2維雷達剖面中呈現相似的圖像特征，難以區分。

(2)對偏移后的2維雷達剖面應用H ?α分解，干冰頂部位于Z9區域(低熵表面散射區)，其底部的極化分解結果主要位于Z8(低熵多次散射區)和Z9區域。水冰頂部的極化分解結果在Z9低熵表面散射區，水冰底部的極化分解結果分布在Z7(低熵多重散射區)、Z8和Z9區域。干冰與水冰呈現不同的極化散射特性，因此利用H ?α極化分解方法區分火星表土中的干冰和水冰是可行的。

未來工作將進行模擬火星土壤環境中的干冰與水冰室內探測試驗，探究利用H ?α極化分解識別和區分火壤中干冰與水冰的能力，并對已經返回地球的RoPeR實測數據進行分析。