月球亮溫度的射電多波段地基觀測

趙 攀，蘇 彥，張喜鎮(zhèn)，李春來

(1. 中國科學(xué)院國家天文臺，北京 100012；2.中國科學(xué)院研究生院，北京 100049)

月球是距離地球最近的天體，地月中心平均距離為384400km；直徑約為3476km，約為地球直徑的1/3.67;質(zhì)量約為7.350×1025g，約為地球質(zhì)量的1/81.301;視角徑最大為33′31″,最小為29′22″,平均視角徑為31′5″;表面重力加速度約為地球的1/6。

利用遙測手段所得到的關(guān)于月球表面的信息都來自于電磁輻射，電磁輻射根據(jù)波長的不同可以分為γ射線、X射線、紫外線、可見光、紅外線、射電波等領(lǐng)域，在這些領(lǐng)域?qū)υ虑蛱匦跃醒芯?。地基遙測多利用可見光、紅外線、射電手段對月球特性進行研究。伽利略首次記錄下利用光學(xué)望遠鏡觀測得到的月球表面圖像。在光學(xué)頻段利用月表圖像得到月表反照率，可以推測月表礦物組成，顆粒大小等[1]。

從1927年到1930年間Petti和Nickolson[2]利用熱電偶在朔望月周期內(nèi)和月食期間對月球溫度變化進行觀測，提出月壤的結(jié)構(gòu)組成與溫度的關(guān)系。其后觀測不僅研究月表溫度與月相的關(guān)系，還得到月球在紅外頻段的圖像。紅外圖像可以定位裸露的大體積月巖。隨著月球探測器的升空，紅外探測器也成為月球探測器的重要組成部分，獲得了大量的觀測數(shù)據(jù)，其中較為重要的是Apollo17號和Clementine號獲得的數(shù)據(jù)[1]。

1946年1月Monfenson[3]首次用雷達探測月球，接收到雷達回波?？梢杂美走_進行月表地形測繪，分析月壤厚度。比較有代表性的成果有2008年美國金石太陽系雷達獲得高分辨率的月球南北兩極地形圖和2001年Shkuratov等人得到月球正面月壤厚度圖。雷達也是研究月球水冰工作的重要手段。Clementine號和Arecibo地基雷達發(fā)現(xiàn)水冰，便是利用了雷達極化數(shù)據(jù)[4-5]。

1946年美國的Dicke在1.25cm頻段對月球亮溫度進行了首次觀測[6]。1949年澳大利亞的Piddington[7]首先研究月球射電輻射，由月球亮溫度結(jié)合月壤雙層模型研究月壤物質(zhì)特性。前蘇聯(lián)無線電物理研究所(NIRFI)在4mm、1.63cm、3.2cm[8-11]，USSR科學(xué)院物理所(FLAN)在50～60年代在8mm、2cm、3.2cm、9.6cm、10cm波段[12-15]以及USSR的SAO(Special Astrophysical Observatory)從1977年開始用RATAN-600在1.35、2.08、3.8、8.2、13、31.3cm[16-17]對月球的觀測。此外，英國、德國、日本等國也都在各個頻段對月球進行了觀測。經(jīng)過多年觀測，得到月球表面在厘米波段、毫米波段和亞毫米波段的亮溫度分布，并發(fā)現(xiàn)月球亮溫度在波長λ<5cm的時候隨月相成正弦變化這一特征。

無論是哪種手段研究月球，要了解月球物質(zhì)組成就要對月壤進行研究。月壤是在月球表面上覆蓋著的一層由巖石碎屑、粉末、角礫、撞擊熔融玻璃等物質(zhì)組成的、結(jié)構(gòu)松散的混合物。月壤是獲取月球物質(zhì)組成信息的重要來源，空間探測器和地基望遠鏡的觀測目標也多是月壤。

月球射電輻射是熱輻射。在射電頻段對月球進行探測可以獲得月球內(nèi)部的熱分布、熱特性，從而得到月壤的物理特性。亮溫度是反映微波輻射的重要指標。研究月壤特性，在微波頻段研究亮溫度是必不可少的。另外衛(wèi)星通信目前通常使用的頻段是S波段、X波段和Ka波段。探月衛(wèi)星圍繞月球運轉(zhuǎn)，那么當(dāng)?shù)孛娼邮仗炀€指向探月衛(wèi)星接收探測和測控數(shù)據(jù)的時候，就必然要引入月亮射電輻射的影響。因此必須要考慮月亮射電輻射對天線接收衛(wèi)星下行數(shù)據(jù)信號的影響，即對接收系統(tǒng)噪聲溫度的增加。亮溫度的研究對于衛(wèi)星通信鏈路的設(shè)計也有著重要作用。

20世紀50年代以來，進入月球空間探測階段。1959～1976年是對月球探測的第一個高潮。1959年9月12日，前蘇聯(lián)成功發(fā)射了Lunar2號月球探測器，并于36小時后擊中月球，標志著人類對月球近距離直接科學(xué)探測的開始。在此之后，隨著宇航技術(shù)的發(fā)展,美國和前蘇聯(lián)發(fā)射了大量月球探測器，并最終于1969年7月由Apollo11載人飛船實現(xiàn)了人類登上月球的夙愿，隨后進行了一系列載人登月研究。美國和前蘇聯(lián)的登月探測器一共采集了382.0211kg的月球樣品。1994年美國發(fā)射了Clementine飛船，對月球的地形和成分進行了高精度探測，并發(fā)現(xiàn)在月球基地撞擊坑永久陰影區(qū)可能存在冰水，由此引發(fā)了新一輪的月球探測高潮。1994年和1998年，Clementine號飛船和Lunar Prospector月球探測器的發(fā)射，標志著“重返月球”的開始[18]。

2007年我國的“嫦娥1號”、日本的“月亮女神號”和2008年印度的“月船1號”月球探測器相繼升空。我國首次月球探測以獲取月球表面三維影像，分析月球表面有用元素含量和物質(zhì)類型的分布特點，探測月壤特性和探測地月空間環(huán)境為主要目標。

1 月球表層射電輻射

月球射電輻射主要是熱輻射。來自太陽的一部分輻射加熱了月球表面及內(nèi)層物質(zhì)，根據(jù)熱輻射定律這些物質(zhì)將把能量輻射出來，溫度愈高，輻射的總能量就愈大。第一次提出月球射電輻射理論的是Piddington和Minnet[7]。他們根據(jù)1949年在1.25cm波長處對月球亮溫度的觀測結(jié)果而得到。在輻射理論中他們假設(shè)月球物質(zhì)具有導(dǎo)電性，可以傳遞電磁波，而且電磁波在其中有一定的衰減。隨后Troitskii等人對發(fā)展了月球射電輻射理論，得到了月球亮溫度在深度y處與月面坐標(φ,ψ)的關(guān)系[19]：

(1)

T(y,φ,ψ,t)是月表下y深度處物質(zhì)的物理溫度；R(φ,ψ)是月面反射系數(shù)；χ是電磁波吸收系數(shù)；r′是觀測角。

月球溫度隨深度y的變化由熱傳導(dǎo)方程給出:

(2)

在朔望月內(nèi)的邊界條件為：

(3)

在月食時的邊界條件為：

(4)

在這里k=k(y,t)是熱傳導(dǎo)系數(shù)；ks=k0+krs,krs為表面輻射熱傳導(dǎo)率；r0為分子熱傳導(dǎo)率；ρ=ρ(y)是密度；cv=cv(y,T)是比熱；q是月球內(nèi)部熱流密度；σ是Stefan-Boltzmann常數(shù)；Rl和RIR分別為月球表面在光學(xué)波段和紅外波段的反照率；S0是太陽照射的常數(shù)；f(t)為月食期間流量變化函數(shù)；Ω為朔望月頻率。

考慮到月球表面物理溫度與日照有關(guān)，而日光照射因為月球運動是周期性的。因此月球表面溫度可以表示成傅里葉級數(shù)[20]：

(5)

其中ψn是第n次諧波的相移。

解熱傳導(dǎo)方程得到：

(6)

(7)

Keihm等人[21]根據(jù)微波輻射傳遞理論建立月球射電輻射原理，不僅考慮到不同深度亮溫度的變化，還考慮到體散射等因素對月球輻射的影響。認為亮溫度與月壤電特性和物理溫度直接有關(guān)，可以由下式表達：

(8)

其中w(z)是權(quán)重函數(shù)，反應(yīng)不同的電磁能的發(fā)射和吸收情況；T(z)是月壤物理溫度。權(quán)重函數(shù)w(z)可以表示為：

(9)

其中，Kλ(z)=(2π/λ0)ε′1/2tanΔ,R是界面反射系數(shù)；Kλ(z)是權(quán)重函數(shù)的吸收因子，是深度z的函數(shù)，與波長λ0、介電常數(shù)的實部ε′和損耗角的正切tanΔ有關(guān)。

法文哲等建立了月塵—月壤—月巖三層月壤模型，利用起伏逸散定理，模擬計算了該模型全月面亮溫度分布[22]。三層結(jié)構(gòu)下月壤亮溫度的表達式為：

TB= (1-r01)(1-e-a1vd1)(1+r12e-a1vd1)T1+(1-r01)(1-r12)(1-e-a2vd2)(1+r23e-a2vd2)e-a1vd1T2

+(1-r01)(1-r12)(1-r23)e-a1vd1e-a2vd2T3

(10)

其中T1、T2、T3分別表示月塵、月壤、月巖的物理溫度，r01、r12、r23表示各層之間的反射率，e-a1vd1、e-a2vd2分別表示在月塵層和月壤層的衰減系數(shù)。

2 月球亮溫度的多波段觀測

2.1 觀測設(shè)備與方法

1937年Jansky接收到來自地球外的非太陽射電揭開了射電天文學(xué)的序幕，二戰(zhàn)期間無線電技術(shù)的發(fā)展促進了射電天文工具的進步。地基射電望遠鏡對月球的觀測在1946年就開始了，隨著射電天文學(xué)的不斷發(fā)展，對月觀測設(shè)備不斷改進。

自1937年為天文研究而專門設(shè)計的旋轉(zhuǎn)拋物面射電望遠鏡產(chǎn)生，拋物面射電望遠鏡便成了觀測月球亮溫度的主要設(shè)備。厘米波、毫米波的觀測，絕大多數(shù)利用的是這種望遠鏡。由于射電望遠鏡的分辨率與λ/D有關(guān)，因而早期射電望遠鏡的分辨率很小，只能得到月球表面平均亮溫度，這時期的觀測多是觀測多個朔望月周期，從而得到月球亮溫度與月相的關(guān)系。隨著天線孔徑的增大，分辨率得到提高，在毫米波和厘米波段可以得到月面具體位置亮溫度，開始對比月面不同地區(qū)的亮溫度變化。

到1974年，對月球亮溫度的觀測已經(jīng)開始使用德國波恩的100m口徑射電望遠鏡，分辨率得到了很大提高，Hirth等人得到了厘米波段的月面亮溫度分布。但是與在光學(xué)波段和紅外波段的分辨率相比還有很大差異。

為了提高射電望遠鏡的角分辨率，賴爾(Ryle)提出了綜合孔徑的概念。綜合孔徑射電望遠鏡具有高空間分辨率、高靈敏度的特點。由于高性能的綜合孔徑望遠鏡出現(xiàn)于70年代，而這時地基射電望遠鏡對月球亮溫度的探測高潮已經(jīng)過去，很少有人使用綜合孔徑望遠鏡對月探測。

使用單天線進行月球亮溫度觀測一般使用掃描模式和on-off模式這兩種方法，掃描模式更為普遍。早期在天線不能精確靈活控制的情況下，采用固定天線位置，通過地球的自轉(zhuǎn)使月球穿過天線波束，記錄觀測數(shù)據(jù)的方法。這種方法根據(jù)月球在方位和俯仰的變化速度來決定進行方位掃描還是俯仰掃描。隨著天線技術(shù)的發(fā)展，逐漸對月球進行自動跟蹤掃描，方位和俯仰都可以掃描。On-off模式在天線分辨率較高，觀測目標為月球表面特定區(qū)域時使用。雖然當(dāng)天線的分辨率較高時，掃描模式可以獲得月球亮溫度在月面的分布，但是要在掃描整個月面以后才能得到特定區(qū)域的亮溫度值，遠比使用on-off模式耗費時間多[23]。

2.2 單天線月球亮溫度觀測

2.2.1 厘米頻段對月球亮溫度的觀測

1946年Dicke在1.25cm頻段得到接近滿月的月球溫度為292K。1949年澳大利亞天文學(xué)家在1.25cm頻段處對月球進行了3個周期的觀測，得到月球在1個周期內(nèi)的平均亮溫度為225K。并且發(fā)現(xiàn)在該波長處月球熱輻射與月相粗略地為正弦關(guān)系，射電輻射的最大值并不是在月相最大值時達到，而是在滿月3.5天后達到。隨后Akabane在10cm，Zelinskaya在1.63cm，Salomonovich在2cm、3.2cm，Krotikov在3.2cm處發(fā)現(xiàn)月球亮溫度與月相都有一定的正弦關(guān)系，只是相位偏移有所不同。但是Koshchenko 1962年在10cm頻段處對月球進行的觀測卻發(fā)現(xiàn)亮溫度隨月相變化基本沒有變化，這與Akabane的觀測結(jié)果是矛盾的[6,9,14-15,24]。

在30cm～75cm頻段的觀測中，月球亮溫度變化在朔望月內(nèi)與月相基本無關(guān)。除去錯誤的觀測結(jié)果，可以得到在1個朔望月周期內(nèi)月球亮溫度的平均值為220K左右[15,25]。

早期厘米頻段所使用的望遠鏡分辨率一般都不高，所以基本上都是研究月球亮溫度在朔望月周期的變化規(guī)律。但是在70年代，大口徑高分辨率的射電望遠鏡投入使用，月球亮溫度的研究也采用了這些設(shè)備，可以在厘米波頻段得到月球亮溫度分布圖。

1976年～1978年，Hirth等人用Effelsberg的100m射電望遠鏡在2cm和6cm波段得到了整個月面的亮溫度，見圖1。該射電望遠鏡的系統(tǒng)溫度是100K且有200MHz的帶寬。所以它的接收機在1s積分時間的溫度分辨率達到0.1K。該望遠鏡的反射面為7854m2，因此其分辨率要小于0.1Jy。觀測得出月面亮溫度的最大值并不在月球中心，并且月面亮溫度不是徑向?qū)ΨQ的。作者解釋這種現(xiàn)象是由于月球的反照率和經(jīng)度位置有關(guān)，或者是由于東西兩方的物質(zhì)結(jié)構(gòu)不同造成的微波穿透深度不同，從而帶來亮溫度的不同。在忽略第一種情況下，作者得出穿透深度分別是8m和17m[26-27]。

圖1 2cm和6cm時月球亮溫度分布，數(shù)值是相對值[26-27]

Keihm等人使用美國DSS系列32m和64m望遠鏡在S/X/Ka頻段對月球亮溫度，在3.55cm頻段處得到月球亮溫度分布圖即亮溫度與月相的關(guān)系,分別如圖2和圖3所示。由亮溫度觀測結(jié)果可以看出月海大約比他周圍的高地亮溫度高出2K左右。月面上有兩處異常的地方，分別是雨海和靜海，它們的亮溫要比周圍的高地要低一些[28-29]。

圖2 2.55cm滿月時亮溫度分布[28]

2.2.2 在毫米波段對月亮溫觀測

在毫米波頻段對月球進行觀測，可獲得較高的空間分辨率，得到月球具體區(qū)域的細節(jié)，從而對月球的認識更加深刻。

1960年Salomonovich在8mm波段對月球亮溫度分布進行了觀測。觀測使用的是22m口徑天線，觀測中僅對方位進行了掃描，分別得到139°、203°、258°月相時的亮溫度分布，其中203°時的亮溫度見圖4。在這個觀測中發(fā)現(xiàn)亮溫度分布東西不對稱，但是亮溫度分布在滿月或是新月兩到三天后有軸對稱現(xiàn)象[15]。

在1961年Cotes用直徑3m的射電望遠鏡在4.3mm波長進行觀測。得到77°月相時中心亮溫為182K，126°時中心溫度是243K，280°的中心溫度是254K。觀測得出月球各個地方的性質(zhì)不一樣，月海地區(qū)要比它周圍地區(qū)在日照下更容易升溫也更容易降溫，但是雨海是個例外，在整個觀測周期都比周圍地區(qū)溫度低。這和1979年Keihm的結(jié)果相同。圖5是77°月相時的亮溫度分布[30]。

1965年，Gary等人使用4.5m口徑的射電望遠鏡在3.3mm波段做了觀測。新月時月球中心亮溫度為158K，最高亮溫度為170K，滿月時中心亮溫度為270K，最大值為290K。在整個觀測周期內(nèi)發(fā)現(xiàn)亮溫度隨月相變化而基本成正弦變化，還發(fā)現(xiàn)月海地區(qū)的亮溫度比月海周圍地區(qū)亮溫度要高出2.6K左右[31]。

圖4 8mm 203°月相時亮溫度分布[17]

圖5 4.3mm 77°月相時亮溫度分布[18]

1973年，Ulich等人在3.09mm波段使用4.88m口徑的射電望遠鏡對哥白尼環(huán)形山、澄海、靜海(阿波羅11號的著陸點)、風(fēng)暴洋(阿波羅12號的著陸點)和月亮中心附近的高原地區(qū)這5個地點進行觀測，由結(jié)果得出這5點的溫度處于最大溫度318K到最小溫度153K之間。位于月球中心附近的高原地區(qū)平均溫度為223±8K,在新月時為165±6K[32]。圖6為哥白尼環(huán)形山處的亮溫度變化曲線。

2.2.3 在亞毫米波段對亮溫度觀測

美國的W D Eve 和T C L G Sollner用夏威夷MaunaKea天文臺的2.24m毫米波望遠鏡在350μm波段得到了格林尼治平時12：40～14：00之間的月亮表面亮溫度如圖7，此時亮溫度的最大值為340K，取得最大值的地區(qū)并不是日下點[33]。

圖6 3.09cm時哥白尼環(huán)形山亮溫度隨月相變化[32]

圖7 亞毫米波段亮溫度分布[33]

2.3 利用天線陣對月亮溫度觀測

在發(fā)明了綜合孔徑技術(shù)后，月球的高分辨率觀測成為可能。綜合孔徑射電望遠鏡具有高分辨率、高靈敏度的特點。特別是一些大型綜合孔徑射電望遠鏡，如俄羅斯的SSRT(西伯利亞太陽射電望遠鏡)等，這些望遠鏡的空間分辨率相當(dāng)于千米級口徑的單天線。

Baldwin首次于1961年使用綜合孔徑天線在168cm頻段進行了觀測。該綜合孔徑天線由一個固定的拋物柱面天線和一個可動的拋物柱面天線構(gòu)成，固定天線長442m(東西方向)，寬20m；可動天線稍小些，在南北方向可以移動300m。該綜合孔徑望遠鏡的半功率寬度為13.3′×4.6°。觀測時首先對包含月球的某一天區(qū)進行掃描，接著在第二天掃描不包含月球的該天區(qū)，用作對比。觀測得到月球亮溫度為233±8K[34]。

2001年，俄羅斯SSRT對月面的70%左右區(qū)域以20″的分辨率在5.7GHz對月進行亮溫度觀測(結(jié)果如圖8)。SSRT是十字型綜合孔徑望遠鏡，由256個單元構(gòu)成，每個天線的角徑為2.5m，間隔為4.9m[35]。

3 利用亮溫度研究月壤

月壤是由細至塵埃，大到砂，甚至大礫石的物質(zhì)組成。月壤中的角礫主要有巖屑和玻璃質(zhì)膠結(jié)物兩部分組成。月壤中的巖屑主要由各種不同形狀和結(jié)構(gòu)的玄武巖和斜長巖組成。此外，在月壤中還有一定比例的球粒隕石。月壤中巖屑的來源主要是因撞擊而破碎的月巖和隕石，它們是構(gòu)成月壤的主要成分。月巖由于熱脹冷縮的長期作用自身發(fā)生崩解以及月球上火山爆發(fā)的火山灰和巖石碎屑也是月壤的來源之一[18]。

圖9 雙層月壤模型

圖10 三層月壤模型

月壤物質(zhì)的組成不同，介電常數(shù)等物理參數(shù)也不同，造成月球微波輻射特性在不同地區(qū)、不同深度有差異。地基射電望遠鏡得到的月球亮溫度可以研究月壤中FeO+TiO2含量和月壤厚度。

一般認為月壤由月壤層和基巖層構(gòu)成。在月海地區(qū)月壤厚度為4～5m，在高地地區(qū)、月壤厚度為10～15m。關(guān)于月壤厚度測量方法的研究已有多種，直接測量包括在月球上實施鉆探實驗[35]，或是利用月震實驗和用多頻電磁探測數(shù)據(jù)進行測量[36-38]。間接的方法可以通過撞擊實驗,對撞擊坑形態(tài)和直徑分布頻率的分析,推測出月壤的厚度[39-40]。這些方法獲取數(shù)據(jù)較為困難，且數(shù)據(jù)誤差較大，只適用于月球局部地區(qū)月壤厚度的計算。

隨著微波技術(shù)的發(fā)展，80年代人們開始利用微波輻射計測量海冰、積雪厚度。利用微波測量月壤厚度在原理上與對積雪等的厚度測量是一致的。在微波頻段，為簡化分析，一般使用的模型有月壤—基巖模型和月塵—月壤—基巖模型，如圖9和圖10。金亞秋、法文哲和藍愛蘭、張升偉都假設(shè)月壤是相對均勻的介質(zhì),月壤的介電常數(shù)是定值，孟治國、陳圣波等假設(shè)月壤是非均勻介質(zhì)，其介電常數(shù)是隨深度變化的,分析月壤厚度、頻率等對月表亮溫的影響[41-45]。其中金亞秋、法文哲通過輻射傳輸?shù)哪M,采用模擬的3個通道的亮溫數(shù)據(jù)實現(xiàn)了月壤—月巖結(jié)構(gòu)和月塵—月壤—月巖結(jié)構(gòu)的月壤厚度模擬反演[22，41-42];藍愛蘭、張升偉等運用并矢Green函數(shù)和起伏逸散定理來計算亮溫度，同時利用最小二乘法對多通道輻射計的模擬測量結(jié)果進行處理得到月壤—月巖結(jié)構(gòu)下的月壤厚度表達式[44]：

前蘇聯(lián)的Naugol’naya等人利用RATAN-600望遠鏡在1.35cm、2.08cm、3.9cm、8.2cm、13cm和31.3cm波長亮溫度觀測數(shù)據(jù)，得到風(fēng)暴洋、雨海、靜海等月海區(qū)域亮溫度隨月相變化與其它地區(qū)不同，原因在于這些區(qū)域的鈦鐵(FeO+TiO2)含量比陸地地區(qū)含量豐富[46]。法文哲等人利用Clementine探月衛(wèi)星紫外數(shù)據(jù)和紅外數(shù)據(jù)，計算整個月球的鈦鐵(FeO+TiO2)含量分布，給出了介電常數(shù)的分布，由此建立亮溫度分布模型?？梢缘玫窖趸锔吆康脑潞５貐^(qū)亮溫度較高[42]。

4 開展中國的對月地基亮溫度觀測

4.1 觀測意義

月球亮溫度是反映月球微波輻射特性的重要參數(shù)。由于微波的穿透特性，不同波長的微波輻射來自于不同深度的月壤。觀測多波段月球亮溫度，對亮溫度進行反演，并結(jié)合其他手段，可以得到月球的結(jié)構(gòu)、物質(zhì)特性及月球組成。

中國正在開展月球探測工程。中國的月球探測工程分為“繞、落、回”3個步驟。繞月探測衛(wèi)星的有效載荷之一為微波探測儀，該探測儀為多頻段微波輻射計，頻率為3.0GHz、7.8GHz、19.5GHz和37.0GHz，各自的帶寬為100、200、500、500MHz，3.0GHz頻段空間分辨率為56km，其他頻段空間分辨率為30km,溫度分辨率為0.5K。中國月球探測工程的科學(xué)目標之一是利用該有效載荷測量月壤不同地區(qū)亮溫度，從而反演獲得月壤不同地區(qū)月壤厚度，這是國際上首次利用被動微波遙感探測器直接測量月表亮溫度信息。

地基射電望遠鏡與星載微波輻射計均可得到多波段月球亮溫度。開展月球亮溫度地基多波段觀測，不僅得到月球正面亮溫度分布，分析月球物質(zhì)特性，還可與星載微波輻射計獲得的數(shù)據(jù)進行比較。

4.2 實施計劃

圖11 密云50m天線Fig .11 The Miyun 50m Radio Telescope

地基射電望遠鏡觀測月球亮溫度是由國家天文臺月球與深空探測科學(xué)應(yīng)用中心開展的。在月球亮溫度研究中，使用高分辨率射電望遠鏡可以獲得更為細致、精確的亮溫度分布。該項目使用單天線和綜合孔徑望遠鏡在不同波長處對月進行觀測，從而可以獲得不同頻段、不同厚度的月球正面亮溫度數(shù)據(jù)。

單天線觀測，選擇密云50m天線，并計劃使用烏魯木齊的25m天線；觀測頻段分別為S/X和L頻段。天線陣觀測方面，采用美國的VLA、印度的GMRT和加拿大的DRAO進行觀測。目前為止，已經(jīng)成功獲得了美國VLA望遠鏡在1420MHz，印度GMRT望遠鏡在1060MHz和610MHz，加拿大DRAO望遠鏡在1420MHz的高空間分辨率數(shù)據(jù)，現(xiàn)在正在對得到的數(shù)據(jù)進行分析處理。由于執(zhí)行嫦娥工程數(shù)據(jù)接收任務(wù)，密云50m天線(圖11)配備了S/X頻段兩套常溫和致冷接收機(具體參數(shù)見表1[47]),并配置有輻射計、頻譜儀和衰減器等配套設(shè)備。目前在此基礎(chǔ)上已經(jīng)對月球亮溫度觀測進行了觀測。

表1 密云50m天線參數(shù)[47]

4.3 關(guān)鍵性技術(shù)

在月壤厚度的反演中，亮溫度數(shù)據(jù)的精度起著關(guān)鍵性作用。數(shù)據(jù)越精確，月壤厚度的反演值也就越可靠。亮溫度數(shù)據(jù)的測量精度取決于兩個因素：1、系統(tǒng)的穩(wěn)定性。在整個測量過程中，要求系統(tǒng)的噪聲盡量穩(wěn)定不變；2、定標源的穩(wěn)定性和測量精度。盡量選擇那些恒定的參考源，并且其流量密度已經(jīng)得到精確測定。

考慮到上面對測量精度起著主導(dǎo)作用的影響因素，在單天線或者天線陣的觀測中，可以有針對性地設(shè)計一些優(yōu)化的觀測方案。對于單天線觀測，首先要選那些流量極其穩(wěn)定的定標源，其結(jié)構(gòu)不一定是致密的，只要小于天線的方向圖主瓣就可以了。其次，還要等待觀測時機，讓月球位置盡可能靠近定標源，縮短掃描間隔。再次，采取“冷空—定標源—冷空—月球”的間隔掃描模式，避免系統(tǒng)、背景在整個觀測期間波動所帶來的影響。由于月球輻射不僅僅局限于可見光大小的月面，為了得到更精確的天空背景輻射值，設(shè)置更寬的掃描范圍。最后，在饋源的耦合口插入穩(wěn)定的噪聲源。這樣，當(dāng)系統(tǒng)增益等參數(shù)發(fā)生變動時，可以得到修正，從而提高了觀測精度。

對于天線陣觀測，首先也是選擇流量穩(wěn)定的定標源，如果不是致密源，其結(jié)構(gòu)也是預(yù)先被精確測量過的。其次，盡量選擇單元比較多，結(jié)構(gòu)得到優(yōu)化的天線陣，如VLA。這些陣可以用snapshot的觀測模式來成圖，其觀測時間很短，避免系統(tǒng)、背景波動的影響。再次，采用更為密集的“月球—定標源”間隔觀測模式，并且用自校正算法來獲得系統(tǒng)增益的變化，進而精確獲得校正后的月球的可見度函數(shù)，也就獲得了精確的月球亮溫度圖。

在單天線觀測中，密云50m天線接收機的系統(tǒng)溫度較高，導(dǎo)致望遠鏡的靈敏度較低，另外系統(tǒng)噪聲起伏較大，終端記錄設(shè)備動態(tài)范圍小，這些因素都會對亮溫度觀測數(shù)據(jù)精度造成影響。

4.4 密云50m天線試觀測

為了研究觀測思路的可行性，對月球亮溫度進行了試觀測，獲得試驗數(shù)據(jù)，并且對數(shù)據(jù)進行分析，得到結(jié)果。本次試觀測是利用密云50m天線于2009年2月25日在X頻段進行的。天線半功率寬度在X頻段為3.527′(A)×3.187′(E)。在觀測中采用“on-the-fly”(OTF)模式對月球進行觀測。OTF模式與傳統(tǒng)的“point-and-shoot”模式相比，可以較快地掃描完觀測目標，減小了大氣和觀測系統(tǒng)在觀測時的變化。為了獲得更多的天空背景，觀測在一個比月球角徑大的天區(qū)進行掃描，掃描間隔為120"，這是出于保證觀測的準確性而考慮的，掃描示意圖見圖12。整個觀測操作是由計算機控制自動進行的，輻射計的積分時間為1s。本次掃描耗時42min。

圖12 月球掃描示意圖

圖13 月球亮溫度分布圖

5 結(jié) 論

月球亮溫度的地基射電望遠鏡觀測隨著射電天文學(xué)的發(fā)展而出現(xiàn)并發(fā)展，在20世紀60年代達到高潮。觀測得到的在月相周期內(nèi)平均亮溫度分布在180K～250K。月球亮溫度在觀測波長λ<5cm時隨月相近似成正弦變化。將地基射電、雷達等多種觀測數(shù)據(jù)相互結(jié)合，可以得到月壤電導(dǎo)率、介電常數(shù)、月壤厚度等月壤物質(zhì)參數(shù)。

雖然我國對月球亮溫度的研究起步晚，但是前人已經(jīng)作過了大量的觀測研究。無論是理論上還是觀測方法上有據(jù)可依。我國在世界上首次將微波探測儀作為繞月衛(wèi)星的有效載荷，將獲得不同頻段的微波頻段信息。地基射電望遠鏡對月探測將得到不同頻段月球亮溫度結(jié)果這些結(jié)果將為微波探測儀的數(shù)據(jù)提供參考。

[1] Grant Heiken，David Vaniman，Bevan M French.Lunar sourcebook : a user’s guide to the moon[M].New York : Cambridge University Press，1991.

[2] Pettit E，Nicholson S B. Lunar radiation and temperatures[J].The Astrophysical Journal,1930，(71):102-135.

[3] Mofenson J. Radar Echoes From the Moon[G/OL].Evans Technical Publication,1946.http://www.infoage.org/diamof.html .

[4] Shkuratov Y G，Bondarenko N V. Regolith Layer Thickness Mapping of the Moon by Radar and Optical Data[J].Icarus，2001,149(2):329-338.

[5] Bruce A Campbell，Donald B Campbell.Regolith properties in the south polar region of the Moon from 70-cm radar polarimetry[J].Icarus, 2006，180(1): 1-7.

[6] Dicke R H，Beringer R. Microwave Radiation from the Sun and Moon[J]. Astrophysical Journal,1946，103:375-376.

[7] Piddington J H，Minnett H C. Microwave Thermal Radiation from the Moon[J]. Australian Journal of Scientific Research A,1949，(2):63-77.

[8] Troitskii V S. Nature and Physical State of the Surface Layer of the Moon[J]. Soviet Astronomy,1962，(6):51-54.

[9] Zelinskaya M R，Troitskii V S，F(xiàn)edoseev L I. Lunar Radio Emissions at 1.63 cm Wavelength[J]. Soviet Astronomy,1959，(3):628-632.

[10] Krotikov V D，Shchuko O B. The Heat Balance of the Lunar Surface Layer during a Lunation[J]. Soviet Astronomy,1963，(7):228-232.

[11] Krotikov V D，Troitskii V S. The Emissivity of the Moon at Centimeter Wavelengths[J]. Soviet Astronomy,1963，(6):845-848.

[12] Salomonovich A E. Radio Emission of the Moon at 8 Millimeters[J]. Soviet Astronomy,1958，(2):112-118.

[13] Amenitskii N A，Noskova R I，Salomonovich A E. Radioimage of the Moon at 8 mm[J]. Soviet Astronomy,1960,(4):177-178.

[14] Salomonovich A E. Thermal Radio Emission of the Moon and Certain Characteristics of its Surface Layer[J]. The Moon,1962，491-496.

[15] Salomonovich A E，Losovskii B Y. Radio-Brightness Distribution on the Lunar Disk at 0.8 cm[J]. Soviet Astronomy,1963，(6):833-839.

[16] Naugolnaya M N，Soboleva N S. Temperature Variations on the Lunar Surface at Short Centimeter Wavelengths[J]. Soviet Astronomy Letters,1988,(14):236-240.

[17] Naugolnaya M N，Soboleva N S. Parameters of the Time Harmonics of the Brightness Temperature of the Moon from High Resolution RATAN-600 Observations[J]. Soviet Astronomy Letters,1990，16(3):197-200.

[18] 歐陽自遠.月球科學(xué)概論[M].北京:中國宇航出版社,2005:251.

[19] Krotikov V D，Troitski V S. Radio Emission and Nature of the Moon[J]. Soviet Physics Uspekhi,1964,(6):841-871.

[20] Troiskii V S,Tikhonova T V. Thermal Radiation from the Moon and the Physical Properties of the Upper Lunar Layer[J].Radiophysics and Quantum Electronics,1970,(9):981-1010.

[21] Keihm S J.Vertical-Structure Effects on Planetary Microwave Brightness Temperature Measurements:Applications to the Lunar Regolith[J].ICARUS,1981,48:201-229.

[22] 法文哲,金亞秋.三層月壤模型的多通道微波輻射模擬與月壤厚度的反演[J].空間科學(xué)學(xué)報,2007,27(1):55-65.

Fa Wenzhe，Jin Yaqiu. Inversion of Lunar Regolith Layer Thickness Using Microwave Radiance Simulation of Three Layer Model and Clementine UV-VIS Data[J].Chinese Journal of Space Science，2007,27(1):55-65.

[23] Mangum J，Emerson D，Greisen E.The On The Fly Imaging Technique[J].Astronomy & Astrophysics,2008,(474):679-687.

[24] Koshchenko V N，Kuzmin A D，Salomonovich A E. Thermal Radio Emission of the Moon at a Wavelength of 10CM[J]. The Moon,1962，497-500.

[25] Seeger C L，Westerhout G，Conway R G. Observations of discrete sources，the Coma cluster，the moon，and the Andromeda nebula at a wave length of 75 cm[J]. The Astrophysical Journal,1957,(126):585-587.

[26] Hirth W，Butz M，F(xiàn)ürs E，et al. The brightness distribution over the moon’s disk at 6 cm wavelength[J]. Earth，Moon，and Planets,1976，15(3):317-323.

[27] Hirth W，Butz M，Velden L，et al. The centre-to-limb variation of the moon’s brightness at 2 and 6cm wavelength[J]. The Moon,1978，(17):395-400.

[28] Keihm S J，Gary B L. Comparison of theoretical and observed 3.55cm wavelength brightness temperature maps of the full moon[J]. Lunar and Planetary Science Conference,1979，(10):2311-2319.

[29] Morabito D D，William I，Stephen K. Observing the Moon at microwave frequencies using a large-diameter deep space network antenna[J]. Ieee Transactions on Antennas and Propagation,2008，56(3):650-660.

[30] Coates R J. Lunar Brightness Variations with Phase at 4.3-mm Wave Length[J]. Astrophysical Journal,1961，133.

[31] Gary B，Joseph S，Drake F D. Radiometric Mapping of the Moon at 3 Millimeters Wavelength[J]. Astrophysical Journal Supplement,1965，(12):239-262.

[32] Ulich B L，Cogdell J R，Davis J H，et al. Observations and analysis of lunar radio emission at 3.09 mm wavelength[J]. Earth，Moon，and Planets,1974，10(2):163-174.

[33] Eve W D，Sollner T C L G，Robson E I. Submillimetre lunar emission[J]. Astronomy and Astrophysics,1977，(59):209-213.

[34] Baldwin J E. Thermal Radiation from the Moon and the Heat Flow Through the Lunar Surface[J]. Monthly Notices Royal Astronomcal Society,1961，(122):513-522.

[35] Wu J. Microwave brightness temperature imaging and dielectric properties of lunar soil [J].Journal of Earth System Science,2005,114(6):627-632.

[36] Nakamura Y，Dorman J，Duennebier F，et al. Shallow lunar structure determined from the passive seismic experiment [J]. The Moon，1975，(13):3-15.

[37] Cooper M R，Kovach R L，Watkins J S. Lunar near surface structure[J]. Rev Geophys Space Phys，1974，12 :291-308.

[38] Duenneber F K，Watkins J S，Kovach R L. Results from the lunar surface profiling experiment[J]. Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference，1974，(5): 183.

[39] Oberbeck V R，Quaide WL. Genetic implication of lunar regolith thickness variations[J]. Icarus，1968，9 :446-465.

[40] Quaide WL,Oberbeck V R. Thickness determinations of the lunar surface layer from lunar impact craters[J]. J Geophys Res ，1968 ,(73):5247-5270.

[41] 金亞秋，法文哲，徐豐. 月球表面微波主被動遙感的建模模擬與反演[J].遙感技術(shù)與應(yīng)用,2007,22(2):129-135.

JIN Yaqiu，F(xiàn)A Wenzhe，XU Feng. Modeling Simulation and Inversion for Microwave Active and Passive Remote Sensing of the Lunar Surface[J].Remote Sensing Technology and Application，2007,22(2):129-135.

[42] 法文哲,金亞秋.月球表面多通道輻射亮度溫度的模擬與月壤厚度的反演[J].自然科學(xué)進展，2006,16(1):86-94.

Fa Wenzhe,Jin Yaqiu.Inversion of Luner Regolith Layer Thickness Active and Simulation for Multichannel Brightness Temperature of the Lunar Surface[J].Progress in Natural Science,2006,16(1):86-94.

[43] 藍愛蘭,張升偉.利用微波輻射計對月壤厚度進行研究[J].遙感技術(shù)與應(yīng)用,2004,19(3):154-158.

Lan Ailan,Zhang Sheng-wei.Study on the Thickness of Lunar Soil with Microwave Radiometer[J]. Remote Sensing Technology and Application，2004,19(3):154-158.

[44] 藍愛蘭.月球表層媒質(zhì)的被動遙感機理及厚度反演研究[D].北京：中國科學(xué)院空間科學(xué)與應(yīng)用研究中心，2004.

[45] 孟治國,陳圣波,劉財?shù)?非均勻月壤介質(zhì)的被動微波輻射傳輸模擬[J].吉林大學(xué)學(xué)報(地球科學(xué)版),2008,38(6):1070-1074.

MENG Zhiguo，CHEN Shengbo，LIU Cai，et al. Simulation on Passive Microwave Radiative Transfer in Inhomogeneous Lunar Regolith[J].Journal of Jilin Unviersity:Earth Science Edition，2008,38(6):1070-1074.

[46] Nakamura Y,Soboleva N S. A Study of the Lunar Soil in Regions with temperature Anomalies[J].Solar System Rearch,2001,35(1):35-55.

[47] Zhang x z,et al.Measurements of electronic properties of the Miyun 50m Radio Telescope[J].Research in Astronomy and Astrophysics,2009,9(3):267-276.