洪天晟，蘇 彥，王瑞剛，戴 舜，劉晨迪，李春來

(1. 中國科學院國家天文臺，北京 100101；2. 中國科學院月球與深空探測重點實驗室，北京 100101；3. 中國科學院大學，北京 100049)

火星是太陽系中的類地行星之一，相比同為類地行星的水星、金星，火星在大氣、地貌等方面與地球相似度較高，是太陽系內(nèi)與地球相似度最高的行星。從人類進入航天時代開始，火星就是最重要的地外天體探測目標之一，美國、前蘇聯(lián)等國家總計進行了45次火星飛越、繞飛、著陸和巡視的探測嘗試[1]，僅次于對月球的124次?；鹦翘綔y的第1次高峰出現(xiàn)在1960～1975年，在此期間水手4號、6號、7號對火星進行了飛越探測，近距離拍攝火星，為人類提供了火星表面的清晰圖像。水手9號首次完成了對火星的繞飛探測，而海盜1號、2號在火星表面完成了軟著陸[2]，同期前蘇聯(lián)也發(fā)射了多個探測器進行火星探測[3]。1992年之后，火星探測再次迎來高峰，火星快車、火星勘測軌道飛行器、火星全球勘測者(Mars Global Survyor, MGS)、鳳凰號著陸器、勇氣號、機遇號和好奇號火星車等探測器都抵達火星開始探測任務，對火星進行了多波段光學遙感、雷達次表層探測、著陸巡視等多種方式的探測，繪制了火星表面的地貌細節(jié)、礦物分布、表面亮溫分布，對火星次表層結構進行了研究，在火星上尋找液態(tài)水及其存在過的證據(jù)。

火星表面的一系列探測結果表明，火星表面曾經(jīng)有液態(tài)水存在，而在火星南極冰蓋進行的次表層探測甚至為液態(tài)水的存在提供了直接觀測證據(jù)，歐洲航天局(European Space Agency, ESA)火星快車探測器上搭載的火星次表層和電離層先進探測雷達于2012年至2015年在火星南極冰蓋區(qū)域采集到的數(shù)據(jù)顯示，冰蓋表面下1.5 km處存在寬度達20 km的液態(tài)水湖[4]?；鹦巧洗嬖诓煌瑺顟B(tài)的水這一發(fā)現(xiàn)激發(fā)了人類尋找火星生命存在痕跡的熱情。

在火星上搜索各種形態(tài)水的存在以及生命痕跡的過程中，軌道器次表層探測雷達發(fā)揮了極大作用，與車載次表層探測雷達相比，星載雷達最大的特點是使用了合成孔徑技術，通過對圖像進行順軌方向的處理，在離地面數(shù)百千米的高度上仍能取得較高的方位向分辨率。軌道器次表層探測雷達的探測深度可達數(shù)百米甚至幾千米，但分辨率較低，一般為數(shù)十米。目前只有歐洲航天局2003年發(fā)射的火星快車探測器和美國航空航天局2005年發(fā)射的火星勘測軌道飛行器上搭載了此類儀器，分別為火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達。目前，在我國嫦娥探月工程中大放異彩的車載次表層探測雷達還沒有隨火星車或者著陸器登陸火星開展相應的次表層探測。

我國首次火星探測任務已于2016年正式立項，2020年7月23日于海南文昌發(fā)射場由長征5號運載火箭發(fā)射，探測器包括軌道器和巡視器[5]，上面搭載了次表層探測雷達。美國Mars 2020任務探測器于2020年7月30日由Atlas V 541火箭在卡納維拉爾角空軍基地發(fā)射升空，阿聯(lián)酋的火星探測任務希望號探測器于2020年7月20日由H-IIA火箭在種子島航天中心發(fā)射升空，歐洲與俄羅斯的聯(lián)合火星探測任務ExoMars原定于2020年發(fā)射，由于疫情等多種原因推遲至2022年，火星探測又將迎來一次高峰，Mars 2020任務和ExoMars任務的巡視器都搭載了車載次表層探測雷達。如果各國的探測器能順利抵達火星展開探測，如何處理、分析、解讀火星次表層探測雷達的數(shù)據(jù)將成為火星次表層探測的一大重點、難點。本文綜述了國內(nèi)外利用雷達探測技術進行火星次表層探測的發(fā)展成果與技術進展，對未來更好地利用火星探測任務提供的雷達數(shù)據(jù)有一定意義。

1 火星次表層探測雷達技術進展

雷達發(fā)射的電磁波穿透力強，且不依賴于光照，具有全天性，在月球的次表層探測中發(fā)揮了很大作用，1972年搭載于阿波羅17號的阿波羅月球探測儀，2007年日本月亮女神(SELenological and ENgineering Explorer, SELENE)搭載的月球雷達探測儀以及嫦娥三號、四號月球車上搭載的測月雷達都對月球進行了次表層探測，并在澄海、危海和雨海等地探測到了次表層分層結構[6]，嫦娥三號月球車 “玉兔” 與嫦娥四號月球車 “玉兔二號” 都搭載了配置相同的月球穿透雷達(Lunar Penetrating Radar, LPR)，工作頻段為40～80 MHz和250～750 MHz，最大探測深度超過100 m，并擁有優(yōu)于1 m的距離分辨率，在巡視路線上對月球進行次表層和月壤結構探測[7]。嫦娥三號搭載的雷達在月球雨海的巡視區(qū)展開探測，根據(jù)探測結果估計風化層深度為4～6 m，并確定約330 m深處存在月巖層[8]。嫦娥四號搭載的雷達在月球背面的馮卡門撞擊坑獲得了遠深于嫦娥三號著陸區(qū)的探測深度，并探明巡視區(qū)的3個次表層分層結構：風化層(深度12 m)、嵌入巖石的粗糙材料(深度12～24 m)以及粗糙與精細物質的交替層(深度24～40 m)[9]。火星探測距離遠，能量需求大，難度較高，早期的火星探測一直以光學為主，雷達應用較少。目前，地基雷達和軌道器次表層探測雷達已正式應用于火星探測，已登陸火星的巡視器上都沒有搭載次表層穿透雷達，我國的火星車次表層探測雷達與美國Mars 2020任務巡視器毅力號(Perseverance)火星車搭載的火星次表層實驗雷達成像儀(The Radar Imager for Mars subsurface eXperiment, RIMFAX)中將誕生第1臺登陸火星的車載次表層探測雷達。

地基雷達探測是雷達技術應用于火星探測的最初方式，觀測設備為位于美國波多黎各的阿雷西博(Arecibo)305 m射電望遠鏡以及位于美國加利福利亞的金石(Goldstone)70 m射電望遠鏡[10-11]。地基雷達觀測基于隨機長編碼延遲-多普勒技術以及干涉延遲-多普勒技術[10]，在火星沖日時對火星表面進行觀測，獲取火星表面的高程、反射率、粗糙度等信息，并進行表面物質的介電常數(shù)反演。

由于火星快速自轉，入射的電磁波會因多普勒效應發(fā)生嚴重的頻率偏移，大大提高了探測難度[12]，且地基雷達探測技術無法進行次表層探測。在火星探測進入繞飛與著陸探測階段后，地基雷達探測更多發(fā)揮著陸區(qū)選取等輔助功能。

火星探測確立了在火星次表層尋找不同形態(tài)的水的科學目標后，次表層探測的需要推動了次表層探測雷達技術的發(fā)展，并逐漸在火星探測器的載荷中占有越來越重要的地位。目前，火星次表層探測雷達已獲取了基本覆蓋火星全球的探測數(shù)據(jù)，并識別出一些水冰存在的區(qū)域。

1.1 軌道器次表層探測雷達

次表層探測雷達能穿透火星地表，深入火星次表層進行探測。雷達發(fā)射的電磁波能夠在一定程度上穿透土壤、冰、巖石等介質，并在兩種介電常數(shù)不同的界面上發(fā)生反射、散射和透射，這個特點可以幫助雷達探明探測區(qū)域的地質結構，比如干燥的土壤與冰層的界面、冰川與基巖的分層、孔隙中充滿冰或液態(tài)水的多孔巖石以及冰蓋下的液態(tài)水等。電磁波在各種介質中并非無損耗傳輸，在穿越介質時由于介質吸收而發(fā)生衰減，介質對電磁波的吸收能力一般與這種介質的介電常數(shù)和電磁波的波長有關，波長越長、頻率越低的電磁波在同種介質中傳播時衰減的程度越小，穿透能力越強，能探測到更深處的地質結構。因此，次表層探測雷達工作頻率一般在1 MHz～1 GHz之間，而雷達的帶寬決定了分辨率，帶寬越小，深度上的分辨率越高。為了實現(xiàn)高精度次表層雷達探測，并滿足探測深度的要求，雷達的工作參數(shù)設計受到很多限制?；鹦谴伪韺雍碗婋x層先進探測雷達在次表層探測模式下的工作頻段為1.3～5.5 MHz，劃分為4個子頻段，每個頻段帶寬為1 MHz，分別為1.3～2.3 MHz、2.5～3.5 MHz、3.5～4.5 MHz和4.5～5.5 MHz，真空中波長范圍為55～230 m；淺表層雷達的工作頻段為15～25 MHz，帶寬10 MHz，波長范圍為12～20 m?；鹦谴伪韺雍碗婋x層先進探測雷達與淺表層雷達由于工作參數(shù)的差異，分辨率、探測深度等性能參數(shù)也存在一些區(qū)別(見表1)。

表1 火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達關鍵性能參數(shù)[13-17]Table 1 Main performance parameters of MARSIS and SHARAD [13-17]

1.2 軌道器次表層探測雷達原理

在次表層探測中，電磁波從環(huán)繞器上安裝的天線發(fā)射，穿越火星的大氣層，其中電離層對電磁波的幅度和相位產(chǎn)生一定影響，隨后電磁波抵達火星表面，一部分電磁波被表面反射、散射，最終由雷達天線接收，還有一部分穿透火星表面進入次表層，穿透介質，在介電常數(shù)不同的次表層分層界面處發(fā)生反射。假設軌道器的軌道高度為H，真空中的光速為c，則在發(fā)射電磁波后時延t0=2H/c時接收到來自星下點火星表面的回波。穿透地表進入次表層的電磁波由于介質的存在，以小于真空中的速度v=c/n傳播(n為介質的折射率)，假設兩個介電常數(shù)不同的分層界面深度為h，則來自這個界面的回波抵達天線的時間為t0+2h/v(見圖1(a), (b))。由于雷達的波束寬度較寬，覆蓋的地表面積較大，表面回波除了星下點表面反射回波還包括星下點外表面散射雜波，表面雜波存在一定的時間延遲，可能與星下點次表層回波信號重合，因此，星下點次表層回波信號經(jīng)過介質衰減可能被表面雜波淹沒，為了在表面雜波存在時有效識別次表層回波(見圖1(c))，必須對回波進行脈沖壓縮，且旁瓣要遠低于主瓣才能實現(xiàn)次表層探測。

由于雷達安裝在環(huán)繞器上，與探測目標的距離至少為軌道高度，按照雷達分辨理論，雷達的方位向分辨率為Hλ/2D，在次表層探測雷達的運行環(huán)境下，方位向分辨率將達到數(shù)十千米，要提高雷達的方位向分辨率只能通過增大雷達天線的口徑，但在太空中這種要求是不切實際的。次表層探測雷達都采用合成孔徑技術，將在不同時刻發(fā)射、接收的電磁波等效為在同一時刻發(fā)射、接收，即合成為

電磁波從發(fā)射機通過天線發(fā)射，穿越電離層，被目標反射后再次穿越電離層，最終被雷達接收，這個過程在仿真中可以認為是理想的。實際上，天線和接收通道會對電磁波的幅度和相位產(chǎn)生影響，電離層造成的相位失真嚴重影響成像質量，為了保證雷達的成像精度和次表層探測的效果，必須對上述過程的幅相失真進行校正。

1.3 軌道器次表層探測雷達數(shù)據(jù)處理流程與方法

合成孔徑雷達數(shù)據(jù)處理過程一般可以分為距離向處理和方位向處理(或多普勒處理)。在火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達的數(shù)據(jù)處理流程中，火星次表層和電離層先進探測雷達較常用的次表層探測三模式(Subsurface 3, SS3)選擇在星上完成方位向處理后下傳，再在地面完成距離向處理；淺表層雷達的原始數(shù)據(jù)在星上完成相關預疊加后，先進行距離向處理，再進行方位向處理，其中還包括對電離層帶來影響的校正，使用的方法有所不同。

1.3.1 距離向處理

合成孔徑雷達數(shù)據(jù)處理中，距離向處理的操作為脈沖壓縮，將接收的回波信號通過匹配濾波器，將回波信號與發(fā)射信號進行相關處理，這種操作能使得來自地面或次表層界面的回波時寬變窄，回波能量也集中到該時間點?；鹦谴伪韺雍碗婋x層先進探測雷達與淺表層雷達進行脈沖壓縮的操作在細節(jié)上有一些不同，前者的脈沖壓縮流程為：

(1)對回波信號進行一次快速傅里葉變換，點數(shù)為512；

(2)對作為參考信號的線性調頻信號進行傅里葉變換，求得頻譜，再進行共軛變換；

(3)將(1)、(2)得到的回波信號頻譜與參考信號頻譜共軛相乘，進行逆傅里葉變換得到脈沖壓縮結果[15]。

由于天線與收發(fā)通道、電離層造成的幅相變化，如果使用理想的線性調頻信號作為參考信號，則其與回波信號的相位無法完全匹配，影響脈沖壓縮的效果。因此，火星次表層和電離層先進探測雷達使用的參考信號是由理想線性調頻信號與在儀器定標中測得的幅相失真推導得到的，并根據(jù)電離層失真對參考信號進一步調整。此外，為了降低脈沖壓縮后出現(xiàn)的旁瓣，火星次表層和電離層先進探測雷達使用漢寧窗(Hanning)對參考信號進行加窗處理，加窗可以降低脈沖壓縮的旁瓣，但也會導致主瓣展寬。

淺表層雷達探測數(shù)據(jù)下傳后通過兩種不同的數(shù)據(jù)處理流程完成距離向脈沖壓縮，第1種流程的參考信號基于天線匹配網(wǎng)絡定標時測得的信號幅度，測得的定標數(shù)據(jù)為接收機與發(fā)射機溫度的函數(shù)。使用定標數(shù)據(jù)得到的參考信號完成脈沖壓縮后，再使用相位梯度自聚焦算法(Phase-Gradient Autofocusing, PGA)進行電離層校正。第2種流程選擇使用線性調頻信號頻率分量的等幅模型，結果是脈沖壓縮后旁瓣出現(xiàn)不對稱偏置，時延較大的旁瓣幅度較大，選擇這種方法是因為可以在脈沖壓縮完成后保持兩倍的過采樣率，有利于在接下來的處理中進行插值。兩種處理流程都選擇了漢寧窗對數(shù)據(jù)進行加窗以減小旁瓣。在進行電離層校正時，第2種流程使用了一種頻率決定的相位誤差模型，這種模型給出的校正項與總電子含量(Total Electron Content, TEC)接近線性相關，因此與來自地表和次表層回波信號時延的改變量相關，這種技術適用于探測時太陽天頂角小于100°獲得的圖像。

1.3.2 方位向處理

方位向處理是合成孔徑雷達技術的關鍵與難點，不同處理方法的處理量也不同。次表層探測雷達的方位向處理方法與普通合成孔徑雷達的方位向處理方法在原理上是相同的，因此次表層探測雷達數(shù)據(jù)處理使用的方位向處理算法是在常見的合成孔徑雷達算法的基礎上產(chǎn)生的。比較常見的合成孔徑雷達方位向處理算法包括線性調頻變標(Chirp Scaling, CS)算法[18]、波數(shù)域(ωk)算法[18]、距離-多普勒(Range-Doppler, RD)算法[19]、后向投影算法(Back-Projection, BP)[20]等，如果對數(shù)據(jù)進行非聚焦成像，則可以選擇多普勒波束銳化算法[17]。

距離-多普勒算法在20世紀70年代末應用于合成孔徑雷達成像，至今仍在廣泛使用。距離-多普勒算法的基本實現(xiàn)方法是對雷達回波數(shù)據(jù)矩陣進行距離向脈沖壓縮，然后對數(shù)據(jù)進行方位向傅里葉變換，將數(shù)據(jù)轉換到方位向頻域，并用sinc函數(shù)進行距離插值，完成距離徙動校正，將距離徙動曲線拉直到與方位向頻率軸平行的方向，最后進行方位向壓縮完成成像。這種算法通過距離向與方位向的頻域處理，所有操作在一維頻域內(nèi)進行，簡便高效，但由于校正距離徙動需要插值操作，對長孔徑合成孔徑雷達成像的處理精度有限，且運算量較大。線性調頻變標算法避免了插值操作，基于線性調頻變標原理，通過相位相乘代替時域插值以完成距離徙動校正，并將所有信號的距離徙動分為補余距離徙動與一致距離徙動，即將距離徙動分解出一致的部分(一致距離徙動)，二者的差為補余距離徙動。線性調頻變標算法的處理流程是首先將數(shù)據(jù)進行方位向傅里葉變換，用相位相乘補償補余距離徙動，然后進行距離向傅里葉變換，將數(shù)據(jù)變換到二維頻域，與參考函數(shù)相位相乘，完成距離壓縮、二次距離壓縮以及一致距離徙動校正，接下來進行距離向傅里葉逆變換、方位向壓縮和方位向傅里葉逆變換，最終成像。還有一種波數(shù)域算法在處理寬孔徑或大斜視角數(shù)據(jù)上具有獨特的優(yōu)勢，這種算法使用二維傅里葉變換將數(shù)據(jù)變換到二維頻域，并乘上參考函數(shù)，使參考距離上的目標全聚焦，其他目標部分聚焦，接下來Stolt插值完成其他目標的聚焦，將數(shù)據(jù)變換回時域[18]。這些算法有各自的優(yōu)勢與缺陷，適應于不同的雷達成像場景，因此算法的選擇需要結合雷達數(shù)據(jù)的具體情況進行分析。

淺表層雷達選擇線性調頻變標算法，將方位向回波的多普勒頻移進行分解，將距離徙動劃分為不隨距離變化的一致距離徙動與隨距離變化的補余距離徙動，在處理過程中分別進行校正。這種算法只需要快速傅里葉變換與復乘就能完成[15]，計算量較小，使用簡單。具體的處理流程為：(1)計算距離徙動，將每道數(shù)據(jù)的每個時延位置點相對物理孔徑中心的距離進行排列；(2)方位壓縮，用環(huán)繞器的軌道高度、徑向速度、切向速度確定每個回波數(shù)據(jù)的差分相位，校正相位可以表示為整個帶寬的頻率的函數(shù)，但實際操作中使用最大工作頻率(25 MHz)可以達到最佳的聚焦效果；(3)完成相位校正后，對完成距離徙動校正的 “等時延線” 進行傅里葉變換，取所得頻譜的幅值即為一列雷達圖像，使用漢寧窗在方位向上壓低旁瓣，在順軌方向每460 m約有128列圖像。如果多普勒頻域的單位頻寬比一個頻率分辨單元更寬，則可以進行多視處理。

火星次表層和電離層先進探測雷達選擇的合成孔徑處理算法為多普勒波束銳化，與淺表層雷達的線性調頻變標算法有巨大區(qū)別，在完成對軌道器垂直方向的運動補償后進行，可以補償軌道器除垂直方向以外的其他方向運動產(chǎn)生的相位。這是一種非聚焦合成孔徑技術，獲得的圖像方位分辨率較低，但計算量相對較小，處理方法為將一幀圖像內(nèi)的所有同頻率的回波疊加，對相位進行調整完成相關性疊加。一幀圖像中包含在一個合成孔徑時間內(nèi)接收的回波信號，由工作頻率/波長以及雷達高度決定。經(jīng)過疊加的回波信號為一個多普勒濾波器，多普勒濾波器可以在接下來的處理中由地面控制選擇前表面反射法或對比法，對孔徑中心的多普勒濾波器(第0多普勒濾波器)進行電離層相位校正，校正結果可以用于更正距離壓縮中的參考函數(shù)(見圖2)。

圖2 火星次表層和電離層先進探測雷達多普勒(方位)向處理與距離向處理流程圖[15]Fig.2 MARSIS range processing and Doppler processing flow diagram [15]

我國首次火星探測任務天問1號的環(huán)繞器次表層探測雷達(Mars Orbiter Subsurface Investigation Radar, MOSIR)在數(shù)據(jù)處理流程設計的過程中，為實現(xiàn)星上實時成像，使用了后向投影算法作為方位向數(shù)據(jù)處理算法，而對于下傳的原始數(shù)據(jù)，在地面采用何種方法進行處理，需要結合數(shù)據(jù)的實際情況，選擇成像效果最好、距離徙動計算最準確的方法。

1.3.3 電離層校正

火星次表層和電離層先進探測雷達次表層探測的工作模式與火星電離層等離子體頻率非常接近[16]，因此電離層對回波時延以及幅度、相位的影響不可忽略。在最初的處理中，研究人員提出了兩種校正算法，分別為前表面反射法和對比法，文[17]使用對比法完成電離層校正，校正效果見圖3。對比法通過對電離層相位誤差的泰勒展開式中影響較大的系數(shù)進行估計以完成校正，并求得電離層總電子含量，對回波進行迭代脈沖壓縮，在每次脈沖壓縮時對回波信號施加估計的相位誤差校正項，估計相位誤差使用的參數(shù)步長由發(fā)射的線性調頻信號以及回波信號的調頻率決定，直到校正精度滿足要求，校正后的回波信號能量集中程度最高，此時，根據(jù)完成校正所得的泰勒展開式系數(shù)可以計算電離層總電子含量[21]。

圖3 (a)未校正電離層失真的火星次表層和電離層先進探測雷達第5 017軌雷達圖像；(b)使用對比法進行電離層校正后的圖像[17]Fig.3 Radargram for orbit 5 017 before (a) and after (b) use of the contrast method to correct ionospheric distortion [17]

淺表層雷達的工作頻段較高，而火星電離層的等離子體頻率一般為幾兆赫茲，頻率高于電離層等離子體頻率的電磁波在穿越電離層時發(fā)生衰減，信號傳播時間出現(xiàn)群延遲。在淺表層雷達的星上處理過程中，相位梯度自聚焦算法用于校正電離層帶來的相位誤差，在火星次表層和電離層先進探測雷達的后期數(shù)據(jù)處理中，這種算法作為對比法的補充[22]。相位梯度自聚焦算法可以同時對電離層以及其他因素造成的相位誤差進行估計，具體操作需要選取特顯點，即含有較高能量且未經(jīng)補償?shù)膸蒙⒔箞D像中相位誤差的冗余信息對相位誤差的梯度進行魯棒估計，一般需要經(jīng)過圓移(將特顯點移至方位中心)、加窗和相位梯度估計，最后進行迭代校正，完成整個校正過程。需要注意的是，相位梯度自聚焦算法的校正效果與特顯點的選擇有很大關系，如果選取的特顯點相位誤差泰勒展開式中影響較大的系數(shù)不穩(wěn)定，校正效果會被削弱。

1.4 火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達成像結果對比

從火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達的工作參數(shù)以及理論探測能力可以看出，前者的工作頻率低，帶寬窄，波長長，且合成孔徑處理采用非聚焦的多普勒波束銳化算法；后者的工作頻率較高，帶寬寬，波長短，使用線性調頻變標算法進行合成孔徑處理。因此，火星次表層和電離層先進探測雷達的探測深度較深，可以探測到距地表3 km的次表層界面，淺表層雷達接收的來自相同深度的回波太弱以至于被背景噪聲淹沒而無法探測，但火星次表層和電離層先進探測雷達的探測精度無論是距離分辨率、順軌分辨率還是交軌分辨率都明顯小于淺表層雷達，尤其是距離分辨率，淺表層雷達的理論距離分辨率只有火星次表層和電離層先進探測雷達的十分之一?；鹦谴伪韺雍碗婋x層先進探測雷達與淺表層雷達在相同區(qū)域的探測圖像可以作為互補資料，根據(jù)火星次表層和電離層先進探測雷達探測數(shù)據(jù)在較大尺度上繪制探測區(qū)域的圖像，確定有精細探測價值的目標區(qū)域，再利用淺表層雷達的數(shù)據(jù)對該區(qū)域火星地表以下數(shù)百米可能存在的次表層結構進行高分辨率成像。

文[15]對相近區(qū)域的火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達成像進行了比較，火星次表層和電離層先進探測雷達第3 749軌與淺表層雷達第2 026軌探測區(qū)域非常接近，兩部雷達對火星相同區(qū)域成像的效果如圖4[15]，由圖4可以看出，淺表層雷達對距地表回波約7 μs(約數(shù)百米深處)的次表層界面成像清晰，能反映次表層較精細的結構，但探測深度比火星次表層和電離層先進探測雷達淺，實際成像質量與理論計算的探測精度相符。

圖4 火星次表層和電離層先進探測雷達第3 749軌與淺表層雷達第2 026軌探測區(qū)域重合部分圖像比較[15]Fig.4 Comparison between MARSIS radargram orbit 3 749 and SHARAD radargram orbit 2 026 on the same Mars area [15]

1.5 研究現(xiàn)狀

火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達運行近20年來，基本實現(xiàn)了對火星全球的覆蓋，截至2019年仍在發(fā)布數(shù)據(jù)，研究人員根據(jù)發(fā)布的數(shù)據(jù)完成成像處理后，使用搭載在火星全球勘探者號探測器上的火星軌道激光高度計(Mars Orbiter Laser Altimeter, MOLA)獲得的高精度火星表面高程數(shù)據(jù)(空間分辨率接近1°，絕對精度達到13 m[23])，建立探測區(qū)域火星表面地形模型，仿真雷達接收的表面雜波，篩除與次表層回波發(fā)生混雜的表面雜波[24-25]。獲得次表層回波后，結合周邊的地形情況，設計多種方法反演火星表層、次表層物質的介電常數(shù)、衰減系數(shù)和次表層界面深度等科學信息，推測火星表層和次表層的物質成分，獲得了眾多高價值的研究成果，以此為依據(jù)提出了關于火星的氣候、地質和軌道等歷史演化的一系列推論。

火星北極高原是火星次表層和電離層先進探測雷達的首個探測區(qū)域，覆蓋了火星北極周邊直徑約600 km的面積，主要成分為水冰與少量塵埃，由3個地質單元組成：北方殘余冰蓋(Northern Residual Ice Cap, NRIC)、北極層狀沉積(North Polar Layered Deposit, NPLD)和基底層(The Basal Unit)。文[26]利用火星次表層和電離層先進探測雷達早期中心頻率為3 MHz和5 MHz在第1 855軌的探測數(shù)據(jù)，獲得了從北部平原穿過層狀沉積邊緣進入北極層狀沉積區(qū)域的雷達圖像，圖像顯示表面反射回波分裂成兩個強反射回波，使用火星軌道激光高度計數(shù)據(jù)對探測區(qū)域表面回波進行仿真，排除了較低的反射回波是由表面雜波導致的可能性，即說明反射回波來自次表層分層界面(見圖5)。兩個反射回波之間的時延以及相對回波強度說明基底上覆蓋物質的介電常數(shù)和損耗角正切與純水冰的介電特性相符，用純水冰的介電常數(shù)(～3)將時延轉換為深度，發(fā)現(xiàn)反射體的深度與北極層狀沉積高于周圍地區(qū)的高度大致相等，為1.8 km，說明北極層狀沉積下的次表層界面仍與周邊地區(qū)的平原平齊，沒有向下彎曲，證明了非常厚的彈性巖石圈的存在，也表明殼幔溫度梯度較低。

圖5(a)第1 855軌火星次表層和電離層先進探測雷達探測數(shù)據(jù)(軌道從周邊地區(qū)進入北極層狀沉積)；(b)使用火星軌道激光高度計數(shù)據(jù)模擬的火星次表層和電離層先進探測雷達探測到的表面回波(包括星下點回波以及星下點外的雜波)；(c)沿火星快車探測器星下點軌跡繪制的火星軌道激光高度計數(shù)據(jù)地形圖[26]Fig.5(a) MARSIS data from orbit 1 855 as it crossed the margin of the NPLD and came into the NPLD; (b) Simulated MARSIS data if echoes are only from the surface(nadir and off-nadir clutter); (c) MOLA topography along the ground track (red line) of the Mars Express sub-satellite point[26]

南極高原與北極高原相似，也由3個主要地質單元組成：南方殘余冰蓋(Southern Residual Ice Cap, SRIC)、南極層狀沉積(South Polar Layered Deposit, SPLD)和阿詹泰山脊構造(Dorsa Argentea Formation, DAF)，南方殘余冰蓋表面覆蓋著數(shù)米厚的干冰，具有較高的反照率，南極層狀沉積的結構與北極層狀沉積相似。

文[27]根據(jù)火星次表層和電離層先進探測雷達第2 753軌的數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)，星下點在通過南極層狀沉積邊緣時，也出現(xiàn)了表面回波分裂成兩個反射回波的現(xiàn)象，且較低的回波使用水冰的介電常數(shù)將時延換算為深度后，次表層分層界面符合南極層狀沉積周邊地區(qū)表面地形的延伸，該界面被認為是南極層狀沉積的富冰材料與以巖屑為主要成分的基底的分界，火星次表層和電離層先進探測雷達在南極層狀沉積的大部分區(qū)域探測到了這個界面。從圖6可以看出，次表層界面回波的幅度很大，甚至在某些區(qū)域(如第2 682軌)次表層界面回波強于表面回波，這說明南極層狀沉積的成分具有極低的衰減系數(shù)，損耗角正切約為0.001～0.005，可以由此推測南極層狀沉積中水冰的含塵量在0%～10%。

圖6(a)火星次表層和電離層先進探測雷達第2 753軌探測數(shù)據(jù)；(b)第2 753軌星下點軌跡周圍火星軌道激光高度計數(shù)據(jù)地形圖；(c)火星次表層和電離層先進探測雷達第2 682軌探測數(shù)據(jù)；(d)第2 682軌星下點軌跡周圍火星軌道激光高度計數(shù)據(jù)地形圖；(e)第2 682軌探測數(shù)據(jù)，火星軌道激光高度計測得表面輪廓(黑色實線)與火星次表層和電離層先進探測雷達測得的基底形狀(藍色)[27]Fig.6(a) MARSIS data from orbit 2 753; (b) MOLA topography along the ground track of orbit 2 753; (c) MARSIS data from orbit 2 682; (d) MOLA topography along the ground track of orbit 2 682; (e) MARSIS data from orbit 2 682. MOLA surface elevations (black line) and MARSIS measured basal elevations (blue symbols) [27]

經(jīng)過火星次表層和電離層先進探測雷達對南極層狀沉積探測的數(shù)據(jù)積累，文[27]還運用覆蓋整個南極層狀沉積的火星軌道激光高度計表面高程數(shù)據(jù)減去經(jīng)過插值的火星次表層和電離層先進探測雷達測得的基底高程數(shù)據(jù)，得到對應位置的南極層狀沉積的厚度，并繪制成厚度分布圖(見圖7)。

圖7 基于火星次表層和電離層先進探測雷達測得的數(shù)據(jù)與火星軌道激光高度計表面高程數(shù)據(jù)繪制的火星南極層狀沉積厚度分布圖[27]Fig.7 Map of the SPLD thickness, based on MARSIS mea-surements and MOLA surface topography [27]

火星次表層和電離層先進探測雷達近年來最重大的發(fā)現(xiàn)也來自南極層狀沉積，文[28]研究了火星次表層和電離層先進探測雷達在南極高原地區(qū)進行探測獲得的數(shù)據(jù)，探測區(qū)域以193°E，81°S為中心，寬度為200 km，大部分地區(qū)的基底反射回波較弱，但在某些區(qū)域，基底反射回波十分強烈，甚至強于表面回波(圖8)。將次表層回波的強度歸一化到表面回波的強度，并繪制歸一化后的基底回波強度區(qū)域分布圖，分布圖顯示，在193°E，81°S附近存在一個20 km寬的次表層回波異常區(qū)域。對異常區(qū)域的地質結構進行仿真，得到一組歸一化后基底回波能量與基底介電常數(shù)關系曲線的包絡(圖9)，并以此為依據(jù)計算基底介電常數(shù)取值對應的可能性，分析仿真結果得到異常區(qū)域基底最可能的介電常數(shù)取值大于15，這一結論推出了一個合理解釋：該異常區(qū)域的層狀沉積下可能存在液態(tài)水，而水中含有鎂、鈣、鈉等的高氯酸鹽是其在低溫環(huán)境下仍能保持液態(tài)的原因。

圖8 火星次表層和電離層先進探測雷達第10 737軌在南極高原獲得的探測數(shù)據(jù)，可見部分地區(qū)基巖回波極為強烈，形成高亮區(qū)域[28]Fig.8 MARSIS data from orbit 10 737 on the Planum Australe. Strong basal reflections can be seen at some locations, where show as highlight area [28]

文[29]使用火星次表層和電離層先進探測雷達對火星經(jīng)度130°～240°E赤道地區(qū)的探測數(shù)據(jù)，對梅杜莎槽溝構造進行了研究，梅杜莎槽溝構造可能是火星上最年輕的地表沉積區(qū)域之一，面積約為2.1×106km2?；鹦谴伪韺雍碗婋x層先進探測雷達探測到了梅杜莎槽溝沉積物與下方地形構造的次表層界面(圖10)，探測數(shù)據(jù)揭示了梅杜莎槽溝構造沉積物的厚度與介電特性，該結果支持之前對梅杜莎槽溝沉積物體積的估計范圍(1.4×106～1.9×106km3)。由探測數(shù)據(jù)中測得的時延給出梅杜莎槽溝沉積物的介電常數(shù)實部為2.9 ± 0.4，由次表層回波的損耗計算出衰減系數(shù)為～0.004 8 ± 0.002 4 dB/m。上述結果暗示梅杜莎槽溝沉積物可能為干燥的疏松物質或水冰與高介電常數(shù)的其他物質的混合物，如果沉積物為后者，則其中的含塵量將高于南極層狀沉積的10%。

淺表層雷達由于其較高的頻率和較寬的帶寬，穿透深度較淺，但深度分辨率較高，對南極高原、北極高原以及其他地區(qū)可以進行更為精細的探測，獲取了一些火星次表層和電離層先進探測雷達無法探測到的信息。

文[30]利用淺表層雷達在火星北半球中緯度的德特羅尼魯斯·門薩地區(qū)的葉狀山麓沖積平原的超過100軌探測數(shù)據(jù)發(fā)現(xiàn)，星下點在穿過河谷平原經(jīng)過舌狀巖屑坡時出現(xiàn)表面回波分裂為兩個時延不同的回波(圖11)，利用火星軌道激光高度計數(shù)據(jù)建模仿真結果確定較低的回波不是由表面雜波導致，該回波為次表層界面反射回波。通過時延估計舌狀巖屑坡材料的介電常數(shù)實部約為3，推測得到衰減率約為2 dB/μs，與較純凈的水冰或水冰和少量其他物質的混合物相符。

圖9(a)火星次表層和電離層先進探測雷達中心頻率4 MHz時對異常區(qū)域地質分層模型進行仿真的結果，藍色陰影區(qū)域為歸一化后基底回波能量與基底介電常數(shù)關系的曲線包絡，黑色直線為實際探測數(shù)據(jù)中基底回波能量中值；(b)異常區(qū)域內(nèi)外基底介電常數(shù)取值分布[28]Fig.9(a) Results of the electromagnetic simulation of layers model of the bright reflection area computed at 4 MHz, the blue shaded area is the envelope of all curves between normalized basal echo power and basal permittivity, and the black horizontal line is the median normalized basal echo power at 4 MHz from the observations; (b) Basal permittivity distributions inside (blue) and outside (brown) the bright reflection area [28]

圖10(a)火星次表層和電離層先進探測雷達第2 896軌探測數(shù)據(jù)；(b)火星次表層和電離層先進探測雷達第4 011軌探測數(shù)據(jù)；(c)火星次表層和電離層先進探測雷達第3 868軌探測數(shù)據(jù)；(d)火星次表層和電離層先進探測雷達第3 824軌探測數(shù)據(jù)；(e)火星次表層和電離層先進探測雷達第4 117軌探測數(shù)據(jù)；(f)火星次表層和電離層先進探測雷達第3 996軌探測數(shù)據(jù)。以上探測數(shù)據(jù)均在梅杜莎槽溝構造區(qū)域采集[29]Fig.10(a) MARSIS data from orbit 2 896; (b) MARSIS data from orbit 4 011; (c) MARSIS data from orbit 3 868; (d) MARSIS data from orbit 3 824; (e) MARSIS data from orbit 4 117; (f) MARSIS data from orbit 3 996; these MARSIS orbit tracks were measured in the Medusae Fossae Formation[29]

圖11 淺表層雷達在星下點穿過舌狀巖屑坡時獲得的探測數(shù)據(jù)[30]Fig.11 SHARAD radargram along the ground track of lobate debris aprons [30]

這種舌狀巖屑坡不僅出現(xiàn)在北半球中緯度地區(qū)，在火星南北半球30°～60°都有分布。文[31]使用淺表層雷達在火星南半球中緯度的海勒斯撞擊坑東部邊緣附近的多組探測數(shù)據(jù)，繪制了多幅舌狀巖屑坡的次表層雷達圖像(圖12)，經(jīng)過與火星軌道激光高度計模擬仿真數(shù)據(jù)的對比以及多軌探測數(shù)據(jù)間的對比，確定了表面以下的反射回波為次表層界面回波，分析圖像表明次表層介質十分均一，且大型巖石碎片不是其中的主要組分。測量探測數(shù)據(jù)中雷達波穿越介質造成的衰減，以及表面回波與次表層回波的關聯(lián)，測得衰減系數(shù)最大為10 dB/km，與純水冰相符，且證明舌狀巖屑坡下掩埋的冰川含塵量不可能高于10%。較弱的衰減率以及與水冰中情況接近的雷達波速，與火星次表層和電離層先進探測雷達在極地層狀沉積的觀測結果相符，這一結果指出舌狀巖屑坡內(nèi)部的主要成分為水冰，印證了舌狀巖屑坡下掩埋著冰川這一假設。

圖12(a)火星軌道激光高度計數(shù)據(jù)仿真得到的表面雜波；(b)淺表層雷達第6 830軌探測數(shù)據(jù)，白色豎直箭頭指出了與表面雜波仿真數(shù)據(jù)不相符，且在相鄰軌道的探測中也證實存在的回波；(c)將原始探測數(shù)據(jù)進行時延-深度變換后的圖像，假設舌狀巖屑坡表面下的成分為水冰[31]Fig.12(a) Simulated surface clutters with MOLA data; (b) SHARAD data from orbit 6 830, vertical arrows identify echoes not consistent with surface clutter simulation and also confirmed in adjacent tracks; (c) Radar data converted into depth assuming a water-ice composition [31]

位于火星北半球中緯度的烏托邦低原直徑約為3 300 km，多為多邊形與扇形洼地地貌，研究人員根據(jù)對烏托邦低原進行的形貌分析猜測，該區(qū)域近地表含有大量水冰。文[32]運用淺表層雷達探測數(shù)據(jù)，結合火星軌道激光高度計測得的火星表面數(shù)字高程模型，利用陡坡估計次表層反射體的深度，擬合后估計近次表層物質的介電常數(shù)為2.8 ± 0.8，符合水冰、石質物質以及空氣混合物的介電特性，估計其中水冰含量為50%～85%，石質材料低于30%，孔隙空洞占體積的15%～50%，水冰體積達到8 400～14 300 km3，烏托邦低原存在水冰的說法得到了雷達探測數(shù)據(jù)、火星氣候模型以及表面形貌分析的支持。

淺表層雷達在南極高原、北極高原的探測揭示了層狀沉積中精細的分層結構，為火星氣候變化、水文變化等研究提供了更多線索。文[33]利用淺表層雷達在南極普羅米修斯舌狀高原(Promethei Lingula)獲取的探測數(shù)據(jù)，分辨出南極層狀沉積厚度可能為米級的幾個次表層分層界面(圖13)，回波時延范圍為1.7～5.3 μs、4.3～5.6 μs、5.6～7.1 μs、11.0～12.9 μs，用水冰的介電常數(shù)實部3.5將時延轉換為深度后，各分層界面深度為130～420 m、340～450 m、450～570 m、890～1 030 m。文[34]使用淺表層雷達第5 192軌探測數(shù)據(jù)繪制北極高原的次表層地層圖，雷達圖像中能分辨出不同成分的冰、塵埃、沙占比導致的次表層介質分層界面(圖14)，且能探測到層狀沉積下方的基底層，此外，還探測到一些深達數(shù)百米的螺旋槽，這些螺旋槽將淺層的反射回波分為數(shù)段。同時，對北極高原邊緣基底層露頭的探測證實了格明娜舌狀高原(Gemina Lingula)下不存在基底層，此處的北極層狀沉積直接坐落在瓦斯蒂塔斯·伯勒里斯平原構造(Vastitas Borealis Formation)上，探測到的基底較為平坦，說明層狀沉積的質量負擔并沒有造成基底的嚴重撓曲，與火星次表層和電離層先進探測雷達的探測結果相符，支持北極高原存在極厚的彈性巖石圈這一假設。

圖13 淺表層雷達第2 202軌探測數(shù)據(jù)局部放大圖。圖中顯示了4個次表層反射體，這4個反射體將不同介質分隔開[33]Fig.13 Enlarged view of SHARAD data from orbit 2 202. 4 subsurface reflectors separate different dielectric sequences [33]

圖14 淺表層雷達第5 192軌探測數(shù)據(jù)，已經(jīng)過時延-深度轉換，使用的次表層介質介電常數(shù)為3[34]Fig.14 SHARAD data from orbit 5 192. Range time delay has been converted into depth by assigning real permittivity of 3 below the detected ground surface [34]

2 國內(nèi)外未來火星探測雷達載荷

2020年，中國、美國、阿聯(lián)酋等已發(fā)射探測器開始火星探測，而歐洲原定于2020年發(fā)射的火星探測器由于疫情等原因推遲到2022年。我國、美國的探測器都攜帶了由巡視器搭載的次表層探測雷達，此外我國的軌道器上也搭載了次表層探測雷達。美國航空航天局的MARS 2020任務巡視器毅力號搭載的雷達為火星次表層實驗雷達成像儀(The Radar Imager for Mars subsurface eXperiment, RIMFAX)，歐洲航天局ExoMars 2022計劃的羅莎琳德·富蘭克林號火星車將搭載火星水冰及次表層沉積物探測儀(Water Ice and Subsurface Deposit Observations on Mars, WISDOM)。

2.1 國外雷達載荷

火星次表層實驗雷達成像儀主要目標為對火星次表層進行成像，獲取火星地表下的地質特征，并提供次表層成分的信息，探地雷達獲取的剖面圖像能夠揭示層積巖暴露在火星表面上的歷史，比如撞擊、風蝕、河流沖積痕跡等[35]。

火星次表層實驗雷達成像儀的天線安裝在巡視器的尾部偏下的地方，為超寬帶蝴蝶結形縫隙天線，使用時在接收模式與發(fā)射模式間切換，工作頻段介于淺表層雷達、火星次表層和電離層先進探測雷達與火星水冰及次表層沉積物探測儀之間(150～1 200 MHz)，采用門限調頻連續(xù)波(Gated-FMCW)，一次全頻段掃描1～20 ms，具體由工作模式?jīng)Q定，且工作頻段分為3個單獨的掃描頻段：150～300 MHz，300～600 MHz和600～1 200 MHz?；鹦谴伪韺訉嶒灷走_成像儀對次表層地貌進行成像的深度超過10 m，垂直空間分辨率(距離向分辨率)優(yōu)于30 cm，沿火星車行進路線每10 cm進行一次水平采樣(方位向分辨率)[35]。

由于同時接收來自地表與更深的次表層回波是不可能的，火星次表層實驗雷達成像儀劃分了3種工作模式：表面模式、淺層模式和深層模式。3種工作模式的主要區(qū)別在于接收機的動態(tài)范圍窗，表面模式下天線自身反射以及火星表面反射回波在窗內(nèi)；淺層模式去除了天線自身反射，動態(tài)范圍窗將表面反射以及淺層反射包括在內(nèi)；深層模式將天線自身反射、表面反射和淺層反射的回波都置于動態(tài)范圍窗之外[36]。

火星次表層實驗雷達成像儀在2015年4月、2016年4月分別進行了兩次地面驗證實驗，地點在挪威斯瓦爾巴特群島，該區(qū)域為冷溫復合冰川，表面溫度低，部分冰川底部存在較為溫暖的分層。數(shù)據(jù)應用布萊克曼-哈里斯窗函數(shù)進行補零處理，經(jīng)傅里葉逆變換后成像(圖15)，而2016年在此基礎上還進行了去背景處理(圖16)。

圖15(a)2015年火星次表層實驗雷達成像儀外場實驗所得120 m剖面圖；(b) (a)圖中雙曲線結構放大后[35]Fig.15(a) The figure shows a 120 m long radar profile from 2015 RIMFAX field test;(b) The figure gives a zoomed in version of (a) [35]

圖16 2016年火星次表層實驗雷達成像儀外場實驗所得剖面圖(表面模式)；長度約為40 m，表面以下深度約為1.5 m[36]Fig.16 Radar profile using the Surface Model from 2016 RIMFAX field test. The length of the profile is around 40 meters and the depth scale is about 1.5 meters below the surface reflection [36]

歐洲航天局ExoMars 2022計劃 “羅莎琳德·富蘭克林” 號火星車搭載的火星水冰及次表層沉積物探測儀的科學目標為三維地質結構以及演化歷史，探測水在次表層的分布以及存在狀態(tài)[37]。雷達將與火星車上裝載的鉆頭配合，雷達可以沿火星車行駛軌跡在鉆探前獲取次表層信息，探測深度約3 m，垂直向的空間分辨率可達厘米級。火星水冰及次表層沉積物探測儀可以進行全極化測量，提供關于三維地質結構、地層學以及近地表的次表層演化歷史的關鍵信息，還能為鉆頭鉆探提供位置信息，避免鉆頭損壞。

火星水冰及次表層沉積物探測儀是一種特高頻步進頻率雷達，頻段500 MHz～3 GHz，帶寬2.5 GHz，通過天線發(fā)射大量連續(xù)波信號，每個連續(xù)波對應一個頻率，持續(xù)時間為一個步長Δt，取值200 μs[37]。系統(tǒng)的帶寬由發(fā)射頻率的數(shù)量Nfreq以及發(fā)射頻率的間隔決定，火星水冰及次表層沉積物探測儀的Nfreq標稱值為1 001，Nfreq決定了探測儀的距離分辨率，而頻率間隔決定了雷達的最大模糊距離[38]。接收數(shù)據(jù)后，對數(shù)據(jù)進行希爾伯特變換(使信號出現(xiàn)90°相移，由于希爾伯特變換只適用于單頻率信號，而步進頻率信號每個時刻只發(fā)射一種頻率的脈沖，因此適用希爾伯特變換)，反演出雷達覆蓋環(huán)境的復傳遞函數(shù)，再進行逆傅里葉變換將信號轉變回時間域。此外，對回波信號施加不同的頻域窗函數(shù)以減小距離向的旁瓣，進行濾波以提高信號的信噪比(圖17)。

隨著巡視器行進，雷達接收的數(shù)據(jù)經(jīng)過處理后可以得到次表層地質結構的二維剖面圖，此時的數(shù)據(jù)產(chǎn)品只提供來自各反射體回波的時延。經(jīng)過對巡視器行進路線的進一步探測，并使用一個金屬盤(完全導電已知目標)進行定標，火星水冰及次表層沉積物探測儀可以獲得理想情況下的表面回波幅度，并估計表層的介電常數(shù)，確定表層的厚度。

圖17(a)頻率域測得信號；(b)加窗、濾波減小旁瓣、提高信噪比后的信號；(c) (逆傅里葉變換后)時間域合成響應；(d)時間域合成響應(分貝表示)[38]Fig.17 From left to right: (a) Measured signal in the frequency domain; (b) Signal in the frequency domain after windowing and filtering to reduce side lobes and enhance the SNR; (c) Synthetic response in the time domain (after FFT) linear scale; (d) Synthetic response in the time domain in decibels [38]

火星水冰及次表層沉積物探測儀進行了大量的外場地面驗證實驗，選擇地區(qū)以干燥或寒冷環(huán)境為主，包括智利阿塔卡馬沙漠、意大利埃特納火山、阿爾卑斯山脈冰川以及澳大利亞達赫施泰因冰穴。在多種環(huán)境下進行實驗采集的數(shù)據(jù)證明，火星水冰及次表層沉積物探測儀有能力分辨淺層精細地質結構，為研究地理、地質演化歷史提供線索。以在阿塔卡馬沙漠某處被掩埋的河床進行的實驗數(shù)據(jù)為例，火星水冰及次表層沉積物探測儀成功探測到河床底部以下約50 cm處的沉積物分層(圖18)[37]。

圖18 阿塔卡馬沙漠外場實驗火星水冰及次表層沉積物探測儀雷達圖像，其揭示了一處沉積物掩埋下的干涸河床，被掩蓋的河床深約50 cm，寬約7 m(圖中從左到右約30 m位置) [37]Fig.18 WISDOM field test radargrams that reveal a small 50-cm-deep and 7-m-wide dried channel bed in the Atacama Desert (Chile) at about 30 m from the left [37]

2010年10月，在意大利埃特納火山進行的外場驗證實驗開始前實驗場地出現(xiàn)降水，造成實驗場中火成碎屑沉積物含水量較高，但這并沒有嚴重影響到火星水冰及次表層沉積物探測儀發(fā)揮探測能力，由回波數(shù)據(jù)繪制的剖面圖清晰地顯示次表層界面的形狀，最大深度為3 m，探測間隔為10 cm[39]。由于火星水冰及次表層沉積物探測儀天線的方向圖具有方向性，可進行兩種同極化探測的配置，有助于火星水冰及次表層沉積物探測儀繪制地表下界面的三維形狀，確定其所在位置范圍，埃特納火山以及達赫施泰因冰穴等地的實驗數(shù)據(jù)處理后的產(chǎn)品都證明了這一點(圖19)[37]。

圖19 達赫施泰因冰穴實驗數(shù)據(jù)進行三維重建得到的基巖三維形狀，基巖覆蓋在約1.5 m厚的冰層下[37]Fig.19 3D reconstruction of bedrock beneath a 1.5-m-thick ice layer (ice caves in Dachstein) [37]

2.2 國內(nèi)雷達載荷

我國2020年7月23日發(fā)射的火星探測計劃天問一號極具挑戰(zhàn)性地將巡視器與環(huán)繞器一起送往火星，巡視器上搭載了中國科學院電子所研制的火星車次表層探測雷達，環(huán)繞器上搭載了中國電子科技集團第三十八研究所研制的環(huán)繞器次表層探測雷達。兩部雷達都采用雙頻雙極化配置，同時擁有較深的探測深度與較高的精度，雙極化探測能力可能在火星次表層水冰探測方面開拓一條新的道路。

2.2.1 火星車次表層探測雷達(Rover Subsurface Penetrating Radar, RoSPR)

火星車次表層探測雷達進行火星巡視區(qū)地表、次表層的超寬帶全極化探測，發(fā)射線性調頻信號[40]，在高頻模式下進行全極化探測。低頻通道中心頻率55 MHz，帶寬80 MHz，脈寬145 μs，脈沖重復周期5 ms；高頻通道中心頻率1 300 MHz，帶寬1 700 MHz，脈寬4 ms，脈沖重復周期5 ms。以雷達工作參數(shù)推算，在低頻模式下，最大探測深度為1 125 m(介電常數(shù)ε=4)，厚度分辨率為0.94 m(介電常數(shù)ε=4)；在高頻模式下，最大探測深度為30 m(介電常數(shù)ε=4)，厚度分辨率為4.4 cm。

低頻模式使用的天線為兩組單極子天線，安裝在火星車頂板下方，高頻模式使用的天線為Vivaldi天線，安裝在火星車前側板上，兩組天線的極化方式為相互正交[40]。高頻、低頻天線都是接收天線和發(fā)射天線分開，且高頻天線每組天線由兩個單元組成，兩個發(fā)射天線單元互相正交，分別定義為H極化發(fā)射天線和V極化發(fā)射天線；接收天線同樣兩個單元互相正交安裝，定義為H極化接收天線和V極化接收天線。因此，火星車雷達在高頻次表層探測過程中將以如下方式進行全極化探測，兩個發(fā)射天線依次交替發(fā)射正交極化的電磁波，兩個接收天線也分別接收相應極化方式的回波，可構成HH, HV, VH, VV的全極化探測(圖20)。低頻通道的天線極化方式為HH，無法進行極化探測。

圖20 高頻、低頻天線安裝示意圖Fig.20 The location of high frequency and low frequency antenna installation of RBMSPR

火星車次表層探測雷達進行了多項驗證實驗以驗證其工作性能，并研究數(shù)據(jù)處理方法。實驗室內(nèi)場實驗設置了一個長7 m、寬3 m、深2.5 m的實驗池，其中裝滿了人造火山灰(介電常數(shù)ε=2.94 ± 0.56)，并在深度不足0.5 m處埋設了金屬管、塑料管、石塊等物體(圖21)。由于場地限制，該實驗只使用高頻探測模式，實驗數(shù)據(jù)去除了車身造成的多次反射，并進行了去背景處理，數(shù)據(jù)處理結果中可識別金屬管、塑料管與池底的回波(圖22)[41]?；鹦擒嚧伪韺犹綔y雷達在2018年、2019年前往陜北榆林黃土、祁連山老虎溝冰川、內(nèi)蒙古烏蘭哈達火山地質公園等地進行外場驗證實驗，測試高頻、低頻模式對多種分層結構的探測性能。與安裝在玉兔系列月球車上的探月雷達相比，火星車次表層探測雷達不再使用脈沖信號，而改為線性調頻信號，這使得火星車次表層探測雷達的數(shù)據(jù)處理流程與探月雷達有所不同。

圖21 填滿人造火山灰的實驗池[41]Fig.21 The test pool filled with artificial volcanic ash[41]

2.2.2 環(huán)繞器次表層探測雷達

我國搭載在天問1號環(huán)繞器上的軌道器次表層探測雷達全稱為火星環(huán)繞器次表層探測雷達。環(huán)繞器次表層探測雷達與火星次表層和電離層先進探測雷達、淺表層雷達有很多相似的地方，也存在很大差異。環(huán)繞器次表層探測雷達采用雙極化探測，這種探測方式可以通過計算不同極化方式回波的斯托克斯參量，探測水冰的存在，還可能提供關于火星冰蓋內(nèi)部性質等的線索，這是單極化雷達無法做到的。工作模式有甚低頻探測模式、低頻探測模式、高頻探測模式以及測高模式，發(fā)射信號都為線性調頻信號，各工作模式中心頻率、帶寬、脈寬、接收時窗、脈沖重復頻率、回波疊加數(shù)以及采樣率等參數(shù)不同，見表2。與火星次表層和電離層先進探測雷達、淺表層雷達相似，該雷達也使用了合成孔徑技術以提高方位向分辨率。

表2 3種模式對應工作參數(shù)以及性能參數(shù)Table 2 Performance parameters and operating parameters of 3 modes of MOSIR

環(huán)繞器次表層探測雷達的下傳數(shù)據(jù)給數(shù)據(jù)處理提供了很大空間，既可以將原始數(shù)據(jù)下傳在地面完成脈沖壓縮、聚焦等處理，也可以在星上完成成像后下傳。以原始下傳數(shù)據(jù)為例，原始數(shù)據(jù)下傳且完成解包、解壓縮、分類后，根據(jù)雷達地面大回路數(shù)據(jù)以及地面定標數(shù)據(jù)確定收發(fā)通道、天線匹配濾波系數(shù)，根據(jù)高頻與低頻模式，原始回波數(shù)據(jù)按照文[20]的方法計算低頻、高頻相應的電離層補償系數(shù)，點乘加窗后的標準脈沖壓縮系數(shù)，獲得用于脈沖壓縮的參考函數(shù)，一次性完成脈沖壓縮、收發(fā)通道補償、天線響應補償、電離層補償。完成脈沖壓縮后，按照目前設計的數(shù)據(jù)處理方法，初步選擇使用后向投影算法完成聚焦成像處理。后向投影算法實現(xiàn)難度較低，但運算量較其他合成孔徑處理算法大，原理是將雷達回波數(shù)據(jù)投影到成像區(qū)域的每個像素點，每個像素值通過計算相應的時延成像，具體實現(xiàn)方法為在每個幀(Frame)處計算環(huán)繞器的位置坐標，并計算21×300個聚焦點與天線的距離，以距離單元(高頻模式下為6.25 m)為單位劃分每個聚焦點對應的脈沖壓縮后數(shù)據(jù)，以波長(高頻為7.5 m，即光速/中心頻率)為單位劃分每個聚焦點對應的相位信息，復乘、多普勒窗函數(shù)處理后進行累加處理，完成成像。

環(huán)繞器次表層探測雷達除了利用高頻、低頻原始數(shù)據(jù)獲得對應的電離層校正系數(shù)，還可以利用兩種數(shù)據(jù)星下點回波的時間差計算對應的電子濃度總含量，這也是環(huán)繞器次表層探測雷達的重要數(shù)據(jù)產(chǎn)品之一。

2019年，環(huán)繞器次表層探測雷達在內(nèi)蒙古磴口縣進行了地面實驗，實驗使用熱氣球懸掛環(huán)繞器模型以及安裝在模型上的次表層探測雷達進行自由飄飛實驗以及系留飛行實驗，系留飛行實驗主要進行天線隔離度以及天線增益定標，自由飄飛實驗使用測高模式、高頻模式、低頻模式進行測量，驗證測高模式的測高精度，經(jīng)地形矯正、時間校正后測高精度滿足10 m的設計指標要求。高頻模式與低頻模式數(shù)據(jù)用于數(shù)據(jù)壓縮質量驗證以及數(shù)據(jù)處理流程驗證，結果滿足壓縮質量要求，數(shù)據(jù)處理方法與流程有效。

3 總結與展望

由于雷達在較低的頻段具有較強的穿透能力，且不受光照限制，可以對天體不受光照的一面或永久陰影區(qū)進行探測，在對月球、行星以及小行星的探測上有較大的應用價值，穿透能力用于探測星球的次表層結構、地表以下水冰以及小行星的內(nèi)部結構等，對研究目標天體的地質、氣候、水文演化變遷歷史具有重大意義，且雷達具備的多極化探測能力使其在水冰以及干冰探測上具有獨特的優(yōu)勢。但由于雷達通過發(fā)射電磁波并接收物體反射的回波進行探測，本身的性質決定其需要通過一系列的數(shù)據(jù)處理才能反映實際探測的物理量，進行軌道次表層雷達探測的電磁波還受到行星電離層的影響，降低雷達的探測精度。搭載在軌道器上進行次表層探測的雷達一般采用合成孔徑技術，需要經(jīng)過距離向和方位向處理才能將回波轉化為可讀的圖像，而方位向處理方法眾多，從合成孔徑技術起步至今，已出現(xiàn)線性調頻變標算法、波束銳化算法、波數(shù)域算法、距離-多普勒算法等方法，目前，線性調頻變標算法與波束銳化算法應用于淺表層雷達與火星次表層和電離層先進探測雷達的數(shù)據(jù)處理，而相位梯度自聚焦算法以及對比法用于電離層校正。

火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達是目前已在火星軌道上工作的兩部次表層探測雷達，除了通過數(shù)據(jù)處理對回波進行成像，在后期的研究中，需要使用火星軌道激光高度計探測獲得的火星表面數(shù)字高程模型對火星表面進行建模，用于火星表面雜波的仿真；使用多種方法估計火星表面以及次表層物質的介電常數(shù)、損耗角正切等數(shù)據(jù)，以此為依據(jù)推測地表下的物質成分、水冰的含塵量等科學信息。

美國于2020年7月30日開始火星探測任務，其巡視器攜帶一臺雷達。我國首次火星探測任務天問一號探測器于2020年7月23日發(fā)射成功，包括環(huán)繞器與巡視器，各搭載一部雷達。我國的環(huán)繞器次表層探測雷達擁有雙頻、雙極化探測能力，雖然首次將此類雷達應用于行星探測，但有火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達多年數(shù)據(jù)處理的技術沉淀以及對火星大部分地區(qū)的高質量探測，我國軌道器次表層探測雷達具有在火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達的基礎上取得更多成就的潛力。火星次表層和電離層先進探測雷達與淺表層雷達對火星的探測覆蓋廣，成果多，如何在前人已取得成就的基礎上更進一步是我國雷達研究值得思考的一點。巡視器雷達雖然更改了體制，但擁有玉兔一號、二號的技術經(jīng)驗，以及月球車雷達的優(yōu)秀表現(xiàn)，我們應該對火星巡視器雷達抱有信心。我們相信，我國首次火星探測任務搭載的兩部雷達將帶回更多關于火星次表層結構、水冰等的科學信息，在行星科學的研究上發(fā)揮至關重要的作用。