基于“嫦娥2號”CELMS數(shù)據(jù)的馮·卡門撞擊坑微波輻射特性

胡碩，孟治國，朱蘊哲，連懿，李翠，GUSEV Alexander

（1. 吉林大學 地球探測科學與技術學院，長春 130021；2. 中國科學院 遙感與數(shù)字地球研究所 遙感科學國家重點實驗室，北京 100101；3. 天津師范大學 地理與環(huán)境科學學院，天津 300387；4. Geology Institute, Kazan Federal University，Kazan 420008，Russia）

0 引 言

“嫦娥4號”（Chang’e-4）將要實現(xiàn)月球背面第一次登陸探測，著陸區(qū)初步選定為月球背面南極–艾肯（South Pole-Aitken，SPA）盆地內(nèi)的馮·卡門（Von Kármán）撞擊坑[1]。微波輻射計（Chang’E Lunar Microwave Sounder，CELMS）數(shù)據(jù)對溫度和成分非常敏感[2]，因此基于CELMS數(shù)據(jù)的Von Kármán撞擊坑微波輻射特性分析對Chang’e-4著陸區(qū)的選擇具有極為重要的參考價值。

SPA盆地形成于前酒海紀，被認為是太陽系中最大、最古老的撞擊盆地，此處具有較薄的月殼，對它的研究有可能揭露下月殼甚至上月幔的物質(zhì)狀況，是研究月球深部物質(zhì)組成的重要窗口[3-5]。Von Kármán撞擊坑位于月球背面SPA盆地的北部，坑內(nèi)大部分區(qū)域被月海玄武巖覆蓋，Haruyama等基于Kaguya TC數(shù)據(jù)的撞擊坑計數(shù)法表明這些玄武巖屬于雨海紀，約3.35 Ga[6]。Apollo、LP（Lunar Prospector）、“嫦娥1號”（Chang’e-1）等搭載的伽馬射線儀的探測顯示，Von Kármán撞擊坑具有明顯的釷富集現(xiàn)象[7-11]?；贑lementine UV/VIS和NIR數(shù)據(jù)，Borst等發(fā)現(xiàn)Von Kármán撞擊坑填充為高鈣輝石，明顯不同于周圍其它大型撞擊坑[12]。Snape等基于可見光和伽馬射線成果，分析了該區(qū)域的特征，認為Von Kármán撞擊坑的物質(zhì)成分分布可以為月球巖漿的形成演化提供重要依據(jù)[13]。但是，可見光數(shù)據(jù)沒有穿透性，且月表物質(zhì)受太空風化以及撞擊濺射帶來的物質(zhì)混染影響比較嚴重，這對月球巖漿的形成及演化的研究是不利的。

CELMS數(shù)據(jù)具有一定的穿透能力，對溫度和成分非常敏感，可以提供完全有別于可見光–近紅外–熱紅外數(shù)據(jù)的重要的淺層月壤成分和溫度信息[2,14]。雖CELMS數(shù)據(jù)在絕對定標方面存在一定問題[15-17]，但相對而言，CELMS數(shù)據(jù)可很好地反映月表典型區(qū)域物質(zhì)成分及內(nèi)部熱特性參數(shù)分布特征[2,18-19]。因此，本研究擬采用“嫦娥2號”（Chang’e-2）衛(wèi)星CELMS數(shù)據(jù)，進行Von Kármán撞擊坑微波熱輻射特性研究，以期為著陸區(qū)的合理選擇提供有意義的參考。

1 研究區(qū)域和數(shù)據(jù)

1.1 研究區(qū)域概述

研究區(qū)域為41～49 °S，和171～177 °W，包括了Von Kármán撞擊坑及其周圍的月陸地區(qū)（圖1（a））。圖1（b）是該地區(qū)的地質(zhì)圖[20]。圖1表明，Von Kármán撞擊坑在物質(zhì)成分上具有簡單性和均一性，明顯分為西南部的玄武巖區(qū)域、較小的中央峰區(qū)域和東北部的SPA盆地的初始物質(zhì)區(qū)域。

圖1 Von Kármán撞擊坑影像圖和地質(zhì)圖Fig. 1 Image and geological map of Von Kármán crater

1.2 CELMS數(shù)據(jù)處理

CELMS數(shù)據(jù)第一次實現(xiàn)了對月壤的被動微波探測，可以獲取在3、7.8、19.35 及37 GHz頻率上的月球微波熱輻射數(shù)據(jù)，具有全球最高的空間和溫度分辨率，是研究淺層月壤成分和溫度特征的極佳的數(shù)據(jù)源[14,21]。

研究使用了CE-2獲取的CELMS數(shù)據(jù)，觀測角為0°，亮溫分辨率約為0.5 K，為從2010年10月到2011年5月的大量探測數(shù)據(jù)，每條數(shù)據(jù)都包含了經(jīng)度、緯度、4個頻率的亮溫等數(shù)據(jù)。根據(jù)研究區(qū)域范圍，總共選出19 675個相關點數(shù)據(jù)用于本研究。

考慮到月表溫度隨觀測時間會產(chǎn)生較大改變，對研究造成較大影響，為此引入了時角概念，以選擇具有相近時角的月表亮溫數(shù)據(jù)[22]。通過對比分析，采用時角為0～1點和12～13點的CELMS數(shù)據(jù)成圖效果較好，可以用來代表午夜和正午的亮溫，且該數(shù)據(jù)異常條帶少，能較好地體現(xiàn)正午和午夜的亮溫分布情況。

然后，對所選取的數(shù)據(jù)使用雙線性插值方法進行成圖處理，得到了分辨率為0.25°×0.25°的正午（圖2）和午夜（圖3）的亮溫分布圖。為了更好地理解亮溫的地質(zhì)意義，將Stuart-Alexander的地質(zhì)解譯結(jié)果矢量化后，疊加在圖2和3上（黑線）[20]。

圖2 Von Kármán撞擊坑正午亮溫分布圖Fig. 2 TB distribution at noon

圖3 Von Kármán撞擊坑午夜亮溫分布圖Fig. 3 TB distribution at midnight

2 Von Kármán撞擊坑微波輻射特征

2.1 正午微波輻射特征

由正午時刻Von Kármán撞擊坑的亮溫分布情況可知（圖2）：總體上，Von Kármán撞擊坑底部亮溫呈大范圍連續(xù)分布。相對于比較簡單的坑底地質(zhì)單元（圖1（b）），正午時刻的亮溫表現(xiàn)表明，該地區(qū)月壤的微波輻射情況較為復雜。3 GHz圖像上（圖2（a）），在撞擊坑內(nèi)的北部出現(xiàn)最高亮溫值，約為210 K，呈北東東向展布。在撞擊坑底南部，亮溫明顯較北部低4 K左右，而與撞擊坑附近的物質(zhì)的亮溫接近。隨著頻率的增加，北部的高亮溫區(qū)域變化不大，而南部亮溫增加很快，尤其是在37 GHz時（圖2（d）），比撞擊坑附近的物質(zhì)的亮溫高10 K以上。這表明了撞擊坑底部的北部和南部物質(zhì)成分隨深度的變化存在較大差異。西部偏南的區(qū)域在7.8 GHz（圖2（b））及更高頻率的圖像中出現(xiàn)了高亮溫的獨立區(qū)域，數(shù)值與撞擊坑北部最高亮溫處相當。

2.2 午夜微波輻射特征

由午夜時刻Von Kármán撞擊坑的亮溫分布情況可知（圖3）：午夜時刻的亮溫表現(xiàn)與正午時刻出現(xiàn)了明顯差異。北部，正午時刻的高亮溫區(qū)域仍然表現(xiàn)為高亮溫；而在南部，出現(xiàn)明顯的以（176.13°E，45.41°S）為中心的低亮溫區(qū)域，通過對比影像圖判斷出該區(qū)域中心為一個小型撞擊坑。各區(qū)域之間的亮溫差異則隨著頻率的增大而更加明顯。這一方面證實了Von Kármán撞擊坑底部物質(zhì)成分的不均勻性，同時也表明了該區(qū)域月壤隨頻率或深度變化的復雜性。

2.3 亮溫差特征

月表溫度受太陽輻射影響很大，但在一定深度以下，月壤溫度是恒定的[23]。因此，同一頻率正午和午夜的亮溫差（圖4），直接反映了相應的微波可穿透范圍內(nèi)月壤的熱物理特性[2]。

圖4 Von Kármán撞擊坑亮溫差圖Fig. 4 Map of TB difference in Von Kármán crater

圖4表明，3 GHz頻率上，Von Kármán撞擊坑的亮溫差要明顯高于周圍地區(qū)，表明了這些區(qū)域的亮溫具有一定的典型性，再次證明了“嫦娥4號”（Chang’e-4）著陸區(qū)選擇的科學性。

3 GHz圖像（圖4（a））中，高亮溫差在北部和南部分別有一個區(qū)域較為明顯，南部最高的亮溫差比北部高1 K左右。隨著頻率的增加，南部和北部亮溫差的差值在增大。7.8 GHz圖像（圖4（b））中，差值約為2 K；而在37 GHz（圖4（d））圖像上，差值達到8 K左右。表明南部區(qū)域和北部區(qū)域的月壤在熱物理結(jié)構上的差異，但這種差異隨著深度的增加而減小。

西南區(qū)域也有略高的亮溫差表現(xiàn)，在3 GHz和37 GHz圖像中表現(xiàn)較為明顯。

同時，在4個通道圖像上，再次出現(xiàn)了以（176.13 °E，45.41 °S）處撞擊坑為中心的亮溫差異常，呈現(xiàn)極高亮溫值。

另外，在撞擊坑東部和東南部，呈現(xiàn)低亮溫差。這些再次證明，撞擊坑內(nèi)部月壤在熱物理特性方面的復雜性。

3 結(jié)果與討論

3.1 Von Kármán撞擊坑的新認識

Stuart-Alexander和Borst等的研究結(jié)果認為，Von Kármán撞擊坑充滿了玄武巖，物質(zhì)結(jié)構較為單一[12,20]。

圖2、3和4表明，基于可見光–近紅外數(shù)據(jù)的Von Kármán撞擊坑物質(zhì)成分研究具有較大的局限性。而根據(jù)不同區(qū)域的亮溫表現(xiàn)特征，總體上，可將撞擊坑底部重新劃分為5個部分。其中，區(qū)域I和II具有最高的正午和午夜亮溫及亮溫差值；區(qū)域III，正午亮溫明顯低于北部，但也略高于周圍地區(qū)，而午夜則具有最低亮溫值，同時該地區(qū)具有全區(qū)最高亮溫差值；區(qū)域IV正午的亮溫值和亮溫差值都基本低于區(qū)域III，而午夜的亮溫值略高于后者。區(qū)域V的亮溫表現(xiàn)則介于區(qū)域I、II和區(qū)域IV之間。

圖5 Von Kármán撞擊坑亮溫圖和新地質(zhì)區(qū)域劃分Fig. 5 TB distribution with new geologic units

為具體體現(xiàn)各區(qū)域之間的亮溫差異，研究選取了3 GHz和37 GHz頻率下，正午和午夜的亮溫值及亮溫差值數(shù)據(jù)進行了統(tǒng)計分析（表1）。在正午時段，區(qū)域I和區(qū)域II都為高亮溫區(qū)域，比區(qū)域III高2 K左右；在37 GHz頻率時，區(qū)域III也有較高亮溫，分別比區(qū)域IV和區(qū)域V高0.5 K和1 K。在午夜時段，區(qū)域III具有明顯的最低亮溫，區(qū)域IV次之，區(qū)域III在3 GHz頻率時分別比其他區(qū)域低1～2.5 K和0.5～2 K，在37 GHz頻率時則具有更大差距，比其他區(qū)域低3～5 K。對于亮溫差，在3.0 GHz頻率時，區(qū)域II和區(qū)域III具有最大亮溫差比其他區(qū)域高0.5 K以上。在37.0 GHz時，區(qū)域III最高，其次是區(qū)域II，比區(qū)域III低2 K，第三是區(qū)域I。

表1 亮溫均值區(qū)域統(tǒng)計Table 1 Statistics of mean TB with new geologic units

3.2 亮溫表現(xiàn)的成因分析

王振占等、Fang等、Meng等認為，溫度、（FeO+TiO2）含量、坡度等是亮溫高低的主要影響因素[14,24-25]。為了進一步分析Von Kármán撞擊坑的亮溫特征及其物理意義，我們引入了基于LRO LOLA數(shù)據(jù)得到的坡度數(shù)據(jù)（圖6（a））和基于Clementine UV-VIS數(shù)據(jù)、采用Lucey方法得到的鈦鐵礦（FeO+TiO2）含量（FTA）（圖6（b））數(shù)據(jù)。

圖6 Von Kármán撞擊坑坡度圖和（FeO+TiO2）含量圖Fig. 6 Slope map and （FeO+TiO2） abundance map

圖6（a）表明，撞擊坑內(nèi)部較為平坦，坡度一般小于5°。因此，坡度不是撞擊坑內(nèi)部亮溫的直接影響因素。圖6（b）表明，區(qū)域III具有全區(qū)最高的（FeO+TiO2）含量值。與區(qū)域IV相比，其正午、午夜和亮溫差表現(xiàn)與Meng等的模擬結(jié)果吻合[26]。即，F(xiàn)TA含量高的地方，具有較高的正午亮溫和亮溫差。

但區(qū)域I和II的亮溫表現(xiàn)完全與此相悖，該地區(qū)FTA含量較小，其亮溫差明顯小于區(qū)域III，這是合理的；但是，區(qū)域I和II具有最高的正午亮溫和較高的午夜亮溫，亮溫值均高于FTA含量最大的III區(qū)。Meng等在月球東海的研究中也發(fā)現(xiàn)了此類現(xiàn)象，并結(jié)合理論模型把這種現(xiàn)象歸因于高的下墊面溫度[2]。

3.3 著陸區(qū)選擇建議

根據(jù)Von Kármán撞擊坑的亮溫表現(xiàn)及其與成分含量的關系，區(qū)域I和III都可以做為未來“嫦娥4號”的預選著陸區(qū)。

區(qū)域I在正午和午夜均表現(xiàn)為高亮溫，屬于月球熱點異常范疇，是月球科學研究的重要目標之一[27-30]。Chan等基于“嫦娥1號”衛(wèi)星CELMS數(shù)據(jù)，首次系統(tǒng)分析了月表熱異常的空間分布特征，認為月表正午存在大量熱點[31]。宮曉蕙等結(jié)合被動微波輻射傳輸模擬，解釋了Tycho地區(qū)的月表熱點異常，認為月表熱異常與月表巖塊分布密切相關[32]。陳思等通過對CELMS數(shù)據(jù)和月表成分、坡度、表面粗糙度和巖塊豐度的對比分析，認為表面粗糙度和巖塊豐度是Tycho地區(qū)熱異常的主要成因[23]。Meng等在Orientale海研究中，結(jié)合理論模型和觀測數(shù)據(jù)，認為高的下墊面溫度是月表熱異常的主要成因[2]。因此，區(qū)域I的著陸探測可以為月表熱點異常的解釋提供充足的實測資料。

筆者傾向于認為該地區(qū)熱點異常的成因是高的下墊面溫度。如果是這樣，將為月球當前的熱活動特征提供重要數(shù)據(jù)保障，為進一步研究月球熱演化歷史，以及淺層月殼熱活動特征提供重要的直接證據(jù)。

區(qū)域III的亮溫表現(xiàn)與該地區(qū)具有較高的FTA相一致。在該地區(qū)的著陸，可以采集到質(zhì)量較高的月海玄武巖樣本。同時，該區(qū)域具有全區(qū)最高的FTA含量，但其地形特征表明這不是一個火山機構。對該地區(qū)的考察，將解決如下科學問題：什么原因產(chǎn)生的以該撞擊坑為中心的高FTA含量，以及其對該地區(qū)火成演化機制的作用。

同時，與區(qū)域III相鄰的IV區(qū)，亮溫隨頻率的變化非常明顯，推測其原因為月壤熱物理特性隨深度的變化。同樣，對區(qū)域I、III、IV的考察都將會核實這個情況，同時將為基于CELMS數(shù)據(jù)的月壤熱特性參數(shù)研究提供重要支撐。

4 結(jié)束語

Von Kármán撞擊坑作為“嫦娥4號”的預定著陸區(qū)域，具有較高的科學價值。本研究基于“嫦娥2號”衛(wèi)星CELMS數(shù)據(jù)和Clementine UV-VIS數(shù)據(jù)，對該地區(qū)的微波熱輻射特性進行了系統(tǒng)研究，結(jié)果表明：

1）Von Kármán撞擊坑北部，正午和午夜的亮溫都較高，初步推測成因為具有較高的下墊面溫度，且該地區(qū)的月壤熱物理特性不隨深度變化。

2）撞擊坑南部，鈦鐵礦含量是亮溫的主要影響因素，且該地區(qū)月壤熱物理特性隨深度變化很大。

3）基于該地區(qū)的亮溫表現(xiàn)，對撞擊坑內(nèi)部重新進行了地質(zhì)單元劃分和評價。

4）根據(jù)研究成果的重要性，進行了“嫦娥4號”著陸的優(yōu)先性分析。I區(qū)可以做為“嫦娥4號”著陸的優(yōu)先選擇區(qū)域，這里具有較高的正午和午夜溫度，且下墊面溫度可能較高。其次為III區(qū)和IV區(qū)。

如果能夠結(jié)合原位探測數(shù)據(jù)，證實淺層月壤的熱物理參數(shù)及CELMS數(shù)據(jù)在月壤溫度研究中的作用，將是月球科學研究的重要突破，對進一步研究淺層月殼熱活動等具有重要意義。

致謝本研究由國家自然科學基金項目（41371332）和遙感科學國家重點實驗室開放基金（Grant No.OFSLRSS201706）資助。在此表示感謝！

參考文獻

[1]吳偉仁，王瓊，唐玉華，等. “嫦娥4號”月球背面軟著陸任務設計[J].深空探測學報，2017，4（02）：111-117.WU W R， WANG Q， TANG Y H， et al. Design of Chang’e-4 lunar farside soft-landing mission [J]. Journal of Deep Space Exploration，2017，4（02）：111-117.

[2]MENG Z G，ZHANG J D，CAI Z C，et al. Thermal emission features of Mare Orientale revealed by CELMS data [J]. IEEE Journal of Selected Topics in Applied Earth Observations and Remote Sensing，2017，10（6）：2991-2998.

[3]SPUDIS P D，REISSE R A，GILLIS J J. Ancient multiring basinson the moon revealed by clementine laser altimetry [J]. Science，1994，266：1848-1851.

[4]ZUBER M T，SMITH D E，LEMOINE F G，et al. The shape and internal structure of the moon from the Clementine mission [J].Science，1994，266：1839-1843.

[5]張健，繆秉魁，廖慶園，等. 月球南極艾特肯盆地的地質(zhì)特征：探索月球深部的窗口[J]. 礦物巖石地球化學通報，2011，30（02）：234-240+244.ZHANG J，MIAO B K，LIAO Q Y，et al. The geological characteristics of the South Pole-Aitken basin on the Moon：the window to explore the deep composition of the Moon [J]. The Window to Explore the Deep Composition of the Moon，2011，30（02）：234-240+244.

[6]HARUYAMA J，OHTAKE M，MATSUNAGA T，et al. Long-lived volcanism on the lunar farside revealed by selene terrain camera [J].Science，2009，323：905-908.

[7]LAWRENCE D J，F(xiàn)ELDMAN W C，BARRACLOUGH B L，et al.Global elemental maps of the Moon：The lunar prospector gamma-ray spectrometer [J]. Science，1998，281（5382）：1484-1489.

[8]LAWRENCE D J，F(xiàn)ELDMAN W C，BARRACLOUGH B L，et al.Thorium abundances on the lunar surface [J]. J Geophys Res，2000，105（E8）：20307-20331.

[9]李泳泉，劉建忠，歐陽自遠，等. 月球表面巖石類型的分布特征：基于Lunar Prospector（LP）伽馬射線譜儀探測數(shù)據(jù)的反演[J]. 巖石學報，2007，23（5）：1169-1174.LI Y Q，LIU J Z，OUYANG Z Y，et al. Petrologic distributions on the Moon：based on the Lunar Prospector（LP）gamma-ray spectrometer data transformation（in Chinese）[J]. Acta Petrol Sin，2007，23（5）：1169-1174.

[10]楊佳，葛良全，熊盛青，等. 利用CE1-GRS數(shù)據(jù)分析月表釷元素分布特征[J]. 核電子學與探測技術，2010（4）：581-584.YANG J，GE L Q，XIONG S Q，et al. Analyzing global distribution of thorium on the lunar surface using Chang’E-1 gamma-ray spectrometer spectra data（in Chinese）[J]. Nucl Electron Detect Technol，2010（4）：581-584.

[11]焦中虎，劉少峰，奚曉旭，等. 南極–艾肯盆地Th異常的富集特征和機理[J]. 中國科學：物理學 力學 天文學，2012，42（01）：95-106.JIAO Z H， LIU S F， XI X X， et al. The South Pole-Aitken basin thorium anomaly and its enrichment characteristics and mechanisms（in Chinese）[J]. Sci Sin-Phys Mech Astron，2012，42（01）：95-106.

[12]BORST A M，F(xiàn)OING B H，DAVIES G R，et al. Surface mineralogy and stratigraphy of the lunar South Pole-Aitken basin determined from Clementine UV/VIS and NIR data [J]. Planetary and Space Science，2012，68（1）：76-85.

[13]SNAPE J F，F(xiàn)AGAN A L，ENNIS M E，et al. Science-rich mission sites within South Pole-Aitken basin，Part 2：Von Kármán Crater[C]//Lunar and Planetary Science Conference.USA：[s.n.]，2010：1857.

[14]王振占，李蕓，姜景山，等. 用“嫦娥一號”衛(wèi)星微波探測儀亮溫反演月壤厚度常和3He資源量評估的方法及初步結(jié)果分析[J]. 中國科學D輯：地球科學，2009，39（8）：1069-1084.WANG Z Z， LI Y， JIANG J S， et al. Lunar surface dielectric constant，regolith thickness and helium-3 abundance distributions retrieved from microwave brightness temperatures of CE-1 Lunar Microwave Sounder（in Chinese）[J]. Sci China Ser D-Earth Sci，2009，39（8）：1069-1084.

[15]封劍青，蘇彥，劉建軍，等. 嫦娥二號衛(wèi)星微波探測儀數(shù)據(jù)定標和處理結(jié)果[J]. 地球科學–中國地質(zhì)大學學報，2013，38（4）：898-906.FENG J Q，SU Y，LIU J J，et al. Data processing and result analysis of CE-2 MRM [J]. Earth Science（Journal of China University of Geosciences），2013，38（4）：898-906.

[16]TSANG K T，F(xiàn)U S，GU J，et al. A statistical learning approach to Chang’E microwave radiometer data calibration [C]// 11th International Conference on Fuzzy Systems and Knowledge Discovery.[S.l.]：IEEE，2014：374-378.

[17]HU G P，ZHENG Y C，XU A A，et al. Qualitative verification of CE-2’s microwave measurement：relative calibration based on brightness temperature model and data fusion [J]. IEEE Transactions on Geoscience & Remote Sensing，2015，54（3），1598-1609.

[18]宮曉蕙，金亞秋. “嫦娥一號”和“嫦娥二號”微波輻射觀測對具溫度分布廓線的月壤層介電特性的反演[J]. 科學通報，2013，58（36）：3798-3805.GONG X H，JIN Y Q. Inversion of dielectric properties of the lunar regolith media with temperature profiles using Chinese Chang’E-1 and Chang’E-2 MW observations（in Chinese）[J]. Chin Sci Bull（Chin Ver），2013，58：3798-3805.

[19]張德海，張曉輝，王振占等. “嫦娥一號”微波探測儀探測月壤厚度機理和地面驗證實驗[J]. 中國科學 地球科學，2009，39（8）：1097-1104.ZHANG D H，ZHANG X H，WANG Z Z，et al. Mechanism of lunar soil depth sounding and ground validation experiment for the CE-1 Lunar microwave sounder（in Chinese）[J]. Sci China Ser D-Earth Sci，2009，39（8）：1097-1104.

[20]STUART-ALEXANDER D E. Geologic map of the central far side of the moon，Scale 1：5000000 [J]. U. S. Geol. Surv.，Map，1978：1-1047.

[21]孟治國，平勁松，Alexander GUSEV，等. 基于CELMS數(shù)據(jù)的月球東海微波輻射特性研究[J]. 深空探測學報，2014，1（3）：214-219.MENG Z G， PING J S， GUSEV A， et al. Research on microwave emission features of mareorientale using CELMS data [J]. Journal of Deep Space Exploration，2014，1（3）：214-219.

[22]ZHENG Y C，TSANG Z S，CHAN K L，et al. First microwave map of the Moon with Chang’E-1 data：The role of local time in global imaging [J]. Icarus，2012，219（1）：194-210.

[23]陳思，孟治國，張吉棟，等. Tycho撞擊坑地區(qū)微波熱輻射特性研究[J]. 中國科學：物理學 力學 天文學，2016，46（2）：029608.CHEN S，MENG Z G，ZHANG J D，et al. Research on microwave radiation characteristics at Tycho crater area [J]. Scientia Sinica：Physica，Mechanica & Astronomica，2016，46（2）：029608.

[24]FANG T，F(xiàn)A W. High frequency thermal emission from the lunar surface and near surface temperature of the Moon from Chang’E-2 microwave radiometer [J]. Icarus，2014，232：34-53.

[25]MENG Z G，XU Y，CAI Z C，et al. Influence of lunar topography on simulated surface temperature [J]. Advances in Space Research，2014，54（10）：2131-2139.

[26]MENG Z G，YANG G D，PING J S，et al. Influence of（FeO+TiO2）abundance on the microwave thermal emissions of lunar regolith[J].Science China Earth Sciences，2016，59（7）：1498-1507.

[27]HAGFORS T. Remote probing of the moon by infrared and microwave emissions and by radar [J]. Radio Science，1970，5（2）：189-227.

[28]NEAL C R. The Moon 35 years after Apollo：What’s left to learn [J].Chemie der Erde - Geochemistry，2009，69（1）：3-43.

[29]姜景山，金亞秋. 中國微波探月研究[M]. 北京：科學出版社，2011.

[30]ZHENG Y C，TSANG K T，CHAN K L，et al. First microwave map of the Moon with Chang’E-1 data：The role of local time in global imaging [J]. Icarus，2012，219：194-210.

[31]CHAN K L，TSANG K T，KONG B，et al. Lunar regolith thermal behavior revealed by Chang’E-1 microwave brightness temperature data [J]. Earth and Planetary Science Letters，2010，295（1-2）：287-291.

[32]宮曉蕙，金亞秋. “嫦娥一號”對月球新生環(huán)行山表面熱輻射“熱點”與“冷點”晝夜變化的觀測[J]. 中國科學：信息科學，2012，42（8）：923-935.GONG X H，Jin Y Q. Diurnal change of thermal emission with “hot spots” and “cold spots” of fresh lunar craters observed by Chinese Chang’E-1 [J]. Scientia Sinica Informationis，2012，42（8）：923-935.