近地小行星地基雷达探测研究现状
张翔;季江徽
【摘 要】Ground-based radar detection may act as a powerful means to determine the shape and physical properties of the asteroids in our Solar system. By measuring time delay and doppler frequency of the received echoes, radar systems provide information in ranging and radial velocity of the asteroids. Over the past few decades, more than 500 asteroids (mostly near-Earth ob jects) were detected using radar observations. <br> There are two categories of radar detection: (1) The continuous wave detection, which is adopted to determine the roughness of an asteroid’s surface. (2) The delay-Doppler de-tection,which is likely to produce its three-dimensional model, and to define the rotational state. In the delay-Doppler detection, target asteroids are resolved in line-of-sight distance and line-of-sight velocity, providing two-dimensional images with spatial resolution as fine as meter-scale. <br> Besides radar detection, several other techniques would also provide the shape model of the asteroids, among which the lightcurve inverse method is the most popular one to do th
resolved是什么状态at. In comparison with other methods, radar observation may have an advantage on spacial resolution. The lightcurves cannot reveal elaborate information on small features, and the intermediate-scale features of the inversed model are only suggestive. By contrast, radar detection produces resolved images. <br> In this review, we present the radar observation technique and the method for recon-structing three-dimensional models of asteroids from radar measurements. In addition, we also provide several examples of asteroid models by radar detection, and then compare them with other observations for the shape reconstruction for the asteroids.%地基雷达探测是研究太阳系中小行星的重要方法。雷达探测主要有两种方式：(1)连续波探测，可得到小行星表面的粗糙度等参数；(2)延迟多普勒探测，用于反演小行星的三维形状模型并确定自转轴状态。与其他探测方法相比，雷达观测具有分辨率高等优势。简要介绍了地基雷达探测的原理和方式，以及通过雷达成像建立小行星形状模型的方法。同时举例说明了雷达探测小行星的成果，并对包括雷达在内的多种探测方法进行了比较。
【期刊名称】《天文学进展》
【年(卷),期】2014(000)001
【总页数】16页(P24-39)
【关键词】小行星;地基雷达探测;延迟多普勒图像;形状模型
【作 者】张翔;季江徽
【作者单位】中国科学院 紫金山天文台，南京 210008; 中国科学院大学，北京 100049;中国科学院 紫金山天文台，南京 210008; 中国科学院 行星科学重点实验室，南京 210008
【正文语种】中 文
【中图分类】P165;P185.7
太阳系中存在着大量的小行星，按照轨道半长径可分成近地小行星、主带小行星、特洛伊小行星、海王星外天体等。其中近地小行星由于靠近地球轨道，对其开展监测与研究显得尤为重要。近地小行星可分为四类：阿波希利型(Apohele，又称Atiras)，阿登型(Aten)，型(Apollo)和阿莫尔型(Amor)。这些小天体的轨道与地球轨道接近或相交，是地球与人类安全的主要威胁。开展近地小行星研究，不仅可以深入了解他们在早期太阳系中的起源和形成演化规律，亦为将来采取有效的措施来规避潜在威胁提供关键的科学依据，具有现实意义。
近地小行星探测手段主要有近距离空间探测器探测（如飞越探测、附着探测、伴飞探测与采样返回探测等）、空间望远镜探测、地基望远镜探测等。在获取小行星三维形状模型方面，主要是通过地基光学与雷达探测来实现。通过地面光学观测得到小行星光变曲线，进而可以反演其形状。但光变曲线只能给出小行星的总光度，不涉及小行星表面的小尺度结构，反演出的模型也只是小行星的大概形状；而且对小行星进行地面测光，考虑到近地小行星尺度一般较小，亮度也较低，测光的精度有限。与此同时，地基雷达观测能得到有一定空间分辨率的解析图像，反演出更精确的模型。因而地基雷达观测是研究近地小行星的重要方法。地基雷达主要由两个工作部分组成：大口径天线和发射/接收系统[1]。研究者通过对小行星发射雷达波，并测量回波的时延和多普勒频移，可以得到小行星表面各部分的距离和视向速度，进而实现对小行星成像。
地基雷达探测小行星已有几十年的历史。1968年，美国航空航天局的Goldstone和Haystack对小行星(1566)Icarus进行了观测[2,3]，这是地基雷达探测小行星的开端。在这次观测中他们得到Icarus的半径为490 m，表面赤道区域粗糙度低于高纬度区域。但直到20世纪70年代末，总共只探测到6颗小行星的雷达数据[4]。雷达观测的大规模应用始于20世纪80年代：Yeomans等人证明了雷达观测可以很大程度上提高小行星的轨道计算精度，尤其是对于新发
现的小行星，雷达数据往往决定了小行星再次飞越地球时能否被到[5]；Ostro等人则利用雷达数据建立了一些粗糙的小行星模型，如(433)Eros[6]。1993年，Hudson提出了一种由雷达观测数据反演小行星形状模型的方法[7]，该方法经Magri等人改进后[8]，形成了较为完善的SHAPE程序，是雷达反演建立小行星形状模型的通用方法。此后雷达观测被广泛使用于提高小行星的轨道精度以及探索其表面性质和建立形状模型等。截止到2013年5月20日，地基雷达已经对522个太阳系小天体进行过观测，包括133颗主带小行星，373颗近地小行星，以及16颗彗星，其中20多颗小行星已有雷达观测反演出的形状模型[9]。
本文对地基雷达探测小行星的原理及建模的方法作了简要介绍。第2章简述雷达观测的主要设备，并列出了两个主要雷达观测站；第3章说明雷达观测的原理和2种不同的探测方式；第4章介绍通用的建模方法；第5章列表给出了雷达方法建立的小行星形状模型，并描述雷达观测的部分成果；第6章则对雷达与其他观测方法进行了比较。
地基雷达站主要包括两种设备：产生雷达信号的发射机，和发射并接收雷达波的大口径天线。由于大口径天线常被用于射电观测，不少雷达站同时也是射电天文台(如Arecibo)。
目前Arecibo与Goldstone地基雷达开展了对小行星的雷达探测，其主要参数见表1。
由于天线口径的影响，对同样大小的小行星，Goldstone的可探测距离不及Arecibo的一半。但Arecibo的天线是固定的，而Goldstone作为美国深空探测网(Deep Space Network, DSN)的组成部分其天线可以旋转，故而Goldstone可探测的天区(赤纬-35°～+90°)比Arecibo的(赤纬-2°～+38°)要广[10]。
雷达观测小行星，就是通过天线向小行星发射一定频率的电磁波并接收其回波。小行星与地球的距离导致回波与发射波之间有一定时延；小行星相对地球的运动以及小行星的自转，能在回波上产生多普勒效应，表现为频率的变化。测量时延τ和频率变化量ν，可以得到小行星表面各部分相对雷达站的距离D及视向速度V。雷达工作过程可用“发射/接收周期”为单位划分。每个周期的前半部分是发射过程，持续时间约为雷达信号在地球和小行星之间来回所需的时间；后半部分为接收过程，持续时间与发射过程相同[10]。
根据发射天线和接收天线是否为同一天线，雷达系统分为单站和双站等。单站雷达由同一天线承担发射和接收工作；双站雷达则由一个天线发射信号后，另一天线接收，且发射和接收天线之间要有一定距离。
对单站雷达，其接收到的能量与发射出去的能量之间的关系为[1]：
其中，λ为波长，Prcv为接收到回波的功率，Ptx为发射波的功率，Gant=4π/λ2Aeff，Aeff为天线的有效面积，R为小行星到雷达的距离。σ被称作小行星的雷达截面，定义为4π乘以小行星接收到每单位流量发射波后产生的单位球面度的反射功率。如果在小行星的所在位置放置一个能完全反射雷达波的金属球，且用雷达探测此金属球时得到的回波功率与原小行星相等，则此金属球的投影面积为σ。
因为雷达接收到的信号强度与小行星距雷达站距离的4次方成反比，雷达探测小行星受距离的限制比较严重(见图1)。
根据发射出的电磁波形式的不同，雷达对小行星的探测分为两种：连续波探测和延迟多普勒探测。
3.1 连续波探测
在连续波探测中，雷达对目标小天体发射未经调制的单频偏振电磁波，并测量不同偏振情况下的回波信号强度等。小行星表面反射雷达波，其反射率与表层物质的密度相关；而反射波的偏振情况又与波长同尺度的表层结构相关。因此，通过雷达探测可以得到小行星的表面性质[12]。现在常用的是圆偏振的连续波，其回波能量在偏振方向上存在一定分布(见图2)。
这种能量分布常用圆偏振比µC来衡量[1]：
其中，“SC”代表回波偏振方向与发射波相同，“OC”代表回波偏振方向与发射波相反。圆偏振波在镜面正反射中偏振方向会反向，所以雷达截面中“OC”部分主要代表单次反射，小行星表面曲率远大于雷达波长；而“SC”部分则代表多次反射，以及小行星表面存在的与雷达波长尺度相同的结构(如岩石)。所以µC是衡量小行星表面粗糙程度的量，µC越大则表面越粗糙。如果目标天体表面绝对光滑，则µC=0。对于近地小行星，µC平均值为0.28[13](见图3)。
3.2 延迟多普勒探测
雷达还可以对小行星做延迟多普勒成图观测。对发射波进行调制(常见的做法是用二进制伪随机代码对发射波调相[16])，接收回波可以同时得到回波的时延和多普勒位移，生成小行星的图像(即延迟多普勒图像，见图4)，进而得到小行星的自转、形状等[17]。
延迟多普勒图像是一种二维位图，两个维度分别为回波时延和回波的多普勒位移。图像的每个像元代表一定时延和一定多普勒位移范围，对应小行星表面的一小部分甚至多个部分区域；像元的亮度代表这些区域的雷达截面之和。
对小行星表面某个面元，其回波时延代表面元距雷达站距离；多普勒位移代表面元相对雷达站的视向速度。因而面元的多普勒位移ν与小行星自转轴Wapp、面元相对小行星质心的位移r和质心相对雷达站的位移e有关[19]：
由此可见，对一个自转的小行星，若作垂直于e的截面，则截面上各点的时延相同；若作平行于e和Wapp的截面，则截面上各点的多普勒位移相同。所以延迟多普勒图像的像元对应着4个平面在小天体上截得的表面。如果这些表面不止一个，且有多于一个能接收并反射雷达波(即在小行星对雷达站的“正面”)，那么像元就会对应小天体表面的多个不相连的区域，出现延迟多普勒观测的“南北模糊”问题[19](见图5)。为了减轻南北模糊在形状反演中的影响，需要有小行星各个角度的雷达观测数据[20,21]。