2. 中国科学院月球与深空探测重点实验室, 北京 100012;
3. 中国科学院大学, 北京 100049
2. Key Laboratory of Lunar and Deep-Space Exploration, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences, Beijing 100012, China;
3. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China
月球是离地球最近的天体，它历来是人类天文活动和空间探测活动的首选目标之一，月球的运动不仅对人类的生产和生活产生了重大的影响(如历法、占星术等)，还对人类的文化发展与文明进步产生了深刻的影响[1]。目前，国内外航天航空等领域的众多学者已围绕探月和登月开展了广泛而深入的研究工作[2]。
1959年9月12日，前苏联成功发射了luna 2号月球探测器，并于36小时后击中月球，撞击(硬着陆)在月球表面“静海”的东面，成为第1颗月球探测器[1]。根据文[2]的统计数据，以及2013年9月与12月美国、中国分别发射了用于探测月球的月球大气与粉尘环境探测器(Lunar Atmosphere and Dust Environment Explorer,LADEE)卫星和“嫦娥三号”卫星，迄今为止，国际上共开展了129项月球探测计划，其中美国58项、前苏联64项、中国3项、日本2项、欧空局和印度各1项，在已执行的探月计划中，成功率约为50%。雷达探测技术运用到探月中的有Arecibo 地基雷达、金石太阳系雷达(Gold Stone Solar System Radar,GSSR)、Apollo 17搭载的阿波罗月球探测仪(Apollo Lunar Sounder Experiment,ALSE)、日本SELENE号搭载的月球雷达探测仪(Lunar Radar Sounder,LRS)、印度探月卫星Chandrayaan-1搭载的微型合成孔径雷达(Miniature Synthetic Aperture Radar,Mini-SAR)、美国月球轨道侦测器(Lunar Reconnaissance Orbiter,LRO)搭载的微型射频仪(Miniature-Radio Frequency,Mini-RF)、美国Clementine号上搭载的双基地雷达(Bi-static Radar)以及中国“嫦娥三号”搭载的测月雷达(Lunar Penetrating Radar,LPR)等。
在探月过程中，人类使用了诸多探测技术，如光学遥感技术用于测绘月球地形地貌图，激光高度计可用于获取月球地形高度数据，微波辐射计用于测量月球表面微波亮温，进而反演月球的物理温度以及建立模型反演月壤厚度等技术。同样，雷达探测技术在探测月球过程中也得到了广泛的运用，与其他探测技术相比较，具有独特的优势与作用。
首先，雷达探测技术不受光照限制，可用于探测月球两极、月球撞击坑的永久阴影区。再次，运用合成孔径技术，可用于对月球表面的地形测绘、成像。最后，基于雷达电磁波的穿透性与极化特征，分析雷达后向散射回波可探测月球的次表层特性(比如月壤厚度、介电常数、地质结构等)以及探测月球是否存在水冰。同样的道理，雷达探测技术也可运用到其它天体的探测，除了探测月球之外还可用于探测火星、金星、木星等，2003年，欧空局发射的火星快车号(Mars Express)搭载了次表层探测雷达高度仪(Sub-Surface Sounding Radar Altimeter,MARSIS)用于探测火星水的存在以及探测火星次表层结构[3, 4]。2005年，美国发射的火星勘测轨道飞行器(Mars Reconnaissance Orbiter)搭载了浅层雷达(SHARAD)用于探测火星地壳下一千米内的液态水或冰以及火星次表层结构[5]。
本文综述了国内外利用雷达探测技术对探测月球所取得的科学成果与研究方法，对于将来的行星雷达探测发展方向具有一定的参考意义。
1 雷达探测技术目前，雷达探测技术用于探测月球的发展方式可分为地基探测、星载探测、星地联合探测以及就位探测，不同的探测方式有各自不同的特点与优势。1946年1月美国海军某地面站向月球发射电磁波，在经过不到3 s的时延接收天线收到了来自月球的信号回波，这是人类首次利用地基雷达技术探测月球[6]。1972年美国Apllo17号首次使用星载阿波罗月球探测实验雷达对月球部分区域进行探测[7]。1994年美国Clementine号首次同时利用星载雷达和地基雷达进行双基雷达星地联合探测月球。2013年12月2日中国成功发射的“嫦娥三号”，首次使用了测月雷达对月球虹湾部分地区进行实地就位探测。
1.1 地基探测地基探测是将雷达放置在地球上对月球进行观测的探测方式，其观测周期短，较为经济、方便，可重复性高，但是由于地月运动关系，只能探测月球朝向地球的一面。
探月过程中，运用地基雷达探测主要是美国的金石太阳系雷达和设在波多黎哥Arecibo天文台的地基雷达[8]，表 1中列出其部分参数。
地基雷达对月球成像是合成孔径雷达技术在天文探测中的应用，探测原理[9]如图 1，地基雷达对月球发射电磁脉冲，利用地球与月球的相对运动关系即地球自转、月球自转、月球公转间的关系，将来自不同雷达相位的回波信号进行叠加，合成为等效大口径天线，达到提高方位分辨率的目的，对接收的数据进行处理便可得到月球合成孔径图像。文[8]给出了地基雷达的成像原理详细的分析，由分析可知合成孔径技术的处理依赖于对雷达与目标点间运动的先验知识。
星载探测是将雷达搭载在卫星上，利用火箭将卫星发射至近月轨道对月球进行观测的探测方式。可在近月轨道上进行全月的环绕探测，探测范围广，精确度较高，但成本较昂贵，探测周期长。
在探月过程中，1972年美国Apollo 17 搭载的阿波罗月球探测雷达，2007年日本SELENE号搭载的月球雷达探测仪，2008年印度发射的探月卫星Chandrayaan-1 搭载的微型合成孔径雷达，2009年美国发射的月球轨道探测器搭载的微型射频仪均采用了星载探测的方式。表 2、3列出了上述雷达的基本参数。
阿波罗月球探测仪发射天线发射电磁脉冲，穿透月球表层与次表层，当脉冲遇到月球表面以及月球次表层内不连续的分界面时，将产生回波信号并由雷达接收天线接收。通过对回波信号的分析与解译，便可以获得月球次表层的地质结构信息。日本SELENE搭载的月球雷达探测仪的探测原理(图 2)，与Apollo 17搭载的阿波罗月球探测仪探测原理(图 3)相同。
1.2.2 微型合成孔径雷达、微型射频仪探测原理
美国月球轨道探测器上搭载的微型射频仪是微型合成孔径雷达的升级版本，两者的工作原理相同，且载荷的研制方都是约翰霍普金斯大学的应用物理实验室。如图 4，雷达在绕月轨道随着载体平台运动，在依次经过月表观测区域时发射电磁脉冲信号，以月面目标场景为成像区域，接收来自月面目标回波信号的信息数据并记录下来，运用合成孔径技术处理数据进而形成月表合成孔径图像。
星地联合探测是将雷达收发设备分置于星载、地基两个不同载体平台的探测方式，结合了星载雷达与地基雷达的优势，减少了星载雷达的载荷负重，较为经济，但数据处理算法上更为复杂，特别是要考虑地月运动导致雷达图像模糊、分辨率降低等因素。探月过程中采用过星地联合探测方式的是1994年美国发射的Clementine号上搭载的双基地雷达(Bi-static Radar)以及2010年12月，微型射频仪的发射机遭受重创后不能继续工作，NASA决定采用双基地雷达探测方式继续工作[16]。
1.3.1 “Clementine号”双基地雷达探测原理双基地雷达的探测原理(如图 5)从“Cleme-ntine号”航天器向月球上的目标物体发射电磁波信号，在地球上接收反射回来的电磁波(即回波信号，也称为后向散射)，由此获得目标物体的性质。该雷达发射的是未经调制的S波段右旋圆极化电磁波，发射天线是直径1.1 m的高增益天线，频率2.273 GHz，净功率6 W，半功率点波速宽度为4°。回波信号由美国加利福尼亚州(California)、西班牙的马德里(Madrid)和澳大利亚的堪培拉( Canberra )三地70 m天线组成的深空网络( Deep Space Network,DSN)地面站接收。只有当月球目标物、地基接收站和航天器轨道面处于同一平面时才能进行观测。这种情形每月在两极各出现一次，1994年4月9、10日和23、24日地球穿过Clementine号轨道平面期间，分别对月球南极和北极进行观测[17]。
就位探测是将雷达搭载在月球巡视器上，利用火箭发射至月球表面对月表进行实地登陆观测的探测方式。可以高分辨率探测月球次表层地质结构与月壤厚度，精度高，缺陷在于探测区域范围有限。
2013年12月2日，我国西昌卫星发射中心成功发射了“嫦娥三号”卫星，“嫦娥三号”是我国探月工程“绕、落、回”中的“落”月环节，由着陆器和巡视探测器组成，巡视探测器被命名为“玉兔号”。在巡视探测器“玉兔号”上搭载了一部测月雷达，是一种高分辨率月球表面穿透成像雷达，基本参数见表 4。
| 通道 | 中心频率/MHz | 采样间隔/ns | 厚度分辨率/cm | 探测深度/m |
| 第1通道 | 60 | 2.5 | 米级 | ≧100 |
| 第2通道 | 500 | 0.321 5 | 30 | ≦30 |
同时，我国将是首个利用雷达技术对外天体地质结构进行实地就位探测的国家。实地就位探测之于地基探测、星载探测具有明显的优势，贴近月表面实地探测减少了电磁波在空间传播的损耗、空间复杂环境的杂波干扰，高分辨率精确地质结构测量等等。测月雷达的科学探测任务包括：(1)巡视路线上月壤厚度和结构的探测；(2)巡视路线上月球次表层结构的探测。
1.4.1 测月雷达工作原理测月雷达是一种工作在无载频毫微秒脉冲状态的时间域探测雷达，采用收发分置天线。工作原理[18]是测月雷达发射机产生超宽带的无载频毫微秒脉冲，经过发射天线向月面下辐射、耦合超宽带电磁脉冲信号，信号在月壤和月壳岩石介质的传播过程中，如果遇到不均匀层、不同介质交界面、熔岩管、漂石等目标，将产生电磁波信号的反射、透射以及散射。测月雷达接收天线接收到该反射和散射信号后，经过接收机放大、采样后获得相应的探测数据，通过对探测数据进行分析、处理和成像，得到“玉兔号”巡视路线上的月壤厚度与结构以及月球次表层结构等信息。图 6 为测月雷达探测原理示意图，其中次表层结构为理想均匀结构。
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| 图 6 测月雷达探测原理示意图 Fig. 6 Illustration of the working principle of the Lunar Penetrating Radar |
在冷战背景下，美国和前苏联展开了以月球探测为中心的空间竞赛，掀起了第1次月球探测的高潮[1]。围绕人类登月着陆点选择问题，对于月球地貌与地形的研究显得迫切而至关重要。地基雷达探测方式由于自身的优势与当时技术的局限性，成为月球地形测绘的首选方式。采用雷达技术开展月球地形测绘主要是在20世纪60、70年代进行的，期间Arecibo天文台的THOMAS W. THOMPSON等人的4篇关于描述月球雷达成像的论文，奠定了雷达技术探测月球地形地貌的基础。第1篇文章详细论述了Arecibo雷达探测月球的技术方法；第2、3篇分别研究了Arecibo雷达70 cm与3.2 cm波长所观测的月球地形图；第4篇文章比较了不同观测波长得到月球地形图之间的关系；THOMAS W.THOMPSON还发现在新的撞击坑边缘回波明显增强[19]。1975年，文[20]作者根据雨海盆地异常低的雷达反射率，研究了盆地内的岩浆流。1977年，文[21]作者使用地基雷达开展了月球撞击坑形貌学研究，如坑环高度与坑深的比值、坑深度与直径的比值。
月球两极存在永久阴影区，这些阴影区很难用其他探测手段观测，而微波波段的观测与光照无关，因此，可以利用地基雷达绘制月球两极的地形，特别是永久阴影区的地形[22]。
随着月球探测中激光高度计和立体相机的成功应用，地基雷达在对月球正面中低纬度地区的地形测绘中的应用价值明显降低，地形测绘重点转移到了月球两极，其中南极被认为是最有希望建立月球基地的地方[8]。目前拟议中的月球基地建设方案提出：月球极区由于地形和轨道的原因月夜很短，因此可以把需要太阳光的设备放置在月球的极区，根据Clementine光学成像和地基雷达对月球的观测结果，认为月球南极Malapert山的山顶是作为月球基地的最佳地址。通过计算，认为该地区一个月球年里有93%的时间可以获得全部或部分太阳光照，并且与地球之间一直可视，因此可以保持地月之间的直接通信[23]。
1979年，文[24]作者利用Arecibo地基雷达开展月球极地地形的测绘，分辨率为5~10 km，这种分辨率下的马赛克图像，对于月球地形的精确识辨还不够。
1999年，文[25]作者利用GoldenStone地基雷达，获得了月球两极300 km到1 000 km内的图像，空间分辨率为150 m，高度分辨率为50 m。结合所获得的数字高程图，可以明显看出最有可能建立月球基地的南极，地形起伏较大，沟壑纵横。
2008年，P.D Spudis等①(① http://www.spudislunarresources.com/Bibliography/p/96.pdf)利用微型合成孔径雷达获得了月球北极80°以内大约95%的图像，分辨率为150 m。随后，2009年美国月球轨道侦测器搭载的微型射频仪科学目的与微型合成孔径雷达相似，区别在于微型射频仪将探测月球两极的图像，而微型合成孔径雷达只探测北极区域[26]。
2010年6、7月间，文[27]作者利用微型射频仪绘制完成了月球两极70°以内的地貌图，其空间分辨率为75 m，通过放大模式空间分辨率可以达到15 m。
2010年12月，在完成微型射频仪主要的探测目的之后，微型射频仪的发射机受到重创不能工作，但接收机还能正常工作。于是，决定启用双基地雷达探测方式，由地基雷达Arecibo发射电磁脉冲至月表，微型射频仪负责接收回波信号继续探测月球[16]。2012年，Daniel E.Wahl等②(② http://proceedings.spiedigitallibrary.org/proceeding.aspx?articleid=1354737)利用Arecibo与微型射频仪双基地雷达探测方式得到空间分辨率为50 m的月球双基地雷达图像。
2011年，42届月球与行星科学会议上Scott Hensley等③(③ http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2011/pdf/1813.pdf)报告了GoldenStone雷达发射机经过改造升级到40 MHz线性调频成像带宽，由此，可获得方位分辨率为5 m，距离分辨率为4 m的图像。此次改造不仅有硬件上的更新，还有处理方法的改进，由原来的延迟-多普勒成像技术改进为合成孔径式“聚焦”分辨率单元即聚焦图像技术。
值得一提的是2009年，欧洲雷达会议上文[28]运用欧洲非相干散射科学协会(European Incoherent Scatter Scientific Association,EISCAT)962 MHz地基雷达系统获得了月球部分“未聚焦”图像，距离分辨率为600 m，这是欧洲的地基雷达鲜有用于测绘月球，不足之处在于像美国Arecibo雷达发射脉冲都是非常窄的波束，这样有利于避免多普勒“南北模糊”。而EISCAT雷达发射的是全宽度接近1°的波束，脉冲几乎同时覆盖了整个月球，导致多普勒南北模糊。对于EISCAT雷达所面临的问题是如何经过数据处理得到全聚焦的图像。
在完成月球两极测绘之后，微型合成孔径雷达、微型射频仪更多的关注找寻月球上水冰存在的新证据。月球地貌与两极地形的探测手段主要是地基探测与星载探测，由已获得的科学成果，以下比较各自的优缺点；
(1)由表 1，可知GoldenStone雷达相较于Arecibo雷达，其频率是Arecibo的3.6倍。2011年，改造之后的GoldenStone雷达可获得的图像分辨率高于Arecibo雷达探测图像。但是，Arecibo雷达的口径是其4.36倍，发射功率是其2倍，Arecibo更适合大范围的月球测绘，而GoldenStone较为适合小范围的精确测绘。
(2)由表 3，可知微型射频仪相较于微型合成孔径雷达，不仅有S波段，还有更高频段的X波段，可以获得精确度更高的数据。分辨率更是微型合成孔径雷达的2倍以上，绕飞的轨道高度更低，发射功率略高于微型合成孔径雷达，所探测的区域也比微型合成孔径雷达要广。
(3)地基雷达相较于星载雷达，只能探测月球朝向地球一面的图像而不是全月的探测图像。地基雷达的优势在于较为经济、探测周期短、可重复性高。
就目前的发展趋势而言，地基雷达以成本低、分辨率高的优势将是未来月球地貌与两极探测的主要手段。当然，以地基雷达发射电磁探测月球，星载雷达接收回波信号或者两者互换的星地联合探测的方式也将是未来发展的趋势。如何获得更高分辨率的月球地形地貌图像以及数据处理算法的复杂性，是雷达技术在月球探测过程中不可回避的挑战。
2.2 月壤厚度的反演月壤(Lunar Regolith)广义上是指覆盖在月球基岩之上的所有月表面风化的物质，甚至包括直径为几米的岩石。月壤狭义上则是根据月球样品的分类定义的。Apollo月球样品把直径≥1 cm的团块作为岩石进行处理和研究，称为月岩(lunar rocks)；直径<1 cm的颗粒才是狭义上的月壤(lunar soil)；而月尘土(lunar dust)则是指直径<1 mm的颗粒[1]。由于月球没有大气，长期裸露的月壤经由太阳风(太阳喷射的高能粒子流)的直接注入，使得月壤内蕴藏着丰富的He3资源，He3作为可控核聚变能源燃料，它有可能成为解决今后人类长期能源发展需求的重要原料,所以对于月壤厚度的研究具有十分重要的意义。
1977年，文[29]作者研究了Apollo 17着落点表面进行的电磁特性实验，由月球月壤样本的测定值，设定月表层月壤介电常数为3.8，损耗正切为0.008，在月表下大约7 m的地方，介电常数突然变化为7.5，损耗正切为0.035，由此推断7 m以下为月岩层，其上为月壤层，并将月球月壤地质结构简化为两层模型，所得结果与月震实验一致。1999年，文[30]作者在简化的理想月壤结构上(图 7)，根据分层介质的电磁波理论，得出月壤厚度与各物理量厚度的关系式：
Yurij G.Shkuratov等利用Arecibo天文台70 cm波长地基雷达对月球正面观测数据，并结合月球FeO、TiO2丰度图，获得了世界上第1幅月球正面的月壤厚度分布图。由月壤厚度分布图可知月海地区与高地地区(不考虑月球高地厚度数千米的大月壤)的平均月壤厚度分别为5 m和12 m。
2010年，文[31]作者利用月球雷达测深仪两个电磁回波的相位偏移算出卫星与月表间距离，再结合激光高度计的数据，得出两者数据之差即月壤厚度为5~20 m。根据这种方法估算得到了风暴洋(Procellarum)、雨海(Imbrium)、澄海(Serenitatis)等月海地区的月壤厚度在5 m到7.5 m之间。
2011年，文[32]作者利用高分辨率的Arecibo地基雷达数据(70 cm波长数据分辨率为450 m，12.6 cm波长数据分辨率为40 m)，结合基于向量辐射转移理论的雷达散射模型，得出月海地区月壤厚度约为5 m，高地地区月壤厚度10 m以上。利用雷达数据反演月壤厚度流程图如图 8。
文[30]作者得到的月壤分布图精确度方面存在诸多问题：
(1)它是建立在简单的理想月壤模型之上的，忽略了月表与次表层的非均匀性，月壤内部存在的颗粒物、熔岩管、漂石等所引起的散射；
(2)它将月壤对电磁波的衰减因子进行了简化，并且假设月壤的密度与深度无关；
(3)它所使用的地基雷达数据分辨率较低大概为2~5 km等因素，它所得到的月壤分布图误差比较大，误差范围在10%~30%。特别是在撞击坑中误差达到了70%，从分布图来看撞击坑中的月壤厚度是最薄的。
Kobayashi等人的研究由于月球表面撞击坑非天底点杂波的干扰，只能估算相对比较平缓地区的月壤厚度，比如月海地区。
Wenzhe Fa等得到的月壤厚度数据与Yurij G.Shkuratov等得到的数据比较吻合，但是精确度明显高于Yurij G.Shkuratov等得到的月壤分布图。首先，它所用的Arecibo雷达数据的分辨率是Yurij G.Shkuratov等所用数据分辨率的4倍以上。其次，他所用的散射模型比较复杂，并考虑了月壤内电磁波的传输、衰减和散射，介质分界面上层粗糙下层趋于平缓且含有月岩等颗粒物因素。但是，可能存在的问题在于以下两方面；
(1)Wenzhe Fa等所用的数据是文[33]已经校正好的数据，月壤厚度估计的精确度取决于雷达数据校正的精确性；
(2)模型中，月壤内埋藏的月岩颗粒物大小、丰度以及月表的粗糙度都是假设的，而不是真实的数据，这对估计结果的准确性有一定的影响。
2.3 月球次表层结构探测研究月球次表层地质结构对于了解月球的起源和演化历程非常重要，由于月球几乎没有大气，由月壤和岩石碎块组成的月球次表层就成为固体月球到太阳系空间物质和能量的直接过渡层，对其进行系统的研究可以获得包括太阳系早期演化史、太阳风性质、月壳组成、月球演化史等一系列丰富的科学信息[1]。1972年美国Apollo 17搭载的阿波罗月球探测仪，2007年日本SELENE搭载的月球雷达探测仪以及2013年中国“玉兔号”搭载的测月雷达均对月球次表层地质结构进行了探测。
最早对月球次表层进行探测的是Apollo 17搭载的阿波罗月球探测仪[10]，工作在3个频段，用于探测月球次表层地质结构、绘制连续的月球剖面、月球微波成像以及银河系的噪声测量。月球地质结构类同于地球地质结构，但是，异同之处在于电磁波在月岩中衰减很低。其中对于频段的选择颇有难度，低频可以探测到更深的次表层深度但是损失了垂直(深度)分辨率，高频可提高月表成像质量以及精确的剖面图像。1973年，R.J Phillips 等④(④ https://www.hq.nasa.gov/alsj/a17/as17psr.pdf)基于对返回样品实验研究，预期此次探测月球次表层探测的最大深度约为1 km，在地质结构中分层界面介电常数之比为1.25。阿波罗月球探测仪(如图 9)在澄海(Serenitatis)地区观测到两个几乎连续的反射层，一个平均深度为0.9 km，另一个为1.6 km。在危海(Crisium)地区只观测到一个反射层，平均深度在月面下1.4 km[34]。
日本SELENE搭载的月球雷达探测仪于2007年11月20日开始对月球次表面进行探测，其回波数据揭示了近地面大部分月海地区的次表面分层结构，发现最深的反射面位于东北雨海(Imbrim)地区，深度为约1 050 m，该分层界面被认为是玄武岩熔岩流覆盖的月壤。2009年，文[35]作者在澄海(Serenitatis)和史密斯海(Smythhii)发现了两层结构(表 5)，在风暴洋(Procellarum)、雨海(Imbrium)和危海(Crisium)地区发现了三层结构，并对各层厚度、介电常数、损耗角正切进行了估计。2013年12月，中国“玉兔”号搭载的测月雷达也将对着陆点地区的月球次表层结构进行探测，科学结果还尚未发表。
| 风暴洋(44.5°N,69.3°W) | 雨海(36.0°N,15.3°W) | 危海(57.0°N,15.5°E) | 澄海(22.0°N,23.3°E) | 史密斯海(1.0°N,87.4°E) | ||
| 数据样本 | 400 | 460 | 330 | 530 | 410 | |
| 顶层 | tanδ | 0.001~0.019 | 0.001~0.016 | 0.002~0.005 | 0.001~0.019 | 0.001~0.019 |
| d/m | 320 | 500 | 290 | 350 | 500 | |
| D/m | 160 | 250 | 145 | 175 | 250 | |
| 第2层 | p/dB | -12.2 | -12.7 | -12.7 | -11.4 | -12.5 |
| ε | 5.86~8.08 | 5.77~9.04 | 6.45~6.76 | 6.09~8.09 | 5.82~10.68 | |
| tanδ | 0.001~0.010 | 0.001~0.008 | 0.002 | |||
| d/m | 770 | 1000 | 660 | |||
| 第3层 | D/m | 343~347 | 454~460 | 290~293 | ||
| p/dB | -16.0 | -15.6 | -13.0 | |||
| ε | 7.64~11.03 | 7.52~11.89 | 9.25~9.71 | |||
美国、日本、中国都曾先后对月球次表层结构进行了探测，就探测的结果而言有着较大的出入。比如，阿波罗月球探测仪在澄海地区观测到了两个反射层，一个在0.9 km处，另一个在1.6 km处，而月球雷达探测仪在澄海地区只观测到一个反射层，深度为175 m。阿波罗月球探测仪在危海地区只观测到一个反射层在1.4 km处，而月球雷达探测仪在危海地区观测到了两个反射层，一个在145 m处，另一个在660 m处。
以下分析造成此种结果的原因以及中国测月雷达与阿波罗月球探测仪、月球雷达探测仪的异同点。
(1)虽然日本月球雷达探测仪探测原理与阿波罗月球探测仪探测原理相同，主要工作频率也是5 MHz。但是月球雷达探测仪较之阿波罗月球探测仪相隔30多年，月球雷达探测仪技术上有着较大的进步。月球雷达探测仪的辐射功率峰值是阿波罗月球探测仪的6倍以上，自由空间分辨率的4倍，预计探测深度的3.8倍以上。
(2)阿波罗月球探测仪、月球雷达探测仪、测月雷达三者的探测原理相似，都是表面穿透成像雷达，且科学目的都包括探测月球次表层结构。
(3)理论上讲，雷达厚度分辨率表示为R/εr，其中R是自由空间分辨率，εr是介质的相对介电常数，根据Apollo月岩样品，取εr为8.7。经过换算，较之阿波罗月球探测仪、月球雷达探测仪的厚度分辨率分别约为102 m与25 m，而测月雷达的第一通道的厚度分辨率为米级，第二通道为30 cm，分辨率明显比它们高且所探测的次表层精确度也将比它们高。精确的次表层分层结构可对今后研究月球形成与演化历史提供十分必要的科学依据。
2.4 月球水冰的探测长期以来，科学家认为月球上没有水，当然也没有水冰。各种手段探测月球的结果似乎也证实了这一点。(1)月球岩石类型主要有斜长岩、玄武岩和角砾岩，而没有发现地球存在的水成岩石；(2)月球主要矿物是辉石、斜长石、橄榄石、钛铁矿等，没有发现任何原生和次生的含水矿物；(3)月球上没有发现大气、水体和生物等外应力作用留下的痕迹，而火星则有此类现象发现；(4)月壤是在46亿年来由大大小小的太阳系小天体撞击月球表面形成的，撞击过程中产生的高温，加上没有大气层、低重力因素，使得月球表面很难保存水[1]。但是，人们对于月球水冰的探测一直没有停止脚步，其中雷达探测水冰的方式起着重要作用。
2.4.1 雷达探测水冰原理水冰挥发物具有全内反射性质(total internal reflection)，使散射信号中的电磁波保持原来的极化方式；而且冰冻挥发物比硅酸盐类岩石的传输损耗要低，相应的电磁波平均反射率更高，回波能量就更高，即水冰比月表岩石能反射更多的电磁波。而月表硅酸盐类岩石则向所有方向散射电磁波，部分能量不能被地面接收天线所接收。因此，根据二者表面返回的回波具有不同极化方式和能量特征，可以对月壤与水冰进行区分[36]。
雷达发射圆极化电磁波(左旋)，接收一对正交线性电磁回波(水平极化H和垂直极化V)，利用接收的电磁回波极化辐射能量可以算出斯托克斯(stockes)矢量。通过斯托克斯矢量就可以计算出圆极化率(CPR)，计算(2)式：
CPR=SC/OC=(S1－S4)/(S1+S4)，
(2)
S1=<|EH|2+|EV|2>=<|EL|2+|ER|2>，
(3)
S4=2Im<EHEV*>=<|EL|2-|ER|2>.
(4)
CPR=SC/OC=|ER|2/|EL|2，
(5)
1961年，文[37]作者首次提出月球存在水冰的假设，认为月球极地一些撞击坑底部可能处于太阳照射不到的地方，表层与次表层温度将常年维持在40 K左右。在月球水冰假设提出后三十多年间，无论是Apollo登月计划，还是月球样品和月球陨石的研究，都没有找到月球上存在水的证据，因而，大多数科学家认为月球表面不存在水冰。
1996年，文[17]作者分析Clementine号搭载的双基地雷达，揭示了月球上某些永久阴影区的回波特征与水冰的回波特征相似，因而初步揭示月球上存在水冰。当Clementine绕234号轨道运行到月球南极上空200 km处并与月球、地面接收站成一条直线时，同向极化增加，圆极化率明显增大，出现特殊散射效应，即雷达回波不呈现月表岩石碎屑应具有的特征，而呈现挥发性冰的特征(可能混合有土壤和沙砾)，月球两极水的存在第一次有了直接证据。但是，有科学家认为[38]，根据Clementine号双基地雷达实验并不能肯定水冰的存在，也无法确定水冰的准确储量，因为Clementine号搭载雷达极地观测采用的入射角为82°~90°，大入射角使得产生的散射很难预测，由于遮蔽、衍射、多次散射效应而产生异常。因此并不能确定234号轨道极化率的增加是相干后向散射反效应还是其它的散射效应引起的，支持体散射机制的低损耗物质同样可以引起这种效应。
1997年，文[39]作者为了验证Clementine号获得的结果，利用Arecibo天文台2.38 GHz(波长12.6 cm)地基雷达以125 m空间分辨率对月球进行了成像，并找寻月球极地永久阴影区水冰存在的可能。验证实验中雷达波长和入射角与双基地雷达相似，Stacy实验表明:
(1)月球南极观测结果表明与Clementine双基地雷达的结果存在部分不一致，没有发现任何一块面积大于1 km2的区域存在高雷达后向散射截面和高圆极化率，即月球极地至少不存在大面积分布的水冰。
(2)一些永久阴影区的圆极化率升高了，但可能是因为表面粗糙度引起的。在太阳光照射之下存在的表面散射，也不排除可能是在永久阴影区存在大量分散的水冰。
虽然,水冰可以引起散射效应，但其它的散射机制(如月表粗糙度、二次反射等)也可解释月球极地圆极化率增加的原因。因此，Clementine号双基地雷达极化率的增加是月球极地存在水冰引起的观点并没有被广泛接受，并受到一定程度的质疑。
1998年，文[40]作者重新处理了双基地雷达获得的月球南极的数据，并未得到相同结果，揭示了雷达回波异常并非只出现在月球南极地区。
2008年，文[12]作者研究了微型合成孔径雷达在月球北极获得的数据，显示出北极区域比较典型的后向散射性质，圆极化率范围为0.1~0.3，新鲜撞击坑圆极化率可以达到1.0，反映极化率和表面粗糙度相关。在北极一些撞击坑内的永久阴影区具有较高的圆极化率，撞击坑边缘则没有体现这样的性质(异常坑)，并和基于Lunar Prospector中子谱仪数据建立的极地水冰模型是吻合的，表明这些撞击坑可能存在水冰的沉积物。
2009年，NASA用LCROSS卫星撞击Cabeus坑(月球南极的一个永久阴暗坑)，文[41]作者经过分析获得数据显示水冰确切地存在于月球上。
2010年，C.D. Neish等⑥(⑥ http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2010JE003647/pdf.)利用微型射频仪对LCROSS卫星撞击坑(Cabeus坑)进行了观测，得到Cabeus坑内圆极化率低于周边月球高地地区，只有<2%的成像区域圆极化率高于1。这种结果与Cabeus坑月表几米范围内存在纯净的水冰不一致，因为LCROSS观测水冰的精确度<10 cm，对于离散分布的水冰-月壤混合物“脏冰”以及月岩上包裹的薄冰，这些雷达都不容易探测。
2012年，文[42]作者研究了微型射频仪获得的月球南极点附近沙克莱顿(Shackleton)陨石坑的雷达图像，显示在此陨石坑的坑壁上的圆极化率有所升高，且呈现出零碎而不均匀的特征，随着深度加深而逐渐减弱。B.J. Thomson等认为，虽然这一现象可以解释为坑壁斜面上存在不成熟月壤而导致的粗糙度影响，但是也不能排除水冰存在的可能。
2013年，文[43]作者利用微型射频仪获得的数据，运用散射模型得出两极异常撞击坑内高圆极化率与水冰存在形式是一样的。如果这种解释是正确的，那么两极可能储存了数百万吨“干净”的纯冰。这为人类未来建立月球基地提供了坚实的基础。
LCROSS卫星撞击Cabeus坑之后，对于月球是否存在水冰，这个悬而未决又争论不休的问题，终究尘埃落定。但是，对于月球上储蓄了多少水冰，水冰以何种形式存在，水冰在全月的分布情况，是否满足将来月球基地的供水需求等等都是需要进一步研究的问题。雷达技术在探测月球水冰过程中扮演着重要的角色，但是也存在一些问题。
(1)水冰不是导致圆极化率升高的唯一原因。由于冰的不纯，电磁波在冰中传播时，会发生多重反射从而导致圆极化率增加。但是，电磁波在粗糙表面传播时发生多重反射同样可导致圆极化率增加。
(2)两极水冰存在的形式可能是分散式的冰-月壤混合物“脏冰”，雷达面积分辨率若是大于“脏冰”的面积将无法辨别水冰的存在，提高雷达分辨率也是未来要解决的问题。
3 总结与展望基于雷达探测技术的特点，不受光照限制，可探测月球两极、撞击坑永久阴影区并绘制探测区域的地形地貌图;电磁波的穿透性，可探测月球次表层结构以及月壤厚度;电磁波不同极化方式，分析回波圆极化率，可推测月球是否存在水冰、月表的粗糙度等等。本文回顾了国内外雷达技术在月球探测过程中的应用与研究，总结了各国在利用雷达技术探测月球过程中所取得的一些科学成果。“他山之玉，可以攻石”，我国的探月计划正如火如荼般进行，在别国取得的经验之上，希望对我国的雷达技术在深空探月计划的发展有所启示与借鉴：
(1)与国外相比，我国运用雷达技术对天体的探测还处于起步阶段，“嫦娥三号”搭载的测月雷达是我国首次运用雷达技术探测地球外天体，同时也是人类首次运用雷达技术对外天体进行实地就位探测。
(2)地基雷达探测方面，目前我国处于空白阶段，还没有用于对月球进行观测的地基雷达。与其他探测方式相比，地基雷达不需要火箭发射卫星到近月空间进行探测，而是基于地球对月进行探测，具有周期短、可重复性高、经济、灵活等优点，鉴于我国对月球探测的现状以及将来的火星探测计划，地基雷达探测可作为未来的发展方向，这也将大力推进我国深空探测的发展。
(3)星载探测方面，我国成功实现了嫦娥一号、二号卫星绕月探测任务，已经具备了星载探测的能力，将来基于探测任务的需求与科学目的，可实现星载雷达探测。
鉴于国际社会上意识形态的偏见与雷达探测技术的保密性，我国雷达技术在深空探测中的发展，在寻求不到更多的国际合作之前，还是要自力更生突破技术瓶颈走出一条属于自己的路线。基于雷达探测技术的特点，在未来深空探测以及行星科学研究中继续起着至关重要的作用。
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