月球亮温度的射电多波段地基观测

赵 攀，苏 彦，张喜镇，李春来

(1. 中国科学院国家天文台，北京 100012；2.中国科学院研究生院，北京 100049)

月球是距离地球最近的天体，地月中心平均距离为384400km；直径约为3476km，约为地球直径的1/3.67;质量约为7.350×1025g，约为地球质量的1/81.301;视角径最大为33′31″,最小为29′22″,平均视角径为31′5″;表面重力加速度约为地球的1/6。

利用遥测手段所得到的关于月球表面的信息都来自于电磁辐射，电磁辐射根据波长的不同可以分为γ射线、X射线、紫外线、可见光、红外线、射电波等领域，在这些领域对月球特性均有研究。地基遥测多利用可见光、红外线、射电手段对月球特性进行研究。伽利略首次记录下利用光学望远镜观测得到的月球表面图像。在光学频段利用月表图像得到月表反照率，可以推测月表矿物组成，颗粒大小等[1]。

从1927年到1930年间Petti和Nickolson[2]利用热电偶在朔望月周期内和月食期间对月球温度变化进行观测，提出月壤的结构组成与温度的关系。其后观测不仅研究月表温度与月相的关系，还得到月球在红外频段的图像。红外图像可以定位裸露的大体积月岩。随着月球探测器的升空，红外探测器也成为月球探测器的重要组成部分，获得了大量的观测数据，其中较为重要的是Apollo17号和Clementine号获得的数据[1]。

1946年1月Monfenson[3]首次用雷达探测月球，接收到雷达回波。可以用雷达进行月表地形测绘，分析月壤厚度。比较有代表性的成果有2008年美国金石太阳系雷达获得高分辨率的月球南北两极地形图和2001年Shkuratov等人得到月球正面月壤厚度图。雷达也是研究月球水冰工作的重要手段。Clementine号和Arecibo地基雷达发现水冰，便是利用了雷达极化数据[4-5]。

1946年美国的Dicke在1.25cm频段对月球亮温度进行了首次观测[6]。1949年澳大利亚的Piddington[7]首先研究月球射电辐射，由月球亮温度结合月壤双层模型研究月壤物质特性。前苏联无线电物理研究所(NIRFI)在4mm、1.63cm、3.2cm[8-11]，USSR科学院物理所(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)从1977年开始用RATAN-600在1.35、2.08、3.8、8.2、13、31.3cm[16-17]对月球的观测。此外，英国、德国、日本等国也都在各个频段对月球进行了观测。经过多年观测，得到月球表面在厘米波段、毫米波段和亚毫米波段的亮温度分布，并发现月球亮温度在波长λ<5cm的时候随月相成正弦变化这一特征。

无论是哪种手段研究月球，要了解月球物质组成就要对月壤进行研究。月壤是在月球表面上覆盖着的一层由岩石碎屑、粉末、角砾、撞击熔融玻璃等物质组成的、结构松散的混合物。月壤是获取月球物质组成信息的重要来源，空间探测器和地基望远镜的观测目标也多是月壤。

月球射电辐射是热辐射。在射电频段对月球进行探测可以获得月球内部的热分布、热特性，从而得到月壤的物理特性。亮温度是反映微波辐射的重要指标。研究月壤特性，在微波频段研究亮温度是必不可少的。另外卫星通信目前通常使用的频段是S波段、X波段和Ka波段。探月卫星围绕月球运转，那么当地面接收天线指向探月卫星接收探测和测控数据的时候，就必然要引入月亮射电辐射的影响。因此必须要考虑月亮射电辐射对天线接收卫星下行数据信号的影响，即对接收系统噪声温度的增加。亮温度的研究对于卫星通信链路的设计也有着重要作用。

20世纪50年代以来，进入月球空间探测阶段。1959～1976年是对月球探测的第一个高潮。1959年9月12日，前苏联成功发射了Lunar2号月球探测器，并于36小时后击中月球，标志着人类对月球近距离直接科学探测的开始。在此之后，随着宇航技术的发展,美国和前苏联发射了大量月球探测器，并最终于1969年7月由Apollo11载人飞船实现了人类登上月球的夙愿，随后进行了一系列载人登月研究。美国和前苏联的登月探测器一共采集了382.0211kg的月球样品。1994年美国发射了Clementine飞船，对月球的地形和成分进行了高精度探测，并发现在月球基地撞击坑永久阴影区可能存在冰水，由此引发了新一轮的月球探测高潮。1994年和1998年，Clementine号飞船和Lunar Prospector月球探测器的发射，标志着“重返月球”的开始[18]。

2007年我国的“嫦娥1号”、日本的“月亮女神号”和2008年印度的“月船1号”月球探测器相继升空。我国首次月球探测以获取月球表面三维影像，分析月球表面有用元素含量和物质类型的分布特点，探测月壤特性和探测地月空间环境为主要目标。

1 月球表层射电辐射

月球射电辐射主要是热辐射。来自太阳的一部分辐射加热了月球表面及内层物质，根据热辐射定律这些物质将把能量辐射出来，温度愈高，辐射的总能量就愈大。第一次提出月球射电辐射理论的是Piddington和Minnet[7]。他们根据1949年在1.25cm波长处对月球亮温度的观测结果而得到。在辐射理论中他们假设月球物质具有导电性，可以传递电磁波，而且电磁波在其中有一定的衰减。随后Troitskii等人对发展了月球射电辐射理论，得到了月球亮温度在深度y处与月面坐标(φ,ψ)的关系[19]：

(1)

T(y,φ,ψ,t)是月表下y深度处物质的物理温度；R(φ,ψ)是月面反射系数；χ是电磁波吸收系数；r′是观测角。

月球温度随深度y的变化由热传导方程给出:

(2)

在朔望月内的边界条件为：

(3)

在月食时的边界条件为：

(4)

在这里k=k(y,t)是热传导系数；ks=k0+krs,krs为表面辐射热传导率；r0为分子热传导率；ρ=ρ(y)是密度；cv=cv(y,T)是比热；q是月球内部热流密度；σ是Stefan-Boltzmann常数；Rl和RIR分别为月球表面在光学波段和红外波段的反照率；S0是太阳照射的常数；f(t)为月食期间流量变化函数；Ω为朔望月频率。

考虑到月球表面物理温度与日照有关，而日光照射因为月球运动是周期性的。因此月球表面温度可以表示成傅里叶级数[20]：

(5)

其中ψn是第n次谐波的相移。

解热传导方程得到：

(6)

(7)

Keihm等人[21]根据微波辐射传递理论建立月球射电辐射原理，不仅考虑到不同深度亮温度的变化，还考虑到体散射等因素对月球辐射的影响。认为亮温度与月壤电特性和物理温度直接有关，可以由下式表达：

(8)

其中w(z)是权重函数，反应不同的电磁能的发射和吸收情况；T(z)是月壤物理温度。权重函数w(z)可以表示为：

(9)

其中，Kλ(z)=(2π/λ0)ε′1/2tanΔ,R是界面反射系数；Kλ(z)是权重函数的吸收因子，是深度z的函数，与波长λ0、介电常数的实部ε′和损耗角的正切tanΔ有关。

法文哲等建立了月尘—月壤—月岩三层月壤模型，利用起伏逸散定理，模拟计算了该模型全月面亮温度分布[22]。三层结构下月壤亮温度的表达式为：

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分别表示月尘、月壤、月岩的物理温度，r01、r12、r23表示各层之间的反射率，e-a1vd1、e-a2vd2分别表示在月尘层和月壤层的衰减系数。

2 月球亮温度的多波段观测

2.1 观测设备与方法

1937年Jansky接收到来自地球外的非太阳射电揭开了射电天文学的序幕，二战期间无线电技术的发展促进了射电天文工具的进步。地基射电望远镜对月球的观测在1946年就开始了，随着射电天文学的不断发展，对月观测设备不断改进。

自1937年为天文研究而专门设计的旋转抛物面射电望远镜产生，抛物面射电望远镜便成了观测月球亮温度的主要设备。厘米波、毫米波的观测，绝大多数利用的是这种望远镜。由于射电望远镜的分辨率与λ/D有关，因而早期射电望远镜的分辨率很小，只能得到月球表面平均亮温度，这时期的观测多是观测多个朔望月周期，从而得到月球亮温度与月相的关系。随着天线孔径的增大，分辨率得到提高，在毫米波和厘米波段可以得到月面具体位置亮温度，开始对比月面不同地区的亮温度变化。

到1974年，对月球亮温度的观测已经开始使用德国波恩的100m口径射电望远镜，分辨率得到了很大提高，Hirth等人得到了厘米波段的月面亮温度分布。但是与在光学波段和红外波段的分辨率相比还有很大差异。

为了提高射电望远镜的角分辨率，赖尔(Ryle)提出了综合孔径的概念。综合孔径射电望远镜具有高空间分辨率、高灵敏度的特点。由于高性能的综合孔径望远镜出现于70年代，而这时地基射电望远镜对月球亮温度的探测高潮已经过去，很少有人使用综合孔径望远镜对月探测。

使用单天线进行月球亮温度观测一般使用扫描模式和on-off模式这两种方法，扫描模式更为普遍。早期在天线不能精确灵活控制的情况下，采用固定天线位置，通过地球的自转使月球穿过天线波束，记录观测数据的方法。这种方法根据月球在方位和俯仰的变化速度来决定进行方位扫描还是俯仰扫描。随着天线技术的发展，逐渐对月球进行自动跟踪扫描，方位和俯仰都可以扫描。On-off模式在天线分辨率较高，观测目标为月球表面特定区域时使用。虽然当天线的分辨率较高时，扫描模式可以获得月球亮温度在月面的分布，但是要在扫描整个月面以后才能得到特定区域的亮温度值，远比使用on-off模式耗费时间多[23]。

2.2 单天线月球亮温度观测

2.2.1 厘米频段对月球亮温度的观测

1946年Dicke在1.25cm频段得到接近满月的月球温度为292K。1949年澳大利亚天文学家在1.25cm频段处对月球进行了3个周期的观测，得到月球在1个周期内的平均亮温度为225K。并且发现在该波长处月球热辐射与月相粗略地为正弦关系，射电辐射的最大值并不是在月相最大值时达到，而是在满月3.5天后达到。随后Akabane在10cm，Zelinskaya在1.63cm，Salomonovich在2cm、3.2cm，Krotikov在3.2cm处发现月球亮温度与月相都有一定的正弦关系，只是相位偏移有所不同。但是Koshchenko 1962年在10cm频段处对月球进行的观测却发现亮温度随月相变化基本没有变化，这与Akabane的观测结果是矛盾的[6,9,14-15,24]。

在30cm～75cm频段的观测中，月球亮温度变化在朔望月内与月相基本无关。除去错误的观测结果，可以得到在1个朔望月周期内月球亮温度的平均值为220K左右[15,25]。

早期厘米频段所使用的望远镜分辨率一般都不高，所以基本上都是研究月球亮温度在朔望月周期的变化规律。但是在70年代，大口径高分辨率的射电望远镜投入使用，月球亮温度的研究也采用了这些设备，可以在厘米波频段得到月球亮温度分布图。

1976年～1978年，Hirth等人用Effelsberg的100m射电望远镜在2cm和6cm波段得到了整个月面的亮温度，见图1。该射电望远镜的系统温度是100K且有200MHz的带宽。所以它的接收机在1s积分时间的温度分辨率达到0.1K。该望远镜的反射面为7854m2，因此其分辨率要小于0.1Jy。观测得出月面亮温度的最大值并不在月球中心，并且月面亮温度不是径向对称的。作者解释这种现象是由于月球的反照率和经度位置有关，或者是由于东西两方的物质结构不同造成的微波穿透深度不同，从而带来亮温度的不同。在忽略第一种情况下，作者得出穿透深度分别是8m和17m[26-27]。

图1 2cm和6cm时月球亮温度分布，数值是相对值[26-27]

Keihm等人使用美国DSS系列32m和64m望远镜在S/X/Ka频段对月球亮温度，在3.55cm频段处得到月球亮温度分布图即亮温度与月相的关系,分别如图2和图3所示。由亮温度观测结果可以看出月海大约比他周围的高地亮温度高出2K左右。月面上有两处异常的地方，分别是雨海和静海，它们的亮温要比周围的高地要低一些[28-29]。

图2 2.55cm满月时亮温度分布[28]

2.2.2 在毫米波段对月亮温观测

在毫米波频段对月球进行观测，可获得较高的空间分辨率，得到月球具体区域的细节，从而对月球的认识更加深刻。

1960年Salomonovich在8mm波段对月球亮温度分布进行了观测。观测使用的是22m口径天线，观测中仅对方位进行了扫描，分别得到139°、203°、258°月相时的亮温度分布，其中203°时的亮温度见图4。在这个观测中发现亮温度分布东西不对称，但是亮温度分布在满月或是新月两到三天后有轴对称现象[15]。

在1961年Cotes用直径3m的射电望远镜在4.3mm波长进行观测。得到77°月相时中心亮温为182K，126°时中心温度是243K，280°的中心温度是254K。观测得出月球各个地方的性质不一样，月海地区要比它周围地区在日照下更容易升温也更容易降温，但是雨海是个例外，在整个观测周期都比周围地区温度低。这和1979年Keihm的结果相同。图5是77°月相时的亮温度分布[30]。

1965年，Gary等人使用4.5m口径的射电望远镜在3.3mm波段做了观测。新月时月球中心亮温度为158K，最高亮温度为170K，满月时中心亮温度为270K，最大值为290K。在整个观测周期内发现亮温度随月相变化而基本成正弦变化，还发现月海地区的亮温度比月海周围地区亮温度要高出2.6K左右[31]。

图4 8mm 203°月相时亮温度分布[17]

图5 4.3mm 77°月相时亮温度分布[18]

1973年，Ulich等人在3.09mm波段使用4.88m口径的射电望远镜对哥白尼环形山、澄海、静海(阿波罗11号的着陆点)、风暴洋(阿波罗12号的着陆点)和月亮中心附近的高原地区这5个地点进行观测，由结果得出这5点的温度处于最大温度318K到最小温度153K之间。位于月球中心附近的高原地区平均温度为223±8K,在新月时为165±6K[32]。图6为哥白尼环形山处的亮温度变化曲线。

2.2.3 在亚毫米波段对亮温度观测

美国的W D Eve 和T C L G Sollner用夏威夷MaunaKea天文台的2.24m毫米波望远镜在350μm波段得到了格林尼治平时12：40～14：00之间的月亮表面亮温度如图7，此时亮温度的最大值为340K，取得最大值的地区并不是日下点[33]。

图6 3.09cm时哥白尼环形山亮温度随月相变化[32]

图7 亚毫米波段亮温度分布[33]

2.3 利用天线阵对月亮温度观测

在发明了综合孔径技术后，月球的高分辨率观测成为可能。综合孔径射电望远镜具有高分辨率、高灵敏度的特点。特别是一些大型综合孔径射电望远镜，如俄罗斯的SSRT(西伯利亚太阳射电望远镜)等，这些望远镜的空间分辨率相当于千米级口径的单天线。

Baldwin首次于1961年使用综合孔径天线在168cm频段进行了观测。该综合孔径天线由一个固定的抛物柱面天线和一个可动的抛物柱面天线构成，固定天线长442m(东西方向)，宽20m；可动天线稍小些，在南北方向可以移动300m。该综合孔径望远镜的半功率宽度为13.3′×4.6°。观测时首先对包含月球的某一天区进行扫描，接着在第二天扫描不包含月球的该天区，用作对比。观测得到月球亮温度为233±8K[34]。

2001年，俄罗斯SSRT对月面的70%左右区域以20″的分辨率在5.7GHz对月进行亮温度观测(结果如图8)。SSRT是十字型综合孔径望远镜，由256个单元构成，每个天线的角径为2.5m，间隔为4.9m[35]。

3 利用亮温度研究月壤

月壤是由细至尘埃，大到砂，甚至大砾石的物质组成。月壤中的角砾主要有岩屑和玻璃质胶结物两部分组成。月壤中的岩屑主要由各种不同形状和结构的玄武岩和斜长岩组成。此外，在月壤中还有一定比例的球粒陨石。月壤中岩屑的来源主要是因撞击而破碎的月岩和陨石，它们是构成月壤的主要成分。月岩由于热胀冷缩的长期作用自身发生崩解以及月球上火山爆发的火山灰和岩石碎屑也是月壤的来源之一[18]。

图9 双层月壤模型

图10 三层月壤模型

月壤物质的组成不同，介电常数等物理参数也不同，造成月球微波辐射特性在不同地区、不同深度有差异。地基射电望远镜得到的月球亮温度可以研究月壤中FeO+TiO2含量和月壤厚度。

一般认为月壤由月壤层和基岩层构成。在月海地区月壤厚度为4～5m，在高地地区、月壤厚度为10～15m。关于月壤厚度测量方法的研究已有多种，直接测量包括在月球上实施钻探实验[35]，或是利用月震实验和用多频电磁探测数据进行测量[36-38]。间接的方法可以通过撞击实验,对撞击坑形态和直径分布频率的分析,推测出月壤的厚度[39-40]。这些方法获取数据较为困难，且数据误差较大，只适用于月球局部地区月壤厚度的计算。

随着微波技术的发展，80年代人们开始利用微波辐射计测量海冰、积雪厚度。利用微波测量月壤厚度在原理上与对积雪等的厚度测量是一致的。在微波频段，为简化分析，一般使用的模型有月壤—基岩模型和月尘—月壤—基岩模型，如图9和图10。金亚秋、法文哲和蓝爱兰、张升伟都假设月壤是相对均匀的介质,月壤的介电常数是定值，孟治国、陈圣波等假设月壤是非均匀介质，其介电常数是随深度变化的,分析月壤厚度、频率等对月表亮温的影响[41-45]。其中金亚秋、法文哲通过辐射传输的模拟,采用模拟的3个通道的亮温数据实现了月壤—月岩结构和月尘—月壤—月岩结构的月壤厚度模拟反演[22，41-42];蓝爱兰、张升伟等运用并矢Green函数和起伏逸散定理来计算亮温度，同时利用最小二乘法对多通道辐射计的模拟测量结果进行处理得到月壤—月岩结构下的月壤厚度表达式[44]：

前苏联的Naugol’naya等人利用RATAN-600望远镜在1.35cm、2.08cm、3.9cm、8.2cm、13cm和31.3cm波长亮温度观测数据，得到风暴洋、雨海、静海等月海区域亮温度随月相变化与其它地区不同，原因在于这些区域的钛铁(FeO+TiO2)含量比陆地地区含量丰富[46]。法文哲等人利用Clementine探月卫星紫外数据和红外数据，计算整个月球的钛铁(FeO+TiO2)含量分布，给出了介电常数的分布，由此建立亮温度分布模型。可以得到氧化物高含量的月海地区亮温度较高[42]。

4 开展中国的对月地基亮温度观测

4.1 观测意义

月球亮温度是反映月球微波辐射特性的重要参数。由于微波的穿透特性，不同波长的微波辐射来自于不同深度的月壤。观测多波段月球亮温度，对亮温度进行反演，并结合其他手段，可以得到月球的结构、物质特性及月球组成。

中国正在开展月球探测工程。中国的月球探测工程分为“绕、落、回”3个步骤。绕月探测卫星的有效载荷之一为微波探测仪，该探测仪为多频段微波辐射计，频率为3.0GHz、7.8GHz、19.5GHz和37.0GHz，各自的带宽为100、200、500、500MHz，3.0GHz频段空间分辨率为56km，其他频段空间分辨率为30km,温度分辨率为0.5K。中国月球探测工程的科学目标之一是利用该有效载荷测量月壤不同地区亮温度，从而反演获得月壤不同地区月壤厚度，这是国际上首次利用被动微波遥感探测器直接测量月表亮温度信息。

地基射电望远镜与星载微波辐射计均可得到多波段月球亮温度。开展月球亮温度地基多波段观测，不仅得到月球正面亮温度分布，分析月球物质特性，还可与星载微波辐射计获得的数据进行比较。

4.2 实施计划

图11 密云50m天线Fig .11 The Miyun 50m Radio Telescope

地基射电望远镜观测月球亮温度是由国家天文台月球与深空探测科学应用中心开展的。在月球亮温度研究中，使用高分辨率射电望远镜可以获得更为细致、精确的亮温度分布。该项目使用单天线和综合孔径望远镜在不同波长处对月进行观测，从而可以获得不同频段、不同厚度的月球正面亮温度数据。

单天线观测，选择密云50m天线，并计划使用乌鲁木齐的25m天线；观测频段分别为S/X和L频段。天线阵观测方面，采用美国的VLA、印度的GMRT和加拿大的DRAO进行观测。目前为止，已经成功获得了美国VLA望远镜在1420MHz，印度GMRT望远镜在1060MHz和610MHz，加拿大DRAO望远镜在1420MHz的高空间分辨率数据，现在正在对得到的数据进行分析处理。由于执行嫦娥工程数据接收任务，密云50m天线(图11)配备了S/X频段两套常温和致冷接收机(具体参数见表1[47]),并配置有辐射计、频谱仪和衰减器等配套设备。目前在此基础上已经对月球亮温度观测进行了观测。

表1 密云50m天线参数[47]

4.3 关键性技术

在月壤厚度的反演中，亮温度数据的精度起着关键性作用。数据越精确，月壤厚度的反演值也就越可靠。亮温度数据的测量精度取决于两个因素：1、系统的稳定性。在整个测量过程中，要求系统的噪声尽量稳定不变；2、定标源的稳定性和测量精度。尽量选择那些恒定的参考源，并且其流量密度已经得到精确测定。

考虑到上面对测量精度起着主导作用的影响因素，在单天线或者天线阵的观测中，可以有针对性地设计一些优化的观测方案。对于单天线观测，首先要选那些流量极其稳定的定标源，其结构不一定是致密的，只要小于天线的方向图主瓣就可以了。其次，还要等待观测时机，让月球位置尽可能靠近定标源，缩短扫描间隔。再次，采取“冷空—定标源—冷空—月球”的间隔扫描模式，避免系统、背景在整个观测期间波动所带来的影响。由于月球辐射不仅仅局限于可见光大小的月面，为了得到更精确的天空背景辐射值，设置更宽的扫描范围。最后，在馈源的耦合口插入稳定的噪声源。这样，当系统增益等参数发生变动时，可以得到修正，从而提高了观测精度。

对于天线阵观测，首先也是选择流量稳定的定标源，如果不是致密源，其结构也是预先被精确测量过的。其次，尽量选择单元比较多，结构得到优化的天线阵，如VLA。这些阵可以用snapshot的观测模式来成图，其观测时间很短，避免系统、背景波动的影响。再次，采用更为密集的“月球—定标源”间隔观测模式，并且用自校正算法来获得系统增益的变化，进而精确获得校正后的月球的可见度函数，也就获得了精确的月球亮温度图。

在单天线观测中，密云50m天线接收机的系统温度较高，导致望远镜的灵敏度较低，另外系统噪声起伏较大，终端记录设备动态范围小，这些因素都会对亮温度观测数据精度造成影响。

4.4 密云50m天线试观测

为了研究观测思路的可行性，对月球亮温度进行了试观测，获得试验数据，并且对数据进行分析，得到结果。本次试观测是利用密云50m天线于2009年2月25日在X频段进行的。天线半功率宽度在X频段为3.527′(A)×3.187′(E)。在观测中采用“on-the-fly”(OTF)模式对月球进行观测。OTF模式与传统的“point-and-shoot”模式相比，可以较快地扫描完观测目标，减小了大气和观测系统在观测时的变化。为了获得更多的天空背景，观测在一个比月球角径大的天区进行扫描，扫描间隔为120"，这是出于保证观测的准确性而考虑的，扫描示意图见图12。整个观测操作是由计算机控制自动进行的，辐射计的积分时间为1s。本次扫描耗时42min。

图12 月球扫描示意图

图13 月球亮温度分布图

5 结 论

月球亮温度的地基射电望远镜观测随着射电天文学的发展而出现并发展，在20世纪60年代达到高潮。观测得到的在月相周期内平均亮温度分布在180K～250K。月球亮温度在观测波长λ<5cm时随月相近似成正弦变化。将地基射电、雷达等多种观测数据相互结合，可以得到月壤电导率、介电常数、月壤厚度等月壤物质参数。

虽然我国对月球亮温度的研究起步晚，但是前人已经作过了大量的观测研究。无论是理论上还是观测方法上有据可依。我国在世界上首次将微波探测仪作为绕月卫星的有效载荷，将获得不同频段的微波频段信息。地基射电望远镜对月探测将得到不同频段月球亮温度结果这些结果将为微波探测仪的数据提供参考。

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