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红外光谱仪在月球与深空探测中的应用进展
doi: 10.11972/j.issn.1672-8785.2026.03.006
莫冰 1 ， 唐红 1 ， 周传娇 1 ， 张天 1 ， 尹浩安 1, 2 ， 李雄耀 1 ， 刘建忠 1
1. 中国科学院地球化学研究所月球与行星科学研究中心，贵州 贵阳 550081
2. 中国科学院大学，北京 100049
Progress in the Applications of Infrared Spectrometers in Lunar and Deep-Space Exploration
MO Bing 1 ， TANG Hong 1 ， ZHOU Chuan-jiao 1 ， ZHANG Tian 1, 1, 2 ， LI Xiong-yao 1 ， LIU Jian-zhong 1
1. Center for Lunar and Planetary Sciences, Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences, Guiyang 550081, China
2. University of Chinese Academy of Sciences, Beijing 100049, China
摘要
红外光谱技术是地外天体探测中获取物质组成及表面热物理性质信息的核心手段之一。随着红外探测器性能和高光谱成像技术的快速发展，红外载荷已广泛应用于月球、火星、小行星、彗星和冰卫星等太阳系天体探测，在矿物组成识别、水和挥发分探测、有机物发现以及热物理性质反演等方面取得了丰硕成果。本文系统综述了月球与行星探测中典型红外载荷的发展历程、技术特点和探测能力，重点总结了轨道遥感与原位探测模式下红外光谱技术在月球和火星科学研究中的重要应用，包括月表矿物组成与水分布探测、天体表面热物理性质研究、火星矿物蚀变与水环境演化、大气痕量气体循环以及极区冰盖探测等方面的重要进展。同时，概述了红外光谱技术在水星、金星、小行星、彗星和冰卫星等其他太阳系天体探测中的代表性成果，比如有机质、水冰、含水矿物以及地下海洋相关证据的发现。最后，结合当前深空探测发展趋势，对高空间分辨率、高光谱分辨率、宽波段覆盖、多平台协同探测以及人工智能辅助光谱解译等未来发展方向进行了展望。随着新一代红外载荷的发展和国际深空探测任务的实施，红外光谱技术将在揭示行星形成演化、挥发分循环、宜居环境形成以及生命起源等重大科学问题中发挥更加重要的作用。
Abstract
Infrared spectroscopy is a key technique for determining material composition and surface thermophysical properties during the exploration of extraterrestrial bodies. Driven by rapid advancements in infrared detector performance and hyperspectral imaging technology, infrared payloads have been widely deployed in missions to explore solar system bodies—including the Moon, Mars, asteroids, comets, and icy moons—yielding significant results in mineralogical characterization, water and volatiles detection, organic matter identification, and the retrieval of thermophysical properties. This paper provides a comprehensive review of the evolution, technical characteristics, and detection capabilities of representative infrared payloads used in lunar and planetary exploration. It highlights key applications of infrared spectroscopy in lunar and Martian scientific research—conducted via both orbital remote sensing and in-situ exploration—covering major advances such as mapping lunar surface mineralogy and water distribution, investigating surface thermophysical properties, analyzing Martian mineral alteration and aqueous environmental evolution, monitoring atmospheric trace gas cycles, and detecting polar ice caps. Additionally, the paper outlines representative achievements in the exploration of other solar system bodies (e.g., Mercury, Venus, asteroids, comets, and icy moons), such as the detection of organic matter, water ice, hydrated minerals, and evidence of subsurface oceans. Finally, considering current trends in deep-space exploration, the paper discusses future development directions, including higher spatial and spectral resolution, broader spectral coverage, multi-platform collaborative exploration, and artificial intelligence-assisted spectral interpretation. With the deployment of next-generation infrared payloads and upcoming international deep-space missions, infrared spectroscopy is poised to play an increasingly vital role in addressing fundamental scientific questions regarding planetary formation and evolution, volatile cycling, the development of habitable environments, and the origins of life.
0 引言
自1959年开启月球探测以来，人类已逐步实现从近地空间到月球、类地行星、小行星、彗星、矮行星以及冰卫星的系统探测，经历了从“工程抵达与表面认知”向“系统科学研究与资源评估”新范式的转变。在此背景下，当前及未来深空探测的核心科学目标聚焦于天体表面物质组成与分布、地质演化历史、宜居环境评价以及地外资源利用等关键问题，对探测手段的精细识别能力、空间覆盖范围和环境适应性提出了更高要求。在众多遥感和就位探测手段中，红外光谱技术基于分子振动与晶体场电子跃迁产生的特征光谱响应，凭借其非接触、高灵敏、信息丰富的独特优势，在矿物判别、水与有机物探测以及表面热物性分析等方面具有不可替代的优势，已成为国际深空探测任务中配置最广泛、科学产出最丰硕的载荷类型之一[1-2]。
根据辐射来源及探测机制的不同，行星红外光谱探测可分为反射光谱探测与发射光谱探测两类[1-2]。其中，反射光谱探测主要工作于可见光-近红外至短波红外波段(约0.4~5 m)，通过探测太阳辐射经目标表面反射后的光谱信息，识别矿物、水/羟基以及有机物等的特征吸收带，因此通常依赖太阳照射条件[1]。发射光谱探测主要利用目标表面自身的热辐射，工作在中红外至热红外波段(约5~50 m)，可用于反演表面温度、热惯量以及硅酸盐矿物的热红外特征，能够在昼夜条件下开展观测[3-4]。对3~5 m 波段而言，由于反射辐射与热辐射同时存在，通常需要进行热辐射校正以分离两种贡献[1-2]。
在探测技术发展方面，深空红外光谱仪经历了从多光谱扫描到成像光谱、从低光谱分辨率到高光谱分辨率的发展过程[5]。近年来，高光谱成像技术快速发展，使得传统的地外天体表面全球尺度的遥感制图逐渐向高精度、多尺度的精细成分反演与科学问题深入解析发展，为揭示天体形成演化过程和表面物质循环机制提供了重要支撑[2,6]。
从探测模式来看，红外光谱技术经历了从轨道遥感到就位精细分析的协同发展。在轨道遥感模式中，红外光谱仪搭载于环绕器上，通过推扫或摆扫方式获取天体表面大范围光谱数据，可实现全球或搭载区域尺度的制图；其优势在于覆盖范围广、可重复观测，但受到空间分辨率与观测几何条件限制[7-8]。在就位探测模式中，红外光谱仪搭载于着陆器或巡视器上，在目标表面近距离获取高信噪比、精细空间分辨率的光谱数据；其优势在于可针对特定目标进行精细定标与多角度观测，但覆盖范围有限[9-10]。当前，这两种模式正走向深度融合：轨道遥感用于全球普查与着陆区优选，就位探测用于精细验证与科学问题聚焦，两者协同构成从宏观到微观的多尺度探测体系[11-12]。
本文围绕红外光谱载荷在地外天体探测中的应用，系统分析红外光谱仪的技术特点、性能参数和探测能力，重点总结月球、火星等天体在矿物组成识别、水和挥发分探测、有机物发现以及热物理性质反演等方面的主要科学发现，并对未来红外探测技术的发展趋势及其在月球与深空探测中的应用前景进行展望，以期为后续地外天体红外探测任务的载荷设计、数据反演与科学应用提供参考。
1 月球探测的红外光谱应用
1.1 月球探测的红外光谱技术发展
月球是距离地球最近且研究最为深入的地外天体，其形成与演化过程记录了太阳系行星形成早期和地月系统协同演化的重要信息。红外光谱技术作为获取月表物质组成与物理性质的重要手段，已广泛应用于月球轨道遥感和原位探测任务(见表1)。
1994年，美国“克莱门汀”(Clementine)任务首次开展月球近红外多光谱成像，其搭载的近红外相机获取了0.415~2.78 m 波段数据，首次实现了全球尺度FeO和TiO2丰度反演以及月海/高地矿物组成差异研究，为月球火山活动演化提供了早期矿物学约束[13-14]。21世纪以来，高光谱探测技术推动了月球矿物遥感的跨越式发展。日本“月亮女神”(Kaguya)号探测器搭载的光谱分析仪(Spectral Profiler, SP)首次实现连续光谱观测，印度“月船1号”(Chandrayaan-1)搭载的月球矿物绘图仪(Moon Mineralogy Mapper, M 3)将物质探测推进到定量研究阶段，月球勘测轨道器(Lunar Reconnaissance Orbiter, LRO)搭载的“占卜者”月球辐射计(Diviner Lunar Radiometer Experiment, DLRE)首次实现月球全球热红外物性和硅酸盐矿物学制图[16-18]。
中国嫦娥工程也逐步构建了覆盖轨道遥感和原位探测的月球红外探测体系。嫦娥一号搭载的干涉成像光谱仪(Interference Imaging Spectrometer, IIM)实现了月表矿物组成的全球探测，嫦娥三号/四号搭载的可见光-近红外成像光谱仪(Visible and Near-Infrared Imaging Spectrometer, VNIS)获取了着陆区原位光谱数据，嫦娥五号/六号搭载的月球矿物光谱仪(Lunar Mineralogical Spectrometer, LMS)则进一步实现了月表水和矿物组成的精细原位探测，推动了我国月球红外探测由轨道遥感向精细化、原位化阶段发展[19-22]。
总体来看，月球红外探测经历了多光谱探测、连续高光谱观测、热红外矿物学观测、原位精细探测的发展过程，探测尺度由全球矿物制图逐步延伸至着陆区微小尺度分析，近红外与热红外联合探测以及轨道遥感与原位测量协同观测已成为重要发展方向。通过这些红外光谱探测，目前已经在月表水、矿物和表面热物性方面取得了重要的科学成果。
表 1 月球探测任务中红外光谱载荷的技术参数
Table 1 Technical parameters of infrared spectrometer payloads for lunar exploration missions
1.2 月表水的红外探测
由于OH/H2O在近红外和中红外波段具有明显的特征吸收，红外光谱探测已成为研究月表水是否存在以及其赋存状态、时空分布与形成机制的重要技术手段。
2009年，Science期刊同时报道了Cassini、Chandrayaan-1和Deep Impact三个探测任务分别搭载的红外光谱仪VIMS、M 3、HRI-IR在2.8~3.0 m波段探测到月表广泛存在的OH/H2O吸收信号(见图1)[27,34-35]。尽管三个载荷在探测方式、空间分辨率和光谱分辨率上存在显著差异，但观测结果的一致性有力证明了月表OH/H2O分布的普遍性，从此彻底改变了月球“极度贫水”的传统认知。嫦娥五号/六号LMS光谱仪通过探测月壤在2.8~3.0 m 波段的OH/H2O特征吸收，首次实现了月表水的原位红外探测，为验证轨道遥感结果、约束月表水赋存状态及含量提供了关键就位证据[22-33,36-37]。
在月球极区水冰的探测方面，美国月球陨坑观测与感知卫星(Lunar Crater Observation and Sensing Satellite, LCROSS)任务通过半人马火箭撞击月球南极Cabeus撞击坑，然后结合撞击喷射羽流的近红外光谱分析，首次直接证实极区永久阴影区存在丰富的水冰资源，估算水冰含量约为5.6±2.9 wt%，同时还发现了硫化氢、氨气、二氧化硫、二氧化碳等挥发分[38]。Chandrayaan-1的M 3光谱仪也检测到月球极区部分冷阱区域暴露的水冰信号，推测局部月壤可能最高混有30%水冰[39]。这些结果验证了关于冷阱保存水冰的理论预测[40]，也为后续月球极区水冰等挥发分资源的开发利用奠定了重要基础。
在月表水的赋存状态研究方面，早期获得的2.8~3 m 吸收波段难以区分OH与H2O，随后利用平流层红外天文台(Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy, SOFIA)搭载的FORCAST中红外相机所开展的观测，在月球高纬度光照区首次探测到6 m附近水分子H-O-H弯曲振动的特征吸收信号，直接证明月球光照区存在稳定分子水，估算含量约为100~400 ppm，推断主要赋存于撞击形成的玻璃珠中[29,41]。
红外光谱探测揭示月表水具有明显的时空变化特征，与纬度、当地时(表面温度)、月壤成熟度、地质单元存在一定的相关性。首先，月表OH/H2O含量呈现显著的纬度依赖特征，高纬度地区可达数百ppm，赤道附近明显降低[42]。其次，关于月表水是否存在显著日变化一直存在争议。有学者通过探测分析得出水在晨昏时段的吸收特征较强，而在正午高温条件下明显减弱，反映出水在白天温度变化驱动下发生OH/H2O形成、解吸和迁移这一动态过程[27,33,43]。但部分研究认为3 m 吸收带变化主要受到热辐射校正方法影响，并未观察到明显的日变化现象[44]。此外，成熟月壤因长时间的暴露历史而积累了更多OH/H2O [42]，高地斜长岩区的OH/H2O要高于月海玄武岩区[35,43]。
图 1 红外光谱仪在月球表面检测到的2.8~3.0 m波段的OH/H2O吸收特征峰：(a) Cassini；(b) Chandrayaan-1；(c) Deep Impact [27,34-35]
Fig. 1 Infrared absorption features in the 2.8-3.0 m band of lunar surface detected by infrared spectrometers: (a) Cassini; (b) Chandrayaan-1; (c) Deep Impact [27,34-35]
1.3 月球矿物的红外探测
依托Clementine、Kaguya、Chandrayaan-1、LRO以及嫦娥系列任务搭载的红外光谱仪所获取的大量数据，建立了月球主要矿物的全球分布格局。月球表面主要由斜长石、辉石和橄榄石等硅酸盐矿物组成，表现出显著的月海-高地二分性分布(见图2)：高钙辉石主要分布于月海玄武岩地区，低钙辉石广泛出露于南极-艾特肯盆地(South Pole-Aitken basin, SPA)及大型撞击盆地周围，橄榄石主要出露于撞击坑中央峰和盆地环状构造区域，反映了深部月壳甚至月幔物质的暴露[16,32,45-47]。SP和M 3数据发现的高地纯斜长岩露头，为月球岩浆洋结晶形成原始斜长岩地壳提供了关键证据[16,48]。中国研究团队编制了世界首幅1∶250万月球全月地质图，实现了矿物组成、地质单元与构造背景的系统融合。其中红外光谱数据为矿物组成类型和分布提供了关键约束[49-50]。
红外光谱是判断空间风化作用和划分月壤成熟度等级的重要手段。长期暴露于太阳风辐照和微陨石撞击环境下，月壤矿物表面和胶结玻璃中逐渐积累纳米金属铁颗粒，导致月壤整体光谱反射率降低、斜率增加以及吸收带减弱等特征[51-52]。基于近红外光谱建立的成熟度参数体系表明，光谱特征变化与月壤成熟度之间存在明确相关性[14]。嫦娥五号/六号LMS原位观测进一步揭示了月壤颗粒尺度空间风化的不均一性[22]，为理解空间风化机制及其对遥感光谱解译的影响提供了新证据。值得注意的是，M 3高光谱数据还在月球极区永久阴影区附近识别出赤铁矿(Fe2O3)的存在，暗示地球风氧离子或者极区水冰可能在月表氧化过程中发挥了重要作用[53-54]。
月球红外光谱探测中还发现了一系列特殊岩石类型，为重新评估月球内部热演化和岩浆活动历史提供了新证据。比如，M 3在月球背面发现的富Mg尖晶石岩，表明深部岩浆演化可能比传统岩浆洋模型更加复杂[55-56]。DLRE热红外数据在Compton-Belkovich、Hansteen Alpha等区域识别出的富硅岩单元，表明月球可能存在比传统玄武质火山活动更为复杂的硅质岩浆演化阶段[26,57]。基于M 3数据在Marius Hills识别的富含火山玻璃的火山碎屑沉积物，表明月球曾发生过具有挥发分参与的火山喷发[58]。
图 2 月球表面主要矿物：(a)橄榄石丰度分布；(b)辉石丰度分布；(c)斜长石丰度分布；(d)反射光谱[46-47]
Fig. 2 Major minerals on the lunar surface: (a) Olivine abundance distribution; (b) Pyroxene abundance distribution; (c) Plagioclase abundance distribution; (d) Reflectance spectra [46-47]
1.4 月表热物理性质的红外探测
月表热物理性质包括温度、热惯性、热导率和热辐射特征等，是研究风化层结构、撞击演化历史、挥发分稳定性以及未来资源开发的重要基础。热物理性质研究主要利用月表自身发射的热辐射信号，不依赖太阳照射，尤其适用于月夜及极区永久阴影区探测。
DLRE根据热红外数据首次建立了高精度、全球覆盖的月表温度数据库。观测结果表明，月球赤道的白昼温度可超过390 K，夜间最低降至100 K以下，昼夜温差超过300 K；高纬度地区整体温度明显降低，并表现出更复杂的季节性变化[18,59]。月球南北极的大量永久阴影区长期维持极低温环境，多数低于110 K，部分冷阱甚至低于40 K，具备在地质时间尺度稳定保存水冰等挥发分的热力学条件[18]，为月球极区探测选址和水资源开发利用提供了科学依据。
在热物性参数反演方面，全球热惯性制图显示月海玄武岩区与高地斜长岩区存在明显差异，反映了两类地质单元在颗粒粒径、岩石丰度和风化程度上的不同[60]。夜间热红外观测建立的全球岩石丰度分布图表明，年轻撞击坑及其喷射物毯周围普遍存在高岩石丰度的异常，而古老月海地区则主要被细粒风化层覆盖[61]。DLRE在年轻撞击坑周围发现的“冷斑”现象中，夜间热惯性明显低于周围区域，表明撞击事件能够显著改变风化层结构并在较长时期内影响其热物理性质[62-63]。
2 火星探测的红外光谱应用
2.1 火星探测的红外光谱技术发展
火星是太阳系中最具探测价值和宜居潜力的类地行星之一。复杂的地质历史、活跃的水活动记录以及相对宜居的环境条件，使其成为深空探测的重点目标。与月球相比，火星拥有更复杂的地质过程和更丰富的矿物多样性。红外光谱技术已成为火星探测不可替代的核心手段，在光谱分辨率、波段覆盖和环境适应性方面提出了更高要求。
自20世纪70年代火星轨道红外探测开启以来，特别是火星全球勘测者(Mars Global Surveyor, MGS)搭载的热辐射光谱仪(Thermal Emission Spectrometer, TES)实现全球高精度热红外遥感之后，火星红外探测逐步形成了从轨道遥感到就位探测协同发展的技术体系[3]。在轨道遥感方面，代表性红外载荷经历了从热红外大气与表面联合探测、全球矿物组成制图到高光谱精细成像与定量成分反演的发展过程[3,64-65]。在就位探测方面，红外光谱仪主要搭载于火星巡视器，用于岩石、土壤以及大气挥发分的原位分析[66]。中国“天问一号”任务中，轨道器搭载的火星矿物光谱分析仪(Mars Mineralogical Spectrometer, MMS)覆盖可见光-近红外波段，构建了我国自主火星轨道红外遥感能力；“祝融号”火星车搭载的MMS采用可见光-近红外成像光谱设计，在乌托邦平原获得了我国首批火星原位近红外光谱数据[67-68]。总之，以TES、OMEGA、CRI-SM、THEMIS、Mini-TES、SAM/TLS、ACS/NOMAD和MMS等为代表的红外载荷，构建了覆盖可见光-近红外-热红外的多尺度探测体系(见表2)，在揭示火星矿物蚀变序列、大气循环过程、水环境演化以及潜在宜居特性等方面发挥了关键作用[64-65,69]。
2.2 火星矿物的红外探测
火星矿物组成记录了其内部岩浆活动、水岩相互作用以及表层风化改造等过程，是认识火星宜居演化历史的重要依据。火星矿物红外探测经历了从热红外全球制图、高光谱矿物填图到原位精细分析的发展过程，逐步建立了火星主要矿物的全球分布格局，揭示了火星从早期富水环境向现代干旱环境演化的完整矿物学证据链，为评估宜居环境演化及未来样品返回任务选址提供了重要科学依据。
热红外与近红外光谱在探测火星造岩矿物类型和分布方面发挥了互补作用。MGS/TES首次建立了火星全球热红外矿物学图谱，发现火星表面总体以玄武质为主，并识别出Type I(玄武质)和Type II(安山质或富长石火山岩特征)两类主要光谱单元，揭示了火星地壳组成存在明显空间差异[78-79]。随着OMEGA和CRISM等高光谱载荷的应用，相关研究进一步区分了低钙辉石与高钙辉石的分布差异：低钙辉石主要出露于诺亚纪古老地壳，高钙辉石集中于较年轻火山岩单元[64,80]。橄榄石富集区广泛分布于Nili Fossae、Syrtis Major以及大型撞击坑中央峰附近，反映了火星幔源岩浆活动和深部物质暴露过程[81-82]；而斜长石则主要出现在部分古老高地区域，为认识火星早期地壳形成与分异过程提供了重要证据[83]。
OMEGA首次在全球尺度识别出层状硅酸盐和硫酸盐，提出了火星矿物演化的经典三阶段模型：诺亚纪层状硅酸盐形成于长期稳定的中性至弱碱性水体，西方纪硫酸盐发育于蒸发环境下的酸性卤水，亚马逊纪无水氧化物指示寒冷干旱环境[64]。随后，CRISM进一步拓展识别出高岭石、绿泥石以及多种Fe/Mg/Al质黏土矿物，其在2.2~2.3 m附近呈现Al-OH或Mg-OH组合频吸收，在1.4~1.5 m 和2.4~2.5 m附近显示水合吸收[65]。图3(a)展示了火星全球层状硅酸盐的分布与诺亚纪时期的水活动之间的相关性[84]。此外，CRISM在Nili Fossae地区通过2.3 m、2.5 m和3.9 m 的诊断性吸收带，首次发现大规模菱镁矿碳酸盐矿床，为解释古火星浓厚CO2大气的矿物封存机制提供了关键线索[85]。OMEGA与CRISM的联合观测揭示了火星含水矿物的全球分布，为火星水环境演化历史提供了重要证据(见图3(b))[86]。在就位探测方面，“勇气号”(Spirit)和“机遇号”(Opportunity)的Mini-TES发现了硅石和水合硫酸盐[87]，“毅力号”(Perseverance)的SuperCam识别出Jezero撞击坑的碳酸盐与黏土矿物组合[12,88]，“祝融号”的MMS则在乌托邦平原识别出石膏等水合矿物，为揭示该区域近期水活动历史及大气-表面水循环过程提供了新的证据[89]。
表 2 火星探测任务中红外光谱载荷的技术参数
Table 2 Technical parameters of infrared spectrometer payloads for Mars exploration missions
铁氧化物也是指示火星水活动历史的重要矿物类型。TES在Meridiani Planum等区域首次发现赤铁矿富集区，从矿物学角度提供了火星曾存在液态水活动的早期证据[90]；随后，CRISM和火星车观测进一步发现针铁矿等含水铁氧化物，其形成通常需要长期水岩反应过程，被认为是古代液态水环境的重要指示矿物[64-65,91]。
2.3 火星大气成分的红外探测
火星大气是理解其气候演化、挥发物循环和宜居性变迁的关键要素。红外载荷通过探测大气成分的吸收和发射特征，实现了从全球成分监测到垂直剖面测量的多尺度观测。
早期Mariner 9和Viking任务搭载的红外光谱仪首先确认了火星大气以CO2为主，并获得了大气温度廓线和季节变化信息，同时揭示了水汽丰度随季节、纬度和大气环流变化的规律[92-94]。MGS/TES进一步实现了全球尺度的大气温度场、尘埃含量和冰云分布监测，建立了现代火星气候研究的基础框架[95]。Mars Express搭载的行星傅里叶光谱仪(Planetary Fourier Spectrometer, PFS)整体提高了光谱分辨率和探测灵敏度，系统获得了CO2、CO等气体的空间分布特征，并揭示了大气温度结构与季节循环之间的关系[96]。
图 3 (a)火星全球层状硅酸盐分布图(白色为诺亚纪地层，蓝色为河谷网覆盖区域，红色框标注为乌托邦平原南部区域，五角星为祝融号着陆点)；(b)火星全球含水矿物分布图(黄色框标注为乌托邦平原南部区域) [84,86]
Fig. 3 (a) Global distribution of phyllosilicates on Mars (Noachian terrains and valley network-covered regions are shown in white and blue, respectively; the red rectangle indicates the southern Utopia Planitia region, and the star marks the Zhurong landing site); (b) Global distribution of hydrated minerals on Mars (the yellow rectangle outlines the southern Utopia Planitia region) [84,86]
近年来，ExoMars TGO搭载的大气化学套件(Atmospheric Chemistry Suite, ACS)和天底/掩星火星探测光谱仪(Nadir and Occultation for MArs Discovery, NOMAD)代表了当前火星大气红外探测的最高水平。其高光谱分辨率能够探测ppb甚至更低浓度的痕量气体[69,74]。利用这些数据，研究人员不仅精确反演了CO和O3的全球分布，还首次在火星大气中探测到微量氯化氢(HCl) [97]，表明火星存在活跃的氯循环过程。尤为重要的是，ACS和NOMAD获得了火星大气中H2O和HDO的垂直分布信息，发现全球沙尘暴期间大量水汽可被输送至80 km以上高层大气，在紫外辐射作用下光解并逃逸至太空。这一发现为解释火星早期液态水消失提供了一个重要的路径[74,98-99]。此外，PFS和SAM/TLS已先后探测到大气甲烷的季节性变化与局地富集现象，进一步凸显了高光谱红外探测在约束火星大气痕量气体循环中的关键作用[100-101]。
2.4 火星极区冰盖的红外探测
极区冰盖是火星现代水循环和气候演化研究的重要对象。红外光谱探测在识别水冰和CO2冰的组成、监测季节变化及冰层稳定性方面发挥了关键作用。
利用OMEGA成像光谱仪获得的近红外光谱数据，首次确认火星南极的永久残留冰盖主要由水冰组成，并识别出覆盖于季节性CO2冰层之下的大规模永久水冰层，证明现代火星极区保存着丰富的水资源储库[70]。随后，OMEGA和CRISM对极区开展了长期连续观测，系统揭示了水冰与CO2冰在季节尺度上的沉积、升华以及再分布过程：冬季极区大气中的CO2和水汽在低温表面凝结形成季节性冰盖，春季温度回升后CO2冰优先升华，留下水冰层或混合冰层。这一过程加深了对极区挥发分循环机制的认识[102-103]。极区冰盖的季节性变化不仅记录了现代火星气候波动，也为理解火星自转轴倾角变化驱动的长期气候旋回提供了重要线索。
除了极区之外，红外高光谱观测还在中高纬度地区发现了大量与水冰相关的光谱异常区[104-105]。基于OMEGA数据的研究表明，中纬度地区广泛存在裸露或近地表水冰，其空间分布与地形坡向、纬度和气候条件密切相关，通常位于撞击坑壁、谷壁以及其它地形阴影区内。这些观测结果表明，现代火星仍保存着丰富的近地表冰储库，并记录了近期气候变化过程。尽管地下冰的大尺度探测主要依赖SHARAD、MARSIS等雷达载荷以及中子谱仪完成，但红外光谱探测在识别水冰出露、约束冰层稳定条件以及研究冰-大气相互作用方面仍具有不可替代的重要作用。
2.5 火星表面热物理性质的红外探测
火星表面热物理性质是理解风化层结构、地下水冰分布和着陆安全性的关键参数，通过红外热辐射计测量火星表面温度来反演。THEMIS是火星热红外探测的核心载荷，其10个热红外波段实现了100 m分辨率的热惯性制图。Christensen P R等[4]利用THEMIS数据识别了中纬度地区的热惯性异常，并结合SHARAD雷达数据约束了浅层地下冰的深度(1~10 m)。Fergason R L等[106]利用Mini-TES热惯量观测建立了热惯量与颗粒尺寸、岩石丰度等表面物理参数之间的定量联系，并验证了用轨道热红外数据反演表面物理性质的可靠性，为后续火星着陆区工程安全评估和科学选址提供了重要依据。
3 其他天体探测的红外光谱应用
除月球和火星外，红外光谱技术还广泛应用于其它类地行星、矮行星、小行星、彗星、冰卫星等太阳系天体的科学研究。自20世纪80年代以来，随着MESSENGER、Venus Express、NEAR、Galileo、Cassini、Deep Impact、Dawn、Rosetta、Hayabusa1/2、OSIRIS-REx、New Horizons以及JWST等任务的实施，红外探测逐步实现了从早期飞掠遥感到低空精细分析、从多光谱扫描到高光谱成像的跨越(见表3)。不同天体由于表面物质组成、物理特性和演化程度的差异，其红外光谱特征呈现显著多样性，为揭示天体的形成环境、演化历史以及资源潜力提供了重要科学依据。
红外探测在其它类地行星及矮行星的研究中也发挥着重要作用。针对金星，利用Venus Express的红外光谱仪实现了对下层大气成分、云层结构以及表面热辐射特征的研究，并发现了多个可能与近期火山活动相关的热异常区域，为认识金星现代地质活动提供了新的观测证据[122-123]。在水星探测中，MESSENGER任务搭载的MASCS光谱仪通过近红外观测发现水星表面低反照率的富含碳质组分和挥发分残余，表明水星形成与演化过程中保留了比传统认识更多的挥发性物质，改变了“极度贫挥发分行星”的经典观点[124]。New Horizons任务搭载的LEISA近红外成像光谱仪首次获得了冥王星表面挥发分冰的全球分布图，识别出N2、CH4和CO冰等多种低温挥发分，并揭示了这些挥发分随季节变化发生迁移、升华和再沉积的动态过程，为理解极低温环境下的表面演化和挥发分循环机制提供了重要依据[125]。
表 3 其他天体探测任务中红外光谱载荷的技术参数
Table 3 Technical parameters of infrared spectrometer payloads for other planetary exploration missions
小行星被认为是太阳系形成早期的原始物质库，其矿物组成和挥发分特征记录了星云演化及行星形成的关键信息。早期探测以飞掠任务为主，NASA的NEAR任务首次利用近红外光谱数据确定了Eros表面以普通球粒陨石类矿物组合为主[126]。日本Hayabusa任务搭载的近红外光谱仪(Near-Infrared Spectrometer, NIRS)对S型小行星Itokawa进行全球光谱测绘，发现其表面主要由橄榄石和低钙辉石组成，并揭示了空间风化导致的光谱红化效应[113]。
近年来，采样返回任务推动了高光谱探测的深入发展。NASA的OSIRIS-REx利用可见光-红外光谱仪(OSIRIS-REx Visible and Infrared Spectrometer, OVIRS)和热辐射光谱仪(OSIRIS-REx Thermal Emission Spectrometer, OTES)对B型近地小行星Bennu开展了系统观测。在近红外波段，OVIRS在2.7 m附近发现了全球广泛分布的OH吸收特征，并在部分区域识别出与含碳有机物相关的3.4 m吸收带；与此同时，OTES获取的热红外发射光谱进一步证实了含水层状硅酸盐等蚀变矿物的存在。综合分析表明，Bennu的母体曾经历广泛的水岩相互作用和水蚀变过程，形成了富含含水矿物和有机质的原始物质组合，并可能发生过类似于谷神星等碳质天体的内部水热活动(见图4(a))[127-128]。日本Hayabusa2搭载的NIRS3光谱仪在C型小行星Ryugu表面探测到2.7 m附近的含水层状硅酸盐特征；结合其极低反照率特征，表明Ryugu形成于富水环境，为认识太阳系早期含水碳质小天体的演化提供了重要证据[129]。中国天问二号任务将搭载小行星热辐射光谱仪(Asteroid Thermal Emission Spectrometer, ATES)和小行星可见光-红外成像光谱仪(Asteroid Visible and Infrared Imaging Spectrometer, AVIRIS)，对近地小行星2016 HO3开展高精度矿物和热物性探测，为研究月球物质与近地小行星之间的联系提供新证据[130]。
彗星被视为保存太阳系形成时期最原始挥发分和有机物的“时间胶囊”，是研究太阳系起源的重要对象。在Rosetta任务中，可见光-红外热成像光谱仪(Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer, VIRTIS)首次实现了彗星核表面的高空间分辨率红外测绘。对67P/Churyumov-Gerasimenko的观测发现，其表面广泛存在复杂有机物和非晶态碳质物质，在3.2~3.6 m波段呈现明显的C-H和C=O键振动吸收(见图4(b))；同时识别出局部暴露的水冰和CO2冰[112,131]。此外，67P表面成分的不均匀性表明，彗星核可能是由不同来源的原始物质聚集形成的松散堆积体。VIRTIS还揭示了彗星表面冰与尘埃活动复杂的时空变化过程：随着彗星接近太阳，表面水冰升华后留下的富含有机物尘埃层逐渐增厚，形成“隔热毯”效应，反过来抑制进一步的挥发分释放；当彗星远离太阳时，表面重新凝结成薄层冰，并在下一周期再次被加热[133]。
木星和土星系统的冰卫星是当前太阳系宜居性研究的重点目标。Galileo探测器的近红外测绘光谱仪(Near-Infrared Mapping Spectrometer, NIMS)首次在木卫二Europa表面识别出非水冰物质，包括水合硫酸盐、过氧化氢以及可能的氯化物盐类，被认为是地下海洋物质通过冰壳裂缝或撞击事件暴露的产物[134]。JWST近红外观测进一步揭示了Europa表面冰壳成分的空间异质性，并在Tara Regio等年轻混沌地形区域发现显著富集的CO2。由于这些区域与地下物质上涌和表面更新过程密切相关，相关研究认为CO2可能来源于地下海洋内部，为约束Europa地下海洋组成及其潜在宜居性提供了新的证据[135]。
图 4 (a) OSIRIS-Rex搭载的OVIRS探测到的小行星Bennu在~3.4 m附近的有机质的吸收[128]；(b) Rosetta搭载的VIRTIS探测到的彗星67P表面的有机质[131]；(c) Cassini搭载的VIMS探测到的土卫二表面的有机质[132]
Figure 4 (a) Absorption features of organic materials near 3.4 m on asteroid Bennu detected by OVIRS aboard OSIRIS-REx [128]; (b) Organic materials on the surface of comet 67P detected by VIRTIS aboard Rosetta [131]; (c) Organic materials on the surface of Enceladus detected by VIMS aboard Cassini [132]
土卫二Enceladus南极羽流是太阳系中最活跃的冰火山活动现象之一。Cassini/CIRS对南极“虎纹”裂隙的热红外观测揭示了超过15 GW的异常热流输出，表明地下海洋可能受到持续的水-岩相互作用和潮汐耗散加热。与此同时，Cassini/VIMS在南极活动区表面探测到有机物相关的红外光谱特征，结合羽流中发现的复杂有机分子，进一步支持了地下海洋与表面之间存在持续物质交换的观点(见图4(c))[109,132]。土卫六Titan拥有浓厚大气层，Cassini/VIMS在1~5 m 波段绘制全球表面地图，确认沙丘由有机聚合物颗粒组成，极区湖泊填充液态甲烷和乙烷混合物[136]；通过系统测量大气垂直温度廓线和成分分布，揭示平流层中CH4光解生成乙烷、丙烷、乙炔以及含氮有机物的复杂光化学过程；JWST后续观测进一步探测到苯和更大芳香族化合物，这些有机物的最终沉降可能参与了前生命化学的演化，使Titan成为研究生命起源前化学过程的重要天然实验室[137]。
4 展望
随着月球和深空探测的新范式转变以及行星科学研究的逐渐深入，未来红外探测技术的发展将更加注重对关键地质过程、宜居环境形成机制及资源潜力的精细约束。首先，未来红外探测目标将由矿物识别和成分填图逐步拓展至水岩相互作用、挥发分循环、热演化过程、生命前体物质形成以及原位资源可利用性评价等科学问题。在月球探测中，高光谱红外载荷将进一步揭示极区水冰等挥发分的分布、来源、迁移路径和稳定性，为极区资源开发与科研站选址提供依据；在火星探测中，红外光谱载荷将深入约束古环境和气候转变机制、有机物演变和保存过程，评估水冰和矿物资源的可利用性；在小天体探测中，红外光谱载荷将系统揭示原始含水物质和有机物的分布与演变规律，为追溯生命起源条件、评估小行星资源潜力以及寻找宜居环境等提供关键依据。
其次，探测波段将进一步向短波红外、中波红外和热红外波段协同发展，实现矿物、水冰、有机物和热物性的联合探测。短波红外波段在造岩矿物识别及羟基/水探测中具有不可替代的优势；中波红外波段对分子水和有机官能团具有独特的诊断能力，是区分OH与H2O、识别复杂有机物的关键窗口；热红外波段可提供矿物组成与成因以及表面热物理性质的综合约束。此外，针对月球极区永久阴影区、火星洞穴和小行星背阳面等光学照明不足区域，主动光源型红外光谱仪能够摆脱对太阳照明的依赖，通过内置光源主动照射目标，实现全天候、全地形条件下的就位成分探测。未来主动光源红外光谱仪将进一步向小型化、低功耗和智能化方向发展，成为极区水冰、洞穴矿物以及小行星永久阴影区精细探测的核心手段。
再次，更高空间分辨率、更高光谱分辨率和更宽动态范围将成为未来红外载荷的重要发展方向。米级甚至亚米级空间分辨率的红外成像光谱仪将能够识别厘米尺度的矿物分带和水冰出露；纳米级光谱分辨率的红外成像光谱仪将能分辨重叠吸收带、识别分子同分异构体，为有机物精细结构分析提供可能；而宽动态范围设计则可兼顾高反照率冰面与低反照率风化层的同步观测需求。与此同时，红外探测正逐步从单一轨道遥感向“轨道器—着陆器—巡视器—样品分析”多平台协同探测模式发展。轨道高光谱遥感提供全球背景信息与目标优选，原位红外光谱测量获取微尺度矿物学和挥发分赋存状态，样品返回分析则建立光谱特征与真实物质组成、同位素组成的精确对应关系。结合人工智能与大数据分析，基于机器学习的光谱解译和矿物自动识别技术将显著提高海量遥感数据的处理效率和科学发现能力。
综上所述，红外载荷将在未来深空探测中继续发挥核心作用，并逐步从成分探测工具发展为揭示地质过程、宜居环境演化以及资源勘查的关键科学平台。随着新一代高性能红外载荷和国际深空探测任务的实施，红外光谱技术将在认识行星形成演化以及生命起源等重大科学问题方面展现更加广阔的应用前景。
图 1 红外光谱仪在月球表面检测到的2.8~3.0 m波段的OH/H2O吸收特征峰：(a) Cassini；(b) Chandrayaan-1；(c) Deep Impact [27,34-35]
Fig. 1 Infrared absorption features in the 2.8-3.0 m band of lunar surface detected by infrared spectrometers: (a) Cassini; (b) Chandrayaan-1; (c) Deep Impact [27,34-35]
图 2 月球表面主要矿物：(a)橄榄石丰度分布；(b)辉石丰度分布；(c)斜长石丰度分布；(d)反射光谱[46-47]
Fig. 2 Major minerals on the lunar surface: (a) Olivine abundance distribution; (b) Pyroxene abundance distribution; (c) Plagioclase abundance distribution; (d) Reflectance spectra [46-47]
图 3 (a)火星全球层状硅酸盐分布图(白色为诺亚纪地层，蓝色为河谷网覆盖区域，红色框标注为乌托邦平原南部区域，五角星为祝融号着陆点)；(b)火星全球含水矿物分布图(黄色框标注为乌托邦平原南部区域) [84,86]
Fig. 3 (a) Global distribution of phyllosilicates on Mars (Noachian terrains and valley network-covered regions are shown in white and blue, respectively; the red rectangle indicates the southern Utopia Planitia region, and the star marks the Zhurong landing site); (b) Global distribution of hydrated minerals on Mars (the yellow rectangle outlines the southern Utopia Planitia region) [84,86]
图 4 (a) OSIRIS-Rex搭载的OVIRS探测到的小行星Bennu在~3.4 m附近的有机质的吸收[128]；(b) Rosetta搭载的VIRTIS探测到的彗星67P表面的有机质[131]；(c) Cassini搭载的VIMS探测到的土卫二表面的有机质[132]
Figure 4 (a) Absorption features of organic materials near 3.4 m on asteroid Bennu detected by OVIRS aboard OSIRIS-REx [128]; (b) Organic materials on the surface of comet 67P detected by VIRTIS aboard Rosetta [131]; (c) Organic materials on the surface of Enceladus detected by VIMS aboard Cassini [132]
表 1 月球探测任务中红外光谱载荷的技术参数
Table 1 Technical parameters of infrared spectrometer payloads for lunar exploration missions
表 2 火星探测任务中红外光谱载荷的技术参数
Table 2 Technical parameters of infrared spectrometer payloads for Mars exploration missions
表 3 其他天体探测任务中红外光谱载荷的技术参数
Table 3 Technical parameters of infrared spectrometer payloads for other planetary exploration missions
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