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2018-09-19 10:55 来源:中新网江苏

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我们的月亮,原来真的是枚“水冰月”!| 迈向太空

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  地球这颗“蓝色弹珠”,是太阳系中唯一一个水之星球,正是这些珍贵的液态水,帮助地球孕育出了生命。但与地球相隔仅38万公里的月球,却完全是另一番光景——这里一片荒芜,寸草不生。

  

  地球和月球的对照(大小没有按实际比例)| Wikimedia Commons

  月球上有没有水?

  几十年前的人们普遍认为是没有的。它既没有什么大气层和磁场,重力又那么小,日间温度还很高,怎么看都不像是能留住水的样子。

  人们在过去很长一段时间里,都没有在月球表面观测到任何形式的水。即使阿波罗登月任务带回的月球岩石样本中,曾检测到的少量的水,早期也被认为很可能是地球大气污染的结果[2]。

  这倒也并不令人惊讶,毕竟月球和内太阳系的几个其他岩质大天体,在形成之初都经历了剧烈的小天体撞击,个个都像熔融炙热的冶炼炉,即使曾经有过水,可能早已在极度高温中散逸殆尽了。

  但在那之后,月球上是不是有可能产生新的水呢?这些水有没有可能在月球上的某处保存下来呢?

  

  月球两极数次找冰,均未实锤

  或者,我们可以把问题简化成:月球上哪里最可能保存水呢?

  答案是最冷的、光照最少的地方——月球的南北两极,更准确的说,是月球南北两极的永久阴影区(Permanently shaded regions,PSRs)里

  什么是永久阴影呢?由于月球的自转轴几乎垂直于黄道面(自转轴倾角只有1.5°),于是南北极一些低洼的地方(比如陨石坑底部)可能会永远不被太阳光直射到,因此温度应当非常低(零下150摄氏度以下)。

  早在1952年,诺贝尔化学奖得主哈罗德·尤里曾提出猜想:“如果这些阴影区里原先就有固态的水(水冰)存在,就会一直保存下来,或者气态形式的水来到了这些阴影区中时,也会以水冰的形式被永久地封存住。”[3]

  这样的猜想靠不靠谱呢?后来的事实证明,还真有其事。因为目前已有两个和月球有类似倾角的星球——水星谷神星(分别是0.03°和4°)已被证实极区永久阴影区里存在不少水冰[4-6]。

  反倒是月球,离我们更近、被观测次数最多、已发射探测器也最多,却始终没找到水冰存在的确凿证据。只有那么几次“差点成功”的案例。

  比如1998年发射的月球探勘者号(Lunar Prospector)探测器,它搭载的中子光谱仪在月球极区探测到了氢的富集[7]。但这既可能是水冰,也同样可能是任何含有氢的物质——如矿物中含有的水,或者是结构水(羟基OH)。我们无法判断到底是哪一种。

  

  

  

  月球探勘者号的中子光谱仪测量的月球极区超热中子量分布,越蓝表示越低(氢越多),越红表示越高(氢越少)| 参考文献[8]

  为了“最后一搏”,月球探勘者号任务快要结束时,飞向月球南极一个理论上的永久阴影区的大陨石坑内,想借助坠毁时的撞击看看能否观察到水冰气化产生的羽流。

  月球探勘者号“壮烈牺牲”,仍然一无所获,人们没有从这次撞击观察到任何水汽或者羽流。

  

  月球南极的舒梅克陨石坑(红色箭头)|NASA/GSFC/Arizona State University

  2008年发射的月船1号(Chandrayaan-1)探测器总算发现一点苗头——它搭载的月球矿物绘图仪(简称M3)在月球极区发现了羟基/矿物中水的富集[9]。

  但遗憾的是,M3可探测的波段大致范围是0.46-2.98 μm(可见光到近红外光),而能很好地区分水、羟基和水冰的差异的波段为3 μm左右,正好差了那么一点。因此当时只能利用2.8-3.0 μm波段的反射光谱特征,仍然不能很好判定是哪种形式的水。

  

  (左)月船1号的M3探测的月球极区水/羟基的富集(越蓝表示越富集)|NASA;(右)羟基(OH)、水和水冰在3 μm(3000 nm)附近有的不同波段有不同的吸收特征,但月船1号的M3刚好没能完整覆盖这个区域 | 参考文献[9]

  到了2009年,NASA再一次尝试了“撞击找冰”。这一次,月球坑观测和遥感卫星(LCROSS)的撞击地点是月球南极的Cabeus陨石坑。这次撞击成功地撞出了含有水蒸气的羽流,证实月球极区的永久阴影区里确实有某种形式的水。

  但我们依旧无法从中判断这些“水”的存在方式,也不知道它们来自月球地表还是埋藏于月球地下。

  总之,科学家们长久以来都没有在月球发现直接确凿的水冰存在证据。

  直到近日,来自夏威夷大学的李帅团队利用光谱数据在月球极区发现了水冰,首次获得了月球存在水冰的直接证据。这一成果发表于2018-09-19的《美国科学院院刊》[1]。

  

  尘封的宝藏:再探月船1号M3数据

  而令人意外的是,李帅团队验证月球水冰的数据正是来自10年前的月船1号。

  月船1号结束任务已经快10年了,此后的月球探测任务可以用“前赴后继”来形容。海量的探测数据让科学家们应接不暇,而10年前的月船1号M3数据质量并不好(尤其是那些光照极少的南北极阴影区的数据)。渐渐地,寻找月球水冰的科学家们放弃了对月船1号M3的数据的探索。

  但李帅团队恰恰是从这批数据中得到了月球有水冰的证据。

  对此,布朗大学的行星科学家、M3仪器的项目负责人Carle Pieters坦言:“当李帅第一次提出打算用M3数据进行月球水冰探索时,我觉得他一定是疯了。[10]”

  那么,李帅团队是如何从质量如此不尽如人意的数据中揭秘月球冰水的呢?原来,M3的反射光谱数据虽然无法区分3 μm附近不同形态的水,但水冰在M3的探测波段范围(0.46-2.98 μm)内还有三个显著的特征吸收,分别在1.3、1.5和2.0 μm处——李帅团队就是通过这三处特征吸收来判定阴影区中有没有水冰存在的。

  

  (左)本次研究采用的判定水冰存在的反射光谱特征指标 | 参考文献[1];(右)火星上富含水冰的区域展现出的相似的光谱特征(1.65μm处的尖峰是仪器问题)| 参考文献[11]

  在对低质量的M3观测数据的巧妙处理和对处理结果的充分验证之后,李帅团队最终确认在月球南北纬70°以上的永久阴影区中发现了多处含有水冰的区域。

  这成为人类首次在月球发现水冰存在的直接证据。

  

  (左)月球南北极区含有水冰的位置(天蓝色点),底图的灰度代表表面温度,颜色越深就越冷;(右)三处含有水冰区域的反射光谱示例(虚线是实际观测值,实线是平滑后的结果)| 参考文献[1]

  

  月球曾经“乾坤挪移”?

  除了在月球极区发现了水冰的存在,李帅团队还发现了一件“怪事”:在水星、谷神星发现水冰大多分布广、纯度较高,而月球极区永久阴影区中仅仅只有很少的地方(3.5%的区域)发现了水冰,同时水冰含量(质量百分比)只有5%。这意味着,发现的水冰是和大量月壤混合在一起的,纯度并不高。

  李帅团队对此的解释是:这可能是因为月球的南北极区“变成”极区的时间并不长,或者说,月球的极区位置曾发生过大幅度、非周期的变化。

  这个现象叫做“真极移”(true polar wonder)。真极移在太阳系天体的发展历程中倒也不算罕见,如火星、木卫二、土卫二,目前都普遍认为曾经发生过真极移。有些研究认为地球[12]和月球[13]也曾经发生过真极移。

  

  以地球为例的真极移示意图(并不是说地球真的一定发生过这样的真极移)| Victor C. Tsai / Wikimedia Commons

  如果月球曾经发生过真极移,那说明最近这次自转轴位置发生变化之后,很少有新的水冰再补充进来。现在发现的极区水冰很可能非常古老了,这或许对我们追溯月球上水的来源和变迁有重要启示。

  另外,这次发现的月球水冰可能仅仅只是 “冰山一角”,毕竟M3的探测范围只有地表以下1-2毫米[2],地下更深处很可能还藏着更多水冰——这还需要更先进的探测器甚至着陆器的实地探测来给出答案。

  有朝一日,如果人类真的可以重访月球,甚至建立长期的月球基地,这些水冰将会变为非常宝贵的储备。经过合理的开采和处理之后,不仅有望为人类的月球之旅提供饮用水,还可以通过分解来提供呼吸所需的氧气和作为火箭推进剂的氢气。

  这么一想,我们似乎离驻扎月球又近了一点呢~

  M3仪器的项目负责人Carle Pieters说:“这么多年以来,我已经学会了不对一个朝气蓬勃的年轻科学家说:某件极其困难的事是绝对不可能完成的。[10]”

  想必这回李帅团队的发现,算是对这句话很好的应验了。

  对本文作者李帅的采访

  这项研究的第一作者李帅,目前正在夏威夷大学从事博士后研究。此前,他曾在南京大学、中科院遥感所、布朗大学进行研修。本文有幸采访到李帅本人,请他对本项研究相关问题进行解答。

  Q1:在此之前也有研究者通过雷达等观测手段做了大量尝试,因何都没有探测到水冰呢?

  李帅:雷达探测对水冰含量有最低限制,要么就是大块的冰块,要么就是含量超过40%的含冰颗粒,要到这种纯度雷达才会有显著信号。而我们探测到的极区水冰含量远低于这个下限。这很好理解,极区如果长期没有新的水冰补充,而旧的水冰又不断被小天体长期撞击所打碎和混合,是不可能有大块冰块的,所以我非常理解为什么雷达观测没有探测到。事实上,LRO的影像数据中也没有看到任何异常,我想是因为同样的原因。

  Q2:在极区发现水冰是非常困难的,而具体难在何处呢?

  李帅:确实,自探测器时代以来,我们研究月球已经超过半个世纪,但其实对极地的成分分布了解还非常少。这主要是因为无法获取极区阴影区的光谱数据,而其他数据不是分辨率太低,就是不具备分析成分的能力。但对极区的研究又非常重要,因为这里的环境特殊,没有太阳的直射,再加上极地的温度那么低,那么很有可能那里还保留着很多与月球形成初期有关的活动,这对我们解开地月成因乃至追溯太阳系内的诸多早期活动都非常有用。

  Q3:针对极地的成分探测需要搭载哪些科学仪器呢?比如LP当年携带的仪器,已经跟不上现在的需求了吧?

  李帅:对的,LP的仪器分辨率都太低了。轨道器的话,最需要的还是高灵敏的光谱仪、质谱仪这类探测成分的仪器,对于月球这种不活跃的天体来说,一个高质量的光谱仪可以解决很多问题。着陆器和月球车这种实地考察当然更好了,那甚至可以直接打钻采样,以及测量冰的厚度,比如如果能打钻到10米深度,就可以测量不同深度的光谱了。

  Q4:这次在月球极区确认发现了水冰,接下来你有没有想要进一步探索的计划呢?

  李帅:当然有,正是因为对极区的探测既困难又非常重要,所以我真的很希望将来能有一个新的轨道器,专门针对极地进行探测。

  作者名片

  编辑:小柒

  排版:小爽

  参考文献:

  [1] Li, S., Lucey, P. G., Milliken, R. E., Hayne, P. O., Fisher, E., Williams, J. P., ... & Elphic, R. C. (2018). Direct Detections of Surface Exposed Water Ice in the Lunar Polar Regions. LPI Contributions, 2087.

  [2]Pieters, C. M., Goswami, J. N., Clark, R. N., Annadurai, M., Boardman, J., Buratti, B., ... & Hibbitts, C. (2009). Character and spatial distribution of OH/H2O on the surface of the Moon seen by M3 on Chandrayaan-1. science, 326(5952), 568-572.

  [3]Urey, H. C. (1952) The Planets: Their Origin and Development (Yale Univ Press, New Haven, CT).

  [4]Neumann, G. A., Cavanaugh, J. F., Sun, X., Mazarico, E. M., Smith, D. E., Zuber, M. T., ... & Barnouin, O. S. (2012). Bright and dark polar deposits on Mercury: Evidence for surface volatiles. Science, 1229764.

  [5]Deutsch, A. N., Neumann, G. A., & Head, J. W. (2017). New evidence for surface water ice in small‐scale cold traps and in three large craters at the north polar region of Mercury from the Mercury Laser Altimeter. Geophysical Research Letters, 44(18), 9233-9241.

  [6]Platz, T., Nathues, A., Schorghofer, N., Preusker, F., Mazarico, E., Schrder, S. E., ... & Schfer, M. (2017). Surface water-ice deposits in the northern shadowed regions of Ceres. Nature Astronomy, 1(1), 0007.

  [7]Feldman, W. C., Maurice, S., Binder, A. B., Barraclough, B. L., Elphic, R. C., & Lawrence, D. J. (1998). Fluxes of fast and epithermal neutrons from Lunar Prospector: Evidence for water ice at the lunar poles. Science, 281(5382), 1496-1500.

  [8]Lawrence, D. J. (2017). A tale of two poles: Toward understanding the presence, distribution, and origin of volatiles at the polar regions of the Moon and Mercury. Journal of Geophysical Research: Planets, 122(1), 21-52.

  [10]https://www.scientificamerican.com/article/beyond-the-shadow-of-a-doubt-water-ice-exists-on-the-moon/

  [11]Dundas, C. M., Bramson, A. M., Ojha, L., Wray, J. J., Mellon, M. T., Byrne, S., ... & Clark, E. (2018). Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes. Science, 359(6372), 199-201.

  [12] Steinberger, B., & Torsvik, T. H. (2008). Absolute plate motions and true polar wander in the absence of hotspot tracks. Nature, 452(7187), 620.

  [13] Siegler, M. A., Miller, R. S., Keane, J. T., Laneuville, M., Paige, D. A., Matsuyama, I., ... & Poston, M. J. (2016). Lunar true polar wander inferred from polar hydrogen. Nature, 531(7595), 480.

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