20 centuryEdit
Program Apollo
možnost led v patrech polární měsíčních kráterů byl poprvé navrhl v roce 1961 Caltech vědci Kenneth Watson, Bruce C. Murray a Harrison Brown. Přestože ve vzorcích lunárních hornin shromážděných astronauty Apolla bylo nalezeno stopové množství vody, předpokládalo se, že to je výsledek kontaminace, a většina lunárního povrchu byla obecně považována za zcela suchou. Studie vzorků lunárních hornin z roku 2008 však odhalila důkazy o molekulách vody uvězněných v korálcích sopečného skla.,
první přímý důkaz vodní páry poblíž Měsíce byl získán experimentem Supratermálního iontového detektoru Apollo 14 ALSEP, SIDE, 7. března 1971. Série výbuchů iontů vodní páry byla pozorována hmotnostním spektrometrem přístroje na měsíčním povrchu poblíž místa přistání Apolla 14.
Luna 24
V únoru roku 1978 Sovětští vědci M. Akhmanova, B. Dement ‚ ev, a. M. Markova z Vernadsky Institutu Geochemie a Analytické Chemie zveřejnila dokument s tvrzením, detekce vody s definitivní platností., Jejich studie ukázala, že vzorky se vrátil na Zemi z roku 1976 Sovětská sonda Luna 24 obsažené 0,1% vody podle hmotnosti, jak je vidět v infračervené absorpční spektroskopie (asi 3 µm (0.00012 v) vlnová délka), na detekční úrovni asi 10 krát převyšuje prahovou hodnotu.
Clementine
kompozitní obraz jižní polární oblasti Měsíce, zachycený Klementinovou sondou NASA během dvou lunárních dnů. Trvale zastíněné oblasti by mohly ukrývat vodní led.,
navrhovaný důkaz vodního ledu na Měsíci přišel v roce 1994 z vojenské sondy Clementine Spojených států. V šetření známý jako ‚bistatic radar experiment, Clementine používá své vysílače, aby paprsek rádiových vln do temné oblasti jižního pólu Měsíce. Ozvěny těchto vln byly detekovány velkými anténami Deep Space Network na Zemi. Velikost a polarizace tyto ozvěny byla v souladu s ledovým spíše než skalnatém povrchu, ale výsledky byly neprůkazné, a jejich význam byl zpochybňován., Země na základě radarových měření byly použity k identifikaci oblastí, které jsou v trvalém stínu, a proto mají potenciál harbour lunárního ledu: Odhady celkového rozsahu zastíněných oblastech poleward 87,5 ° šířky jsou 1,030 a 2,550 čtverečních kilometrů (400 a 980 sq mi) pro severní a jižní póly, resp. Následné počítačové simulace zahrnující další terén navrhl, že oblast až 14 000 čtverečních kilometrů (5,400 sq mi), může být v trvalém stínu.,
Lunar Prospector
sonda Lunar Prospector, vypuštěná v roce 1998, použila neutronový spektrometr k měření množství vodíku v lunárním regolitu poblíž polárních oblastí. Byl schopen určit množství vodíku a umístění do 50 dílů na milion a zjistil zvýšené koncentrace vodíku na měsíčním severním a jižním pólu. Tyto byly vykládány tak značné množství vodního ledu uvězněná v trvale zastíněných kráterů, ale může být také v důsledku přítomnosti hydroxylových radikál (•OH) chemicky vázaných minerálů., Na základě údajů Clementina a lunárního prospektora vědci NASA odhadli, že pokud je přítomen LED povrchových vod, celkové množství by mohlo být řádově 1-3 kubických kilometrů (0,24–0,72 cu mi). V červenci 1999 byla na konci své mise sonda Lunar Prospector úmyslně narazila do kráteru Shoemaker poblíž jižního pólu Měsíce v naději, že bude uvolněno detekovatelné množství vody. Spektroskopická pozorování z pozemních dalekohledů však neodhalila spektrální podpis vody.,
Cassini–Huygens
Další podezření o existenci vody na Měsíci byly generovány neprůkazné údaje produkován Cassini–Huygens mise, který se prošel na Měsíci v roce 1999.
21st centuryEdit
Deep Impact
v roce 2005 pozorování Měsíce kosmickou lodí Deep Impact vytvořilo neprůkazné spektroskopické údaje naznačující vodu na Měsíci. V roce 2006, pozorování s Arecibo planetární radar ukázal, že některé z blízkosti-polární Clementine radar vrací, dříve prohlašoval, orientační ledu, může místo toho být spojeno s kameny vyvržené z mladých kráterů., Pokud je to pravda, znamenalo by to, že výsledky neutronů z lunárního Prospektoru byly primárně z vodíku ve formách jiných než LED, jako jsou zachycené molekuly vodíku nebo organické látky. Interpretace dat Arecibo však nevylučuje možnost vodního ledu v trvale zastíněných kráterech. V červnu 2009 provedla kosmická loď NASA Deep Impact, nyní přepracovaná EPOXI, další potvrzující měření vázaného vodíku během dalšího lunárního letu.,
Kaguya
Jako součást své měsíční mapování program, Japonské sondy Kaguya, která byla zahájena v září 2007 na 19-měsíční mise, provádí gama spektrometrií pozorování z oběžné dráhy, které mohou měřit abundances různých prvků na povrchu Měsíce. Japonská sonda Kaguya je vysoké rozlišení obrazových snímačů se nepodařilo zjistit žádné známky vodního ledu v trvale zastíněných kráterech v okolí jižního pólu Měsíce, a skončil její misi nárazem do měsíčního povrchu za účelem studia ejecta plume obsahu.,
Chang ‚e 1
lidová Republika Číny Chang‘ e 1 orbiter, která byla zahájena v říjnu 2007, vzal první detailní fotografie některých polárních oblastech, kde ledové vody, je pravděpodobné, že bude nalezen.
Chandrayaan-1
Přímý důkaz měsíční vody na Měsíci atmosféra získaná Chandrayaan-1 je Výškový Složení (CHACE) výstupní profil
Obrázek Měsíce přijatá Moon Mineralogy Mapper., Modrá ukazuje spektrální podpis sodný, zelený ukazuje jas povrchu měřené odráží infračervené záření ze Slunce, a červená ukazuje minerálu pyroxenu.
indické ISRO sonda Chandrayaan-1 vydala Moon Impact Probe (MIP), které ovlivnily Kráteru Shackleton, lunární jižní pól, v 20:31 dne 14. listopadu 2008, kterým se podzemní trosky, které byly analyzovány na přítomnost vodního ledu., Během své 25-minutové klesání, dopad sondy Chandra Výškové Složení Explorer (CHACE) zaznamenaný důkaz vody v 650 hmotnostní spektrum se shromáždili v tenké atmosféře nad povrch Měsíce a hydroxylové absorpční čáry v odraženém slunečním světle.
Na září 25, 2009, NASA prohlásil, že data odeslaná z jeho M3 potvrdil existenci vodíku na velkých plochách povrchu Měsíce, i když v nízkých koncentracích a v podobě hydroxylové skupiny (OH) chemicky vázané k půdě. To podporuje dřívější důkazy ze spektrometrů na palubě sond Deep Impact a Cassini., Na Měsíci, funkce je vnímána jako široce distribuován absorpce, která se zdá nejsilnější na chladnější vysokých zeměpisných šířkách a v několika čerstvé živičné krátery. Obecný nedostatek korelace této funkce v prosluněné M3 dat s neutronový spektrometr H množství údajů naznačuje, že na tvorbě a uchování OH a H2O probíhá povrchového procesu. Výrobní procesy OH/H2O mohou krmit polární pasti za studena a učinit z lunárního regolitu kandidátský zdroj těkavých látek pro průzkum lidí.,
i když M3 výsledky jsou v souladu s nedávnými zjištěními jiných NASA nástrojů, palubní Chandrayaan-1, zjistil, že molekuly vody na Měsíci je polární oblasti, není v souladu s přítomností husté vklady téměř čistého vodního ledu během několika metrů od povrchu měsíce, ale to nevylučuje přítomnost malých (<∼10 cm (3.9 in)), diskrétní kousky ledu ve směsi s regolitu. Další analýza s M3 publikovaná v roce 2018 poskytla přímější důkaz vodního ledu v blízkosti povrchu v šířce 20° od obou pólů., Kromě pozorování odraženého světla od povrchu, vědci použili M3 je v blízkosti-infračervené absorpční schopnosti v trvale zastíněných oblastech polárních oblastech najít absorpční spektra v souladu s ledem. V oblasti severního pólu je vodní led rozptýlen v záplatách, zatímco je koncentrovanější v jediném těle kolem jižního pólu. Protože tyto polární oblasti nezažívají vysoké teploty (větší než 373 Kelvin), bylo předpokládáno, že Poláci působí jako studené pasti, kde se na Měsíci shromažďuje odpařená voda.,
V Březnu 2010, to bylo hlásil, že Mini-SAR na palubě Chandrayaan-1 byla objevena před více než 40 trvale tmavé krátery v blízkosti Měsíce na severní pól, které jsou předpokládali, že obsahují odhadem 600 milionů tun vodního ledu. Vysoká CPR radaru není jednoznačně diagnostická ani drsnost, ani LED; vědecký tým musí vzít v úvahu prostředí výskytů vysokého CPR signálu, aby interpretoval jeho příčinu. Led musí být relativně čistý a alespoň pár metrů tlustý, aby dal tento podpis., Odhadované množství potenciálně přítomného vodního ledu je srovnatelné s množstvím odhadovaným z předchozí mise neutronových dat lunárního prospektora.
Lunar Reconnaissance Orbiter | Lunar Crater Observation and Sensing Satellite
Video generované z NASA Lunar Reconnaissance Orbiter obrazy znázorňující oblastech trvalého stínu. Realistické stíny se vyvíjejí během několika měsíců.,
Dne 9. října 2009, Kentaur horní fázi jeho nosné rakety Atlas V byl zaměřen na dopad kráteru Cabeus v 11:31 UTC, po níž následovala za NASA Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS) kosmické lodi, která letěla přes ejecta oblak.LCROSS zjištěny značné množství hydroxylových skupiny v materiálu vyvolána z jižní polární kráter u nárazového tělesa; toto může být přičítáno vody, nosných materiálů – to, co se zdá být „téměř čistý krystalický vodní led“ smíšené v regolitu., Ve skutečnosti byla zjištěna chemická skupina hydroxyl · * OH), která je podezřelá z vody, ale mohla by to být také hydráty, což jsou anorganické soli obsahující chemicky vázané molekuly vody. Povaze, koncentraci a distribuci tohoto materiálu vyžaduje další analýzu, vedoucí mise vědec Anthony Colaprete uvedl, že ejecta zdá zahrnují řadu jemnozrnné částice téměř čistý krystalický vodní led. Pozdější definitivní analýza zjistila, že koncentrace vody je „5,6 ± 2,9% hmotnostních“.,
Mini-RF přístrojů na palubě Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) pozorován oblak trosek z dopadu LCROSS orbiter, a byl vyvozen závěr, že vodní led musí být ve formě malých (< ~10 cm), diskrétní kousky ledu distribuovány po celém hornin, nebo jako tenký povlak na ledová zrna. To spolu s monostatickými radarovými pozorováními naznačuje, že vodní led přítomný v trvale zastíněných oblastech měsíčních polárních kráterů pravděpodobně nebude přítomen ve formě hustých, čistých ledových usazenin.,
dat získaných pomocí Lunar Exploration Neutron Detector (LEND) přístroje na palubě LRO ukazují několik regionů, kde epithermal neutronový tok z povrchu je potlačena, což svědčí o posílené obsah vodíku. Další analýza PŮJČIT údajů vyplývá, že obsah vody v polárních oblastech není přímo určen osvětlení podmínky povrchu, jako osvětlené a zastíněné regiony se neprojeví žádné významné rozdíly v odhadované obsahu vody., Podle pozorování samotného tohoto nástroje „trvalá nízká povrchová teplota studených pastí není nezbytnou a dostatečnou podmínkou pro zvýšení obsahu vody v regolitu.“
laserový výškoměr LRO zkoumání kráteru Shackleton na měsíčním jižním pólu naznačuje, že až 22% povrchu tohoto kráteru je pokryto ledem.
inkluze taveniny ve vzorcích Apollo 17
V květnu 2011, Erik Hauri et al., hlášeno 615-1410 ppm voda v inkluzi taveniny v lunárním vzorku 74220, slavná vysoce Titanová „oranžová skleněná půda“ sopečného původu shromážděná během mise Apollo 17 v roce 1972. Inkluze byly vytvořeny během explozivní erupce na Měsíci přibližně 3,7 miliardami let.
tato koncentrace je srovnatelná s koncentrací magmatu v horním plášti Země. Zatímco značný selenologický zájem, toto oznámení poskytuje malou útěchu rádoby lunárním kolonistům., Vzorek pochází mnoho kilometrů pod povrchem, a inkluze jsou tak obtížné, aby se přístup, že to trvalo 39 let, odhalit jim s state-of-the-art iontovou mikrosondu nástroje.
Stratosférické Observatoře pro Infračervenou Astronomii
V říjnu roku 2020, astronomů informoval odhalování molekulární vody na slunný povrch měsíce pomocí několika nezávislých vědeckých týmů, včetně Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA)., Odhadovaná hojnost je asi 100 až 400 ppm, s distribucí v malém rozsahu zeměpisné šířky, pravděpodobně v důsledku místní geologie a nikoli globálního jevu. Bylo navrženo, že zjištěná voda je uložena v brýlích nebo v dutinách mezi zrny chráněnými před drsným měsíčním prostředím, což umožňuje, aby voda zůstala na měsíčním povrchu. Pomocí dat z Lunar Reconnaissance Orbiter, bylo prokázáno, že kromě velkých, trvale zastíněných regionů v Měsíci polárních oblastech, tam je mnoho nezmapovaných studené pasti, podstatně rozšiřovat oblasti, kde led může hromadit., Přibližně 10-20% trvalé studené pasti pro oblast vody je zjištěno, že být obsaženy v „mikro studené pasti“ našel ve stínu na stupnici od 1 km do 1 cm na celkové ploše ~40,000 km2, asi 60%, což je na Jihu, a většinou studené pasti pro vodní led se nacházejí v zeměpisných šířkách >80° vzhledem k trvalé stíny.,
26. října 2020: Ve studii zveřejněné v Příroda Astronomie, tým vědců použil SOFIA, infračervený dalekohled namontován uvnitř boeing 747 jumbo jet, aby se pozorování, která ukázala, jednoznačné důkazy o vodě na části měsíce, kde svítí slunce.“Tento objev ukazuje, že voda může být distribuovány po povrchu měsíce a není omezena na chladných zastíněných místech, v blízkosti měsíčních pólů,“ Paul Hertz, ředitel NASA astrophysics division, řekl při tiskové konferenci v pondělí.