XX wiekEdytuj
program Apollo
Możliwość występowania lodu w podłogach polarnych kraterów księżycowych została po raz pierwszy zasugerowana w 1961 roku przez naukowców Caltech Kennetha Watsona, Bruce ' a C. Murraya i Harrisona Browna. Chociaż śladowe ilości wody zostały znalezione w próbkach skał księżycowych zebranych przez astronautów programu Apollo, zakładano, że jest to wynikiem zanieczyszczenia, a większość powierzchni Księżyca została ogólnie przyjęta jako całkowicie sucha. Jednak badanie próbek skał księżycowych z 2008 roku ujawniło dowody na obecność cząsteczek wody uwięzionych w szklanych kulkach wulkanicznych.,
pierwsze bezpośrednie dowody na obecność pary wodnej w pobliżu Księżyca zostały uzyskane w eksperymencie Apollo 14 ALSEP Suprathermal Ion Detector Experiment, SIDE, 7 marca 1971 roku. Seria wybuchów jonów pary wodnej została zaobserwowana przez spektrometr mas przyrządowy na powierzchni Księżyca w pobliżu lądowiska Apollo 14.
Łuna 24
w lutym 1978 roku radzieccy naukowcy M. Achmanova, B. Dement ' EV i M. Markov z Vernadsky Institute of Geochemistry and Analytical Chemistry opublikowali artykuł, w którym twierdzili, że wykrycie wody jest dość definitywne., Ich badania wykazały, że próbki zwrócone na Ziemię przez radziecką sondę Łuna 24 z 1976 roku zawierały około 0,1% masy wody, jak widać w spektroskopii absorpcyjnej w podczerwieni( o długości fali około 3 µm), na poziomie detekcji około 10 razy powyżej progu.
Clementine
złożony obraz południowego obszaru polarnego Księżyca, przechwycony przez sondę NASA Clementine w ciągu dwóch dni księżycowych. Stale zacienione obszary mogą zawierać lód wodny.,
proponowany dowód na obecność lodu wodnego na Księżycu pochodzi z 1994 roku z amerykańskiej wojskowej sondy Clementine. W badaniu znanym jako „bistatic radar experiment”, Clementine użył swojego nadajnika do przesyłania fal radiowych w ciemne rejony południowego bieguna Księżyca. Echa tych fal zostały wykryte przez duże anteny ANTENOWE sieci Deep Space na Ziemi. Wielkość i polaryzacja tych ECHA była zgodna z lodowatą, a nie kamienistą powierzchnią, ale wyniki były niejednoznaczne, a ich znaczenie zostało zakwestionowane., Ziemskie pomiary radarowe zostały wykorzystane do identyfikacji obszarów, które są w stałym cieniu, a tym samym mają potencjał do przechowywania lodu księżycowego: szacunki całkowitego zasięgu zacienionych obszarów poleward o szerokości 87,5 stopni wynoszą odpowiednio 1030 i 2550 kilometrów kwadratowych (400 i 980 mil kwadratowych) dla bieguna północnego i Południowego. Kolejne symulacje komputerowe obejmujące dodatkowy teren sugerowały, że obszar do 14 000 kilometrów kwadratowych może być w stałym cieniu.,
Lunar Prospector
sonda Lunar Prospector, wystrzelona w 1998 roku, wykorzystała spektrometr neutronów do pomiaru ilości wodoru w regolicie księżycowym w pobliżu regionów polarnych. Był w stanie określić obfitość i lokalizację wodoru w granicach 50 części na milion i wykrył zwiększone stężenie wodoru na księżycowym Biegunie Północnym i południowym. Interpretowano je jako wskazujące na znaczne ilości lodu wodnego uwięzionego w trwale zacienionych kraterach, ale mogło to być również spowodowane obecnością rodnika hydroksylowego (*OH) związanego chemicznie z minerałami., Na podstawie danych Clementine i Lunar Prospector, naukowcy NASA oszacowali, że w przypadku obecności lodu powierzchniowego, całkowita ilość może wynosić 1-3 kilometrów sześciennych (0,24-0,72 cu mi). W lipcu 1999 roku, pod koniec swojej misji, sonda Lunar Prospector została celowo rozbita w Krater Shoemaker, w pobliżu bieguna południowego Księżyca, w nadziei, że wykrywalne ilości wody zostaną uwolnione. Jednak obserwacje spektroskopowe z naziemnych teleskopów nie ujawniły widmowej sygnatury wody.,
Cassini-Huygens
Więcej podejrzeń co do istnienia wody na Księżycu zostało wygenerowanych przez niejednoznaczne dane wyprodukowane przez misję Cassini–Huygens, która minęła Księżyc w 1999 roku.
XXI wiekEdytuj
Deep Impact
w 2005 roku obserwacje Księżyca przez sondę Deep Impact dostarczyły niejednoznacznych danych spektroskopowych sugerujących obecność wody na Księżycu. W 2006 roku obserwacje z użyciem radaru planetarnego Arecibo pokazały, że niektóre z radarów Clementine, które wcześniej uważano za wskazujące na lód, mogą być związane ze skałami wyrzuconymi z młodych kraterów., Jeśli to prawda, oznaczałoby to, że neutrony pochodzące z księżycowego Prospektu pochodziły głównie z wodoru w postaci innej niż lód, np. uwięzionych cząsteczek wodoru lub związków organicznych. Interpretacja danych Arecibo nie wyklucza jednak możliwości występowania lodu wodnego w trwale zacienionych kraterach. W czerwcu 2009 roku sonda NASA Deep Impact, obecnie przebudowana na EPOXI, dokonała dalszych potwierdzających pomiarów wodoru podczas kolejnego przelotu na Księżycu.,
Kaguya
W ramach programu mapowania Księżyca, Japońska sonda Kaguya, wystrzelona we wrześniu 2007 roku na 19-miesięczną misję, przeprowadziła obserwacje spektrometryczne promieniowania gamma z orbity, które mogą mierzyć obfitość różnych pierwiastków na powierzchni Księżyca. Japońskie czujniki obrazowe sondy Kaguya o wysokiej rozdzielczości nie wykryły żadnych oznak lodu wodnego w trwale zacienionych kraterach wokół południowego bieguna Księżyca, a zakończyła ona swoją misję rozbiciem się o powierzchnię księżyca w celu zbadania zawartości pióropusza ejecta.,
Chang 'E 1
wystrzelony w październiku 2007 roku orbiter Chang' E 1 Chińskiej Republiki Ludowej wykonał pierwsze szczegółowe zdjęcia niektórych obszarów polarnych, w których prawdopodobnie znajduje się woda lodowa.
Chandrayaan-1
zdjęcie Księżyca wykonane przez mapera mineralogii Księżyca., Niebieski pokazuje widmową sygnaturę wodorotlenku, zielony pokazuje Jasność powierzchni mierzoną odbitym promieniowaniem podczerwonym od Słońca, a czerwony pokazuje minerał zwany piroksenem.
Indyjska sonda ISRO Chandrayaan – 1 wypuściła sondę uderzeniową Moon Impact Probe (MIP), która uderzyła w Krater Shackleton, na księżycowym biegunie południowym, o 20:31 w dniu 14 listopada 2008, uwalniając podziemne szczątki, które zostały zbadane pod kątem obecności lodu wodnego., Podczas 25-minutowego opadania sonda Chandra ' s Altitudinal Composition Explorer (CHACE) zarejestrowała dowody obecności wody w 650 widmach masowych zgromadzonych w cienkiej atmosferze nad powierzchnią księżyca i w odbitych promieniach słonecznych.
25 września 2009 NASA ogłosiła, że dane przesłane z jej M3 potwierdziły istnienie wodoru na dużych obszarach powierzchni Księżyca, choć w niskich stężeniach i w postaci grupy hydroksylowej ( · OH) chemicznie związanej z glebą. Potwierdza to wcześniejsze dowody ze spektrometrów znajdujących się na pokładzie sond Deep Impact i Cassini., Na Księżycu cecha ta jest postrzegana jako szeroko rozproszona absorpcja, która wydaje się najsilniejsza na chłodniejszych wysokich szerokościach geograficznych i kilku świeżych kraterów skaleniowych. Ogólny brak korelacji tej cechy w danych sunlit M3 z danymi spektrometru neutronowego H2o sugeruje, że tworzenie i zatrzymywanie OH I H2O jest procesem ciągłym. Procesy produkcyjne OH/H2O mogą zasilać polarne zimne pułapki i uczynić regolit księżycowy kandydatem do poszukiwania substancji lotnych dla ludzi.,
chociaż wyniki M3 są zgodne z ostatnimi odkryciami innych instrumentów NASA na pokładzie Chandrayaan-1, odkryte cząsteczki wody w regionach polarnych Księżyca nie są zgodne z obecnością grubych osadów prawie czystej wody w odległości kilku metrów od powierzchni Księżyca, ale nie wyklucza to obecności małych (<∼10 cm (3,9 cala)), dyskretnych kawałków lodu zmieszanych z regolitem. Dodatkowa analiza M3 opublikowana w 2018 dostarczyła bardziej bezpośrednich dowodów na obecność lodu wodnego w pobliżu powierzchni w odległości 20 ° szerokości geograficznej obu biegunów., Oprócz obserwacji światła odbitego od powierzchni, naukowcy wykorzystali możliwości absorpcji bliskiej podczerwieni M3 w stale zacienionych obszarach regionów polarnych, aby znaleźć widma absorpcyjne zgodne z lodem. W rejonie bieguna północnego lód wodny jest rozproszony w łatach, podczas gdy jest bardziej skoncentrowany w jednym ciele wokół bieguna południowego. Ponieważ te obszary polarne nie doświadczają wysokich temperatur (większych niż 373 Kelviny), postulowano, że bieguny działają jako zimne pułapki, w których odparowana woda jest gromadzona na Księżycu.,
w marcu 2010 roku poinformowano, że Mini-SAR na pokładzie Chandrayaan-1 odkrył ponad 40 stale zaciemnionych kraterów w pobliżu bieguna północnego Księżyca, które są hipotezą, że zawierają około 600 milionów ton metrycznych lodu wodnego. Radar o wysokiej RKO nie jest jednoznacznie diagnozowany ani chropowatości, ani lodu; zespół naukowy musi wziąć pod uwagę środowisko wystąpień sygnału o wysokiej RKO, aby zinterpretować jego przyczynę. Lód musi być stosunkowo czysty i co najmniej kilka metrów grubości, aby dać ten podpis., Szacowana ilość lodu wodnego jest porównywalna do ilości szacowanej na podstawie danych neutronowych z poprzedniej misji Lunar Prospector.
Lunar Reconnaissance Orbiter/Lunar Crater Observation and Sensing Satellite
wideo wygenerowane z obrazów Lunar Reconnaissance Orbiter NASA pokazujących obszary stałego cienia. Realistyczne cienie ewoluują przez kilka miesięcy.,
9 października 2009 roku górny etap rakiety nośnej Atlas V został skierowany do krateru Cabeus o 11: 31 UTC, a następnie wkrótce przez sondę kosmiczną NASA Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS), która przeleciała przez pióropusz ejecta.LCROSS wykrył znaczną ilość grupy hydroksylowej w materiale wyrzuconym z krateru polarnego Południowego przez Impaktor; może to być przypisane materiałom wodonośnym-co wydaje się być” bliskie czystej krystalicznej wodzie z lodem ” zmieszanej z regolitem., W rzeczywistości wykryto grupę chemiczną hydroksylową ( · OH), która prawdopodobnie pochodzi z wody, ale może być również hydratami, które są solami nieorganicznymi zawierającymi chemicznie związane cząsteczki wody. Charakter, koncentracja i rozmieszczenie tego materiału wymaga dalszej analizy; główny naukowiec misji Anthony Colaprete stwierdził, że ejecta wydaje się zawierać szereg drobnoziarnistych cząstek prawie czystej krystalicznej wody-lodu. Późniejsza analiza definitywna wykazała, że stężenie wody wynosi „5,6 ± 2,9% masowo”.,
instrument Mini-RF na pokładzie Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) zaobserwował pióropusz szczątków z uderzenia orbitera LCROSS i stwierdzono, że lód wodny musi być w postaci małych (< ~10 cm), dyskretnych kawałków lodu rozmieszczonych w całym regolicie lub jako cienka powłoka na ziarnach lodu. To, w połączeniu z monostatycznymi obserwacjami radarowymi, sugeruje, że lód wodny obecny w stale zacienionych regionach księżycowych kraterów polarnych jest mało prawdopodobne, aby był obecny w postaci grubych, czystych złóż lodu.,
dane uzyskane przez Lunar Exploration Neutron Detector (LEND) instrument pokładowy LRO pokazują kilka regionów, w których strumień neutronów nabłonkowych z powierzchni jest tłumiony, co wskazuje na zwiększoną zawartość wodoru. Dalsza analiza danych LEND sugeruje, że zawartość wody w regionach polarnych nie zależy bezpośrednio od warunków oświetlenia powierzchni, ponieważ obszary oświetlone i zacienione nie wykazują żadnej znaczącej różnicy w szacowanej zawartości wody., Zgodnie z obserwacjami samego tego instrumentu ” stała niska temperatura powierzchni chłodni nie jest koniecznym i wystarczającym warunkiem do zwiększenia zawartości wody w regolicie.”
badanie wysokościomierza laserowego LRO krateru Shackleton na księżycowym biegunie południowym sugeruje, że do 22% powierzchni tego krateru jest pokryte lodem.
Melt inclusions in Apollo 17 samples
in May 2011, Erik Hauri et al., odnotowano 615-1410 ppm wody w roztopowych inkluzjach w księżycowej próbce 74220, słynnej wysoko tytanowej „pomarańczowej szklanej glebie” pochodzenia wulkanicznego zebranej podczas misji Apollo 17 w 1972 roku. Inkluzje powstały podczas wybuchowych erupcji na Księżycu około 3,7 miliarda lat temu.
stężenie to jest porównywalne z stężeniem magmy w górnym płaszczu Ziemi. Chociaż Ogłoszenie to cieszy się sporym zainteresowaniem selenologicznym, nie zapewnia większego komfortu niedoszłym księżycowym kolonistom., Próbka powstała wiele kilometrów pod powierzchnią, a inkluzje są tak trudno dostępne, że zajęło 39 lat, aby je wykryć za pomocą najnowocześniejszego jonowego instrumentu mikroprocesorowego.
Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy
w październiku 2020 roku astronomowie poinformowali o wykryciu wody molekularnej na nasłonecznionej powierzchni Księżyca przez kilka niezależnych zespołów naukowych, w tym Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA)., Szacowana liczebność wynosi około 100 do 400 ppm, z rozdziałem w małym zakresie szerokości geograficznej, prawdopodobnie w wyniku lokalnej geologii, a nie globalnego zjawiska. Sugerowano, że wykryta woda jest przechowywana w szklankach lub w Pustkach między ziarnami osłoniętych od trudnych warunków księżycowych, dzięki czemu woda pozostaje na powierzchni Księżyca. Korzystając z danych z Lunar Reconnaissance Orbiter, wykazano, że oprócz dużych, stale zacienionych obszarów w obszarach polarnych Księżyca, istnieje wiele nieoznaczonych zimnych pułapek, znacznie zwiększających obszary, w których może gromadzić się lód., Około 10-20% stałego obszaru zimnej pułapki dla wody znajduje się w „mikro zimnych pułapkach” znalezionych w cieniach na skalach od 1 km Do 1 cm, na łącznej powierzchni ~40 000 km2, z czego około 60% znajduje się na południu, a większość zimnych pułapek dla lodu wodnego znajduje się na szerokościach geograficznych >80° ze względu na trwałe cienie.,
26 października 2020: w artykule opublikowanym w Nature Astronomy, zespół naukowców wykorzystał Sofię, teleskop na podczerwień zamontowany wewnątrz jumbo jeta 747, aby dokonać obserwacji, które wykazały jednoznaczne dowody wody na częściach Księżyca, gdzie świeci słońce.”Odkrycie to ujawnia, że woda może być rozprowadzana po powierzchni Księżyca i nie ogranicza się do zimnych zacienionych miejsc w pobliżu biegunów księżycowych,” Paul Hertz, dyrektor Wydziału astrofizyki NASA, powiedział podczas konferencji prasowej w poniedziałek.