月球之水的新探测

□ 国家天文台 王 竞

月球之水的新探测

□ 国家天文台 王 竞

月球之水的探测史

作为人类家园——地球的唯一一颗天然卫星，月球一直受到科学家和公众的广泛关注。 这是因为对月球的探测和研究不仅有助于揭示行星形成和演化的谜团，而且有助于人类对月球资源的开发和利用。正因为如此，从20世纪60年代以来，人类从未停止过对月球的探索。比较著名的探索月球的计划有苏联的月球（Luna）计划，美国的阿波罗计划，以及中国的嫦娥计划。

在众多关于月球的问题中，人们最关注的是月球上是否存在水。除了在行星形成和演化中的重要地位，水还是生命存在的前提。然而，阿波罗计划所得到的结果是令人失望的。对阿波罗计划所采集的月球表面岩石和土壤的成分分析表明：和地球截然不同，月球表面很可能是极端干燥的。基于早期的通过实验室加热汽化的方法，研究人员无法判断从阿波罗计划所采集的月球表面土壤样品中所释放出的水是否真的来自月球，它们极有可能是来自地球环境对样品的污染。在阿波罗16所采集的月面角砾岩中所发现的“铁锈”成分FeO(OH)也不能排除是来自地球大气对样品的污染。

图1 自古以来人类非常关注：美丽的月球上是否有水。

图2 中国的探月计划------嫦娥工程系列

转机发生在2009年。印度的月船1号月球探测器（Chandrayaan-1）和欧空局的卡西尼（Cassini）计划对月球的探测宣告人们必须改变这一保持了接近半个世纪的观点。利用月表反射光光谱中水（羟基）分子在2.8和3微米处的吸收，印度/美国国家航空航天局联合研制的月船号月球探测器-1/月球矿物地图绘制(Chandrayaan-1/ Moon Mineralogy Mapper，M3)载荷和卡西尼（Cassini）上的红外绘图分光计(Infrared Mapping Spectrometer，VIMS)载荷分别独立地宣布在月球表面的岩石中探测到了广泛分布的水。这些水分子通过化学方式被牢牢吸附在岩石表面。

尽管实验表明这些化学吸附的水分子在温度低于500K时都是化学稳定的，但是，理论上，这些水分子在月球表面可以通过微陨石轰击、紫外光子受激脱附以及太阳风高能质子溅射的方式释放出来。从月表岩石中逃离出来的水分子会驻留在月球表面的大气层中。

图3 月船号月球探测器-1/月球矿物地图绘制(Chandrayaan-1/Moon Mineralogy Mapper，M3）载荷所探测的全月面水含量分布。蓝色区域：存在OH/H2O 分子在3微米处的吸收。绿色区域：在2.4微米处反射的太阳辐射，红色区域：含铁辉石在2.4微米处的吸收。(图取自Seince网站 )

月球外逸层

很长时间以来，人们就已经知道，月球固体表面的上空并不是完全的真空。月球有一个极端稀薄的大气，通常称为外逸层。由于气体密度极低，外逸层的一个特点是组成它的分子之间是无碰撞的。其极端稀薄的环境导致直到现在准确确定月球外逸层的物理组成和化学成分在探测上都是一个挑战。尽管如此，自从阿波罗计划以来，人们就一直尝试利用各种方法来确定月球外逸层的化学成分和组成。

月球外逸层的探测方法

图4 月球表面阿波罗17号月球漫游车及科学仪器舱

从探测原理上来说，对月球外逸层的探测可以分为两类。一类是通过直接记数的方法，获得外逸层的气体总体密度或者质谱（不同质量的原子或分子记数值）。通过分析同质量的原子或分子记数值就可以直接确定外逸层的化学组成。这种方法虽然直接，但是一个缺点是有时很难排除探测器本身在空间环境中放气的影响。由阿波罗12，14和15放置在月表的冷阴极真空计实验（Cold Cathode Gauge Experiments，CCGEs)的探测结果显示月球夜晚的外逸层密度为2×105cm-3，白天的密度可能不超2×107cm-3。 阿波罗17所携带的月球大气组成实验质谱仪（Lunar Atmosphere Composition Experiment，LACE）则在月夜的外逸层中不可置疑地探测到了4He。

另外一类方法是通过对外逸层中原子/分子的受激辐射发射线的探测，利用已知的原子分子物理来反推出其中的物理组成和化学成分。外逸层中的分子会被来自太阳的紫外光电离和激发，处于高激发态的原子/分子会向低电离态跃迁，跃迁过程会在特定的波长上产生线辐射。通过分析安装在阿波罗17号轨道舱的紫外光谱仪(Ultraviolet Spectrometer, UVS)以及哈勃空间望远镜的暗天体光谱仪(Hubble Space Telescope/Faint Object Spectrograph, HST/FOS)的光谱数据，科学家估计了外逸层中H、 O、C、N、S、Kr、Xe、H2、Mg、Mg离子，羟基以及CO分子等不同元素的密度上限。作为月球外逸层研究的一个重大突破, 人们利用地面高空间分辨率的长缝光谱准确地测量了月球外逸层中Na和K的密度。

月基光学望远镜

作为人类首台部署在地外天体平台的全自动天文望远镜，月基光学望远镜自然也可以利用外逸层中原子/分子的受激辐射来开展针对外逸层的探测。相比于之前提及的辐射探测而言，月基光学望远镜可以在月面针对外逸层开展就位测量，这大大提高了被探测信号的强度。

作为嫦娥三号任务探测器着陆器有效载荷之一，月基光学望远镜充分利用月球没有大气干扰和自转缓慢的优势，完成地面所无法实现的天文观测任务。在近紫外波段对几类具有剧烈活动的天体的光变进行长期连续监测，开展在强引力场、强磁场条件下的天体物理过程、恒星内部结构等研究领域的基础研究工作。所开展的天文巡天观测，将填补美国星系演化探险者(Galaxy Evolution Explorer, GALEX)卫星在低银道面的空白。自2013年12月16日首次开机以来，月基光学望远镜已在月面顺利工作一年多。

月基光学望远镜是由中国科学院国家天文台和西安光机所合作研制。它主要工作在近紫外波段，由望远镜主体、平面反射镜转台以及焦面探测器组成（图5）。望远镜主体横卧在着陆器舱内固定不动，口径15厘米，焦比3.75。其光学系统采用经典的里奇-古雷季昂(Ritchey-Chretien)设计。二维的平面反射镜转台位于望远镜主体前方，通过控制反射镜的转动，就可以对准目标天体并实现跟踪，将来自天体的紫外线导入望远镜主体。焦面探测器采用紫外增强型CCD，有效像元数1024×1024。对应的有效视场1.36×1.36平方度。该望远镜具有：自动化程度高、重量轻、月面环境适应性强的特点。在月面通过自主定标可实现任意姿态望远镜机架指向控制；国内首次在具有空间环境适应性的计算机单元上实现天文目标的识别、匹配及提取；通过轻质复合材料的选取以及结构优化实现超轻量化（总重量13.6kg）；可在-20℃~40℃的温度范围内不依赖调焦机构满足望远镜工作要求。图6是月基光学望远镜所拍摄的近紫外波段天空图像。

图5 月基光学望远镜最终交付产品。左侧为望远镜主体，右侧为反射镜及转台。红色部分为覆盖物，以防止运输过程中地球大气环境对镜面的污染，发射前摘除。

图6 月基光学望远镜所拍摄的天体紫外波段图像。

探测月球之水的新成果

图7 月球与水的艺术想象图

受到太阳紫外光子辐照的作用，外逸层中的羟基分子在3087Å有一个共振散射发射带。它的波长正好落在月基光学望远镜的探测带宽内，这意味着我们能够利用月基光学望远镜拍摄的月面天空背景辐射来反演出外逸层中羟基分子的含量。

考虑到能源供给问题，月基光学望远镜只能在月球的“白天”观测。因为月球上没有类似地球的浓密大气，所以即使是在“白天”，在月球上看到的天空背景也是漆黑的。即便如此，“白天”所带来的一个严重影响是太阳光照射到月表或者着陆器的散射光会在月基光学望远镜焦面形成杂散光。容易想象出，太阳高度角越高，杂散光的影响越严重。由于杂散光的影响不能完全排除和分离出来，这意味着利用背景辐射的探测原理来反推算出外逸层中羟基分子的含量时，越低的背景辐射强度能给出越低的羟基分子含量的上限。

为了实现这一科学探测，研究人员一直在等待合适的观测条件出现。终于，机会发生在2014年的4月10日和6月8日，而且科研人员成功地抓住了这一机会。在这两天，刚休眠度过了漫长寒冷的着陆器被提前自动唤醒，这时太阳高度角并不是很高，月基光学望远镜应该完全落在着陆器的阴影中。利用在这两天所获得的数据，在计算并排除了黄道光的贡献，并假设天空背景完全是由羟基分子的共振发射所贡献后（图像背景中含有无法完全分离的杂散光的贡献），国家天文台月基天文望远镜项目组在探月工程地面应用系统的支持下获得了迄今为止人类所获得的月球外逸层中羟基密度的最低上限值：柱密度不高于1011cm-2，体密度不高于104cm-3。该研究结果发表在国际SCI期刊《行星与空间科学》（Planetary and Space Science）上。

月基天文望远镜所得结果是人类迄今为止在这一领域所获得的最好结果，是利用美国哈勃空间望远镜(HST)获得的上限值的将近1/100，自然否定了印度和美国联合研制的月船1号月球探测器/钱德拉海拔成分探测器(ChandrayannI/Chandra's Altitudinal Composition Explorer, CHACE)的结果（见表格1），而且与质子溅射理论的预期大致相符。

表格1：

（责任编辑 张长喜）