Woda księżycowa

Widma odbicia rozproszonego próbek księżycowego regolitu wydobyte na głębokościach 118 i 184 cm przez radziecką sondę Luna 24 z 1976 r., pokazujące minima w pobliżu 3, 5 i 6 µm, pasma walencyjne-wibracyjne dla cząsteczek wody.
Te zdjęcia pokazują bardzo młody krater księżycowy po drugiej stronie , jak sfotografował Moon Mineralogy Mapper na pokładzie Chandrayaan-1
Zdjęcie przedstawia rozkład lodu powierzchniowego na biegunie południowym (po lewej) i północnym (po prawej) Księżyca widziany przez spektrometr NASA Moon Mineralogy Mapper (M 3 ) na pokładzie indyjskiego orbitera Chandrayaan-1

Woda księżycowa to woda występująca na Księżycu . Rozproszone cząsteczki wody mogą utrzymywać się na oświetlonej słońcem powierzchni Księżyca, co zostało odkryte przez obserwatorium NASA SOFIA w 2020 r . Para wodna jest stopniowo rozkładana przez światło słoneczne , pozostawiając wodór i tlen tracone w przestrzeni kosmicznej. Naukowcy odkryli lód wodny w zimnych, stale zacienionych kraterach na biegunach Księżyca. [ potrzebne źródło ] Cząsteczki wody są również obecne w niezwykle rzadkiej atmosferze Księżyca .

Woda (H2O ) i chemicznie spokrewniona grupa hydroksylowa (-OH) występują w postaci chemicznie związanej z minerałami księżycowymi w postaci hydratów i wodorotlenków (zamiast wolnej wody), a dowody zdecydowanie sugerują, że tak jest w przypadku niskich stężeń, jak np. dla większości powierzchni Księżyca. W rzeczywistości, jeśli chodzi o materię powierzchniową, oblicza się, że zaadsorbowana woda występuje w śladowych stężeniach od 10 do 1000 części na milion . Niejednoznaczne dowody na istnienie wolnego lodu wodnego na biegunach księżycowych zgromadziły się w drugiej połowie XX wieku na podstawie różnych obserwacji sugerujących obecność związanego wodoru.

18 sierpnia 1976 roku radziecka sonda Luna 24 wylądowała na Mare Crisium , pobrała próbki z głębokości 118, 143 i 184 cm księżycowego regolitu , a następnie zabrała je na Ziemię. W lutym 1978 roku opublikowano, że analiza laboratoryjna tych próbek wykazała, że ​​zawierały one 0,1% masowych wody. Pomiary spektralne wykazały minima bliskie 3, 5 i 6 µm, charakterystyczne pasma walencyjno-wibracyjne dla cząsteczek wody, z intensywnością dwa lub trzy razy większą niż poziom szumu.

W dniu 24 września 2009 r. Poinformowano, że spektrometr NASA Moon Mineralogy Mapper (M 3 ) na pokładzie indyjskiej sondy Chandrayaan-1 wykrył cechy absorpcji w pobliżu 2,8–3,0 μm na powierzchni Księżyca. W dniu 14 listopada 2008 r. Indie wypuściły sondę Moon Impact Probe na pokładzie orbitera Chandrayaan-1, aby uderzyć w krater Shackleton, co pomogło potwierdzić obecność lodu wodnego. W przypadku ciał krzemianowych takie cechy są zwykle przypisywane materiałom zawierającym hydroksyl i/lub wodę. W sierpniu 2018 roku NASA potwierdziła, że ​​M 3 pokazało, że lód wodny jest obecny na powierzchni na biegunach Księżyca. NASA potwierdziła obecność wody na nasłonecznionej powierzchni Księżyca 26 października 2020 r.

Woda mogła być dostarczana na Księżyc w geologicznych skalach czasowych przez regularne bombardowania wodonośnych komet , asteroid i meteoroidów lub w sposób ciągły wytwarzana in situ przez jony wodoru ( protony ) wiatru słonecznego uderzające w minerały zawierające tlen.

Poszukiwanie obecności wody księżycowej przyciągnęło znaczną uwagę i zmotywowało kilka ostatnich misji księżycowych, głównie ze względu na użyteczność wody w umożliwieniu długoterminowego zamieszkania na Księżycu.

Historia obserwacji

XX wiek

Program Apollo

Możliwość występowania lodu w dnie polarnych kraterów księżycowych została po raz pierwszy zasugerowana w 1961 roku przez badaczy z Caltech , Kennetha Watsona, Bruce'a C. Murraya i Harrisona Browna. Chociaż w próbkach skał księżycowych zebranych przez astronautów Apollo znaleziono śladowe ilości wody , przyjęto, że jest to wynikiem zanieczyszczenia, a większość powierzchni Księżyca uznano za całkowicie suchą. Jednak badanie próbek skał księżycowych z 2008 roku ujawniło dowody na cząsteczki wody uwięzione w szklanych koralikach wulkanicznych.

Pierwszy bezpośredni dowód na obecność pary wodnej w pobliżu Księżyca uzyskano w ramach eksperymentu Apollo 14 ALSEP Suprathermal Ion Detector Experiment, SIDE, 7 marca 1971 r. Seria wybuchów jonów pary wodnej została zaobserwowana przez instrumentowy spektrometr masowy na powierzchni Księżyca w pobliżu lądowisko Apollo 14.

Łuna 24

W lutym 1978 radzieccy naukowcy M. Achmanowa, B. Dement'ev i M. Markow z Instytutu Geochemii i Chemii Analitycznej Wernadskiego opublikowali artykuł, w którym stwierdzili dość definitywne wykrycie wody. Ich badania wykazały, że próbki zwrócone na Ziemię przez sowiecką sondę Luna 24 z 1976 r. Zawierały około 0,1% masowych wody, co widać w spektroskopii absorpcyjnej w podczerwieni (przy długości fali około 3 μm (0,00012 cala)), na poziomie wykrywania około 10 razy powyżej próg. [ potrzebne źródło ]

Klementyna
Złożony obraz południowego regionu polarnego Księżyca, uchwycony przez sondę Clementine NASA w ciągu dwóch księżycowych dni . Obszary stale zacienione mogą zawierać lód wodny.

Proponowane dowody na obecność lodu wodnego na Księżycu pojawiły się w 1994 roku z amerykańskiej sondy wojskowej Clementine . W badaniu znanym jako „ z radarem bistatycznym ” Clementine użyła swojego nadajnika do wysyłania fal radiowych w ciemne obszary południowego bieguna Księżyca. Echa tych fal zostały wykryte przez duże anteny talerzowe Deep Space Network na Ziemi. Wielkość i polaryzacja z tych ech było zgodne z lodową, a nie skalistą powierzchnią, ale wyniki były niejednoznaczne, a ich znaczenie zostało zakwestionowane. Ziemskie pomiary radarowe zostały wykorzystane do zidentyfikowania obszarów, które są w ciągłym cieniu, a zatem mogą potencjalnie zawierać lód księżycowy: Szacunki całkowitego zasięgu zacienionych obszarów na biegunach 87,5 stopnia szerokości geograficznej wynoszą 1030 i 2550 kilometrów kwadratowych (400 i 980 kw. mi) odpowiednio dla biegunów północnego i południowego. Późniejsze symulacje komputerowe obejmujące dodatkowy teren sugerowały, że obszar do 14 000 kilometrów kwadratowych (5400 2) może znajdować się w ciągłym cieniu.

Poszukiwacz Księżyca

Sonda Lunar Prospector , wystrzelona w 1998 roku, wykorzystywała spektrometr neutronowy do pomiaru ilości wodoru w księżycowym regolicie w pobliżu obszarów polarnych. Był w stanie określić obfitość i lokalizację wodoru z dokładnością do 50 części na milion i wykrył zwiększone stężenie wodoru na północnym i południowym biegunie Księżyca. Zostały one zinterpretowane jako wskazujące na znaczne ilości lodu wodnego uwięzionego w stale zacienionych kraterach, ale mogły być również spowodowane obecnością rodnika hydroksylowego ( • OH) chemicznie związane z minerałami. Na podstawie danych z Clementine i Lunar Prospector naukowcy z NASA oszacowali, że w przypadku obecności lodu na powierzchni wody całkowita ilość może być rzędu 1–3 kilometrów sześciennych (0,24–0,72 cu mil). W lipcu 1999 roku, pod koniec swojej misji, sonda Lunar Prospector została rozmyślnie rozbita w kraterze Shoemaker , w pobliżu bieguna południowego Księżyca, w nadziei na uwolnienie wykrywalnych ilości wody. Jednak obserwacje spektroskopowe z teleskopów naziemnych nie ujawniły sygnatury widmowej wody.

Cassini-Huygens

Więcej podejrzeń co do istnienia wody na Księżycu wzbudziły niejednoznaczne dane zebrane przez misję Cassini-Huygens , która minęła Księżyc w 1999 roku. [ Potrzebne źródło ]

21. Wiek

Głęboki wpływ

W 2005 roku obserwacje Księżyca przez sondę Deep Impact dostarczyły niejednoznacznych danych spektroskopowych sugerujących obecność wody na Księżycu. W 2006 roku obserwacje Arecibo wykazały, że niektóre z bliskobiegunowych powrotów radaru Clementine , które wcześniej uważano za wskazujące na lód, mogą zamiast tego być powiązane ze skałami wyrzucanymi z młodych kraterów. Jeśli to prawda, oznaczałoby to, że neutrony pochodzące z Lunar Prospector pochodziły głównie z wodoru w formach innych niż lód, takich jak uwięzione cząsteczki wodoru lub substancje organiczne. Niemniej jednak interpretacja danych z Arecibo nie wyklucza możliwości występowania lodu wodnego w stale zacienionych kraterach. W czerwcu 2009 roku NASA Deep Impact , obecnie przemianowana na EPOXI , wykonała dalsze potwierdzające pomiary związanego wodoru podczas kolejnego przelotu w pobliżu Księżyca.

Kaguya

W ramach programu mapowania Księżyca, japońska sonda Kaguya , wystrzelona we wrześniu 2007 roku na 19-miesięczną misję, przeprowadziła z orbity obserwacje spektrometrii promieniowania gamma , które mogą mierzyć obfitość różnych pierwiastków na powierzchni Księżyca. Czujniki obrazu wysokiej rozdzielczości japońskiej sondy Kaguya nie wykryły żadnych śladów lodu wodnego w trwale zacienionych kraterach wokół południowego bieguna Księżyca i zakończyła swoją misję zderzeniem z powierzchnią Księżyca w celu zbadania zawartości pióropuszu wyrzutu. [ wymaga aktualizacji ]

Zmiana 1

Chang'e 1 Chińskiej Republiki Ludowej , wystrzelony w październiku 2007 r., wykonał pierwsze szczegółowe zdjęcia niektórych obszarów polarnych, gdzie prawdopodobnie występuje woda lodowa. [ wymaga aktualizacji ]

Chandrayaan-1
Bezpośredni dowód na obecność wody księżycowej w atmosferze Księżyca uzyskany dzięki profilowi ​​wyjściowemu składu wysokościowego Chandrayaan-1 (CHACE)
Zdjęcie Księżyca wykonane przez Moon Mineralogy Mapper . Niebieski przedstawia widmową sygnaturę wodorotlenku , zielony pokazuje jasność powierzchni mierzoną przez odbite promieniowanie podczerwone Słońca, a czerwony pokazuje minerał zwany piroksenem .

Indyjska sonda kosmiczna ISRO Chandrayaan-1 wypuściła sondę Moon Impact Probe (MIP), która uderzyła w krater Shackleton na południowym biegunie Księżyca o godzinie 20:31 w dniu 14 listopada 2008 r., uwalniając szczątki podpowierzchniowe, które zostały przeanalizowane pod kątem obecności lodu wodnego. Podczas 25-minutowego opadania sonda Chandra's Altitudinal Composition Explorer (CHACE) zarejestrowała dowody obecności wody w 650 widmach mas zebranych w cienkiej atmosferze nad powierzchnią Księżyca oraz linie absorpcji hydroksylowej w odbitym świetle słonecznym .

25 września 2009 roku NASA oświadczyła, że ​​dane przesłane z jej M 3 potwierdziły istnienie wodoru na dużych obszarach powierzchni Księżyca, choć w niskich stężeniach iw postaci grupy hydroksylowej ( · OH ) chemicznie związanej z glebą. Potwierdza to wcześniejsze dowody ze spektrometrów na pokładzie Deep Impact i Cassini . Na Księżycu zjawisko to jest postrzegane jako szeroko rozłożona absorpcja, która wydaje się najsilniejsza na chłodniejszych, wysokich szerokościach geograficznych oraz w kilku świeżych kraterach skaleniowych. Ogólny brak korelacji tej cechy w nasłonecznionym M 3 Dane ze spektrometru neutronowego Dane dotyczące obfitości H sugerują, że tworzenie i zatrzymywanie OH i H 2 O jest ciągłym procesem powierzchniowym. Procesy produkcji OH/H 2 O mogą zasilać polarne pułapki wyziębienia i sprawić, że regolit księżycowy stanie się potencjalnym źródłem substancji lotnych do eksploracji przez ludzi. [ potrzebne źródło ]

Chociaż wyniki M 3 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 czystego lodu wodnego 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 z M 3 opublikowana w 2018 roku dostarczyła bardziej bezpośrednich dowodów na istnienie lodu wodnego w pobliżu powierzchni w obrębie 20° szerokości geograficznej obu biegunów. Oprócz obserwacji światła odbitego od powierzchni naukowcy wykorzystali M 3 zdolności absorpcji bliskiej podczerwieni w stale zacienionych obszarach regionów polarnych, aby znaleźć widma absorpcji zgodne z lodem. W regionie bieguna północnego lód wodny jest rozproszony w płatach, podczas gdy jest bardziej skoncentrowany w jednym ciele wokół bieguna południowego. Ponieważ te regiony polarne nie doświadczają wysokich temperatur (powyżej 373 kelwinów), postulowano, że bieguny działają jak zimne pułapki , w których gromadzi się odparowana woda na Księżycu.

W marcu 2010 roku ogłoszono, że Mini-SAR na pokładzie Chandrayaan-1 odkrył ponad 40 trwale zaciemnionych kraterów w pobliżu bieguna północnego Księżyca, które prawdopodobnie zawierają około 600 milionów ton metrycznych lodu wodnego. Wysoka CPR radaru nie jest jednoznacznie diagnostyczna ani dla chropowatości, ani dla lodu; Zespół naukowy musi wziąć pod uwagę środowisko wystąpienia wysokiego sygnału RKO, aby zinterpretować jego przyczynę. Lód musi być stosunkowo czysty i mieć co najmniej kilka metrów grubości, aby dać taką sygnaturę. Szacunkowa ilość potencjalnie obecnego lodu wodnego jest porównywalna z ilością oszacowaną na podstawie poprzedniej misji Dane dotyczące neutronów Lunar Prospector .

Księżycowy Orbiter Zwiadowczy | Satelita do obserwacji i wykrywania kraterów księżycowych
Lunar Reconnaissance Orbiter NASA pokazujących obszary stałego cienia. Realistyczne cienie ewoluują przez kilka miesięcy.

9 października 2009 r. górny stopień rakiety nośnej Atlas V Centaura został skierowany na uderzenie w krater Cabeus o godzinie 11:31 UTC, a wkrótce potem statek kosmiczny NASA Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS), który przeleciał przez pióropusz wyrzutu. LCROSS wykrył znaczną ilość grup hydroksylowych w materiale wyrzuconym z krateru na biegunie południowym przez impaktor; można to przypisać materiałom wodonośnym - czymś, co wydaje się być „prawie czystym krystalicznym lodem wodnym” zmieszanym z regolitem. W rzeczywistości wykryto grupę chemiczną hydroksylową ( · OH), który prawdopodobnie pochodzi z wody, ale mogą to być również hydraty , które są solami nieorganicznymi zawierającymi chemicznie związane cząsteczki wody. Charakter, stężenie i rozmieszczenie tego materiału wymaga dalszej analizy; główny naukowiec misji, Anthony Colaprete, stwierdził, że wyrzut wydaje się zawierać szereg drobnoziarnistych cząstek prawie czystego krystalicznego lodu wodnego. Późniejsza ostateczna analiza wykazała, że ​​stężenie wody wynosi „5,6 ± 2,9% masowych”.

Instrument Mini-RF na pokładzie Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) obserwował pióropusz gruzu po uderzeniu orbitera LCROSS i wywnioskował, że lód wodny musi mieć postać małych (<~10 cm), dyskretnych kawałki lodu rozmieszczone w całym regolicie lub cienka powłoka na ziarnach lodu. To, w połączeniu z monostatycznymi obserwacjami radarowymi, sugeruje, że jest mało prawdopodobne, aby lód wodny obecny w stale zacienionych obszarach księżycowych kraterów polarnych występował w postaci grubych, czystych osadów lodowych.

Dane zebrane przez instrument Lunar Exploration Neutron Detector (LEND) na pokładzie LRO pokazują kilka regionów, w których epitermalny neutron strumień z powierzchni jest tłumiony, co wskazuje na zwiększoną zawartość wodoru. Dalsza analiza danych LEND sugeruje, że zawartość wody w regionach polarnych nie jest bezpośrednio określona przez warunki oświetlenia powierzchni, ponieważ obszary oświetlone i zacienione nie wykazują żadnej znaczącej różnicy w szacowanej zawartości wody. Zgodnie z obserwacjami wykonanymi tylko tym instrumentem, „trwała niska temperatura powierzchni wymrażarek nie jest warunkiem koniecznym i wystarczającym do zwiększenia zawartości wody w regolicie”.

Badanie wysokościomierza laserowego LRO krateru Shackletona na południowym biegunie Księżyca sugeruje, że do 22% powierzchni tego krateru jest pokryte lodem.

Stopione inkluzje w próbkach Apollo 17

W maju 2011 r. Erik Hauri i in. zgłosił 615-1410 ppm wody we wtrąceniach stopionych w próbce księżycowej 74220, słynnej „pomarańczowej szklanej glebie” pochodzenia wulkanicznego o wysokiej zawartości tytanu, zebranej podczas misji Apollo 17 w 1972 r. Inkluzje powstały podczas wybuchowych erupcji na Księżycu około 3,7 miliarda lat temu. [ potrzebne źródło ]

górnym płaszczu Ziemi . Ogłoszenie to, choć ma duże znaczenie selenologiczne, nie zapewnia zbytniej pociechy potencjalnym księżycowym kolonistom. Próbka pochodzi wiele kilometrów pod powierzchnią, a inkluzje są tak trudno dostępne, że wykrycie ich za pomocą najnowocześniejszej mikrosondy jonowej zajęło 39 lat. [ potrzebne źródło ]

Obserwatorium stratosferyczne dla astronomii w podczerwieni

W październiku 2020 roku astronomowie poinformowali o wykryciu wody molekularnej na oświetlonej słońcem powierzchni Księżyca przez kilka niezależnych zespołów naukowych, w tym Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA). Szacunkowa obfitość wynosi około 100 do 400 ppm, z rozkładem na niewielkim zakresie szerokości geograficznych, prawdopodobnie w wyniku lokalnej geologii, a nie zjawiska globalnego. Zasugerowano, że wykryta woda jest przechowywana w szklankach lub w pustkach między ziarnami osłoniętymi przed surowym środowiskiem księżycowym, dzięki czemu woda pozostaje na powierzchni Księżyca. Korzystając z danych z Lunar Reconnaissance Orbiter wykazano, że oprócz dużych, stale zacienionych obszarów w regionach polarnych Księżyca, istnieje wiele niezmapowanych zimnych pułapek, znacznie powiększających obszary, w których może gromadzić się lód. Stwierdzono, że około 10–20% stałego obszaru zimnych pułapek na wodę znajduje się w „mikro-wymarznikach” znajdujących się w cieniu w skali od 1 km do 1 cm, na łącznej powierzchni ~ 40 000 km2, około 60% który znajduje się na południu, a większość zimnych pułapek na lód wodny znajduje się na szerokościach > 80° ze względu na ciągłe cienie.

26 października 2020: W artykule opublikowanym w Nature Astronomy zespół naukowców użył SOFIA, teleskopu na podczerwień zamontowanego wewnątrz jumbo jeta 747, do przeprowadzenia obserwacji, które wykazały jednoznaczne dowody obecności wody w częściach Księżyca, w których świeci słońce. „To odkrycie ujawnia, że ​​woda może być rozprowadzana po powierzchni Księżyca i nie ograniczać się do zimnych, zacienionych miejsc w pobliżu biegunów Księżyca” – Paul Hertz , dyrektor wydziału astrofizyki NASA.

Księżycowa Kostka Lodu

Lunar IceCube to sześcian o wysokości 6U, który oszacuje ilość i skład lodu księżycowego za pomocą spektrometru obrazowania w podczerwieni opracowanego przez NASA Goddard Space Flight Center .

PRIME-1

Specjalny eksperyment NASA nazwany PRIME-1 ma wylądować na Księżycu w grudniu 2022 roku w pobliżu krateru Shackleton na południowym biegunie Księżyca. Misja będzie wiercić w poszukiwaniu lodu wodnego.

Księżycowy pionier

Lunar Trailblazer, który ma zostać wystrzelony jako samobieżna misja w 2025 roku, jest częścią programu NASA Small Innovative Missions for Planetary Exploration (SIMPLEx). Satelita jest wyposażony w dwa instrumenty – spektrometr o wysokiej rozdzielczości, który wykrywa i mapuje różne formy wody, oraz urządzenie do mapowania termicznego. Głównymi celami misji jest scharakteryzowanie formy księżycowej wody, jej ilości i miejsca; określić, jak księżycowe substancje lotne zmieniają się i poruszają w czasie; zmierzyć, ile i jaka forma wody istnieje w stale zacienionych obszarach Księżyca; oraz ocenić, jak różnice we współczynniku odbicia i temperaturze powierzchni Księżyca wpływają na stężenie księżycowej wody.

Możliwy obieg wody

Produkcja

komety niosące wodę (i inne ciała) uderzające w Księżyc oraz produkcja in situ . Wysunięto teorię, że to drugie może wystąpić, gdy jony wodoru ( protony ) w wietrze słonecznym łączą się chemicznie z atomami tlenu obecnymi w minerałach księżycowych ( tlenki , krzemiany itp.), tworząc niewielkie ilości wody uwięzionej w krysztale minerałów kraty lub jako hydroksyl grupy potencjalnych prekursorów wody. (Tej wody związanej z minerałami lub powierzchni mineralnej nie należy mylić z lodem wodnym).

grupy hydroksylowe (X–OH) powstałe w wyniku reakcji protonów (H + ) z atomami tlenu dostępnymi na powierzchni tlenku (X=O) można następnie przekształcić w cząsteczki wody (H 2 O) zaadsorbowane na powierzchni minerału tlenkowego. Bilans masowy chemicznego przegrupowania zakładanego na powierzchni tlenku można schematycznie zapisać w następujący sposób:

2 X–OH → X=O + X + H2O

Lub,

2 X–OH → X–O–X + H2O


gdzie „X” oznacza powierzchnię tlenku.

Powstanie jednej cząsteczki wody wymaga obecności dwóch sąsiadujących ze sobą grup hydroksylowych lub kaskady następujących po sobie reakcji jednego atomu tlenu z dwoma protonami. Może to stanowić czynnik ograniczający i zmniejszający prawdopodobieństwo produkcji wody, jeśli gęstość protonów na jednostkę powierzchni jest zbyt niska. [ potrzebne źródło ]

Zastawianie sideł

Promieniowanie słoneczne normalnie pozbawiłoby powierzchnię Księżyca wszelkiej wolnej wody lub lodu wodnego, dzieląc ją na pierwiastki składowe, wodór i tlen , które następnie uciekają w przestrzeń kosmiczną. Jednak ze względu na bardzo nieznaczne nachylenie osi obrotu Księżyca względem płaszczyzny ekliptyki (1,5°), niektóre głębokie kratery w pobliżu biegunów nigdy nie otrzymują światła słonecznego i są stale zacienione (patrz na przykład krater Shackletona i krater Whipple’a ). krater ). Temperatura w tych regionach nigdy nie wzrasta powyżej około 100 K (około -170°C), a jakakolwiek woda, która ostatecznie znalazła się w tych kraterach, mogła pozostać zamarznięta i stabilna przez bardzo długie okresy czasu — być może miliardy lat, w zależności od stabilności orientacji osi Księżyca.

Chociaż osady lodu mogą być grube, najprawdopodobniej są zmieszane z regolitem, prawdopodobnie w warstwie.

Transport

Chociaż wolna woda nie może przetrwać w oświetlonych obszarach Księżyca, jakakolwiek taka woda wytwarzana tam przez działanie wiatru słonecznego na minerały księżycowe może, poprzez proces parowania i kondensacji, [wątpliwe – dyskusja] migrować do stale zimnych obszarów polarnych i gromadzić się tam jako lód, być może oprócz lodu przyniesionego przez uderzenia komet.

Hipotetyczny mechanizm transportu / uwięzienia wody (jeśli istnieje) pozostaje nieznany: w rzeczywistości powierzchnie Księżyca bezpośrednio wystawione na działanie wiatru słonecznego, gdzie zachodzi produkcja wody, są zbyt gorące, aby umożliwić uwięzienie przez kondensację wody (a promieniowanie słoneczne również stale rozkłada wodę), podczas gdy nie ( lub znacznie mniej) spodziewana jest produkcja wody w zimnych obszarach, które nie są bezpośrednio wystawione na działanie słońca. Biorąc pod uwagę oczekiwany krótki czas życia cząsteczek wody w oświetlonych obszarach, niewielka odległość transportu zasadniczo zwiększyłaby prawdopodobieństwo uwięzienia. Innymi słowy, cząsteczki wody wytwarzane w pobliżu zimnego, ciemnego krateru polarnego powinny mieć największe prawdopodobieństwo przeżycia i uwięzienia.

W jakim stopniu iw jakiej skali przestrzennej bezpośrednia wymiana protonów (protoliza) i dyfuzja powierzchniowa protonów bezpośrednio zachodzące na nagiej powierzchni minerałów tlenowodorowych wystawionych na działanie próżni kosmicznej (patrz dyfuzja powierzchniowa i samojonizacja wody ) mogą również odgrywać rolę w mechanizm przenoszenia wody w kierunku najzimniejszego punktu jest obecnie nieznany i pozostaje domysłem.

Płynna woda

Temperatura i ciśnienie we wnętrzu Księżyca wzrastają wraz z głębokością

4-3,5 miliarda lat temu Księżyc mógł mieć wystarczającą ilość atmosfery i wody w stanie ciekłym na swojej powierzchni. Ciepłe i znajdujące się pod ciśnieniem obszary we wnętrzu Księżyca mogą nadal zawierać wodę w stanie ciekłym.

Używa

Obecność dużych ilości wody na Księżycu byłaby ważnym czynnikiem wpływającym na opłacalność zamieszkiwania na Księżycu, ponieważ transport wody (lub wodoru i tlenu) z Ziemi byłby zbyt drogi. Jeśli przyszłe badania wykażą, że ilości te są szczególnie duże, można by wydobywać lód wodny w celu dostarczania ciekłej wody do picia i rozmnażania roślin, a wodę można również rozszczepiać na wodór i tlen za pomocą elektrowni wyposażonych w panele słoneczne lub generator jądrowy, dostarczanie tlenu do oddychania, a także składników paliwa rakietowego. Składnik wodorowy lodu wodnego można również wykorzystać do wydobycia tlenki w księżycowej glebie i zbierać jeszcze więcej tlenu.

Analiza lodu księżycowego dostarczyłaby również naukowych informacji na temat historii zderzeń Księżyca oraz obfitości komet i asteroid we wczesnym Wewnętrznym Układzie Słonecznym .

Własność

Hipotetyczne odkrycie użytecznych ilości wody na Księżycu może rodzić prawne pytania o to, kto jest właścicielem wody i kto ma prawo do jej eksploatacji. Traktat Narodów Zjednoczonych o przestrzeni kosmicznej nie zabrania eksploatacji zasobów Księżyca, ale uniemożliwia zawłaszczanie Księżyca przez poszczególne narody i jest ogólnie interpretowany jako uniemożliwiający krajom roszczenie sobie prawa własności do zasobów Księżyca . Jednak większość ekspertów prawnych zgadza się, że ostatecznym sprawdzianem tej kwestii będą precedensy działalności krajowej lub prywatnej.

Traktat księżycowy wyraźnie stanowi, że eksploatacja zasobów księżycowych ma być regulowana przez „reżim międzynarodowy”, ale traktat ten został ratyfikowany tylko przez kilka krajów, a przede wszystkim przez te, które nie mają niezależnych możliwości lotów kosmicznych.

Luksemburg i USA przyznały swoim obywatelom prawo do wydobywania i posiadania zasobów kosmicznych, w tym zasobów Księżyca. Prezydent USA Donald Trump wyraźnie to stwierdził w swoim zarządzeniu wykonawczym z dnia 6 kwietnia 2020 r.

Zobacz też

Misje mapujące wodę księżycową

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Lunar_water&oldid=1140238547 ”