Woda księżycowa - Lunar water

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

Woda księżycowa to woda obecna na Księżycu . Po raz pierwszy została odkryta przez ISRO podczas misji Chandrayaan . Rozproszone cząsteczki wody mogą utrzymywać się na oświetlonej słońcem powierzchni Księżyca, co zostało odkryte przez obserwatorium NASA SOFIA w 2020 roku. Para wodna jest stopniowo rozkładana przez światło słoneczne , pozostawiając wodór i tlen do przestrzeni kosmicznej. Naukowcy odkryli lód wodny w zimnych, stale zacienionych kraterach na biegunach Księżyca. Cząsteczki wody są również obecne w niezwykle cienkiej atmosferze księżycowej.

Wody (H 2 O) i chemicznie związanych hydroksylową grupę (OH), występuje w postaci chemicznie związana jako hydraty i wodorotlenki do księżyca minerałów (zamiast wolnej wody) i silne dowody wskazują, że jest to w przypadku niskich stężeniach przez większą część powierzchni Księżyca. W rzeczywistości, szacuje się, że w materii powierzchniowej zaadsorbowana woda występuje w śladowych stężeniach od 10 do 1000 części na milion . Niejednoznaczne dowody na to, że w drugiej połowie XX wieku na biegunach Księżyca nagromadziły się swobodne wody lodowe, pochodzą z różnych obserwacji sugerujących obecność związanego wodoru.

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

W dniu 24 września 2009 roku, stwierdzono, że NASA „s Księżyc Mineralogii Mapper (M 3 ) spektrometr pokładzie Indii ISRO Chandrayaan-1 sondy wykrył możliwości absorpcyjne w pobliżu 2,8-3,0 mikrometrów na powierzchni Księżyca. 14 listopada 2008 r. Indie wykonały sondę Moon Impact Probe na pokładzie orbitera Chandrayaan-1, która wylądowała w kraterze Shackleton i potwierdziła obecność lodu wodnego. W przypadku korpusów krzemianowych takie cechy są zazwyczaj przypisywane materiałom zawierającym hydroksyl i/lub wodę. W sierpniu 2018 r. NASA potwierdziła, że ​​M 3 pokazało, że lód wodny jest obecny na powierzchni biegunów Księżyca. NASA potwierdziła, że ​​woda znajduje się na oświetlonej słońcem powierzchni Księżyca 26 października 2020 r.

Woda mogła być dostarczana na Księżyc w geologicznych skalach czasowych przez regularne bombardowanie komet , asteroid i meteoroidów zawierających wodę lub stale wytwarzana in situ przez jony wodorowe ( protony ) wiatru słonecznego oddziałujące na minerały zawierające tlen.

Poszukiwania obecności wody na Księżycu przyciągnęły znaczną uwagę i zmotywowały kilka ostatnich misji księżycowych, głównie ze względu na przydatność wody do umożliwiania 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 Caltech Kenneth Watson, Bruce C. Murray i Harrison Brown. Chociaż w próbkach skał księżycowych zebranych przez astronautów Apollo znaleziono śladowe ilości wody , zakładano, że jest to wynikiem zanieczyszczenia i ogólnie zakładano, że większość powierzchni Księżyca jest całkowicie sucha. Jednak badanie próbek skał księżycowych z 2008 roku ujawniło dowody na cząsteczki wody uwięzione w szklanych kulkach wulkanicznych.

Pierwsze bezpośrednie dowody na obecność pary wodnej w pobliżu Księżyca zostały uzyskane przez Apollo 14 ALSEP Suprathermal Ion Detector Experiment, SIDE, 7 marca 1971 roku. Seria wybuchów jonów pary wodnej została zaobserwowana przez przyrządowy spektrometr mas na powierzchni Księżyca w pobliżu lądowisko Apollo 14.

Luna 24

W lutym 1978 r. radzieccy naukowcy M. Achmanowa, B. Dement'ev i M. Markov z Instytutu Geochemii i Chemii Analitycznej im . Ich badania wykazały, że próbki zwrócone na Ziemię przez radziecką sondę Luna 24 z 1976 roku zawierały około 0,1% masy wody, co widać w spektroskopii absorpcyjnej w podczerwieni (przy długości fali około 3 μm (0,00012 cala), przy poziomie wykrywania około 10 razy wyższym). próg.

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

Proponowane dowody na istnienie lodu wodnego na Księżycu pochodziły w 1994 roku z amerykańskiej sondy wojskowej Clementine . W dochodzeniu znanym jako „ eksperyment z radarem bistatycznymClementine użył swojego nadajnika do przesłania fal radiowych w ciemne obszary południowego bieguna Księżyca. Echa tych fal zostały wykryte przez duże anteny talerzowe sieci Deep Space Network na Ziemi. Wielkość i polaryzacja tych ech była zgodna z powierzchnią lodową, a nie skalistą, ale wyniki były niejednoznaczne, a ich znaczenie zostało zakwestionowane. Pomiary radarowe naziemne zostały wykorzystane do zidentyfikowania obszarów, które znajdują się w ciągłym cieniu, a zatem mogą zawierać lód księżycowy: Szacunkowy całkowity zasięg zacienionych obszarów na biegunach o szerokości geograficznej 87,5 stopnia wynosi 1030 i 2550 kilometrów kwadratowych (400 i 980 m2) mi) odpowiednio dla bieguna północnego i południowego. Kolejne symulacje komputerowe obejmujące dodatkowy teren sugerowały, że obszar do 14 000 kilometrów kwadratowych (5400 ²) może znajdować się w stałym cieniu.

Poszukiwacz Księżyca

Księżyca Prospector sondy, w 1998 roku, stosuje się spektrometr neutronów do pomiaru ilości wodoru w księżyca regolitem pobliżu obszarów polarnych. Był w stanie określić obfitość i lokalizację wodoru z dokładnością do 50 części na milion i wykrył zwiększone stężenie wodoru na północnych i południowych biegunach Księżyca. Zostały one zinterpretowane jako wskazujące na znaczne ilości lodu wodnego uwięzionego w stale zacienionych kraterach, ale mogą również wynikać z obecności rodnika hydroksylowego ( OH) związanego chemicznie z minerałami. Na podstawie danych z Clementine i Lunar Prospector naukowcy NASA oszacowali, że jeśli występuje lód na powierzchni wody, całkowita ilość może być rzędu 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 kraterze Shoemaker , w pobliżu południowego bieguna Księżyca, w nadziei, że zostaną wyzwolone wykrywalne ilości wody. Jednak obserwacje spektroskopowe z teleskopów naziemnych nie ujawniły spektralnej sygnatury wody.

Cassini–Huygens

Więcej podejrzeń co do istnienia wody na Księżycu wywołały niejednoznaczne dane z misji Cassini-Huygens , która minęła Księżyc w 1999 roku.

21. Wiek

Głęboki wpływ

W 2005 roku obserwacje Księżyca wykonane przez sondę Deep Impact dały niejednoznaczne dane spektroskopowe sugerujące obecność wody na Księżycu. W 2006 roku obserwacje za pomocą radaru planetarnego Arecibo wykazały, że niektóre bliskobiegunowe powroty radaru Clementine , które wcześniej twierdzono, że wskazują na lód, mogą być zamiast tego kojarzone ze skałami wyrzucanymi z młodych kraterów. Jeśli to prawda, oznaczałoby to, że wyniki neutronów 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 sonda NASA Deep Impact , teraz przemianowana na EPOXI , wykonała dalsze, potwierdzające pomiary wodoru związanego podczas kolejnego przelotu 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 obrazowania wysokiej rozdzielczości japońskiej sondy Kaguya nie wykryły żadnych śladów lodu wodnego w stale zacienionych kraterach wokół południowego bieguna Księżyca, a misja zakończyła się zderzeniem z powierzchnią Księżyca w celu zbadania zawartości pióropusza wyrzucanego.

Zmiana 1

Orbiter Chang'e 1 Chińskiej Republiki Ludowej , wystrzelony w październiku 2007 r., wykonał pierwsze szczegółowe zdjęcia niektórych obszarów polarnych, na których prawdopodobnie występuje woda lodowa.

Chandrayaan-1
Bezpośredni dowód obecności wody księżycowej w atmosferze Księżyca uzyskany przez profil wyjściowy składu wysokościowego Chandrayaan-1 (CHACE)
Zdjęcie Księżyca wykonane przez Moon Mineralogy Mapper . Niebieski pokazuje widmową sygnaturę wodorotlenku , zielony pokazuje jasność powierzchni mierzoną odbitym promieniowaniem podczerwonym od Słońca, a czerwony pokazuje minerał zwany piroksenem .

Indii ISRO kosmiczny Chandrayaan-1 wydany Księżyc Impact Probe (MIP), które wpłynęły Shackleton Crater , księżycowego bieguna południowego, na 20:31 w dniu 14 listopada 2008 r uwalniając zanieczyszczenia podpowierzchniowe, który był analizowany pod kątem obecności lodu wodnego. Podczas 25-minutowego opadania sondy zderzeniowej sonda Chandra's Altitudinal Composition Explorer (CHACE) zarejestrowała dowody na obecność wody w 650 widmach masowych zebranych w cienkiej atmosferze nad powierzchnią Księżyca oraz na liniach absorpcji hydroksylowej w odbitym świetle słonecznym.

25 września 2009 r. NASA oświadczyła, że ​​dane przesłane z jej M 3 potwierdziły istnienie wodoru na dużych obszarach powierzchni Księżyca, aczkolwiek w niskich stężeniach iw postaci grupy hydroksylowej (  · OH) chemicznie związanej z glebą. Potwierdza to wcześniejsze dowody ze spektrometrów na pokładzie sond Deep Impact i Cassini . Na Księżycu cecha ta jest postrzegana 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 danych M 3 oświetlonych światłem słonecznym z danymi dotyczącymi obfitości neutronowego spektrometru H sugeruje, że tworzenie i zatrzymywanie OH i H 2 O jest ciągłym procesem powierzchniowym. Procesy produkcji OH/H 2 O mogą zasilać polarne zimne pułapki i uczynić regolit księżycowy kandydatem na źródło substancji lotnych do eksploracji przez człowieka.

Chociaż wyniki M 3 są zgodne z ostatnimi odkryciami innych instrumentów NASA na pokładzie Chandrayaan-1, odkryte cząsteczki wody w obszarach polarnych Księżyca nie są zgodne z obecnością grubych osadów prawie czystego lodu wodnego w promieniu kilku metrów od powierzchni Księżyca. ale nie wyklucza obecności małych (<∼10 cm (3,9 cala)), odrębnych kawałków lodu zmieszanych z regolitem. Dodatkowa analiza z M 3 opublikowana w 2018 r. dostarczyła bardziej bezpośrednich dowodów na obecność lodu wodnego w pobliżu powierzchni w obrębie 20° szerokości geograficznej obu biegunów. Oprócz obserwacji światło odbite od powierzchni, Naukowcy wykorzystali M 3- „s możliwości absorpcyjne w bliskiej podczerwieni w trwale zacienionych obszarach obszarów polarnych znaleźć absorpcji widma zgodne z lodem. W rejonie bieguna północnego lód wodny jest rozproszony w łatach, podczas gdy jest bardziej skoncentrowany w jednym korpusie wokół bieguna południowego. Ponieważ te regiony polarne nie doświadczają wysokich temperatur (większych niż 373 kelwiny), postulowano, że bieguny działają jak zimne pułapki, w których na Księżycu zbiera się wyparowana woda.

W marcu 2010 roku ogłoszono, że Mini-SAR na pokładzie Chandrayaan-1 odkrył ponad 40 stale zaciemnionych kraterów w pobliżu bieguna północnego Księżyca, które, jak się przypuszcza, zawierają około 600 milionów ton lodu wodnego. Wysoka CPR radaru nie jest jednoznacznie diagnostyczna ani szorstkości, ani lodu; zespół naukowy musi wziąć pod uwagę środowisko występowania wysokiego sygnału RKO, aby zinterpretować jego przyczynę. Lód musi być stosunkowo czysty i mieć co najmniej kilka metrów grubości, aby dać ten podpis. Szacowana ilość potencjalnie obecnego lodu wodnego jest porównywalna z ilością oszacowaną na podstawie danych neutronowych Lunar Prospector z poprzedniej misji .

Księżycowy Orbiter Rozpoznawczy | Satelita obserwacyjny i wykrywający krater księżycowy
Wideo wygenerowane z obrazów wykonanych przez NASA Lunar Reconnaissance Orbiter, pokazujących obszary stałego cienia. Realistyczne cienie ewoluują przez kilka miesięcy.

9 października 2009 r. górny stopień Centaura rakiety nośnej Atlas V został skierowany na uderzenie w krater Cabeus o 11:31 UTC, a wkrótce po nim nastąpiła sonda kosmiczna NASA Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS), która przeleciała przez pióropusz wyrzucany. LCROSS wykrył znaczną ilość grup hydroksylowych w materiale wyrzuconym z krateru na południu bieguna przez impaktor; można to przypisać materiałom wodonośnym – co wydaje się być „prawie czystym krystalicznym lodem wodnym” zmieszanym w regolicie. W rzeczywistości wykryto grupę chemiczną hydroksylową (  · OH), która prawdopodobnie pochodzi z wody, ale może również być hydratami , które są solami nieorganicznymi zawierającymi chemicznie związane cząsteczki wody. Charakter, koncentracja i dystrybucja tego materiału wymaga dalszej analizy; Główny naukowiec misji, Anthony Colaprete, stwierdził, że wyrzut zawiera szereg drobnoziarnistych cząstek prawie czystego, krystalicznego lodu wodnego. Późniejsza ostateczna analiza wykazała, że ​​stężenie wody wynosi „5,6 ± 2,9% masy”.

Instrument Mini-RF na pokładzie Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) zaobserwował pióropusz szczątków po uderzeniu orbitera LCROSS i stwierdzono, że lód wodny musi mieć postać małego (< ~10 cm), dyskretnego kawałki lodu rozmieszczone w regolicie lub jako cienka warstwa na ziarnach lodu. To, w połączeniu z monostatycznymi obserwacjami radarowymi, sugeruje, że lód wodny obecny w stale zacienionych obszarach księżycowych kraterów polarnych prawdopodobnie nie występuje w postaci grubych, czystych osadów lodowych.

Dane zebrane przez instrument Lunar Exploration Neutron Detector (LEND) na pokładzie LRO pokazują kilka obszarów, w których epitermiczny strumień neutronów z powierzchni jest tłumiony, co wskazuje na zwiększoną zawartość wodoru. Dalsza analiza danych LEND sugeruje, że zawartość wody w regionach polarnych nie jest bezpośrednio determinowana przez warunki oświetlenia powierzchni, ponieważ obszary oświetlone i zacienione nie wykazują żadnej znaczącej różnicy w szacowanej zawartości wody. Zgodnie z obserwacjami samego tego instrumentu, „stale niska temperatura powierzchni wymrażarek nie jest warunkiem koniecznym i wystarczającym do zwiększenia zawartości wody w regolicie”.

Badanie krateru Shackletona na południowym biegunie Księżyca za pomocą wysokościomierza laserowego LRO 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 w stopionych inkluzjach w próbce księżycowej 74220, słynnej wysokotytanowej „pomarańczowej glebie szklanej” pochodzenia wulkanicznego, zebranej podczas misji Apollo 17 w 1972 roku. Inkluzje powstały podczas wybuchowych erupcji na Księżycu około 3,7 miliarda lat temu.

Ta koncentracja jest porównywalna z koncentracją magmy w górnym płaszczu Ziemi . Chociaż ta wiadomość jest bardzo interesująca w selenologii, nie daje pocieszenia niedoszłym kolonistom księżycowym. Próbka pochodziła wiele kilometrów pod powierzchnią, a inkluzje są tak trudno dostępne, że wykrycie ich za pomocą najnowocześniejszego instrumentu z mikrosondą jonową zajęło 39 lat.

Obserwatorium stratosferyczne dla astronomii w podczerwieni

W październiku 2020 r. astronomowie poinformowali o wykryciu wody molekularnej na oświetlonej słońcem powierzchni Księżyca przez kilka niezależnych zespołów naukowych, w tym Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy (SOFIA). Szacowana liczebność wynosi około 100 do 400 ppm, z rozmieszczeniem w niewielkim zakresie szerokości geograficznej, prawdopodobnie w wyniku lokalnej geologii, a nie zjawiska globalnego. Zasugerowano, że wykryta woda jest przechowywana w szklankach lub w pustych przestrzeniach między ziarnami osłoniętymi przed surowym środowiskiem księżycowym, dzięki czemu woda pozostaje na powierzchni Księżyca. Korzystając z danych z Lunar Reconnaissance Orbiter , wykazano, że poza dużymi, stale zacienionymi obszarami w obszarach polarnych Księżyca, istnieje wiele niezmapowanych zimnych pułapek, które znacznie zwiększają obszary, w których może gromadzić się lód. Stwierdzono, że około 10–20% stałego obszaru wymrażania dla wody znajduje się w „mikrozimnych pułapkach” znajdujących się w cieniach na łuskach od 1 km do 1 cm, o łącznej powierzchni ~40 000 km2, około 60% który znajduje się na południu, a większość zimnych pułapek dla lodu wodnego znajduje się na szerokościach geograficznych >80° z powodu stałych cieni.

26 października 2020 r.: W artykule opublikowanym w Nature Astronomy zespół naukowców wykorzystał SOFIA, teleskop na podczerwień zamontowany wewnątrz odrzutowca 747, do przeprowadzenia obserwacji, które wykazały jednoznaczny dowód obecności wody na częściach Księżyca, w których świeci słońce. „To odkrycie pokazuje, że woda może być rozprowadzana po powierzchni Księżyca, a nie tylko w zimnych, zacienionych miejscach w pobliżu biegunów księżycowych” – powiedział Paul Hertz, dyrektor wydziału astrofizyki NASA.

Możliwy obieg wody

Produkcja

Woda księżycowa ma dwa potencjalne źródła: komety wodonośne (i inne ciała) uderzające w Księżyc oraz produkcję in situ . Wysunięto teorię, że to ostatnie może wystąpić, gdy jony wodoru ( protony ) w wietrze słonecznym łączą się chemicznie z atomami tlenu obecnymi w minerałach księżycowych ( tlenki , krzemiany itp.) w celu wytworzenia niewielkich ilości wody uwięzionej w krysztale minerałów sieci lub jako grupy hydroksylowe , potencjalne prekursory wody. (Ta woda mineralna lub powierzchnia mineralna nie może być mylona z lodem wodnym.)

W hydroksylowe grupy powierzchni (X-OH), utworzone w wyniku reakcji z protonami (H + ) z tlenem węgla dostępnych na powierzchni tlenku (X = O) mogą być ponadto przekształcone w cząsteczkach wody (H 2 O) adsorbowane na powierzchni minerału Oxide jest. Bilans masowy przegrupowania chemicznego zakładanego na powierzchni tlenku można schematycznie zapisać w następujący sposób:

2 X-OH → X = O + X + H 2 O

lub,

2 X–OH → X–O–X + H 2 O


gdzie „X” oznacza powierzchnię tlenku.

Utworzenie jednej cząsteczki wody wymaga obecności dwóch sąsiednich grup hydroksylowych lub kaskady następujących po sobie reakcji jednego atomu tlenu z dwoma protonami. Może to stanowić czynnik ograniczający i zmniejsza prawdopodobieństwo produkcji wody, jeśli gęstość protonów na jednostkę powierzchni jest zbyt niska.

Zastawianie sideł

Promieniowanie słoneczne normalnie zdzierałoby z powierzchni Księżyca każdą wolną wodę lub lód wodny, dzieląc go na pierwiastki składowe, wodór i tlen , które następnie uciekają w przestrzeń kosmiczną. Jednak ze względu na bardzo niewielkie nachylenie osi obrotu Księżyca do płaszczyzny ekliptyki (1,5°), niektóre głębokie kratery w pobliżu biegunów nigdy nie otrzymują żadnego światła słonecznego i są stale zacienione (patrz na przykład krater Shackletona i Whipple'a). krater ). Temperatura w tych regionach nigdy nie wzrasta powyżej około 100  K (około -170 ° Celsjusza), a każda woda, która ostatecznie znalazła się w tych kraterach, może pozostać zamrożona i stabilna przez niezwykle długi czas — być może miliardy lat, w zależności od stabilności orientacji osi Księżyca.

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

Transport

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

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

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

Ciekła woda

Temperatura i ciśnienie we wnętrzu Księżyca wzrastają wraz z głębokością

4–3,5 miliarda lat temu Księżyc mógł mieć na swojej powierzchni wystarczającą atmosferę i wodę w stanie ciekłym. Ciepłe i pod ciśnieniem regiony we wnętrzu Księżyca mogą nadal zawierać wodę w stanie ciekłym.

Zastosowania

Obecność dużych ilości wody na Księżycu byłaby ważnym czynnikiem opłacalności pobytu na Księżycu, ponieważ transport wody (lub wodoru i tlenu) z Ziemi byłby zbyt kosztowny. Jeśli przyszłe badania wykażą, że ilości te będą szczególnie duże, można by wydobywać lód wodny w celu zapewnienia wody w stanie ciekłym do picia i rozmnażania roślin, a woda mogłaby również zostać rozłożona na wodór i tlen przez elektrownie wyposażone w panele słoneczne lub generator jądrowy. dostarczanie tlenu do oddychania, a także składników paliwa rakietowego. Wodórowy składnik lodu wodnego może być również wykorzystany do wyciągania tlenków z gleby księżycowej i pozyskiwania jeszcze większej ilości tlenu.

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

Własność

Hipotetyczne odkrycie ilości wody użytkowej na Księżycu może rodzić pytania prawne o to, kto jest właścicielem wody i kto ma prawo jej eksploatować. Traktat ONZ o przestrzeni kosmicznej nie zabrania eksploatacji zasobów księżycowych, ale zapobiega zawłaszczaniu Księżyca przez poszczególne narody i jest ogólnie interpretowany jako zabraniający krajom ubiegania się o własność zasobów księżycowych . Jednak większość ekspertów prawnych zgadza się, że ostateczny test pytania będzie wynikał z precedensów działalności krajowej lub prywatnej. Niektóre firmy ze znaczącymi funduszami, takie jak Shackleton Energy Company , przyznały się do własności wszelkich zasobów (i mniej kontrowersyjnych odkryć), które generują lub finansują z Księżyca lub asteroid dzięki własnym wysiłkom, ryzyku i inwestycjom. Traktat Księżyc wyraźnie stanowi, że eksploatacja zasobów księżycowych jest regulowane przez „międzynarodowego reżimu”, ale że umowa została ratyfikowana tylko przez kilka krajów, a przede wszystkim tych, bez możliwości niezależnych kosmicznych.

Luksemburg i USA przyznały swoim obywatelom prawo do wydobywania i posiadania zasobów kosmicznych, w tym zasobów Księżyca. Władze wykonawcze USA, podobnie jak w ostatnim roku prezydentury Trumpa, wyraźnie sprzeciwiają się Traktatowi Księżycowemu.

Hołd

13 listopada 2009 r. odkrycie wody na Księżycu uczczono za pomocą Google Doodle .

Zobacz też

Misje mapujące wodę księżycową

Bibliografia

Zewnętrzne linki