中国科普博览《自然·天文》：这一次，我们在月球的光照区发现了水分子( 二 )
但随着更先进的月球探测器相继问世 ， 这一观念在近些年发生了飞速变化 。
永久阴影区里的水冰
行星科学家们在月球上的寻水之路和一直和月球南北极紧密相连 。
毕竟 ， 相比于有阳光直射的赤道和中高纬区域 ， 光照最少、温度最低的月球南北两极显然更可能保存水 。
尤其是月球南北两极的永久阴影区（Permanently shaded regions ， 简称PSRs）里 ， 甚至可能封存着固态的水（水冰） 。
由于月球的自转轴几乎垂直于黄道面（自转轴倾角只有1.5°） ， 导致南北极一些低洼的地方（比如撞击坑底部）永远不能被太阳光直射到 ， 因此这些地方的理论温度甚至可以低于零下150摄氏度 。
本文插图
△（左）月球南极的最高温度分布（南纬85°-极点） ， 可以看到许多撞击坑内部的最高温度也在110 K以下；（右）月球南极的永久阴影区（黑色）分布（南纬80°-极点）
图片来源：LPI Atlas [5]
如果这些阴影区里原先就有水冰存在 ， 就会一直保存下来 ， 或者气态形式的水来到了到这些阴影区中时 ， 也会以水冰的形式被永久地封存住 。
如何找到这些水？常见的手段是一种叫做“光谱”的遥感探测 。 不同物质反射/辐射光的特征是不同的 ， 结果就是含有某种物质的反射/辐射光谱图像在某些特定的波段会表现出明显的吸收/辐射带 。 这是科学家们在不能亲身前往的外太空里寻找某种物质时搜寻的“指纹” 。
例如 ， 水冰的反射光谱在可见光到近红外波段范围内（0.4-3 μm）有三个显著的V型特征吸收带 ， 分别在1.3、1.5和2.0 μm处 ， 行星科学家们主要通过这个特征来寻找外星上的水冰 。
本文插图
△火星上富含水冰的区域展现出的相似的光谱特征（1.65 μm处的尖峰是仪器问题 ， 不用管）
图片改编自：参考文献[6]
2018年 ， 夏威夷大学的李帅团队利用印度月船1号（Chandrayaan-1）探测器搭载的月球矿物绘图仪（简称M3 ， 以及 ， 这个仪器是NASA的）光谱数据 ， 在南北纬70°以上的永久阴影区中发现了多处暴露在地表的水冰 。 这也是科学家们首次在月球发现水冰存在的直接证据[7] 。
本文插图
△（左）月球南北极区含有水冰的位置（天蓝色点） ， 底图的灰度代表表面温度 ， 颜色越深就越冷；（右）三处含有水冰区域的反射光谱示例（虚线是实际观测值 ， 实线是平滑后的结果）
图片来源：参考文献[7]
那 ， 那些可以被阳光照射到的 ， 温度更高的区域里呢？
永久阴影区之外的羟基（OH）
在月球南北极的永久阴影区之外还有水吗？也有 ， 但和我们想象中的很有那么点不一样 。
因为 ， 明确探测到“完整”的分子水（H2O）太困难了 ， 科学家们只能一点一点先尝试探测H2O的“零部件” 。
首当其冲的“零部件”是氢（H） 。
1998年发射的NASA月球探勘者号（Lunar Prospector）探测器搭载了一台中子光谱仪 ， 它在在月球南北极探测到了氢元素的富集[8] 。 这可能是水么？完全可能 。 但这也同样可能是任何含有氢的物质 ， 我们无法判断到底是哪一种 。
本文插图
△月球探勘者号的中子光谱仪测量的月球极区超热中子量分布 ， 越蓝表示越低（氢越多） ， 越红表示越高（氢越少） 。 因为超热中子被氢原子慢化的效率最高 ， 所以观测到的超热中子量越低就代表氢的富集度越高
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