極區(qū)月壤和水冰形成演化機(jī)制及物理特性研究

李雄耀，魏廣飛，曾小家，李 陽，唐 紅，劉建忠，姜生元，鄒 猛，馬繼楠，王 儲，賀懷宇，鄭萬平，CLOUTICS Edward

（1. 中國科學(xué)院 地球化學(xué)研究所，貴陽 550081；2. 哈爾濱工業(yè)大學(xué) 機(jī)電學(xué)院，哈爾濱 150001；3. 吉林大學(xué)，長春 130021；4. 中國空間技術(shù)研究院，北京100094；5. 中國科學(xué)院 地質(zhì)與地球物理研究所，北京 100029；6. 盧森堡航天技術(shù)有限公司，盧森堡；7. 溫尼伯格大學(xué)，溫尼伯格 R3B 2E9）

引 言

月球是距離地球最近的天體，也是迄今人類開展探測次數(shù)最多且最為全面的太陽系天體。通過遙感、無人和載人探測，科學(xué)家獲得了大量的探測數(shù)據(jù)和返回樣品?！版隙鹞逄枴比蝿?wù)成功實現(xiàn)月球無人采樣返回。月面探測活動和采樣點(diǎn)集中分布在月球中低緯度區(qū)域，而月球極區(qū)，尤其是永久陰影區(qū)至今還未開展過無人或載人的月面探測活動。陰影區(qū)長期沒有光照[1-3]，科學(xué)家無法直接獲取其表面光學(xué)影像，或利用月球軌道在特殊的位置處撞擊坑底部，接收坑壁散射光獲取影像來分析水冰的分布特征[4]。這也是吸引世界各航天大國紛紛制定極區(qū)探測任務(wù)的主要原因之一。

從美國發(fā)射“克萊門汀號”（Clementine）探測任務(wù)開始，科學(xué)家將目光瞄準(zhǔn)了月球極區(qū)，搭載的雙基地雷達(dá)獲取的永久陰影區(qū)回波信號發(fā)現(xiàn)了水冰的存在[5]。“月球勘探者號”（Lunar Prospector，LP）[6]、“月船一號”（Chandrayaan-1）[7]、“月球勘測軌道器”（Lunar Reconnaissance Orbiter，LRO）[8–10]和“月球觀測和傳感衛(wèi)星”（Lunar Crater Observation and Sensing Satellite，LCROSS）[11]分別采用不同的載荷和手段對月球永久陰影區(qū)水冰開展探測并取得了一定的認(rèn)識。但水冰在月壤中的分布特征和賦存狀態(tài)仍是未知的問題，為此美國國家航空航天局（National Aeronautics and Space Administration，NASA）啟動了繼“阿波羅”（Apollo）載人登月任務(wù)后的“阿爾忒彌斯”（Artemis）探測任務(wù)，計劃于2024年對月球南極開展載人探測?！皳]發(fā)物調(diào)查極區(qū)探索巡視器”（Volatiles Investigating Polar Exploration Rover，VIPER）計劃于2023年著陸到南極Nobile撞擊坑（85.2°S 53.5°E），對坑緣西側(cè)開展水和其它資源的探測。印度空間研究組織（Indian Space Research Organisation，ISRO）和日本宇宙航空研究開發(fā)機(jī)構(gòu)（Japan Aerospace eXploration Agency，JAXA）計劃聯(lián)合針對月球南極開展無人探測。歐洲航天局（European Space Agency，ESA）將與俄羅斯聯(lián)邦航天局（Roscosmos）合作發(fā)射Luna 27任務(wù)，探測月球南極地區(qū)的水冰。中國也正在規(guī)劃月球南極探測任務(wù)，擬對南極月壤和揮發(fā)分（包括水冰）開展無人探測[12-13]。

遙感探測獲取的信息，包括地形地貌、元素成分、礦物組成、水的分布、表面光照條件和熱環(huán)境等。但科學(xué)家對水冰在月壤中的分布形式、賦存狀態(tài)、儲量等仍沒有定論，目前分別從理論模型、實驗?zāi)M、遙感探測等不同方面解釋了永久陰影區(qū)水的來源，即月球內(nèi)部去氣、太陽風(fēng)作用、含水流星體和彗星撞擊[14-19]，但每種機(jī)制對永久陰影區(qū)水儲量的貢獻(xiàn)以及在過去幾十億年中水的演化機(jī)制仍不明確。

與遙感探測相比，月面無人探測通過原位采樣分析可準(zhǔn)確獲取極區(qū)物質(zhì)的成分、元素及同位素信息，尤其是永久陰影區(qū)內(nèi)的水和其它揮發(fā)分。這對研究月球內(nèi)部物質(zhì)演化、水的來源、早期太陽系氫氧同位素組成等具有重要的科學(xué)意義[20-22]。通過月面的巡視探測、鉆采取樣等可準(zhǔn)確詳細(xì)地獲取永久陰影區(qū)內(nèi)水冰在月壤中的分布形式和賦存狀態(tài)，對研究水的演化機(jī)制具有重要作用并對工程上如何實現(xiàn)開采、提取和利用水資源具有重要的指導(dǎo)意義。

本文通過調(diào)研國內(nèi)外關(guān)于極區(qū)月壤和水冰探測方面的研究成果，從理論研究、實驗?zāi)M、樣品分析和遙感探測，系統(tǒng)地梳理了極區(qū)的地質(zhì)和環(huán)境特征、月壤和水的演化機(jī)制、月壤的基本物性（力、熱、電）及制備模擬月壤的參考規(guī)范。

1 極區(qū)地質(zhì)和環(huán)境特征

1.1 極區(qū)地質(zhì)特征

月球的地質(zhì)可粗略描述為月球早期表面是巖漿洋，隨著巖漿的冷卻斜長石最先結(jié)晶并上浮，逐漸冷卻堆積形成月球高地。大撞擊事件形成了大型的撞擊盆地，后期玄武巖、巖漿進(jìn)一步充填盆地。隨后的流星體持續(xù)轟擊引起局部的月海和高地物質(zhì)混合。經(jīng)過幾十億年的撞擊作用，月表基巖逐漸被破裂粉碎形成月壤[23]。月球沒有大氣，月表晝夜溫度變化幅度很大，巖石的熱疲勞作用也會加速月壤的形成[24]。太陽風(fēng)粒子、宇宙射線和微隕石的撞擊是月壤性質(zhì)改造的重要過程。太陽風(fēng)注入的H、He等氣體或離子，改變了月表礦物的晶體結(jié)構(gòu)及光譜性質(zhì)，并帶入了外來的成分；微隕石轟擊（平均速度大于15 km/s）主要產(chǎn)生顆粒局部熔融和濺射，改變顆粒表層結(jié)構(gòu)特性[25]。

月球北極和南極大部分區(qū)域均為高地，與中低緯度的高地在地形地貌、巖石成分等方面并無明顯差異，推測月球極區(qū)主要分布著最早結(jié)晶的古老斜長巖，其形成的月壤亦以斜長質(zhì)為主。太空風(fēng)化對月壤的成熟度和礦物微觀結(jié)構(gòu)的改造作用明顯。月球南極區(qū)域最明顯的地質(zhì)特征是具有太陽系最大的撞擊盆地，即南極艾特肯（South Pole-Aitken，SPA）盆地。SPA形成于月殼固結(jié)之后，年齡在3.9～4.3 Ga。SPA盆地巨大（直徑2 500 km，深度達(dá)12 km），其撞擊過程中可能挖掘出了大量的月殼物質(zhì)甚至上月幔物質(zhì)，范圍覆蓋了Shackleton撞擊坑[26]。

1.2 極區(qū)表面環(huán)境特征

1）光照特征

相比中低緯度區(qū)域，極區(qū)受到的地形遮擋顯著，光照條件復(fù)雜。因為月球赤道平面相對黃道平面的傾角僅1.54°，越靠近極點(diǎn)太陽的入射角越接近90°。在靠近撞擊坑底部的區(qū)域光線始終（18.6 a章動周期）被遮擋從而形成永久陰影區(qū)[1-2]。小至微隕坑，大到幾十千米的撞擊坑都可形成永久陰影區(qū)。

Clementine首次獲取了覆蓋全月的地形數(shù)據(jù)，Margot等[27]采用光線示蹤法首次計算并繪制了南極的光照率?！霸铝僚瘛保↘aguya）探測器獲取了全月高分辨率地形數(shù)據(jù)，Noda等[28-29]同樣采用光線示蹤法計算了月球極區(qū)的光照率并給出了永久陰影區(qū)的分布范圍。LRO上搭載的激光高度計獲取了覆蓋月球極區(qū)的高精度（10 m）地形數(shù)據(jù)。Mazarico等[1-2，30-31]均采用最大地形高度角法計算了月球極區(qū)的光照率，并對部分潛在著陸區(qū)的光照條件進(jìn)行了詳細(xì)分析。圖1展示了基于高精度激光高度計（Lunar Orbiter Laser Altimeter，LOLA）的數(shù)據(jù)（60 m/pixel），Mazarico計算了月球18.6 a章動周期內(nèi)的南極地區(qū)平均光照率。此外，Speyerer等[3]根據(jù)LRO上搭載的廣角相機(jī)獲取的極區(qū)連續(xù)影像和拍攝時間，計算了極區(qū)的光照率分布。與理論計算值相比結(jié)果更為直接，但觀測時間相對有限。

圖1 月球南極（>85°S）年平均光照率分布Fig. 1 Annual average illumination rate of lunar south polar region（>85°S）

2）熱環(huán)境特征

太陽輻射是影響月面熱環(huán)境的最直接驅(qū)動因素。月球自身的熱慣量非常小，白天月球表面的溫度主要是吸收太陽入射輻射獲取到的，但地形也會改變太陽光照條件從而對表面熱環(huán)境產(chǎn)生重要的影響[32-33]。理論研究表明由于撞擊坑坑壁會散射部分太陽輻射和地球返照，導(dǎo)致永久陰影區(qū)的部分區(qū)域溫度升高加速了水冰的升華[34]，使水冰無法長時間保存在其表面上。截止目前，LRO搭載的Diviner是世界首個對月表熱環(huán)境進(jìn)行系統(tǒng)性探測的載荷[35]。研究人員利用其長達(dá)10 a的觀測，獲取了覆蓋極區(qū)任意時刻的溫度分布特征。結(jié)果表明，從月球極區(qū)季節(jié)性溫度波動看，溫度恒小于110 K的北極區(qū)域（ > 80°N）有5 300 km2，南極（ > 80°S）有13 000 km2[36]。這比理論計算的永久陰影區(qū)面積（北極12 866 km2，南極16 055 km2）要小很多。圖2展示了月球南極區(qū)域夏季和冬季的平均溫度分布特征，可以看出季節(jié)性變化對光照區(qū)溫度的影響不是很明顯，但對永久陰影區(qū)的溫度有顯著的影響，表現(xiàn)出明顯的季節(jié)效應(yīng)，即季節(jié)性陰影區(qū)。在冬季和夏季之間，季節(jié)性陰影區(qū)的溫度差最大可達(dá)100 K以上[36]。

圖2 月球南極平均溫度分布[36]Fig. 2 Averaged lunar southern temperatures[36]

2 極區(qū)月壤及水冰特性

2.1 極區(qū)月壤形成及演化機(jī)制

極區(qū)月壤主要為高地斜長質(zhì)，其形成和演化過程與月球其它區(qū)域類似?？擅枋鰹閮蓚€相反的過程：破碎，通過撞擊作用挖掘破碎新鮮巖石形成月壤；膠結(jié)，通過撞擊熔融作用將破碎的巖石碎屑等月壤顆粒膠結(jié)成塊。太陽風(fēng)粒子、宇宙射線和微隕石的撞擊是月壤性質(zhì)改造的重要過程。太陽風(fēng)主要是通過注入H、He等氣體或離子，改變月表礦物的晶體結(jié)構(gòu)及光譜性質(zhì)，并帶入外來成分；微隕石轟擊主要是會造成顆粒局部熔融和濺射，改變了顆粒表層結(jié)構(gòu)特性。

永久陰影區(qū)溫度極低，該區(qū)域的月壤與捕獲的水相互作用形成特殊的混合物，其形成演化受到月壤改造和水捕獲這兩個過程的制約。永久陰影區(qū)月壤特性可能的表現(xiàn)：①缺少太陽風(fēng)的改造特征，如礦物表面的非晶化現(xiàn)象和納米相單質(zhì)鐵的形成，但濺射而來的月壤仍保存與源區(qū)月壤相似的性質(zhì)；②以“冷阱”形式捕獲和保存更多的揮發(fā)分；③月壤形成和改造過程中有一定含量的水（冰）參與，水分子進(jìn)入礦物晶格形成含水礦物。

2.2 極區(qū)水的來源及演化機(jī)制

1961年，Watson等[14]首次提出月球極區(qū)水的形成一部分來自于冷阱區(qū)域自身的凈冷凝量；另一部分來自于月球內(nèi)部釋放的水分子量，認(rèn)為水分子的逃逸機(jī)制主要是太陽風(fēng)離子轟擊、離子化及重力作用。Arnold[17]進(jìn)一步總結(jié)提出，月球兩極水冰的來源主要是太陽風(fēng)作用、含水隕石（彗星）撞擊、月球內(nèi)部釋放等，不過來自月球內(nèi)部的水對永久陰影區(qū)水冰的貢獻(xiàn)很少。

通過預(yù)估撞擊頻率和撞擊體的大小，Arnold計算出可能有1016～1017g的水在過去20億年里到達(dá)月球。撞擊時能量很高（可達(dá)60 km/s），絕大多數(shù)的水在撞擊過程中由于高溫而耗散[37]。Morgan等[38]估算出在撞擊中75%的物質(zhì)會分解或逃逸。Ong等[39]對不同速度的彗星撞擊月表進(jìn)行了數(shù)值模擬，結(jié)果發(fā)現(xiàn)低速（5 km/s）撞擊時將發(fā)生一系列熱解吸附、汽化和脫氣等作用，但這些氣體分子并沒有全部逃逸到太空，而是通過熱逃逸作用向極區(qū)遷移。當(dāng)然，這種熱逃逸運(yùn)移水分子的機(jī)制實際上是否存在、月球極地水冰的確切來源有待未來的月球探測加以判斷。判斷的一個重要標(biāo)準(zhǔn)是月球水冰的D/H比值，彗星起源水的一個重要特征就是異常高的D含量，D/H比值3×10–4[40]。而太陽風(fēng)注入月表的D/H比值約2×10–5[41]，流星體撞擊帶入的D/H約（2～5）×10–4[42]。在高速（60 km/s）撞擊條件下幾乎所有的水都會逃離月球。通過對所有可能的情況進(jìn)行模擬研究分析，Ong等[39]認(rèn)為大約有6.5%的彗星或小行星物質(zhì)會留在月球，因而估計在最近 的10億年里約有1.3 × 1014～1.3 × 1015g的水保存下來并遷移至極區(qū)。對于100 K以下的環(huán)境，水分子在其中的滯留時間至少達(dá)105～109a。

2.3 水冰的賦存狀態(tài)

根據(jù)樣品分析和遙感探測及結(jié)合月面巡視器探測結(jié)果推測，月壤中水的賦存狀態(tài)主要包括3種：礦物晶格中的結(jié)構(gòu)水、顆粒表面吸附水和水冰。光照區(qū)為結(jié)構(gòu)水，永久陰影區(qū)存在結(jié)構(gòu)水、吸附水和水冰。

礦物結(jié)構(gòu)水主要以羥基的形式與陽離子結(jié)合存在于晶格中，相對較為穩(wěn)定，主要是含水巖漿在冷卻過程中結(jié)晶礦物捕獲羥基及太陽風(fēng)質(zhì)子注入硅酸鹽礦物中形成，是光照區(qū)月壤水的主要存在方式。Chandrayaan-1上搭載的月球礦物繪圖儀（Moon Mineralogy Mapper，M3）探測到在紅外光譜2.8 μm附近存在水的吸收峰[7]。同時，由于撞擊濺射和靜電遷移等，光照區(qū)的月壤也可進(jìn)入永久陰影區(qū)并保存下來。此外，最新的“嫦娥五號”樣品測試分析也進(jìn)一步表明，其最大含水量可達(dá)283 ± 22 ppm[43]。礦物結(jié)構(gòu)水在極區(qū)光照區(qū)和永久陰影區(qū)的月壤中均有存在。

顆粒表面吸附水主要是吸附于礦物顆粒表面的水分子，在月球表面高真空條件下容易脫附，只能穩(wěn)定地存在于極低溫度的永久陰影區(qū)。月球南極永久陰影區(qū)溫度通常在110 K之下，以“冷阱”形式捕獲自由運(yùn)動水分子（包括由光照區(qū)遷移而來、早期巖漿去氣及彗星撞擊等產(chǎn)生的水分子）并保存下來。經(jīng)過長期捕獲，月壤顆粒表面可形成連續(xù)或不連續(xù)的水分子吸附膜，若吸附水分子足夠多將形成“冰膜”。值得一提的是，最近NASA與德國航空航天中心（Deutsches Zentrum fr Luft- und Raumfahrt，DLR）聯(lián)合開展的同溫層紅外線天文臺（Stratospheric Observatory For Infrared Astronomy，SOFIA）任務(wù)在月球南半球光照區(qū)也探測到了100 ～ 412 ppm含量的水分子信號，相當(dāng)于撒哈拉沙漠水含量的百分之一[44]。

埋藏在永久陰影區(qū)的月壤次表層或表面呈斑片狀分布的水冰[45]。因撞擊濺射等作用，永久陰影區(qū)內(nèi)的月壤在逐漸積累，原先位于表面的月壤顆粒及可能暴露的水冰逐步被全部或部分埋藏。隨著埋藏深度的增加及月球內(nèi)部熱流的作用，溫度也逐漸升高。當(dāng)溫度高于脫附或升華溫度時，顆粒表面的吸附水發(fā)生脫附或升華往上逃逸。但當(dāng)水分子遷移至溫度低于脫附或升華溫度的月壤層時，重新被該層位的月壤顆粒吸附。隨著時間推移將形成在某一層位富集水冰，而其下月壤為干燥月壤。

3 極區(qū)水的探測

3.1 探測方法

以美國為代表的國家開展了一系列的月球極區(qū)水的探測，探測手段包括雷達(dá)、中子、近紅外。針對極區(qū)水的探測任務(wù)和結(jié)果已有相關(guān)的論文報道[46–48]，本文綜合探測原理和結(jié)果，從探測方法分類介紹極區(qū)水的探測。

1）雷達(dá)探測

Stacy利用Arecibo天文臺2.38 GHz地基合成孔徑雷達(dá)以125 m空間分辨率、雙極化方式搜尋永久陰影區(qū)的水冰[49]。發(fā)現(xiàn)了雷達(dá)回波同向極化增加的現(xiàn)象，不過這可能是水冰引起的，也可能是表面粗糙度引起的。

Clementine探測器搭載的雙基地雷達(dá)，從軌道器向月球上的目標(biāo)物體發(fā)射電磁波信號，在地球上接收反射回來的電磁波，由此獲得目標(biāo)物體的性質(zhì)。當(dāng)Clementine運(yùn)行到月球南極上空200 km處并與月球、地面接收站成一條直線時，同向極化和圓極化率（Circular Polarization Ratio，CPR）明顯增大，出現(xiàn)了特殊的散射效應(yīng)，即雷達(dá)回波不呈現(xiàn)月表巖石碎屑應(yīng)有的特征，呈現(xiàn)出水冰的特征[5]。有科學(xué)家認(rèn)為Clementine搭載的雷達(dá)對極區(qū)觀測采用的入射角過大（82°～90°），會因遮蔽、衍射、多次散射效應(yīng)而產(chǎn)生異常。

Chandrayaan-1探測器搭載的微型合成孔徑雷達(dá)（Mini-SAR）利用獨(dú)特的混合偏振結(jié)構(gòu)，能分辨出由水冰引起的體積散射或其他散射機(jī)制（如亞波長尺度的表面粗糙度）。Spudis等[50]發(fā)現(xiàn)月球北極存在40多處CPR異常點(diǎn)，在排除10余個新鮮撞擊坑的表面粗糙度及坡度影響后，剩下的較古老的撞擊坑與中子探測儀探測到的H分布十分吻合，認(rèn)為這些異常點(diǎn)是由水冰引起的。

LRO搭載的多頻率合成孔徑雷達(dá)（Mini-RF），Mini-RF在Mini-SAR的基礎(chǔ)上，實現(xiàn)了雙波段（S波段12.6 cm和X波段4.2 cm）和雙分辨率（150 m和30 m）的聯(lián)用，可更好地測定反射信號，進(jìn)而區(qū)分回波信號到底受控于水冰還是表面粗糙度[51]。對月球極區(qū)異常CPR的填圖顯示，發(fā)現(xiàn)水冰存在的可能性很大。

目前有關(guān)雷達(dá)的爭議主要集中在CPR是否能夠完全指示水冰的存在。以Clementine科學(xué)團(tuán)隊為代表的科學(xué)家認(rèn)為主要是水冰造成雷達(dá)信號的異常[5，50，52]，針對非水冰造成的影響，也有科學(xué)家提出了意見，例如斜長石的存在、月壤表面粗糙度的影響、撞擊坑的坡度等[49，53-54]。雷達(dá)回波信號存在的反演問題至今尚未得到統(tǒng)一的認(rèn)識，為月球極區(qū)存在水冰留下了希望。

2）中子探測

高能宇宙射線與月表物質(zhì)作用時會釋放中子和其他亞原子粒子，一些能量高且直接逃離月表進(jìn)入宇宙的中子，稱為快中子（500 keV～8 MeV）；一些中子射入月表物質(zhì)并與其它原子碰撞，如果碰撞的是較重的原子，撞擊過程中失去的能量不多，仍然會以接近初始速度運(yùn)動，當(dāng)它們到達(dá)月球上空的中子探測器時會保持一定的能量，稱為超熱中子（0.3 eV～500 keV）。如果月球表面某區(qū)域氫含量高，任何在這個區(qū)域運(yùn)動的中子在從月表逃逸進(jìn)入宇宙之前都會被快速“冷卻”，即隨著速度的變慢能量銳減，變成為熱中子（能量＜0.3 eV）。當(dāng)中子探測儀經(jīng)過氫含量高空地區(qū)時，中子探測器將檢測到超熱中子數(shù)的減少，同時檢測到熱中子數(shù)急劇增加。目標(biāo)區(qū)域的氫含量就可通過不同類型中子計數(shù)率的相對高低來反映。

LP搭載的中子探測儀能測量整個月球表面的氫含量，氫信號的強(qiáng)弱可反映含水量的多少。中子探測器可探測到含量小于0.01%的水，探測深度約0.5 m。結(jié)果表明：在月球兩極存在著豐富的H，北極H的信號比南極稍強(qiáng)[6]。因此推測月球極區(qū)可能含有豐富的水冰，且可能是以堅實的近乎純水冰的形式埋藏于干燥的表土下約40 cm處，也可能是以一層月壤一層水冰的疊層形式儲存，可能是不同時期的彗星撞擊造成的。

LRO上也搭載了類似的中子探測儀（Lunar Exploration Neutron Detector，LEND）并且配備了準(zhǔn)直儀。準(zhǔn)直儀可為中子探測器提供更狹窄的視域，使得空間分辨率大幅提高。在對月球南極超熱中子流計數(shù)時發(fā)現(xiàn)[55]，永久陰影區(qū)和光照區(qū)都存在H含量非常高的特征，認(rèn)為富含H的層位同時存在于永久陰影區(qū)和光照區(qū)部分的月壤以下。

3）紅外光譜探測

紅外光譜探測實質(zhì)上是一種根據(jù)分子內(nèi)部原子間的相對振動和分子轉(zhuǎn)動等信息確定物質(zhì)分子結(jié)構(gòu)、鑒別化合物和進(jìn)行定量分析的方法。當(dāng)物質(zhì)中分子吸收了紅外輻射后，會引起分子振動–轉(zhuǎn)動能級的躍遷從而形成特定的光譜。紅外光譜中吸收峰的位置和形狀與分子結(jié)構(gòu)密切相關(guān)，可用來鑒別物質(zhì)的結(jié)構(gòu)組成、確定物質(zhì)的類型。此外，吸收峰的強(qiáng)度與特定分子含量有關(guān)，可用于定量分析。水在紅外光譜中主要有5個特征吸收波段：①～2.8 μm附近的OH基頻振動峰；②～3.0 μm附近的H2O基頻振動峰；③～1.4 μm附近的-OH倍頻振動峰；④～1.9附近的H2O倍頻振動峰；⑤2.1～2.4 μm附近的金屬-OH組合頻振動峰。在硅酸鹽天體中，利用水在紅外光譜中的特征峰可以識別出水的存在與否以及水的賦存狀態(tài)，并估算水的含量。

Cassini、Deep Impact和Chandrayaan-1的3次遙感探測搭載了紅外光譜儀且覆蓋了-OH和H2O基頻的吸收范圍，均獲得了關(guān)于月球表面水的重要紅外信號[7，56-57]：①3個紅外光譜均發(fā)現(xiàn)月球表面廣泛存在～2.8 μm和～3.0 μm的信號，分別代表了-OH和H2O，其中2.8 μm的特征峰在整個月球表面都有檢測到，而3 μm的特征峰并非全球存在，在部分低緯度赤道地區(qū)未檢測到信號；②-OH和H2O的吸收強(qiáng)度與緯度存在正相關(guān)性，即在赤道的吸收強(qiáng)度最弱，隨著緯度的增加其吸收強(qiáng)度逐漸增強(qiáng)，極區(qū)最強(qiáng)，這反映了水從低緯度向高緯度的遷移過程；③-OH和H2O的吸收強(qiáng)度與溫度（光照條件）具有反相關(guān)性；④月表水含量與物質(zhì)成分也有一定的相關(guān)性，即月表高地-OH和H2O的吸收強(qiáng)度均明顯強(qiáng)于月海。

針對紅外光譜數(shù)據(jù)的質(zhì)疑主要體現(xiàn)在熱矯正的方法上，最初得到的測試結(jié)果沒有考慮到月壤熱量不均一、兩級地區(qū)地形及不同時間累加得到的熱散射等影響因素。在對Chandrayaan-1的M3數(shù)據(jù)采用改進(jìn)的熱模型后，Li等[45]發(fā)現(xiàn)-OH含量隨緯度的增大而增大，并表現(xiàn)為受太空風(fēng)化作用的增大而增大。但月球兩極大約只有3.5%的永久陰影區(qū)含有水冰，其中30%的水冰可能是以“臟冰”的形式存在于月壤中。

4）LCROSS探測

為實現(xiàn)原位直接探測，2009年10月美國啟動LCROSS任務(wù)，“半人馬座”（Centaur）火箭搭載“牧羊號”探測器先后撞向月球南極Cabeus撞擊坑，當(dāng)“半人馬座”火箭撞擊時，“牧羊號”探測器有4 min對飛濺物進(jìn)行探測。其中搭載的近紅外探測器和U V（ultraviolet）探測器得到的結(jié)果證明了水冰的存在[11]，并計算出水冰含量5.6 ± 2.9 wt%。實際上，撞擊產(chǎn)生的濺射羽流中不僅檢測到水冰，還包括CO2、H、Ca、Hg、Mg等揮發(fā)分。

3.2 水冰的分布特征

月球表面水的存在受制于多項影響因素，包括表面溫度、組成、結(jié)晶化及太空風(fēng)化程度等[58]。永久陰影區(qū)溫度一般低于110 K，使得其成為天然冷阱，無論是月球存在過短暫的大氣或近乎真空的情況下都能夠束縛水分子。月球南極永久陰影區(qū)面積16 055 km2，月球北極永久陰影區(qū)面積12 866 km2[20]，理論上南極相對于北極含有更多的水冰。Li等[59]基于改進(jìn)的M3熱輻射模型分析指出雖然月球北極相對于南極有更小的永久陰影區(qū)面積，有更高的含水量，但隨著緯度的上升，H/OH/H2O含量也在上升，“太空風(fēng)化程度”相對“緯度”對月壤（60～80 μm）水含量造成的影響比較小。另外，年均溫度低于110 K的撞擊坑大多數(shù)顯示含暴露水冰，但也有例外，靠近月球南極的Amundsen、Hedervari、Idel’son L、 Wiechert的撞擊坑和靠近北極的Bosch撞擊坑和大多數(shù)微型冷阱，結(jié)合紫外波段、中子數(shù)據(jù)、激光紅外波段等反映的水冰分布位置，發(fā)現(xiàn)那些大型撞擊坑內(nèi)保存的水冰年齡都較老。由于水冰形成速率很慢，新鮮撞擊坑內(nèi)水冰沉積可能很少或沒有[45]。對于月球南極撞擊坑的最新定年結(jié)果顯示，大多數(shù)水冰確實分布在年齡比較老（>3.1 Ga）的撞擊坑內(nèi)，但也有少量直徑15 km左右的新鮮撞擊坑含有水冰，這也說明近些年水冰積累的速率加快[60]。Crider等[61]認(rèn)為永久陰影區(qū)水冰在月球進(jìn)入白天時存在于月球散逸層中，而進(jìn)入黑夜時穩(wěn)定存在于次表面。這樣的數(shù)值模擬得到Sunshine等[56]的觀測結(jié)果的支持，后者認(rèn)為表面H含量與當(dāng)?shù)貢r相關(guān)。最近的數(shù)值模擬結(jié)果展示[62]，月球兩極水分子含量的日均變化超過月球整年水含量變化，同時超過赤道地區(qū)水分子含量變化兩個數(shù)量級?？偟膩碚f，通過冷阱效應(yīng)吸附由光照區(qū)遷移而來的水分子是永久陰影區(qū)儲存水的一個普遍過程。

基于表面光譜反射率的結(jié)果顯示不同的永久陰影區(qū)水冰在空間上是不均勻分布的，尤其是在單個冷阱內(nèi)[63]，這種不均一的水冰分布模式大多歸因于撞擊活動[64]。由于地形和表面粗糙度影響[65]，永久陰影區(qū)能接收到的熱量主要是表面輻射及月球內(nèi)部熱流，進(jìn)而影響永久陰影區(qū)溫度分布[34]，導(dǎo)致空間的分布差異。

綜合雷達(dá)、中子衰弱、近紅外等探測結(jié)果表明水冰在月壤縱向呈現(xiàn)不規(guī)則分布。水分子向下擴(kuò)散使得表層月壤變得干燥，從而能保護(hù)次表層月壤中水分子不容易逃逸或受太空風(fēng)化作用影響[8]。對水分子含量隨月壤深度變化的蒙特卡羅模擬結(jié)果顯示[64]，太陽風(fēng)質(zhì)子的持續(xù)植入能使得深度140～160 cm處的月壤富集H，隨時間的增加，H含量的最大值沒有增大，保持在4 100 ppm，即達(dá)到飽和濃度。這種H含量被認(rèn)為等效成水分子的含量為0.25～2 wt%。Kleinhen等[66]歸納總結(jié)了目前所有探測任務(wù)的最新研究成果，提出月壤水冰的剖面分布主要由最表層的“霜凍”層、淺表層的冰壤混合層和深部水冰層構(gòu)成。

4 極區(qū)月壤物性及模擬物制備

4.1 極區(qū)月壤物理特性

不論是接觸式還是非接觸式探測，月壤是最直接的探測目標(biāo)。因此準(zhǔn)確了解月壤的物理性質(zhì)對采用合適的探測手段及相關(guān)影響因素分析具有關(guān)鍵的作用。

1）力學(xué)性質(zhì)

月壤主要由硅酸鹽礦物和玻璃質(zhì)組成，兩者之間的宏觀力學(xué)性質(zhì)較接近。參考靜壓條件下不同孔隙比月壤樣品的壓縮系數(shù)[23]，可推測出極區(qū)月壤孔隙率在51% ～ 35%之間時，對應(yīng)孔隙比1.04 ～ 0.54，平均壓縮系數(shù)3 ～ 20，承載力7～ 55 kPa，總體上與月海的月壤基本相當(dāng)。內(nèi)聚力和內(nèi)摩擦角隨深度的增大呈現(xiàn)升高的趨勢，表層月壤的內(nèi)聚力在0.44 ～ 0.62 kPa之間，內(nèi)摩擦角41° ～ 43°之間；30 ～ 60 cm處兩者分別在2.4 ～ 3.8 kPa和52° ～ 55°之間。

2）熱學(xué)性質(zhì)

太陽系內(nèi)許多天體無大氣，月球、水星和小行星，其表面由于缺少大氣層的保護(hù)，受到大量流星體撞擊后覆蓋一層顆粒較小的風(fēng)化層。這層風(fēng)化物的熱學(xué)性質(zhì)是了解天體表面熱狀態(tài)和地質(zhì)過程的基本參數(shù)。熱導(dǎo)率是衡量天體表層風(fēng)化物熱傳導(dǎo)能力的重要參數(shù)。在真空環(huán)境下，粉末物質(zhì)的熱導(dǎo)率（如月壤）比巖石的熱導(dǎo)率低幾個數(shù)量級。熱導(dǎo)率除受密度的影響之外，也會受氣壓、溫度、顆粒大小等因素的影響[67-68]。在0.1 torr以下熱導(dǎo)率隨氣壓的變化非常小，之后隨氣壓的增大而增大[69-70]。極區(qū)月壤斜長石含量較高，而斜長石熱導(dǎo)率比輝石和橄欖石小，參照Apollo 16月壤，推測出在100～400K內(nèi)極區(qū)月壤熱導(dǎo)率（0.5～1.5）×10–3W·m–1·K–1間；隨著深度的增加，由于密度增大熱導(dǎo)率也隨之增大，其與月海月壤變化趨勢基本一致。

3）電學(xué)性質(zhì)

電導(dǎo)率是度量電流在物質(zhì)中傳輸?shù)碾y易程度，月表硅酸鹽屬于典型的低電導(dǎo)物質(zhì)。電導(dǎo)率是影響月塵帶電浮揚(yáng)防護(hù)、利用月球的電磁測深數(shù)據(jù)推導(dǎo)月球內(nèi)部的溫度剖面及月球礦產(chǎn)資源選冶等所需要的關(guān)鍵參數(shù)。

月壤電導(dǎo)率隨溫度的變化表現(xiàn)出非晶質(zhì)特征，表明月表的月壤受到了強(qiáng)烈輻射損傷。Apollo 15月壤樣品分析結(jié)果表明電導(dǎo)率隨溫度的變化符合指數(shù)關(guān)系[71]，Apollo 16月巖樣品的電導(dǎo)率隨溫度的變化關(guān)系與月壤相似。月表物質(zhì)的電導(dǎo)率除受月表溫度控制外，還受月表太陽輻射的影響。太陽輻射可大大改變月表物質(zhì)的電導(dǎo)率，使月表物質(zhì)在太陽晨昏線附近有較大的電荷運(yùn)動。觀測結(jié)果表明，黑夜時月表物質(zhì)的直流電電導(dǎo)率從月壤的10–14ohm/m到月巖的10–9ohm/m不等；當(dāng)太陽光照射時，月壤和月巖的電導(dǎo)率至少有106ohm/m以上的增加[23]。

介電常數(shù)是度量物質(zhì)保持電荷間距離的能力（即電荷極化）。對于絕對無水的月巖來說，其礦物組成、結(jié)構(gòu)和構(gòu)造是決定其電阻率和復(fù)介電常數(shù)的主要因素；而對結(jié)構(gòu)松散的月壤來說，復(fù)介電常數(shù)的影響因素主要包括測試頻率、樣品密度、測試溫度、化學(xué)成分等4個方面[71-72]。由于極區(qū)鈦鐵氧化物含量較低，相對月海月壤介電常數(shù)也較小，相對介電常數(shù)1 ～ 8之間，介電損耗0.001 ～ 2之間，縱向由于組分變化小而呈現(xiàn)很小的變化[23]。Apollo16月球樣品的復(fù)介電常數(shù)測量結(jié)果顯示，其相對介電常數(shù)在1.66 ～ 7.82之間，介電損耗在0.001 ～ 2之間。真空介電常數(shù)主要與物質(zhì)的組分相關(guān)，根據(jù)極區(qū)月壤礦物組成與Apollo16樣品類似，因此推測也表現(xiàn)出類似的介電屬性。

4.2 極區(qū)月壤模擬物

月球樣品珍貴且稀少，為滿足工程探測的大量需求，需要制備相關(guān)研究區(qū)域的模擬月壤。目前已經(jīng)公開報道的有3類模擬月壤[73–75]：①典型的月海模擬壤；②典型的高地模擬壤；③南極模擬月壤。本文所關(guān)注的是月球南極模擬月壤。

為滿足月球南極地區(qū)探測的需求，制備月球高地模擬月壤是首要任務(wù)。國際上已展開了月球高地模擬壤的工作，并成功模擬出了不同的高地月壤。對于任何模擬月壤應(yīng)當(dāng)滿足基本的特性：粒徑、粒徑分布、混合的巖石碎屑、礦物碎屑和玻璃。對于月球高地，超過80%的基巖由鈣長巖–蘇長巖–橄長巖套組成，而玄武巖僅占基巖的17%左右。目前，國際上普遍以Apollo16樣品的綜合物性作為高地模擬月壤的參考對象。已經(jīng)報道的高地模擬壤對比如表1所示。通過對比，NU-LHT-1M/2M模擬壤與Apollo 16樣品（64 001/64 002）的成分最為接近，尤其是鈣長石含量最為接近，也是衡量高地模擬壤的關(guān)鍵。

通過對各個模擬的月壤成分和粒形分布對比，在制備月球高地模擬壤時同樣以Apollo16樣品為參考對象，但需要注意：①選取原始物料時需要考慮巖石的組成，斜長巖、鈣長石（An%）和粘合集塊巖的含量；②破碎、研磨時，需要選取合適的方法，控制粒形分布。

4.3 極區(qū)月壤模擬物制備的標(biāo)準(zhǔn)

極區(qū)模擬月壤制備的準(zhǔn)確性對前期工程試驗至關(guān)重要，分析和對比不同模擬月壤的特征，需要從化學(xué)組成、礦物組成和粒徑分布這3個基本方面作為模擬月壤制備的標(biāo)準(zhǔn)。

1）化學(xué)組成：參考極區(qū)LP伽馬光譜數(shù)據(jù)、斜長質(zhì)月殼組成和Apollo 16月壤分析結(jié)果，表2列出了極區(qū)月壤的化學(xué)組成參考。

2）礦物組成：主要為斜長石（鈣長石），月壤中的斜長石可達(dá)70 ～ 80 vol%，橄欖石、輝石和玻璃質(zhì)的含量小于20 vol%。

3）粒徑及分布、熱電性質(zhì)，具體參數(shù)見表3。

表3 極區(qū)月壤模擬物基礎(chǔ)物性參考規(guī)范Table 3 Reference specification of lunar polar regolith simulants

5 極區(qū)月壤及水冰探測的科學(xué)價值

月球極區(qū)是行星科學(xué)界重點(diǎn)關(guān)注的區(qū)域之一，一方面因為該區(qū)域從未被原位探測過，存在很多未知的問題；另一方面因為極區(qū)月壤（包括永久陰影區(qū)）富含的揮發(fā)分（包括水）對研究月球甚至早期太陽系元素組成都具有重要的科學(xué)意義。此外，探測極區(qū)的永久陰影區(qū)，可更好地了解該區(qū)域的水冰在月壤中的分布特征、賦存狀態(tài)以及含量，對研究永久陰影區(qū)的水冰來源和演化機(jī)制也具有重要的科學(xué)價值。

古火山活動釋放的水是最難以確定的來源。Needham和Kring[78]計算出月球可能在35億年前是經(jīng)歷火山去氣作用最旺盛的時期，并計算出最多有約1019g的揮發(fā)分，包括H2O、CO、CO2和S等物質(zhì)在此期間被釋放出來，其中一部分物質(zhì)可能沉降到永久陰影區(qū)中。因此，通過采集和分析極區(qū)（包括永久陰影區(qū)）的月壤可以分析月球內(nèi)部揮發(fā)分組成和同位素特征。根據(jù)太陽系形成理論模型[79]，在原始太陽時期發(fā)生H同位素交換：HDO+H2H2O+HD。向雪線方向移動，隨著星云的冷凝，D/H逐漸趨于增大。此外，太陽風(fēng)能直接轟擊月表，通過H2與含F(xiàn)e2+硅酸鹽礦物反應(yīng)帶來水分子[17]或者太陽風(fēng)質(zhì)子H+直接與月壤中硅酸鹽形成OH-進(jìn)而形成H2O[8]，因此，D/H能夠用來示蹤水分子來源[80]。即原太陽H儲庫：D/H =（ 20 ± 5）×10–6；彗星水儲庫：D/H =（ 137～600）×10–6；星際間冰顆粒儲庫：D/H >950 ×10–6；整體地球：D/H = （ 149 ± 3）×10–6。

對于工程探測，月球極區(qū)的水無疑是最重要的資源。通過開采永久陰影區(qū)的水冰可直接獲取水資源，作為保障生命的飲用水資源，也可以通過分解產(chǎn)生氧氣和氫氣，而氧氣也是生命所必需的，氫氣則是作為推進(jìn)器的燃料。在解決重要的燃料資源后，進(jìn)一步利用月球的低重力、近地等優(yōu)勢建立深空探測的中轉(zhuǎn)站，探測更遙遠(yuǎn)的天體。此外，水或水冰還是防宇宙射線和太陽輻射的屏障。粗略計算表明，月球上1 m厚的冰蓋對太陽輻射和銀河宇宙射線的阻擋，其安全性相當(dāng)于站在地球表面上。

6 結(jié)束語

月球極區(qū)特殊的光照條件和表面環(huán)境成為水匯聚和保存的理想場所，也是未來月球探測的重要目標(biāo)之一。本文通過綜合調(diào)研國內(nèi)外關(guān)于月球極區(qū)的研究和探測成果，首先介紹了極區(qū)的地質(zhì)特征、光照條件和表面環(huán)境特征，在極區(qū)部分撞擊坑和低洼區(qū)域存在著永久陰影區(qū)，該區(qū)域極低的溫度成為捕獲和富集水的理想場所。其次，介紹了極區(qū)月壤的形成和演化機(jī)制、水的來源和演化機(jī)制。極區(qū)月壤屬于高地斜長質(zhì)物質(zhì)，鈣長石含量較高，南極部分區(qū)域受艾特肯盆地撞擊濺射物的混染而包含玄武質(zhì)月壤。不同的遙感探測結(jié)果均指向在永久陰影區(qū)分布著水冰，不過水冰在月壤中的分布形式和賦存狀態(tài)目前仍沒有統(tǒng)一且清晰的認(rèn)識。

月壤是探測最直接的作用對象，其物理性質(zhì)也影響著探測傳感器的定標(biāo)、探測數(shù)據(jù)的校正和解譯。通過調(diào)研Apollo樣品的實驗測量結(jié)果，對極區(qū)月壤的力學(xué)、熱學(xué)和電學(xué)性質(zhì)進(jìn)行了討論，總體上更接近Apollo16高地月壤的性質(zhì)。此外，為滿足前期工程測試和傳感器定標(biāo)要求，調(diào)研了國際上已經(jīng)開展的月球極區(qū)模擬月壤的研制進(jìn)展。最后，以Apollo16樣品的分析結(jié)果為基礎(chǔ)提出了極區(qū)月壤模擬物制備的標(biāo)準(zhǔn)。

月球極區(qū)富含的水冰是研究月球內(nèi)部物質(zhì)組成、水的來源、早期太陽系氫氧同位素組成等問題的重要物質(zhì)，具有重要的科學(xué)價值。通過探測了解水冰在月壤中的分布形式和賦存狀態(tài)，對評估水的總儲量以及開采、提取和利用水資源具有重要的工程意義。通過對極區(qū)的探測也必將進(jìn)一步提高人類對月球地質(zhì)活動、外部空間環(huán)境以及早期太陽系物質(zhì)組成特征的新認(rèn)識。水資源的勘探和利用也將為建立月球深空中轉(zhuǎn)站并進(jìn)行更遙遠(yuǎn)的深空探測提供堅實的跳板。