近日，夏威夷大学的李帅团队利用光谱数据在月球极区发现了暴露在地表的水冰，这是科学家们首次在月球发现水冰存在的直接证据。这一成果发表于2018年8月20日的《美国科学院院刊》[1]。
“沙漠”月球
地球这颗“蓝色弹珠”，是太阳系中唯一一个水之星球，正是这些覆盖在地表上的珍贵的液态水，帮助地球孕育出了生命。但与地球相隔仅38万公里的月球，却完全是另一番光景——这里一片荒芜，寸草不生。
月球上有没有水？几十年前的人们普遍认为是没有的。唉，说起来都是离太阳差不多近的星球，但月球就完全没一点能留得住水的样子：月球几乎没有大气层和磁场，重力又那么小，日间温度还很高；而另一方面，那时候的人们也没有在月球表面观测到任何形式的水的迹象，即使阿波罗登月任务带回的月球岩石样本中检测到的少量的水，早期也被认为很可能是受到了地球大气的污染的结果[2]。
这倒也并不令人惊讶，毕竟内太阳系的几个岩质大天体在形成不久都经历了剧烈的小天体撞击，完全是一个个熔融炙热的冶炼炉，即使曾经有过水（和其他挥发性物质），也理应早已在极度高温中散逸殆尽了。
但在那之后，或许因为种种原因，月球上还可能产生新的水呀。甭管它们怎么来的，最起码，这些水有没有可能在月球上保存下来？会在哪里保存下来呢？
聚焦南北极
或者，我们可以把问题简化成：月球上哪里最可能保存水呢？
答案是最冷的、光照最少的地方——月球的南北两极，更准确的说，是月球南北两极的永久阴影区（Permanently shaded regions，简称PSRs）里。月球的自转轴几乎垂直于黄道面（自转轴倾角只有1.5°），于是南北极一些低洼的地方（比如陨石坑底部）可能会永远不被太阳光直射到，因此这些地方应该温度非常低（零下150摄氏度以下）。
如果这些阴影区里原先就有固态的水（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——早在1952年，诺贝尔化学奖得主哈罗德·尤里就这么猜想了[3]。
这个“极区永久阴影区里可能有水冰”的猜想靠不靠谱呢？事实证明挺靠谱的。因为在同样是自转轴和黄道面几乎垂直的水星和谷神星（自转轴倾角分别是0.03°和4°），科学家们确实在它们的极区永久阴影区里成功找到了不少水冰[4-6]。
反倒是离我们更近的月球，科学家们还始终没找到直接而确凿的证据。确实，我们对月球的观测是最多的，我们发射的月球探测器也是最多的，甚至有那么几次，我们差一点就成功了。
比如……
1998年发射的月球探勘者号（Lunar Prospector）探测器，它搭载的中子光谱仪在月球极区探测到了氢的富集[7]，这可能是水冰么？完全可能。但这也同样可能是任何含有氢的物质，比如矿物中含有的水，或者是结构水（羟基OH）。我们无法判断到底是哪一种。
月球探勘者号任务快要结束时，还发挥了最后一点“余热”——这颗探测器撞在了月球南极一个直径50千米的陨石坑，同时也是一个理论上的永久阴影区内坠毁，想通过撞击看看会不会观察到水冰气化产生的羽流。
但这次撞击一无所获，没有观察到任何水汽或者羽流。
不过值得一提的是，因为这颗探测器上还带了一点行星地质学家尤金·舒梅克的骨灰，因此这个陨石坑在2001年被命名为舒梅克陨石坑。
2008年发射的月船1号（Chandrayaan-1）探测器，它搭载的月球矿物绘图仪（简称M3）在月球极区发现了羟基/矿物中水的富集[9]。但遗憾的是M3可探测的波段大致在可见光到近红外的范围（0.46-2.98 μm），刚好不能很好地区分3 μm附近的水、羟基和水冰的差异，因此当时只用了2.8-3.0 μm波段的反射光谱特征来判断存在某种形式的水…但我们依然并不知道探测到的是哪种形式的水。
（左）月船1号的M3探测的月球极区水/羟基的富集（越蓝表示越富集）。来源：NASA（右）光谱探测成分的原理是阳光照射在天体表面上某个区域的时候，不同的物质会对不同波段的光有吸收，于是这个吸收就会在的这个区域的反射光谱图像中表现出一个V型。羟基（OH）、水和水冰在3 μm（3000 nm）附近有的不同波段有不同的吸收特征，但月船1号的M3刚好没能完整覆盖这个区域。来源：参考文献[9]
到了2009年，NASA再一次尝试了“撞击找冰”。与月球勘测轨道飞行器（LRO）一同发射的月球坑观测和遥感卫星（LCROSS）专门就是奔着撞击月球的永久阴影区去的，这一次，它选择了南极的Cabeus陨石坑（就在前面图中舒梅克陨石坑的附近）。这次撞击成功地撞出了含有水蒸气的羽流，证实月球极区的永久阴影区里确实有水。
但，还是老问题，我们无法判断这些“水”是来自地表还是埋藏在地下的，也并不能判断是来自水冰还是其他形式的水。
……
总之，在此之前科学家们都没有在月球发现直接而明确的水冰存在的证据，直到这次。
尘封的宝藏：再探月船1号M3数据
转眼之间，月船1号结束任务已经快10年了，此后的月球探测任务前赴后继，海量的探测数据让科学家们应接不暇，再加上10年前的月船1号M3数据质量并不好，这在光照极少的南北极阴影区更为明显。渐渐地，寻找月球水冰的科学家们“放弃”了对月船1号M3的数据的探索，但李帅没有。对此，布朗大学的行星科学家、M3仪器的项目负责人Carle Pieters坦言：“当李帅第一次提出打算用M3数据进行月球水冰探索时，我觉得他一定是疯了。[10]”
虽然M3的反射光谱数据无法区分3 μm附近不同形态的水，但水冰在M3的探测波段范围（0.46-2.98 μm）内还有一个独特的特征：它有三个显著的特征吸收，分别在1.3、1.5和2.0 μm处——李帅团队就是通过这三处特征吸收来判定阴影区中有没有水冰存在的。如果你对今年初科学家们在火星中纬区域的地下发现大量纯净水冰层的事儿还有印象的话，他们也是用的同样的判断方法，只不过用的是数据质量更高的MRO CRISM光谱仪数据[11]。
在对低质量的M3观测数据的巧妙处理和对处理结果的充分验证之后，最终李帅团队确认在月球南北纬70°以上的永久阴影区中发现了多处含有水冰的区域。
这是我们首次在月球发现水冰存在的直接证据。
月球南北极：这里的水冰不一样！
除了在月球极区发现了水冰的存在，李帅团队还发现了一件挺“奇怪”的事儿：和水星、谷神星的极区永久阴影区中发现的分布广泛、纯度也较高的水冰不同，月球极区永久阴影区中仅仅只有很少的地方（3.5%的区域）发现了水冰，而且水冰含量（质量百分比）只有5%，也就是说，这些水冰是和大量月壤混合在一起的，纯度并不高。
李帅团队认为这很可能意味着：月球的南北极区“变成”极区的时间并不长，或者说，月球的极区位置曾发生过大幅度、非周期的变化，这个现象叫做“真极移”（true polar wonder）。加了个“真”，意思就是说这不同于“极移”（polar motion），后者是更为普遍的天体自转轴的小范围周期性移动。
真极移在太阳系天体的发展历程中倒也不算罕见，火星、木卫二、土卫二，目前都普遍认为曾经发生过真极移，有些研究认为地球[12]和月球[13]也曾经发生过真极移。
如果月球曾经发生过真极移，那说明最近这次自转轴位置发生变化之后，很少有新的水冰再补充进来，而现在发现的极区水冰应当非常古老了，这或许对我们追溯月球上水的来源和变迁有重要启示。
不过，虽然这次发现的水冰很少，但并不代表月球上的水冰只有这么点，毕竟M3的探测范围只有地表以下1-2毫米[2]，也就是说，这次探测到的水冰可能只是 “冰山一角”，而地下更深处很可能还藏着更多水冰——这还需要更先进的探测器甚至着陆器的实地探测来给出答案。
有朝一日，如果人类真的可以重返月球，甚至建立长期的月球基地，那这些宝贵的水冰储备将会变得非常有用。经过合理的开采和处理之后，这些水冰不仅有望为人类的月球之旅提供饮用水，还可以通过分解来提供呼吸所需的氧气和作为火箭推进剂的氢气。
这么一想，我们离月球移民似乎又近了一点呢~
后记
M3仪器的项目负责人Carle Pieters说：“这么多年以来，我已经学会了不要对一个朝气蓬勃的年轻科学家说：某件极其困难的事是绝对不可能完成的。[10]”这回想必再次验证了她这个经验之谈其实挺有道理的吧~
李帅童鞋目前正在夏威夷大学从事博士后研究，而在此之前，他还在南京大学、中科院遥感所、布朗大学度过过自己的学生生涯。主页君蒙酱有幸邀请到了李帅本人来为这篇介绍文审稿，还获得了以下的独家采访机会。
（对本文作者李帅的采访）
蒙酱：这次的新发现非常令人惊喜呀，毕竟之前的很多尝试，比如克莱门汀号探测器的多角度雷达，或者LRO的LAMP和LOLA，这些都没有探测到水冰。可以分析一下原因吗？
李帅：雷达探测对水冰含量有最低限制，要么就是大块的冰块，要么就是含量超过40%的含冰颗粒，要到这种纯度雷达才会有显著信号，而我们探测到的极区水冰含量远低于这个下限。这很好理解，极区如果长期没有新的水冰补充，而旧的水冰又不断被小天体撞击所打碎和混合，是不可能有大块冰块的，所以我非常理解为什么雷达观测没有探测到。事实上，LRO的影像数据中也没有看到任何异常，我想是因为同样的原因。
蒙酱：在极区发现水冰是非常困难的，具体的难度在哪里，可以展开讲讲吗？
李帅：确实，自探测器时代以来，我们研究月球已经超过半个世纪，但其实对极地的成分分布了解还非常少。这主要是因为无法获取极区阴影区的光谱数据，而其他数据不是分辨率太低，就是不具备分析成分的能力。但对极区的研究又非常重要，因为这里的环境特殊，没有太阳的直射，再加上极地的温度那么低，那么很有可能那里还保留着很多与月球形成初期有关的活动，这对我们解开地月成因乃至追溯太阳系内的诸多早期活动都非常有用。
蒙酱：那么这次我们在月球极区确认发现了水冰，你从研究者的角度，有没有产生什么新的期待或者想要进一步探索的内容呢？
李帅：当然有啊，正是因为对极区的探测既困难又非常重要，所以我真的很希望将来能有一个新的轨道器，专门针对极地进行探测。
蒙酱：针对极地的成分探测的话你认为需要搭载哪些科学仪器呢？毕竟1998年的月球探勘者号（LP）其实也算得上是专门针对极地了，设计轨道也是极轨的，但当时带的科学仪器应该跟不上现在的需求了。
李帅：对的，LP的仪器分辨率都太低了。轨道器的话，最需要的还是高灵敏的光谱仪、质谱仪这类探测成分的仪器，对于月球这种不活跃的天体来说，一个高质量的光谱仪可以解决很多问题。着陆器和月球车这种实地考察当然更好了，那甚至可以直接打钻采样，以及测量冰的厚度，比如如果能打钻到10米深度，就可以测量不同深度的光谱了。
蒙酱：不过对目前的技术水平来说，去极区的话着陆器或者月球车的难度还是太大了。
李帅：对的，在极区就不能用太阳能，可能只能像好奇号那样用核电池了。
蒙酱：而且不仅是太阳能，对着陆控制的要求也会比较高。
李帅：是的，可能需要更完善的着陆技术，不过这些就不是我的研究范畴了，只能说是希望啦（笑）。
总之，这次能够向广大读者们介绍同领域的年轻中国学者的优秀研究成果，蒙酱也觉得非常开心和荣幸（说起来都是受过九年义务教育的年轻人，蒙酱和这些牛人的差距怎么就这么大呢orz）。
希望将来有机会能为更多天南海北的同领域研究者们介绍你们的工作，也让更多人看到你们的努力和坚持~
致谢
本文感谢李帅和乔乐的审稿以及对本文内容提升所提的建议~
参考文献
[1] Li, S., Lucey, P. G., Milliken, R. E., Hayne, P. O., Fisher, E., Williams, J. P., … & Elphic, R. C. (2018). Direct Detections of Surface Exposed Water Ice in the Lunar Polar Regions. LPI Contributions, 2087.
[2]Pieters, C. M., Goswami, J. N., Clark, R. N., Annadurai, M., Boardman, J., Buratti, B., … & Hibbitts, C. (2009). Character and spatial distribution of OH/H2O on the surface of the Moon seen by M3 on Chandrayaan-1. science, 326(5952), 568-572.
[3]Urey, H. C. (1952) The Planets: Their Origin and Development (Yale Univ Press, New Haven, CT).
[4]Neumann, G. A., Cavanaugh, J. F., Sun, X., Mazarico, E. M., Smith, D. E., Zuber, M. T., … & Barnouin, O. S. (2012). Bright and dark polar deposits on Mercury: Evidence for surface volatiles. Science, 1229764.
[5]Deutsch, A. N., Neumann, G. A., & Head, J. W. (2017). New evidence for surface water ice in small‐scale cold traps and in three large craters at the north polar region of Mercury from the Mercury Laser Altimeter. Geophysical Research Letters, 44(18), 9233-9241.
[6]Platz, T., Nathues, A., Schorghofer, N., Preusker, F., Mazarico, E., Schröder, S. E., … & Schäfer, M. (2017). Surface water-ice deposits in the northern shadowed regions of Ceres. Nature Astronomy, 1(1), 0007.
[7]Feldman, W. C., Maurice, S., Binder, A. B., Barraclough, B. L., Elphic, R. C., & Lawrence, D. J. (1998). Fluxes of fast and epithermal neutrons from Lunar Prospector: Evidence for water ice at the lunar poles. Science, 281(5382), 1496-1500.
[8]Lawrence, D. J. (2017). A tale of two poles: Toward understanding the presence, distribution, and origin of volatiles at the polar regions of the Moon and Mercury. Journal of Geophysical Research: Planets, 122(1), 21-52.
[9]Pieters, C. M., Goswami, J. N., Clark, R. N., Annadurai, M., Boardman, J., Buratti, B., … & Hibbitts, C. (2009). Character and spatial distribution of OH/H2O on the surface of the Moon seen by M3 on Chandrayaan-1. science, 326(5952), 568-572.
[11]Dundas, C. M., Bramson, A. M., Ojha, L., Wray, J. J., Mellon, M. T., Byrne, S., … & Clark, E. (2018). Exposed subsurface ice sheets in the Martian mid-latitudes. Science, 359(6372), 199-201.
[12] Steinberger, B., & Torsvik, T. H. (2008). Absolute plate motions and true polar wander in the absence of hotspot tracks. Nature, 452(7187), 620.
[13] Siegler, M. A., Miller, R. S., Keane, J. T., Laneuville, M., Paige, D. A., Matsuyama, I., … & Poston, M. J. (2016). Lunar true polar wander inferred from polar hydrogen. Nature, 531(7595), 480.
[14] 题图来自
https://www.nasa.gov/feature/ames/ice-confirmed-at-the-moon-s-poles
[15] https://www.nasa.gov/feature/ames/ice-confirmed-at-the-moon-s-poles
来源：知乎 www.zhihu.com
作者：haibaraemily
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