索非亚在太阳光照耀的月球上探测到的分子水

通过三个独立的航天器1、2、3在3 µm处的特征吸收特征观测到月球表面广泛的水合作用。水合作用是分子水(H2O)还是其他羟基(OH)化合物尚不清楚，也没有确定的方法利用3 µm波段4来区分两者。然而，分子水的基本振动在6 µm处产生了其他羟基化合物5所不具备的光谱特征。这里，我们介绍了利用美国宇航局/美国航天局红外天文学平流层天文台(SOFIA)在6 µm处观测月球的情况。在此，我们介绍了利用美国宇航局/美国航天局红外天文学平流层天文台(SOFIA)对6 µm的月球进行观测的情况。观测显示，由于月球表面存在分子水，月球高纬度的辐射特征为6 µm。根据6 µm波段的强度，我们估计其丰度约为100至400 µg g−1H2O。我们发现，水在小纬度范围内的分布是局部地质的结果，可能不是全球现象。最后，我们建议，我们检测到的大部分水必须储存在玻璃内或颗粒之间的空隙中，以躲避恶劣的月球环境，使水留在月球表面。

2018年8月31日，我们利用索非亚和索非亚望远镜仪器上的微弱物体红外相机，在6 µm处进行了月球表面的观测，以寻找分子水。Forecast非常适合寻找6 µm的月球水，因为它的波长覆盖范围为5至8 µm，光谱分辨率为R = 200，并且具有高信噪比。定义观测到的月球部分的FORCAST入口狭缝是2.4 × 1 91Arsec，采样像素为2 4 8个像素。在月盘中心，狭缝的空间范围为4.8 × 1.5 km2(肢体附近的空间分辨率因缩短而降低)。在观测期间，月球的相位角为57.5°。我们观察到克拉维乌斯陨石坑附近的南部高纬度地区和马雷塞雷尼提斯的低纬度部分(扩展数据图。1)。有关观测、选址和数据整理的详细信息可以在这些方法中找到。来自索非亚的数据显示，克拉维乌斯陨石坑和周围地形有一个6 µm的强发射波段(图2)。1)相对于月球赤道附近的控制位置，这在一些分析中显示水合作用较低(见方法)。来自克拉维乌斯地区的所有光谱都显示了这种6 µm发射特性。相对于背景噪声，大多数发射峰值(98%)超过2σ显著性，约20%超过4σ显著性(扩展数据图)。2)。

克拉维乌斯区域的光谱显示出一个6 µm的强发射波段，表明右上角的位置存在H2O(克拉维乌斯的帧号在左上角)。从这些光谱中得到的丰度范围从10 0到4 0 0 µg g−1H2O。丰度和位置信息可在补充表1和2中找到。误差栏表示1σ不确定度。

为了确定月球6 µm波段的光谱特性是否与颗粒含水物质的光谱一致，我们检查了其他显示6 µmH2O波段的行星物质。我们将我们的测量结果与晶体水合物6中H-O-H弯曲中心位置的文献值，大洋中脊含水玄武岩玻璃7的6 µm谱带中心和光谱宽度进行了比较，并与从陆地环境中吸附了水的陨石8进行了比较。对于每个月球光谱，我们用高斯函数拟合了发射峰，并报告了谱带中心(图3)。2)和宽度表1。

6 µm的月球光谱、陨石光谱和MORB光谱的谱带中心，以及从FALK 6观测到的晶体水合物的H-O-H中心位置。陨石和MORB数据以范围表示，样本量分别为4和5。

月球、陨石和MORB玻璃的观察到的谱带中心都落在晶体水合物6(图6)中H-O-H弯曲的谱带中心范围模式附近。2)。月球和陨石带中心的变化比MORB玻璃的变化更大，并且略有偏移；这并不出人意料，因为玻璃光谱来自单个样品，该样品被逐级加热，以增量地带走水9。宿主材料中水的氢键的变化可以解释样品之间的差异。月球、陨石和MORB玻璃的峰宽也是一致的，分布之间有很强的重叠(表1)。在这些比较的基础上，我们将月球上观察到的6 µm特征归因于分子水。据我们所知，除了水以外，没有任何其他对月球合理的物质在6 µm处表现出单一的光谱特征。

然后，我们使用月球发射峰值强度来估计我们观测到的地点的水的丰度(见方法)。在地质薄片的实验室分析中，水的丰度是通过测量6 µm的abso来定量的

克拉维斯地区的派生丰度范围约为10 0~4 0 0 µg g−1H2O，平均值约为2 0 0 µg g−1H2O。这些估计是下限，因为月海赤道位置被用作参考(以下称为月海参考)，在校准过程中，那里存在的任何水都将从Clavius数据中删除(见方法)。根据数据中的统计噪声，丰度误差约为80 µg g−1 H2O，并包括校准中使用的月球发射率不确定度带来的误差(见方法)。

自从发现3 µm吸收以来，一个突出的问题是，这一特征中有多少是由于分子水，有多少是由于羟基。目前，3 µm波段无法区分分子水和羟基。为了开始了解水和羟基的相对丰度，我们直接将我们的分子水丰度与从月球矿物学填图仪(M3)得到的总水丰度(OH + H2O)进行比较，以了解图中索菲亚裂隙取样的区域。3.我们注意到，在从M3数据中剔除热排放的基础上，关于总水量的分布一直存在分歧。例如，3个研究7、10、11报告向赤道的波段深度和总含水量减少，而另一项研究12使用不同的数据简化方法，报告朝向赤道的波段强度没有下降。然而，所有四个小组都同意在辐射亮度最低的高纬度地区的高波段深度，这为Li和Milliken 7报告的克拉维乌斯地区的总水丰度提供了信心。这一协议支持我们使用6 µm观测得出的丰度，因为M3的总水和索非亚的分子水的丰度相似。

由索非亚在6 µm(黑色)和M3在3 µm(红色；M3单位为H2O当量)处测得的丰度与纬度的关系。灰线是M3数据中的1σ不确定性。索非亚测得的丰度落在M3总水丰度的1σ以内.。

从索非亚估算的丰度均落在M3资料的1σ以内，但M3的总水和索非亚的分子水随纬度的变化趋势不同。在65°以下的低纬索非亚资料中，我们的资料和M3都位于第谷陨石坑的喷出毯上。总水和分子水都显示出相对恒定的值，索非亚的丰度估计约为30 0 µg g−1H2O，M3的总水估计约为2 0 0 µg g−1H2O。在第谷向南喷出的部分，M3总水值从约2 0 0 µg g−1 H2O稳定增加到约4 0 0 µg g−1H2O，而索非亚分子水丰度在2 0 0 µg g−1H2O左右保持不变。在这一特定区域观察到的纬度趋势可能是由于当地的地质原因，而不是一种普遍的全球现象(见方法)。造成丰度空间分布差异的原因尚不清楚。这两个波长区域探测的风化颗粒的部分和深度并不完全相同；因此，这些差异可能反映了风化颗粒中羟基和分子水位置的变化。例如，在实验室样品中，3和6 µm波段的深度显示出良好的相关性，但它们并不完全相关。解决这个问题需要更多的数据。索非亚和M3数据集之间差异的其他可能原因在方法中进行了讨论(参见Clavius区域中关于估计丰度的扩展讨论)。

月球土壤中水分的来源有几种机制与我们的数据相关。月球外圈中的水可以化学吸附在颗粒表面13。富含挥发分的微陨石可以引入水，这些水的一部分可以保留在这些撞击产生的玻璃中14，或者被引入外圈供化学吸附15。先前存在的羟基在月球正午温度较高时(特别是在赤道)经历复合解吸，可以在颗粒表面就地形成水，也可以将这些水释放到外圈供以后损失或捕获16。当高温促进反应时，微陨石撞击过程中预先存在的羟基也可以就地形成水，就像最近在实验室17中证明的那样。在实验17中，在实验17中，当高温促进反应时，也可以从预先存在的羟基中就地形成水，就像最近在实验室17中证明的那样。在实验中，水也可以释放到外圈中，以便以后损失或捕获16。当高温促进反应时，水的一部分也可以保留在玻璃中14，或者引入到外圈供化学吸附15。在实验17中，正如最近在实验室所证明的那样，水被检测到是水蒸气，但据推测，其中的一部分也可以隔离到撞击玻璃中。

化学吸附水不太可能是我们信号的主要部分。Poston等人。18模拟了几个月后在颗粒表面出现的分子水的数量，并表明在我们观测到的亮度温度、月球时间和纬度下，只有3 µg g−1的H2O可以驻留在颗粒表面(见方法)。同样，Hendrix等人也是如此。19估计大约

我们的结果与存在一种机制的存在更加一致，这种机制通过撞击先前存在的月球物质来产生水，也许就是朱等人的机制。17，而不是撞击输送的水。月球大气和尘埃环境探测器(LADEE)对赤道附近的数据分析表明，探测表层几厘米的较小撞击不会导致水释放到外圈，最上面几厘米的土壤被干燥15。LADEE的结果还表明，确实导致外层水释放的撞击比撞击器所能容纳的水更多。LADEE结果与低赤道总水量估计值7和弱赤道3 µm波段10、11相一致。我们在赤道附近的主参考点发现的低水丰度与干层的LADEE结果是一致的。与局限于赤道的LADEE测量相反，我们的结果显示，高纬度(或至少在我们的高纬度位置)的土壤没有干燥，支持几个模型16、27、28，这些模型表明赤道的羟基枯竭，而高纬度的羟基增加。我们的结果表明，这种高纬度的羟基被有效地加工成分子水，并隔离在玻璃中。

我们的数据是月球上某一地点和时间的快照，因此不能处理日时间尺度或分子水进化的时间尺度。未来类似于UV观测19的6 µm观测可以限制月球表面分子水的日变化，更广泛的纬度和空间覆盖范围也可以将局部地质变化与总体纬度趋势分开。

索非亚望远镜是一架2.5 米的望远镜，搭载在一架波音747-SP飞机上，用于红外线和亚毫米天文学29。FORCAST仪器采用256 × 256Si阻挡杂质波段红外焦平面阵列30，将光谱仪和中红外相机结合在一起。在月球观测中，我们使用FORCAST G063滤光片，采用长缝(2.4 × 191“)低分辨率模式，提供5~8 µm的光谱覆盖，在狭缝宽度2.4”，象素高度0.768“的情况下，圆盘中心象素的空间分辨率为4.8 × 1.5 km 2。在月球边缘附近，如果假设是一个光滑的球面月亮，缩短会导致沿狭缝的空间象素尺寸随出射角余弦的增加而增大。

观测到了月球上两个阳光充足的地方：一个是在高纬度寻找水的区域，据报道总水量高达7，另一个作为对照，是一个预计水含量很少的赤道区域。在同一次索非亚航班上，在10 分钟内观察到了这两个地点。在高纬度站，积分时间为4.16 s/帧；在赤道站，积分时间为3.8 s/帧。总共采集了12帧，每个位置6帧。两个观测地点之间的天顶角为33.0 6°至33.5 4°，飞机在地面经度上飞行小于1.5°，并在观测期间将高度维持在13,105 m至13,112 m之间。补充表1提供了每个帧的参数以及获取这些参数时的飞行条件。

在南部高纬度地区，狭缝从月球边缘穿过克拉维乌斯陨石坑附近的区域(扩展数据图。1)。之所以选择这个位置，是因为它在M3数据7中显示了高的总水丰度，因此分子水是可能的。3 µm处的m3数据测量总水量，但报告为相当于H2O；它们不一定表明H2O的存在，因为目前无法使用3 µm处的数据区分OH和H2O。对于Clavius的观测，缝隙从月球开始，延伸到月球边缘，然后延伸到天空(扩展数据图2)。1)。当地时间变化范围为2 8.6° W，75° S时14：19，8.5 9° W，5 5.6° S时15：39。

在低纬度地区，我们使用Mare Serenitatis(扩展数据图)中的位置。1)表示可能只有很少或没有水存在的位置。Li和Milliken 7报告说，这个观察地点的大部分地区没有水合作用，但在我们狭缝一端的火山碎屑沉积物中总含水量很高。由于存在分子水的可能性，这一区域被排除在我们的参考范围之外。基于上述原因，我们以玛雷塞雷尼提斯的位置作为参考。农历当地时间是~ 17：00。Clavius和Mare参考位置在月球表面都很突出，这有助于定位用于支持FORCAST目标捕获的制导图像中的每个特征。

我们从索非亚收到了完全校准的通量数据。这些数据是光谱图像的形式，大小为248 × 248像素，其中x轴是覆盖5至8 µm的波长，y轴是月球上沿光谱仪狭缝的空间位置。使用标准的索非亚校正对数据进行处理

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