月球探测与资源开发利用研究（6）
胡经国
18、登陆月球南极的重要性
据报道（20191012），各国将会从2020年起开始实施新的登月计划。其中包括中国的嫦娥5号和美国2024年重返月球的计划。
其实，今年中国、俄罗斯和美国的登月目标也非常明确，就是到达月球的南极。月球南极到底有什么呢？为什么有如此多的国家想要登陆月球南极呢？其实，这不仅标志着一个国家在航天方面的发展实力，更重要的是在近5年的时间里，各种高科技手段已经证明，月球南极有液态水的存在。
如果未来人类将在月球上建立居住地，实现在月球上生活，水资源就是面临的首要问题；而月球南极正好存在水资源。水是万物之源。如果哪个国家首先到达月球南极，那么对这些水资源的开发利用就具有了更大的优势。这样，在月球上建立居住地所耗费的成本就会降低很多。
首先到达月球南极，将对未来在月球上开发资源奠定坚实基础。所以，不管是美、中、俄还是印度、以色列，都把登月目标对准了月球南极。登陆南极就有了水资源，有了水资源就有利益整个月球资源的开发。在实现载人登月的几十年以后的美国也都决定复出，将会在2024年发射月球探测器。
现在，中国已经做好了充分的准备，将会在2019年年底或2020年初发射嫦娥5号，将月球土壤带回地球。中国嫦娥6号提上了日程，它将是人类首个在南极展开实质性探测的探测器；为中国登陆月球南极做好充分准备。当然，美国也不会放过这个机会。美国的SpaceX虽然是民营航天公司，但是它完全有能力代替美国实现在月球南极建立居住地的梦想。因为，这个公司正在研制组装新型的火箭发射到月球上。
可是从另一方面来说，地球资源已经进入紧缺状态。如果我们再没有节制地开发利用月球资源，会不会对月球造成一定影响呢？从而影响地月之间的潮汐现象，导致地球上自然灾害的加剧呢？
19、地月距离及其变化
⑴、地月距离
地月距离（EarthMoonDistance）是指地球与月球之间的距离，可分为平均距离、近地点距离和远地点距离三种。地月平均距离为384403.9千米。地月近地点距离为36.3万千米，地月远地点距离为40.6万千米。
月球是距离地球最近的星球。平常月球距离地球大概是40多万公里。由于月球环绕地球运行是沿着一个以一个轴心为主的椭圆形轨道，因而月球距离地球最远比最近时大约多5万公里。
同样是满月，月球距离地球最近比最远时，月球的视直径要大14%，视面积要大30%。月光从月球传到地球的时间只要1.3秒，也就是说只是眨一下眼的功夫。可是这么短的时间，它的路程却有38万多千米。
月球是距离地球最近的天然天体。但是，地球和月球的距离比你想象的要大，足以塞下太阳系中其他的七大行星。于是，在我们在脑海里可以想到这是怎么样的一个场景。
⑵、月球远离地球
研究表明，月球将会越来越远离地球；因为地球自转越来越慢，每年远离3.8厘米左右。
月球之所以会越来越远离地球，主要原因是：地球上每天2次的潮汐，是由地球和月球的共同引力引起的。由于这种巨大的能量每天被消耗，因而地球束缚月球的能力也就越来越弱，从而使整个地月系的质量中心会越来越远离地球。
地月系的质量中心仍然位于地球内部地面以下大约1600公里处；而地心（地球的质量中心）在地面以下6300公里处。两者的距离将会持续拉大，每年远离3.8厘米左右。
20、太阳和月球的异同
据报道（20200109），太阳和月球是在太阳系中对地球影响最大的两个天体。它们有何相同之处，又有哪些主要区别？它们之间的关系究竟如何？
⑴、太阳和月球的尺寸
从绝对意义上讲，太阳和月球的大小差别是再大不过的了。太阳直径为140万公里，而月球直径则只有3474公里。换句话说，太阳比月球差不多大400倍。但是，日地距离恰好是月地距离的400倍，这是一个令人惊叹的巧合。
从我们的角度来看，太阳和月球看起来几乎是相同大小的。这就是为什么我们可以看见月亮从太阳前面经过，几乎遮住了我们的视线，即所谓的日食现象。
不过，这也同样只是个巧合。月球和地球之间的引力相互作用（潮汐）正在导致月球以每年3.8厘米的速度缓缓远离地球。在古代，月亮看起来会比太阳大得多。而在遥远的将来，月亮看起来却要小得多。只是现在，我们眼中的太阳和月亮恰巧是相同大小的，这是一个美好的意外。
⑵、太阳和月球的引力
我们知道，太阳比月球大得多，而且有着惊人的质量。太阳的质量大约是月球质量的2700万倍。正是由于这种引力相互作用，因而使地球绕太阳公转；而月球的微小引力只能使地球在自己的运动过程中轻微摇晃。
当太阳和月球从同一个方向推动地球时，它们对地球的引力增加，地球所受到潮汐作用的影响将会达到最大值；而当太阳和月亮从相对的方向推动地球时，则它们的力量会稍微抵消，地球所受到的潮汐作用就会达到最小值。
⑶、太阳和月球的光芒
太阳是太阳系中唯一一个真正发光的天体。由于其庞大的质量，太阳能在其核心内将氢熔化成氦，也因此不断产生着热量和光。这种太阳光在太阳系中闪耀；月球将它反射出来，这样我们才能在天空中看到月球。
天文学家用一种名为视星等的测量方法来测量天体的亮度。织女星的视星等是0级，而肉眼能看到的亮度最微弱的恒星的视星等大约是6.5级。金星的视星等可达-3.7级。满月的视星等是-12.6级；而太阳的视星等则是-26.73级。这些数字听起来似乎差别不大，但是视星等是一个对数刻度，这代表它的每个值是前一个值的两倍，如1级视星等天体是2级视星等天体的两倍那么亮，以此类推。所以，从我们的角度来看，太阳实际上比月球亮45万倍。
⑷、太阳和月球的构成
太阳几乎完全由氢和氦组成。然而，在几十亿年前，一个与火星大小相似的天体撞击地球；在这次碰撞中较轻的一部分物聚集起来并开始沿轨道运动，这样才形成了月球。月球外壳的主要成分是氧、硅、镁、铁、钙和铝。天文学家认为，月球的中心部分是高精度的铁，同时掺有少量的硫和镍，而且可能部分熔化。
太阳是太阳系的中心恒星。它是一个近乎完美的热等离子球体，内部对流运动通过发电过程产生磁场。它是为地球上的生命提供能量的迄今为止最重要的来源。它的直径约为139万公里（86.4万英里），是地球直径的109倍；其质量约为地球质量的33万倍。太阳的质量约占太阳系总质量的99.86%。太阳几乎3/4的质量由氢组成（约73%）；其余的主要是氦（约25%），还有少量的重元素，包括氧、碳、氖和铁。
从太阳光谱型可以看出，太阳是一个G型主序列恒星（G2V类恒星）。因此，它被近似地认作一颗类黄矮星（它的光线相比于黄色来说更接近白色）。在大约46亿年前，太阳由于一次大分子云区域内物质的重力塌缩而形成。其物质大部分聚集在中心，而其余的则形成了一个扁平轨道，这就是太阳系。其中心物质是如此炽热和稠密，因而导致其核心最终引发核聚变。人们认为，几乎所有的恒星都是通过这个过程而形成的。
21、科学家：月球表面可能会有触电风险
据报道（20191220），CNMO新闻，根据南加州大学等离子体物理学家约瑟夫·王的研究，月球上缺乏大气和磁场，这意味着来自太阳的粒子可以直接接触到月球表面。这赋予了月球表面一种电荷，也就是说未来的宇航员在访问月球时有被电击的危险。
他的研究小组在旧金山举行的美国地球物理联盟今年的会议上发表了一篇论文，王的研究小组发现，带电的月球表面“引起了对宇航员在月球表面可能的触电风险的担忧”。
这和穿着袜子站在一张地毯上，然后伸手触摸金属门把手所造成的导电感觉不一样。因为没有大气，宇航员甚至不用触摸月球上的“门把手”。那么为什么之前的宇航员没有被电击倒呢？约瑟夫·王表示，这是因为他们在过去的任务中访问过的地区都沐浴在阳光下，而来自那束光的光子帮助平衡了月球表面的负电荷，使电击的可能性大大降低。
然而，在未来的探月任务中，宇航员将访问月球南极，那里得到的阳光要少得多。美国宇航局此前曾表示，下一次登月任务将会安排四名宇航员在月球表面停留两周时间。
22、氢的孪生兄弟氘
据报道（2020013），氘的质量是普通氢原子的两倍。氘对于全面了解早期宇宙、星系演化乃至生命都起着至关重要的作用。
在不到煮熟一个鸡蛋所需的时间里，宇宙大爆炸之后的核反应便产生了化学元素周期表中最轻的原子核。宇宙的最初3分钟见证了氢、氘、氦-3、氦-4和锂-7的形成。天文学家把所有比氦重的元素——从锂开始，到赋予生命的碳和氧以及珍贵的金等——都称为“金属”。
但是，在所有这些元素里，氢的同位素氘却引起了天文学家的浓厚兴趣。它被用作早期宇宙中物质密度和银河系化学演化的示踪器。它的丰度掌握着有关大爆炸核合成特性、星系化学演化以及宇宙中拥有生命的行星数量的线索。不过，氘难以探测，特别是位于银河系之外的氘。
作为早期宇宙中丰度位列第三的物质，氘在宇宙年龄只有17分钟时达到了它的顶峰。这就是它的原初分界点。由于构建复杂原子核的反应总是会摧毁而从不产生氘，因而这一仅由一个质子和一个中子组成的脆弱原子核从此数量开始不断减少。
在自然界中，氘会在恒星和褐矮星内部与质子、中子以及其他原子核的反应中被破坏。太阳在其形成后的1000年内便燃烧殆尽了它的氘，这要远远早于其进入燃烧氢的主序星阶段。
尽管如此，从海水到彗星、木星大气层、陨石，再到星际介质、银盘外围的高速星云以及星系际介质，今天仍然有足量的氘幸存了下来。但是，即使是在最丰富的时候，氘也很难算得上多。天文学家认为，在早期宇宙中氘氢之比（记作D/H）大约是百万分之三十（30ppm）。
由于从大爆炸核合成以来D/H一直在下降，因而观测到的D/H值可以作为从宇宙最早期到现在其密度和物质演化的基本探针。
⑴、回到起点
原初氘的丰度，可以告诉我们宇宙年龄只有几分钟时重子（普通物质）的密度，而威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）所能探测到的密度却已经在宇宙近40万年的时候了。现在天文学根据理论得到的结果和由WMAP数据确定的重子密度参数，完全一致。你可能会认为，这个问题解决了。我们不仅能了解宇宙诞生之后40万年的样子，还能深入最初的几分钟。应该是时候干点别的事情了。
但是，还没有这么快！自1994年以来，天文学家们就开始搜罗天空中遥远的高红移类星体，它们可以照亮原始而富含氢的星系际介质。到目前为止，只发现了少数几个可靠的类星体观测结果。在这几个类星体中观测到的D/H值从16ppm到40ppm不等，几乎无法建立起有关氘原始丰度的共识。
最初，天体物理学家，利用夏威夷10米的凯克I望远镜上的高分辨率摄谱仪，探测了高红移类星体中的氘。当时，他们发现了已知最好的氘样本中的前4个。此后，通过哈勃空间望远镜又发现了第5个。看到氘的信号需要花1天的时间，而令天文学家相信这是氘所需的时间则更长。在最初的那些日子里，天文学家们并不知道这有多艰难。然而，时至今日情况也没有比当年好多少。
对前4个类星体的探测显示，氘的丰度为24～40ppm。大约9%的观测误差无法解释如此大的变化范围。解释这一结果的最显然的办法是，数据没有得到正确的校准，由此D/H值被低估或者高估了。
在红移接近3的地方，当时宇宙的大小只有今天的三分之一，氘的紫外谱线会红移到光谱的可见光部分。这就使得事情变得难办了。在可见光光谱中探测氘有点类似于走钢丝。氘和氢的可见光谱线几乎彼此重叠。幸运的是，氘核质量接近氢的两倍。这使得氘的谱线相对于氢的会向光谱的蓝端稍稍移动一点。
研究这些乱如麻的谱线图就是一场“灾难”。在大多数时候，只有少数的样本才具有足够强的氢原子谱线；然后在同一个地方才有可能寻找到相应的氘谱线。但是，这一努力是值得的。综合描述高红移处普通物质密度的D/H值和描述宇宙膨胀速度的哈勃常数，宇宙学家就能计算出宇宙中普通物质所占的比例。利用哈勃常数73千米/秒/百万秒差距的取值，普通物质的比例大约只有4%，其余的23%是暗物质、73%是暗能量。
对于原始氘丰度这样重要的事情，从事这一领域研究工作的天文学家希望能找到更多的样本。但是，相比极难探测的氘，凯克望远镜的管理者显然更愿意把时间花在寻找围绕其他类太阳恒星的类地行星上。
天文学家想寻找更多的样本，把误差降到大约3%。但是，每次新获得的有争议性的数据，实际上却使得他们更难获得望远镜的观测时间。他们花了超过50个的“凯克”观测夜晚，其价值达500万美元。一个“凯克”的天文观测夜晚大约有8个小时，而观测一个目标就需要2个晚上。但是，对氘有争议数据的新闻报道，却使整个计划放慢了至少5年。
⑵、哪个频率？
随着时间的推移，在波长更长的射电波段来观测氘，也许会取代在光学波段观测高红移类星体。自从射电天文学家在1951年首次发现氢原子的21厘米谱线起，他们就一直希望在92厘米的波长上发现氘的相应辐射。不过，直到50多年后，天文学家才第一次可靠地探测到了氘的92厘米谱线。
与在可见光波段下分离氢和氘谱线的艰巨任务相比，在射电波段区分这两种同位素则要更容易得多。在这些波长上，辐射是由原子外电子的自旋翻转而产生的。然而，它仍然花了天文学家很长的时间，首次成功捕捉到来自银心相反方向的氘的信号。这一观测测得D/H值为23ppm。
而宇宙学家想要寻找的，是氘对宇宙微波背景辐射光子的吸收线。他们希望，能观测到红移在20～200的宇宙黑暗时代（绝大多数恒星和星系都尚未形成）的样子。在这么早的时期，氘具有比在星系际介质中更加原始的丰度。但是，探测到这些信号所需的无线电阵列，要比计划中的一平方千米阵（SKA）还要大上几倍。
在距离我们近得多的地方，太阳附近的星际气体已经被数代恒星循环利用过了。这些循环过程破坏了氘，创造出了更重的元素。当氘被破坏的时候，它会获得一个质子变成氦-3。对太阳风和木星大气层中氦-3的测量显示，诞生太阳系的原始星云中D/H值约为21ppm。
⑶、超新星关联
太阳深藏于多个超新星遗迹之中。该电离氢空腔的大小，大约为1900光年长、600光年宽。这个被称为“本地泡”的空腔，是在1000～1500万年前，可能是由多达20颗左右的、超新星的星风和喷出物所形成的。天文学家认为，这些爆炸的恒星源自天蝎—半人马星系，这是一群目前距离我们约400光年的高温、大质量O型和B型恒星。
在“本地泡”中，最初的超新星喷出物的质量大约是太阳的10倍，完全不含氘。随后，它迅速席卷了周围包含氘的物质。所有这些物质都混合进了这个日益增长的激波中。最终，整个超新星遗迹会剧烈搅动物质并慢慢停下来。
天文学家自从在20世纪70年代初首次在星际介质中发现氘以来，他们一直在讨论有多少氘已经被处理和破坏。几年前，天文学家还认为，D/H在本地星际介质的值大约为15ppm或16ppm。但是，美国宇航局的远紫外分光探测器（FUSE）的观测，改变了这一切。
⑷、FUSE登场
在6年的时间里，以背景恒星来探测紫外波段下的氘吸收线，FUSE对47个样本的观测显示，在“本地泡”之外的银盘中的D/H要比先前测量的值高出58%。这些背景恒星的距离，从天狼星的8光年到HD90087的近9000光年不等。
在距离地球300光年之内，D/H维持在一个恒定值15.6ppm。然而，在“本地泡”之外，它可以在5～23ppm之间大幅变化。是什么原因造成这一差异？最可能的一个解释，可以追溯到1982年提出的一个想法。当时，有天体物理学家认为，氘会与低温的星际碳颗粒结合在一起，使得观测到的含量减少。因为碳氘组合要比碳氢组合更牢靠一些。因此，当颗粒被加热的时候，氢会和碳分离开，而氘仍然“坚守阵地”。失踪的氘并没有被破坏，而是转变成了FUSE无法探测到的形式。
这个结果突然之间让天文学家有点措手不及。它将动摇我们对银河系演化的认识，而且可能会迫使我们改变有关恒星形成率或宇宙中超新星所占比例的假设。当前，银河系模型中最大的不确定因素，是有多少富氘的物质掉入了银盘。传统观念认为，25%～50%的星际介质气体起源来自银河系以外。但是，也有一些天文学家认为，这个数字应该更高。
在有的银河系化学演化模型中，今天在本地银盘中观测到的气体里有大约75%是来自外部的原始物质。它们与由超新星爆发抛射出的喷出物或者是由垂死恒星星风吹出的物质混合在一起了。这些原始富氘气体的D/H据估计为22ppm。自银河系形成以来，吸积了多少气体仍然是一个悬而未决的问题。但是，可以肯定的是，老的、封闭的银河系化学演化模型已经过时。
⑸、生命的疆域
如果星际介质中的氘比过去认为的更不均匀，那么天文学家兴许也不得不重新思考在银河系中的哪些地方可能会出现生命。传统观点一直认为，太阳（富含金属的G型矮星）恰巧位于一个“黄金”位置上，距离银河系中心差不多26000光年。
若距离太近，则地球就有可能会受到来自超新星的有害辐射，这也许会阻碍演化出能承载生命的大气。若距离太远，则金属丰度可能会过低，不足以形成类似地球的行星。因此，FUSE的结果搅起了浑水，因为星际介质中气体组成的变化似乎比天文学家原本以为的还要大得多。
大概地，银河系的金属丰度会从银心向外一直递减。但是，如果银河系中的物质并没有被充分地混合，这意味着不同地点的差别可以很大。因此，在许多不同的地方形成行星的可能性会更大。
与之相反，目前行星形成及生命演化的理论，通常只涉及到富含金属的类太阳恒星。毕竟，像地球这样的行星充满了铁。因此，如果我们所了解的银河系化学演化理论正在发生变化，那么有关银河系金属丰度的整个问题也会跟着发生改变。金属从银河系形成之后便随着时间均匀地落入其中，还是仅仅是最近的事？这决定了有多少恒星会具有较高的金属丰度，以及有多少恒星会拥有行星。
2019年12月19日编写于重庆
2020年1月13日修改于重庆
2022年3月31日修改于重庆
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