Nasa confirma descoberta de água no lado iluminado da superfície da Lua.

Usando SOFIA e o Faint Object infravermelho CAmera para o instrumento SOFIA Telescope (FORCAST), conduzimos observações da superfície lunar a 6 µm em 31 de agosto de 2018 em uma busca por água molecular. FORCAST é bem adequado para procurar água lunar de 6 µm devido à sua cobertura de comprimento de onda de 5 a 8 µm, resolução espectral de R  = 200 e altas razões sinal-ruído. A fenda de entrada FORCAST que define a porção da Lua observada é 2,4 × 191 arcsec amostrado com 248 pixels. No centro lunar do disco, a fenda tem uma extensão espacial de 4,8 × 1,5 km ²(a resolução espacial perto do membro é menor devido ao encurtamento). Durante as observações, a Lua estava em um ângulo de fase de 57,5 ​​°. Observamos uma região em altas latitudes ao sul perto da cratera Clavius ​​e uma porção de baixa latitude do Mare Serenitatis (dados estendidos, fig. 1 ). Detalhes sobre observações, seleção de local e redução de dados podem ser encontrados nos Métodos. Os dados do SOFIA revelam uma forte banda de emissão de 6 µm na cratera Clavius ​​e no terreno circundante (Fig. 1 ) em relação ao local de controle próximo ao equador lunar, que mostra baixa hidratação em algumas análises (ver Métodos). Todos os espectros da região de Clavius ​​exibem esta característica de emissão de 6 µm. A maioria desses picos de emissão (98%) excede 2 σsignificância relativa ao ruído de fundo, e cerca de 20% excedem a significância de 4 σ (Dados estendidos Fig. 2 ).

Para determinar se as propriedades espectrais da banda lunar de 6 µm são consistentes com o espectro de materiais particulados contendo água, examinamos outros materiais planetários que mostram uma banda de 6 µm de H ₂ O. Comparamos nossas medições com os valores da literatura da posição central da curva H – O – H em hidratos cristalinos ⁶ , os centros de banda de 6 µm e as larguras dos espectros de um vidro de basalto da dorsal meso-oceânica portador de água (MORB) ⁷ e a meteoritos com água adsorvida do ambiente terrestre ⁸ . Para cada espectro lunar, ajustamos o pico de emissão com uma função gaussiana e relatamos os centros das bandas (Fig. 2 ) e larguras na Tabela 1 .

Tabela 1 Propriedades da banda de 6 µmMesa em tamanho grande

Os centros das bandas observados para a Lua, meteoritos e vidro MORB caem todos perto do modo da faixa central da banda relatada da curva H – O – H em hidratos cristalinos ⁶ (Fig. 2 ). Os centros das bandas da Lua e do meteorito variam mais do que os do vidro MORB e são ligeiramente deslocados; isso não é inesperado porque os espectros de vidro são de uma única amostra que foi aquecida em etapas para retirar a água de forma incremental ⁹ . A variação na ligação de hidrogênio da água nos materiais hospedeiros pode ser responsável pelas diferenças entre as amostras. As larguras dos picos também são consistentes entre a Lua, meteoritos e vidro MORB, com forte sobreposição entre as distribuições (Tabela 1) Com base nessas comparações, atribuímos a característica observada de 6 µm na Lua à água molecular. Não temos conhecimento de qualquer outro material razoável para a Lua que exibe uma única característica espectral a 6? M diferente de H ₂ O.

Em seguida, usamos as intensidades do pico de emissão lunar para estimar a abundância de água em nossos locais observados (consulte Métodos). Em uma análise de laboratório de seções geológicas delgadas, a abundância de H ₂ O é quantificada medindo a altura do pico de absorbância de 6 µm, controlando para a espessura da amostra e convertendo-as em abundâncias usando a lei de Beer-Lambert e valores de extinção molar medidos para água ⁴ . No sensoriamento remoto de regolito planetário, as superfícies estão na forma de partículas e nenhum trabalho foi feito para derivar a abundância absoluta de H ₂ O de espectros de partículas próximas a 6 µm. No entanto, em trabalhos anteriores, Li e Milliken ⁷derivou uma calibração entre a abundância de água e a intensidade da banda de 3 µm em refletância usando espectros de um vidro MORB contendo água em partículas com um teor de água absoluto conhecido. Usando este mesmo conjunto de amostra e abordagem, usamos as intensidades de banda de 6 µm no vidro para derivar uma relação empírica entre a profundidade da banda na refletância e a abundância absoluta de H ₂ O (dados estendidos Fig. 3 ). A relação empírica é:M mathrmágua=9.394D2 mathrmbanda+9.594D mathrmbanda,M mathrmágua=9.394D mathrmbanda2+9.594D mathrmbanda,(1)

onde M _água é a abundância de H ₂ O (em µg g ⁻¹ ) e _banda D é a profundidade da banda de 6 µm.

Abundâncias derivadas na região de Clavius ​​variam de cerca de 100 a 400 µg g ⁻¹ H ₂ O com uma média de cerca de 200 µg g ⁻¹ H ₂ O. Essas estimativas são limites inferiores porque o sítio equatorial da égua lunar foi usado como referência ( doravante referida como a referência de égua) e qualquer água presente nela teria sido removida dos dados do Clavius ​​durante o processo de calibração (consulte Métodos). O erro na abundância é de cerca de 80 µg g ^-1 H ₂ O com base no ruído estatístico nos dados, e incluindo erros da incerteza na emissividade lunar usada na calibração (consulte Métodos).

Um problema importante desde a descoberta da absorção de 3 µm é quanto dessa característica é devido à água molecular e quanto é devido à hidroxila. No momento, a banda de 3 µm não pode ser usada para distinguir entre água molecular e hidroxila. Para começar a entender as abundâncias relativas de água e hidroxila, comparamos diretamente nossas abundâncias de água molecular com as abundâncias de água total (OH + H ₂ O) derivadas do Moon Mineralogia Mapper (M ³ ) para as regiões amostradas pela fenda SOFIA FORCAST em Fig. 3 . Notamos que houve discordância quanto à distribuição da água total com base na remoção da emissão térmica dos dados M ³ . Por exemplo, três estudos ^{7 , 10 ,11} relatam diminuições na profundidade da banda e conteúdo total de água em direção ao equador, enquanto um estudo ¹² usou uma abordagem de redução de dados diferente e não relatou nenhuma queda na intensidade da banda em direção ao equador. Todos os quatro grupos, no entanto, concordam em profundidades de banda altas em latitudes altas onde a radiância emitida é mais baixa, emprestando confiança à abundância de água total na região de Clavius ​​relatada por Li e Milliken ⁷ . Este acordo fornece suporte para nossas abundâncias derivadas usando observações de 6 µm devido às abundâncias semelhantes na água total de M ³ e água molecular de SOFIA.

As abundâncias estimadas de SOFIA estão todas dentro de 1 σ dos dados M ³ , no entanto, as tendências de água total de M ³ e água molecular de SOFIA com latitude são diferentes. Nos dados SOFIA de latitude inferior abaixo de cerca de 65 °, tanto nossos dados quanto M ³ estão na camada de material ejetado da cratera Tycho. Tanto a água total quanto a água molecular mostram valores relativamente constantes, com estimativas de abundância SOFIA em torno de 300 µg g ⁻¹ H ₂ O e M ³ estimativas de água total em torno de 200 µg g ⁻¹ H ₂ O. Fora do material ejetado de Tycho para o sul, M ³ total os valores da água aumentam constantemente de cerca de 200 a cerca de 400 µg g⁻¹ H ₂ O, enquanto as abundâncias de água molecular SOFIA são constantes em torno de 200 µg g ⁻¹ H ₂O. A tendência observada com a latitude nesta região específica pode ser devido à geologia local, em vez de um fenômeno global geral (ver Métodos). A causa das diferenças na distribuição espacial das abundâncias não é clara. As duas regiões de comprimento de onda não estão sondando precisamente as mesmas porções de grãos de regolito e profundidades no regolito; essas diferenças podem, portanto, refletir variações na localização da hidroxila e da água molecular nos grãos de regolito. Por exemplo, as profundidades das bandas de 3 e 6 µm mostram boa correlação em amostras de laboratório, mas não são exatamente correlacionadas. Mais dados são necessários para resolver este problema. Outras possíveis razões para as diferenças entre SOFIA e M ³ os conjuntos de dados são discutidos nos Métodos (consulte a discussão estendida sobre as abundâncias estimadas na seção da região de Clavius).

Existem vários mecanismos para a origem da água no solo lunar que são relevantes para os nossos dados. A água presente na exosfera lunar pode ser quimicamente absorvida nas superfícies dos grãos ¹³ . A água pode ser introduzida por micrometeoritos ricos em voláteis, e uma parte dessa água pode ser retida nos vidros resultantes desses impactos ¹⁴ ou introduzida na exosfera, disponível para quimissorção ¹⁵ . A água pode ser formada in situ nas superfícies dos grãos a partir de hidroxila pré-existente que sofre dessorção recombinativa em altas temperaturas lunares do meio-dia, particularmente no equador, também liberando essa água na exosfera para posterior perda ou aprisionamento ^.. Água também pode ser formada in situ a partir de hidroxila preexistente durante o impacto de micrometeoritos, quando altas temperaturas promovem a reação, como foi recentemente demonstrado em laboratório ¹⁷ . Em experimentos, a água foi detectada como vapor, mas presumivelmente uma parte dessa água também pode ser sequestrada em vidros de impacto.

É improvável que a água quimisorvida seja uma parte substancial do nosso sinal. Poston et al. ¹⁸ modelou a quantidade de água molecular que estaria presente nas superfícies dos grãos após várias lunações e mostrou que apenas 3 µg g ^-1 de H ₂ O podem residir na superfície dos grãos na temperatura de brilho derivada, hora lunar do dia e latitudes de nossas observações (ver Métodos). Da mesma forma, Hendrix et al. ¹⁹ estimam que cerca de 1% de uma monocamada de água molecular está presente se a variação diurna na razão UV-banda de gelo for devida à água, o que corresponde a apenas alguns µg g ^– 1de água. Isso quase certamente significa que a água detectada pelo SOFIA reside no interior dos grãos lunares ou está presa entre grãos protegidos do ambiente lunar hostil, permitindo que sobreviva à lunação. No entanto, as observações com SOFIA não podem distinguir entre água dentro de vidros de impacto e água presa entre grãos e dentro de espaços vazios. (Notamos que os centros da banda lunar são mais semelhantes aos da água adsorvida no espectro do meteorito do que à água interna em um único espectro de vidro contendo água. Existem, no entanto, poucos dados disponíveis para concluir com segurança que o centro da banda é um indicador da localização da água sobre ou dentro dos grãos. Em vez disso, contamos com os modelos físico-químicos que excluem fortemente a água quimicamente adsorvida. Por último,²⁰ . Por essas razões, concluímos que a água que observamos está presa dentro de vidros de impacto.

Supondo que a água reside dentro dos copos, estimamos a abundância de água dentro do próprio copo. A maior parte do solo lunar compreende uma combinação de cerca de 30% em peso de vidro derivado do impacto de micrometeorito ²¹ e o restante sendo rocha e fragmentos minerais. Se nossa água observada estiver confinada ao vidro de impacto, tomando a abundância de água medida em nosso espectro e dividindo-a por 30%, a abundância de água dentro dos vidros de impacto varia de cerca de 300 a 1.300 µg g ^-1 H ₂ O com uma média de 700 µg g ^-1 H ₂ O. Daly e Schulz ¹⁴realizaram experimentos de impacto com projéteis contendo água e encontraram água molecular em seus vidros de impacto produzidos experimentalmente em abundâncias de 215 a 7.698 µg g ^-1 H ₂ O usando medições de infravermelho por transformada de Fourier a 6 µm; nossa abundância de água estimada dentro do vidro de impacto está dentro desta faixa. Nossa abundância média estimada de água no vidro é cerca de quatro vezes maior do que a água total nos vidros de impacto de micrometeoritos medidos por Liu et al. ²² , que relatou 70-170 µg g ^-1 H ₂ O equivalente em amostras de solo lunar da Apollo, todas de locais de baixa latitude.

As abundâncias semelhantes de água molecular e água total (Fig. 3 ) indicam que pouca hidroxila está presente nas latitudes mais baixas que observamos (latitudes de ~ 65 ° a 55 °). A água do impactador arrastada no vidro de impacto explica essa observação, mas nossos dados não excluem a conversão in situ de hidroxila em água. No entanto, se isso ocorrer, a conversão de hidroxila em água é altamente eficiente. A hidroxila é esperada em todas as latitudes devido à exposição ao vento solar ^{23 , 24 , 25 , 26}, então nossos resultados sugerem que o fluxo de micrometeorita, pelo menos nas latitudes observadas, é suficiente para processar grande parte da hidroxila que está presente na água. Os modelos da taxa de formação de hidroxila são altamente dependentes da distribuição das energias de ativação disponíveis e dos processos de formação de hidroxila ²⁷ , portanto, nossas observações fornecem uma restrição útil nos modelos para a química do hidrogênio em solos lunares e, por extensão, em outras superfícies planetárias.

Nossos resultados são mais consistentes com a existência de um mecanismo que produz água por impacto de material lunar pré-existente, talvez o mecanismo de Zhu et al. ¹⁷ , do que a água fornecida por impacto. A análise dos dados obtidos perto do equador pelo Explorador da Atmosfera Lunar e Ambiente de Poeira (LADEE) sugere que impactos menores que sondam os poucos centímetros superiores do regolito não resultam em água liberada para a exosfera e que os poucos centímetros superiores do solo são dessecados ¹⁵ . Os resultados do LADEE também mostram que os impactos que resultam em água exosférica exsolvem mais água do que o impactador pode conter. O resultado LADEE é consistente com as estimativas de água total equatorial baixas ⁷ e as bandas equatoriais fracas de 3 µm ^10 ,11 . As baixas abundâncias de água que encontramos na referência de mar perto do equador são consistentes com o resultado LADEE de uma camada dessecada. Ao contrário das medições LADEE confinadas ao equador, nossos resultados mostram que os solos em altas latitudes (ou pelo menos em nossos locais de alta latitude) não são dessecados, apoiando vários modelos ^{16 , 27 , 28} que sugerem uma depleção de hidroxila no equador e um aumento de hidroxila em latitudes mais altas. Nosso resultado sugere que esta hidroxila de alta latitude é eficientemente processada em água molecular e sequestrada em vidro.

Nossos dados são um instantâneo em um local e hora na Lua e, portanto, não podem abordar as escalas de tempo diurnas ou as escalas de tempo da evolução da água molecular. Observações futuras de 6 µm semelhantes às observações de UV ¹⁹ poderiam restringir variações diurnas na água molecular através da superfície lunar, e uma cobertura latitudinal e espacial mais extensa também poderia separar variações geológicas locais das tendências latitudinais gerais.

Métodos

Observações lunares com SOFIA

SOFIA é um telescópio de 2,5 m pilotado em uma aeronave Boeing 747-SP, usado para infravermelho e astronomia de submilímetro ²⁹ . O instrumento FORCAST combina um espectrógrafo e uma câmera de infravermelho médio usando uma matriz de plano focal infravermelho de banda de impureza bloqueada de 256 × 256 Si ³⁰ . Para observações lunares, usamos o filtro FORCAST G063 com o modo de baixa resolução de fenda longa (2,4 × 191 ″) para fornecer uma cobertura espectral de 5 a 8 µm. Com uma largura de fenda de 2,4 ″ e 0,768 ″ de altura de pixel, a resolução espacial de um pixel no centro lunar do disco é 4,8 × 1,5 km ² . Perto do limbo, o encurtamento faz com que o tamanho do pixel espacial ao longo da fenda aumente com o cosseno do ângulo de emergência, assumindo uma Lua esférica lisa.

Foram observados dois locais iluminados pelo sol na Lua: uma região em alta latitude para procurar água onde o total de água foi relatado como alto ⁷ e, como controle, uma região equatorial que deveria ter pouco H ₂ O. Ambos os locais foram observado no mesmo voo SOFIA dentro de um período de 10 min. No site de alta latitude, um tempo de integração de 4,16 s por quadro foi usado e no site equatorial 3,8 s por quadro. Um total de 12 frames foram adquiridos, 6 para cada local. O ângulo zenital das observações variou de 33,06 ° a 33,54 ° entre os dois locais observados e a aeronave viajou menos de ~ 1,5 ° na longitude terrestre e manteve uma altitude entre 13.105 me 13.112 m durante as observações. Tabela Suplementar 1fornece os parâmetros de cada quadro e a condição de voo com a qual foram adquiridos.

Em altas latitudes ao sul, a fenda foi colocada a partir do limbo lunar através da região próxima à cratera Clavius ​​(Dados estendidos Fig. 1 ). Este local foi escolhido porque mostra altas abundâncias totais de água nos dados M ^3 7 e, portanto, água molecular era possível. Os dados de M ³ a 3 µm medem a água total, mas são relatados como H ₂ O equivalente ; eles não indicam necessariamente a presença de H ₂ O devido à atual incapacidade de distinguir entre OH e H ₂ O usando dados de 3 µm. Para as observações de Clavius, a fenda começa na Lua e se estende até o limbo da Lua e para o céu (Dados estendidos Fig. 1) A hora lunar local variou de 14:19 a 28,6 ° W, 75 ° S a 15:39 a 8,59 ° W, 55,6 ° S.

Em baixas latitudes, usamos um local em Mare Serenitatis (dados estendidos Fig. 1 ) para representar um local com possivelmente pouco ou nenhum H ₂ O presente. Li e Milliken ⁷ relatam nenhuma hidratação para a maioria deste local observado, mas alto total de água em um depósito piroclástico em uma das extremidades de nossa fenda. Esta região foi excluída de nossa referência devido à possibilidade da presença de água molecular. Pelas razões acima, usamos a localização do Mare Serenitatis como referência. A hora lunar local era ~ 17:00. Ambas as localizações de referência de Clavius ​​e mare são proeminentes na superfície lunar, o que ajudou a localizar cada característica nas imagens do guia usadas para apoiar a aquisição de alvos FORCAST.

Processamento de pipeline SOFIA

Recebemos dados de fluxo totalmente calibrados do SOFIA. Os dados estão na forma de imagens espectrais de 248 × 248 pixels, em que o eixo x são comprimentos de onda cobrindo 5 a 8 µm e o eixo y é a posição espacial na Lua ao longo da fenda do espectrógrafo. Os dados foram processados ​​usando as correções padrão SOFIA ³⁰ . As etapas de processamento são mostradas na Fig. 1 suplementar, e incluem a remoção de pixels ruins, correção de efeito de queda (a eletrônica de leitura exibe um deslocamento de resposta, causando uma redução nos artefatos), correção de não linearidade (para linearizar a resposta do detector), empilhamento (subtração de fundo de observações do céu) e jailbar remoção (a remoção de qualquer sinal residual nos dados brutos que cria listras no quadro espectral). Como a Lua preenche toda a fenda FORCAST, a imagem espectral completa foi processada sem extração espectral. O processamento, portanto, pula as etapas de extração e fusão e continua com a calibração do fluxo (Fig. 1 complementar ).

Na etapa de calibração de fluxo, cada espectro é corrigido para resposta instrumental e transmissão atmosférica. Em sua altitude operacional próxima a 43.000 pés, os espectros coletados por SOFIA não estão completamente livres de linhas de absorção de vapor de água telúrico e a água está tipicamente presente em abundâncias de ~ 2–10 µg g ^-1 (ref.  ³¹ ). O pipeline de processamento SOFIA corrige a opacidade atmosférica e o vapor de água de modo que as imagens tiradas em diferentes condições atmosféricas, altitudes ou ângulos zenitais possam ser combinados ³² . Cada imagem espectral individual e suas condições atmosféricas são corrigidas usando o modelo de transmissão atmosférica (ATRAN) ^32 , 33para produzir uma tabela de consulta de modelos. Os modelos ATRAN são calculados para cada 1.000 pés de altitude de 35.000 pés a 45.000 pés, para cada 5 ° de ângulo zenital entre 30 ° e 70 °, e para uma faixa de valores de vapor de água precipitável (PWV) entre 1 e 50 µm ( ref.  ³² ). Os espectros do modelo são suavizados para corresponder à resolução espectral de FORCAST ( R  = 200) e, em seguida, a melhor estimativa do espectro de absorção telúrica é detectada e dividida fora do espectro observado, produzindo um espectro corrigido telúrico e calibrado por fluxo em unidades de jansky ³². O pipeline SOFIA selecionou o mesmo modelo atmosférico para todos os 12 quadros de dados coletados com parâmetros de modelo de 43.000 pés, ângulo zenital de 35 ° e PWV de 4 µm. A seleção do mesmo modelo sugere que a atmosfera era estável ao longo de nossas observações dentro da quantização da tabela de consulta.

Remoção de artefato de instrumento

As imagens espectrais que recebemos do FORCAST mostram uma oscilação espectral de baixa frequência (Fig. 2 suplementar ) que foi observada nos dados anteriores do FORCAST. A oscilação aparece em todos os quadros de dados adquiridos nas regiões de referência Clavius ​​e mare. A oscilação observada é quase idêntica para ambas as regiões e é um artefato de instrumento e não é devido à variação espectral da superfície lunar. A emissão de 6 µm que mostramos na Fig. 1 é relativamente fraca e está na mesma ordem de intensidade do artefato de oscilação espectral. Portanto, a oscilação deve ser removida para uma análise adequada dos dados. Para removê-lo, usamos as seis imagens espectrais de referência de mares em baixa latitude (ou seja, OH + H ₂ insignificanteO abundância) para isolar a oscilação. Há um artefato no canto superior direito devido à contaminação no detector FORCAST; os espectros nessas linhas são evitados durante o processamento e a interpretação.

Para caracterizar a oscilação observada nas imagens espectrais, primeiro removemos um continuum de cada espectro (linha de imagem) em todas as seis imagens espectrais de referência de mares adquiridas (Fig. 3a e b suplementares ). Em seguida, pegamos a média das imagens removidas do contínuo para criar uma imagem da oscilação (Fig. 3c suplementar ) e a dividimos das imagens espectrais de Clavius ​​para fornecer imagens espectrais limpas (Fig. 4b suplementar)) A remoção do contínuo configura a imagem de oscilação para ter uma média de cerca de 1, de modo que quando a imagem de oscilação é dividida das imagens espectrais de Clavius, os valores de fluxo são preservados. A aplicação da correção de oscilação aos dados de Clavius ​​usa apenas a seção da fenda que estava na égua nos dados de referência da égua (porque uma extremidade da fenda de Clavius ​​cai no céu) e não incluiu o material das montanhas envolto em piroclastia em a borda da fenda na referência da égua (Fig. 2 complementar ). Fig. 4 suplementarmostra imagens espectrais de Clavius ​​antes e depois que a oscilação é removida. Na inspeção visual da imagem espectral com a oscilação removida, vemos que a oscilação foi amplamente mitigada. Alguma oscilação residual, entretanto, permanece, como visto na parte inferior da Fig. 4b Suplementar . A Fig. 5 suplementar mostra um espectro da referência de mar sem banda a 6 µm. Não se sabe se há H ₂ O presente no local de referência da égua, portanto, se houver H ₂ O presente, a imagem de oscilação cancelará qualquer emissão de água presente nos dados do Clavius. Por esta razão, relatamos abundâncias de limite inferior de H ₂ O na região de Clavius.

Depois de remover um artefato de instrumento, convertemos fluxo em radiância e removemos um contínuo linear em torno da banda usando comprimentos de onda de 5,7–5,8 µm e 6,3–6,4 µm (evitando os comprimentos de onda da própria banda) de cada espectro. A Fig. 6 suplementar mostra um espectro da região de Clavius ​​a uma longitude e latitude de 14,5 ° W e 55,5 ° S com a oscilação, com a oscilação removida e com a oscilação e o contínuo linear em torno da banda removidos e uma função Gaussiana sobre plotada ( complementares Fig. 6a, bec , respectivamente). Uma banda de 6 µm pode ser vista após a remoção do artefato, sobreposta no continuum (Fig. 6b suplementar ), e é claramente vista após a remoção do continuum (Fig. 6c suplementar ).

Significância das bandas de 6 µm observadas

Todas as imagens espectrais da região de Clavius ​​mostram uma banda de emissão de 6 µm (Fig. 7 suplementar ). Em cada imagem espectral, a banda de 6 µm é ampla e qualitativamente similar espacialmente (ao longo da fenda).

Para atribuir um nível de confiança às bandas de emissão de 6 µm observadas, calculamos o escore Z para a banda observada em cada espectro. A pontuação Z é definida como:Z=x – μσZ=x-µσ(2)

onde µ é o valor contínuo médio de cada espectro entre os comprimentos de onda 5,5 µm e 7,5 µm, evitando a região da banda de 6 µm entre 5,8 µm e 6,3 µm, σ é o ruído de cada espectro encontrado a partir do desvio padrão da faixa contínua usada para µ e x é a altura do pico encontrada tomando a média de 0,1 µm sobre o centro da banda de 6 µm, que é encontrada ajustando cada espectro com uma função gaussiana para encontrar o centro, largura e profundidade da banda de 6 µm. Dados estendidos A Fig. 2 mostra a distribuição do histograma de pontuação Z para todos os seis quadros espectrais Clavius; 98% dos espectros mostram um nível de confiança acima do nível de confiança de 95%.

Eficácia da remoção de água atmosférica

Para fornecer confiança na correção telúrica realizada pelo gasoduto SOFIA e garantir que o pico que estamos observando não seja devido à água atmosférica residual, geramos vários modelos ATRAN ( https://atran.arc.nasa.gov/cgi-bin/ atran / atran.cgi ), variando de 0,01 µm PWV (essencialmente sem água atmosférica) a 5 µm PWV (4 µm PWV foi selecionado pelo pipeline SOFIA como o melhor ajuste). Todos os modelos foram gerados para 43.000 pés, a altitude mais próxima durante nossas observações e a altitude que o gasoduto SOFIA escolheu como o melhor ajuste, e um ângulo zenital de 33 ° (Tabela Suplementar 1) Para ver o efeito de pequenos erros na estimativa da abundância de água, fizemos relações de transmissão com diferentes valores de PWV para descartar a possibilidade de PWV residual criar uma banda de emissão aparente de 6 µm. Usamos taxas de transmissão PWV de 4 a 3, 3,25, 3,5, 3,75 e 5 µm PWV e comparamos com um espectro de Clavius ​​que mostra uma forte banda de 6 µm (Fig. 8 Suplementar) Os espectros de razão de modelos com abundâncias de água variadas são claramente diferentes da característica de emissão que detectamos. No espectro de Clavius, há apenas uma banda em torno de 6 µm, enquanto que nos espectros de razão para PWV de 3 a 3,75 µm, há sempre dois grupos de picos para erros de PWV próximos de 6 µm e 6,5 µm. Se quaisquer características espectrais da água atmosférica permanecessem em nossos dados lunares, elas teriam que exibir os picos de vapor de água de 6 µm e 6,5 µm. Se mais PWV foi removido do que estava presente, como no cenário para 4 µm PWV a 5 µm PWV, então um pico largo aparente ocorre em ~ 6,3 µm. Em comparação com o espectro de Clavius, o espectro de razão tem um pico mais amplo com um centro de banda em comprimentos de onda mais longos. Essa comparação nos dá a confiança de que não estamos detectando água terrestre e que a faixa de 6 µm na Lua é de fato devido à água lunar.9 ). Aqui vemos uma linha em 7,7 µm removida na razão (Fig. 9b complementar ), esta linha é devida ao metano terrestre. Podemos ver que as características espectrais restantes são devidas ao PWV, que tem duas regiões distintas de pico em torno de 6 µm e 6,5 µm.

Abundância de água estimada

Dado que estabelecemos que as bandas de emissão de 6 µm são estatisticamente significativas, e que atribuímos esse pico à água em sólidos no texto principal por comparação com parâmetros espectrais de outros materiais portadores de água e confirmamos que a banda não é água atmosférica residual, o próximo desafio é estimar as abundâncias de água a partir da intensidade do pico de emissão. Para fazer isso, contamos com um conjunto de espectros de refletância difusa de uma amostra de vidro particulado com concentrações de água bem conhecidas para obter uma calibração da intensidade de absorção para a abundância de água. Nós convertemos nossos dados observados na emissão para refletância através da Lei de Kirchhoff usando suposições sobre a emissividade de nosso site Clavius ​​para aplicar a curva de calibração.

Décadas de estudos mostram que a força de absorção da banda de 6 µm se correlaciona com o conteúdo absoluto de H ₂ O ^{34 , 35 , 36} . Desde a década de 1960, a banda de 6 µm tem sido usada para medir o teor de H ₂ O de amostras em seção delgada na literatura química e geológica ^{4 , 35 , 37 , 38 , 39} . Isso sugere que a banda de 6 µm pode ser usada para estimar o conteúdo de H ₂ O a partir dos dados de sensoriamento remoto da superfície lunar. No entanto, nenhum trabalho foi feito em derivar a abundância absoluta de H ₂ O de espectros de refletância difusa perto de 6 µm.

Para estimar o total de água a partir dos dados de 3 µm, Li e Milliken ⁷ realizaram um conjunto de experimentos para examinar como a força da banda de 3 µm varia com o conteúdo total de água. Os espectros de refletância coletados de uma amostra apresentam bandas de 3 e 6 µm (Dados estendidos Fig. 3a, b ). Usamos esses dados para desenvolver um modelo empírico para estimar a abundância absoluta de H ₂ O a partir da força da banda de 6 µm. Em seguida, modelamos a altura do pico usando o modelo de transferência radiativa de Li e Milliken ⁷ com coeficientes de extinção molar publicados e o mesmo tamanho de grão usado por Li e Milliken ⁷, 63 µm. O modelo de transferência radiativa ajusta-se muito bem aos pontos de dados observados. Em seguida, regredimos os resultados da transferência radiativa para produzir uma curva de calibração. A relação entre a profundidade da banda a 6 µm e a abundância de H ₂ O é fornecida na equação ( 1 ) (Dados estendidos Fig. 3c ).

Emissão versus refletância a 6 µm

A banda de 6 µm que observamos está em emissão, enquanto a banda de hidratação de 3 µm observada por naves espaciais e observatórios terrestres está em refletância e aparece como uma banda de absorção. A 3 µm, a radiação solar refletida e a radiação emitida termicamente têm valores semelhantes (Fig. 10a Complementar ), de modo que a separação desses dois componentes é crucial para compreender a verdadeira refletância da superfície a 3 µm nos dados de M ³ . No entanto, a radiação solar refletida diminui com o espectro do corpo negro solar em direção a comprimentos de onda mais longos, enquanto a emissão térmica aumenta (Fig. 10a complementar ). A 6 µm, a razão entre a emissão térmica e a refletância solar é da ordem de 100 vezes maior do que a 3 µm (Fig. 10b Complementar) A Fig. 10a suplementar mostra as radiâncias do modelo para um termo refletido a 75 ° de latitude incluindo a refletância do solo Apollo 62231, a radiância do modelo para um corpo negro a 310 K (uma temperatura relevante calculada a partir dos dados de Clavius ​​discutidos abaixo) multiplicada por 1 menos o solo da Apollo para representar sua emissividade e a soma. A Fig. 10a suplementar mostra que o termo refletido é uma pequena fração da radiância total a 6 µm. Na Fig. 10b Suplementar, mostramos a razão entre o térmico e a refletância para o caso de 75 ° de latitude com um corpo negro de 310 K, e para 5 ° de latitude com um corpo negro de 380 K (uma temperatura relevante para o ponto subsolar). Ambos os casos mostram resultados semelhantes com a emissão térmica sendo cerca de 100 vezes o componente solar refletido. Nenhum dado fotométrico para materiais lunares está disponível além de 2,5 µm, então o comportamento simples de Lambert é assumido neste modelo. Dados precisos de irradiância solar acima da atmosfera estão disponíveis apenas para 4 µm; para incluir os comprimentos de onda mais longos, assumimos um corpo negro de 5.500 K e escalamos o espectro para os dados de irradiância solar medidos em 4 µm. O espectro de refletância do solo 62231 é mostrado na Fig. 10c suplementar , com sua emissividade equivalente a Kirchhoff.

Convertendo emissão em refletância

Os dados lunares a 6 µm são emitidos, ao passo que nossa calibração de abundância de água usa dados medidos em refletância. Portanto, convertemos os dados de emissão em refletância para produzir a profundidade da banda de 6 µm usada para estimar a abundância de água. Primeiro, atribuímos uma emissividade ( ε ) aos nossos dados assumindo a Lei de Kirchoff:ε = 1 -Rr e fε=1-Rref(3)

onde R _ref é o contínuo de refletância de referência. Para R _ref , usamos o valor médio de refletância entre 5,7 e 5,8 µm de quatro amostras maduras de terras altas que são representativas de nossa região de Clavius ​​com base em valores de maturidade ótica e de ferro (amostras Apollo S62231, S64801, S66041 e S68501) medidas no RELAB ⁴⁰ ( Fig. 11 suplementar) Os espectros de Apollo estão na refletância bidirecional da quantidade, enquanto a Lei de Kirchhoff exige que a refletância hemisférica da quantidade seja convertida em emissividade. Convertemos os dados do Apollo em refletância hemisférica direcional multiplicando pela razão de refletância hemisférica direcional para bidirecional. Calculamos essa razão nos comprimentos de onda do contínuo de 5,7 a 5,8 µm. Usamos a refletância bidirecional medida neste comprimento de onda para cada espectro e equação 10.4 de Hapke ⁴¹ para calcular o albedo de espalhamento único, com parâmetros de fase de partícula única b  = −0,45, c  = 0,25 e parâmetros de retroespalhamento b0 = 1,2, h = 0,045. Em seguida, usamos esse albedo de espalhamento único e os parâmetros de fase de partícula única e a equação 11.3 de Hapke ⁴² para calcular o albedo hemisférico direcional. Em seguida, pegamos a razão da refletância bidirecional medida e o albedo hemisférico direcional derivado para converter os espectros de Apollo em refletância hemisférica direcional para processamento posterior. Os quatro valores de R _ref fornecem uma faixa de emissividades entre 0,54 e 0,66 a 6 µm. Para quantificar o efeito das quatro estimativas de emissividade dos solos Apollo sobre a abundância, aplicamos as quatro emissividades individualmente para chegar aos nossos espectros de emissividade ( E ):E= FεE=Fε(4)

onde F é a radiância normalizada (remover um contínuo normaliza os dados para que o contínuo tenha uma média de cerca de 1). A normalização preserva os valores de emissividade relativa em todos os comprimentos de onda, portanto, quando a emissividade (obtida das amostras Apollo entre 5,7 a 5,8 µm) é aplicada, a emissividade relativa em todos os comprimentos de onda é preservada. Em seguida, usamos a lei de Kirchhoff para converter emissividade em refletância ( R ) para todas as quatro emissividades:R = 1 – ER=1-E(5)

Em seguida, calculamos a _banda D da _banda de 6 µm em refletância usando:Db a n d= 1 -Rb a n dRc o n tDbumand=1-RbumandRcont(6)

onde R _banda é o pico de absorção e R _cont é o contínuo médio de 5,7 a 5,8 µm e 6,3 a 6,4 µm (Fig. 6c suplementar ). O pico de absorção é encontrado tomando a média de 0,1 µm sobre o centro da banda de 6 µm, que é encontrado ajustando cada espectro com uma função gaussiana para encontrar o centro da banda de 6 µm, largura e profundidade. A profundidade da banda é encontrada novamente para todas as quatro emissividades.

Discussão estendida sobre as abundâncias estimadas na região de Clavius

Aplicamos a calibração da água para estimar a abundância de água em nosso site de alta latitude. A abundância medida na região de Clavius ​​tem uma média de 250 µg g ⁻¹ H ₂ O e um erro médio de 45 µg g ⁻¹ H ₂O. O erro é encontrado a partir do desvio padrão de cada espectro em comprimentos de onda de 5,5 a 5,8 µm e 6,3 a 7,5 µm que evita a banda de emissão de água e então é convertido em abundância por meio de nossa curva de calibração. Embora a dispersão nos dados fora da emissão de água pareça ser flutuações aleatórias, não podemos descartar a presença de características fracas da superfície lunar que contribuem para essa dispersão e, portanto, para nossas incertezas formais. Se reais, recursos semelhantes podem estar presentes dentro da faixa de nossos pontos de pico e contínuo e, portanto, é razoável incluí-los como parte das incertezas formais. Para calcular o erro devido à emissividade, pegamos quatro dos mesmos espectros com diferentes emissividades aplicadas e calculamos o desvio padrão de cada um e encontramos uma média dos quatro e chegamos a um erro de 63 µg g ^-1H ₂ O.

A Figura 1 mostra os espectros para todos os seis quadros Clavius ​​isolando a banda de 6 µm. A Fig. 12 suplementar mostra os mesmos espectros da Fig. 1, exceto ao longo de toda a faixa de comprimento de onda de SOFIA com um continuum polinomial de quarta ordem removido em vez de um contínuo linear. Os espectros da Fig. 4 suplementar não são usados ​​para medições. A Tabela Suplementar 2 fornece a abundância de água, longitude, latitude, erro e pontuação Z para cada espectro na Fig. 1 e sua abundância de água total associada medida por M ³ em nossos locais.

Efeito da água na referência da égua

Embora tenhamos argumentado que o sítio de referência da égua provavelmente está livre de água molecular, não há dados independentes para estabelecer isso. A água na referência da égua influenciará a altura aparente do pico de emissão e as estimativas de abundância, assim como sua emissividade. Para quantificar isso, modelamos os espectros de Clavius ​​em altas latitudes ao sul (Alvo) e a referência da égua em baixas latitudes (Referência) como uma função da concentração de água e taxas de radiância geradas análogas às nossas medições (Alvo / Referência). Os espectros foram calculados assumindo que o local alvo tem a refletância do solo Apollo 62231 (solo de planalto maduro) e o local de referência tem a refletância do solo Apollo 15041 (solo de mar maduro). O efeito da água foi modelado usando o coeficiente de extinção molar médio para água a 6 µm de McIntosh et al.⁴ (47,8 l mol-cm), e um modelo de transferência radiativa para a banda e refletância contínua baseado em Hapke ⁴¹ foi usado para calcular a refletância como uma função da abundância de água. Os tamanhos dos grãos eram 60 µm por Li e Milliken ⁷ . Esses espectros foram convertidos em emissividade assumindo a Lei de Kirchhoff e, em seguida, em radiância usando as temperaturas de brilho medidas a partir dos dados. Finalmente, as relações de radiância foram produzidas para quantificar a altura aparente do pico da água, incluindo o efeito da água no local de referência ( A _rel  = _{Água de} referência/ _Água alvo).

Na Fig. 13a Suplementar , mostramos a abundância aparente de água plotada contra a abundância de água de entrada para uma série de concentrações relativas de água na referência de mar. Conforme o conteúdo de água da referência da égua aumenta, a concentração aparente de água diminui e a taxa de pico de emissão diminui conforme o esperado. Fig. 13b suplementarmostra o grau em que as concentrações são afetadas em função da abundância de água no mar de referência em relação ao solo de altitude. A emissividade mais alta do solo de mar enfraquece seu pico de emissão em relação ao solo das terras altas nas mesmas concentrações de água; em concentrações abaixo e comparáveis ​​às do local das terras altas, os fatores de correção são, portanto, modestos. À medida que a concentração na Referência aumenta acima do dobro da concentração no Alvo, o pico de emissão na razão Alvo / Referência enfraquece rapidamente. Quando a abundância de água de referência excede três vezes a abundância de água desejada, o pico é e, a partir daí, passa a ser negativo.

Mas note que nos dados SOFIA observamos uma característica de emissão nos espectros de razão. Com base na modelagem descrita acima, a referência de mar não pode conter abundâncias muito maiores do que a região de Clavius ​​ou a característica de emissão não estaria presente. Se a referência da égua contém concentrações de água comparáveis ​​às da região de Clavius, então as concentrações moleculares reais de água seriam mais altas do que nossos limites inferiores por um fator de cerca de 1,5. Por essas razões, as abundâncias que relatamos são limites inferiores.

Temperatura de brilho

Também calculamos a temperatura de brilho para dar suporte às estimativas de concentração de água adsorvida. Em todos os quadros Clavius ​​adquiridos, calculamos uma temperatura média de brilho de 312 ± 12 K entre a região de 6,05 e 6,1 µm (usada para encontrar a altura do pico da banda de 6 µm) para os horários lunares locais variando de 14:19 a 15: 39 Dados estendidos A Fig. 4 mostra a temperatura de brilho em 6 µm ao longo da fenda em função da latitude. A variação da temperatura corresponde à variação da iluminação da superfície observada em cada fenda (a Fig. 4b complementar mostra um exemplo). O erro na temperatura de brilho é derivado da raiz quadrada da variância do fluxo, fornecida pela SOFIA, convertida em temperatura de brilho.

A distribuição da temperatura nesta área é afetada pela proximidade do terminador. Como o ponto subsolar está muito a oeste, os contornos da temperatura constante são quase paralelos à fenda, de modo que a dependência da latitude da temperatura esperada para o meio-dia local se aplica apenas fracamente. Para validar as medições de temperatura de brilho, comparamos nossos resultados a um conjunto de dados derivado do Diviner Lunar Radiometer Experiment no Lunar Reconnaissance Orbiter ⁴³ . Projetamos os dados do Diviner com o ponto subsolar em 315 ° de longitude, que estava mais próximo de nossas condições de observação com o ponto subsolar em 308 ° de longitude. Dados estendidos Fig. 4mostra uma boa concordância entre as temperaturas de brilho do SOFIA e as medições do Diviner, com exceção das excursões de baixa temperatura nos dados do Diviner devido às observações do SOFIA feitas mais cedo no dia lunar do que a amostra do Diviner. Essa diferença de tempo faz com que os dados do Diviner exibam maiores efeitos de sombras. Devemos também notar que o Diviner que vê o nadir vê uma proporção maior de sombras em um determinado local do que nosso ponto de vista da Terra, onde as sombras são parcialmente obscurecidas pela topografia que as projeta, amplificando as diferenças associadas às sombras.

Tendência latitudinal

Embora as abundâncias médias de M ³ e SOFIA ao longo da fenda mostrem abundâncias semelhantes, as tendências observadas são diferentes. Em particular, as medições de água molecular SOFIA são planas de cerca de 65 ° (a borda do material ejetado de Tycho) a latitudes mais altas, enquanto os dados M ³ mostram um aumento constante na mesma região ⁷ . Nas temperaturas relatadas por nós e pelo Diviner (cerca de 300 K para superfícies iluminadas), uma quantidade substancial de emissão térmica permanece em 3 µm, portanto, correções térmicas precisas de dados M ³ ainda são um problema em latitudes altas. Bandfield et al. ¹² sugerem que uma tendência residual com latitude pode estar presente em seus dados corrigidos, mas se estiver, a variação é muito pequena. Além disso, como Diviner, M³ é uma espaçonave com visão do nadir e a proporção da sombra observada com a distância do ponto subsolar é diferente do ponto de observação baseado na Terra de SOFIA. O ângulo de visão afeta a radiância observada, com os dados SOFIA tendenciosos para as porções mais quentes da distribuição de temperatura que podem conter uma distribuição diferente de hidratação do que a visão nadir de M ³ .

Outra causa potencial da diferença é que as regiões de 3 e 6 µm podem sondar o regolito ou grãos individuais de forma diferente. O componente refletido M ³ surge da luz que entrou na superfície em um ângulo relativamente íngreme e se espalhou em ângulos de fase elevados. O sinal de emissão SOFIA é uma única passagem da superfície lunar quente (que tem uma camada superior fria devido à radiação) em ângulos de emissão extremos. Como essa diferença é expressa quantitativamente é desconhecida.

Outras contribuições possíveis são diferentes tempos de aquisição lunar local, diferentes resoluções espaciais e escurecimento de membros. M ³ observações têm limitado cobertura lunar-tempo-de-dia, de modo que a comparação do total de água e de água não são exactamente ao mesmo tempo lunar de dias ou mesmo a mesma diferença de tempo dos terminadores. M ³ tem maior cobertura de amostragem do que SOFIA e as abundâncias de M ³ na Fig. 3 são uma média de todos os M ³pixels que se enquadram na pegada espacial SOFIA para uma determinada latitude e longitude. Por fim, é sabido que o escurecimento dos membros ocorre no infravermelho e isso pode causar alguns efeitos na abundância de água que a SOFIA está observando. No entanto, não há informações na literatura sobre os efeitos do escurecimento do membro na região espectral de 6 µm e, portanto, podemos apenas especular sobre os efeitos. O fato de que as abundâncias de água M ³ e SOFIA são semelhantes é encorajador, mas mais dados remotos e de laboratório são necessários para entender completamente as diferenças vistas nesta parte muito pequena da Lua.

Também observamos uma natureza bimodal nas abundâncias de água molecular em Dados estendidos Fig. 5 que decorre da distribuição de água com latitude como visto na Fig. 3 . A Figura 3 mostra que latitudes mais baixas têm abundâncias consistentemente mais altas correspondendo ao pico de abundância na região de 300 µg g ^-1 . De ~ 61 a 64 ° de latitude, há um declínio na abundância com a latitude na Fig. 3 , este declínio na água corresponde às abundâncias de água na área de 250 µg g ^-1 , onde na Fig. 5 de Dados Estendidos (o histograma de abundância), isso área tem menos espectros relatando esta abundância. Vemos na Fig. 3que nas demais latitudes mais altas há um achatamento na tendência com a latitude correspondendo a abundâncias na área de 200 µg g ^-1 do histograma, causando o primeiro pico. Esta natureza bimodal é provavelmente devido à composição, já que as observações atravessam o material ejetado da cratera Tycho, conforme mostrado na Fig. 6 de dados estendidos .

Fonte: Nature