《Advances in Space Research》：Low Energy Gamma rays from the Moon and Hydrogen content of the lunar surface
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月球表面水冰氢含量检测方法研究：基于Geant4蒙特卡洛模拟分析不同氢浓度和分布对低能伽马射线连续谱的影响，识别300-350 keV和350-400 keV为最敏感能量区，验证均匀分布与分层水冰模型下伽马谱变化规律，提出适用于无大气天体的水冰探测新方法。
Shipra|Debabrata Banerjee|Shiv Kumar Goyal
印度艾哈迈达巴德纳夫兰普拉物理研究实验室行星科学部
摘要
月球上的挥发物，包括水冰，被认为被保存在寒冷的陷阱中或埋藏在靠近极地的表层之下。大多数未来任务的主要科学目标就是探测并确定水的丰度。本文提出了一种检测月球风化层中氢含量的方法。我们讨论了一个基于Geant4的蒙特卡洛代码，该代码模拟了宇宙射线在月球风化层中的相互作用，并估算了Chandrayaan-3着陆点、诺里特岩和阿波罗17号月海玄武岩成分在低能伽马射线区域的中子泄漏能量谱和连续谱背景，假设水分布均匀，即水的深度分布均匀。此外，我们还模拟了一个含有氢的湿润层，该湿润层埋藏在由干燥成分组成的立方体内，并确定了由于氢浓度变化和不同深度的10厘米厚水冰层对伽马连续谱能量的影响。对地热中子通量随氢含量增加而减少的估算与现有模型的结果一致。为了确定对氢最敏感的伽马射线能量范围，我们计算了100至500 keV之间每个50 keV能量区间内的最小标准化计数。分析表明，对于均匀和水层分层的冰分布，300–350 keV和350–400 keV区域对氢最敏感。对于300–350 keV范围内的伽马射线连续谱，假设Chandrayaan-3着陆点的水冰分布均匀，氢含量分别为2 wt.%、5 wt.%和10 wt.%时，估计的通量减少比例分别约为2%、8%和19%。我们的结果表明，尽管这种技术对中子光谱学的敏感性较低，但它代表了一种可能的方法，用于确定内太阳系无大气行星体（如水星）和水富集小行星上较高的水冰丰度（≥10 wt.%）。
引言
在20世纪70年代初，阿波罗和Luna月球样本返回任务之后，人们认为月球是完全干燥的（Lucey等人，2006年）。月球上的挥发物被认为被保存在寒冷的陷阱中或埋藏在靠近极地的表层之下（Watson等人，1961年；Arnold，1979年）。而在月球的低纬度和中纬度地区，白天的表面温度约为400 K，会导致水冰升华；然而月球极地地区，特别是在永久阴影区，温度约为50 K，可以保留水（Williams等人，2017年）。Chandrayaan-1上的月球矿物测绘仪（M3）进行的红外测绘在月球表面最上层几毫米处检测到了羟基分子（OH）和水（Pieters等人，2009年；Li和Milliken，2017年）。为了未来探索的需要，必须研究月球近地表结构，深度可达数百米。基于伽马光谱学的成分测量已经在许多行星体上进行，包括月球、火星、水星和小行星（Boynton等人，2007年；Feldman等人，2002年；Lawrence等人，2013年；Peplowski等人，2011年；Prettyman等人，2012年；Hasebe等人，2008年）。Kaguya伽马射线光谱仪获得的南极-艾特肯（SPA）盆地周围的钾和钍丰度图显示，形成SPA的撞击事件喷射出了富含钾和钍的物质，导致SPA区域的钾和钍丰度增加（Naito等人，2019年）。
通过中子光谱学（Feldman等人，1991年；Feldman等人，1998年；Lawrence等人，2006年；Sanin等人，2017年）、近红外光谱学（Bhattacharya等人，2015年）和远紫外反射率（Gladstone等人，2012年）等测量方法，可以推断月球表面存在水冰。最近，KPLO伽马射线光谱仪（Kim等人，2025年；Kim等人，2025年）利用478 keV的伽马射线推导出了全球和极地区域的热中子分布。本文提出了一种模拟宇宙射线在月球风化层中相互作用的方法，并估算了Chandrayaan-3着陆点（69oS，命名为“Statio Shiv Shakti”，Vadawale等人，2024年）以及其他月球成分在低能（<500 keV）伽马区域内的连续谱背景。我们考虑了一种基于低能（<500 keV）伽马射线连续谱发射测量来检测月球表面氢含量的方法。
模拟方法
模拟方法
几何和跟踪（Geant）是由CERN日内瓦设计的数值代码（Agostinelli等人，2003年），用于模拟高能粒子与不同目标在任何实验设置中的相互作用机制。我们的计算机代码使用Geant4-10.7.4编写，通过考虑一个边长为20米的立方体来模拟月球环境，其密度为1.6 g cm-3。月球模拟立方体被一个边长为50米的立方体所包围，代表月球真空环境。
地热中子
能量谱（图1）显示，当氢含量增加时，泄漏中子的能量从约0.1 eV降低到约10 MeV，而在小于0.1 eV的能量范围内增加。这与之前的研究结果一致（Lawrence等人，2006年；Mitrafanov等人，2010年）。与快中子相比，地热中子对地下氢的敏感性更高。图2表明，不同成分对地热中子通量的影响非常小（≤1%）。
未引用的参考文献
Boynton, 2002, Lawrence, 2013, Litvak, 2012, Milliken和Li, 2017.
利益冲突声明
作者声明他们没有已知的财务利益或个人关系可能影响本文报告的工作。
致谢
在物理研究实验室进行的工作得到了印度政府太空部的支持。
