Měsíční voda - Lunar water

Difúzní reflexní spektra vzorků lunárního regolitu extrahovaných v hloubkách 118 a 184 cm sovětskou sondou Luna 24 z roku 1976 vykazující minima blízko 3, 5 a 6 µm, valenčně-vibrační pásy pro molekuly vody.
Tyto obrázky ukazují velmi mladý lunární kráter na odvrácené straně , jak jej zobrazil mapovač měsíční mineralogie na palubě Chandrayaan-1
Obrázek ukazuje rozložení povrchového ledu na jižním pólu Měsíce (vlevo) a severním pólu (vpravo) při pohledu spektrometru NASA Moon Mineralogy Mapper (M 3 ) na palubě indického orbiteru Chandrayaan-1

Měsíční voda je voda, která je přítomna na Měsíci . Poprvé byl objeven ISRO prostřednictvím své mise Chandrayaan . Difúzní molekuly vody mohou přetrvávat na sluncem zalitém povrchu Měsíce, jak objevila observatoř NASA SOFIA v roce 2020. Vodní pára se postupně rozkládá slunečním zářením a vodík a kyslík se ztrácí do vesmíru. Vědci našli vodní led v chladných, trvale zastíněných kráterech na pólech Měsíce. Molekuly vody jsou také přítomny v extrémně tenké měsíční atmosféře.

Voda (H 2 O) a chemicky příbuzná hydroxylová skupina (-OH) existují ve formách chemicky vázaných jako hydráty a hydroxidy na měsíční minerály (spíše než volná voda) a důkazy silně naznačují, že tomu tak je v nízkých koncentracích jako pro velkou část povrchu Měsíce. Ve skutečnosti se z povrchové hmoty vypočítá , že adsorbovaná voda existuje ve stopových koncentracích 10 až 1 000 ppm . Neprůkazné důkazy o volném vodním ledu na lunárních pólech se během druhé poloviny 20. století nahromadily z různých pozorování naznačujících přítomnost vázaného vodíku.

Dne 18. srpna 1976 sovětská sonda Luna 24 přistála na Mare Crisium , odebrala vzorky z hloubek 118, 143 a 184 cm lunárního regolitu a poté je odvezla na Zemi. V únoru 1978 bylo zveřejněno, že laboratorní analýza těchto vzorků ukázala, že obsahují 0,1% hmotnostních vody. Spektrální měření ukázala minima v blízkosti 3, 5 a 6 µm, odlišná valenčně-vibrační pásma pro molekuly vody, s intenzitami dvakrát nebo třikrát většími než hladina hluku.

Dne 24. září 2009 bylo oznámeno, že NASA je Měsíc mineralogie Mapper (M 3 ) spektrometr palubní Indie ISRO Chandrayaan-1 sondy zaznamenaly absorpční vlastnosti u 2,8-3,0 um na povrchu Měsíce. Dne 14. listopadu 2008 Indie přiměla sondu Moon Impact Probe na palubě orbiteru Chandrayaan-1 přistát v kráteru Shackleton a potvrdila přítomnost vodního ledu. U silikátových těles jsou tyto vlastnosti obvykle přisuzovány materiálům obsahujícím hydroxylové a/nebo vodonosné materiály. V srpnu 2018 NASA potvrdila, že M 3 ukázal, že na povrchu Měsíce je na povrchu vodní led. 26. října 2020 NASA potvrdila, že voda je na sluncem zalitém povrchu Měsíce .

Voda mohla být dodána na Měsíc v geologických časových intervalech pravidelným bombardováním vodonosných komet , asteroidů a meteoroidů nebo nepřetržitě produkována in situ vodíkovými ionty ( protony ) slunečního větru dopadajícího na minerály nesoucí kyslík.

Pátrání po přítomnosti měsíční vody přitáhlo značnou pozornost a motivovalo několik nedávných lunárních misí, a to především kvůli užitečnosti vody při zajišťování dlouhodobého měsíčního osídlení.

Historie pozorování

20. století

Program Apollo

Možnost ledu v podlahách polárních měsíčních kráterů poprvé navrhli v roce 1961 vědci z Caltechu Kenneth Watson, Bruce C. Murray a Harrison Brown. Ačkoli ve vzorcích měsíčních hornin shromážděných astronauty Apollo byla nalezena stopová množství vody , předpokládalo se, že je to důsledek kontaminace a většina povrchu měsíce byla obecně považována za zcela suchou. Studie vzorků lunárních hornin z roku 2008 však odhalila důkazy o molekulách vody uvězněných v sopečných skleněných korálcích.

První přímý důkaz vodní páry poblíž Měsíce získal experiment Suprathermal Ion Detector Experiment, SIDE, Apollo 14 ALSEP , 7. března 1971. Přístrojové hmotnostní spektrometry na lunárním povrchu poblíž pozorovaly sérii výbuchů iontů vodní páry místo přistání Apolla 14.

Luna 24

V únoru 1978 sovětští vědci M. Akhmanova, B. Dement'ev a M. Markov z Vernadského institutu geochemie a analytické chemie publikovali článek, který prohlašuje detekci vody za zcela definitivní. Jejich studie ukázala, že vzorky vrácené na Zemi sovětskou sondou Luna 24 z roku 1976 obsahovaly asi 0,1% hmotnostního vody, jak je vidět v infračervené absorpční spektroskopii (při vlnové délce asi 3 μm (0,00012 palce)), na detekční úrovni asi 10krát výše práh.

Clementine
Složený obraz jižní polární oblasti Měsíce, zachycený sondou Clementine NASA během dvou lunárních dnů . Trvale zastíněné oblasti by mohly skrývat vodní led.

Navrhovaný důkaz o vodním ledu na Měsíci přišel v roce 1994 z americké vojenské sondy Clementine . Při vyšetřování známém jako „ bistatický radarový experiment“ Clementine použila svůj vysílač k přenosu radiových vln do temných oblastí jižního pólu Měsíce. Ozvěny těchto vln byly detekovány velkými parabolickými anténami Deep Space Network na Zemi. Velikost a polarizace těchto ozvěn byla v souladu spíše s ledovým než skalnatým povrchem, ale výsledky byly neprůkazné a jejich význam byl zpochybněn. K identifikaci oblastí, které jsou ve stálém stínu, byla použita pozemská radarová měření, a proto mají potenciál ukrývat lunární led: Odhady celkového rozsahu zastíněných oblastí na pól o 87,5 stupně zeměpisné šířky jsou 1 030 a 2 550 kilometrů čtverečních (400 a 980 čtverečních kilometrů) mi) pro severní a jižní pól. Následné počítačové simulace zahrnující další terén naznačovaly, že oblast až 14 000 kilometrů čtverečních (5400 čtverečních mil) může být ve stálém stínu.

Lunární prospektor

Lunar Prospector sonda, která byla zahájena v roce 1998, použity neutronů spektrometru pro měření množství vodíku v měsíčním regolith blízkosti polárních oblastech. Dokázal určit množství a umístění vodíku v rozmezí 50 dílů na milion a detekoval zvýšené koncentrace vodíku na lunárním severním a jižním pólu. Ty byly interpretovány jako indikace významného množství vodního ledu zachyceného v trvale zastíněných kráterech, ale také to mohlo být způsobeno přítomností hydroxylového radikálu ( OH) chemicky vázaného na minerály. Na základě údajů od Clementine a Lunar Prospector vědci NASA odhadli, že pokud je přítomen led povrchové vody, celkové množství by mohlo být řádově 1–3 kubických kilometrů (0,24–0,72 cu mi). V červenci 1999, na konci své mise, byla sonda Lunar Prospector záměrně narazena do kráteru Shoemaker poblíž jižního pólu Měsíce v naději, že bude osvobozeno zjistitelné množství vody. Spektroskopická pozorování z pozemských teleskopů však neodhalila spektrální podpis vody.

Cassini – Huygens

Další podezření na existenci vody na Měsíci přinesla nepřesvědčivá data vytvořená misí Cassini -Huygens , která prošla kolem Měsíce v roce 1999.

21. století

Hluboký dopad

V roce 2005 pozorování Měsíce kosmickou lodí Deep Impact vytvořila neprůkazná spektroskopická data připomínající vodu na Měsíci. V roce 2006 pozorování s planetárním radarem Arecibo ukázalo, že některé z téměř polárních radarových návratů Clementine , o kterých se dříve tvrdilo, že svědčí o ledu, mohou být místo toho spojeny s horninami vyvrženými z mladých kráterů. Pokud je to pravda, znamenalo by to, že výsledky neutronů z Lunar Prospector pocházely především z vodíku v jiných formách než led, jako jsou zachycené molekuly vodíku nebo organické látky. Interpretace dat z Areciba nicméně nevylučuje možnost vzniku vodního ledu v trvale zastíněných kráterech. V červnu 2009 provedla kosmická loď NASA Deep Impact , nyní přeznačená na EPOXI , další potvrzující měření vázaného vodíku během dalšího průletu kolem Měsíce.

Kaguya

V rámci svého programu lunárního mapování prováděla japonská sonda Kaguya , vypuštěná v září 2007 na 19měsíční misi, spektrometrická pozorování gama paprsků z oběžné dráhy, která mohou měřit množství různých prvků na povrchu Měsíce. Zobrazovací senzory japonské sondy Kaguya s vysokým rozlišením nezjistily žádné známky vodního ledu v trvale zastíněných kráterech kolem jižního pólu Měsíce a svou misi ukončila nárazem na měsíční povrch za účelem studia obsahu oblaku ejektu.

Chang'e 1

Orbiter Čang'e 1 Čínské lidové republiky , vypuštěný v říjnu 2007, pořídil první podrobné fotografie některých polárních oblastí, kde se pravděpodobně nachází ledová voda.

Chandrayaan-1
Přímý důkaz měsíční vody v atmosféře Měsíce získaný výstupním profilem Chandrayaan-1 Altitudeinal Composition (CHACE)
Obrázek Měsíce pořízený Moon Mineralogy Mapper . Modrá ukazuje spektrální podpis hydroxidu , zelená ukazuje jasnost povrchu měřenou odraženým infračerveným zářením od Slunce a červená ukazuje minerál zvaný pyroxen .

Indická kosmická loď ISRO Chandrayaan-1 vypustila sondu Moon Impact Probe (MIP), která 14. listopadu 2008 v 20:31 zasáhla kráter Shackleton z lunárního jižního pólu a uvolnila podpovrchové úlomky, které byly analyzovány na přítomnost vodního ledu. Během 25minutového sestupu zaznamenal Chandra's Altitudeinal Composition Explorer (CHACE) dopadové sondy důkaz o vodě v 650 hmotnostních spektrech shromážděných v tenké atmosféře nad povrchem Měsíce a linkách absorpce hydroxylu v odraženém slunečním světle.

25. září 2009 NASA prohlásila, že data zaslaná z jeho M 3 potvrzují existenci vodíku na velkých plochách povrchu Měsíce, byť v nízkých koncentracích a ve formě hydroxylové skupiny (  · OH) chemicky vázané na půdu. To podporuje dřívější důkazy ze spektrometrů na palubách sond Deep Impact a Cassini . Na Měsíci je tato funkce považována za široce distribuovanou absorpci, která se jeví nejsilnější v chladnějších vysokých zeměpisných šířkách a v několika čerstvých živcových kráterech. Obecný nedostatek korelace této funkce v sluncem ozářené M 3 dat s neutronovou spektrometr dat H četnosti naznačuje, že tvorba a udržení OH a H 2 O je probíhající surficial proces. OH / H 2 O výrobní procesy se mohou zdroj polární pasti studené a jak měsíčním regolith zdroj kandidátní těkavých látek na lidské zkoumání.

Ačkoli výsledky M 3 jsou v souladu s nedávnými nálezy jiných přístrojů NASA na palubě Chandrayaan-1, objevené molekuly vody v polárních oblastech Měsíce nejsou v souladu s přítomností tlustých ložisek téměř čistého vodního ledu v okruhu několika metrů od povrchu Měsíce, ale nevylučuje přítomnost malých (<∼10 cm (3,9 palce)), diskrétních kusů ledu smíchaných s regolitem. Další analýza s M 3 publikovaná v roce 2018 poskytla přímější důkazy o vodním ledu v blízkosti povrchu do 20 ° zeměpisné šířky obou pólů. Kromě pozorování odraženého světla z povrchu vědci použili absorpční schopnosti blízkého infračerveného záření M 3 v trvale zastíněných oblastech polárních oblastí, aby našli absorpční spektra konzistentní s ledem. V oblasti severního pólu je vodní led roztroušen po částech, zatímco je koncentrovanější v jediném těle kolem jižního pólu. Protože tyto polární oblasti nezaznamenávají vysoké teploty (větší než 373 Kelvinů), předpokládalo se, že póly fungují jako studené pasti, kde se na Měsíci shromažďuje odpařená voda.

V březnu 2010 bylo oznámeno, že Mini-SAR na palubě Chandrayaan-1 objevil poblíž severního pólu Měsíce více než 40 trvale zatemněných kráterů, u nichž se předpokládá, že obsahují odhadem 600 milionů metrických tun vodního ledu. Vysoká CPR radaru není jedinečnou diagnostikou drsnosti ani ledu; vědecký tým musí vzít v úvahu prostředí výskytů signálu s vysokou CPR, aby interpretoval jeho příčinu. Led musí být relativně čistý a alespoň pár metrů tlustý, aby měl tento podpis. Odhadované množství potenciálně přítomného vodního ledu je srovnatelné s množstvím odhadovaným z předchozí mise neutronových dat Lunar Prospector .

Lunární průzkumný orbiter | Satelit pro pozorování a snímání lunárního kráteru
Video generované ze snímků NASA Lunar Reconnaissance Orbiter zobrazujících oblasti trvalého stínu. Realistické stíny se vyvíjejí několik měsíců.

9. října 2009 byl centaurský horní stupeň nosné rakety Atlas V nasměrován k dopadu na kráter Cabeus v 11:31 UTC, krátce nato kosmická loď NASA Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS), která prolétla oblakem ejecta. LCROSS detekoval významné množství hydroxylové skupiny v materiálu vyvrženém z jižního polárního kráteru nárazovým tělesem; to lze přičíst vodonosným materiálům-co se zdá být „blízko čistého krystalického vodního ledu“ smíchaného v regolitu. Ve skutečnosti byla detekována chemická skupina hydroxyl (  · OH), u které se předpokládá, že pochází z vody, ale může jít také o hydráty , což jsou anorganické soli obsahující chemicky vázané molekuly vody. Povaha, koncentrace a distribuce tohoto materiálu vyžaduje další analýzu; hlavní vědecký pracovník mise Anthony Colaprete uvedl, že ejekta zřejmě zahrnuje řadu jemnozrnných částic téměř čistého krystalického vodního ledu. Pozdější definitivní analýza zjistila, že koncentrace vody je „5,6 ± 2,9% hmotnostních“.

Přístroj Mini-RF na palubě Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) pozoroval oblak úlomků z dopadu orbiteru LCROSS a dospělo se k závěru, že vodní led musí být ve formě malých (<~ 10 cm), diskrétních kousky ledu rozmístěné v regolitu nebo jako tenký povlak na ledových zrnech. To spolu s monostatickými radarovými pozorováními naznačuje, že vodní led přítomný v trvale zastíněných oblastech měsíčních polárních kráterů pravděpodobně nebude přítomen ve formě silných, čistých ledových usazenin.

Data získaná přístrojem LUNAR Exploration Neutron Detector (LEND) na palubě LRO ukazují několik oblastí, kde je potlačen tok epithermálního neutronu z povrchu, což svědčí o zvýšeném obsahu vodíku. Další analýza dat LEND naznačuje, že obsah vody v polárních oblastech není přímo určen podmínkami osvětlení povrchu, protože osvětlené a stínované oblasti neprojevují žádný významný rozdíl v odhadovaném obsahu vody. Podle pozorování pouze tímto nástrojem „trvalá nízká povrchová teplota studených pastí není nezbytnou a dostatečnou podmínkou pro zvýšení obsahu vody v regolitu“.

Zkoumání laserového výškoměru LRO kráterem Shackleton na jižním měsíčním pólu naznačuje, že až 22% povrchu tohoto kráteru je pokryto ledem.

Roztavte inkluze ve vzorcích Apolla 17

V květnu 2011 Erik Hauri a kol. hlášeno 615-1410 ppm vody v inkluzích taveniny v lunárním vzorku 74220, slavné vysoce titanové „oranžové skleněné půdě“ sopečného původu shromážděné během mise Apollo 17 v roce 1972. Inkluze byly vytvořeny během explozivních erupcí na Měsíci přibližně 3,7 miliardy let před.

Tato koncentrace je srovnatelná s magmatem v horním plášti Země . Toto oznámení má značný selenologický zájem a poskytuje potenciálním lunárním kolonistům jen malé pohodlí. Vzorek vznikl mnoho kilometrů pod povrchem a inkluze jsou tak obtížně přístupné, že trvalo 39 let, než je detekovaly pomocí nejmodernějšího iontového mikrosonda.

Stratosférická observatoř pro infračervenou astronomii

V říjnu 2020 astronomové hlásili detekci molekulární vody na sluncem zalitém povrchu Měsíce několika nezávislými vědeckými týmy, včetně Stratosférické observatoře pro infračervenou astronomii (SOFIA). Odhadovaná četnost je asi 100 až 400 ppm, s distribucí v malém rozsahu zeměpisných šířek, pravděpodobně výsledkem místní geologie a nikoli globálního jevu. Bylo navrženo, aby byla detekovaná voda uložena ve sklenicích nebo v dutinách mezi zrny chráněnými před drsným měsíčním prostředím, což umožní vodě zůstat na měsíčním povrchu. Pomocí dat z Lunar Reconnaissance Orbiter bylo ukázáno, že kromě velkých, trvale zastíněných oblastí v polárních oblastech Měsíce existuje mnoho nezmapovaných studených pastí, které podstatně rozšiřují oblasti, kde se může hromadit led. Bylo zjištěno, že přibližně 10–20% trvalé oblasti studené pasti na vodu je obsaženo v „mikro studených pastech“ nacházejících se ve stínech na stupnicích od 1 km do 1 cm, na celkové ploše ~ 40 000 km2, asi 60% která je na jihu, a většina studených pastí na vodní led se nachází v zeměpisných šířkách> 80 ° kvůli stálým stínům.

26. října 2020: V článku publikovaném v Nature Astronomy tým vědců použil SOFIA, infračervený teleskop namontovaný uvnitř 747 jumbo jet, k pozorování, která ukázala jednoznačný důkaz vody v částech Měsíce, kde svítí slunce. "Tento objev ukazuje, že voda může být distribuována po měsíčním povrchu a neomezuje se pouze na chladná stinná místa poblíž měsíčních pólů," řekl Paul Hertz, ředitel astrofyzikální divize NASA.

Možný koloběh vody

Výroba

Měsíční voda má dva potenciální zdroje: vodonosné komety (a další tělesa) zasahující Měsíc a produkci in situ . Předpokládá se, že k tomu druhému může dojít, když se vodíkové ionty ( protony ) ve slunečním větru chemicky spojí s atomy kyslíku přítomnými v lunárních minerálech ( oxidy , křemičitany atd.) Za vzniku malého množství vody zachycené v krystalu minerálů mříže nebo jako hydroxylové skupiny, potenciální prekurzory vody. (Tato minerálně vázaná voda nebo minerální povrch nesmí být zaměňována s vodním ledem.)

Tyto hydroxylové povrchových skupin (X-OH), vzniklé reakcí protonů (H + ), s kyslíkovými atomy, které jsou přístupné na povrchu oxidu (X = O) mohou být dále převedeny na molekuly vody (H 2 O) se adsorbuje na povrchu oxidu minerální je. Hmotnostní bilanci chemického přeskupení předpokládaného na povrchu oxidu lze schematicky zapsat takto:

2 X – OH → X = O + X + H 2 O

nebo,

2 X – OH → X – O – X + H 2 O


kde „X“ představuje povrch oxidu.

Vytvoření jedné molekuly vody vyžaduje přítomnost dvou sousedících hydroxylových skupin nebo kaskádu postupných reakcí jednoho atomu kyslíku se dvěma protony. To by mohlo představovat omezující faktor a snižuje pravděpodobnost produkce vody, pokud je hustota protonů na jednotku povrchu příliš nízká.

Odchyt

Sluneční záření by za normálních okolností odstranilo veškerou volnou vodu nebo vodní led z měsíčního povrchu a rozdělilo by ho na své základní prvky, vodík a kyslík , které by poté unikly do vesmíru. Vzhledem k jedinému velmi malému axiálnímu náklonu osy rotace Měsíce k ekliptické rovině (1,5 °) však některé hluboké krátery poblíž pólů nikdy nedostávají žádné sluneční světlo a jsou trvale zastíněny (viz například kráter Shackleton a Whipple kráter ). Teplota v těchto oblastech nikdy nestoupne nad asi 100  K (asi -170 ° Celsia) a jakákoli voda, která nakonec skončila v těchto kráterech, by mohla zůstat zmrzlá a stabilní po extrémně dlouhou dobu - možná miliardy let, v závislosti na stabilitě orientace osy Měsíce.

I když mohou být nánosy ledu silné, jsou s největší pravděpodobností smíchány s regolitem, případně ve vrstvené formaci.

Doprava

Přestože volná voda nemůže v osvětlených oblastech Měsíce přetrvávat, jakákoli taková voda, která tam vzniká působením slunečního větru na měsíční minerály, by mohla během procesu odpařování a kondenzace migrovat do trvale chladných polárních oblastí a akumulovat se tam jako led, možná kromě jakéhokoli ledu způsobeného dopady komety.

Hypotetický mechanismus transportu / zachycování vody (pokud existuje) zůstává neznámý: měsíční povrchy přímo vystavené slunečnímu větru, kde dochází k produkci vody, jsou příliš horké, aby umožnily zachycení kondenzací vody (a sluneční záření také nepřetržitě rozkládá vodu), zatímco ne ( nebo mnohem méně) se očekává produkce vody v chladných oblastech, které nejsou přímo vystaveny slunci. Vzhledem k očekávané krátké životnosti molekul vody v osvětlených oblastech by krátká transportní vzdálenost v zásadě zvýšila pravděpodobnost zachycení. Jinými slovy, molekuly vody produkované blízko studeného, ​​tmavého polárního kráteru by měly mít nejvyšší pravděpodobnost přežití a uvěznění.

Do jaké míry a v jakém prostorovém měřítku by mohla hrát roli také přímá výměna protonů (protolýza) a povrchová difúze protonů, která se přímo vyskytuje na holém povrchu oxyhydroxidových minerálů vystavených vesmírnému vakuu (viz povrchová difúze a samoionizace vody ). mechanismus přenosu vody směrem k nejchladnějšímu bodu je v současné době neznámý a zůstává jen dohadem.

Kapalná voda

Teplota a tlak vnitřku Měsíce rostou s hloubkou

Před 4–3,5 miliardami let mohl mít Měsíc na svém povrchu dostatečnou atmosféru a kapalnou vodu. Teplé a tlakové oblasti ve vnitřku Měsíce mohou stále obsahovat kapalnou vodu.

Využití

Přítomnost velkého množství vody na Měsíci by byla důležitým faktorem pro zajištění nákladové efektivity lunárního osídlení, protože transport vody (nebo vodíku a kyslíku) ze Země by byl neúměrně drahý. Pokud budoucí vyšetřování zjistí, že tato množství jsou obzvláště velká, mohl by být těžen vodní led, který by poskytoval kapalnou vodu pro pití a rozmnožování rostlin, a voda by se také mohla rozdělit na vodík a kyslík pomocí elektráren vybavených solárními panely nebo jaderného generátoru, poskytující prodyšný kyslík i součásti raketového paliva. Vodíková složka vodního ledu by mohla být také použita k odtažení oxidů v měsíční půdě a získání ještě více kyslíku.

Analýza lunárního ledu by také poskytla vědecké informace o historii dopadu Měsíce a množství komet a asteroidů v rané vnitřní sluneční soustavě .

Vlastnictví

Hypotetický objev použitelných množství vody na Měsíci může vyvolat právní otázky o tom, komu voda patří a kdo má právo ji využívat. Smlouva OSN o vesmíru nezabraňuje využívání měsíčních zdrojů, ale brání přivlastňování Měsíce jednotlivými národy a je obecně interpretována tak, že brání zemím v nárokování vlastnictví lunárních zdrojů. Většina právních expertů se však shoduje na tom, že konečný test otázky vyvstane na základě precedentů národní nebo soukromé činnosti. Některé společnosti s významnými finančními prostředky, jako je Shackleton Energy Company , prohlásily vlastnictví jakýchkoli zdrojů (a méně kontroverzních objevů), které generují, nebo financují z Měsíce nebo asteroidů svým vlastním úsilím, rizikem a investováním. Smlouva Moon výslovně stanoví, že využívání lunárních zdrojů má být řízen „mezinárodního režimu“, ale že smlouva byla podepsána jen několika málo zemí, a především těch bez nezávislými možnostmi spaceflight.

Lucembursko a USA poskytly svým občanům právo těžit a vlastnit vesmírné zdroje, včetně zdrojů Měsíce. Americká exekutiva, jako v posledním roce Trumpova prezidentství, se výslovně staví proti Měsíční smlouvě.

Hold

Dne 13. listopadu 2009 byl objev vody na Měsíci oslaven pomocí Google Doodle .

Viz také

Mise mapující měsíční vodu

Reference

externí odkazy