0 引言

根据天文观测，尘埃普遍存在于太阳系及整个宇宙中，例如恒星际空间尘埃、星周介质、行星际尘埃、彗发、环行星尘埃和羽流喷泉尘埃等。空间尘埃是尺寸在纳米到毫米量级的空间颗粒。目前国际上的尘埃探测主要集中在月球尘埃、行星际/行星尘埃、彗星尘埃、小行星尘埃以及某些行星卫星的羽流喷泉尘埃(例如土卫二和木卫二)等^[1]。

迄今为止，月球是人类除地球之外了解最多的天体。众所周知，月球表面有一层几米到几十米厚度不等的风化层，它是月球形成至今40多亿年的空间风化作用产生的^[2]。目前，依据月球样品颗粒尺度不同，将月球风化层中团块直径大于等于1 cm的称为月岩，颗粒直径小于1 cm的称为月壤，颗粒直径小于20 μm的称为月尘^[3-13]。

月尘记录了陨石、微流星的撞击历史，也指示了太阳风作用过程以及挥发成分的保存和逃逸，深入了解月尘的基本性质对研究月球表面物质和月球大气演化具有重要科学价值^[14-20]；同时，月尘是月面环境中非常重要的空间环境因素，它会对航天器、探测载荷以及宇航员造成严重危害^[21-23]，与航天探测科学目标的实现乃至整个探测任务的成败密切相关。综上所述，在月表就位探测月尘特性具有重要的科学和工程意义。

中国的月球探测工程分为3个阶段：第一阶段主要是环月探测；第二阶段主要是月面软着陆探测和月面巡视勘察；第三阶段主要是月面巡视勘察与采样返回。这3个阶段已顺利实施，目前正在规划和论证的月球探测任务包括载人登月探测以及建设月球基地^[24]。

在探月第二阶段的嫦娥三号着陆器工程参数测量分系统中配置了月尘测量仪，其主要功能是测量着陆器着陆月表时飞溅的月尘量和月表长期月尘累积特性，监测月尘累积质量的变化，如图 1所示。月尘测量仪的传感器由黏性石英晶体微量天平(sticking quartz crystal microbalance，SQCM)、太阳能电池(solar cell probe，SCP)组成，完成对月面月尘累积量的直接和间接测量。

图 1 嫦娥三号月尘测量仪安装位置图 Fig. 1 Location of lunar dust detector on Chang'e 3 lander

图选项

根据着陆月球后SQCM在每个月球日的月尘累积量，获得了不同月球日的相对月尘累积增加量。SQCM开机工作后12个月球日测量得到的月尘总累积面密度为6.5 μg/cm²，可推算雨海地区由自然因素引起的年度月尘累积量约为21.4 μg/cm^2[25]。SCP开机工作后的月尘累积量为0.157 5 mg/cm²，这是因为SCP是着陆器着陆后开机工作的，在开机之前被着陆器着陆激起的月尘已累积在SCP探头上。第一个月球日结束后SCP上的月尘总累积量为0.832 9 mg/cm²，对应SCP输出变化量为17%。除此之外，还发现第一个月球日对应的不同时段月尘累积增量不断波动，推测是由于月球车在第一个月球日运动过程中车轮激起的月尘悬浮沉积或运动迁移到SCP探头引起的^[26]。

嫦娥三号全景相机拍摄了月球表面岩石上的尘埃沉积情况，如图 2所示。月球大气层极为稀薄，气流不会影响尘埃运动，因此岩石上的尘埃反映了月面附近的尘埃运动以及长期(可长达百万至几十亿年)沉积的结果，据此可间接推测尘埃活动的强弱。嫦娥三号着陆区的岩石是裸露的，只有岩石下部靠近地面处有少量的尘埃沉积。进一步通过全景相机不同波段(蓝、绿、红)比值分析发现，在嫦娥三号着陆区，岩石离月表高度高于28 cm左右时，光谱特征不再明显变化，表明在28 cm之上可观测到的尘埃沉积量很少，并且尘埃密度随高度增加而有规律地减少，这与尘埃静电迁移模型的估计定性相符。对比阿波罗17号着陆区岩石上的尘埃分布，可以看到在阿波罗17号着陆区岩石3 m以上高度仍然有大量尘埃。这是首次发现不同着陆区尘埃活动的巨大差异，表明月球尘埃活动不仅与月球上的地方时有关，而且区域地质特性对月球的尘埃活动具有重要影响^[27]。嫦娥三号着陆区位于年轻撞击坑(年龄为80~27 Ma)的溅射毯上^[28]。图 2中阿波罗17号着陆区的岩石可能是在一次大的月震中从旁边的斜坡上滚落下来的^[29]。通过宇宙成因核素⁸¹Kr定年及原子核径迹数定年这两种方式得到的该岩石宇宙射线暴露年龄为20 Ma左右^[30]。因此，单纯从暴露年龄来看，嫦娥三号着陆区岩石的暴露年龄更长，但是上面覆盖的尘埃却要少得多。导致二者尘埃覆盖差异的原因很可能是着陆区月尘的特性差异。根据研究，嫦娥三号着陆区的月尘成熟度较低，表明其经历的空间风化时间短，因此月壤平均粒径较大^[31]，月壤粒径与空间风化时间、航天人为活动(降落、起飞返回、月球车移动、宇航员行走)的关系也需要更多的实际观测进行验证。而阿波罗17号着陆区月壤成熟度高，空间风化时间长，月壤平均粒径较小，可能存在很多微米级及亚微米级的细小尘埃颗粒。这些细小尘埃颗粒能够迁移到较大的高度，从而覆盖了整个石头表面。需要指出的是，岩石的暴露年龄并不等同于月壤的空间风化时间。因为嫦娥三号着陆区附近的岩石主要是旁边的撞击坑溅射而暴露出来的。撞击事件发生时，早期覆盖的月壤也会抛洒到空中，然后再回落到撞击坑的周边，岩石周围月壤的风化时间与嫦娥三号着陆区地质年龄(约为25亿年)相当。而阿波罗17号任务观测的巨石是从周围斜坡上滚下来的，岩石周围月壤的风化时间与阿波罗17号的地质年龄(约为37.5亿年)相当。综上所述，这一发现表明，地质年龄比较年轻的区域尘埃活动更弱，在深空探测工程中更容易规避尘埃活动的影响。这对于月球尘埃的科学研究及登月点的选取都具有重要意义。

图 2 阿波罗17号(a)和嫦娥三号(b, c)着陆区岩石上面月尘沉积对比 Fig. 2 Comparison between lunar dust deposition on rocks at Apollo 17 (a) and Chang'e 3 (b, c) landing sites

图选项

虽然人类对月球尘埃进行了几十年的研究，也取得了一些研究成果，但是关于月尘的研究仍然需要深入。月球尘埃研究涉及的核心科学问题是：为什么大量尘埃能够漂浮到上百千米高度？是什么样的机制造成这一现象？目前在探测上对月面尘埃活动的规律缺乏充分了解，比如对尘埃地域差异性的研究仍然需要更多的观测证据，对月面附近的尘埃运动速度、通量等缺少定量测量，对月面尘埃活动的时间规律缺乏充分了解，在局部地形对尘埃活动的影响方面尚未有明确的观测证据。此外，前期所有的尘埃观测(如阿波罗计划、LADEE(lunar atmosphere and dust environment explorer)任务及嫦娥三号任务)均集中在中低纬度地区，对于高纬地区的尘埃活动没有直接的观测数据。

根据现有研究，月面附近的尘埃主要有两个来源。一是来自于微流星体撞击月面产生的溅射物，溅射扬尘的速度很高，可以运动至几十到数百千米高度。LADEE卫星观测发现，在月球赤道附近的高空中永久存在非对称分布的稀薄尘埃云，尘埃云在月球的晨侧密度较高^{[15, 17]}。作者据此推测这些尘埃云是由来自于彗星的高速尘埃粒子轰击在月球表面产生的。这些尘埃粒子的数密度为10^-3 m^-3量级，比阿波罗任务中观测到的尘埃密度低4个数量级。尘埃的另外一种迁移机制是月面带电导致的静电迁移。假设月球表面是一个平面，在向阳侧(太阳天顶角小于70°时)，月面带电主要由太阳紫外光照射月表产生的光电子引起。由于光电子的典型温度为1~2 eV，月表向阳侧正电势往往也只有几伏。根据动态喷泉模型的估计，0.1 μm半径尘埃的最大迁移高度低于10 m。由于尘埃活动最大高度与半径的平方成反比，1 μm半径尘埃活动高度约为0.1 m^[32]。在太阳天顶角接近80°的区域，光电子电流与太阳风电子电流平衡，月面电势接近0 V，几乎没有尘埃活动。在太阳高度角处于85°~95°的晨昏线附近区域，太阳风电子电流开始占主导地位，这时月面带负电。一般情况下，太阳风电子温度在10 eV左右，晨昏线附近的月面电势可达-50 V，德拜长度约为10 m。由于尘埃活动高度正比于电势的平方，0.1 μm半径尘埃的最大迁移高度可达1 km^[33]。

除此之外，多个数值模型也计算了尘埃活动高度^[34-38]。Wang等^[34]利用粒子模拟计算表明，在晨昏线附近，0.01 μm带电颗粒的最大迁移高度约为50 km。Pines等^[35]的计算表明，晨昏线附近0.5 μm半径的尘埃颗粒迁移高度约为1.5 m，远小于Stubbs等^[32]估计的颗粒悬浮高度。

在月球夜侧或者月球处于地球磁尾时，周围的等离子体环境与月球晨侧及月球处于太阳风时存在很大的差异。等离子体电子在月面充电方面具有重要作用。在光电子不占主导的情况下，影响月面电势的主要因素是等离子体电子温度以及二次电子发射率等。特别是二次电子发射率，如果大于1，月面往往带正电，如果小于1，月面带负电。在这些情况中，无论是等离子体参数还是不同区域的二次电子发射率，目前都知之甚少，得到的月表电势可以从几伏变到上千伏，且随外在等离子体参数快速变化。

由于月面带电强烈依赖于太阳入射角，月表局部地形往往对月表带电和月尘迁移产生巨大影响。典型地貌如撞击坑等会极大影响尘埃活动^[36]。此外，航天器本身的带电和遮蔽效应也会影响周围的尘埃活动^[39-40]，这些都需要深入研究。

不同理论模型得到的结果间存在较大的差异，主要原因是对尘埃运动的关键参数，如月壤的黏附力、二次电子发射率、电子反射率等缺乏有效约束。不同模型的参数选取往往具有很大的随意性，甚至不同实验测到的二次电子发射率都存在较大差异，从而导致理论计算存在很大的不确定度。

总的来说，在月球尘埃的模型建立方面，当前研究存在的问题是未能完全厘清不同粒子辐射环境下月面尘埃颗粒自身特性对其带电特征的影响，未能建立模型关键参数与颗粒微观特性之间的联系，缺失对模型关键参数的有效约束，从而限制了对月面尘埃环境特征及变化规律的认识。

根据以上分析，以下两方面是制约月球尘埃研究的关键问题：①缺乏不同经纬度、不同地方时、不同地形和太阳风条件下的月尘运动参数定量测量，导致对月尘运动规律缺乏系统性的认识；②理论模型过于简化，模型中用到的关键物理参数缺乏试验校验，模型计算结果没有经过试验和就位观测的验证。

当前我国的月球探测任务为开展月球尘埃研究提供了重要契机。中国作为新兴的空间科技大国，已循序渐进地实施了一系列月球科学探测活动。根据我国月球探测规划，现在已经完成环绕月球的遥感探测(嫦娥一号、嫦娥二号)、月表就位探测及巡视探测(嫦娥三号、嫦娥四号)，以及月球采样返回(嫦娥五号)，这为月尘的关键物理参数测定和月尘带电实验室模拟提供了可能。此外，规划的探月后续任务可能包括月球极区探测，这为研究极低太阳高度角时的月尘活动提供了重要契机。

我国在嫦娥五号着陆器的工程参数测量分系统配置了月尘带电特性测量仪。月尘带电特性测量仪安装于着陆器1.95 m高度的天顶面上，主要用于探测月昼期间距月面2 m高度月尘的带电特性。月尘带电测量仪按阻滞分析的原理设计，在两个SQCM上方加设具有荷质比筛选功能的栅网结构，通过在栅网结构上施加不同偏压对不同荷质比颗粒进行抑制，得到不同偏压下月尘的累积质量，如图 3所示。

Fq. 月尘所受电场力；G. 月尘重力；V. 仪器所加偏置电压。RPA. 阻滞式分析仪。 图 3 月尘带电特性测量仪的结构设计 Fig. 3 Structure design of the payload for measuring the charging properties of lunar dust

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利用嫦娥五号搭载的月尘带电特性测量仪获取的数据，结合实际月壤样品静电性质实验测量结果以及数值模拟结果，可分析月尘的带电属性、颗粒粒径分布、运动月尘密度、月面电场变化，探讨月表环境诸如光照、地形和温度等对月尘带电特性和运动特征的影响，加深对月面尘埃环境的认识，为后续探月任务月尘的防护清除、月尘危害及风险评估提供支持。

月球极区的太阳高度角极低，太阳光电子不再成为月面充电电流的主要来源^[41-42]。太阳风条件对月尘运动具有重要影响。此外，根据月尘的静电迁移理论，在晨昏交界处或者极低太阳高度角区域，月球尘埃活动可能非常强烈，且具有明显的地形依赖性^[43-47]。对于极区附近的尘埃活动，目前没有任何观测数据(LADEE卫星在高空探测尘埃也只是赤道附近)。如果月球后续探测任务能够对极区尘埃活动进行观测，将是首次在高纬度区域进行尘埃观测，具有重要的科学价值^[48-52]。同时，由于光照和水冰条件等，极区是月球基地建设及载人登月的候选区域之一。极区尘埃特性探测对我国后续探月工程顺利实施是必要的，也是非常重要的。

为了解决目前依然存在的关键科学问题，极区尘埃探测需要对尘埃运动三维速度、粒径、质量等关键物理参数进行系统测量。结合前期观测数据及月面电场测量，将揭示不同经纬度区域、不同太阳条件、不同太阳风条件、不同地形条件下的尘埃活动规律及其关键影响因素。

极区月尘特性探测仪的设计需要兼顾上述物理参数测量，可利用激光散射方法测量微米至毫米级月尘的粒径和速度；利用基于压电陶瓷的动量传感器测量月尘的动量，根据动量和速度可得到月尘的质量；利用石英晶体微量天平测量不同方向的月尘通量。极区月尘特性探测仪的结构如图 4所示，其技术指标和主要参数如表 1所示。

QCM. 石英晶体微量天平。 图 4 极区月尘特性探测仪结构示意图 Fig. 4 Structure design of the polar lunar dust detector

图选项

月球尘埃研究具有重要的科学和工程价值。目前对于月球尘埃运动的物理参数缺少就位定量观测。阿波罗任务中观测到的上百千米高度的月尘辉光现象仍未能得到很好的解释。我国在规划的后续探月任务中如果能够在高纬度地区首次系统定量测量月尘运动的物理参数，将会揭示不同经纬度区域、不同太阳条件、不同太阳风条件、不同地形条件下的尘埃活动规律，必将取得重要的科学发现，也将有助于解决我国后续探月、载人登月、小行星探测等工程中关于空间尘埃的诸多工程问题。