Wie konnte das Vorhandensein von 3He auf der Mondoberfläche nachgewiesen werden?

Die NASA [1] gibt an, dass Helium-3 indirekt durch die Messung des Vorhandenseins von Titandioxid und Bodeneigenschaften ("Reife") bewertet werden kann, wobei die Korrelation aus der Untersuchung von Apollo-Mondgesteinsproben abgeleitet wurde. Das Helium-3 wird durch Fernanalyse auf diese günstigen Mineral- und Bodeneigenschaften „erkannt“. Unter Verwendung von Daten zum Titangehalt und Bodeneigenschaften der Raumsonde Clementine in Kombination mit eigenen Mikrowellenmessungen der Dicke des Regoliths erstellte Chang-e 1 eine Karte der wahrscheinlichen Helium-3-Konzentrationen im Regolith [2, 3]. Obwohl die nahe und die ferne Seite insgesamt ungefähr gleiche Mengen an Helium-3 enthalten, können höhere Konzentrationen (oder zumindest günstigere Titangehalte und Bodeneigenschaften) werden in Regionen der nahen Seite gefunden, die ungefähr den großen Mondmeeren entsprechen. Die Karte von Chang-e 1, entnommen aus [3], ist unten angegeben.

Verweise

1. Lunar Helium-3 and Fusion Power , NASA-Veröffentlichung 10018 (1988), p. 26.

2. W.-Z. Fa und Y.-Q. Jin, "Globaler Bestand an Helium-3 in Mondregolithen, geschätzt durch ein Mehrkanal-Mikrowellenradiometer auf dem Mondsatelliten Chang-E 1", Chinese Svience Bulletin 55, Seiten 4005–4009 (2010). ( Link )

3. "Chang-e 1 kartiert das Helium-3-Inventar des Mondes", http://lunarnetworks.blogspot.com/2010/12/change-1-maps-moons-helium-3-inventory.html?m=1

@OscarLanzis realitätsbezogene Antwort

ist gründlich und ausgezeichnet!

Kurz gesagt, der 3He-Fluss von der Sonne ist bekannt und wie tief sich diese Partikel in die Regolith-Oberfläche einbetten werden, und die Rate der Regolith-Erwärmung, Abkühlung und Umwälzung durch Meteoriten kann modelliert werden.

Die skizzierten Methoden erkennen 3He also überhaupt nicht, sie gehen lediglich davon aus, dass es vorhanden sein muss.

Hier werde ich den "könnte" Teil der Frage ansprechen

Wie konnte das Vorhandensein von 3He auf der Mondoberfläche nachgewiesen werden?

aber ich habe keine veröffentlichten Erklärungen darüber gefunden, wie Präsenz und Konzentration festgestellt werden konnten oder wurden.

Wenn ich direkte Beweise für 3He auf dem Mond finden und versuchen wollte, es quantitativ zu messen , würde ich nach ~21 MeV Gammastrahlen suchen, die durch den thermischen Neutroneneinfang von 3He erzeugt werden.

Aus Energieniveaus von Lichtkernen; A=4 (1992) beginnend mit Reaktion Nr. 14: 3He(n, γ)4He, Qm = 20,578 und

Tabelle 4.14: Messwerte für den thermischen Neutroneneinfangquerschnitt für die 3H(n, γ) 4He-Reaktion

Wir können sehen, dass diese Reaktion, die zu einem ausgeprägten hochenergetischen Gammastrahl führt (oder zu dessen detaillierter Umkehrung), astrophysikalische Implikationen hat und für die Diagnose von Fusionsreaktoren ausgiebig untersucht wurde.

Der Einfangquerschnitt für thermische Neutronenstrahlung beträgt etwa 60 Mikrobarn ( ja ), was nicht groß, aber auch nicht verschwindend klein ist.

Wasser wurde auf dem Mond durch energetische Neutronenstreuung durch Protonen (Wasserstoff) erfolgreich (?) Erkundet, aber ich kenne den thermischen Neutronenfluss an der Mondoberfläche nicht gut genug, um die im Orbit erwartete Gammastrahlenrate abzuschätzen.

Da erwartet wird, dass die Abdeckung weit verbreitet ist, wird sie nicht stärker sein, wenn Sie sich 1 Meter über dem Mond befinden, als wenn Sie sich in einer Umlaufbahn von 100 km darüber befinden, aus dem gleichen Grund, aus dem eine Wand beim Gehen nicht heller wird in Richtung auf. (vgl. Etendue )

Nun, ein Detektor, der einen 20,6-MeV-Gammastrahl einfangen und seine Energie genau bestimmen kann, wird eine kleine Herausforderung sein. Ein großer alter NaI-Szintillator würde funktionieren, aber er müsste ziemlich groß sein, um den vollen Schauer aufzunehmen, der von einem so hochenergetischen Gammastrahl erzeugt wird. Für diese Energie könnte man sich die BGO-Szintillatordetektoren (Wismuth Germinate) mit niedrigerer Auflösung ansehen, die kleiner sind , weil Wismut und Germanium viel mehr Elektronen und eine höhere Kernladung zum Stoppen des Schauers haben, aber vielleicht genauso schwer .

Wenn der Gammastrahlenhintergrund zu hoch ist, benötigen Sie einen Gammastrahlendetektor mit viel höherer Auflösung, damit ein schwacher Peak möglicherweise schärfer hervortritt. Ein Germaniumdetektor (eine große in Sperrichtung vorgespannte Einkristall-Germaniumdiode) würde eine viel höhere Auflösung liefern, aber wiederum müsste er außerordentlich groß sein, um die meiste Zeit die gesamte Energie eines 20,6-MeV-Gammastrahls aufzunehmen.

Quelle: Energieniveaus von Lichtkernen; A=4 (1992)

Abb. 2: Die Energieniveaus von 4He sind auf einer vertikalen Skala aufgetragen, die die cm-Energie in MeV relativ zu seinem Grundzustand angibt. Horizontale Linien, die die Niveaus darstellen, sind mit den Niveauenergien und Werten des Gesamtdrehimpulses, der Parität und des Isospins (Jπ, T) gekennzeichnet. Ebenfalls gezeigt sind Schwellenenergien und typische Dünnziel-Anregungsfunktionen für einige der Reaktionen im 4He-System. Siehe Abb. 1 für weitere Details zur Notation und Tabelle 4.3 für weitere Informationen über die Ebenen, einschließlich Teil- und Gesamtbreite.