月表水冰探测与赋存形态研究进展

何成旦，李亚胜，温 智，张 霄，殷子涵

（1.兰州空间技术物理研究所 真空技术与物理重点实验室，兰州 730000；2.中国科学院西北生态环境资源研究院 冻土工程国家重点实验室，兰州 730000）

关键字：月球探测；水冰；永久阴影区；赋存形态；水来源

0 引言

水是人类赖以生存的重要物质，月球上的水资源是人类未来星际航行、月球基地建设与月球资源开发利用最重要的物质补给。月球基地建设和资源开发利用是下一步重要工作目标。研究月球表面是否有水、月球表面水赋存形态以及月球表面水的形成与演化过程是各国月球探测计划的主要科学目标之一[1-3]。此外，通过对月球水冰形态分布的探测研究可以为火星等星球的探测提供技术储备。

近十几年来，月表红外光谱、雷达以及中子探测等均证实，月球南北极是有水存在的，月球上的水可能以水冰和月壤混合物的形式存在。月球极区永久阴影区（又称冷阱）长期保持温度在25～80 K。从理论上分析，在这些极度寒冷的永久阴影区，多种地质演变及作用使得月表的水迁移至月球极区，冷凝为水冰及其混合物长期保存下来[4]。2020年，Honniball等[5]首次报道在月表非阴影区探测到了水分子的红外信号，进一步证实月表有分子水存在，而不仅仅存在于永久阴影区。

研究表明，月球两极巨大的、永久被阴影笼罩的陨石坑中存在大量的水[6-8]。然而，由于这些区域特殊的地理位置和内部环境，对其直接探测难度较大，导致采用多种手段的探测研究仍未能有效地了解其表层水冰的性质、分布与赋存状态。本文通过调研月球水冰雷达、中子谱、光谱探测、“撞月”科学实验和对月球取样样品的研究结果，探讨了月球表面水冰赋存形态和可能来源，为我国嫦娥七号探测器着陆月球南极认证水冰存在提供借鉴。

1 月球水冰探测研究进展

长期以来，月球被认为是无水星球。但人类对月球水冰的研究一直是月球探测所关注的重要科学问题和热点之一。20世纪60年代开始，科学家对月球是否存在水进行了理论研究。20世纪90年代以来，随着技术进步，月球水冰探测方法不断丰富：雷达可以用来探测水冰的圆极化比（Circular Polariza⁃tion Ratio，CPR）；中子谱可以探测氢元素质量丰度，由此推测水冰含量；光谱仪可以探测OH（羟基）和H2O成分及含量，反演水冰含量；撞击实验可以确认极区撞击坑永久阴影区水挥发分和含量；取样样品分析可以直接测量月球样品中水的含量。月球水冰的研究历程如图1所示。通过对这些方法所得结果的分析，科学家认为月球上存在水冰。

图1 月球水冰研究历程Fig.1 Research history of lunar water ice

1.1 理论预测

早在1952年，Urey[9]在“行星：它们的起源和发展”中首次提出了凝聚的挥发性物质可能存在于月球两极的原始预测。

1961年，Watson等[10-11]最早提出了月球存在水冰的设想。基于对月表夜间温度的测量结果，认为月球轨道平面与黄道面间非常小（1.54°）的夹角和两极附近起伏大的地形导致月球极区的一些低地势区域（主要为撞击坑内部）长期不能接收到太阳光的直接照射，形成永久阴影区，也称冷阱，永久阴影区的低温环境有助于水冰保存。从月表释放出来的水可能会聚集在极区永久阴影区，这些水可能主要来自于月球内部，而不是外来陨石撞击。

1979年，Arnold[12]综合考虑了永久阴影区的特性，如年龄、内部温度及面积等，挥发分的迁移规律及可能的外生及内生水源区等因素，首次对月球永久阴影区内水冰的含量进行了估计，认为这些水冰的质量含量介于1 wt%～10 wt%之间，总质量高达1010～1011t。

1.2 雷达探测

雷达的CPR可以表征月球表面的物质特性。CPR是雷达接收的同向极化总能量与反向极化总能量之比。通常，岩石行星的CPR较低，平均在0.2～0.4 dB，但是在雷达波长尺度粗糙的表面上，CPR较高。一般认为粗糙月面CPR＜1 dB。冰对射频能量是透明的，雷达波被冰中的缺陷和包裹体多次散射，导致了较高的CPR，对于水冰，CPR＞1 dB[13]。因此国际上普遍采用雷达对月球极区水冰进行探测。

1992年，Stacy等[14]利用Arecibo天文台的地基雷达探测了月球极区表面，发现不存在大面积水冰，但是在小于1 km2的区域，CPR升高，这表明，不排除月球极区永久阴影区存在水冰的可能性。2006年，Campbell等[15]利用Arecibo天文台的射电望远镜获取了月球南极高分辨率雷达反射数据，发现位于南极的沙克尔顿（Shackleton）撞击坑和其他永久阴影区内部不存在大量的纯水冰物质。但是该观测结果不能排除水冰颗粒（含量低于10 wt%）和月壤混合物的存在。

1994年，Nozette等[16]利用美国的Clementine月球探测器双基雷达首次对月球极区水冰进行了近距离探测。探测器运行到月球南极上空200 km高度，当与月球、地面接收站在一条直线上时，月球极区永久阴影区（轨道234）具有较高的CPR，而周期性太阳照射的月球表面的CPR相对较低，如图2所示。说明在南极永久阴影区有低损耗体积散射体，预示着水冰堆积物的存在。

图2 Clementine雷达探测结果曲线Fig.2 Clementine radar detection results

Spudis等[17-18]通过研究印度Chandrayaan-1的Mini-SAR在月球北极表面获得的雷达数据发现，北极显示了月球典型的后向散射特性，CPR在0.1～0.3 dB之间，新鲜陨石坑CPR＞1.0 dB。较高的CPR值可能反映了与这种特征相关的表面粗糙度。相比之下，北极一些陨石坑内部显示出较高的CPR，边缘外部则没有较高的CPR，所有这些特征都处于永久阴影区中，与美国月球探勘者号（Lunar Prospector，LP）中子数据模拟的极地冰可能存在的位置相同，认为这些陨石坑中存在水冰沉积。

Spudis等[19]研究了美国NASA月球勘测轨道器（Lunar Reconnaissance Orbiter，LRO）的Mini-RF雷达获取的月表极区数据，在月球两极永久阴影区发现了两种类型的CPR特征：（1）新鲜陨石坑，陨石坑边缘内部和外部的CPR都高；（2）异常陨石坑，仅陨石坑边缘内部表现出高CPR。异常陨石坑中高CPR表明有异常沉积物存在[20]。通过对光照、温度、中子通量、紫外线和雷达数据的分析表明，这些沉积物很可能是水冰，估计月球两极在月表下面2～3 m内可能存在数亿吨水。

Thomson等[8]利用美国LRO的Mini-RF雷达测量了月球南极Shackleton陨石坑的CPR，研究表明，陨石坑壁上的CPR呈斑片状、随深度（从陨石坑边缘到底部的距离）增加而降低。该结果与表面粗糙度效应一致，因为陨石坑壁斜坡上存在不成熟的风化层。LRO的Mini-RF测量Shackleton陨石坑获得的CPR值与使用不同含冰量硅酸盐混合物的半经验模型计算的CPR值对比如图3所示。半经验模型计算采用的是冰含量分别为0.5 wt%、1.0 wt%、2.5 wt%、5 wt%和10 wt%水冰。从图3可以看出，高CPR值仅限于陨石坑底部，虽然分布不均匀，但与模拟5 wt%～10 wt%冰含量的计算结果一致，是月表下1 m范围内月壤中存在5 wt%～10 wt%的水冰造成的。

图3 Shackleton陨石坑CPR测试数据与半经验模型计算的CPR数据对比图Fig.3 Comparison of CPR data obtained from measurement of LRO Mini-RF Shackleton craterwith CPR values calculated using a semi-empirical model of an ice-silicate mixture

1.3 中子谱仪探测

通过测量中子通量谱，可以对富含氢的化学物质进行鉴定并表征其空间分布，判断月球表面或者地下是否有水冰存在。中子通量谱探测成为测量行星表面物质成分的常用技术。

在月球100 km高度轨道上不同含水量的亚铁斜长石月壤中子通量谱模拟结果如图4所示[21]。图中反映出三种能区的中子通量密度都会随含水（氢）量变化而变化，超热中子和快中子通量密度随含水量增加变化最为明显和清晰。

图4 亚铁斜长石月壤中对应不同含水量的中子通量谱模拟曲线Fig.4 Simulation diagram of neutron flux spectrum corresponding to different water content in ferrous plagioclase lunar soil

1998年，Feldman等[21-23]首次利用美国LP探测器中子谱仪对月球极区永久阴影区的氢元素含量进行了直接测量，如图5所示。对超热中子数的分析发现，永久阴影区表现出明显的氢元素丰度异常。研究者认为，水的存在形式为纯水冰，与月壤混合共存，冰层分布在40 cm厚的干风化层下，在两极的总有效表面积约为1 850 km2，极区水冰储量大约为3×109t。

图5 根据LP中子谱仪数据分析得到的月球氢含量分布Fig.5 Lunar hydrogen content distribution obtained from LP neutron spectrometer data analysis

Lawrence[24]总结了LP超热中子数据，发现最大氢浓度出现在永久阴影区，如图6所示。永久阴影区温度远低于100K，这是数十亿年来稳定水冰所需的温度。根据超热中子数据对南极附近永久阴影区底部月壤含水量进行了估计，氢元素含量为1.7× 10-3±0.9×10-3，这意味着水含量为1.5 wt%±0.8 wt%。

图7 月球两极永久阴影区、高含氢区和异常CPR陨石坑的位置和分布Fig.7 Location and distribution of permanent shadow area，high H-bearing area and abnormal CPR crater at lunar poles

Elphic等[25]利用基于pixon图像重建算法绘制了月球南极当量水的氢浓度图，该图与轨道中子测量数据一致：一些永久阴影区的水含量大于0.5 wt%，表明表土颗粒中存在水冰。永久阴影区中氢的分布不均匀，意味着该区域中某些地方水含量较高。例如，在Shackleton陨石坑中，坑底面积的10%含有20 wt%的水，其他区域水含量为0.25 wt%。

1.4 光谱仪探测

自然界中任何物质都具有其自身的电磁辐射规律。人们利用物质的特定组成结构产生具有特殊光学性质的光谱，用于物质鉴别和确认。光谱仪被广泛用于月球水冰探测中。2009年，美国NASA的深度撞击探测器（Deep Impact Spacecraft）在执行EPOXI扩展任务时对月球进行了两次红外光谱观测[26]。通过数据分析，月表OH/H2O（羟基/水）的分布随温度、纬度和时间而变化。

LRO的Diviner月球辐射计测得了月球极区表面温度图[27]，如图8（a）和（b）所示。（a）是白天辐射热亮度温度；（b）是夜间辐射热亮度温度；（c）是用模型计算的Cabeus陨石坑地表年平均温度和LCROSS撞击位置；（d）是用模型计算的水冰以低于每十亿年1 kg·m-2的升华速率迁移到的深度。图中白色区域是月表冷阱留存水冰的位置，彩色区域显示了月球冰层-永久冻土的边界，灰色区域覆盖了地下温度过高导致月表下1 m范围内不可能留存水冰的位置。该图揭示了月球南极广泛的地表和近地表低温区的存在，这些低温区超出了持续阴影的边界。Cabeus陨石坑的地表温度为38 K。月球极地的大部分区域都非常冷，足以将水冰和一些易挥发物质困住。

图8 月球南极地区实测和模型计算的地表和地下温度图Fig.8 Maps of measured and model-calculated surface and subsurface temperature in the lunar south polar region

Hayne等[28]利用LRO的Diviner月球辐射计和LAMP（Lyman Alpha Mapping Project）紫外反射率光谱仪验证了月球永久阴影区内存在裸露的水冰。根据LAMP紫外光谱，在年最高温度Tmax＞110 K（H2O升华温度）的位置上，没有找到存在水冰的证据；在常年低于110 K的位置，光谱发生了强烈变化，这与表面上存在水冰的紫外光谱一致。如果水冰与干风化层紧密混合，Tmax<110 K的冷阱内的水冰浓度为0.1 wt%～2.0 wt%；如Fisher等[29]和Gladstone等[30-31]所述，如果纯水冰暴露在外，在250 m的测量范围内最多可覆盖约10%的表面积。暴露水冰的分布高度不均匀，一部分小于110 K的冷阱中几乎没有明显的水冰，而另外一部分同样温度的冷阱中有大量的水冰。随着温度从110 K降至65 K，H2O含量明显增加。然而，不能排除较冷的冰沉积物主要是二氧化碳冰的可能性。

Pieters等[32]利用印度Chandrayaan-1月球矿物学绘图仪（Moon Mineralogy Mapper，M3）研究发现，月球表面曾发生过水化过程，出现原生水合矿物相；M3数据与中子谱仪氢丰度数据显示，月球上OH和H2O的形成和保留是持续的过程。M3对H2O或OH的探测具有明显的表面相关性（即H2O或OH在月球表面上部几毫米的土壤中），这可能是太阳风与月壤相互作用产生水的有力证据。Li等[33-34]根据M3的近红外反射数据绘制了第一张月球表面水的全球定量图，并对其进行了研究。结果表明，OH的质量丰度随着纬度的增加而增加，丰度为5×10-4～7.5×10-4。水含量也随空间风化程度增加而增加。有些地方观察到异常高的含水量，表明月球内部有岩浆源。地表水含量在一个月内变化约为0.05 wt%，表土上层可能含有约1.2×108t水。

2020 年，Honniball等[5，35]报道了首次使用 NASA平流层红外天文台（Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy，SOFIA）微弱物体红外相机对月球高纬度地区Clavius陨石坑进行6µm波长红外观测。结果显示，Clavius及其周围区域有一个6µm的强发射带，H2O在6µm波长处表现出基本振动，即H-O-H弯曲，该弯曲只能由H2O产生，在其他含OH化合物中不存在[36]，证明了月球表面有水分子存在，如图9所示。据估计，Clavius陨石坑的水含量约为0.014 wt%～0.064 wt%，平均水含量约为0.04 wt%。

图9 具有最大（红色）和最小水含量的Clavius区域的红外发射光谱曲线Fig.9 Infrared emission spectrum of Clavius region with maximum（red）and minimum H2O abundance

1.5 撞击试验

2009年，“牧羊人”飞船携带近红外（NIR）和紫外/可见（UV/VIS）光谱仪观测到传感卫星（LCROSS）撞击月球南极Cabeus陨石坑内永久阴影区喷出的碎片、灰尘和蒸气，水蒸气和冰的近红外吸收谱及OH的紫外辐射谱证实碎片中存在水。探测仪器视场内水冰的最大含量为155 kg±12 kg，撞击现场风化层中的水冰浓度估计为5.6 wt%±2.9 wt%。除水外，还观察到其他挥发性化合物的光谱带，包括：轻烃、含硫物质和二氧化碳[37-38]。LCROSS撞击前，印度Chandrayaan-1和美国LRO上的微型合成孔径雷达获得的撞击点的图像表明，Cabeus陨石坑中CPR值大于1 dB，说明在月表下几米范围内不存在纯净水冰的厚沉积物，LCROSS撞击后观测到的水是离散冰块与月壤混合的形式，或者是在岩石颗粒表面形成一层薄冰层。LCROSS撞击溅射物的光谱探测结果如图10所示[39-42]。

图10 LCROSS撞击溅射物的光谱探测结果Fig.10 Spectrum detection results of LCROSS impact sputter

1.6 取样样品分析

1976年，前苏联Luna 24号探测器在月球Mare Crisium南部从风化层2 m深处钻取了约170 g月壤。Crotts[43]报道了Akhmanova等采用红外吸收光谱（波长约为3µm）研究发现，取样样品含有约0.1 wt%的水。由于测量过程未使用无水手套箱，无法确定样品中的水是否为吸收的空气中的水分，同时，探测器着陆时推进剂燃烧产生的100 kg水蒸气也有可能污染样品，因此，科学家们对该研究结果长期存在争议。

羲之既去官，与东土人士尽山水之游，弋钓为娱。又与道士许迈共修服食，采药石不远千里，遍游东中诸郡，穷诸名山，泛沧海，叹曰：“我卒当以乐死。”[9](《王羲之传》，P2101)

科学家[44-48]使用傅立叶变换红外光谱法、拉曼光谱、飞行时间二次离子质谱（TOF-SIMS）、场发射扫描电子显微镜（FE-SEM）和电子探针微量分析（EPMA）等方法，对阿波罗任务中获得的月球亚铁斜长岩进行了含水量测量，检测到大约0.000 6 wt%水；从月球高地地壳的斜长岩中检测到0.000 27 wt%的水，估计月球岩浆海（Magma ocean）的初始含水量约为0.032 wt%，最终残余物中的含水量可能达到1.4 wt%。Greenwood等[49]对阿波罗任务期间收集的月海玄武岩和高地磷灰石的研究发现了大量的水，表明水在月球岩浆历史的各个阶段都发挥了作用。Saal等[50-51]利用二次离子质谱法获得了月球上最原始玄武岩（月球火山玻璃）的固有挥发性物质（CO2、H2O、F、S和Cl）的含量，月壤中可能含有没有完全耗尽包括水在内的高挥发性物质。Francis等[52]采用二次离子质谱法分析了不同月球样本磷灰石中的OH，获得月球内部水含量数据。

2 月球水冰来源

月球探测结果证实了月球极区永久阴影区有水存在，但其分布不均匀。另外，月球水冰的输送过程对水冰的表面特征以及赋存状态有着重要的影响，但科学家们还不太清楚这些水冰是何时被输送到月球极区永久阴影区的。月球上水的来源可能有三种：

（1）来源于地球。月球是小天体与地球撞击产生的，月球的水来源于地球。根据这一理论，水集中在月球内部。Li等[33]对返回的月球样品进行了原位测量，认为月球存在内源性（岩浆）水。Saal等[50-51]对阿波罗15号和17号任务带回来的月球火山玻璃样品的研究表明，月球水的氢同位素与地球内部岩石所含水的氢同位素丰度比值相近，说明月球与地球水的来源相同。Francis等[52]研究表明月球有岩浆过程中保存的水，水可能在月球内部无处不在，可能早在月球形成时就存在了。Mccubbin等[48]对阿波罗15058128号样品氟磷灰石中OH的研究支持月球岩浆中存在溶解水以及月球内部至少有微量水的结论。

（2）太阳风注入月表。月球不断吸收太阳喷射的“太阳风”带电粒子流，月球表面的硅酸盐被带电粒子“轰击”注入月壤，在高能氢离子的作用下硅氧键断开并与氧结合形成OH，再通过微陨石撞击产生的热能把OH转变为水分子。Liu等[53]利用红外光谱分析了阿波罗11号、16号和17号飞船带回的月球平原和月球高地的风化层土壤颗粒样品，发现样品OH中氢原子的同位素丰度与太阳风中的相近，认为月球上的水可能与太阳风有关。Bandfield等[54]通过对Chandrayaan-1的M3反射光谱分析，发现所探测的区域存在与OH/H2O相同的显著吸收特征，表明月球表面广泛存在OH/H2O，光谱分析结果与太阳风注入氢离子在月球风化层物质中产生OH的现象一致，认为月表水是太阳风与月壤相互作用产生的。

（3）含水彗星/小行星撞击。含水彗星和小行星撞击月球，水分子被月球引力捕获。Greenwood等[49]在阿波罗任务期间收集的月海玄武岩和高地磷灰石中发现了大量的水，利用离子探针测量含水矿物磷灰石中的水和氢同位素表明，月球形成后，彗星向其输送了大量的水。Deutsch等[55]研究了陨石坑和坑中冰的年龄，认为冰是被输送到月球表面的，可能来自微流星体，也可能是太阳风与月球表土相互作用的结果。Stewart等[56]模拟彗星撞击月球产生的水气羽流以及由此产生的月球冷阱水冰沉积的结果表明，约0.1 wt%的彗星质量最终保留在月球上；按照模拟中使用的冷阱的表面积计算，撞击后冷阱中会积聚1 mm厚的冰，极地冷阱中累积的水的总质量与观测结果一致。

科学家认为，月球的储水量远超人们先前的想象，水广泛存在于月球表面以下的月壤中。

3 月球水冰赋存形态分析

在月球表面，由于超高真空、极端高低温度以及宇宙射线等因素的影响，水冰赋存有其独特性。在月球超高真空环境中，表面的水分子极易逃逸到外太空，所以月球表面几乎不存在气态形式的水分子，尤其在太阳光照射的表面，气态分子的逃逸概率更大。理论上气态水分子可能存在于月球地下封闭的裂隙空间中，或者在极区永久阴影区中，当大量固态冰或者月壤-冰混合物存在的情况下，气态水分子吸附于固态水冰或者冻结月壤的颗粒表面。

在月表气压为10-10～10-8Pa，月球极区陨石坑永久阴影区坑底平均温度为40 K的环境中，理论上可以维持冰-水-气的相变平衡，从而保证水冰永久存在的可能性。因此，月球极区永久阴影区极有可能存在固态冰，或者月壤-冰混合物。而气态水分子及液态水极有可能存在于固态水冰或者冻结月壤的颗粒表面[57]。由于极端低温，液态水可能是以束缚水（强结合水）的形式存在。在月壤深处，受月壤颗粒的束缚作用，水分子不易逃脱，加之低温约束，月壤中可能在一定程度上存在各种形式的水，主要包括：固态冰、薄膜水、结晶水、化合水或者OH形式的水。此外，受太阳风作用，可能在月壤表面存在一定数量氢离子或者OH形式的水。

Cannon等[58-60]研究了月球两极冰和溅射沉积物的地层学，认为地层中可能有较厚的、块状结构的冰沉积，由于撞击翻转、颗粒表面的冰沉积和融结（如彗星冰）的影响，冰可能不存在于连贯层中。根据阿波罗样品中观察到的月壤颗粒的复杂性以及冰在冷阱中运行的物理过程，月球冷阱环境中观察到的冰和硅酸盐可能的结构如图11所示。

图11 月球冷阱中观察到的冰和硅酸盐可能的结构Fig.11 Possible ice and silicate textural relations that may be observed in lunar cold trap environment

4 月球水冰探测展望

月球极区和水冰探测已成为航天大国竞相抢占的战略制高点[1，61]。2019年，美国公布了重返月球的Artemis计划[62]，目标是2024年实现载人登陆月球南极，2028年实现月面长期驻留。其科学研究目的是首先直接测量极地挥发物，提高对其横向和纵向分布、物理状态和化学成分的理解；对资源原位利用的研究重点是分析月球水冰的组成，寻找原位使用月球水冰以维持基地运行并补给燃料的方法。俄罗斯将月球探测列为优先发展方向之一，计划在2025年前实施Luna-25月球南极着陆、Luna-26绕月探测和Luna-27月球南极着陆巡视等任务。2019年俄罗斯公布了《月球综合探索与开发计划草案》，提出在2036-2040年建设月球基地。2015年，欧洲航天局（ESA）提出了建立国际月球村的计划；2019年又提出了以科学和开发利用为双轮驱动的探月新规划，包括2023年月球南极原位资源探测任务等。日本宇航研究开发机构（JAXA）规划了“月球探索智能着陆器”（SLIM）计划、水冰勘查等任务。印度计划在2021年发射Chandrayaan-3任务，着陆和探测月球，并与日本达成未来探月的合作意向。

中国于2016年提出国际月球科研站的设想[1]。2019年中国航天局和欧洲航天局、俄罗斯航天局达成共识，共同牵头开展国际月球科研站规划论证工作。以中国将要实施的嫦娥六号、嫦娥七号和嫦娥八号任务为基础，并与国际上已经规划的月球探测任务相结合，在2030年前建立一个基本型的国际月球科研站。该项研究的首要任务是直接认证月球水冰的存在，并确定其来源。其中嫦娥七号探测器计划着陆月球高纬度南极地区，其飞跃器携带水分子探测仪降落在预先选定的陨石坑永久阴影区，进行极区水和挥发分的原位探测[63]。载荷包括：钻取设备、挥发分分析仪器和其他辅助设备，可以钻取一定深度（如＞0.3 m）的含水样品，通过加热的方式获取水蒸汽和其他挥发分，利用质谱仪和光谱仪分析其成分和含量，判断其来源。

5 结论

月球水冰探测和利用是当前月球探测的热点，月球水冰分布和来源是亟待解决的科学问题。通过调研月球水冰探测与研究进展，得到如下结论：

科学家理论预测认为月球极区存在水冰；雷达探测月球极区永久阴影区沉积物的CPR值，表明有OH存在；通过中子谱仪探测月球极区永久阴影区氢元素丰度，科学家推测有水冰存在；采用光谱仪探测，确认了月表OH和H2O的成分与含量；通过撞击试验探测，认为月球极区永久阴影区挥发分中含有水冰；对月球取样样品的定量分析证实含有微量水。目前，人们普遍认为月球存在水。

月球水冰可能来源于地球、太阳风注入月表和含水彗星/小行星的撞击；其赋存形态包括固态冰、薄膜水、结晶水、化合水和月壤中以氢离子和OH形式存在的水。

未来月球探测任务中，着陆月球极区永久阴影区，进行原位取样，通过质谱仪分析挥发分及含量是直接认证月球水冰存在的最有效方式。