［本站讯］ 近日，空间科学与技术学院史全岐教授团队联合中国科学院国家空间科学中心、北京大学、北京航空航天大学、西藏大学等研究团队，在地球风与月球相互作用这一交叉研究领域取得新进展。相关研究成果以“Influence of the Earthward and Tailward Ion Flows on the Lunar Surface Water in the Magnetotail”为题，在线发表于JGR-Planets。山东大学副研究员王慧姿为论文第一作者，史全岐教授、张江担任共同通讯作者，校内合作者还包括空间科学与技术学院教授郭瑞龙、陈耀，副教授田安民、助理研究员陈剑等。

地球周围存在一个被称为磁层的磁保护伞。从地球高层大气逃逸并进入磁层的氧、氮、氢等粒子，与通过各种途径进入磁层的部分太阳风粒子，共同构成了能够抵达月球的粒子流，即“地球风”。团队此前的研究表明，除太阳风外，地球风也是月球水的重要来源。通常认为，当月球进入磁层时，地球风会轰击月球正面（近侧，nearside），进而在月表生成水等物质。然而，磁尾中发生磁重联等过程时，会产生分别朝向地球和远离地球运动的高速等离子体流——地向流与尾向流。其中，地向流轰击月球背面，尾向流则轰击月球正面，这两种粒子流分别会对月球表面水的分布产生怎样的影响？带着这一问题，团队基于十余年的ARTEMIS卫星观测数据，统计了月球正面的尾向流事件与背面的地向流事件的发生情况、持续时间及通量，并通过蒙特卡罗模拟，研究了二者所产生的月球表面水的分布特征，以及这些水在月表、外逸层的迁移过程和在极区的沉积规律。

图1 ARTEMIS-P1卫星在磁尾观测到的地向流事件（a-g）和尾向流事件（h-n）。

图2 地向流轰击月表产生水分子的模拟结果。（a-d）1个月内不同时间月面温度，（e-f）月面水分子分布，（i-l）月面水分子密度。

图3 尾向流轰击月表产生水分子的模拟结果。（a-d）1个月内不同时间月面温度，（e-f）月面水分子分布，（i-l）月面水分子密度。

本研究采用Vx＞30 km/s和Vx＜-30 km/s的阈值识别地向流与尾向流事件（如图1所示），统计结果表明地向流轰击月表的持续时间更长。将ARTEMIS对地向流和尾向流的统计数据输入蒙特卡罗水分子迁移模型，模拟二者产生的月表水分布，以及其在月表与外逸层间的迁移过程和在极区的沉积情况。模拟结果显示：当月球处于地球磁尾内时，月球背面因处于夜间而表面温度极低，地向流产生的水分子无法迁移至外逸层，从而滞留于月球背面；而此时月球正面处于日间，表面温度较高，尾向流产生的水分子在月表与外逸层之间迁移，导致水分子被输运至晨昏线附近（图2f-j、图3f-j）。四个月的模拟结果表明，地向流产生并滞留于月表的水分子总量比尾向流高出约28%。初始阶段，由于月球位于磁尾内时正面温度较高，尾向流产生的水分子迁移更为活跃，其沉积在月球极区的水分子总量高于地向流；但经过四个月的时间，随着地向流在月球背面累积的水分子逐渐增多，它对极区沉积的贡献也随之提升。

科学家发现，月球可能完整记录着地球大气和磁场数十亿年的演变史（Ozima et al., 2005, 2008, Wei et al., 2020）。这得益于一个奇妙的“传送带”机制，地球磁场形成一个巨大的保护罩（磁层），其末端像一条长长的“尾巴”伸向太空。月球每月都会穿过这条“尾巴”，此时，从地球大气中逃逸出来的粒子（如氮、氧），就会沿着这条天然通道，精准地“降落”在月球正面和背面，并沉积在月壤中；而地球磁场形成前，逃逸的地球大气粒子仅能轰击并注入月球正面。因此，月球背面的土壤，就像一本从未间断的地球历史日记，记录了地球磁场与大气协同演化的历史。我们分析它（如通过嫦娥六号样品），有望帮助我们还原地球磁场与大气的演化历程。未来，嫦娥七号将直接探测这条“传送带”的运作，并寻找月球上可能由地球输送或其它来源形成的水冰资源。这不仅能揭示地球往事，更能为未来月球基地寻找潜在的水源。

本研究得到了国家自然科学基金、山东省自然科学基金和中国科学院太阳活动与空间天气全国重点实验室专项基金资助项目支持。