科学家是如何“赏月”的？

目前学术界基本认同：月球形成于一次大的撞击事件，被称为“经典大撞击理论”。但是，撞击事件的细节还存在大量争议，如：撞击次数、撞击角度、撞击持续时间等。尤其是需要解释为什么月球和地球在很多同位素上具有高度的相似性，即所谓“ 月球形成的同位素危机 ”。

早期学界认为：大撞击事件形成的月球含水量很低。但是2008年，通过研究月球火山玻璃，科学家发现月球内部并不像过去认为的那么“干燥”。这一颠覆性发现进一步对大撞击理论提出了挑战：到底是怎样的撞击过程，既能造成月球和地球相似的同位素组成，又能让月球保留足够 高的水和挥发分含量 呢？

月球的起源是这120年来关注度最高的问题，并且仍然将是未来月球科学最热点的问题之一。

我们抬头看月亮的时候，能够看到明暗（月海）两种花纹。简单来说，亮的部分是月球高地，以斜长岩为主；暗的部分是月海，以玄武岩为主。基于1969年阿波罗11号返回的月球样品，科学家提出了岩浆洋模型，自此拉开了月壳形成与演化研究的序幕。

高地和月海分别对应了岩浆洋演化和月海玄武岩喷发，这两个过程都与月球是如何冷却的密切相关。尽管经过了50多年研究，该领域仍然存在很多未解之谜： 岩浆洋的规模多大？持续多久？月幔翻转是否发生？规模多大？对月幔造成了怎样的影响？月球火山活动起始和结束时间？其何以持续如此之久？ 等等。

尽管在阿波罗时代科学家就已经对月球开展了遥感地质的研究，但是真正改变这一领域研究范式的是1994年发射的克莱门汀号和1998年发射的月球探勘者。对于全月的精细探测显示，月壳比过去认为的要复杂得多，而且阿波罗采样是非常局限的，并不能全面反映月表的物质组成。此后的一系列探测器，包括月船1号、月亮女神号、月球勘测轨道飞行器，以及我国的嫦娥1号和嫦娥2号，不仅帮助我们识别出新的月表物质和地质现象，而且为未来的巡视探测和采样返回任务着陆点的选取提供了关键依据。

未来我们将去往哪里？月球科研站和基地将在哪里建设？要更好地回答这些问题，都需要我们进一步深刻认识月球物质类型及其分布。

由于月球极区永久阴影区无法被太阳光照到，温度极低，因此科学家很早就猜测那里可能存在水冰。1994年克莱门汀号双基雷达实验发现月球极区可能存在水冰。2010年月球陨坑观测与传感卫星（LCROSS）撞月实验证实月球极区存在水冰。

今天的世界各航天强国都计划对月球南极开展水冰探测。 月球极区水冰如何分布？来源于哪里？储量有多少？ 这不仅是重要的科学问题，也关乎到未来月面长期驻留的水资源提取和利用。

毫无疑问，未来的月球探测中，水冰探测仍将是最重要的方向。

月球是研究内太阳系撞击历史的天然实验室。它表面布满了撞击坑，记录了其形成以来所遭受的小行星撞击历史。不像地球上的撞击坑都被后期地质过程所掩盖，月球几乎保留了完整的撞击记录， 那么，月球具有怎样的撞击历史呢？是否在39亿年前发生过一次大撞击事件呢？ 此外，由于小行星撞击的强度和频率随时间总体上是降低的，因此撞击坑分布密度可用于测定月壳不同地质单元的年龄，但是，月球的撞击历史阿波罗样品主要采集自30-40亿年的地体，因此难以准确测定30亿年以来的年轻地质体，因此，如何通过撞击坑获取更加精确的月球表面年龄也是未来需要解决的问题。

通过阿波罗样品和遥感探测，科学家对月球的表面有了基本的认识，但是这些手段都“看”不到月球的内部。阿波罗时代采集的月震数据仅对月球的宏观内部结构有了一定的约束。但其精度和准确度受到了仪器性能的限制。

深部月幔和月核的结构是什么样的？ 我们还基本一无所知。最近，通过圣杯号（GRAIL）获得重力数据，科学家计算获得了全月平均月壳厚度在34~43公里。除此以外，几十年以来，我们对于月球结构的认识基本没有进展。

未来，想要在这个问题上取得重大突破，必须在月面不同区域布设足够数量的高精度月震仪。