月の水

月の水は月に存在する水である。月の水の存在の探索は大きな注目を集め、近年のいくつかの月探査ミッションの動機となっているが、これは主に水が長期の月面居住を可能にする上で有用であるためである。^[1]

アポロ計画の土壌サンプルの分析によると、月は一般的に無水であると考えられている。表面の水蒸気は一般的に太陽光によって分解され、水素と酸素が宇宙空間に失われると理解されている。しかし、その後のロボット探査機は、特に月の永久影のクレーターで水の証拠、特に水の氷を発見し、2018年には複数の場所で水の氷が確認された。^{[2] [3] [4] [5]}この水の氷は、表面上または表面直下の氷のシートの形ではなく、小さな（約10センチメートル（3.9インチ）未満の）氷の塊がレゴリスに混ざっている可能性があり、一部の水は鉱物と化学的に結合している。^{[6] [7] [8]他の実験では、無視できるほどの}月の大気中に水分子が検出され、^[9]さらには月の太陽光が当たる表面で低濃度の水分子も検出された。^[10]

月では、水 (H ₂ O) と水酸基(-OH) は自由水として存在せず、鉱物内で水和物や水酸化物として化学的に結合しており、月面全体に低濃度で存在しています。^{[11] [12]} 吸着水は10～1000 ppmのレベルで追跡可能であると推定されています。^[13]水の存在は、衝突による地質学的時間スケールでの供給と、太陽風の水素イオンと酸素含有鉱物の相互作用によるその場での生成という2つの主な発生源に起因する可能性があります。^{[14] [15]}確認されているヒドロキシル含有物質には、ガラス、アパタイト[Ca5(PO4)3(F, Cl, OH)]、ノボグラブルノバイト [(NH4)MgCl3·6H2O] などがあります。

NASAの氷採掘実験1号（ PRIME-1ミッションで2024年後半以降に打ち上げ予定）は、南極地域に利用可能な量の氷が存在するかどうかを明らかにすることを目的としています。 ^[16]

16世紀、レオナルド・ダ・ヴィンチはレスター写本の中で、月の表面が水に覆われ、太陽の光を反射しているという仮定のもと、月の明るさを説明しようとした。彼のモデルでは、水面の波が光をさまざまな方向に反射させ、月が太陽ほど明るくない理由を説明した。^[17]

1834年から1836年にかけて、ヴィルヘルム・ベーアとヨハン・ハインリヒ・メードラーは4巻からなる『月面地図』を出版し、 1837年には『月について』という本を出版した。この本では、月の表面には水域も大気圏もないという結論が確立された。^[18]

月の極地クレーターの底に氷が存在する可能性は、1961年にカリフォルニア工科大学の研究者ケネス・ワトソン、ブルース・C・マレー、ハリソン・ブラウンによって初めて示唆されました。^[19]

地球ベースのレーダー測定は、永久影になっている領域、つまり月の氷が存在する可能性のある領域を特定するために使用されました。緯度87.5度より北極と南極の影になっている領域の総面積は、それぞれ1,030平方キロメートルと2,550平方キロメートル（400平方マイルと980平方マイル）と推定されています。 [ ^20]その後、追加の地形を網羅したコンピューターシミュレーションでは、最大14,000平方キロメートル（5,400平方マイル）の領域が永久影になっている可能性があることが示唆されました。^[21]

アポロ計画

アポロ宇宙飛行士が採取した月の岩石サンプルには微量の水が含まれていたが、これは汚染によるものと考えられており、月の表面の大部分は完全に乾燥していると一般的に考えられていた。^[22]しかし、2008年に行われた月の岩石サンプルの研究では、火山ガラスビーズに閉じ込められた水分子の証拠が明らかになった。^[23]

月の近くに水蒸気が存在するという最初の直接的な証拠は、 1971年3月7日にアポロ14号の ALSEP超熱イオン検出実験（SIDE）によって得られました。アポロ14号の着陸地点近くの月面では、機器の質量分析計によって一連の水蒸気イオンのバーストが観測されました。^[24]

ルナ24

1976年8月18日、ソ連の探査機 ルナ24号が月の海に着陸し、月の表土の深さ118、143、184cmからサンプルを採取し、地球に持ち帰った。1978年2月、ソ連の科学者M.アフマノワ、B.デメンチェフ、M.マルコフ（ベルナツキー地球化学・分析化学研究所所属）は、かなり確実に水を検出したとする論文を発表した。^{[6] [7]彼らの研究によると、1976年にソ連の探査機}ルナ24号が地球に持ち帰ったサンプルには、赤外線吸収分光法（波長約3μm（0.00012インチ））で測定したところ、質量比で約0.1%の水が含まれていた。これは閾値の約10倍の検出レベルである。^[25]ただしクロッツは、「著者らは、地球への汚染が完全に回避されたという絶対的な声明に自分たちの評判を賭けるつもりはなかった」と指摘している。^[26] これは月の表面の水分含有量の初めての直接測定となるが、この結果は他の研究者によって確認されていない。^[27]

クレメンタイン

月面に水氷が存在するという証拠は、1994年にアメリカ軍のクレメンタイン探査機から提示された。「バイスタティックレーダー実験」として知られる調査で、クレメンタインは送信機を使って月の南極の暗い領域に電波を発射した。^{[28]これらの電波の反響は、地球上の}深宇宙ネットワークの大型パラボラアンテナによって検出された。これらの反響の大きさと偏波は、岩石ではなく氷の表面と一致していたが、結果は決定的ではなく、^[29]その重要性は疑問視されてきた。^{[30] [31]}

ルナプロスペクター

1998年に打ち上げられたルナ・プロスペクター探査機は、中性子分光計を使用して、極地付近の月の表土に含まれる水素の量を測定した。 ^[32]この探査機は、水素の存在量と位置を50ppm以内の精度で測定し、月の北極と南極で水素濃度が高いことを検出した。これは、永久影のクレーターに大量の水氷が閉じ込められていることを示していると解釈されたが、^{[33]鉱物に化学的に結合した}ヒドロキシルラジカル（^• OH）の存在による可能性もある。クレメンタインおよびルナ・プロスペクターのデータに基づき、NASAの科学者は、表面に水氷が存在する場合、その総量は1～3立方キロメートル（0.24～0.72立方マイル）程度になると推定している。^{[34] [35]} 1999年7月、ルナ・プロスペクター探査機はミッションの最後に、検出可能な量の水が放出されることを期待して、月の南極近くのシューメーカークレーターに意図的に衝突しました。しかし、地上の望遠鏡による分光観測では、水のスペクトル特性は明らかにされませんでした。^[36]

カッシーニ・ホイヘンス

1999年に月を通過したカッシーニ・ホイヘンス計画^[37]によって得られた決定的なデータが得られなかったことで、月の水の存在についてのさらなる疑惑が生まれた。^[要出典]

ディープ・インパクト

2005年、ディープインパクト宇宙船による月面観測では、月面に水が存在することを示唆する決定的ではない分光データが得られました。2006年、アレシボ惑星レーダーによる観測では、以前は氷の存在を示唆するとされていたクレメンタインの極付近のレーダー反射の一部が、若いクレーターから噴出した岩石と関連している可能性があることが示されました。これが事実であれば、ルナプロスペクターの中性子の結果は、閉じ込められた水素分子や有機物など、氷以外の形態の水素が主であったことを示しています。しかし、アレシボデータの解釈では、永久影のクレーターに水氷が存在する可能性が排除されません。^[38] 2009年6月、NASAのディープインパクト宇宙船（現在はEPOXIと改名）は、別の月面フライバイでさらに確認的な結合水素測定を行いました。^[22]

かぐや

月面地図作成プログラムの一環として、2007年9月に19か月間のミッションで打ち上げられた日本の探査機「かぐや」は、月面表面のさまざまな元素の存在量を測定できる軌道からのガンマ線分光観測を実施した。 ^[39]日本の探査機「かぐや」の高解像度画像センサーは、月の南極周辺の永久影のクレーターに水氷の兆候を検出できなかったため、^[40]噴出物の噴出量を調査するために月面に衝突してミッションを終了した。^{[41] [更新が必要]}

嫦娥1号

2007年10月に打ち上げられた中華人民共和国の嫦娥1号探査機は、氷水が存在する可能性のある極地の詳細な写真を初めて撮影した。^{[42] [更新が必要]}

チャンドラヤーン1号

インドのISRO宇宙船チャンドラヤーン1号は、 2008年11月14日20時31分に月の南極にあるシャクルトンクレーターに衝突した月衝突探査機（MIP）を放出し、水氷の存在が分析された地表下の破片を放出した。25分間の降下中に、衝突探査機のチャンドラ高度組成探査機（CHACE）は、月面上の薄い大気で収集された650の質量スペクトルと反射太陽光の水酸基吸収線に水の存在の証拠を記録した。^{[43] [44]}

2009年9月25日、NASAは、M3から送られたデータにより、月面の広い範囲に水素が存在することが確認されたと発表した^。 [ ^37]ただし、濃度は低く、土壌に化学的に結合したヒドロキシル基（ · OH）の形で 存在していた。 ^{[8] [45] [46]これは、}ディープインパクトとカッシーニ探査機に搭載された分光計による以前の証拠を裏付けている。^{[22] [47] [48]}月面では、この特徴は広く分布した吸収として見られ、より冷たい高緯度といくつかの新鮮な長石クレーターで最も強く見える。太陽光に照らされたM3データと中性子分光計のH存在量データにおけるこの特徴の相関が一般的に欠如していること^は、OHとH ₂ Oの形成と保持が進行中の表面プロセスであることを示唆している。OH/H ₂ O生成プロセスは極地のコールドトラップに供給され、月のレゴリスを人間の探査のための揮発性物質の候補源にする可能性がある。^[要出典]

M3の結果はチャンドラヤーン1号に搭載された他のNASA機器による最近の発見と一致しているが^、月の極地で発見された水分子は、月の表面から数メートル以内にほぼ純粋な水氷の厚い堆積物が存在することと一致しておらず、レゴリスに混ざった小さな（<約10cm（3.9インチ））個別の氷片の存在を排除するものではない。^{[49] 2018年に発表されたM3}の追加分析では、両極から緯度20°以内の表面近くに水氷があるというより直接的な証拠が得られている。表面からの反射光を観測することに加えて、科学者たちは極地の永久影の領域でM3の近赤外線吸収能力を利用して、^氷と一致する吸収スペクトルを見つけた。北極地域では水氷は斑点状に散在しているが、南極の周りでは単一の物体に集中している。これらの極地は高温（373ケルビン以上）にならないため、月面では蒸発した水が集まる冷気トラップとして機能していると考えられていました。 ^{[50] [51]}

2010年3月、チャンドラヤーン1号に搭載されたミニSARが、月の北極付近に40以上の永久に暗くなったクレーターを発見したと報告された。これらのクレーターには、推定6億トンの水氷が含まれていると推測されている。^{[52] [53]}レーダーの高CPRは、粗さや氷のいずれかを単独で診断するものではない。科学チームは、高CPR信号の発生環境を考慮して原因を解釈する必要がある。この特徴を示すには、氷は比較的純粋で、少なくとも数メートルの厚さでなければならない。^[53]存在する可能性のある水氷の推定量は、ルナ・プロスペクターの中性子データの前回のミッションから推定された量に匹敵する。^[53]

月探査衛星 | 月面クレーター観測・探査衛星

2009年10月9日、アトラスV型ロケットのセントール上段は、協定世界時11時31分にカベウス・クレーターに衝突するように指示され、その直後にNASAの月面クレーター観測センシング衛星（LCROSS）宇宙船が噴出物の煙の中を飛行した。^[54] LCROSSは、衝突体によって南極のクレーターから巻き上げられた物質にかなりの量のヒドロキシル基を検出した。^{[55] [56]}これは、含水物質、つまりレゴリスに混ざった「ほぼ純粋な結晶状の水氷」に起因する可能性がある。^{[52] [56] [57]}実際に検出されたのは化学基ヒドロキシル（  · OH）であり、水由来であると疑われているが、^{[11]化学的に結合した水分子を含む無機塩である水}和物である可能性もある。この物質の性質、濃度、分布についてはさらなる分析が必要である。^[56]主任ミッション科学者のアンソニー・コラプリテは、噴出物にはほぼ純粋な結晶水氷の微粒子が含まれているようだと述べています。^[52]その後の最終的な分析では、水の濃度は「質量比5.6±2.9％」であることが判明しました。^[58]

月探査衛星（LRO）に搭載されたミニRF機器は、LCROSS探査機の衝突による破片の噴出を観測し、水氷はレゴリス全体に分散した小さな（約10 cm未満）個別の氷片、または氷粒の薄いコーティングの形で存在するに違いないと結論付けました。^[59]これは、モノスタティックレーダーの観測と相まって、月の極地クレーターの永久影領域に存在する水氷が、厚い純粋な氷の堆積物の形で存在する可能性は低いことを示唆しています。^{[59] [60] [61]}

LROに搭載された月探査中性子検出器（LEND）装置によって取得されたデータは、表面からの熱外中性子束が抑制されているいくつかの領域を示しており、これは水素含有量の増加を示している。 ^[62] LENDデータのさらなる分析は、極地の水分含有量は表面の照明条件によって直接決定されるわけではないことを示唆している。なぜなら、照らされた領域と影になっている領域では推定水分含有量に大きな違いは現れないからである。^[63]この装置による観測のみによると、「コールドトラップの恒久的な低表面温度は、レゴリスの水分含有量の増加に必要かつ十分な条件ではない」。^[63]

LROレーザー高度計による月の南極のシャクルトンクレーターの調査では、そのクレーターの表面の最大22％が氷で覆われていることが示唆されている。^[64]

アポロ17号のサンプルに含まれる溶融物

2011年5月、エリック・ハウリらは、^1972年のアポロ17号のミッション中に採取された火山起源の有名な高チタン「オレンジガラス土壌」である月サンプル74220の溶融包有物に615-1410 ppmの水分が含まれていることを報告しました[65] 。この包有物は、約37億年前の月の爆発的な噴火中に形成されました。^[要出典]

この濃度は地球の上部マントルのマグマの濃度に匹敵する。月相学的には非常に興味深いが、この発表は月移住希望者にとってはほとんど慰めにはならない。サンプルは地表から数キロメートル下に存在し、その含有物にアクセスするのは非常に難しいため、最先端のイオンマイクロプローブ機器で検出するのに 39 年かかった。^[要出典]

成層圏赤外線天文学観測所

2020年10月、天文学者たちは、成層圏赤外線天文台（SOFIA）を含むいくつかの独立した科学チームによって、太陽光に照らされた月の表面で分子状の水を検出したと報告した。 ^{[66] [67]}推定される存在量は約100～400 ppmで、狭い緯度範囲に分布しており、地球規模の現象ではなく、おそらく地元の地質学の結果である。検出された水は、厳しい月の環境から守られたガラスの中や粒子間の空隙に蓄えられており、そのため月面に留まることができると示唆された。^[68]ルナー・リコネッサンス・オービター のデータを使用すると、月の極地にある大きな永久影の領域の他に、多くの未マッピングのコールドトラップがあり、氷が蓄積する可能性のある領域が大幅に増加することが示された。水の永久冷気トラップ領域の約10～20％は、1kmから1cmのスケールの影の中にある「マイクロコールドトラップ」に含まれていることがわかっており、その総面積は約40,000km2で、そのうち約60％が南半球にあり、水氷のコールドトラップの大部分は永久影のために緯度80°以上で発見されています。^[69]

2020年10月26日：ネイチャー・アストロノミー誌に掲載された論文で、科学者チームは747ジャンボジェット機に搭載された赤外線望遠鏡SOFIAを使用して観測を行い、太陽が照っている月の部分に水が存在するという明白な証拠を示した。「この発見は、水が月の極付近の冷たい影の場所に限らず、月の表面全体に分布している可能性があることを明らかにしている」とNASAの天体物理学部門のディレクター、ポール・ヘルツ氏は述べた。 ^[70]

月のアイスキューブ

ルナ・アイスキューブは、NASAゴダード宇宙飛行センターが開発した赤外線イメージング分光計を使用して、月の氷の量と組成を推定するための6U（6ユニット）キューブサットです。^[71]宇宙船は2022年11月17日にアルテミス1号から正常に分離しましたが、その後すぐに通信に失敗し、 ^[72]失われたと推定されています。

プライム1

NASAによるPRIME-1と呼ばれる専用の現地実験は、2023年11月までに月の南極にあるシャクルトンクレーターの近くに着陸する予定です。このミッションでは水氷を掘削します。^{[73] [74]}

月の先駆者

2025年に月面搭載ミッションとして打ち上げられる予定の月探査衛星「ルナ・トレイルブレイザー」は、NASAの惑星探査のための小型革新ミッション（SIMPLEx）プログラムの一部である。^[75]この衛星には、さまざまな形態の水を検出して地図化する高解像度分光計と熱地図作成装置の2つの機器が搭載されている。このミッションの主な目的は、月の水の形態、存在量、場所を特徴づけること、月の揮発性物質が時間の経過とともにどのように変化し移動するかを判断すること、月の永久影の領域に存在する水の量と形態を測定すること、そして月面の反射率と温度の違いが月の水の濃度にどのように影響するかを評価することである。^[76]

嫦娥5号探査機

嫦娥5号による117個の球状ガラスビーズの測定では、0～1,909 μg/gのH20が判明した。これは月面に閉じ込められた水2.7E14 kgに相当し、月面に水を貯蔵する新しいメカニズムを示唆している。この発見は、ガラスを飲料水やロケット燃料に変換できる潜在的な資源として特定することで、将来の月面ミッションに役立つ可能性がある。^{[77] [78]}嫦娥5号の表土ノボグラブルノバイト(NH4)MgCl3·6H2Oで、もう1つの珍しいハイドロキシル含有鉱物が発見された。^[79]地球では、この鉱物は噴気孔や熱水活動の周辺で確認されている。

隕石の投入

月の水の組成はまだ完全には解明されておらず、主にリモートセンシング技術によって推測されています。月の表面は、隕石の衝突によって大きく形作られており、ヒドロキシル基を含む可能性のあるさまざまな鉱物が含まれている可能性があります。これらには、エプソマイト、ブロダイト、石膏/バッサナイト、ジャロサイトなどの含水鉱物や硫黄含有鉱物が含まれます。月の水は純粋ではない可能性があり、塩水、つまり溶解した塩やその他の揮発性物質を含む水である可能性があります。これらの塩水は、含水鉱物や潜在的に溶解する化合物を月にもたらす炭素質コンドライトやCI/CMコンドライトによって運ばれた鉱物から形成されるか、共存している可能性があります。微小隕石や惑星間塵の粒子は、H2O、CO、おそらくCO2などの追加の揮発性化合物に寄与し、1日あたり1/1m²のフラックスで月の表面に影響を与えます。^{[80]さらに、}ケレスのような大きな天体では地下に塩水が存在する可能性があり、月にも同様の氷が存在する可能性を示唆している。^[81]

観察

月面クレーター観測探査衛星（LCROSS）のデータにより、月面レゴリスには水（H2O）、水素（H2）、一酸化炭素（CO）、硫化水素（H2S）、アンモニア（NH3）、二酸化硫黄（SO2）、エチレン（C2H4）、二酸化炭素（CO2）、メタノール（CH3OH）、水銀（Hg）、メタン（CH4）など、さまざまな揮発性物質が含まれていることが確認されました。^[82]

確認された資料

確認されている水酸基含有の月物質には、ガラス、アパタイト、ノボグラブルノバイト(NH4)MgCl3·6H2Oなどがある。^[83]

月の水の起源は、地球、水を含む彗星（および他の天体）の月への衝突、および月面内での生成など、いくつか考えられます。 ^{[84] [85]後者は、}太陽風中の水素イオン（陽子）が月の鉱物（酸化物、ケイ酸塩など）に含まれる酸素原子と化学的に結合し、鉱物の結晶格子に閉じ込められた少量の水、または水酸基（潜在的な水の前駆体）として生成されたときに発生する可能性があると理論づけられています。^[86]（この鉱物結合水、または鉱物表面を水氷と混同してはいけません。）

^{陽子（H +}）と酸化物表面（X = O）にある酸素原子との反応によって形成されたヒドロキシル表面基（X-OH）は、さらに、酸化物鉱物の表面に吸着された水分子（H ₂ O）に変換される可能性があります。酸化物表面で想定される化学再配置の質量バランスは、次のように概略的に表すことができます。

2 X–OH → X=O + X + H ₂ O

または、

2 X–OH → X–O–X + H ₂ O

ここで、「X」は酸化物の表面を表します。

1 つの水分子の形成には、隣接する 2 つのヒドロキシル基、または 1 つの酸素原子と 2 つの陽子との連続反応の連鎖が必要です。これが制限要因となり、表面単位あたりの陽子密度が低すぎると水生成の可能性が低下します。^{[引用が必要]}

通常、太陽放射は月の表面から自由水や氷を剥ぎ取り、それを構成元素である水素と酸素に分解し、宇宙に逃げ出す。しかし、月の自転軸は黄道面に対してごくわずかに傾いている（1.5 °）ため、極地付近の深いクレーターには太陽光がまったく当たらず、永久に影になっている（シャクルトンクレーターやホイップルクレーターなど）。これらの地域の気温は100  K（約-170 °C）を超えることはなく、^[87]これらのクレーターにたどり着いた水は、月の軸の向きの安定性にもよるが、おそらく数十億年という極めて長期間、凍りついて安定したままである可​​能性がある。^{[23] [29]}

氷の堆積物は厚いかもしれないが、おそらく層状に形成され、レゴリスと混ざっている可能性が高い。^[88]

衝撃ガラスビーズは水を貯蔵・放出することができ、最大2,700億トンの水を貯蔵できる可能性がある。^[89]

月の明るい領域では自由水は存続できないが、太陽風の月の鉱物への作用によってそこで生成されたそのような水は、蒸発と凝縮のプロセスを経て、^{[疑わしい–議論の余地あり]}永久に寒い極地に移動し、おそらく彗星の衝突によってもたらされた氷に加えて、氷としてそこに蓄積される可能性がある。^[22]

水の移動/捕捉の仮説的メカニズム（もしあるとすれば）は未だ不明です。実際、太陽風に直接さらされて水の生成が起こる月の表面は、水の凝結による捕捉が不可能なほど高温です（また、太陽放射も継続的に水を分解します）。一方、太陽に直接さらされていない寒冷地域では水の生成は予想されていません（または、はるかに少ない）。照明が当たる領域での水分子の寿命が短いと予想されることを考えると、移動距離が短いと捕捉の可能性が原理的に高くなります。言い換えれば、冷たく暗い極地のクレーターの近くで生成された水分子は、生き残って捕捉される可能性が最も高いはずです。

宇宙の真空にさらされたオキシ水酸化鉱物の裸の表面で直接起こる直接的なプロトン交換（プロトリシス）とプロトン表面拡散（水の表面拡散と自己イオン化を参照）が、どの程度、どのような空間スケールで、最も冷たい点に向かう水の移動のメカニズムに役割を果たしているかは、現在のところ不明であり、推測の域を出ません。

月の熱条件のシミュレーションでは、日中の気温変動が月の地下でセンチメートル規模の水の移動と蓄積を引き起こす可能性があることが示されている。^[90]

LADEEのデータは、衝突による衝撃波が地表下の水の蒸発を引き起こすことを示している。^[91]

40億～35億年前、月には十分な大気と表面に液体の水があった可能性があります。^{[92] [93]月のサンプル中の水の} 同位体分析によると、月の水の一部は地球に由来しており、おそらく巨大衝突によるものであることが示唆されています。^[85]

月の内部の暖かくて圧力の高い領域には、まだ液体の水が含まれている可能性があります。^[94]月の地下の液体の水の湖には、地下水の貯留層、熱源、そして水が宇宙に失われるのを防ぐのに十分な障壁が必要です。地下の氷の層は、より深いところにある液体の水の拡散を妨げる可能性があるため、地表または地下に氷がある領域の下に地下の「湖」が存在する可能性があります。^[95]

月面に大量の水が存在することは、地球から水（または水素と酸素）を輸送するには法外な費用がかかることから、月面居住を費用対効果の高いものにする上で重要な要素となる。将来の調査で水量が特に多いことが判明した場合、氷を採掘して飲料水や植物の繁殖用の液体水を提供することができるほか、太陽光パネルを備えた発電所や原子力発電機で水を水素と酸素に分解して、呼吸可能な酸素とロケット燃料の成分を提供することもできる。氷の水素成分は、月の土壌の酸化物を抽出して、さらに多くの酸素を採取するためにも使用できる。月の氷を分析することで、月の衝突の歴史や、初期の太陽系内部の彗星や小惑星の豊富さに関する科学的情報も得られる。^[96]

月で利用可能な量の水が発見されたと仮定すると、誰がその水を所有し、誰がそれを利用する権利を持っているかという法的疑問が生じる可能性がある。国連宇宙条約は月資源の利用を禁じていないが、個々の国による月の占有を禁じており、一般的には国が月資源の所有権を主張することを禁じていると解釈されている。^{[97] [98]}しかし、ほとんどの法律専門家は、この問題の最終的なテストは国家または民間の活動の先例を通じて行われることに同意している。^[要出典]

月条約は、月資源の開発は「国際体制」によって管理されるべきであると明確に規定しているが、この条約は少数の国、主に独立した宇宙飛行能力を持たない国によってのみ批准されている。^[99]

ルクセンブルク^[100]と米国^{[101] [102] [103]}は、国民に月の資源を含む宇宙資源の採掘と所有の権利を与えている。ドナルド・トランプ米大統領は、2020年4月6日の大統領令でそのことを明確に述べた。^[103]

• 現場資源の活用
• 月の資源
• 火星の水

月の水を測量するミッション

• チャンドラヤーン1号月周回衛星
• チャンドラヤーン2号月周回探査機および月面ローバー
• 月面懐中電灯ソーラーセイルオービター
• ルナ・アイスキューブ月周回衛星
• LunaH-Map月周回軌道
• 月探査機

• 月面の氷を調査するためのキューブサット — SPIE ニュースルーム
• 月の氷 — NASA ゴダード宇宙飛行センター
• ルナ・プロスペクターからの高速中性子と熱外中性子のフラックス：月の極に水氷が存在する証拠 — サイエンス
• 月には土壌1トンあたり1リットルの水がある — タイムズオンライン
• 月の水の明白な証拠 — スラッシュドットサイエンスストーリー