Лунный гамма- и нейтронный спектрометр ЛГНС

А. Б. Санин, И. Г. Митрофанов и М. Л. Литвак

Абстракт

В статье представлены основные цели и задачи лунного гамма- и нейтронного спектрометра ЛГНС, предназначенного для работы на борту российского орбитального космического аппарата Луна-26. Описана конструкция прибора и его измерительные возможности по получению данных для количественного анализа состава верхнего слоя лунного реголита и анализа водородсодержащих летучих соединений.

1. Введение

Луна, пожалуй, является наиболее изученным небесным телом. Объём знаний о нашем естественном спутнике значительно увеличился с началом космической эры – получены точнейшие данные о глобальной топографии поверхности, о структуре гравитационного поля и лунной экзосфере, получены данные о сейсмической активности, советскими автоматическими космическими аппаратами (КА) Луна 16, 20, 24 и шестью американскими пилотируемыми миссиями по программе Аполлон собраны и доставлены на Землю образцы грунта из 9 районов посадки. Полученные данные ярко продемонстрировали, что Луна не является примитивным телом, неизменным с момента образования, а, напротив, имеет 4.6 млрд лет истории с активной эволюцией, катастрофической метеоритной бомбардировкой и интенсивными магматическими процессами. Несмотря на огромный объём знаний о Луне, не удалось однозначно определить в результате какого процесса она образовалась – вместе с Землёй, захвачена Землёй со своей околосолнечной орбиты или в результате гигантского столкновения прото-Земли с крупным телом размером примерно с современный Марс. В настоящее время, всё еще недостаточно данных (прежде всего геохимических и геофизических) для однозначного выбора одной из этих гипотез. Нужно больше информации о её внутренней структуре, количестве естественных радиоактивных элементов, тугоплавких и летучих соединений, соотношении магния и железа, возрасте и типе грунтов и т. д. Кроме этого, последнее время в нашей и во многих других странах восстанавливается интерес к пилотируемым полётам на Луну и создание долговременных обитаемых баз на её поверхности. Поэтому, актуальными становятся задачи прикладного характера — разведка мест концентрации воды и водородсодержащих соединений, полезных ископаемых, изучение радиационной обстановки на поверхности и т. п.

Химический состав грунта небесного тела может быть исследован путём изучения в земных лабораториях образцов, доставленных на Землю, или путём проведения экспериментов на поверхности небесного тела (in-situ), или же путём дистанционных исследований с низкой орбиты вокруг небесного тела. Орбитальные методы исследований позволяют выполнить глобальное картографирование свойств приповерхностного слоя грунта. Спектроскопия потоков нейтронов, рентгеновских и гамма-лучей является общепризнанным мощным методом как дистанционного (с орбиты) и локального (на поверхности) определения валового химического состава поверхности небесного тела (Adler and Trombka, 1977; Bielefeld et al., 1976; Reedy, 1978; Evans et al., 1993; Feldman et al., 1999; Boynton et al., 2004) на глубину до десятков сантиметров. Данный метод в применении к исследованию небесных тел принято называть ядерной планетологией. Методы ядерной планетологии позволяют определить концентрации основных породообразующих элементов в грунте небесного тела, изучить распространение летучих химических соединений (H2O, CO2, SO2 и т. д.) и исследовать радиационную обстановку в межпланетном пространстве, на орбите вокруг небесного тела и на его поверхности.

Первые измерения ядерного излучения от Луны были выполнены Виноградовым и Сурковым на борту КА Луна 10 и 12 в 1966 г. (Vinogradov et al., 1966) и Адлером с коллегами на борту КА Appolo 15 и 16 (Adler et al., 1969). За последующие десятилетия были выполнены более 40 экспериментов по определению свойств грунта Луны, Меркурия, Венеры, Марса, астероидов и кометы путём спектрометрии нейтронного, рентгеновского и гамма-излучения от их поверхности (Feldman et al., 1998; Boynton et al., 2004; Goldsten et al., 2007; Trombka et al., 2001; Prettyman et al., 2011; Klingelhoefer et al., 2007).

2. Физические принципы, лежащие в основе ядерной планетологии

Небесные тела с тонкой атмосферой или совсем без неё непрерывно подвергаются бомбардировке высокоэнергичными частицами космических лучей (КЛ). В межпланетном пространстве КЛ состоят в основном из энергичных протонов с энергиями выше примерно 100 кэВ, которые либо спорадически образуются на Солнце во время солнечных вспышек и/или крупномасштабных корональных выбросах массы (Солнечные КЛ — СКЛ), либо приходят в гелиосферу из межзвездного пространства (Галактические КЛ — ГКЛ). СКЛ обычно имеют значительно более низкие энергии, чем ГКЛ, их энергетический спектр является гораздо более быстро убывающей функцией энергии частицы. После образования, СКЛ присутствуют во внутренних частях Солнечной системы только в течение относительно короткого времени и исчезают в масштабе времени от суток (низкие энергии) до часов (высокие энергии).

ГКЛ представляют собой ядра с энергиями до ~1020 эВ и состоят в основном из протонов, ядер гелия (альфа-частиц) и примерно 1% более тяжелых (Z > 2) ядер. На частицы ГКЛ в гелиосфере воздействуют магнитные поля, переносимые солнечным ветром. Эти межпланетные магнитные поля воздействуют на частицы ГКЛ. Поэтому, поток ГКЛ, достигающий окрестностей Земли, Луны и Марса, антикоррелирует с уровнем солнечной активности. Основным периодическим изменением является изменение потока ГКЛ, вызванное 11-летним циклом солнечной активности и магнитных условий в гелиосфере, которые влияют на проникновение относительно низкоэнергетичных ГКЛ в гелиосферу. Более сильные магнитные поля и повышенная турбулентность солнечного ветра в периоды максимумов солнечной активности препятствуют проникновению ГКЛ во внутреннюю гелиосферу. Наблюдаются и более слабые дополнительные вариации, которые, вероятно, связаны с изменением полярности магнитного поля гелиосферы, которое происходит во время последовательных максимумах солнечной активности и имеет периодичность приблизительно 22 года, называемую циклом Хейла. Интенсивность частиц ГКЛ изменяется в 2–3 раза в диапазоне энергий от 100 МэВ/нуклон до 1 ГэВ/нуклон в течение типичного 11-летнего солнечного цикла.


Рис. 1. Схематичная иллюстрация процессов рождения нейтронов и гамма-лучей в лунном грунте.

Частицы космических лучей обладают достаточной энергией для того, чтобы при столкновении и поверхностью небесного тела проникнуть в грунт на глубину до нескольких метров под поверхность. Сталкиваясь с ядрами породообразующих элементов, они производят множество вторичных частиц, включая нейтроны и вторичные протоны, и осколков ядер. Большинство вторичных заряженных частиц обладают достаточно низкой энергией, быстро её теряют в результате ионизационных потерь и не производят большого количества ядерных реакций. В то же время, нейтроны не теряют свою энергию на ионизацию среды и способны участвовать во множестве ядерных реакций, вызывая появление следующих поколений частиц и гамма-квантов. На Рис.1 схематично показаны процессы образования нейтронов и гамма-квантов.  Нейтроны производят гамма-кванты в основном в реакциях неупругого рассеяния быстрых нейтронов на ядрах (реакции (n,xγ)) и в результате захвата ядрами тепловых нейтронов (реакции (n,γ)). Темп потери энергии нейтронами зависит от плотности грунта и от масс ядер, с которыми нейтрон сталкивается. Чем меньше масса ядра, тем эффективнее нейтрон передаёт ему свою энергию. Очевидно, что больше всего энергии нейтрон может потерять при столкновении с ядром водорода (протоном), т. к. их массы практически равны.  Выходящий из поверхности небесного тела спектр нейтронов несёт информацию о том, насколько эффективно нейтроны замедляются в грунте, что даёт возможность определить концентрацию водорода в верхнем ~1 м слое реголита (см., например, Mitrofanov et al., 2010a). Благодаря этому, измеряя выходящий из поверхности небесного тела поток низкоэнергетичных (тепловых) нейтронов и сопоставляя его с потоком нейтронов средних и высоких энергий, можно с высокой точностью определить наличие в реголите ядер водорода (Рисунок 2). Сами высокоэнергичные протоны ГКЛ могут производить гамма-кванты в реакциях (p,xγ). Образовавшиеся в этих реакциях гамма-кванты имеют строго определенную энергию и могут быть использованы для определения того в процессе взаимодействия нейтрона или протона с каким ядром он образовался (Reedy et al. 1973; Reedy 1978; Evans et al. 1993). На Рисунке 3 показан модельный спектр гамма-излучения от Луны. С точки зрения производства нейтронного и гамма-излучения, вызванного энергичными частицами КЛ, основной вклад вносят частицы ГКЛ, т. к. обладают наибольшей энергией и способны породить множество вторичных частиц. Очевидно, что с изменением интегрального потока ГКЛ, падающего на поверхность небесного тела, изменяется и интенсивность вторичного нейтронного и гамма-излучения от неё. Таким образом, для правильной интерпретации экспериментальных данных, важно понимать спектральные свойства ГКЛ, их состав и степень модуляции в связи с солнечной активностью (Castagnoli, G. C. & D. Lal 1980; Masarik & Reedy 1994; Usoskin et al., 2017).

Многие ядра породообразующих элементов радиоактивны, т. е. они спонтанно распадаются на нуклиды других элементов, которые обычно имеют меньшую массу. Так методами ядерной планетологии могут быть зарегистрированы такие долгоживущие радиоактивные ядра как 40K, 87Rb, 138La, 147Sm, 176Lu, 187Re, 232Th, 238U, 235U и продукты их распада. Эти радиоактивные изотопы сохранились со времён, предшествовавших образованию Солнечной системы и все еще широко распространены в грунтах планет.


Рис. 2. Зависимость степени понижения темпа счета нейтронов тепловым (STN3), эпитепловым (SETN) и коллимированным (CSETN) детектором прибора LEND от концентрации воды в лунном грунте. Различное поведение кривых обусловлено разной спектральной чувствительностью указанных детекторов. Рисунок воспроизведен из Sanin et al., 2019.

3. Описание прибора ЛГНС

Прибор ЛГНС (Рис. 3) предназначен для дистанционного изучения реголита Луны методами ядерной планетологии с целью определения его элементного состава на основе измерений вторичного нейтронного и гамма-излучения, произведенного в грунте энергичными частицами космических лучей. ЛГНС состоит из трёх модулей, объединенных в один моноблок. Состав и назначение отдельных модулей прибора ЛГНС представлен в Таблице 1.


Рис. 3. Внешний вид прибора ЛГНС.

Таблица 1.

название модуля Назначение модуля
Модуль детектора гамма-лучей ЛГНС-ГД Предназначен для регистрации и спектрального анализа потока γ-лучей, выходящего
из грунта Луны
Модуль детекторов нейтронов ЛГНС-НД Предназначен для регистрации и спектрального анализа нейтронного потока выходящего
из грунта Луны
Модуль электроники ЛГНС-МЭ Предназначен для выработки вторичного питания детекторов, для управления их работой,
для обработки и передачи на борт КА данных служебной и научной телеметрии, для управления работой прибора в целом

В состав модуля ЛГНС-ГД входит один сцинтилляционный детектор для регистрации спектра гамма-излучения — SCD/G. Модуль ЛГНС-НД содержит четыре детектора для измерения потоков нейтронов в различных диапазонах энергий — SD1, SD2, MD и SCD/N. В модуле ЛГНС-МЭ находятся электронные платы для обработки аналоговых сигналов, обеспечения детекторов высоковольтным и низковольтным напряжением, хранения данных, логики и интерфейса передачи данных и приёма команд.

Выбор нейтронных детекторов для прибора ЛГНС основан на современном понимании спектральных свойств потока нейтронов от поверхности Луны. Данный прибор наследует принципы, заложенные в разработанных и созданных в ИКИ РАН под руководством д.ф.-м.н. И. Г. Митрофанова приборах — High Energy Neutron Detector (HEND), работающий с 2001 г. на борту КА NASA Mars Odyssey (Boynton, W. V et al., 2004; Mitrofanov et al., 2002); Lunar Exploration Neutron Detector (LEND), работающий на борту КА NASA Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) на орбите вокруг Луны с 2009 г (Mitrofanov et al., 2010a, 2010b); Mercury Gamma and Neutron Spectrometer (MGNS), запущенный к Меркурию 20 октября 2018 г. в составе КА ESA BepiColombo (Mitrofanov et al., 2010c). Также, как и в указанных приборах, в детекторах нейтронов SD1, SD2 и MD прибора ЛГНС использованы идентичные пропорциональные счетчики LND 2517 диаметром 12,7 мм, длиной 94 мм, заполненные газом 3Не под давлением 6 атм. Данные счетчики наиболее чувствительны к тепловым и эпитепловым нейтронам. Принцип регистрации нейтронов этими счетчиками основан на реакции 3He+n→3H+p. В результате этой реакции выделяется 764 кэВ в виде кинетической энергии протона и тритона. Оцифровка аналогового сигнала со счетчиков позволяет записать хорошо известный двухпиковый спектр энерговыделения этих частиц в объёме счетчика. Пик энерговыделения, равный 764 кэВ, соответствует случаю полного энерговыделения обеих частиц. Низкоэнергетический пик на энергии 191 кэВ соответствует полному энерговыделению только 3Н, в то время, когда протон вылетает из объема детектирования, не оставляя в нём свою энергию. Такая каноническая форма спектра этой реакции регистрации нейтрона позволяет при последующем анализе данных эксперимента исключить вклад энерговыделения других заряженных частиц, случайно прошедших через объём счетчика и не связанных с нейтронами, т. к. их вклад сосредоточен в основном в нижних каналах спектра. Счетчик в детекторе SD1 окружен кадмиевым экраном, который эффективно поглощает нейтроны с энергией ниже ~0.4 эВ. Поэтому детектор SD1 регистрирует эпитепловые нейтроны с энергиями выше указанного порога. Счетчик в детекторе SD2 не имеет кадмиевого экрана и регистрирует как тепловые, так и эпитепловые нейтроны. Разница темпа счета нейтронов детекторами SD2 и SD1 соответствует темпу регистрации тепловых нейтронов. Счетчик в детекторе MD окружен толстой полиэтиленовой оболочкой, расположенной внутри кадмиевого экрана. Внешний кадмиевый экран эффективно поглощает тепловые нейтроны, а полиэтилен замедляет эпитепловые и быстрые нейтроны. Такая конструкция позволяет сдвинуть диапазон чувствительности детектора MD в диапазон более высоких энергий нейтронов по сравнению с детектором SD1. Для регистрации быстрых нейтронов в детекторе SCD/N использует сцинтилляционный кристалл стильбена диаметром 30 мм и длинной 40 мм. Регистрация нейтронов в нем происходит за счет реакции n+H→n’+p. Кристалл стильбена окружен пластиковым сцинтиллятором, который служит для предотвращения регистрации в стильбене прилетающих извне заряженных частиц. Сигналы регистрации стильбеном протонов отдачи, возникающих под действием нейтронов, выделяются специальной схемой разделения сигналов. Исходные данные со всех четырех детекторов SD1, SD2, MD и SCD/N позволяют определять спектральную плотность нейтронного излучения в очень широком диапазоне энергий от тепловых энергий до ~10 МэВ.

Основным элементом гамма-детектора SCD/G модуля ЛГНС-ГД является сцинтилляционный кристалл бромид церия (CeBr3) диаметром 77 мм и длинной 78 см, обладающий хорошей чувствительностью в диапазоне энергий 300 кэВ – 6 МэВ, спектральным разрешением ~4.5% (ширина на полувысоте, FWHM, линии с энергией 661 кэВ) и низким естественным собственным фоном. Кроме самого кристалла, в состав детектора входят: фотоумножитель, электроника делителя и оцифровки амплитуды зарегистрированных сигналов, которые позволяют оцифровывать гамма-спектры в энергетическом интервале 300 кэВ — 10 МэВ, сохраняя информацию о темпе счета фотонов в 4096 линейных каналах. Выбор данного типа сцинтилляционного детектора для регистрации гамма-излучения Луны является компромиссом между отведенным для прибора ЛГНС лимитом массы и высоким энергетическим разрешением детектора, позволяющим разделять характеристические гамма-линии породообразующих элементов. Хорошо известно, что любой сцинтилляционный кристалл имеет более низкое энергетические разрешение по сравнению с полупроводниковым детектором, основанным на высокочистом германиевом датчике (HPGe) аналогичной массы. Однако для датчика HPGe требуется дополнительная система криогенного охлаждения, поскольку он начинает работать в качестве детектора только при охлаждении до температуры ниже 130K. Также известно, что датчики HPGe теряют высокое энергетическое разрешение с накоплением радиационной дозы. Разрешение удаётся практически полностью восстановить, проведя нагрев чувствительного объёма до ~100° С (так называемый «отжиг»). Поэтому детектор необходимо снабжать еще одной вспомогательной системой — системой для отжига, чтобы устранять накопленные радиационные повреждения и восстанавливать спектральное разрешение. Таким образом, существуют два существенных «накладных» расхода, которые приходится платить за высокое энергетическое разрешение датчика HPGe — масса и потребляемая мощность для криогенного холодильника и для системы отжига, а также надежность всей этой системы. Выбранный для использования в приборе ЛГНС сцинтилляционный детектор не имеет таких существенных накладных расходов и в то же время, обладает достаточным энергетическим разрешением, позволяющим регистрировать характеристические гамма-линии ядер породообразующих элементов.

В качестве иллюстрации, сопоставление гамма-спектров, измеренных с помощью детекторов на основе высокочистого германия и бромида серия представлены на Рис. 4.  Эти спектры получены для двух образцов-аналогов планетного грунта, облученных потоком нейтронов от источника 252Cf. Образцы состояли из SiO2 (64.4% и 82.9%, соответственно), Al2O3 (13.0% и 10.6%) и Na2O, MgO, P2O5, K2O, TiO2, MnO, Fe2O3, CaO (22.6% и 6.5%). Образцы последовательно помещались вместе с источником нейтронов в центр прямоугольного бака размером 50×56×56 см, заполненного 110 л воды. Быстрые нейтроны из источника эффективно замедлялись в воде и формировали в образце грунта поток тепловых нейтронов. Тепловые нейтроны могли быть захвачены ядрами элементов, входящих в образец, в результате чего испускались характеристические гамма-линии. Испущенное образцом грунта гамма-излучение детектировалось одновременно промышленным полупроводниковым германиевым гамма-спектрометром, произведенным фирмой ORTEC, и сцинтилляционным детектором на основе бромида церия прибора MGNS, являющегося прототипом прибора ЛГНС и предназначенного для работы на орбите вокруг Меркурия на борту КА ESA BepiColombo.

Поскольку основными элементами, входящими в состав образцов, были кислород и кремний, то и наиболее интенсивные зарегистрированные гамма-линии принадлежат этим элементам. Интенсивность зарегистрированных линий соответствует количеству в образце ядер химических элементов, ответственных за возникновение этих линий. Так, например, хорошо заметно изменение интенсивности линий 28Si с энергией 3540, 4423 и 4934 кэВ. Линии других элементов менее заметны из-за их относительно низкой концентрации в образцах. Поэтому для их изучения были произведены измерения для образцов, основным оксидами в составе которых были CaO2, Cr2O3, MnO2, TiO2, P2O5 и Al2O3. В результате были зарегистрированы линии, возникающие как в результате захвата тепловых нейтронов, так и несколько линий, возникающих в результате неупругого рассеяния быстрых нейтронов на ядрах, например, линии 47Ti (984 кэВ), 40Ca (3737 кэВ) и 28Si (1779 кэВ). Кроме гамма-излучения от исследуемых образцов, детекторы регистрировали и фоновое излучение в экспериментальном зале. В результате на спектрах хорошо видны, например, линии естественных радиоактивных элементов K и Th. Детальное описание экспериментальной установки, проведенных экспериментов и полученных результатов приведено в Kozyrev et al., 2018.


Рис. 4. Пример спектров гамма-излучения двух образцов грунта, измеренные в лаборатории с помощью детекторов на основе HPGe и CeBr3. Рисунок воспроизведен из Kozyrev et al., 2018.

Заключение

Благодаря орбитальным измерениям потоков нейтронов и гамма-лучей различных энергий с помощью прибора ЛГНС будут получены данные о составе вещества (в том числе о концентрации водорода) поверхности Луны на глубине до ~1 метра. Эти данные могут быть использованы для выяснения процессов формирования лунной поверхности, для сопоставления состава образцов лунного вещества, доставленных на Землю, со средним составом вещества на глубине до 1 метра и, также, для разведки полезных ископаемых, потенциально пригодных для освоения лунных ресурсов. Одним из важнейших полезных ископаемых является водяной лед, присутствующий в приполярных районах Луны (Feldman  et al., 1998; Mitrofanov, I. G.,, et al., 2010a; Sanin et al., 2017). Залежей подповерхностного  водяного льда с концентрацией 0.5-1% по весовой доле, находящегося на небольшой глубине в грунте, будет достаточно для его промышленного использования на поверхности Луны (вода, кислород, ракетное топливо). Кроме этого, интерес могут представлять различные минералы, металлы и редкоземельные элементы, содержание которых можно будет определить в том числе, используя данные ЛГНС.

Список литературы

Adler, I.; Trombka, J. I.; Orbital chemistry — Lunar surface analysis from the X-ray and gamma ray remote sensing experiments, 1977, Physics and Chemistry of Earth, 10, 17-43, doi: 10.1016/0079-1946(77)90004-0

Bielefeld M. J.; Reedy R. C.; Metzger A. E.; Trombka J. I.; Arnold J. R., Surface chemistry of selected lunar regions, 1976, Proc. Lunar Sci. Conf. 7th, pp. 2661–2676.

Boynton, W.V.; Feldman, W.C.; Mitrofanov, I.G., et al., The Mars Odyssey Gamma-Ray Spectrometer Instrument Suite, Space Sci. Rev., 2004, vol. 110, no. 1, pp. 37–83, doi:10.1023/B:SPAC.0000021007.76126.15

Castagnoli, G. C. and D. Lal, Solar modulation effects in terrestrial production of carbon-14, Radiocarbon, 22 (2), 133–158, 1980.

Evans, L. G., Reedy, R. C., & Trombka, J. I. 1993, Introduction to planetary remote sensing gamma-ray spectroscopy, in Remote Geochemical Analysis: Elemental and Mineralogical Composition, eds. C. M. Pieters, & P. A. J. Englert (Cambridge Univ. Press), 167

Feldman, W. C.; Maurice, S.; Binder, A. B.; Barraclough, B. L.; Elphic, R. C.; Lawrence, D. J., Fluxes of Fast and Epithermal Neutrons from Lunar Prospector: Evidence for Water Ice at the Lunar Poles, 1998, Science, 281, 1496-1500

Feldman W. C., Barraclough B. L., Fuller K. R., et al., The Lunar Prospector gamma-ray and neutron spectrometers, 1999, Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment.422, 562–566, doi:10.1016/S0168-9002(98)00934-6

Goldsten, J.O.; Rhodes, E.A.; Boynton, W.V. et al. The MESSENGER Gamma-Ray and Neutron Spectrometer, 2007, Space Sci Rev 131, 339–391, doi:10.1007/s11214-007-9262-7

Klingelhöfer, G.; Brückner, J.; D’uston, C.; Gellert, R.; Rieder, R., The Rosetta Alpha Particle X-Ray Spectrometer (APXS), 2007, Space Science Reviews, 128, 383-396, doi:10.1007/s11214-006-9137-3

Kozyrev, A.; Anikin, A.; Vostrukhin, A., et al., Simulation of Space Experiments for Nuclear Planetology: Measurement of Relative Intensities of Lines of Gamma Ray Emitted upon Thermal-Neutron Capture by Nuclei, 2018, Physics of Atomic Nuclei. 81. 527-539, doi:10.1134/S1063778818040099.

Masarik, J., & Reedy, R. C., Effects of bulk composition on nuclide production processes in meteorites, 1994, Geochim. Cosmochim. Acta, 58, 5307, doi:10.1016/0016-7037(94)90314-X

Mitrofanov, I., et al., Maps of Subsurface Hydrogen from the High Energy Neutron Detector, Mars Odyssey, 2002. Science 297 (5578), 78–81, doi:10.1126/science.1073616

Mitrofanov, I. G., Sanin, A. B., Boynton, W. V., et al., Hydrogen Mapping of the Lunar South Pole Using the LRO Neutron Detector Experiment LEND, 2010a, Science, 330, 483, doi: 10.1126/science.1185696

Mitrofanov, I.G., Bartels, A., Bobrovnitsky, Y.I., et al., Lunar Exploration Neutron Detector for the NASA Lunar Reconnaissance Orbiter, 2010b. Space Sci. Rev. 150 (1-4), 183-207, doi:10.1007/s11214-009-9608-4.

Mitrofanov, I. G., et al., The Mercury Gamma and Neutron Spectrometer (MGNS) on board the Planetary Orbiter of the BepiColombo mission, 2010c,  Sci. Rev. 58, 116-124, doi:10.1016/j.pss.2009.01.005.

Prettyman, T.  H., Feldman, W. C., McSween, H. Y., Dingler, R. D., Enemark, D. C., Patrick, D. E., Storms, S. A., Hendricks, J. S., Morgenthaler, J. P., Pitman, K. M., Reedy, R. C., Dawn’s Gamma Ray and Neutron Detector, 2011, Space Science Reviews, 163, 371-459, doi:10.1007/s11214-011-9862-0

Reedy, R. C., Arnold, J. R., & Trombka, J. I., Expected γ ray emission spectra from the lunar surface as a function of chemical composition, 1973, J. Geophys. Res., 78, 5847, doi:10.1029/JB078i026p05847

Reedy, R. C., Planetary gamma-ray spectroscopy, 1978, in Lunar and Planetary Science Conference Proceedings, 9, 2961

Sanin, A.B.; Mitrofanov, I.G.; Litvak, M.L.; Bakhtin, B.N.; Bodnarik, J.G.; Boynton,  W.V.; Chin, G.; Evans, L.G.; Harshman, K.; Fedosov, F.; Golovin, D.V.; Kozyrev, A.S.; Livengood, T.A.; Malakhov, A.V.; McClanahan, T.P.; Mokrousov, M.I.; Starr, R.D.; Sagdeev, R.Z.; Tret’yakov, V.I.; Vostrukhin, A.A., Hydrogen distribution in the lunar polar regions, 2017, Icarus, 283, 20-30, doi:10.1016/j.icarus.2016.06.002

Sanin, A.B.; Mitrofanov, I.G.; Bakhtin, B.N.; Litvak, M.L., On the account of the Moon’s gravitational field in LEND measurements, 2019, Planetary and Space Science, 179, 104720, doi:10.1016/j.pss.2019.104720

Trombka, J. I., Nittler, L. R., Starr, R. D., et al., The NEAR-shoemaker x-ray/gamma-ray spectrometer experiment: Overview and lessons learned, 2001, Meteor. Planet. Sci., 36, 1605-1616.

Usoskin, I. G., Gil, A., Kovaltsov, G. A., Mishev, A. L., & Mikhailov, V. V. (2017). Heliospheric modulation of cosmic rays during the neutron monitor era: Calibration using PAMELA data for 2006-2010. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 122, 3875-3887, doi:10.1002/2016JA023819.

Vinogradov, A. P., Surkov, Y. A., Chernov, G. M., Kirnozov, F. F., & Nazarkina, G. B., Measurements of Gamma Radiation of the Lunar Surface by the Luna-10 Space Station, 1966, Cosmic Research, 4, 751