月球雨海地区玄武质岩浆充填活动期次的重新厘定及地质意义

雨海盆地是月球上研究程度最高的多环结构盆地,月球上古老的和年轻的玄武岩在盆地中均有分布,因此雨海是研究月海玄武岩岩浆活动的理想区域。为了更合理的厘定雨海地区的玄武质岩浆演化历史,本文主要结合岩石学、年代学等工作对本区玄武岩的充填期次进行重新划分。利用嫦娥一号IIM光谱数据进行岩石类型分布图编制,初步划分了5类不同钛含量的月海玄武岩;基于高分辨率100m LRO宽视角影像数据通过撞击坑尺寸-频率定年法(CSFD)对本区玄武岩单元模式年龄进行厘定,共划分35个玄武岩单元,发现本区在3.49~2.23Ga均有玄武质岩浆充填活动,具有多期次性。在建立不同类别玄武岩、形貌特征与模式年龄的对应关系基础上,将玄武岩充填划分为4个期次:极低钛玄武岩(3.49~3.20Ga)、低钛玄武岩(3.29~2.83Ga)、中钛玄武岩(3.13~2.52Ga)、(极)高钛玄武岩(2.92~2.23Ga)。本区地形地貌高程特征与不同表面年龄的玄武岩单元之间总体上呈现出一定的负相关性。因此在本区玄武质岩浆期次划分考虑上,不仅要考虑玄武岩的成分特征,更要考虑结合与玄武岩演化密切相关的年代学及形貌学特征,利用形貌、成分数据和年代学信息来共同约束玄武质岩浆期次划分及演化历史。     

Sm-Nd同位素体系在月球早期演化中的研究进展北大核心CSCD

月球的形成时间和演化历史对太阳系类地行星的演化有重要意义。Sm-Nd同位素体系因其独特的元素和同位素地球化学性质,为月球早期岩浆洋的结晶分异过程提供了强有力的制约。本文综述了^(147)Sm-^(143)Nd和^(146)Sm-^(142)Nd同位素体系的应用原理,以及目前对月球亚铁斜长岩、镁质岩套、碱质岩套、克里普岩和月海玄武岩Sm-Nd同位素体系的相关研究。最新的研究结果表明,全月球(或近乎全月球)范围在约4.35 Ga经历了Sm-Nd同位素体系的平衡,但对这一平衡事件的解释仍存在争议,主要有3种观点:①原始月球岩浆洋在4.35 Ga形成并快速结晶分异;②月球经历了较长时间的冷凝结晶,4.35 Ga为这一过程的结束时间;③月球在4.35 Ga发生某种全球性事件,造成Sm-Nd同位素体系平衡重置。另外,通过月球样品测得的固体硅酸盐月球(BSM)的ε^(142)Nd值变化范围较大(−0.19~−0.01),因此,月球的初始组成为球粒陨石组成(ε^(142)Nd=−0.19)的传统观点也有待进一步证实。目前为止,月球的形成和演化过程仍不明晰,而Sm-Nd同位素体系是月球形成和演化过程研究最重要的工具之一。     

月球角砾岩Bechar 003、NWA 13788和NWA 11110中岩屑溯源研究

月球角砾岩是月球陨石的代表性样品，含有多来源的岩屑，是揭示月球内-外动力演化历史的重要窗口。本文对Bechar 003、NWA 13788和NWA 11110月球陨石中的岩屑开展了岩相学、矿物学及地球化学分析，通过岩相、矿物成分、全岩主微量元素等岩石地化综合分析，旨在厘清这3块样品中岩屑的类型、来源与成因机制。结果表明，3块陨石内部的斜长辉长质冲击熔融岩屑、微斑熔融角砾岩屑、以及辉长质斜长岩屑的初始物质由均是月海玄武岩与月球高地岩石的混合物，不同初始物质成分的岩屑表明月表经历了冲击事件，并且冲击事件发生在月表的不同位置，冲击事件造成月球高地岩石与月海玄武岩或非月海溅射物的混合。     

六合—仪征第三纪大陆碱性玄武岩微量元素地球化学

本文报道了六合-仪征第三纪大陆碱性玄武岩十八个样品的REE、Rb、Ba、Sr、Nb、Zr、Ni、Cr、V、Sc、Y、Ga、Zn、Cu等痕量元素含量,讨论了该岩套的成因及其地幔源区的特征。石榴石橄榄岩型地幔源区经较小程度部分熔融形成了基性原始岩浆;其后经过橄榄石和单斜辉石为主的结晶分异作用,演化后的岩浆喷出地表形成玄武岩套。本区碱性玄武岩的地幔源区曾受近期富集作用影响,具有富集LREE等不相容元素的特征。     

月球同位素地质年代学与月球演化

同位素地质年代学是月球形成与演化研究的重要工具。目前对月岩和月球陨石的研究积累了大量的同位素年代学资料,其测试的主要方法包括K—Ar、Ar_Ar、Rh-sr、Sm—Nd、Lu—Hf、Re-0s、Pb—Pb和U—Pb等。根据目前获得的资料,本文对月球上不同类型岩石的形成年龄进行了总结,发现月球高地岩石主要形成于45～38亿年,而月海玄武岩相对年轻,大致形成于38～31亿年。根据这-年代资料,结合对月岩样品进行的短半衰期Hf-W与Sin-Nd同位素体系的研究结果,认为月球大致形成于45亿年,其后开始由岩浆海导致的内部核-幔-壳的分异,岩浆结晶的低密度斜长岩构成最初的月壳,而密度大的岩石构成月幔,而此月幔则成为后来月海玄武岩的主要岩浆源区。同时指出了当前月岩同位素地质年代学存在的问题,并根据技术进展的情况,对未来月岩同位素年代学的发展趋势作了全面的分析．     

月球南海地区玄武岩厚度估算

月海玄武岩是月幔部分熔融喷出月表而形成的,其厚度可以反映月海玄武岩源区的深度。研究月海玄武岩厚度,对进一步认识月球区域岩浆作用或火山作用的演化历史具有不可替代的作用,也能够为整个月球的热演化和岩浆演化提供基本的约束条件。同时,玄武岩厚度可以用以推测月球内部产生玄武岩岩浆的体积,对月球火山作用的岩浆喷发总量以及月球内部的热状态具有指示作用。本文基于多源遥感数据,综合利用撞击坑的形貌特征与月坑挖掘深度法对南海地区撞击坑内(crater)和撞击坑间(intercrater)两类玄武岩地层的厚度进行了估算,并对玄武岩的面积、体积、年龄及岩浆活动做了简单分析。研究结果表明：南海地区撞击坑内的玄武岩厚度变化范围为0.11~4.75 km,平均值约为1.32 km,玄武岩的出露面积和出露体积分别为57.06~10 791.66 km2和10.25~51 260.38 km3;撞击坑间的玄武岩厚度变化范围为0.01~2.18 km,平均值约为0.34 km,玄武岩的出露面积和出露体积分别为6 487.89~33 170.55 km2和2 711.97~11 609.69 km3。因此,南海地区玄武岩厚度的变化范围分布在0.01~4.75 km,平均厚度约为600 m,出露的玄武岩总面积约为2.12×105 km2,总体积约为2.71×105 km3。通过分析南海地区的玄武岩年龄及分布特征,发现南海地区内的岩浆喷发活动主要集中发生在雨海纪至爱拉托逊纪时期,且其局部区域存在多次岩浆喷发及充填过程,但由于晚期玄武岩岩浆的喷发总量不足以覆盖早期已形成的玄武岩,导致晚期玄武岩与早期玄武岩同时存在于同一个玄武岩单元内。南海地区独特的玄武岩分布特征也与地形有关。     

中国陨石学与天体化学研究进展(2011-2020)

过去十年,中国陨石学与天体化学研究迎来了一个迅速发展时期.嫦娥工程与月球采样返回,以及天问一号火星探测等一系列深空探测工程的成功实施,极大地推动了我国陨石学和天体化学的发展;南极格罗夫山陨石库的建设,为学科发展提供了充足样品;高精度同位素分析平台的建设,保障了陨石及地外返回样品的分析研究需要;此外,国内还涌现了一批优秀行星科学与天体化学青年人才.与此同时,通过对各类陨石的研究,在太阳星云起源与演化、火星与月球等类地行星形成与宜居性研究、小行星岩浆作用和含水蚀变及后期撞击历史等方面也取得了重要成果.     

基于Apollo15月壤和普通球粒与碳质球粒陨石模拟实验的太空风化特征产物成因分析

月球、小行星等无大气行星体具有独特的反射光谱太空风化改造特征,其成因主要被归结于纳米级—亚微米级不透明颗粒等太空风化特征产物.本研究结合Apollo 返回月壤样品、普通球粒和碳质球粒陨石样品的模拟实验结果,综合分析了太空风化特征产物的来源和成因,并讨论了其可能的光谱效应.研究结果表明,np-Fe0 (纳米级单质金属铁)是铁镁硅酸盐等矿物经过微陨石轰击引起的气化沉积作用和原位还原作用形成.np-FeNi(纳米级铁镍金属)的成因主要包括FeNi金属和陨硫铁的气化沉积与冲击分散成因.np-FeNiS(纳米级铁镍金属的硫化物)和sm-FeNiS(亚微米级铁镍金属的硫化物)主要形成于陨硫铁的冲击分散过程.上述不透明颗粒是形成月球与S型小行星紫外—近红外波段光谱反射率降低、特征吸收峰减弱和连续统红移等特征的主要原因.气泡结构主要形成于层状硅酸盐等矿物在微陨石轰击过程中的挥发分逃逸,推测是含水量较高的小行星(如Bennu)紫外-近红外波段光谱反射率增加和连续统蓝移等特征的主要成因.实验结果预期对月球与小行星返回样品分析以及反射光谱的太空风化改造特征的解释提供一定的参考.     

赣东北婺源-德兴地区新元古代浅变质火山岩的地球化学和锆石U-Pb年龄

赣东北婺源-德兴地区新元古代地层中浅变质火山岩主要由变质玄武岩、英安岩和流纹岩组成.全岩地球化学分析表明浅变质玄武岩具有拉斑玄武岩的地球化学特征,起源于尖晶石辉橄岩低度部分熔融,英安岩岩浆起源于壳源杂砂岩部分熔融,流纹岩可能为英安质岩浆结晶分异的产物.LA-ICP-MS锆石U-Pb同位素定年揭示婺源浅变质英安岩形成于861±8Ma,德兴张村西浅变质流纹岩形成于860±3Ma,铜厂铜矿矿区凝灰质板岩形成于860±6Ma,均为早新元古代Tonian期.同时这些定年样品中保存了2.8 ～2.5Ga、2.0～1.7Ga和～1.0Ga的继承或捕获锆石记录.结合浅变质玄武岩和英安质火山岩的地球化学特征和成因,这套岩石最有可能形成于新元古代早期安第斯型活动大陆边缘弧后盆地构造背景.     

月球物质的Re-Os同位素组成研究：对月球后期增生历史的指示

Re-Os同位素体系是理解月球强亲铁元素的分布规律和示踪月球的后期增生历史的重要手段。目前人们对月球物质Re-Os同位素成分的了解还是十分有限的,已有的Re-Os同位素数据显示一些能代表月幔成分特征的月海玄武岩具有很低的Re和Os的浓度,以及类似于球粒陨石的187Os／188Os成分特征,而月球火山玻璃和月壤等表现出相对高的Re-Os丰度和相对富放射成因Re-Os同位素成分。一般认为月球月幔的Re、0s和其他强亲铁元素相对球粒陨石是非常亏损的,而地球地幔则具有相对较高的强亲铁元素丰度（0．008倍CI球粒陨石的丰度）。新的Re-Os同位素结果证明月幔确实是亏损的,但是月球和地球在太阳系演化的较晚时期都有外来的球粒陨石物质的大量加入,即后期增生（late accretion）过程,导致了月球和地球上部物质（如月球火山玻璃、月壤等）相对地富集Os同位素和强亲铁元素,这些外来物质的后期增生可能是长期和持续的,增生过程主要发生在3．9～4．4Ga。但目前仍不清楚后期增生的陨石物质是被逐渐加入的,还是在一个相对较短的时期大量加入的,因此尚需对更多的月球物质做进一步的Re-Os同位素和强亲铁元素成分的研究。     

基于“嫦娥一号”干涉成像光谱仪数据的月球岩石类型填图:以月球雨海—冷海地区(LQ-4)为例

月球表面的岩石类型分布是理解月球岩浆演化的线索。随着出现越来越多的月球探测数据,利用我国的月球探测数据开展数据挖掘,以获得更深刻的科学认识,这是促进相关研究领域发展的当务之急。文中在进一步校正干涉成像光谱仪数据的基础上,获得了更为可靠的月表FeO和TiO2、镁指数填图等。在调研已有的月球岩石分类标准的基础上,根据我们的月表成分填图结果并结合Lunar Prospector Th元素数据,将月球岩石分为亚铁斜长岩、富镁结晶岩套、克里普岩和5种不同钛含量月海玄武岩等8类岩石。笔者以月球正面雨海—冷海(LQ-4)地区为例,做出该区域的岩石分类图,并讨论了该地区的岩石成因。该地区覆盖"嫦娥三号"着陆区,包含月球雨海撞击事件所形成的玄武岩岩浆泛滥区,对于理解月球的岩浆演化具有重要的研究价值。笔者利用岩石类型分布图,结合岩石同位素年龄数据,与对该地区岩石类型分布及其所代表的月球岩浆演化历史进行了讨论。此外,笔者也对"嫦娥三号"着陆区的FeO、TiO2和镁指数、岩石类型等进行了初步判别,有待于与玉兔号搭载的探测仪器测量结果相互验证。     

月球冷海玄武岩矿物成分研究

月海玄武岩的矿物组成反映了岩浆源区的化学成分以及岩石形成时的物理和化学环境,对月球热演化研究以及月球资源的开发利用都具有重要意义。本文选择延展范围长的冷海为研究区,基于月球矿物成像光谱仪(Moon Mineralogy Mapper,简称M3)数据研究其矿物的空间变化特征。综合利用光谱、地形、元素等多源遥感数据将冷海划分为25个地质单元。提取169条新鲜坑光谱曲线,获取吸收中心波长、波段面积比等光谱参数。通过光谱吸收特征分析,获得冷海玄武岩铁镁质矿物变化特征。东部冷海地层较老,铁镁质矿物主要为单斜辉石,辉石钙含量较月球样品单斜辉石钙偏低,与澄海以及雨海老的地层矿物组成类似。西部冷海和露湾的地质单元较为年轻,富含橄榄石。风暴洋和雨海年轻玄武岩的矿物也富含橄榄石。这种富含橄榄石、大面积分布的玄武岩反映了月球晚期热演化的独特性。尽管地理上冷海为一个独立的月海,其东西部玄武岩矿物组成的差异以及与其同位置周围月海矿物组成的类似性反映了冷海玄武岩源区与周围月海具有联系。     

基于撞击坑自动识别的月球雨海北部地区(LQ-4)月海玄武岩定年研究

月球表面定年研究对于理解和重建月球地质演化历史具有关键作用,撞击坑尺寸频率分布法(CSFD)是通过统计区域内不同尺寸撞击坑密度得到特定地质单元的绝对地质年龄。雨海北部地区(LQ 4)包括雨海北部、冷海西部地区以及风暴洋东北部等月海,位于雨海西北边缘的虹湾是中国嫦娥三号卫星预选软着落区,文中综合使用3种方法从影像和地形数据中自动提取了该区内的撞击坑。利用Clementine光谱数据对雨海北部和风暴洋东北部内玄武岩进行了分区,利用撞击坑尺寸频度法(CSFD)法得到每个玄武岩分区内的定年结果。对比该地区之前的定年数据后发现,使用自动识别结果得到的各分区定年结果新老整体趋势上与之前研究结果基本一致,但存在一定偏差。根据自动识别定年结果,认为该地区玄武岩新老顺序大致为：雨海东部(3.56 Ga)-虹湾(3.38 Ga)-风暴洋东北部(2.74 Ga)-雨海西部(2.63 Ga)-柏拉图坑(2.37 Ga)。结合撞击坑自动识别技术和CSFD法,形成了一条利用影像和地形遥感数据快速得到月球表面地质年龄的方法,为月球年代学研究提供一种新途径。     

河北阳原和山西大同新生代玄武岩的岩石地球化学特征:华北克拉通西部深部地质过程初探

报道了大兴安岭-太行山重力梯度带以西河北阳原和山西大同新生代玄武岩的元素和 Sr- Nd同位素地球化学数据.含幔源包体的阳原早第三纪碱性玄武岩具有均一的 Sr- Nd同位素组成(ε Nd≈ 5.7)和相似于 OIB的微量元素特征,玄武岩主要来自软流圈地幔,岩浆起源较深.大同地区第四纪时期同时产出碱性和拉斑玄武岩 , 碱性玄武岩也主要来自软流圈地幔,岩浆起源深度小于阳原样品 ; 拉斑玄武岩具有较低的ε Nd( 1～ 4),可能是软流圈和岩石圈地幔相互作用的产物,岩浆起源较浅.大同两类玄武岩在空间上分野明显,可能与桑干河断裂对软流圈地幔上涌的控制以及区域上岩石圈-软流圈作用程度的变化有关.     

热力学计算模拟对初始月幔结构的约束SCIEI北大核心CSCD

月球岩浆洋结晶形成的初始月球内部结构是其后续演化过程的开端,其结晶过程受月球岩浆洋的初始深度和物质组成这两个参数的制约。由于缺少直接来自月球深部的岩石样品,目前关于月球岩浆洋演化过程的探讨主要依赖实验和计算模拟手段。岩浆洋模型中形成的月壳厚度是否与探测结果一致是月球岩浆洋演化模型合理性的重要约束。最新的GRAIL(Gravity Recovery and Interior Laboratory)探测数据推算月壳厚度为34~43km,低于阿波罗时期认为的约70km,这对已有的月球岩浆洋演化模型提出了挑战。本文采用并修正FXMOTR程序包,针对月球岩浆洋在不同的初始深度和物质组成情况下的结晶过程,进行了一系列热力学计算模拟。通过量化月球岩浆洋的初始深度和物质组成对月壳厚度的影响,结合关于月球内部微量元素分配的研究结果,对比了月球岩浆洋结晶后期的残余熔体与原始克里普组分(urKREEP)的成分。本文的模拟结果显示,一个全月幔熔融且初始成分为月球初始上月幔组成(LPUM)的岩浆洋将在其深部结晶2.5%石榴子石,形成的月壳厚度符合GRAIL的约束,并且结晶出了合适的urKREEP成分。在此模型的基础上获取了月球初始的内部成分和密度结构,并对后期月幔翻转(Overturn)的程度进行了探讨。     

北苏鲁变辉长岩锆石U-Pb年龄和Lu-Hf同位素组成及其对源区的指示

在北苏鲁经历超高压变质的花岗片麻岩中零星分布着一些变质表壳岩包体或者残片,通常称之为荆山群。北苏鲁荆山群的年代学特征以及构造亲缘性仍不清楚。本文报道了威海市郊和海阳所附近的荆山群露头,有脉状变质辉长岩侵入到荆山群岩系中。对上述两处变质辉长岩中锆石的阴极发光照片、稀土元素配分模式和Th/U比值的综合分析表明,它们均为岩浆锆石,部分岩浆锆石具有弱发光效应和岩浆韵律环带的核部、以及被改造的强发光效应的边部,但未见新生的变质锆石。未被改造的岩浆锆石微区的LA-ICP-MS U-Pb定年结果表明,威海市郊变辉长岩(S4-2)的~(207)Pb/~(206)Pb年龄值变化范围是1831~1966 Ma,加权平均年龄为1870±34 Ma(MSWD=0.6);海阳所变辉长岩(H3)中绝大部分锆石的~(207)Pb/~(206)Pb年龄值变化范围是1769~1887 Ma,加权平均年龄为1839±37 Ma(MSWD=0.5),两件样品共同记录了一致的ca.1.85 Ga岩浆事件。另外,海阳所变辉长岩中3颗捕获的岩浆锆石分别测得ca.2.9 Ga、ca.2.3 Ga和ca.2.1 Ga等三组~(207)Pb/~(206)Pb年龄。两件样品ca.1.85 Ga岩浆锆石具有相似的Hf同位素组成,其ε_(Hf)(t)=-6.1~-10.7,t_(DM2)=2.74~2.98 Ga,捕获ca.2.1 Ga和ca.2.9 Ga锆石的ε_(Hf)(t)值和t_(DM2)年龄分别是-1.9和2.7 Ga、-4.8和3.5 Ga。锆石U-Pb年龄、Lu-Hf同位素特征表明,北苏鲁两处变辉长岩记录的岩浆事件与胶北前寒武纪陆壳的多期演化历史一致,变辉长岩及其围岩荆山群可能是源自胶北的外来地质体。     

塔里木盆地夏河南层状玄武岩的岩石地球化学特征及地质意义

塔里木盆地夏河南玄武岩露头以水平层状分布为最大特征,其玄武岩层和沉积夹层保持了较原始的产状,是研究塔里木盆地二叠纪多期次玄武质岩浆活动的理想场所,是对比盆地内其他玄武质岩浆活动的最佳剖面。本文通过详细的野外和遥感解译工作,报道了夏河南玄武岩的野外产状、岩相学特征和各层玄武岩的地球化学特征,探讨了夏河南玄武岩的岩浆源区和岩浆演化过程。研究认为夏河南玄武岩质岩浆来源于富集的岩石圈地幔,为尖晶石-石榴石二辉橄榄岩经历低程度部分熔融的产物,各层玄武岩的成分差异与部分熔融程度有关,单一层内玄武岩的岩浆演化以分离结晶为主,地壳混染程度较小。夏河南各层玄武岩来源于同一岩浆源区,其特征与柯坪玄武岩相似,可对应于柯坪地区开派兹雷克组的6层玄武岩。研究进一步明确了塔里木盆地早二叠世玄武岩的空间分布特征,证实塔里木早二叠世大火成岩省的玄武质岩浆作用可从柯坪地区延伸到夏河南、塔中、塔西南等地。     

月球正面火山复合体穹窿形貌特征识别和聚类分析

月球火山穹窿是了解月球火山活动的重要窗口.利用高分辨率多源遥感数据,对月球正面的3个火山复合体区（Marius Hills和Rümker Hills位于风暴洋克里普地体,Gardner在风暴洋克里普地体外）里发育的火山穹窿进行形貌和铁钛元素特征提取,利用这些特征参数进行层次聚类分析,并将所有穹窿划分为7个聚类（DC1～DC7）;然后结合流变学、年代学和区域地质背景对3个火山复合体区的火山活动特征进行了综合分析.Marius Hills发育的火山穹窿数量多,高度和坡度较高,以中高钛为主,穹窿代表类型为DC7,岩浆活动时间跨度大（约2.6 Ga）、周期长,表明该区域存在多期次不同特征的火山活动.Rümker Hills发育的火山穹窿数量少,高度和坡度居中,以低钛为主,穹窿代表类型为DC1和DC4,活动时间相对集中（约0.8 Ga）.Gardner及其周边区域发育的穹窿呈环状和带状分布,高度和坡度较低,以中低钛为主,岩浆活动时间持续约1.0 Ga,穹窿代表类型为DC6,该区域发生了多期次且复杂多样的火山活动.本研究揭示了月球正面火山复合体岩浆活动的复杂性,这种复杂性可能与岩浆源区及生热元素的...     

东太平洋海隆1.23°N~5.70°S区域洋脊玄武岩特征及岩浆作用探讨

东太平洋海隆洋脊玄武岩具有不同的类型。对1.23°N(EPR(A))、3.10°S(EPR(B))和5.70°S(EPR(C))3区域洋脊玄武岩元素地球化学分析发现,EPR(A)附近样品属于富集型玄武岩,其他2个区样品基本属于亏损型玄武岩。EPR(A)区附近洋脊玄武岩具有斜长石含量高、自形程度好、粒径大、高Al2O3、低TFeO和低MgO等特征;EPR(B)和EPR(C)区玄武岩整体上为亏损型,具有斜长石含量低、粒径小、高TFeO、高MgO等特征。EPR(A)区岩浆来源较浅,且在浅部岩浆房内经历了较为强烈的岩浆混合结晶作用,其混合作用有3个阶段。同时该区产生斜长石斑晶的堆积作用,喷出岩浆具有高黏度、低密度特征。与之相比,其他2个区域岩浆来源可能较深,并且所经历的低压岩浆混合作用期次可能较少。从岩相学及Sr和Eu元素含量特征来看,岩浆演化过程中经历了单斜辉石的高压分离作用,而斜长石在这一过程中很可能没有经历分离作用。     

嫦娥一号干涉成像光谱仪数据再校正与全月铁钛元素反演

月球表面的元素和物质成分分布是理解月球成岩与地质演化历史的重要线索。嫦娥一号干涉成像光谱仪(IIM)是我国首台月球探测成像光谱仪器,其获得的大量月球高光谱数据已成为我国未来探测月球成分与地质演化研究的宝贵基础数据。本文利用探月工程地面应用系统发布的IIM B版本2C级数据,开发出一套数据再定标流程,获得了较为可靠的月表相对反射率数据。我们在新校正数据的基础上开展月球表面FeO、TiO_2的反演建模,获得了全月FeO和TiO_2分布图,这些图件是进行月球地质填图的基础。校正数据反演的FeO和TiO_2分布与前人对Clementine UVVIS数据的反演结果相近,表明干涉成像光谱仪数据具有较大的应用潜力。高地的低铁岩石成分(一般小于8%)佐证了月球月壳形成的过程中的岩浆洋分异假说,而月海玄武岩的TiO_2成分变化范围较大(0~13%)则表明月海玄武岩来源于不同的月幔源区。根据嫦娥一号干涉成像光谱仪全月FeO分布图,可将月球表面物质类型总体划分为高地斜长岩和月海玄武岩,而根据TiO_2分布可以进一步将月海玄武岩划分为5种不同钛含量的玄武岩岩石类型。FeO和TiO_2在全月范围内的分布表明Apollo和Luna返回的月球样品不能够代表全月范围内的矿物成分多样性,月球岩浆演化历史比前人认为的要复杂。未来月球样品返回任务(如嫦娥五号)如能赴这些特殊地区进行取样,将很有可能返回重要的月球科学研究发现和成果。