月球表面天然放射性元素Th的分布特征及月球化学的原始不均一性

月球KREEP岩石形成于壳幔的分界层中,天然放射性元素Th是指示KREEP岩分布的主要元素之一。在月球正面,Th元素含量高的区域主要分布在西部的月海区,包括雨海和风暴洋及其附近地区,而在月球背面Th含量高的地区为雨海对峙区以及南极爱特肯地区。高地的Th含量相对较低。现代月球表面Th的分布特征与3.85Ga年前的雨海事件有重要的关系,且在月球正面还发现了椭圆形的高Th含量区域,是月球上特殊的地球化学省,与月球初期的化学成分分布的不均一性有关。     

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。     

月球表面矿物二向性反射特性实验研究

月表物质成分探测是月球探测的重要组成部分。研究矿物在光学波段的吸收特征,可以达到识别月表矿物的目的。作为月岩的风化产物,月壤的成分包括了主要的月球成岩矿物:斜长石、橄榄石、辉石等。本课题以斜长石和单斜辉石作为研究对象,旨在研究单矿物的二向性反射特性。影响月壤反射率的因素包括成分、表面物理特性等多种因素,研究中选用美国ASD公司Filedspec3光谱仪,测量单矿物不同颗粒粒度状态下350~2500nm的二向性反射特征。结果表明,观测几何角度变化对反射率的影响较大,有明显的二向性特征,在方位角180°及0°方位热点较明显。反射率随粒径降低而增加。实验结果可为月表矿物反演研究提供有力的证据。二向性反射方向的研究也为合理选择观测几何条件提高月表信息获取精度成为可能。     

月球光学遥感与制图研究进展

在月球探测活动中,光学成像探测是任务重点,也是信息量最大的数据源。航天技术和传感器技术的发展促进了月球光学遥感的发展,月球科学研究也越来越依赖于高分辨率遥感数据,对月球光学遥感与制图的研究是月球探测的关键问题之一。本文扼要论述了其中的几个方面,包括月球光学遥感数据获取系统、月球遥感立体测绘和制图,以及月球控制网构建等方面的研究进展。     

月球雨海北部陆地区域构造及其含义

月球雨海北部陆地是雨海多环盆地的第二层,平均高程约-1 km。DEM图像显示,大量来自虹湾与柏拉图月坑的掘积物使本地区高程变得非常不均一。统计了研究区内的月坑,并根据其深度与宽度之比(深宽比)将它们划分为4组。深宽比较小而扁率较大的月坑被认为是较古老的月坑。这些古老月坑分布于比较接近月海的位置。对研究区内线性构造的制图研究揭示了3个优选方位,分别是E—W、NEE—SWW和NW—SE向。这种分布样式与月球格子构造系统大致匹配,因而它们很可能形成于雨海事件之前。这些线性构造,包括断裂与月溪,在月海玄武岩泛滥时期为玄武质岩浆的侵入提供了大量通道。在研究区内一些地形较低的地点,玄武岩上侵并出露在月表,它们的FeO平均含量接近但是略低于月海玄武岩。总结了本地区的地质构造演化历史,并且推论月球上的确存在类月海的陆地。     

近红外反射光谱学在岩石矿物研究中的应用Ⅲ．快速测定地质样品中二氧化碳

使用一组不同岩石矿物性质的25个地质样品,研究了地质样品中二氧化碳含量和近红外漫反射光谱的关系。利用多重散射光校正、标准正常变量转换及导数光谱等化学计量统计学方法,预处理了漫反射光谱数据,获得了偏最小二乘法(PLS)回归的多变量校正方法,建立了应用近红外(NIR)反射光谱学方法无损快速测定各种地质样品中二氧化碳模型。从光谱特性方面解释了大多数进入多变量校正模型的波长与碳酸盐矿物的CO2-3基团光谱吸收有关。NIR估算结果表明,应用二氧化碳校正模型来定量分析地质样品中二氧化碳的方法是可行的。     

近红外反射光谱学在岩石矿物研究中的应用——Ⅰ．快速测定地质样品中化合水

应用近红外反射光谱学方法无损快速测定了各种地质样品中化合水。使用偏最小二乘回归法，在近红外波长范围分离出与化合水含量有关的光谱信息。大多数地质样品的近红外反射光谱估算结果与重量法吻合。实验结果表明，近红外反射光谱学测定地质样品中化合水更简单、更容易。     

月球雨海盆地多环结构的厘定及其深部构造研究

雨海盆地是月球正面最大、月球上研究程度最高的多环结构撞击盆地,已有很多学者对其多环结构的边界进行恢复研究,但在多环结构最初始形状、多环位置/数量、盆地大小等方面,至今未能达成共识。本文利用GRAIL自由空气重力异常数据、LOLA激光测高数据进行了多源数据的融合,结果表明,雨海盆地是具有偏心圆的三环结构特点,其直径从外到内分别为1 500 km、1 100 km、665 km。基于欧拉反演结果研究表明,在雨海撞击盆地中部存在两种不同深度、构造运动性质及方向的断裂构造,即：(1)深度大于40 km,向下逐渐向内倾斜、延伸的深部断裂构造;(2)深度在40 km以内,由月表向下逐渐向外倾斜、延伸的浅部断裂构造。结合物质成分及地球物理特征的研究,雨海地区的地质构造演化过程可分为两个阶段：(1)在月球早期阶段(45~38.5亿年),主要以内动力地质作用即岩浆洋冷凝过程为主,形成了雨海盆地深度在40 km以下逐渐向内倾斜、延伸的构造断裂,其为本区在月球早期深部岩浆洋产生、分异及运移提供了通道,该构造断裂代表了雨海盆地撞击前的月球早期深部岩浆洋的构造地质演化阶段;(2)在月球晚期阶段(≤38.5亿年),主要以内、外动力地质作用并重,形成了雨海盆地深度在40 km以内逐渐向外倾斜、延伸的构造断裂,其应为本区不同期次的玄武质岩浆喷出或溢流到月表提供了运移通道,该构造断裂代表了雨海盆地撞击后的月球晚期不同期次玄武质岩浆喷发、充填溢流的月海岩浆活动作用的构造地质演化阶段。     

近红外反射光谱学在岩石矿物研究中的应用Ⅱ.快速测定地质样品中有机质

利用偏最小二乘法回归的多变量校正方式,建立了应用近红外反射光谱学方法无损快速测定各种地质样品中有机质的模型.设计了多重散射光校正、标准正常变量转换及导数光谱,扣除额外基线和重叠信号的影响,分离出与有机质含量有关的光谱信息.大多数地质样品的有机质近红外反射光谱估算结果与化学法符合.     

应用时域反射仪测定农田土壤水分

介绍了时域反射仪(TDR)测定农田土壤水分的方法及其应用,包括测定农田根系层土壤含水量和一定深度范围内土体贮水量,TDR自动、连续监测土壤水分,用TDR实测土壤水分来估算作物不同生长发育期内农田实际蒸散量以及用于探讨农田水分空间变异性。还对TDR、中子仪和土钻法测定的土壤含水量进行了比较,结果表明,应用TDR测定农田土壤水分要优于中子仪和土钻法。     

月球形成演化与月球地质图编研

按照大碰撞假说,月球形成于一次大碰撞事件,抛射出的高能量物质留在绕地轨道上,最后吸积形成月球。月球核幔在早期迅速发生分离,并出现全球性的岩浆熔融,形成了岩浆圈层（岩浆洋）。岩浆洋的结晶分异和固化导致了月壳的形成。随着月壳与月幔发生持续分异,形成了固化的月壳。而在月球后期的演化历史中,撞击作用是最重要的地质作用,形成了多尺度、多期次的撞击盆地和撞击坑,而大型撞击盆地多形成于月球演化的早期。月球地质图是开展月球形成与演化研究的重要手段,从20世纪60年代起,到70年代末止,通过对阿波罗时代探月成果的系统总结,完成了第一轮月球地质图的研制。但尽管从20世纪90年代以来国际月球探测和月球科学的研究进入一个新的高潮,获得了大量有关月球形成和演化的新认识,但还没有正式的新的月球地质图发布,因此开展新一轮月球地质图的编研,系统总结后阿波罗时代的月球探测与研究成果,是非常必要和迫切的。在新一轮月球地质图的编制过程中,需重点关注图件比例尺的选择、月面历史的划分以及月球构造和岩石建造的表达。     

Ages of lunar impact breccias: Limits for timing of the Imbrium impact

Since the Apollo 14 mission delivered samples of the Fra Mauro formation, interpreted as ejecta of the Imbrium impact, defining the age of this impact has emerged as one of the critical tasks required for the complete understanding of the asteroid bombardment history of the Moon and, by extension, the inner Solar System. Significant effort dedicated to this task has resulted in a substantial set of ages centered around 3.9 Ga and obtained for the samples from most Apollo landing sites using a variety of chronological methods. However, the available age data are scattered over a range of a few tens of millions of years, which hinders the ability to distinguish between the samples that are truly representative of the Imbrium impact and those formed/reset by other, broadly contemporaneous impact events. This study presents a new set of U-Pb ages obtained for the VHK (very high K) basalt clasts found in the Apollo 14 breccia sample 14305 and phosphates from (i) several fragments of impact-melt breccia extracted from Apollo 14 soil sample 14161, and (ii) two Apollo 15 breccias 15455 and 15445. The new data obtained for the Apollo 14 samples increase the number of independently dated samples from this landing site to ten. These Apollo 14 samples represent the Fra Mauro formation, which is traditionally viewed as Imbrium ejecta, and therefore should record the age of the Imbrium impact. Using the variance of ten ages, we propose an age of 3922 ± 12 Ma for this event. Samples that yield ages within these limits can be considered as possible products of the Imbrium impact, while those that fall significantly outside this range should be treated as representing different impact events. Comparison of this age for Imbrium (determined from Apollo 14 samples) with the ages of another eleven impact-melt breccia samples collected at four other landing sites and a related lunar meteorite suggests that they can be viewed as part of Imbrium ejecta. Comprehensive review of ⁴⁰Ar/³⁹Ar ages available for impact melt samples from different landing sites and obtained using the step-heating technique, suggests that the majority of the samples that gave robust plateau ages are indistinguishable within uncertainties and altogether yield a weighted average age of 3916 ± 7 Ma (95 % conf., MSWD = 1.1; P = 0.13) and a median average age of 3919 + 14/-12 Ma, both of which agree with the confidence interval obtained using the U-Pb system. These samples, dated by ⁴⁰Ar/³⁹Ar method, can be also viewed as representing the Imbrium impact. In total 36 out of 41 breccia samples from five landing sites can be interpreted to represent formation of the Imbrium basin, supporting the conclusion that Imbrium material was distributed widely across the near side of the Moon. Establishing temporal limits for the Imbrium impact allows discrimination of ten samples with Rb-Sr and ⁴⁰Ar/³⁹Ar ages about 50 Ma younger than 3922 ± 12 Ma. This group may represent a separate single impact on the Moon and needs to be investigated further to improve our understanding of lunar impact history.     

月球火山作用的地貌学特征

火山活动是月球最主要的内动力地质作用之一,是研究月球地质历史和热演化的重要窗口,也是月球科学及探测的重点目标.本文概要总结了月球火山作用的基本原理,并重点介绍了"岩墙扩展"模型.基于此模型,列举了由于岩墙在月壳内部上升程度的不同,导致的不同形式的喷发活动,并在月表产生了一系列火山地貌特征:① 当岩墙仅扩展到浅月表、未能...     

月球的地体构造与起源模式

按照月球表面物质成分分布的特点,月壳可以划分为三个主要的化学地体:1)风暴洋克里普地体(PKT);2)斜长质高地地体(FHT);3)南极爱特肯地体(SPAT),综合对比天体化学和固体地球科学研究的前缘和热点,本文建立了月球地体构造及其起源的星子堆积模式,对月球化学分布的不均匀性的起因给出了较为简单和合理的解释.     

利用漫反射光谱鉴定红粘土中针铁矿和赤铁矿

针铁矿(Gt)和赤铁矿(Hm)是广泛存在于土壤和沉积物中的重要铁矿物。这两种矿物在土壤和沉积物中含量很低,常规的测试手段很难有效地测定其含量。利用反射光谱联合加热处理的方法,可对土壤及沉积物样品中针铁矿和赤铁矿进行定性或半定量测定。实验结果显示,样品加热到300℃后,针铁矿的反射光谱的一阶导数特征峰发生了变化,赤铁矿的一阶导数特征峰却没有明显的变化。因此加热前后样品反射光谱一阶导数的变化取决于针铁矿和赤铁矿的含量。利用这种方法估计黄土高原第三纪红粘土样品中的赤铁矿含量约为0.3%～0.4%,针铁矿含量约为0.5%～1%。     

基于近红外光谱技术的烃类与粘土矿物识别及其地质意义

沉积岩中自生粘土矿物受成岩过程中物化条件控制,是成岩系统物化条件的指示。近红外反射光谱技术对粘土矿物反应灵敏,在金属矿产勘探中已经得到了日益广泛的应用。首次对油气勘探地质井的试验工作,验证了近红外光谱数据不仅可以第一时间从岩石样品中直接提取微量烃信息,还能解译详细的粘土矿物组合及其变化,从而获取对油气勘探有价值的成岩温度和热成熟度信息。对鄂尔多斯富县地区试验样品的数据分析表明,生油和储油层中的粘土矿物组合(包括铵伊利石、绿泥石、高岭石)变化直接反映了成岩和构造演化物化条件的变化,对于全面理解盆地的环境条件并且判断油气生成的有利区位具有实际应用意义。     

A unified model for hydrogen in the Earth and Moon: No one expects the Theia contribution

The Moon is thought to have formed after a planetary embryo, known as Theia, collided with the proto-Earth 4.5 billion years ago. This so-called Giant Impact was the last major event during Earth’s accretion, and its effects on the composition of the Earth and the newly forming Moon would be measureable today. Recent work on lunar samples has revealed that the Moon’s water was not lost as a result of this giant impact. Instead, the Moon appears to contain multiple hydrogen reservoirs with diverse deuterium-to-hydrogen (D/H) ratios. For the first time, we incorporate hydrogen isotopic measurements of lunar samples to help constrain the composition of Theia. We show that the Moon incorporated very low-D/H (δD ≈ -750‰) materials that only could have derived from solar nebula H₂ ingassed into the magma ocean of a large (∼0.4 M_E) planetary embryo that was largely devoid of chondritic water. We infer Theia was a very large body comparable in size to the proto-Earth, and was composed almost entirely of enstatite chondrite-like material. These conclusions limit the type of impact to a “merger” model of similarly-sized bodies, or possibly a “hit-and-run” model, and they rule out models that mix isotopes too effectively.