摘 要： 月球玄武岩的矿物组成反映了源区的化学成分和岩浆的结晶环境.了解月海玄武岩的矿物组成对研究月球岩浆演化具有重要意义.选择澄海为研究区, 综合利用光谱、地形、元素等多源遥感数据将澄海划分为55个地质单元.基于月球矿物制图仪 (Moon Mineralogy Mapper, M3) 数据, 提取84条新鲜撞击坑光谱曲线, 计算吸收中心波长、波段面积比等光谱参数.通过分析光谱吸收特征, 获得澄海玄武岩镁铁质矿物的空间变化特征.研究结果表明, 澄海玄武岩镁铁质矿物主要为高钙单斜辉石.澄海中部和南部地质单元具有较低的橄榄石/辉石比, 东部和西部地质单元具有较高的橄榄石/辉石比.从东、西部到中部区域, 橄榄石/辉石比例逐渐降低.
关键词： 澄海; 玄武岩; 光谱; 矿物成分; M3;
Abstract： The mineral composition of lunar basalts reflects the composition of the mantle sources and their crystallization. Understanding the mineral composition of lunar basalts is important for comprehending the lunar magmatic evolution. In this paper, Mare Serenitatis was mapped and characterized into 55 basaltic units using the multi-source remote sensing data such as spectrum, topography, and element abundance, etc. Based on the Moon Mineralogy Mapper (M3) hyperspectral data, we extracted 84 spectra of fresh craters. Spectral parameters such as absorption centers and absorption band area ratios were obtained through data processing, to acquire the spatial variation of mafic minerals in Mare Serenitatis, which are dominated by the high-calcium clinopyroxene. The eastern and western parts of Mare Serenitatis have higher olivine/pyroxene ratios than the middle part. From the east and west to the middle region, the proportion of olivine/pyroxene gradually decreases.
Keyword： mare serenitatis; basaltic unit; spectrum; mineralogy composition; M3;
1 引言
月海由火山熔岩流填充大型环形盆地或低地形成.月海玄武岩覆盖月球表面积的?17%, 占月壳体积的?1%[1].月海玄武岩矿物组成反映了源区的化学成分和岩浆的结晶环境, 对研究月球热演化历史具有重要意义.此外, 获取月表矿物组成分布可以为将来建设月球基地和开发利用月球资源提供决策依据.20世纪60–70年代, 美国阿波罗 (Apollo) 计划和前苏联月球 (Luna) 计划均成功采集到月球样品, 但是样品数量少且采样点分布具有局限性.遥感技术是当前获取月表矿物组成和分布情况的主要手段.
澄海形成于酒海纪, 直径740 km[2], 中心经度17.5?E, 中心纬度28?N (图1) .澄海西接雨海, 东南部和静海相连, 北望冷海, 西南与汽海毗邻.澄海玄武岩的时间跨度约为3.81–2.44 Ga[3], 大部分区域较为古老, 最年轻的地区位于东部直径约60 km的Le Monnier (25?51′N, 30?27′E) 撞击坑附近.澄海东北部有月球上面积最大的月湖—梦湖 (Lacus Somniorum) , 面积约70000 km2;东南和西南边缘存在爆发式火山作用形成的火山碎屑堆积物, 可能代表原始岩浆的组成[4].
Kaur等[5]利用月球矿物制图仪 (Moon Mineralogy Mapper, M3) 数据将澄海划分为13个地质单元, 基于地理位置将它们分为中部和东部、西部、西南部和南部3组.他们发现澄海玄武岩富含中钙到高钙辉石, 但未发现明显矿物成分变化趋势, 由此推测澄海形成过程中有一个稳定的玄武岩熔岩流源区.Kodama等[6]基于Clementine紫外/可见光相机 (UV/VIS) 影像将澄海划分成6个地质单元, 其中中部地区为低钛玄武岩 (TiO2含量约2.8–4.2 wt%) .Lawrence等[7]通过月球勘探者伽马射线谱仪发现澄海中部为高铁玄武岩, 四周为低铁玄武岩.Hiesinger等[3]利用多光谱伽利略影像数据假彩色合成影像将澄海划分为29个地质单元, 并通过撞击坑大小-频率分布测年法 (Crater Size-Frequency Distribution) 得到地质单元的年龄分布.结果显示澄海玄武岩年龄在3.81–3.24 Ga, 其中近33%的玄武岩年龄分布在3.8–3.6 Ga, 23%分布在3.5–3.4 Ga.Hackwill[8]基于Clementine (UV/VIS) 数据识别玄武岩地层边界, 将澄海玄武岩划分出14个地质单元.
图1 澄海示意图Fig.1 A sketch of the Mare Serenitatis
(等距离圆柱投影, 投影中心为 (28?N, 17.5?E) ) .底图为LROC WAC假彩色合成图 (R:689 nm, G:566 nm, B:321 nm) , 白色实线表示澄海边界线 (the equidistant cylindrical projection with the center of (28?N, 17.5?E) ) .The base image is the false color composition of LROC WAC (R:689 nm, G:566 nm, B:321 nm) .The white line depicts the boundary of Mare Serenitatis
本文综合利用多源遥感数据划分澄海地质单元, 在此基础上利用M3数据反演澄海玄武岩矿物组成.通过研究澄海玄武岩的矿物成分及空间分布, 深化对该区域热演化的认识, 并为月球演化模型研究和月球探测计划提供基础资料.
2 数据
M3是搭载在印度“月船一号” (Chandrayaan-1) 的载荷之一.飞船有100 km和200 km两个运转轨道, 在100 km轨道上, M3高光谱数据空间分辨率为140 m/pixel.其工作模式主要分为全球模式和目标模式两种.在全球模式下, M3数据共有85个波段, 波长范围为430–3000 nm, 光谱分辨率为20–40 nm, 能够获取连续光谱曲线.获取的数据共有OP1A、OP1B、OP2A、OP2B和OP2C 5个光学周期[9-10].本文主要采用空间分辨率较高的OP1B周期数据研究澄海的玄武岩矿物成分.由于澄海中部地区OP1B周期数据缺失严重, 获取该地区光谱结合了OP2C数据.
月球勘测轨道飞行器 (Lunar Reconnaissance Orbiter Camera, LROC) 搭载的广角相机 (Wide Angle Camera, WAC) 获取的空间分辨率为475 m/pixel的无痕镶嵌影像包含了波长范围321–689 nm的数据[11].LROC窄角相机 (Narrow Angle Camera, NAC) 获取的高空间分辨率0.5–2 m/pixel的影像用于新鲜坑的目视选取.积分吸收深度图 (Integrated Band Depth, IBD) 由M3数据计算产生, 描绘了玄武岩地质单元间的光谱变化.Clementine假彩色合成图 (R:750/415 nm, G:750/950 nm, B:415/750 nm) 显示了地层矿物和元素含量的变化.嫦娥一号干涉成像光谱仪 (Interference Imaging Spectrometer, IIM) 数据波长范围为480–960 nm, 共32个波段, 空间分辨率200 m/pixel.新定标的IIM数据消除了瓦片状拼接边界, 全球无痕镶嵌图为更详细的地质单元划分提供了支撑[12].LROC低太阳高度角数据和激光高度计 (Lunar Orbiter Laser Altimeter, LOLA) 高程数据提供了地形信息, 有助于辅助光谱图划分地质单元.
3 方法
3.1 地质单元划分
地质单元划分是一项基础性而其重要性又易被忽视的工作.不同的单元划分必将导致后续年龄、成分、地质填图等结果的差异[13].前人通常使用Clementine彩色比值合成图和M3积分深度图作为基础数据划分地质单元[5,6,8].这两个数据集镶嵌影像在轨道边界存在色调差异, 会混淆不同地质单元.近年来, 大量光度校正工作的开展产生了无痕拼接镶嵌图, 如嫦娥一号IIM数据和LROC WAC数据[12].这些数据大多数在可见光波段范围, 由于窄波长范围内不同单元之间对比度低, 这导致成分相似的玄武岩单元通过以上数据不易区分.大多数月球矿物在短波红外波段有更显着的光谱对比度, 结合M3数据的短波红外通道和地基雷达数据有助于更准确地划分地质单元.M3 IBD影像上的色调揭示了岩石的吸收特征, 含辉石吸收表现为亮青色, 含橄榄石吸收为紫红色, 无吸收特征为蓝色[13].雷达的优势是可以探测表面风化层之下的地层.
本文综合利用M3遥感影像以及通过其产生的IBD影像、Clementine比值假彩色合成影像、嫦娥一号IIM影像、LROC WAC 7波段数据、地基雷达数据和LROC LOLA高程数据划分详细地质单元.在ArcGIS中通过拉伸、增强对比度绘制地质单元图, 最终将澄海玄武岩划分为55个地质单元.
3.2 光谱收集
月壤中的风化产物会减弱镁铁质矿物的光谱吸收[14,15].新鲜的撞击坑风化程度低, 较好地保持了原始的光谱特征;成熟度较高的撞击坑受到空间风化影响大, 其光谱曲线的形态特征发生改变, 对玄武岩矿物组成的判别造成影响.因此需要尽量选取新鲜撞击坑, 降低空间风化和后期撞击溅射物对目标撞击坑光谱特征的影响.本文使用LROC NAC高分辨率遥感影像数据目视判别新、老撞击坑.具体标准如下: (1) 新鲜坑直径大小一般在300–1200 m之间; (2) 新鲜坑周围有明亮的放射状溅射线或大量碎石.选取撞击坑坑壁单个像元的光谱数据, 并避开太阳入射阴影, 对少数信噪比不高的新鲜坑光谱, 则采用2×2或1×2像素的光谱进行平均.图2为本文选取的84条新鲜撞击坑光谱的地理分布以及最终的地质单元划分结果.灰色实线为地质单元边界线, 黄点为选取的新鲜撞击坑, 底图为LROC WAC假彩色合成影像.
图2 澄海新鲜撞击坑光谱分布图.灰线为地质单元边界线, 黄点为选取的新鲜撞击坑, G1–G6代表地质单元分组Fig.2 The sampling sites of fresh craters in Mare Serenitatis.The gray line depicts the boundary of basaltic units.Yellow points represent the locations of selected fresh craters.G1–G6 represent the group of basaltic units
3.3 光谱参数获取
月海玄武岩最常见的铁镁质矿物是辉石和橄榄石, 可以使用1000 nm和2000 nm的诊断性光谱吸收特征对它们进行识别[16,17].辉石占据M2位的Fe2+跃迁产生1000 nm和2000 nm强吸收特征[13,18].随着Fe2+或Ca2+含量的增加, 辉石光谱吸收中心将向长波方向移动[19,20].橄榄石占据M1和M2位的Fe2+跃迁产生由3个吸收特征叠加而成的?1000 nm宽吸收峰, 3个吸收中心分别位于850 nm、1050 nm和1250 nm[21,22,23].本文计算的主要光谱参数为吸收中心和波段面积比 (band area ratio, BAR) .定义Band I和Band II分别为光谱在1000 nm和2000 nm处的吸收峰, BAR为2000 nm吸收峰特征范围内的吸收深度累加值与1000 nm吸收峰特征范围内的吸收深度累加值的比值.BAR是指示橄榄石和辉石相对含量的有效光谱参数.橄榄石光谱曲线缺乏2000 nm吸收峰, 所以BAR值越小, 橄榄石丰度越高, 反之则辉石丰度越高.
在计算光谱参数前, 采用B样条函数拟合对光谱数据进行平滑处理, 以减少噪声的影响, 平滑后的曲线与原曲线在形态上有一致性[24].采用切线法进行连续统去除, 具体方法为: (1) 对于1000 nm吸收峰, 取吸收峰左右两肩的极大值作切线[25]; (2) 对于2000 nm吸收峰, 由于2500 nm往后波长受热辐射影响较大, 采用2497 nm为右侧固定端点, 往左侧作切线进行连续统去除[24].采用6次多项式拟合连续统去除后的光谱曲线, 对其求取1阶导数获得吸收中心[26].
4 研究结果与讨论
4.1 澄海地质单元
图3分别展示了在LROC WAC影像、IIM假彩色合成影像、Clementine比值假彩色合成影像、M3彩色合成影像、M3 IBD影像和LROC LOLA影像上的地质单元划分结果.Kaur等[5]研究划分了13个地质单元, Hiesinger等[3]研究划分了29个地质单元, 本文将澄海划分为55个地质单元 (S1–S55) , 更为细致的地质单元划分有利于分析玄武岩矿物成分变化及本区地质演化.根据LROC WAC影像色调变化将55个地质单元分为6个组, 分别用G1–G6表示.具体分组参见表1.因为S25、S53和S54地质单元未选取到新鲜坑, 故不作分组讨论.S19 (G3) 、S16 (G4) 、S17 (G4) 、S23 (G4) 和S51 (G5) 单元内选取的新鲜撞击坑周围存在射线状条纹, 可能受到了撞击溅射物的混合污染[27–29].
表1 地质单元分组Table 1 Groups of the basaltic units
G1组地质单元主要分布在澄海的东北部和西部边界, LROC WAC图上呈现蓝、白色混合.G2组地质单元分布于澄海东南到西南边界, 呈深蓝色.G3组分布在澄海中部和东部, 呈青褐色.澄海最年轻的地质单元S5 (?2.44 Ga) [3]位于该组内.G4组分布在澄海的中部, 呈现棕黄色.5个面积较小、单元内存在大型撞击坑 (S51) 或疑似破碎火山口的地质单元 (S26、S45、S52和S55) 被单独划为G5组.G6组疑似为爆发式火山形成的地质单元.
4.2 光谱分析
图4和图5分别展示了6组地质单元的平均反射率曲线和连续统去除后的光谱.G1–G4 4组地质单元光谱具有很好的一致性, 反射率曲线变化不大, 但它们在LROC WAC影像色调不一致, 可能是因为LROC WAC呈现的是表层经空间风化改造的光谱特征, 而提取的新鲜坑光谱反映了原始的矿物组成.4组地质单元光谱曲线大多具有较强的1000 nm和2000 nm吸收峰, 少数在1300 nm存在弱吸收.G5组光谱曲线在1000 nm和2000 nm吸收峰弱于其他分组, 存在1300 nm处的弱吸收.1000 nm和2000nm吸收峰较弱可能是因为受到了撞击溅射物混合或者富含火山碎屑物.G6组光谱曲线具有最弱的1000 nm和2000 nm吸收峰, 斜率比较大, 具有典型的火山玻璃光谱特征[30].
图3 澄海地质单元划分图.Fig.3 The distribution of basalts in Mare Serenitatis.
(a) LROC WAC彩色合成图 (R:689 nm, G:566 nm, B:321 nm) ; (b) IIM假彩色合成影像 (R:842 nm, G:776 nm, B:551 nm) ; (c) 克莱门汀比值彩色合成图 (R:750/415 nm, G:750/950 nm, B:415/750 nm) ; (d) M3彩色合成图 (R:2696 nm, G:1508 nm, B:700 nm) ; (e) M3IBD假彩色合成图 (R:1000 nm IBD, G:2000 nm IBD, B:1578 nm IBD) ; (f) LROC LOLA高程图 (a) LROC Wide Angle Camera color composite (R:689 nm, G:566 nm, B:321 nm) ; (b) CE-1 Interference Imaging Spectrometer color composite (R:842 nm, G:776 nm, B:551 nm) ; (c) Clementine color ratio image (R:750/415 nm, G:750/950 nm, B:415/750 nm) ; (d) M3color composite (R:2696 nm, G:1508 nm, B:700 nm) ; (e) M3integrated band depth color composite (R:1000 nm, G:2000 nm, B:1578 nm) ; (f) LROC LOLA
图4 G1–G6组的平均反射率曲线Fig.4 Mean reflectance spectra of each unit in G1–G6
图5 G1–G6组连续统去除后平均反射率曲线Fig.5 Mean continuum removed spectra of each unit in G1–G6
图6 (a) 是澄海各地质单元新鲜坑Band I和Band II波段中心散点图.作为对比, 图中也展示了天然辉石和人工合成辉石的特征[16,23,31].低钙辉石的1000 nm与2000 nm吸收中心分别位于900–930 nm和1800–2100 nm;高钙单斜辉石的1000 nm与2000 nm吸收中心分别位于910–1070 nm和1970–2360 nm[32].除G6组S31单元之外, 其他组吸收中心都位于高钙辉石范围内, 说明澄海玄武岩辉石主要类型为高钙单斜辉石.S31单元吸收中心波长分别位于915 nm和1969 nm, 表明该组玄武岩辉石钙含量最低.
图6 (b) 为澄海地质单元1000 nm吸收中心波长和波段面积比散点图.G1–G6组波段面积比范围依次为0.76–0.99、0.66–2.02、0.88–1.04、0.55–1.2、0.34–1.17和0.63–1.01.波段面积比最低值为0.34, 出现在G5组S45单元, 表明该区域最富集橄榄石;最高值为2.02, 出现在G6组S31单元, 表明该区域最富单斜辉石.
图6 (a) 1000 nm吸收中心和2000 nm吸收中心散点分布图; (b) 1000 nm吸收中心和波段面积比散点分布图Fig.6 (a) Plot of Band I versus Band II centers; (b) Plot of Band I centers versus BAR
图7为澄海1000 nm吸收中心分布趋势图和波段面积比趋势图, 可直观地显示澄海玄武岩橄榄石和辉石的相对含量空间变化趋势.澄海西部和东北部1000 nm吸收中心波长较长, BAR值较低, 具有较高的橄榄石/辉石比.中部和南部1000 nm吸收中心波长较短, BAR值较高, 具有较低的橄榄石/辉石比, 相对富含单斜辉石.
图7 (a) 澄海1000 nm吸收中心分布图; (b) 波段面积比分布图Fig.7 (a) The distribution of Band I centers; (b) The distribution of BAR values
大型撞击坑Bessel位于G5组S51单元上, 它被S23包围.在Bessel坑附近提取的新鲜坑光谱1000 nm吸收中心波长高于周边地质单元, BAR值低于周边地质单元, 可能是受到了Bessel撞击坑溅射物的影响.G5组其余疑似火山口的地质单元 (S26、S45、S52和S55) 也具有类似的光谱特征, 可能富含火山碎屑物[3].G6组从光谱曲线上分析为火山玻璃覆盖地层.S49单元内的Rima Calippus月溪在雷达影像呈现深黑色, 推断曾经发生过小范围的火山活动, 有火山玻璃覆盖, 这与光谱曲线分析结果一致.
从整体上看, 无论是1000 nm吸收中心还是BAR值, 澄海南部到中部地区与西部和东北部地区都有明显差异.南部到中部地区1000 nm吸收中心较低、BAR值较高 (图7中呈蓝色) , 具有较低的橄榄石/辉石比例, 相对富辉石.西部和东北部地区1000 nm吸收中心较高、BAR值较低 (图7中呈橙色或黄色) , 具有较高的橄榄石/辉石比例.定年结果显示富橄榄石地区 (东北部) 玄武岩时代为爱拉托迅纪 (2.1 Ga) [8], 富辉石地区 (南部到中部) 年龄范围大约为3.3–3.4 Ga.值得注意的是, 冷海西部、露湾、风暴洋和雨海年轻晚期玄武岩同样富橄榄石[27,28,29,33].这种矿物-时代关系在如此大范围的一致性可能反映了月球演化到后期玄武岩更为富集橄榄石.然而澄海IBD图 (图3 (e) ) 并未显示该区具有类似风暴洋、雨海和冷海西部非常突出的年轻玄武岩富集橄榄石趋势, 澄海地区年轻玄武岩-橄榄石关系有待进一步研究.
不同的橄榄石/辉石比例和定年结果表明澄海南部到中部地区与周边区域不属于同一喷发期次, 可能说明它们具有不同的岩浆源区.相反, 澄海东北部与冷海东部具有相似的1000 nm吸收中心波长和BAR值, 且它们的年龄相近[3,33], 可能反映它们尽管隶属于不同的月海, 但岩浆源区可能具有一定的联系.
5 结论
本文以澄海为研究区, 综合利用多源遥感影像数据, 根据反射率、影像色调、地形等特征将澄海玄武岩详细划分为55个地质单元, 并分为6组.在M3影像中提取新鲜坑光谱, 计算其波段中心、波段面积和波段面积比等光谱参数, 通过分析不同地质单元的光谱吸收特征, 研究了澄海不同地质单元的矿物成分及空间分布, 得出了以下结论:
(1) 澄海玄武岩辉石的主要类型为高钙单斜辉石.在空间分布上, 澄海玄武岩的橄榄石/辉石比例呈现自东西两端向中部递减的趋势.澄海东部和西部玄武岩具有较高的橄榄石/辉石比;中部玄武岩具有较低的橄榄石/辉石比, 相对富含高钙单斜辉石.
(2) G5组地质单元反射光谱1000 nm吸收中心波长高于周边地质单元, BAR值低于周边地质单元.S51的光谱可能受到了Bessel撞击坑冲击溅射物的影响, 其余3个单元可能富含火山碎屑物.
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