“嫦娥4号”计划在2018年实施发射，这将是世界首颗在月球背面着陆和巡视探测的航天器。“嫦娥4号”的预选着陆区是冯·卡门（Von Kármán）撞击坑（图 1A：A为月海玄武岩充填的撞击盆地），该地区属于月球背面的南极–艾肯（South Pole-Aitken）盆地^[1-2]。南极–艾肯盆地形成于月球的前酒海纪，直径范围约2 100~2 500 km，是月球上最大和最古老的撞击盆地之一^[1-3]。根据撞击坑直径与其最大挖掘深度的关系计算^[4]，该盆地很可能已经撞穿了下月壳并进入了上月幔^[5]。

图 1冯·卡门撞击坑区域地质概况

Figure 1.Geological background of theVon Kármán crater

之前的遥感观测结果显示，南极–艾肯盆地内部的化学成分特征非常独特。与月球的典型高地相比，南极–艾肯盆地富含镁铁质矿物（橄榄石/辉石），并且有较高的Fe和Th含量^[6-10]。虽然该区域包含了几个由月海玄武岩填充的盆地，但其铁镁质矿物的特征并非主要来源于月海玄武岩^[6-7]。这些非月海的铁镁质地层通常被认为富含苏长岩质物质（低钙辉石）^[6-7]，并且含有大约10 wt% FeO^[9]。此外，基于Clementine，Kaguya和Moon Mineralogy Mapper（M³）等数据的观测，在南极–艾肯盆地中还发现有一些小范围分布的橄榄石，斜长石，尖晶石和非月海的高钙辉石^[5,7,11-13]。

有关南极–艾肯盆地的物质成分分布，以及盆地的形成和演化一直以来都是科学界研究的热点和争论的焦点^{[1-2,5-7,11-13]}。此次“嫦娥4号”计划着陆于冯·卡门撞击坑，为近距离了解南极–艾肯盆地撞击过程，月球撞击历史以及月球成分构造提供了机会。本文旨在通过综合利用多种光谱数据，解析冯·卡门撞击坑及其周边区域元素含量（TiO₂和FeO）和矿物成分（橄榄石/辉石）的分布，为“嫦娥4号”探测计划的顺利开展提供更多的技术支持。

南极–艾肯盆地出露有大量的斜长石（斜长岩质物质），低钙辉石（苏长岩质物质）和橄榄石（橄长岩或纯橄岩质物质）等矿物^[6-7]。为了更精准的划分冯·卡门撞击坑及其周边地区不同的地质单元，本文基于M³数据制作了“综合吸收峰深度（Integrated Band Depth，简称IBD）”图像^[14-16]，来区分各单元的矿物成分差异（见图 1B，B为IBD图像）。图 1B的IBD图像是一个能反映月球含铁矿物和太空风化作用变化的假彩色合成图像^[14,17-19]，其中红色代表光谱的1 μm吸收特征，绿色代表2 μm吸收特征，而蓝色代表光谱的反射率（1.5 μm）。斜长岩质矿物因为没有较强的吸收特征（1 μm和2 μm吸收峰）而显示蓝色，富含镁铁质矿物的区域则显示黄/绿色或橙/红色，这些颜色的差异主要是由于各地区成分和风化强度的不同而导致的^[14,17-19]。

Clementine任务搭载的紫外/可见光（UVVIS） 相机，拥有0.4～1 μm的波段范围以及100～300 m/pixel的空间分辨率，其数据常被用于反演估算全月球的TiO₂和FeO含量^[20-23]。该反演数据在本研究中被用来分析冯·卡门撞击坑及其周边地区TiO₂和FeO元素的分布情况（见图 1C、图 1D，C为TiO₂含量；D为FeO含量）。

M³数据具有较全的波段覆盖范围（0.43~3 μm）和较高的空间分辨率（140~280 m/pixel），是用来分析月球矿物成分的理想数据^[14-19]。为了避免太空风化作用^[24]，各单元的光谱数据都是从新形成的小撞击坑中提取，来代表该地层的矿物成分^[19,25]。根据Zhang等的研究方法^[25]，本文测量了以下光谱参数来分析各单元的矿物变化，主要有1 μm吸收峰的中心位置（Band I Center），2 μm吸收峰的中心位置（Band II Center），以及2 μm和1 μm吸收峰面积的比值（Band Area Ratio，简称BAR）。其中，1 μm和2 μm吸收峰的中心位置可用来判断辉石Fe²⁺和Ca²⁺含量的变化^[26]，而BAR则指示了橄榄石与辉石的相对含量。由于橄榄石缺乏2 μm的吸收峰特征，所以BAR的值越小，橄榄石的含量就越高，反之亦然^[27-28]。

图 1B的IBD图像中，红/黄色的区域常被解释为比绿/蓝色的区域富含更多的铁镁质矿物^[14,17-19]。冯·卡门等几个撞击坑在IBD图中显示为黄色（图 1B中红线所示），表明它们比周围区域含有更多的橄榄石或辉石，综合其较平坦地形以及较低反照率等特点（图 1A），可以认为它们属于月海玄武岩质盆地。Lebnitz和冯·卡门撞击坑以南，有局部区域显示为蓝色（图 1B），代表该地区缺乏铁镁质矿物，可能出露有富斜长石质地层。根据铁镁质矿物的相对含量，冯·卡门撞击坑及其周边地区可以简单的划分成3个地质单元，其一是冯·卡门，Lebnitz和Davisson等几个富铁镁质矿物的月海盆地，其二是贫铁镁质矿物的局部地区，还有就是铁镁质矿物含量居中的其他非月海单元（Non-mare Units）。

图 1C和1D分别展示了冯·卡门撞击坑及其周边地区TiO₂和FeO含量的分布情况。相对于全月而言，该地区整体贫TiO₂富FeO。冯·卡门等几个月海盆地（图 1B中红线所示），以及Finsen撞击坑周围的局部区域是TiO₂和FeO富集程度较高的地区。其中冯·卡门撞击坑内部主要的TiO₂含量为1.5~2.5 wt%，主要的FeO含量在12~16 wt%，局部可达到3 wt%左右的TiO₂和17~20 wt%的FeO。Lebnitz盆地是该地区面积最大且TiO₂和FeO含量最高的区域，平均可达到2~5 wt%的TiO₂和14~20 wt%的FeO。总体而言，这几个月海盆地与低钛玄武岩样品的TiO₂和FeO含量是基本一致的（TiO₂一般<6 wt%，FeO在20 wt%左右）^[29-30]。而TiO₂和FeO含量相对较低（TiO₂<1 wt%，FeO<8 wt%）的地层，则主要分布在冯·卡门，Lebnitz和Alder盆地的南部地区，以及一些局部区域（图 1D中显示青绿色的区域）。它们与高地斜长岩地区的土壤成分（一般TiO₂<1 wt%，FeO<8 wt%）^[29-30]相类似。至于其它非月海单元，TiO₂含量大多在1 wt%左右，FeO含量大多在10 wt%左右。

1 μm与2 μm的吸收峰中心位置图（见图 2）展示了天然与合成的斜方辉石（OPX），单斜辉石（CPX），以及易变辉石（PGT）的光谱特征^[15,31-32]。主要比较了富铁镁质矿物的月海盆地和非月海地层的光谱特征，其中非月海单元的光谱参数落在了更靠近斜方辉石（相当于低钙辉石）的一端，也就是说冯·卡门等几个月海盆地的含钙量比周围的地层更高。在BAR与1 μm吸收峰中心位置图中（见图 3），冯·卡门等几个月海盆地的光谱参数落在了代表橄榄石（OL）和辉石混合为主要成分的区域，而非月海单元的光谱参数落于代表斜方辉石为主要成分的位置。这说明冯·卡门等几个月海盆地比周围单元有更高的橄榄石含量。

图 2吸收峰中心位置图

Figure 2.Band center plot

图 3吸收峰面积比值与1 μm吸收峰中心位置图

Figure 3.The plot of BAR versus Band I center

冯·卡门等几个月海盆地内部贫TiO₂（约1~5 wt%）富FeO（约12~20 wt%），且富含镁铁质矿物（橄榄石和辉石），因此可以认为其主要的岩石类型为低钛玄武岩。月海盆地以外的地层（非月海单元）也富含一定的镁铁质矿物（以低钙辉石为主），并含有约1 wt%的TiO₂和10 wt%的FeO，故可解释为主要是苏长岩质的特征。由于斜长石光谱的吸收锋较弱，即使出现很少量的辉石，也会掩盖其吸收特性^[33-34]。因此，某些富含斜长石特征的区域，例如，冯·卡门，Lebnitz和Alder盆地以南出露的TiO₂和FeO含量较低（TiO₂<1 wt%，FeO <8 wt%），且镁铁质矿物不丰富的局部区域，则可以被解释为富含斜长石的地层。

本文通过解译多种光谱数据，分析了冯·卡门撞击坑及其周边地区TiO₂和FeO含量以及铁镁质矿物的分布情况，并推断了各地质单元的主要岩石类型。冯·卡门等几个月海盆地内部整体贫TiO₂（约1～5 wt%）富FeO（约12～20 wt%），主要为低钛玄武岩。非月海单元的地层则以苏长岩质物质（低钙辉石）为主，并含有约1 wt%的TiO₂和10 wt%的FeO。此外，还有一些富斜长石的地层出露在冯·卡门，Lebnitz和Alder盆地以南的局部区域。此次“嫦娥4号”计划着陆于冯·卡门撞击坑，为就位探测南极–艾肯盆地的物质成分，以及研究盆地形成和演化提供了难得机会。希望本研究能为“嫦娥4号”未来的探测任务提供支持。