基于“嫦娥2号”CELMS数据的冯·卡门撞击坑微波辐射特性

胡硕，孟治国，朱蕴哲，连懿，李翠，GUSEV Alexander

（1. 吉林大学 地球探测科学与技术学院，长春 130021；2. 中国科学院 遥感与数字地球研究所 遥感科学国家重点实验室，北京 100101；3. 天津师范大学 地理与环境科学学院，天津 300387；4. Geology Institute, Kazan Federal University，Kazan 420008，Russia）

0 引 言

“嫦娥4号”（Chang’e-4）将要实现月球背面第一次登陆探测，着陆区初步选定为月球背面南极–艾肯（South Pole-Aitken，SPA）盆地内的冯·卡门（Von Kármán）撞击坑[1]。微波辐射计（Chang’E Lunar Microwave Sounder，CELMS）数据对温度和成分非常敏感[2]，因此基于CELMS数据的Von Kármán撞击坑微波辐射特性分析对Chang’e-4着陆区的选择具有极为重要的参考价值。

SPA盆地形成于前酒海纪，被认为是太阳系中最大、最古老的撞击盆地，此处具有较薄的月壳，对它的研究有可能揭露下月壳甚至上月幔的物质状况，是研究月球深部物质组成的重要窗口[3-5]。Von Kármán撞击坑位于月球背面SPA盆地的北部，坑内大部分区域被月海玄武岩覆盖，Haruyama等基于Kaguya TC数据的撞击坑计数法表明这些玄武岩属于雨海纪，约3.35 Ga[6]。Apollo、LP（Lunar Prospector）、“嫦娥1号”（Chang’e-1）等搭载的伽马射线仪的探测显示，Von Kármán撞击坑具有明显的钍富集现象[7-11]。基于Clementine UV/VIS和NIR数据，Borst等发现Von Kármán撞击坑填充为高钙辉石，明显不同于周围其它大型撞击坑[12]。Snape等基于可见光和伽马射线成果，分析了该区域的特征，认为Von Kármán撞击坑的物质成分分布可以为月球岩浆的形成演化提供重要依据[13]。但是，可见光数据没有穿透性，且月表物质受太空风化以及撞击溅射带来的物质混染影响比较严重，这对月球岩浆的形成及演化的研究是不利的。

CELMS数据具有一定的穿透能力，对温度和成分非常敏感，可以提供完全有别于可见光–近红外–热红外数据的重要的浅层月壤成分和温度信息[2,14]。虽CELMS数据在绝对定标方面存在一定问题[15-17]，但相对而言，CELMS数据可很好地反映月表典型区域物质成分及内部热特性参数分布特征[2,18-19]。因此，本研究拟采用“嫦娥2号”（Chang’e-2）卫星CELMS数据，进行Von Kármán撞击坑微波热辐射特性研究，以期为着陆区的合理选择提供有意义的参考。

1 研究区域和数据

1.1 研究区域概述

研究区域为41～49 °S，和171～177 °W，包括了Von Kármán撞击坑及其周围的月陆地区（图1（a））。图1（b）是该地区的地质图[20]。图1表明，Von Kármán撞击坑在物质成分上具有简单性和均一性，明显分为西南部的玄武岩区域、较小的中央峰区域和东北部的SPA盆地的初始物质区域。

图1 Von Kármán撞击坑影像图和地质图Fig. 1 Image and geological map of Von Kármán crater

1.2 CELMS数据处理

CELMS数据第一次实现了对月壤的被动微波探测，可以获取在3、7.8、19.35 及37 GHz频率上的月球微波热辐射数据，具有全球最高的空间和温度分辨率，是研究浅层月壤成分和温度特征的极佳的数据源[14,21]。

研究使用了CE-2获取的CELMS数据，观测角为0°，亮温分辨率约为0.5 K，为从2010年10月到2011年5月的大量探测数据，每条数据都包含了经度、纬度、4个频率的亮温等数据。根据研究区域范围，总共选出19 675个相关点数据用于本研究。

考虑到月表温度随观测时间会产生较大改变，对研究造成较大影响，为此引入了时角概念，以选择具有相近时角的月表亮温数据[22]。通过对比分析，采用时角为0～1点和12～13点的CELMS数据成图效果较好，可以用来代表午夜和正午的亮温，且该数据异常条带少，能较好地体现正午和午夜的亮温分布情况。

然后，对所选取的数据使用双线性插值方法进行成图处理，得到了分辨率为0.25°×0.25°的正午（图2）和午夜（图3）的亮温分布图。为了更好地理解亮温的地质意义，将Stuart-Alexander的地质解译结果矢量化后，叠加在图2和3上（黑线）[20]。

图2 Von Kármán撞击坑正午亮温分布图Fig. 2 TB distribution at noon

图3 Von Kármán撞击坑午夜亮温分布图Fig. 3 TB distribution at midnight

2 Von Kármán撞击坑微波辐射特征

2.1 正午微波辐射特征

由正午时刻Von Kármán撞击坑的亮温分布情况可知（图2）：总体上，Von Kármán撞击坑底部亮温呈大范围连续分布。相对于比较简单的坑底地质单元（图1（b）），正午时刻的亮温表现表明，该地区月壤的微波辐射情况较为复杂。3 GHz图像上（图2（a）），在撞击坑内的北部出现最高亮温值，约为210 K，呈北东东向展布。在撞击坑底南部，亮温明显较北部低4 K左右，而与撞击坑附近的物质的亮温接近。随着频率的增加，北部的高亮温区域变化不大，而南部亮温增加很快，尤其是在37 GHz时（图2（d）），比撞击坑附近的物质的亮温高10 K以上。这表明了撞击坑底部的北部和南部物质成分随深度的变化存在较大差异。西部偏南的区域在7.8 GHz（图2（b））及更高频率的图像中出现了高亮温的独立区域，数值与撞击坑北部最高亮温处相当。

2.2 午夜微波辐射特征

由午夜时刻Von Kármán撞击坑的亮温分布情况可知（图3）：午夜时刻的亮温表现与正午时刻出现了明显差异。北部，正午时刻的高亮温区域仍然表现为高亮温；而在南部，出现明显的以（176.13°E，45.41°S）为中心的低亮温区域，通过对比影像图判断出该区域中心为一个小型撞击坑。各区域之间的亮温差异则随着频率的增大而更加明显。这一方面证实了Von Kármán撞击坑底部物质成分的不均匀性，同时也表明了该区域月壤随频率或深度变化的复杂性。

2.3 亮温差特征

月表温度受太阳辐射影响很大，但在一定深度以下，月壤温度是恒定的[23]。因此，同一频率正午和午夜的亮温差（图4），直接反映了相应的微波可穿透范围内月壤的热物理特性[2]。

图4 Von Kármán撞击坑亮温差图Fig. 4 Map of TB difference in Von Kármán crater

图4表明，3 GHz频率上，Von Kármán撞击坑的亮温差要明显高于周围地区，表明了这些区域的亮温具有一定的典型性，再次证明了“嫦娥4号”（Chang’e-4）着陆区选择的科学性。

3 GHz图像（图4（a））中，高亮温差在北部和南部分别有一个区域较为明显，南部最高的亮温差比北部高1 K左右。随着频率的增加，南部和北部亮温差的差值在增大。7.8 GHz图像（图4（b））中，差值约为2 K；而在37 GHz（图4（d））图像上，差值达到8 K左右。表明南部区域和北部区域的月壤在热物理结构上的差异，但这种差异随着深度的增加而减小。

西南区域也有略高的亮温差表现，在3 GHz和37 GHz图像中表现较为明显。

同时，在4个通道图像上，再次出现了以（176.13 °E，45.41 °S）处撞击坑为中心的亮温差异常，呈现极高亮温值。

另外，在撞击坑东部和东南部，呈现低亮温差。这些再次证明，撞击坑内部月壤在热物理特性方面的复杂性。

3 结果与讨论

3.1 Von Kármán撞击坑的新认识

Stuart-Alexander和Borst等的研究结果认为，Von Kármán撞击坑充满了玄武岩，物质结构较为单一[12,20]。

图2、3和4表明，基于可见光–近红外数据的Von Kármán撞击坑物质成分研究具有较大的局限性。而根据不同区域的亮温表现特征，总体上，可将撞击坑底部重新划分为5个部分。其中，区域I和II具有最高的正午和午夜亮温及亮温差值；区域III，正午亮温明显低于北部，但也略高于周围地区，而午夜则具有最低亮温值，同时该地区具有全区最高亮温差值；区域IV正午的亮温值和亮温差值都基本低于区域III，而午夜的亮温值略高于后者。区域V的亮温表现则介于区域I、II和区域IV之间。

图5 Von Kármán撞击坑亮温图和新地质区域划分Fig. 5 TB distribution with new geologic units

为具体体现各区域之间的亮温差异，研究选取了3 GHz和37 GHz频率下，正午和午夜的亮温值及亮温差值数据进行了统计分析（表1）。在正午时段，区域I和区域II都为高亮温区域，比区域III高2 K左右；在37 GHz频率时，区域III也有较高亮温，分别比区域IV和区域V高0.5 K和1 K。在午夜时段，区域III具有明显的最低亮温，区域IV次之，区域III在3 GHz频率时分别比其他区域低1～2.5 K和0.5～2 K，在37 GHz频率时则具有更大差距，比其他区域低3～5 K。对于亮温差，在3.0 GHz频率时，区域II和区域III具有最大亮温差比其他区域高0.5 K以上。在37.0 GHz时，区域III最高，其次是区域II，比区域III低2 K，第三是区域I。

表1 亮温均值区域统计Table 1 Statistics of mean TB with new geologic units

3.2 亮温表现的成因分析

王振占等、Fang等、Meng等认为，温度、（FeO+TiO2）含量、坡度等是亮温高低的主要影响因素[14,24-25]。为了进一步分析Von Kármán撞击坑的亮温特征及其物理意义，我们引入了基于LRO LOLA数据得到的坡度数据（图6（a））和基于Clementine UV-VIS数据、采用Lucey方法得到的钛铁矿（FeO+TiO2）含量（FTA）（图6（b））数据。

图6 Von Kármán撞击坑坡度图和（FeO+TiO2）含量图Fig. 6 Slope map and （FeO+TiO2） abundance map

图6（a）表明，撞击坑内部较为平坦，坡度一般小于5°。因此，坡度不是撞击坑内部亮温的直接影响因素。图6（b）表明，区域III具有全区最高的（FeO+TiO2）含量值。与区域IV相比，其正午、午夜和亮温差表现与Meng等的模拟结果吻合[26]。即，FTA含量高的地方，具有较高的正午亮温和亮温差。

但区域I和II的亮温表现完全与此相悖，该地区FTA含量较小，其亮温差明显小于区域III，这是合理的；但是，区域I和II具有最高的正午亮温和较高的午夜亮温，亮温值均高于FTA含量最大的III区。Meng等在月球东海的研究中也发现了此类现象，并结合理论模型把这种现象归因于高的下垫面温度[2]。

3.3 着陆区选择建议

根据Von Kármán撞击坑的亮温表现及其与成分含量的关系，区域I和III都可以做为未来“嫦娥4号”的预选着陆区。

区域I在正午和午夜均表现为高亮温，属于月球热点异常范畴，是月球科学研究的重要目标之一[27-30]。Chan等基于“嫦娥1号”卫星CELMS数据，首次系统分析了月表热异常的空间分布特征，认为月表正午存在大量热点[31]。宫晓蕙等结合被动微波辐射传输模拟，解释了Tycho地区的月表热点异常，认为月表热异常与月表岩块分布密切相关[32]。陈思等通过对CELMS数据和月表成分、坡度、表面粗糙度和岩块丰度的对比分析，认为表面粗糙度和岩块丰度是Tycho地区热异常的主要成因[23]。Meng等在Orientale海研究中，结合理论模型和观测数据，认为高的下垫面温度是月表热异常的主要成因[2]。因此，区域I的着陆探测可以为月表热点异常的解释提供充足的实测资料。

笔者倾向于认为该地区热点异常的成因是高的下垫面温度。如果是这样，将为月球当前的热活动特征提供重要数据保障，为进一步研究月球热演化历史，以及浅层月壳热活动特征提供重要的直接证据。

区域III的亮温表现与该地区具有较高的FTA相一致。在该地区的着陆，可以采集到质量较高的月海玄武岩样本。同时，该区域具有全区最高的FTA含量，但其地形特征表明这不是一个火山机构。对该地区的考察，将解决如下科学问题：什么原因产生的以该撞击坑为中心的高FTA含量，以及其对该地区火成演化机制的作用。

同时，与区域III相邻的IV区，亮温随频率的变化非常明显，推测其原因为月壤热物理特性随深度的变化。同样，对区域I、III、IV的考察都将会核实这个情况，同时将为基于CELMS数据的月壤热特性参数研究提供重要支撑。

4 结束语

Von Kármán撞击坑作为“嫦娥4号”的预定着陆区域，具有较高的科学价值。本研究基于“嫦娥2号”卫星CELMS数据和Clementine UV-VIS数据，对该地区的微波热辐射特性进行了系统研究，结果表明：

1）Von Kármán撞击坑北部，正午和午夜的亮温都较高，初步推测成因为具有较高的下垫面温度，且该地区的月壤热物理特性不随深度变化。

2）撞击坑南部，钛铁矿含量是亮温的主要影响因素，且该地区月壤热物理特性随深度变化很大。

3）基于该地区的亮温表现，对撞击坑内部重新进行了地质单元划分和评价。

4）根据研究成果的重要性，进行了“嫦娥4号”着陆的优先性分析。I区可以做为“嫦娥4号”着陆的优先选择区域，这里具有较高的正午和午夜温度，且下垫面温度可能较高。其次为III区和IV区。

如果能够结合原位探测数据，证实浅层月壤的热物理参数及CELMS数据在月壤温度研究中的作用，将是月球科学研究的重要突破，对进一步研究浅层月壳热活动等具有重要意义。

致谢本研究由国家自然科学基金项目（41371332）和遥感科学国家重点实验室开放基金（Grant No.OFSLRSS201706）资助。在此表示感谢！

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