國內動態丨RMDSs揭示月球上哥白尼紀年輕火山作用?

    Ring Moat Dome Structures (RMDSs) 是月球表面一種低矮的、周圍被環形負地形所環繞的穹隆構造，廣泛分布於月海玄武巖表面。某些RMDSs與小型撞擊坑的相互疊加關係表明月球火山作用可能持續到10億年以內的哥白尼紀。我們將RMDSs的成因歸為兩類：年老（30億年以前）或年輕（0-30億年之間）。

RMDSs的基本特徵（圖1，Zhang et al., 2017）歸納如下：（1）表面形態呈大致圓形或橢圓形。平均直徑~200米，平均高度約3-4米，最高超過10米；（2）被環形負地形所環繞。環形凹陷寬度最大超過100米，深度為數米；  （3）與其它火山機構（比如火山穹隆、火山錐和大型盾狀火山）相比，高度-直徑比較小（0.005-0.04）；（5）分布於有限的某些玄武巖區域（比如更傾向於高鈦玄武巖表面）；       受制於數據質量和空間解析度的限制，它們是一種自上世紀70年代阿波羅計劃實施以來一直被忽略的、但數量龐大並根植於月海玄武巖流表面的小型火山地貌特徵。另一方面，在平面上，由於它們體積小和近乎圓形，很多學者常常將它們誤認為小型撞擊坑，這也是它們長期以來沒有被注意到的原因之一。截止到本論文發表（Zhang et al., 2020），我們已在月球正面和背面的月海區域找到8,000多個RMDSs。值得一提的是在嫦娥4號著陸的馮·卡門撞擊坑內，位於其西南邊緣的火山穹隆區域也發現了它們的身影（圖2）。低太陽高度角影像上清晰的顯示出此RMDS的形貌特徵和表面紋理。其北部毗鄰一相同大小的撞擊坑，且該RMDS西部邊緣存在一圓形凹陷，至於它是撞擊成因還是塌陷成因尚不能做出定論。

圖1. 一RMDS密集分布區，位於月球正面靜海盆地北部。下圖為基於2 米解析度DEM數據的三維顯示（LROC NAC影像）。上圖分別為一個RMDS的NAC影像、山體陰影圖和DEM假彩色影像上的顯示結果及提取的RMDS橫向剖面圖。

基於比較行星學研究，我們認為它們的形成與熔巖成分及其在月表的動力學行為（包括冷卻結晶、膨脹作用和排氣過程）和展布過程有關。這可以類比於地球上玄武巖流表面熔巖冢（單數tumulus, 複數tumuli; 圖3）的形成。熔巖冢是在巖漿膨脹生長的過程中形成的（Walker, 1991; Hon et al., 1994; Self et al., 1998）。玄武巖漿來到地表以後，流動過程中內部揮發分（飽和、析出、上移和聚集）產生的壓強作用於已淬火的上部冷凝殼，使得上覆巖層隆起裂開，甚至迫使內部巖漿沿裂縫溢出形成熔巖丘（Self et al., 1998; 圖4a）。熔巖冢常呈橢圓形，其長軸指向熔巖的流動方向，因此它們的分布與內部熔巖的流動通道具有相關性。此外，它們的表面形成一系列裂縫，特別是沿長軸方向常形成主斷裂，一系列次斷裂沿主斷裂呈現輻射狀分布（圖3d）（Walker, 1991）。這些斷裂處經常可見熔巖溢出。熔巖冢的大小在幾米到一百米之間，通常小於30米，在規模上比RMDSs小一個量級（RMDSs大小範圍位於幾十米至一千米左右，平均直徑約200 m）。熔巖冢的高度通常1-5米，個別超過10米（Anderson et al., 2012; Khalaf & Hammed, 2016）。與地球熔巖冢相比，近乎圓形的RMDSs表面無任何形式的裂縫，但熔巖冢與月球RMDSs之間最大的不同在於熔巖冢周圍並沒有發現類似RMDSs的環形負地形（圖1）。

圖2. 低太陽高度角下的RMDS和撞擊坑（LROC NAC影像），該RMDS位於嫦娥4號著陸區-馮卡門撞擊坑西南部火山機構上。

圖3. 地球上的熔巖冢（Diniega & Németh, 2014）：（a）夏威夷島上陡峭的熔巖冢；（b）塌陷的熔巖冢，阿根廷；（c）殘留的熔巖冢，利比亞；（d）爾塔阿雷火山地區（衣索比亞）較新形成的熔巖冢，可看到其頂部沿長軸方向和側翼的裂縫。

既然RMDSs是玄武巖流表面的形貌特徵，要了解其成因首先要了解熔巖流來到地表以後的流變動力學特徵。火山噴發中後期或溢流玄武巖主要是以較為溫和的方式流動，由於其外表面快速輻射冷卻並與周圍環境接觸發生熱傳導或對流，很快就會在其表面形成一層冷凝殼。下表面與較冷的地表之間發生熱傳導而逐漸冷卻，形成一個與上層冷凝殼相比冷卻速率較慢的殼層（圖4b-4d）。因此，熔巖流就像夾心蛋糕一樣，外面包裹一層冷凝殼，裡面是炙熱熔巖。在熔巖流流動期間，冷凝殼起到保溫隔熱的作用，因此內部的熔巖流能夠流動較長時間和較長的距離。由於內部熔巖流動過程中與上覆冷凝殼之間存在剪切應力（即摩擦力），內部壓強和受力的不均勻性必然導致殼層發生斷裂（圖4c），在外殼層衝破的地方，內部熔巖溢出並作為新的起點繼續向前流動，如此往復，熔巖流能夠流動很長的距離，可達幾百公裡。此外，關於熔巖流的另一個非常重要的概念就是膨脹（inflation）增生。隨著火山噴發的持續進行，熔巖流內部可以持續得到新的炙熱巖漿的補充，當新補充巖漿的量超出在保持熔巖流高度不變的情況下的輸送能力時，內部熔巖體積的增加會對上覆殼層產生向上的推力，結果就是熔巖流高度不斷增加。這就是地球上大火成巖省玄武巖流厚度普遍在數十米甚至可達兩百米的原因。隨著時間推移，冷凝殼的厚度不斷向內部發展，內部炙熱巖漿在逐漸冷卻、結晶分異過程中釋放的揮發分達到飽和、析出並在重力和密度控制下向上移動，這個過程稱為巖漿的第二次沸騰（second boiling，圖4d），第一次沸騰是指內部巖漿到達表面後的爆破式噴發階段。最後，火山噴發減弱，熔巖流內部供給停歇，上下冷凝殼層的前緣在內部相遇，熔巖流整體達到冷卻並淬火（圖4e）。

圖4. 地球熔巖冢的形成原理（a；Self et al., 1998）；玄武質熔巖在地球表面流動過程中的膨脹增生過程和形成的內部三層結構（b-e；Self et al., 1997）：上部冷凝殼、中間熱層和底部冷凝殼；月球真空和低重力環境下的熔巖在表面流動過程中的冷卻過程和分層結構（f）；和本研究推導出的RMDS成因理論模型（g；Wilson et al., 2019）。

根據以上對玄武熔巖在地球表面行為的了解，結合月球表面真空和低重力環境，我們認為RMDSs是在晚期玄武巖噴發事件的末期，富含揮發分（特別是水蒸氣）的巖漿在表面流動過程中形成的。由於輻射放熱，來到月表的熔巖流迅速形成上覆冷凝殼層（圖4f）。在持續新生巖漿的供給下，熔巖流在膨脹作用下逐漸增高。在火山噴發後期，新注入的富含揮發分巖漿在第二次沸騰階段導致產生富含揮發分的高孔隙度巖漿（Wilson et al., 2019），Wilson and Head (2017a)稱此類巖漿為泡沫巖漿（magmatic foam）。在低坡度角的月球表面，低重力環境使得熔巖流的膨脹作用更易發生（Keszthelyi and Self, 1998）。低重力限制了熔巖在水平方向的流動，同時在垂向上向下的阻力大大減小，熔巖的膨脹作用更容易衝破上覆巖殼而驅使內部巖漿溢出形成熔巖丘（即RMDSs），重力的加載使得熔巖丘周圍的（未完全淬火的）巖殼發生下沉（內部熔巖的排出也提供了一定空間）而形成環繞熔巖丘的低洼地帶（即環形負地形；圖4g）。由此可以得出RMDSs是熔巖流動過程中形成的，與所處玄武巖流單元應該具有相同的年齡。阿波羅返回樣品和地球隕石實驗室絕對定年結果顯示月球較年輕火山作用發生於30億年左右（Head, 1976；Borg et al., 2004）。基於撞擊坑大小-頻率分布的方法得到最年輕的火山作用大約在12億年（Hiesinger et al., 2011）。當時在研究中，我們發現了某些RMDSs覆蓋疊加部分小型撞擊坑，這些撞擊坑的直徑大小位於~100-300 m之間（圖5）。小型撞擊坑的形貌和大小-頻率分布觀測統計結果顯示小於200米的撞擊坑在月球表面的可識別壽命不超過20億年（Xiao and Werner, 2015）。根據撞擊坑的徑深比以及坡度測量顯示這些撞擊坑的形成年齡在10億年以內，屬於月球年代學中最年輕的時代-哥白尼紀（Basilevsky, 1976; Basilevsky et al., 2019）。如此以來，覆蓋於它們之上的RMDSs應該晚於撞擊坑的形成年齡，即與這些RMDSs形成有關的火山作用發生於年輕的哥白尼紀（距今10億年以內）。

圖5. RMDS與撞擊坑的覆蓋疊加關係示例，揭示了月球上可能的年輕火山活動。

但基於目前對月球科學的認識，這裡引出一個不可調和的矛盾：地球物理月球熱演化模型和年輕RMDSs火山作用之間的矛盾。月球在過去的30多億年裡一直處於冷凝收縮的狀態，隨著時間的推移和冷卻，巖漿源區收縮並深移，剛性巖石圈變厚並延伸到月幔一定深度。按照地球物理原理，此時的內部巖漿很難達到月表，除非由於某些原因巖漿源區膨脹到足夠大，可以作用於上覆巖層並發生斷裂，此時巖漿便以巖牆的方式到達月表並噴發。由於此時的能量足夠大，開端只能以裂隙式噴發（Wilson and Head, 2017b; Head and Wilson, 2017），但在RMDSs分布區卻沒有看到裂隙噴口。此外，發生晚期內部熔融事件的熱源又來自哪裡？要知道RMDSs於月球正反面的月海內均有分布，其中許多位於風暴洋克裡普地體之外。根據熱演化理論，目前還沒有證據顯示月球晚期內部還發生了大規模熔融事件。其次，月球表面普遍存在一層厚度不一的月壤。月海月壤的平均厚度是4-5米（McKay et al., 1991; Shkuratov and Bondarenko, 2001; Bart et al., 2011）。而我們統計的532個RMDSs的平均高度為3-4米，低於月壤的平均厚度。月壤是過去40多億年裡形成的表層風化產物，尤其受到成千上萬、不同大小撞擊事件的影響。如此高密度高頻率的撞擊事件中，RMDSs是如何保存下來的，它們的形態完好，連周圍環形凹陷都清晰可見。只有它們的形成年齡越年輕，它們的形態得以保存的機率才越大。除與撞擊坑疊加關係外，這似乎是能夠證明RMDSs較為年輕的又一個潛在證據。針對RMDSs成因的研究還在繼續，兩個非常重要的問題亟需解決：（1）形成RMDSs的是普通玄武巖漿還是泡沫巖漿（高孔隙度巖漿）？根據我們研究團隊中Wilson教授曾經在夏威夷研究火山的經驗，在地球上模擬真空環境下，重新熔融的玄武巖漿在真空環境下會形成孔隙度高達95%以上的巖石；（2）RMDSs的形成年齡問題和是否存在哥白尼紀的火山作用？這些問題的解決能夠進一步增加我們對月球科學的認識，對月球內部物質成分的認識，對火山噴發和內部巖漿動力學機制，甚至對月球熱演化模型產生新的約束和變革性認識。當然，未來載人或著陸器巡視探測，甚至實施RMDSs採樣返回任務是解決這些問題最有力的方式。

支持課題

研究結果得到了澳門科技發展基金項目（131/2017/A3）和國家自然科學基金（11903090和11941001）等項目的支持。

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作者簡介：

張鋒，助理教授，月球與行星科學國家重點實驗室，澳門科技大學。研究方向為行星地質學和比較行星學。

作者：張鋒

編輯：李婧

審核：李陽

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