国内动态丨RMDSs揭示月球上哥白尼纪年轻火山作用？

原创张锋行星科学

摘要 ●●

Ring Moat Dome Structures (RMDSs) 是月球表面一种低矮的、周围被环形负地形所环绕的穹隆构造，广泛分布于月海玄武岩表面。某些RMDSs与小型撞击坑的相互叠加关系表明月球火山作用可能持续到10亿年以内的哥白尼纪。我们将RMDSs的成因归为两类：年老（30亿年以前）或年轻（0-30亿年之间）。

RMDSs的基本特征（图1，Zhang et al., 2017）归纳如下：

（1）表面形态呈大致圆形或椭圆形。平均直径~200米，平均高度约3-4米，最高超过10米；

（2）被环形负地形所环绕。环形凹陷宽度最大超过100米，深度为数米；

（3）与其它火山机构（比如火山穹隆、火山锥和大型盾状火山）相比，高度-直径比较小（0.005-0.04）；

（4）通常情况下常群聚分布，也存在离散分布；

（5）分布于有限的某些玄武岩区域（比如更倾向于高钛玄武岩表面）；

（6）从光谱上看，与周围玄武岩具有相似的成分；

（7）有些RMDSs形成串珠状线性排列。

受制于数据质量和空间分辨率的限制，它们是一种自上世纪70年代阿波罗计划实施以来一直被忽略的、但数量庞大并根植于月海玄武岩流表面的小型火山地貌特征。另一方面，在平面上，由于它们体积小和近乎圆形，很多学者常常将它们误认为小型撞击坑，这也是它们长期以来没有被注意到的原因之一。截止到本论文发表（Zhang et al., 2020），我们已在月球正面和背面的月海区域找到8,000多个RMDSs。值得一提的是在嫦娥4号着陆的冯·卡门撞击坑内，位于其西南边缘的火山穹隆区域也发现了它们的身影（图2）。低太阳高度角影像上清晰的显示出此RMDS的形貌特征和表面纹理。其北部毗邻一相同大小的撞击坑，且该RMDS西部边缘存在一圆形凹陷，至于它是撞击成因还是塌陷成因尚不能做出定论。

图1. 一RMDS密集分布区，位于月球正面静海盆地北部。下图为基于2 米分辨率DEM数据的三维显示（LROC NAC影像）。上图分别为一个RMDS的NAC影像、山体阴影图和DEM假彩色影像上的显示结果及提取的RMDS横向剖面图。

基于比较行星学研究，我们认为它们的形成与熔岩成分及其在月表的动力学行为（包括冷却结晶、膨胀作用和排气过程）和展布过程有关。这可以类比于地球上玄武岩流表面熔岩冢（单数tumulus, 复数tumuli; 图3）的形成。熔岩冢是在岩浆膨胀生长的过程中形成的（Walker, 1991; Hon et al., 1994; Self et al., 1998）。玄武岩浆来到地表以后，流动过程中内部挥发分（饱和、析出、上移和聚集）产生的压强作用于已淬火的上部冷凝壳，使得上覆岩层隆起裂开，甚至迫使内部岩浆沿裂缝溢出形成熔岩丘（Self et al., 1998; 图4a）。熔岩冢常呈椭圆形，其长轴指向熔岩的流动方向，因此它们的分布与内部熔岩的流动通道具有相关性。

此外，它们的表面形成一系列裂缝，特别是沿长轴方向常形成主断裂，一系列次断裂沿主断裂呈现辐射状分布（图3d）（Walker, 1991）。这些断裂处经常可见熔岩溢出。熔岩冢的大小在几米到一百米之间，通常小于30米，在规模上比RMDSs小一个量级（RMDSs大小范围位于几十米至一千米左右，平均直径约200 m）。熔岩冢的高度通常1-5米，个别超过10米（Anderson et al., 2012; Khalaf & Hammed, 2016）。与地球熔岩冢相比，近乎圆形的RMDSs表面无任何形式的裂缝，但熔岩冢与月球RMDSs之间最大的不同在于熔岩冢周围并没有发现类似RMDSs的环形负地形（图1）。

图2. 低太阳高度角下的RMDS和撞击坑（LROC NAC影像），该RMDS位于嫦娥4号着陆区-冯卡门撞击坑西南部火山机构上。

图3. 地球上的熔岩冢（Diniega & Németh, 2014）：（a）夏威夷岛上陡峭的熔岩冢；（b）塌陷的熔岩冢，阿根廷；（c）残留的熔岩冢，利比亚；（d）尔塔阿雷火山地区（埃塞俄比亚）较新形成的熔岩冢，可看到其顶部沿长轴方向和侧翼的裂缝。

既然RMDSs是玄武岩流表面的形貌特征，要了解其成因首先要了解熔岩流来到地表以后的流变动力学特征。火山喷发中后期或溢流玄武岩主要是以较为温和的方式流动，由于其外表面快速辐射冷却并与周围环境接触发生热传导或对流，很快就会在其表面形成一层冷凝壳。下表面与较冷的地表之间发生热传导而逐渐冷却，形成一个与上层冷凝壳相比冷却速率较慢的壳层（图4b-4d）。

因此，熔岩流就像夹心蛋糕一样，外面包裹一层冷凝壳，里面是炙热熔岩。在熔岩流流动期间，冷凝壳起到保温隔热的作用，因此内部的熔岩流能够流动较长时间和较长的距离。由于内部熔岩流动过程中与上覆冷凝壳之间存在剪切应力（即摩擦力），内部压强和受力的不均匀性必然导致壳层发生断裂（图4c），在外壳层冲破的地方，内部熔岩溢出并作为新的起点继续向前流动，如此往复，熔岩流能够流动很长的距离，可达几百公里。

此外，关于熔岩流的另一个非常重要的概念就是膨胀（inflation）增生。随着火山喷发的持续进行，熔岩流内部可以持续得到新的炙热岩浆的补充，当新补充岩浆的量超出在保持熔岩流高度不变的情况下的输送能力时，内部熔岩体积的增加会对上覆壳层产生向上的推力，结果就是熔岩流高度不断增加。这就是地球上大火成岩省玄武岩流厚度普遍在数十米甚至可达两百米的原因。随着时间推移，冷凝壳的厚度不断向内部发展，内部炙热岩浆在逐渐冷却、结晶分异过程中释放的挥发分达到饱和、析出并在重力和密度控制下向上移动，这个过程称为岩浆的第二次沸腾（second boiling，图4d），第一次沸腾是指内部岩浆到达表面后的爆破式喷发阶段。最后，火山喷发减弱，熔岩流内部供给停歇，上下冷凝壳层的前缘在内部相遇，熔岩流整体达到冷却并淬火（图4e）。

图4. 地球熔岩冢的形成原理（a；Self et al., 1998）；玄武质熔岩在地球表面流动过程中的膨胀增生过程和形成的内部三层结构（b-e；Self et al., 1997）：上部冷凝壳、中间热层和底部冷凝壳；月球真空和低重力环境下的熔岩在表面流动过程中的冷却过程和分层结构（f）；和本研究推导出的RMDS成因理论模型（g；Wilson et al., 2019）。

根据以上对玄武熔岩在地球表面行为的了解，结合月球表面真空和低重力环境，我们认为RMDSs是在晚期玄武岩喷发事件的末期，富含挥发分（特别是水蒸气）的岩浆在表面流动过程中形成的。由于辐射放热，来到月表的熔岩流迅速形成上覆冷凝壳层（图4f）。在持续新生岩浆的供给下，熔岩流在膨胀作用下逐渐增高。在火山喷发后期，新注入的富含挥发分岩浆在第二次沸腾阶段导致产生富含挥发分的高孔隙度岩浆（Wilson et al., 2019），Wilson and Head (2017a)称此类岩浆为泡沫岩浆（magmatic foam）。在低坡度角的月球表面，低重力环境使得熔岩流的膨胀作用更易发生（Keszthelyi and Self, 1998）。低重力限制了熔岩在水平方向的流动，同时在垂向上向下的阻力大大减小，熔岩的膨胀作用更容易冲破上覆岩壳而驱使内部岩浆溢出形成熔岩丘（即RMDSs），重力的加载使得熔岩丘周围的（未完全淬火的）岩壳发生下沉（内部熔岩的排出也提供了一定空间）而形成环绕熔岩丘的低洼地带（即环形负地形；图4g）。

由此可以得出RMDSs是熔岩流动过程中形成的，与所处玄武岩流单元应该具有相同的年龄。阿波罗返回样品和地球陨石实验室绝对定年结果显示月球较年轻火山作用发生于30亿年左右（Head, 1976；Borg et al., 2004）。基于撞击坑大小-频率分布的方法得到最年轻的火山作用大约在12亿年（Hiesinger et al., 2011）。当时在研究中，我们发现了某些RMDSs覆盖叠加部分小型撞击坑，这些撞击坑的直径大小位于~100-300 m之间（图5）。小型撞击坑的形貌和大小-频率分布观测统计结果显示小于200米的撞击坑在月球表面的可识别寿命不超过20亿年（Xiao and Werner, 2015）。

根据撞击坑的径深比以及坡度测量显示这些撞击坑的形成年龄在10亿年以内，属于月球年代学中最年轻的时代-哥白尼纪（Basilevsky, 1976; Basilevsky et al., 2019）。如此以来，覆盖于它们之上的RMDSs应该晚于撞击坑的形成年龄，即与这些RMDSs形成有关的火山作用发生于年轻的哥白尼纪（距今10亿年以内）。

图5. RMDS与撞击坑的覆盖叠加关系示例，揭示了月球上可能的年轻火山活动。

但基于目前对月球科学的认识，这里引出一个不可调和的矛盾：地球物理月球热演化模型和年轻RMDSs火山作用之间的矛盾。月球在过去的30多亿年里一直处于冷凝收缩的状态，随着时间的推移和冷却，岩浆源区收缩并深移，刚性岩石圈变厚并延伸到月幔一定深度。按照地球物理原理，此时的内部岩浆很难达到月表，除非由于某些原因岩浆源区膨胀到足够大，可以作用于上覆岩层并发生断裂，此时岩浆便以岩墙的方式到达月表并喷发。由于此时的能量足够大，开端只能以裂隙式喷发（Wilson and Head, 2017b; Head and Wilson, 2017），但在RMDSs分布区却没有看到裂隙喷口。

此外，发生晚期内部熔融事件的热源又来自哪里？要知道RMDSs于月球正反面的月海内均有分布，其中许多位于风暴洋克里普地体之外。根据热演化理论，目前还没有证据显示月球晚期内部还发生了大规模熔融事件。

其次，月球表面普遍存在一层厚度不一的月壤。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）。而我们统计的532个RMDSs的平均高度为3-4米，低于月壤的平均厚度。月壤是过去40多亿年里形成的表层风化产物，尤其受到成千上万、不同大小撞击事件的影响。如此高密度高频率的撞击事件中，RMDSs是如何保存下来的，它们的形态完好，连周围环形凹陷都清晰可见。只有它们的形成年龄越年轻，它们的形态得以保存的几率才越大。除与撞击坑叠加关系外，这似乎是能够证明RMDSs较为年轻的又一个潜在证据。

针对RMDSs成因的研究还在继续，两个非常重要的问题亟需解决：

（1）形成RMDSs的是普通玄武岩浆还是泡沫岩浆（高孔隙度岩浆）？根据我们研究团队中Wilson教授曾经在夏威夷研究火山的经验，在地球上模拟真空环境下，重新熔融的玄武岩浆在真空环境下会形成孔隙度高达95%以上的岩石；

（2）RMDSs的形成年龄问题和是否存在哥白尼纪的火山作用？这些问题的解决能够进一步增加我们对月球科学的认识，对月球内部物质成分的认识，对火山喷发和内部岩浆动力学机制，甚至对月球热演化模型产生新的约束和变革性认识。当然，未来载人或着陆器巡视探测，甚至实施RMDSs采样返回任务是解决这些问题最有力的方式。

支持课题

研究结果得到了澳门科技发展基金项目（131/2017/A3）和国家自然科学基金（11903090和11941001）等项目的支持。

参考文献

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作者简介：

张锋，助理教授，月球与行星科学国家重点实验室，澳门科技大学。研究方向为行星地质学和比较行星学。

作者：张锋

编辑：李婧

审核：李阳

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