地球与空间科学学院法文哲课题组发现月球小撞击体通量升高新证据

　　

近日，北京大学地球与空间科学学院法文哲研究员课题组在《自然-通讯》（ Nature Communications ）发表了题为“Increased small impactor flux on the Moon as inferred from regolith thickness at the Chang’E-5 region”的研究论文。该研究基于降落相机影像等高分辨率遥感观测数据，结合月壤时空演化三维模型，系统分析了嫦娥五号着陆区月壤厚度分布与增长过程，发现了月球亚百米尺度小撞击坑产率升高的新证据。相关成果对月球年代学、月表地质过程与内太阳系动力学演化研究具有重要意义。

月球撞击通量指单位时间内月球表面单位面积所遭受的小天体撞击数量。对月球撞击通量的准确约束是建立月球年代学、理解月表地质过程以及揭示内太阳系动力学演化历史的关键。撞击坑是月球撞击历史最直接的记录者，基于美国Apollo与苏联Luna月球样品的实验室定年及其采样区的撞击坑遥感观测结果，早期学者建立了月球撞击坑年代学函数，并在我国嫦娥五号、六号着陆区得到了验证与优化。然而，年代学函数以直径大于1km的撞击坑密度作为基准，通常只统计数百米以上的大型撞击坑。由于撞击坑退化的尺度依赖特征，小撞击坑受退化影响更加显著，在月球表面的存活时间十分有限；亚百米尺度小撞击坑在月表多数区域普遍处于均衡状态。因此，尽管经典的Neukum产率函数最小适用直径为10m，其在小直径区间的准确性仍有待验证。例如，美国月球勘测轨道器窄角相机（LROC NAC）2009—2015年间的时序影像显示，月球表面新形成的小撞击坑（10—43m）密度是Neukum产率函数预测的1.33倍；Apollo样品中玻璃珠年龄主要集中在过去约4亿年，表明小撞击体通量在近期可能有所升高。

撞击产物提供了估算月球撞击通量的另一独特视角。几乎整个月球表面都覆盖着一层月壤，主要由亚百米尺度撞击事件的机械破碎作用形成。月海玄武岩形成后，大量撞击事件导致月表破碎，驱动月壤形成；随着月壤厚度的增加，小撞击仅翻转改造表层月壤，只有能够穿透已有月壤层的撞击事件才能产生新月壤，月壤增长速率随时间逐渐降低，称为自限制过程。基于上述成壤机理，越古老的地质单元应具有越厚的月壤；地基雷达、微波辐射计、撞击坑形貌等多源观测结果也支持月壤厚度与年龄之间的统计相关性。然而，受月壤厚度估算与月海地质单元定年误差、月表力学性质多样性、月壤增长自限制特征、以及大型撞击坑远端溅射物干扰等一系列因素的影响，这一相关性并不如理论预期那样显著。通过月壤厚度估计月球小天体撞击通量，需要对研究区域进行精心筛选。

理想的研究区域需满足以下几个条件：①具有返回样品的着陆区：精确的同位素年龄规避了撞击坑统计定年误差，着陆区高分辨率影像有助于撞击坑形貌的准确识别，减少月壤厚度估算的不确定度。②靶体性质均一的典型玄武岩单元：排除靶体力学性质差异及其他地质过程对月壤增长的干扰，确保该区域估算的撞击通量具有代表性，能够与基于多个地质单元撞击坑统计建立的标准产率函数比较。③尽可能年轻：一方面，年轻地质单元月壤较薄，自限制效应相对较弱，能够更加敏感地反映撞击通量的变化；另一方面，年轻单元内驱动月壤形成的撞击坑退化程度有限、保存相对完好，可被准确识别并纳入月壤演化模型，从而防止大型撞击坑远端溅射物对结果的干扰。

2020年12月，我国嫦娥五号着陆于月球正面风暴洋北部，成功采集了1731g月球样品。在所有月球采样区中，嫦娥五号着陆区是唯一同时满足上述条件的区域，为研究月球小天体撞击通量提供了绝佳机会。着陆区地质单元年龄为20.3亿年，是迄今为止最年轻的经同位素定年的玄武岩单元。多光谱观测表明，着陆区附近数十千米范围内的物质成分相对均一。对月海单元的石块丰度与含石块撞击坑密度的大量统计结果表明，嫦娥五号着陆区所在单元的靶体力学性质能够很好地代表典型月海玄武岩。此外，着陆区高分辨率降落相机影像和数字高程模型，以及课题组前期研究中建立的嫦娥五号样品源撞击坑数据库，为撞击坑形貌的准确识别和月壤增长过程的精细模拟奠定了坚实的基础。通过比较观测与模拟的嫦娥五号着陆区月壤厚度分布，有望为月球小天体撞击通量提供新的约束。

图1（a）着陆区四种形貌撞击坑分布，（b）基于撞击坑形貌估算的月壤厚度

依托这一独特区域，法文哲研究团队基于嫦娥五号降落相机数据和高分辨率LROC NAC影像，对碗型、中央峰型、平底型、同心圆型这四种形貌的361个新鲜撞击坑进行了统计分析，获得了更加准确的着陆区月壤厚度分布，厚度中值为3.60.3m（图1）。同时，研究团队与英国杜伦大学Vincent R. Eke教授合作，基于前期建立的月壤时空演化三维模型，以全月尺度嫦娥五号月壤的源撞击坑和不同撞击坑产率函数作为模型输入，对嫦娥五号着陆区月壤形成与增长过程进行了系统模拟（图2）。通过考虑瞬时坑形貌、一次坑通量、二次成坑过程、地形退化速率等多种参数的不同组合，大量Monte Carlo模拟（>2000次）结果表明，观测到的月壤厚度仅能由更高的一次坑撞击通量解释（>95%置信度）。这说明，月表亚百米尺度小撞击坑的真实产率高于Neukum产率函数的模型结果。

图2（a）月壤厚度仿真结果示例，（b）不同距离撞击坑对嫦娥五号采样点月壤的累计贡献，（c）着陆区月壤厚度随时间的增长，（d）月壤厚度增长速率随时间的变化

进一步，研究团队还测试了其他研究中相较Neukum产率函数更高的撞击通量模型（如Speyerer、Culler、Mazrouei等学者的模型）。在不确定度范围内，以这些撞击通量作为输入的仿真结果都能与月壤厚度观测相吻合，月壤时空演化模型估计的亚百米尺度撞击坑通量是Neukum产率函数的1.2—1.6倍（图3）。然而，仅依靠嫦娥五号月壤厚度信息，只能表明过去20亿年小天体撞击通量整体有所增加，无法约束亚百米撞击通量增加的起始时间，也无法判断不同直径范围的撞击通量增加幅度是否存在差异。研究团队进一步探讨了这两个方面的可能性。通过对着陆区部分撞击坑进行定年，小天体撞击通量的增加最有可能始于6亿年前，这符合月表撞击坑退化速率随时间的变化规律，也与嫦娥五号样品中玻璃珠的年龄范围一致，可能指示小行星解体事件。另一方面，这种较高的撞击通量可能在过去20亿年间始终存在，且越小直径区间的撞击坑产率升高越明显，反映了Yarkovsky和YORP效应对更小尺寸小行星向内太阳系的优先迁移。未来，我国嫦娥七号月震仪和国际撞击闪光相机等将对月表撞击事件进行监测，这些将为这一结论的验证提供更多关键证据。

图3 不同撞击通量模型仿真得到的月壤厚度分布及其与观测结果的比较

地空学院博士生张洺玮为论文第一作者，法文哲为通讯作者，北京大学博雅博士后贾博钧、英国杜伦大学Vincent R.Eke教授参与了相关工作。本研究受到国家自然科学基金青年科学基金项目（A类）、澳门科学技术发展基金、英国科学和技术设施理事会项目的资助。

相关论文：

· Mingwei Zhang, Bojun Jia, Vincent R. Eke, & Wenzhe Fa (2025), Increased small impactor flux on the Moon as inferred from regolith thickness at the Chang’E-5 region. Nature Communications. doi: 10.1038/s41467-025-67402-3.

· Mingwei Zhang, Wenzhe Fa, & Vincent R. Eke (2023), Modeling the evolution of lunar regolith: 1. Formation mechanism through individual simple impact craters. Journal of Geophysical Research: Planets, 128, e2023JE007850. doi: 10.1029/2023JE007850.

· Mingwei Zhang, Wenzhe Fa, Emily M. Barnard, & Vincent R. Eke (2023), Modeling the evolution of lunar regolith: 2. Growth rate and spatial distribution. Journal of Geophysical Research: Planets, 128, e2023JE008035. doi: 10.1029/2023JE008035.

· Bojun Jia, Wenzhe Fa, Mingwei Zhang, Kaichang Di, Minggang Xie, Yushan Tai, & Yang Li (2022), On the provenance of the Chang’E-5 lunar samples. Earth and Planetary Science Letters, 596, 117791. doi: 10.1016/j.epsl.2022.117791.

· Bojun Jia, Wenzhe Fa, Minggang Xie, Yushan Tai, & Xiaofeng Liu (2021), Regolith properties in the Chang’E‐5 landing region of the Moon: Results from multi‐source remote sensing observations. Journal of Geophysical Research: Planets, 126(7), e2021JE006934. doi: 10.1029/2021JE006934.