月海地区经历了多期次玄武岩充填事件，其成分和矿物具有多样性，不同的矿物模式和分布对于理解月球火山活动历史有重要意义(Shearer et al., 2006; 许延波等，2012)。早期地基望远镜研究发现风暴洋和雨海北部的暗色玄武岩多喷发于爱拉托逊纪(0.8~3.2Ga，Stöffler et al., 2006)，属于较为年轻的高铁高钛玄武岩(Pieters et al., 1980; Thiessen et al., 2014)。近年来的月球轨道遥感研究(如Clementine UVVIS，M³等)获得了这些月球晚期火山喷发的玄武岩的更精确的光谱特征，而且确认其存在一定含量的橄榄石或者富铁的玻璃矿物(Staid and Pieters， 2001; Staid et al., 2011; Thiessen et al., 2014)。Apollo和Luna计划返回的月海玄武岩样品年龄一般在3.1~4.3Ga之间，因而这些样品并不包括月表最年轻的玄武岩(主要位于月球正面西侧，如风暴洋和雨海)(Lunar and Institute， 1981; Staid et al., 2011)。我国嫦娥三号即着陆于雨海北部的这种“特殊”的年轻高铁高钛玄武岩单元上(340.49°E，44.12°N)进行就位探测，因而具有重要的研究价值(Xiao et al., 2015; Morota et al., 2011)。

遥感探测能够获取全月范围内的高光谱和高空间分辨率图像(如嫦娥一号干涉成像光谱仪(IIM)，Kaguya Multib and Imager，M³等)，极大地拓展了我们对月球的认知范围。月壤是由月表岩石经历数十亿年的撞击和空间风化作用形成，因此月表遥感探测获取的月壤光谱通常存在明显的矿物混合效应。从混合光谱中解算出矿物含量或者矿物模式的过程，即为矿物反演(Hapke，2005)。前人已有的基于光谱数据的矿物反演方法主要包括：1)辐射传输模型，由Hapke在1981年提出，可以定量描述电磁波与土壤等粉末介质相互作用的物理过程(Hapke，1981)。Clark et al.(2001)利用辐射传输模型和遥感数据，对小天体Eros上的Psyche撞击坑矿物进行了定量反演；Lawrence and Lucey(2007)拓展了Clark et al.(2001)的方法，特别考虑加入粗粒Fe-Ni金属的光谱效应，应用于小行星4 Vesta表面矿物反演研究；Cahill and Lucey(2007)将辐射传输模型应用于Clementine UVVIS月球遥感数据，获得了月球Bullialdus撞击坑中央峰较为可靠的矿物组成；2)修正高斯模型(Modified Gaussian Model，MGM)，由Sunshine et al.(1990)通过对高斯模型的改进得到，可以直接对光谱的吸收峰进行解算，不依赖端元矿物，而且受颗粒粒径的影响较小。如Sunshine and Pieters(1993，1998)提出了对辉石和橄榄石矿物反射率光谱的MGM解混方法，分别得到其矿物模式比例；Noble et al.(2006)利用MGM分析了实验室月壤(LSCC)的矿物含量，表明MGM可用于区分不同空间风化程度月壤中的单斜辉石和低钙辉石比例；3)统计分析方法。如，根据偏最小二乘回归(Partial Least Squares Regression，PLSR)，Li(2006)利用月壤光谱吸收率与矿物含量之间的线性关联，拟合出实验室月壤光谱的主要矿物和成分含量。李婵等(2013)基于MGM分析和Hapke辐射传输模型反演得到了月球虹湾地区的辉石和橄榄石填图，但其精度有待更多实测数据的检验。

本研究基于LP获取的元素数据和M³光谱数据，对嫦娥三号着陆地区的岩石类型和矿物组成进行研究。研究主要利用M³获取的嫦娥三号着陆区附近的新鲜撞击坑高光谱数据，以Hapke辐射传输模型为主建立矿物混合光谱库，对嫦娥三号着陆区附近的矿物进行定量反演，并结合修正高斯模型进一步约束，最终获得该区域月海玄武岩的矿物模式。

M³是美国NASA研制的高光谱成像仪，2008年10月搭载印度的月船一号升空。M³有两个工作模式：全球模式和目标模式。在全球模式下，M³可以在100km的月球轨道上获取空间分辨率为140m/pixel、共85个波段的数据，光谱上具有覆盖范围广(430~3000nm)和分辨率高(20~40nm)的优点(Green et al., 2011)，是目前月球探测水平最高的高光谱仪器，适用于开展月表矿物反演研究。我们共筛选了5轨来自OP1b(4轨)和OP2a(1轨)这两个光学周期的图像(Green et al., 2011)，对所有数据进行了地面真值校正、几何校正和数据镶嵌等处理，获得嫦娥三号着陆区附近的光谱图像(图 1)。

图 1

Fig. 1

图 1 M3数据镶嵌的雨海北部地区 (a) 1508nm反射率图像，白色箭头指示嫦娥三号着陆区位置；(b) 假彩色图，R：IBD 1000，G：IBD 2000，B：1508nm反射率 Fig. 1 M3 mosaic of northern Mare Imbrium region (a) 1508 nm image; (b) false color image, R: IBD 1000, G: IBD 2000, B: 1508nm reflectance

图 1a为雨海北部的1508nm反射率图像，可以看出嫦娥三号着陆区(图 1a中白色箭头指示的位置)位于年轻的高钛玄武岩边缘(I22，~2.0Ga，Morota et al., 2011)，靠近北部较古老的低钛玄武岩(I5，~3.5Ga，Hiesinger et al., 2000)。LP数据获取的嫦娥三号着陆区附近FeO和TiO₂含量分别为19.5%和5.2%(Prettyman et al., 2006)，因此该区域的玄武岩主要为高铁中钛成分(凌宗成等，2014; 乔乐等，2013)。我们利用孙灵芝等(2014)表 1给出的参数计算了该区域在1000nm和2000nm附近的积分吸收深度(Integrated B and Depth，IBD)，并做出了假彩色图(图 1b)，其中R=IBD1000，G=IBD2000，B=1508nm的反射率。从假彩色图中可以看出，南北两个地质单元都富含铁镁质矿物，但是有明显的成分差异：南部单元偏橙红色，这是由于该地区光谱存在1000nm和2000nm的吸收特征，而且1000nm的吸收强度要比2000nm明显增强，这揭示该区域的铁镁质矿物除辉石之外，还有可能存在一定量的橄榄石矿物分布；北部单元偏黄绿色，表明1000nm和2000nm的吸收强度相当，主要以辉石矿物为主(Thiessen et al., 2014; Staid et al., 2011; Staid and Pieters， 2001)。其中位于北部的条状区域在RGB图上呈现为蓝色，说明这里在1000nm和2000nm都没有明显吸收特征，而且拥有较高的反射率，应以高地斜长石矿物为主(Thiessen et al., 2014)。

表 1

Table 1

表 1(Table 1)

表 1 端元矿物光谱数据(单斜辉石和斜方辉石参考Li and Li， 2011) Table 1 Reflectance spectra of all the end members(the spectra of clinopyroxene and orthopyroxene are from Li and Li， 2011) 矿物名称 光谱名称 粒径范围(μm) 粒径 (μm) 光谱来源 单斜辉石(cpx) Augite NMNH120049 400 35 USGS Enstatite NMNH128288 25 25 USGS 斜方辉石(opx) Hypersthene PYX02.A 10~20 15 USGS Bronzite HS9.3B 260 260 USGS 橄榄石(oli) LS-CMP-006 250~500 370 RELAB 钛铁矿(ilm) MR-MSR-006 0~20 11 RELAB

表 1 端元矿物光谱数据(单斜辉石和斜方辉石参考Li and Li， 2011) Table 1 Reflectance spectra of all the end members(the spectra of clinopyroxene and orthopyroxene are from Li and Li， 2011)

为了研究嫦娥三号着陆区附近的主要矿物模式和分布，我们结合月球轨道勘察器窄角相机(LROC NAC)获取的高空间分辨率影像图和M³高光谱数据，提取了这一区域附近的、位于高钛玄武岩单元内的16个小撞击坑(800m>直径>300m)坑壁光谱。之所以选取小撞击坑光谱，一方面是考虑小撞击坑并未穿透玄武岩岩层，可以代表嫦娥三号着陆区物质成分；另一方面是由于其经受的空间风化效应相对周围月壤较弱，光谱吸收特征更为明显。选取的小撞击坑分布情况如图 2所示，嫦娥三号着陆点位于撞击坑C1的边缘。同时，为了提高抽取光谱数据的信噪比，撞击坑光谱使用2个像元做空间光谱平均，然后利用Savitzky-Golay(SG)方法进行了光谱平滑处理。为了对比凸显吸收特征，我们对所有光谱进行了去连续统处理，其中1000nm处的连续统为过700nm和1658nm的直线，2000nm处的连续统为过1658nm和2576nm的直线。图 3给出了这16个小撞击坑的经过处理后的光谱。

图 2

Fig. 2

图 2 嫦娥三号着陆区附近16个小撞击坑的分布 其中白色星号指示嫦娥三号着陆点所在位置，底图为LROC NAC获取图像 Fig. 2 Distributions of 16 studied craters nearby landing region of CE-3 Landing region of CE-3 indicated by the white star symbol, and the base map is from LROC NAC

图 3

Fig. 3

图 3 平滑后的16个撞击坑光谱 (a-c)为反射率光谱；(d-f)为去连续统后的反射率光谱，其中连续统为过700nm，1658nm和2576nm三点的折线 Fig. 3 The smoothed spectra of 16 craters in this study (a-c) the reflectance spectra; (d-f) continuum removed reflectance spectra, and the continuum is a fold-line defined by 700nm, 1658nm and 2576nm

月表矿物的主要吸收特征总结如下：辉石类矿物在1000nm和2000nm附近各有一个吸收峰，而且单斜辉石的1000nm和2000nm处的吸收中心波长都要比斜方辉石要长；橄榄石在1050nm附近存在一个较宽的吸收，是由位于800nm、1100nm和1300nm的三个吸收叠加形成的，而在2000nm附近没有明显吸收特征(Pieters and Englert， 1993)。图 3显示所有的光谱都有明显的辉石吸收特征，其中1000nm的吸收强度明显大于2000nm，可能为橄榄石与辉石矿物叠加吸收的结果，1000nm吸收特征的中心峰位位于1000nm左右，代表该区域的辉石矿物应该以单斜辉石为主而非斜方辉石。来自C2、C5、C7、C8、C14和C15这6个撞击坑的光谱在1300nm附近的吸收较弱，可能橄榄石含量很少甚至不含橄榄石矿物；而来自其他的撞击坑的光谱都表现出一定强度的1300nm附近的吸收，这些区域有一定量的橄榄石分布。

辐射传输模型主要用于描述电磁波在介质中的变化，在混合矿物光谱的解算和定量反演方面有重要的应用价值(Hapke，2005)。Hapke(1981，2001)假设所有粒子的直径远大于光谱的波长，则辐射传输模型可以表述为：

其中R_f为介质表面的反射率因子(reflectance factor)，ω为所有矿物的平均单次散射反照率(Single Scattering Albedo，SSA)，μ₀是入射角(i)的余弦值，即μ₀=cos(i)，μ是出射角(e)的余弦值，即μ=cos(e)，g为相角；本文中数据的观测几何为i=30°，e=0°，g=30°(Lucey，1998; Li and Li， 2011)。

矿物的平均SSA由公式(2)计算：

其中ω_ave为平均SSA，i为第i种矿物，M_i，ω_i，ρ_i，d_i分别为第i种矿物的质量分数，SSA，密度以及平均粒子直径(Li and Li， 2011)。

Hapke模型中(公式1)包括了三个方程，其一是后向散射方程B(g)，主要用来定义粗糙表面的亮度随小相角减小的增大量，其公式为：

其中h是后向散射效应的角宽度，可以用h=-3/8ln(1-φ)来估算，对月壤来说，φ约为0.41(Li and Li， 2011; Bowell et al., 1989)。

第二个方程是相角方程P(g)，主要由勒让德多项式构成，b和c分别为-0.4和0.25(Li and Li， 2011; Mustard and Pieters， 1989)：

第三个是H函数，由Hapke(2005)给出：

公式(5)中，x代表入射角或者出射角的余弦值，ω为SSA。其中的γ和r₀分别由公式(6)和公式(7)给出。

考虑到嫦娥三号着陆区高铁中钛的成分特征，我们主要采用单斜辉石，斜方辉石、铁橄榄石以及钛铁矿这四种玄武岩矿物来进行铁镁质矿物的反演，其中斜方辉石矿物采用了三种端元光谱，橄榄石矿物主要采用了铁橄榄石光谱。这些端元光谱数据分别来自美国RELAB实验室和美国地质调查局(USGS)的光谱库(表 1)。为了便于与M³数据进行光谱匹配，我们将所有端元矿物的光谱重采样到了M³的波长，波长范围从540nm到2600nm，端元的反射率光谱见图 4。三种斜方辉石矿物首先利用Hapke辐射传输模型转化为单次散射反照率SSA(公式1)，然后根据Hapke矿物混合公式(公式2)，对三种矿物的SSA按照等体积比进行平均，将平均后的SSA作为斜方辉石矿物的端元光谱。

图 4

Fig. 4

图 4 矿物端元光谱反射率 Fig. 4 Reflectance spectra of mineral end members

我们的矿物正演和反演流程如图 5所示，其中正演就是利用端元矿物光谱建立矿物混合光谱库的过程，反演就是未知光谱与光谱库中数据进行匹配并得到矿物含量的过程。首先利用 Hapke辐射传输模型将所有端元矿物的反射率转化为SSA，然后结合矿物含量表和粒子平均直径，利用公式(2)进行不同体积比例的矿物端元混合，并建立光谱库。其中，单斜辉石、斜方辉石和橄榄石的含量范围都定义为0~100vol %，钛铁矿含量范围为0~20vol%，矿物反演的精度为5vol%。最后，通过光谱匹配，可以对任意一条未知的M³光谱进行反演并得到相应的矿物模式。

图 5

Fig. 5

图 5 矿物正演和反演流程 Fig. 5 The flow chart of the forward and inverse modeling for mineral derivation

通过Hapke辐射传输模型对嫦娥三号着陆区附近小撞击坑的矿物进行反演，以得到几种主要铁镁质矿物的相对含量大小和比例。为了抑制M³光谱的成熟度效应，在光谱匹配之前，首先去除了观测光谱的连续统。根据不同矿物的光谱谱型特征，我们采用两种连续统去除方法。对于没有明显橄榄石吸收特征的光谱，1000nm附近的连续统由750nm和1508nm两点定义，2000nm附近的连续统由1578nm和2576nm两点定义；而对于存在橄榄石吸收特征的光谱，1000nm附近的连续统由700nm和1658nm两点定义，而2000nm附近的连续统由1658nm和2576nm两点定义。经过光谱匹配之后的结果如图 6所示，这两类光谱分别以C5和C7为例，两条光谱匹配结果的RMS分别为0.66和0.73，相关系数分别为0.96和0.99，表明光谱匹配获得了理想的结果。

图 6

Fig. 6

图 6 以C5和C7为例的光谱匹配结果 C5的连续统由750nm，1508nm和2576nm三点定义并去除，(a、b)为C5分别在1000nm和2000nm附近的光谱匹配结果. C7的连续统由700nm，1658nm和2576nm三点定义并去除，(c、d)分别为C7在1000nm，2000nm附近的光谱匹配结果. 虚线表示观测光谱，实线为光谱库中的模型光谱. C5和C7拟合结果的RMS分别为0.62和0.47，相关系数分别为0.97和0.98 Fig. 6 The spectral match result of continuum-removed spectra, e.g., C5 and C7 The continuum of C5 is a fold-line defined by 750nm, 1508nm and 2576nm, (a, b) are the spectral matching result of C5 in 1000nm and 2000nm respectively. The continuum of C7 is defined by 700nm, 1658nm and 2576nm, (c, d) are the spectral matching result of C7 in 1000nm and 2000nm respectively. The dashed line is the observed M3 spectra, and the solid line is the modeled spectra. The RMS of C5 and C7 are 0.62 and 0.47, and the correlation coefficients are 0.97 and 0.98

我们将16条光谱分别与光谱库中的数据进行了匹配，最终得到的矿物含量如表 2所示。其中，在单斜辉石-斜方辉石-橄榄石-钛铁矿这四种玄武岩矿物体系中，辉石矿物的平均比例约为75.6vol%(60vol%~95vol%)，其中单斜辉石的平均比例(39.7vol%)要大于斜方辉石(35.9vol%)，且大部分撞击坑光谱中单斜辉石比例大于斜方辉石，这与前人对雨海北部玄武岩单元的光谱分析的结果相符(Thiessen et al., 2014; Staid et al., 2011; Staid and Pieters， 2001)；橄榄石的比例约为15.3vol%(0~30vol%)，其含量在不同大小的撞击坑中变化范围较大，其中C2、C8、C14未反演出橄榄石成分；钛铁矿的比例相对较少，约为9.1vol%(5~10vol%)，但是在撞击坑中的分布较为普遍，这与嫦娥三号着陆区的中钛成分特征相符(Lawrence et al., 2002; Prettyman et al., 2006)。

表 2

Table 2

表 2(Table 2)

表 2 四种铁镁质矿物含量的反演结果(相对体积百分数) Table 2 The proportions of four mafic minerals (vol%) 撞击坑 直径(m) 单斜辉石* 斜方辉石* 单斜辉石(MGM) 斜方辉石(MGM) 橄榄石* 钛铁矿* C1 510 40 25 51 14 25 10 C2 600 50 40 69 21 0 10 C3 600 40 25 53 12 25 10 C4 345 45 20 51 14 25 10 C5 540 45 35 62 18 10 10 C6 525 35 40 58 17 15 10 C7 375 40 30 54 16 20 10 C8 570 50 45 66 29 0 5 C9 510 45 30 56 19 15 10 C10 390 35 35 52 18 20 10 C11 510 30 40 54 16 20 10 C12 330 35 40 58 17 15 10 C13 330 40 35 59 16 15 10 C14 615 40 55 68 27 0 5 C15 780 40 45 64 21 10 5 C16 315 25 35 47 13 30 10 平均值 490.3 39.7 35.9 57.6 18.0 15.3 9.1 注：标*的矿物含量由Hapke辐射传输模型反演得到

表 2 四种铁镁质矿物含量的反演结果(相对体积百分数) Table 2 The proportions of four mafic minerals

我们发现在进行光谱匹配的时候，斜方辉石在辉石中的比例有偏高的趋势，如图 6a所示，模型光谱在1000nm的吸收中心波长相对观测光谱偏左，因此反演得到该模型光谱的斜方辉石含量有可能高估一些，需要进一步修正。考虑到辉石矿物的端元光谱可能会影响Hapke辐射传输模型光谱库的建模光谱，为了补偿这一效应，我们利用MGM方法直接对撞击坑光谱进行分解，以获得更可靠地单斜辉石与斜方辉石比例。

Sunshine and Pieters(1993)采用MGM分析不同比例的单斜辉石和斜方辉石的混合矿物光谱，发现1000nm和2000nm处的吸收强度比参数(Component B and Strength Ratio，CBSR)与两种辉石的比例都存在非常相似的对数关联，因而可以利用1000nm和2000nm处的CBSR参数来估计单斜辉石与斜方辉石的比例。我们首先参考Hiroi et al.(2000)提出的方法去除光谱连续统，然后利用MGM方法(Sunshine et al., 1999)进行光谱解混并获得各个波段吸收强度和相应的辉石比例，如表 3所示。根据之前的光谱分析(第3节)，研究区域的光谱在1000nm附近的吸收特征受橄榄石的影响，因此1000nm吸收特征的影响因素较为复杂，我们倾向于采用2000nm处的CBSR参数获得更为可靠的辉石矿物比例。经计算，利用CBSR 2000nm得到的单斜辉石与斜方辉石的比例为76.5：23.5，转化为相对体积比为57.6：18.0。

表 3

Table 3

表 3(Table 3)

表 3 16个撞击坑的波段吸收强度(MGM分析得到)、CBSR参数以及由CBSR值对应的单斜辉石在辉石中的比例 Table 3 The band strengths (derived from MGM analysis), CSBR parameters and the percent ratio of clinopyroxene in pyroxenes of the 16 craters in this study 撞击坑 波段吸收强度(×10-2) CBSR 单斜辉石比例(%) 0.9μm 1μm 2μm 2.3μm 1μm 2μm 1μm 2μm C1 -6.5 -11.9 -5.0 -7.8 0.55 0.64 81.1 78.4 C2 -7.9 -12.7 -5.9 -8.1 0.62 0.72 79.7 76.7 C3 -6.2 -13.5 -4.2 -8.6 0.46 0.49 83.2 81.9 C4 -6.7 -15.2 -6.7 -10.1 0.44 0.66 83.6 78.2 C5 -7.3 -13.6 -6.8 -9.7 0.54 0.70 81.5 77.1 C6 -0.5 -11.6 -4.4 -6.3 0.04 0.69 91.3 77.3 C7 -2.6 -13.1 -6.4 -8.9 0.20 0.71 88.9 77.0 C8 -10.9 -25.4 -14.1 -14.0 0.43 1.00 83.9 69.5 C9 -7.8 -13.8 -6.4 -8.0 0.56 0.80 81.0 74.7 C10 -2.5 -13.6 -5.6 -7.1 0.19 0.79 89.1 74.9 C11 -2.1 -9.5 -5.3 -7.8 0.22 0.69 88.4 77.3 C12 -7.5 -13.0 -6.1 -8.4 0.58 0.72 80.5 76.7 C13 -9.1 -9.8 -5.4 -8.8 0.93 0.62 72.2 78.9 C14 -7.7 -21.7 -11.8 -12.5 0.35 0.94 85.7 71.3 C15 -13.9 -19.7 -10.4 -13.8 0.70 0.76 77.8 75.5 C16 -4.3 -7.6 -3.7 -5.8 0.57 0.64 80.7 78.4

表 3 16个撞击坑的波段吸收强度(MGM分析得到)、CBSR参数以及由CBSR值对应的单斜辉石在辉石中的比例 Table 3 The band strengths (derived from MGM analysis), CSBR parameters and the percent ratio of clinopyroxene in pyroxenes of the 16 craters in this study

综合Hapke辐射传输模型和修正高斯模型的结果，嫦娥三号着陆区附近的主要铁镁质矿物比例为单斜辉石：斜方辉石：橄榄石：钛铁矿=57.6：18.0：15.3：9.1。我们利用LROC NAC图像(分辨率为15m)统计了16个撞击坑的直径，如表 2所示，基于挖掘深度与撞击坑直径的关系(Melosh，1989)，这些小撞击坑的挖掘深度约在26m到65m之间，其中大部分在26~50m之间。Hiesinger et al.(2002)通过统计撞击坑直径-频率分布曲线估算出的雨海地区爱拉托逊纪玄武岩厚度约为32~50m。Qiao et al.(2014)统计了嫦娥三号着陆点附近直径大于300m的撞击坑深度，结合化学元素分布，获取的这一区域高钛玄武岩厚度约为41~46m。搭载于玉兔号月球车上的测月雷达获取的嫦娥三号着陆区附近爱拉托逊纪玄武岩厚度约为35m(Xiao et al., 2015)。据此，我们所研究的小撞击坑大部分未穿透上层爱拉托逊纪玄武岩，因此获取的小撞击坑光谱的矿物模式对嫦娥三号着陆区附近年轻玄武岩有较好的代表性。从矿物含量与撞击坑直径的散点分布图(图 7)上可以看出，四种铁镁质矿物的含量随撞击坑直径的变化不大，没有明显的纵向分布规律，表明嫦娥三号着陆区附近的玄武岩矿物组成较为均一，这与该地区极低的反射率、较高的FeO和TiO₂含量等分布特性较为一致，暗示其来源于同一月幔玄武岩岩浆源区。但在撞击坑直径小于400m，即挖掘深度小于约30m时，橄榄石的含量随着撞击坑直径的增加有明显减小的趋势，预示着该地区年轻的玄武岩岩浆可能经历了分步结晶的过程。

图 7

Fig. 7

图 7 矿物含量与撞击坑直径的散点图 方块代表单斜辉石，圆圈代表斜方辉石，三角号代表橄榄石，十字叉代表钛铁矿 Fig. 7 The scatter plot of crater diameters and mineral proportions The squares represent clinopyroxene, circles represent orthopyroxene, triangles represent olivine, crosses represent ilmenite

本研究利用M³高光谱数据提取了嫦娥三号着陆区附近小撞击坑的可见近红外光谱，从遥感的角度获得了对于该地区年轻月海玄武岩矿物组成的认识。LP元素成分数据揭示该区域的岩石类型主要为高铁中钛玄武岩。我们利用Hapke辐射传输模型构建光谱库，利用光谱匹配结合MGM修正，获得了嫦娥三号着陆区铁镁质矿物的模式比例。研究结果表明，该区域矿物分布主要以单斜辉石为主，存在较高比例的橄榄石，其中单斜辉石、斜方辉石、橄榄石和钛铁矿四种矿物的比例为57.6：18.0：15.3：9.1。这一研究结果有待于与嫦娥三号玉兔号月球车上搭载的红外成像光谱仪数据进行比对，可以从遥感和就位探测两个角度获得对于该地区矿物和岩石类型的全面认识，深入理解月球年轻玄武岩的成岩历史和演化规律。