撞击构造是月表最典型的地貌单元，不同尺度的撞击坑几乎覆盖了全部月球表面，因此撞击构造是月球地质图中最重要的地质单元，构成了月球地质图的基本要素。美国月球与行星研究所(LPI，2009^①)已经测量了8713个月球撞击坑的基本信息，其中包含1644个带有年龄数据撞击坑。作为一类特殊的撞击坑，撞击盆地通常被用来表示直径大于300km的撞击坑(Wilhelms et al., 1987)，但也有人认为应该将是否存在多环结构及中央峰作为定义盆地的标准(Wood and Head， 1976)。根据Wilhelms et al.(1987)的统计，月球的撞击盆地有45个，而根据Wood(2004)统计的数据，所有在文献中描述到的可能为撞击盆地的数目也仅为52个(http://www.lpod.org/cwm/DataStuff/Lunar Basins.htm)，可见撞击盆地只占撞击构造的很少比例。另一方面，撞击盆地作为撞击坑的子类，在整体上保持了与撞击坑相同或相近的结构性质，主要在规模上存在差异，因此对典型撞击坑的研究也可以为撞击盆地的研究提供参考。

撞击坑结构以坑缘为界可分为坑内部分和坑外部分。坑内结构相对简单，主要包括特征明显的坑壁、坑底和中央峰结构，坑外结构中除坑缘是由于撞击应力造成的构造抬升并被溅射沉积物覆盖之外，其余部分主要由溅射沉积及次生产物组成(Collins et al., 2012; Glass and Simonson， 2013; Osinski et al., 2011)。撞击产生的溅射沉积物与所处位置更古老或更年轻的物质具有错综复杂的关系，通常难以确定溅射物沉积的外边界，但它却是撞击构造中分布最广泛的单元，通常在撞击坑外数个直径范围内都会存在(Öhman and Kring， 2012; Wilhelms et al., 1987)。撞击溅射物广阔的沉积范围与在地球上一致，根据K/E界线粘土层的铱异常确定了一次撞击事件，其溅射沉积物经稀释后通过地质运动几乎分布到了全球范围(Alvarez et al., 1980)。1994年7月人们亲眼目睹了Shoemaker-Levy 9彗星撞击木星的壮观景象，这一事件更是激发了人们对地外物理撞击理论的研究，逐渐形成了一个地学研究领域——撞击地层学(Impact Stratigraphy)(Montanari and Koeberl， 2000)。

在月球地质编图中，溅射沉积物是运用地层叠置律判断撞击坑新老关系最重要的参考对象，通过撞击坑统计法计算撞击坑的年龄也需要准确识别相应溅射沉积物的覆盖范围，在此基础上统计后生撞击坑的直径-频率分布(Crater Analysis Techniques Working Group，1979; Neukum et al., 2001)。由此可见，撞击溅射沉积物是撞击构造中影响最为广泛、最重要的组成单元。在月球地质编图中，能否准确地识别并表达出特定撞击坑的溅射沉积物分布直接影响所编地质图的准确性。

月球具有典型的不对称性，以背面和正面、月陆和月海的巨大差异为代表，表现为成分、地形和月壳厚度等的不同分布(Crites and Lucey， 2015; Gillis et al., 2004; Ishihara et al., 2009; Lucey，2004; Lucey et al., 1994; Smith et al., 2010)。根据理论分析和模型计算，当撞击作用发生在具有孔隙度、密度和弹性参数等差异的不同对象上时将产生不同的撞击效应(Martellato et al., 2013; Senft and Stewart， 2009; Stronge，2000; Wünnemann and Ivanov， 2003)，因此将月海和月陆的撞击构造进行对比研究可以揭示在这两个典型的月球大地构造单元中撞击效应的差异。本文选择了直径相当、保存完好的哥白尼纪月海地区Kepler撞击坑和月陆地区Necho撞击坑作为研究对象(图 1)，重点研究了它们的溅射沉积分布和不同相的划分，以揭示发生在背面月陆和正面月海同等规模撞击的溅射物分布特征，并为我国正在开展的全月球数字地质图编研提供参考。

图 1

Fig. 1

图 1 Kepler坑和Necho坑在月球上的位置 底图采用简单圆柱投影，图中黑色方框表示本文的研究范围，A为Apollo 12号任务拍摄的Kepler坑影像，编号AS12-52-7747，B为Apollo 10号拍摄的Necho坑影像，编号AS10-28-4012 Fig. 1 Locations of crater Kepler and crater Necho on the moon

Kepler坑中心位置为(8.1°N，38.0°W)，直径31km，具有明显的中央峰隆起。Kepler坑位于风暴洋和岛海之间，背景物质为风暴洋的玄武岩。Hackman(1962)首次完成了Kepler区域1：100万详细的地质图，揭示了Kepler坑溅射沉积的范围，但当时可用的数据有限，限制了对Kepler坑溅射沉积物的准确表达。据推测，在Kepler撞击坑形成前，该位置可能是约400~700m厚的月海盆地溅射物(Hackman，1962; McGetchin et al., 1973; Öhman and Kring， 2012; Wilhelms and McCauley， 1971)，而Song et al.(2013)认为该地区的原始地层为约4km厚的月海玄武岩覆盖在下层更老的斜长石月壳上面。然而，通过影像观察可以发现，在Kepler区域许多位置尤其是西南部分有许多古老的雨海盆地溅射沉积物堆积形成的丘状地貌并没有被月海玄武岩覆盖Öhman and Kring(2012)。关于Kepler坑的绝对年龄，目前有不同的结论，包括50~100Ma(Basilevsky et al., 1977)、625~950Ma(König et al., 1977)和780Ma(McEwen et al., 1993)。

Necho坑中心位置为(5.0°S，123.1°E)，直径30km，但西部坑缘的坍塌造成南北和东西向的直径不一样。它具有不规则的中央峰结构，且中央峰偏离撞击坑中心。Necho坑位于月球东翼的月陆上，处于更老的月陆撞击坑之间。前人对于Necho坑的研究资料较少，Wilhelms and El-Baz(1977)编制的1：500万月球东部地区地质图中仅仅将Necho坑全部物质用哥白尼纪坑物质一个要素进行了表示，而没有示意它的溅射沉积物分布。此后，Gifford et al.(1979)利用Apollo计划期间的影像资料对Necho坑的地质特征做了较全面的研究，但受限于当时单一的数据类型和相对较差的数据质量，对溅射物的反映不够充分。相对于月海地区较均一的撞击坑环境，Necho坑所处的月陆地区地质背景更加复杂，撞击坑所处位置的形貌和结构控制了撞击坑的形态和后期改造(Gifford et al., 1979)。而对于Necho坑的绝对年龄，目前还没有确切的数据。

Kepler坑和Necho坑均是哥白尼纪年轻的撞击坑，但Kepler坑周围地形较平坦，而Necho坑周围的月陆区域拥有更强烈的地形起伏，从DEM图中可以识别出许多撞击坑分布，而这些地形差异可能影响到溅射物的分布(图 2)。30km左右的直径是月球上简单撞击坑到复杂撞击坑过渡的直径范围，因此Kepler坑和Necho坑可代表较广泛的月球撞击坑特征。

图 2

Fig. 2

图 2 Kepler坑区域(左)和Necho坑区域(右)的DEM Fig. 2 DEM around crater Kepler (left) and crater Necho (right)

本文使用了美国月球勘测轨道飞行器的宽角相机数据作为影像图底图(Robinson et al., 2010)，数据来自ftp://pdsimage2.wr.usgs.gov/pub/pigpen/moon/LROC/wac_mosaic_asu/，分辨率100m/pixel，根据研究区域进行了裁剪。为了准确提取研究范围的地形特征，本文使用了LRO激光高度计得到的月球DEM数据(Smith et al., 2010)，分辨率的512ppd(约59m/pixel)。为研究溅射沉积在特定波段下的反射率影像特征并计算光学成熟度(Lucey et al., 2000; Pieters et al., 1994)，本文使用了Clementine的UVVIS多光谱数据(Nozette et al., 1994)，分辨率为100m/pixel。为了研究溅射沉积的细节特征，对于特定的区域，本文使用了LRO任务的窄角相机影像(Robinson et al., 2010)，分辨率为0.5m/pixel。数据主要来自美国的PDS行星数据节点，具体数据见表 1，在使用之前进行了配准、拼接等处理。

表 1

Table 1

表 1(Table 1)

表 1 本文所用数据列表 Table 1 Data used in this study 数据区域 数据类型 数据编号 Kepler LRO WAC WAC_morphology_globe_June2013_dd0_100m LOLA LDEM_512_00N_45N_270_360、LDEM_512_45S_00S_270_360 Clementine UVVIS ui03n303、ui03n309、ui03n315、ui03n321、ui03n327、ui03n333、ui03n339、ui03s303、ui03s309、ui03s315、ui03s321、ui03s327、ui03s333、ui03s339、ui10n303、ui10n309、ui10n315、ui10n321、ui10n327、ui10n333、ui10n339、ui17n303、ui17n309、ui17n315、ui17n321、ui17n327、ui17n333、ui17n339、ui24n303、ui24n309、ui24n315、ui24n321、ui24n327、ui24n333、ui24n339 LRO NAC M104762819LC、M104762819RC、M1157991366RC、M1157991366LC、M1154464241LC、M1154464241RC、M1103809714LC、M1114412298RC、M1119100472RC Necho LRO WAC WAC_morphology_globe_June2013_dd0_100m LOLA LDEM_512_00N_45N_090_180、LDEM_512_45S_00S_090_180 Clementine UVVIS ui03n111、ui03n117、ui03n123、ui03n129、ui03n135、ui03n1、ui03n147、ui03n153、ui03s111、ui03s117、ui03s123、ui03s129、ui03s135、ui03s141、ui03s147、ui03s153、ui03s159、ui10n123、ui10n129、ui10n135、ui10n141、ui10n147、ui10n153、ui10n159、ui10s111、ui10s117、ui10s123、ui10s129、ui10s135、ui17n123、ui17n129、ui17n135、ui17n141、ui17n147、ui17n153、ui17s111、ui17s117、ui17s123、ui17s129、ui17s135、ui24n123、ui24n129、ui24n135、ui24n141、ui24n147、ui24n153、ui24n159 LRO NAC M134374642LC、M149696735LC、M180329705RC

表 1 本文所用数据列表 Table 1 Data used in this study

遥感影像是月球地质解译的基础数据，能够反映目标物的形态、纹理及反照率信息。LRO搭载的窄角相机能够提供高辨率的月球影像，用于详细研究撞击坑溅射沉积物的形态、纹理等特征。但在全月尺度上，窄角相机数据不如宽角相机的使用灵活，很难进行全月尺度的研究，因此提取Kepler坑和Necho坑溅射沉积物在宽角相机影像上的特征具有广泛的应用价值。Clementine任务得到的多光谱数据在750nm处的反射率影像对不同成熟度的月海和高地物质敏感，在影像上能清晰地显示出不同亮度，常常被作为月球反照率的代表，并用以确定月表地质单元的接触关系、识别撞击坑等(Dominov and Mest， 2009; Mest et al., 2010; Pieters and Tompkins， 1999; Skinner et al., 2006; Van Arsdall and Mest， 2008)。本文对比分析了Clementine 750nm反射率影像与LRO广角相机的影像，探讨它们在识别撞击坑溅射物的效果。

构成溅射沉积的物质主要是在撞击的过程中被挖掘出来的浅表层以下成分，它们暴露在月表会持续受到来自微陨石轰击、太阳风和宇宙射线的改造，变得越来越成熟，成熟度就是反映与时间相关的某一物质在太空环境中被改造程度的定量指标(Lucey et al., 2000; Morris，1978)。据计算，在月球表面，需要用约500Myr时间“翻耕”深约50cm的月土，用约100Myr的表部整合时间来产生成熟的月土(Morris，1978)。利用成熟度指标可以将不同时代形成的溅射沉积进行区分，在溅射沉积物就位之前该区域的物质通常更加成熟，因此它可以被用以识别年轻的撞击事件所产生的物质分布，同一次撞击事件产生的溅射物具有相同或相近的成熟度，且越成熟的物质形成时间越古老。

关于成熟度有多种指标，最常见的I_s/FeO值(Morris， 1976，1978)和光学成熟度(Lucey et al., 2000)。Lucey et al.(2000)开发的根据光谱反照率得到的光学成熟度方法仅使用卫星光谱数据，能够计算更广空间范围的成熟度，且计算过程简单。OMAT的计算公式如下：

R₇₅₀表示波长为750nm的光在一个象元或区域中的反射率，R₉₅₀表示波长为950nm的光在一个象元或区域中的反射率，x₀和y₀在Clementine多光谱数据中的值分别为0.08和1.19。OMAT值越大表示该像元或区域越不成熟，形成时间越晚。为了找到有效识别Kepler坑和Necho坑溅射沉积物的方法，本文对比研究了利用Clementine多光谱数据计算了光学成熟度的效果。

图 3表示了Kepler坑和Necho坑区域在LRO宽角相机影像、Clementine UVVIS 750nm反射率影像和光学成熟度三种数据源中的表现。Kepler坑溅射沉积物在LRO宽角相机影像上(图 3-a1)能清楚显示，具有相对更高的反照率，比背景物质更明亮，但辐射纹与东边的哥白尼坑等年轻撞击坑的辐射纹相互交叠，难以区分。位于月陆的Necho坑溅射沉积在LRO宽角相机影像图上(图 3-b1)很难识别，虽然明显偏亮，但无法确定溅射物的分布模式，也不能判断出它的纹理特征，这可能与高地斜长岩本身就比月海玄武岩反照率更高有关，Necho坑溅射物与月陆斜长岩背景的反照率差异不够显著。因此仅依据影像图确定年轻撞击坑的溅射物分布在月海区域勉强能够使用，但在月陆区域并不可靠。

图 3

Fig. 3

图 3 Kepler坑(左)和Necho坑(右)区域在不同数据下的表现 A1、B1分别为Kepler坑和Necho坑区域在LRO宽角相机下的影像；A2、B2分别为Kepler坑和Necho坑区域的Clementine 750nm反射率影像；A3、B3分别为Kepler坑和Necho坑区域的光学成熟度(OMAT)影像 Fig. 3 Images of crater Kepler region (left) and crater Necho region (right) based on different datasets

与LRO宽角相机的影像不同，在Clementine 750nm反射率影像图上，无论是月海地区的Kepler坑(图 3-a2)还是月陆地区的Necho坑(图 3-b2)都呈现出清晰的溅射沉积分布，相对于背景更加明亮，具有更高的反射率。对于Kepler坑，其溅射沉积比在LRO影像图中更加明显，其辐射纹与更早形成的月海玄武岩物质形成强烈的反差，能够被清晰地判断出来，与其它撞击坑坑辐射纹的关系也能准确判断。Necho坑的溅射沉积呈现更加复杂的状态，这可能与它所处的复杂地质环境有关(Gifford et al., 1979)，其辐射纹分布范围很广，类似蝶形分布，在北部与King撞击坑的辐射纹存在交叠，但从叠置关系分析，Necho坑溅射物覆盖在上面，表明Necho坑更年轻。

为了突出在光学成熟度图上撞击坑的溅射沉积分布，对OMAT图像做了伪彩色增强。从光学成熟度图上可以看出，Kepler坑(图 3-a3)和Necho坑(图 3-b3)的坑内物质和溅射沉积都具有相对于背景物质更高的OMAT值，表明它们不如背景物质成熟，形成时间晚。值得注意的是，两个坑的坑内成分都比坑外成分OMAT值高，这与Lucey et al.(2000)的描述一致。两个撞击坑溅射物的OMAT分布与Clementine 750nm反射率影像相似，但表现出更丰富的层次，便于识别，然而Kepler坑的远端辐射纹在OMAT图上没有在Clementine 750nm反射率影像上明显。

为了充分利用Clementine光谱反射率影像和OMAT影像的特征，可以将二者叠加起来。图 4中将Clementine 750nm光谱反射率影像叠加在OMAT影像之上，并将前者设为适当的透明度，可以得到融合两个数据的影像。可以发现，叠加后的影像不仅清楚显示了坑附近的溅射沉积分布，而且可以识别出辐射纹的分布特征。此外，叠加后的影像清楚地揭示出了撞击坑的坑缘位置，可以轻易将坑内部分和坑外部分区分。

图 4

Fig. 4

图 4 Clementine 750nm反射率影像与OMAT影像的叠加 左边Kepler坑中黑色方框A1、A2、A3和右边Necho坑黑色方框B1、B2、B3分别对应图6中使用到的LRO窄角相机影像覆盖范围，数据编号分别为：M1103809714LC、M1114412298RC、M1119100472RC、M134374642LC、M149696735LC、M180329705RC Fig. 4 Clementine 750nm reflectance image is overlaied on OMAT image

本文将Kepler坑和Necho坑的溅射物分为三个相，分别是连续溅射沉积相、不连续溅射沉积相和辐射纹。从图 5可以看出，连续溅射沉积相和不连续溅射沉积相具有明显的差异：连续溅射沉积相的溅射物堆积较厚，具有围绕坑中心的同心环状结构，这种结构在离坑缘越近的地方越明显；不连续溅射沉积相的溅射物堆积较薄，呈起伏丘状地貌，溅射物的沉积不连续，它具有明显的指向坑中心的辐射状结构。

图 5

Fig. 5

图 5 Kepler坑连续溅射沉积相(CE)和不连续溅射沉积相(DE) 图中影像为LRO窄角相机影像，左上角表示影像范围相对于Kepler坑的位置。黑色短线左边是连续溅射沉积相(CE)右边是不连续溅射沉积相(DE) Fig. 5 The continuous ejecta deposits (CE) and discontinuous ejecta deposits (DE) of crater Kepler

图 6反映了Kepler坑和Necho坑溅射物三个相的细致结构。从图 6-a1和图 6-b1可以看出，连续溅射沉积相的表面具有数目众多的石块，且月陆的Necho坑比月海的Kepler坑含有的岩石数量更多。图 6-a2和图 6-b2反映了Kepler坑和Necho坑不连续溅射物的详细特征，与连续溅射沉积相不同的是，在不连续溅射沉积相表面有更多次级坑分布，次级坑的撞击作用将溅射物与当地的原始成分进行了混合。图 6-a3和图 6-b3反映了Kepler坑和Necho坑辐射纹的特征，辐射纹是溅射物覆盖最薄的地方，具有指向撞击坑中心的放射状纹理但通常不是很明显，靠近撞击坑的辐射纹通常比远端辐射纹更宽，更容易识别。

图 6

Fig. 6

图 6 Kepler坑(左)和Necho坑(右)的三个溅射沉积相 所有影像均是LRO窄角相机影像，各轨影像与图4中黑色方框标注的影像对应，左上角红色方框表示本图幅区域在该轨影像中的位置.A1、B1表示连续溅射沉积相，A2、B2表示不连续溅射沉积相，A3、B3表示辐射纹 Fig. 6 The three ejecta deposits facies of crater Kepler (left) and crater Necho (right)

根据前面的认识，我们对Kepler坑和Necho坑的溅射物分布进行了填图(图 7)。在填图过程中，确定连续溅射物主要依靠LRO的影像数据，而在确定不连续溅射沉积的时候除了使用LRO影像，还需要Clementine的光谱反射率影像和OMAT联合进行约束，因为在有月陆成分出露的位置其反照率与撞击坑的溅射沉积差异不明显。对于辐射纹，在月海区域可使用LRO影像，在月陆区域或在月海区域进行更准确的辐射纹识别需要利用Clementine光谱数据和OMAT影像。

图 7

Fig. 7

图 7 Kepler坑(左)和Necho坑(右)的溅射物分布 坑内物质(IC)不是本文重点研究的内容，在这里只是进行了标注；辐射纹被分为最显著、中等显著和最不显著的三种类别，分别用粗线段、中等粗细线段和细线段表示.底图为LRO宽角相机影像 Fig. 7 Ejecta deposits distribution of crater Kepler (left) and crater Necho (right)

如图 7所示，Kepler坑和Necho坑溅射物包括三个相，从靠近撞击坑到远离撞击坑分别为：连续溅射沉积相(CE)、不连续溅射沉积相(DE)和辐射纹(CR)。对于辐射纹，由于受到溅射物的量以及地形等的影响，其显著程度不一样，因此这里将它们分为三种类型：最显著的辐射纹、中等显著的辐射纹以及最不显著的辐射纹，分别用不同粗细的直线段表示。图 7表明，在月海区的Kepler坑比月陆区Necho坑的辐射纹更丰富，且相对更显著的辐射纹分布范围更广。

经过计算，得到了Kepler坑和Necho坑溅射物三个相的外边界到撞击坑中心的距离及其与坑半径之比(表 2)。Kepler坑连续溅射沉积相分布在坑外2.4个半径范围之内，而Necho坑在2.6个半径范围之内，差异较小。对于不连续溅射沉积相，Necho坑的分布距离比Kepler坑更大，前者为1.4到10.8个半径范围之内，而后者为1.1到7.0个半径范围之内，考虑到Kepler坑比Necho坑半径大1km，这个差异可能会更大。Kepler坑的辐射纹最长达到27.3个半径距离，位于撞击坑西部；Necho坑的辐射纹最远可到达28.7个半径距离，位于撞击坑东部。对于各相溅射物，无论是最大分布距离还是最小分布距离，Necho坑的都大于Kepler坑，其分布面积也大于Kepler坑溅射物分布面积。

表 2

Table 2

表 2(Table 2)

表 2 Kepler坑和Necho坑各相溅射物外边界到坑中心的距离及其与半径之比 Table 2 Distances from crater center to ejecta facies’ outer boundary of crater Kepler and crater Necho and their ratio to crater radius 数据区域 Kepler Necho CE DE CR CE DE CR 最大距离(单位：km) 37.5 108.0 422.4 38.9 162.3 430.5 最大距离与半径比 2.4 7.0 27.3 2.6 10.8 28.7 最小距离(单位：km) 17.5 52.5 162.8 20.3 63.9 185.8 最小距离与半径比 1.1 3.4 10.5 1.4 4.3 12.4

表 2 Kepler坑和Necho坑各相溅射物外边界到坑中心的距离及其与半径之比 Table 2 Distances from crater center to ejecta facies’ outer boundary of crater Kepler and crater Necho and their ratio to crater radius

撞击坑及更大尺度的撞击盆地是月表最典型的地质单元和形貌单元，是月球地质填图中不可或缺的组成部分，因此对于撞击坑尤其是坑外溅射物成分的准确识别异常重要。对于月海区域的撞击坑溅射物，通常在相机影像上就能够较清晰地识别出来，而对于月陆地区的撞击坑，仅仅依靠相机的影像数据还不足以准确识别撞击坑溅射物，需要借助于其它数据。

月球撞击坑形成之后在月表最顶层将受到太阳风、宇宙射线等高能粒子作用，以及微陨石轰击等的改造而不断成熟，与月土成熟作用相伴而生的主要物理变化是：①粉碎作用，岩石和矿物破碎或分裂成更小的碎屑；②熔结作用，形成熔结碎屑(Lucey et al., 2006)。由于要产生成熟的月土需要约100Myr的表部整合时间(Morris，1978)，因此可以利用成熟度来识别年轻的月表单元，对于年轻撞击坑的溅射物识别具有重要意义。

在众多成熟度指标中，Lucey et al.(2000)提出的光学成熟度(OMAT)适用范围广且使用方便，能够轻易区分出不同成熟度的月表，不仅适用于月海地区，而且在月陆区域也适用。对于远端的撞击坑辐射纹，OMAT数据图像与Clementine多光谱数据中750nm的光谱反射率影像结合起来能够互为补充，达到更好的效果。此外，在对溅射沉积的不同相进行细分时，高分辨率的相机影像数据能够清晰显示出它们的纹理特征的细节要素。因此，在月球地质填图中需借助于多源数据融合识别撞击坑的溅射物分布。

月球年轻撞击坑的溅射物可以分为三个相：连续溅射沉积相、不连续溅射沉积相和辐射纹。连续溅射沉积相典型的特征是它的同心环状结构，根据撞击成坑的过程机制(Collins et al., 2012)，撞击造成坑缘应力抬升并隆起，连续溅射沉积相的同心环状结构可能是抬升之后坑缘物质向外滑移的挤压应力以及重力作用造成的。不连续溅射沉积相离坑中心有一定距离，大部分在3个半径距离之外，这里溅射物的数量相对较少，降落在月表堆积构成山丘状的起伏，具有指向坑中心的辐射状纹理。而辐射纹是最远端的溅射物沉积，大部分在10个半径距离之外，由于溅射物质的量很少，它们通常不能构成一套完整的月表岩石地层单元，只形成了撞击坑中心向外的辐射状线纹，且不能长期保留，一般被作为判断是否为哥白尼纪撞击坑的标志(Shoemaker and Hackman， 1962; Wilhelms et al., 1987)。

Kepler坑的溅射物分布具有不对称性，且这种不对称性从内部连续溅射沉积相到外部的辐射纹相逐渐扩大。针对这种现象，Shoemaker(1960)认为是撞击坑位置的原始物质不均匀导致的，也有可能是受到附近哥白尼纪撞击坑的辐射纹影响(Öhman and Kring， 2012)，但可能性最大的是Kepler坑可能形成于一次倾斜撞击。根据撞击坑内外熔融岩石和辐射纹的沉积分布以及坑缘形貌，Öhman and Kring(2012)认为Kepler坑形成于来自东南方向45°的倾斜撞击。由于Kepler坑所处位置较高且周围地形较均一，因此地形对溅射物分布的影响较小，造成溅射物不对称分布的主要原因是倾斜撞击造成的。

Necho坑的溅射沉积分布具有更显著的不对称性，其辐射纹具有长短轴，长轴为东北-西南方向，Gifford et al.(1979)认为Necho坑溅射沉积的不对称分布可能来自于基底物质、地形影响或倾斜撞击。根据辐射纹的分布特征，复杂的月陆地形和倾斜撞击是造成Necho坑溅射沉积不对称分布的主要因素，但还需有针对性地进行更精细的研究才能得出可靠的结果。此外，北部King撞击坑辐射纹的干扰可能会影响对Necho坑辐射纹的识别，给辐射纹范围边界的确定带来一定的误差。

对比月陆的Necho坑和月海的Kepler坑发现，尽管平均半径Kepler坑大1km，但溅射物的分布范围Necho坑更大，这充分说明了撞击作用的复杂性。在撞击过程中，挥发份的含量、靶标上层岩石的性质、撞击体的成分构成等都将对溅射沉积最后的形貌和性质造成影响(Collins et al., 2012; Osinski et al., 2011; Stronge，2000)。

月球年轻撞击坑的溅射沉积物可分为三种类型：连续溅射沉积相(CE)、不连续溅射沉积相(DE)和辐射纹(CR)。连续溅射沉积相的溅射物堆积了一定厚度，具有因坑缘隆起后物质坡移挤压应力和重力作用形成的同心环状构造，表面有大量岩石碎块堆积；不连续溅射沉积相堆积的溅射物较薄，呈山丘状起伏，在厚的地方堆积较高而薄的地方不连续，形成坑中心向外的放射状纹理，表面分布有众多次级撞击坑；辐射纹属于撞击坑远端的溅射，表现为明亮的辐射状细条纹。溅射沉积物的分布除了与撞击规模、角度等有关系以外，还受靶标性质的影响，本文通过对典型的月海区撞击坑Kepler和月陆区撞击坑Necho的溅射沉积填图，对无挥发份、无大气行星的撞击溅射沉积提供了一定的认识。

撞击溅射沉积物是月球表面分布最广泛的地质单元之一，且在不同的地质背景下其表现出不同的特征。在月球探测的过程中获得的不同数据源对溅射沉积物的有效识别度也不一样，为了准确识别撞击坑溅射沉积物的分布并在月球地质编图中准确表达，需利用多源数据联合识别。影像数据能够较好地反映地质单元的形貌、纹理信息。溅射沉积物是撞击作用物质扰动的结果，对成分信息敏感的光谱数据在识别溅射物中具有重要价值。连续溅射沉积相(CE)和不连续溅射沉积相(DE)的重要差异是其纹理特征，因此影像数据能够进行较好地反映。对于年轻的撞击坑，光学成熟度结合Clementine 750nm波段的反射率数据可以准确识别出溅射物尤其是辐射纹的分布范围，而且无论是月海区还是月陆区都可适用。

为理解月球上不同规模撞击形成的溅射物分布差异以及它们的演化过程，对于不同规模的撞击事件以及年龄更古老的撞击事件形成的溅射沉积物的识别将是下一步研究的重点。此外，其它空间环境的行星撞击事件形成的溅射物分布的研究也可为研究地球撞击事件提供参考。