Lugar de aterrizaje del Chang'e - Jiaxing TOnyx Group Co., Ltd

Astronomía de la naturaleza (2023)Citar este artículo

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Para abordar preguntas sobre las múltiples dicotomías del lado cercano y lejano de la Luna y proporcionar nuevos conocimientos sobre la historia temprana del impacto del Sistema Solar y la evolución geológica de la Luna, se ha seleccionado la zona de aterrizaje de Chang'e-6 (CE-6). se encuentra dentro de la cuenca lunar del Polo Sur-Aitken (SPA) en la parte sur de la cuenca Apolo (150–158° W, 41–45° S), un sitio que proporciona acceso a una diversidad de material SPA. Aquí, describimos la geomorfología, geología y cronología de tres sitios de muestreo candidatos dentro de esta zona que probablemente garanticen un aterrizaje y muestreo seguros. Las características geológicas indican que se espera que CE-6 recolecte fragmentos de eyecciones SPA del lado oculto lunar, posible material del manto y material basáltico joven (aproximadamente 2,40 Gyr-años) y/o viejo (aproximadamente 3,43 Gyr-años), todos ellos lo que proporcionará una guía importante para la futura recolección de muestras in situ del lado lejano y profundizará nuestra comprensión de la evolución de la Luna.

La cuenca del Polo Sur-Aitken (SPA), ubicada en la cara oculta de la Luna, se clasifica constantemente como el sitio de mayor prioridad para el retorno de muestras en la Luna debido a su combinación única de ubicación en la cara oculta, tamaño extremadamente grande, edad muy antigua (pero desconocida), Anomalías de composición interior y ubicación de un amplio rango de edades del vulcanismo de yeguas en el lado opuesto del SPA. Las sorprendentes asimetrías entre el lado cercano y el lado lejano de la Luna se han registrado en diferencias en el espesor de la corteza terrestre, la edad geológica de las unidades y características de la superficie, la estructura térmica, la geoquímica global, la abundancia de elementos radiactivos en la superficie, la naturaleza de los terrenos, el tamaño y la abundancia de las cuencas de impacto y la estructura fundamental de la corteza. y composición, y cronología. A pesar de estas pronunciadas y enigmáticas asimetrías entre el lado cercano y el otro, las cuestiones fundamentales que plantean siguen sin resolver debido a la falta de muestras in situ devueltas desde el lado oculto de la Luna. Estas preguntas incluyen1,2,3,4,5,6,7,8: ¿cuál es la composición y estructura de la corteza del lado oculto de la luna? ¿Cuál es la composición del manto lunar? ¿Cuáles son las edades de formación de las principales cuencas de impacto del lado lejano y/o del extremo? ¿Cuál es el origen del terreno Procellarum-KREEP cercano y cuáles son las implicaciones para la historia lunar temprana? ¿Cuál es la mineralogía, geoquímica, cronología y modo de erupción de los basaltos marinos en la cara oculta de la Luna? La enorme extensión de la cuenca SPA (aproximadamente 2.400 km de diámetro) significa que se necesitarán muchas misiones de retorno de muestras humanas y/o robóticas para abordar todas las prioridades clave de muestreo relacionadas con estas preguntas (por ejemplo, 1-3). No obstante, un reciente muestreo robótico de suelos lunares (Chang'e-5) ha demostrado claramente que menos de 2 kg de suelo lunar devuelto pueden muestrear y caracterizar eficazmente una amplia región y abordar muchos problemas científicos pendientes. Como primer paso en una campaña internacional de devolución de muestras de la cuenca SPA, la misión CE-6 de China ha elegido aterrizar en la parte sur de la cuenca del anillo de pico Apolo de 490 km de diámetro que se formó dentro de la cuenca SPA, excavó los eyectados de la cuenca SPA y las tierras altas del lado opuesto. y posiblemente material del manto, y que contiene varios depósitos de yeguas del lado opuesto de la cuenca posteriores a diferentes edades. Por lo tanto, las eyecciones y los depósitos interiores de la cuenca del Apolo brindan acceso a sitios de aterrizaje que probablemente contengan una variedad de fragmentos que ayudarán a caracterizar las principales características cronológicas y de composición de SPA y la cara oculta lunar, y ayudarán a afinar preguntas y destinos específicos. para futuras misiones (consulte la Información complementaria para obtener una breve descripción y la selección del lugar de aterrizaje de la misión CE-6).

La zona de aterrizaje actual está determinada tanto por limitaciones de ingeniería como por cuestiones científicas y se encuentra en la mitad sur del borde de la cuenca Apolo en el interior noreste de la cuenca SPA (Fig. 1). SPA es la cuenca de impacto más grande (aproximadamente 2.400 km), más profunda (aproximadamente 6,2–8,2 km) y más antigua (aproximadamente 4,3 Gyr) conocida en la Luna9,10,11,12. Los estudios de modelado numérico sugieren que la cuenca SPA puede haber excavado hasta profundidades que alcanzan el manto lunar3,13, y es probable que los eyectados derivados del manto SPA hayan sido diluidos, oscurecidos y redistribuidos por un procesamiento geológico posterior6,14. No obstante, la composición material de la superficie de la cuenca SPA es única y muestra anomalías de hierro y torio, así como una mineralogía dominada por piroxeno4,6,15. SPA se ha dividido en cuatro anillos mineralógicos aproximadamente concéntricos4. Desde el anillo interior al exterior, la composición del piroxeno muestra una tendencia de piroxeno ligeramente rico en Ca y Fe a piroxeno de Mg, y una tendencia decreciente en la abundancia de piroxeno y un aumento en la abundancia de plagioclasa.

a, Ubicación y características topográficas en la cara oculta de la Luna: la cuenca SPA está delineada por una línea discontinua negra; La zona de aterrizaje del CE-6 está delimitada por un cuadro rojo y la cruz indica el lugar de aterrizaje del CE-4. El mapa base es un mapa en relieve sombreado a partir de datos DEM CE-1. b, La zona de aterrizaje CE-6, ubicada en el interior de la cuenca SPA a lo largo del borde sur de la cuenca Apollo (imagen CE-2 DOM). El albedo muestra la distribución de materiales basálticos (bajo albedo) y no basálticos (albedo alto) en la zona. c, Mapa topográfico y morfológico de las regiones de muestreo propuestas para CE-6; la región F (línea continua amarilla) representa la llanura noroeste, la región L (línea continua azul) las tierras bajas del noreste y la región B (línea continua naranja) representa el borde suroeste de la cuenca Apolo. Las kipukas y WR se distribuyen en las zonas F y L. El mapa base proviene de datos DEM CE-2 (20 m por píxel).

Datos fuente

La cuenca Apolo de 490 km, formada hace aproximadamente 3,9 a 4,1 mil millones de años (Ga), está ubicada en el interior noreste, justo dentro de la cuenca SPA16. Esta ubicación específica puede hacer que el borde nororiental de Apolo sea más feldespático y el borde suroeste más norítico15. Estudios anteriores17,18,19,20,21,22 han demostrado que el interior de la cuenca Apolo contiene tanto material residual de eventos de impacto como productos volcánicos (basaltos, criptomare y cráteres de fracturas de suelo, etc.). Apolo probablemente estaba fuera de la cavidad transitoria SPA, y puede haber excavado completamente a través del depósito de eyecciones SPA que contiene Th, de modo que los materiales profundos expulsados por el impacto que formó SPA podrían haber sido eliminados localmente mediante la formación de la cuenca Apolo 6, pero aún pueden residen en el borde y las paredes del lavabo. Además, algunas composiciones de piroxeno norítico dentro de la cuenca del Apolo (por ejemplo, el cráter Dryden) pueden ser más ricas en Mg que otros materiales noríticos en la SPA23,24, lo que podría estar asociado con una corteza inferior profunda o incluso materiales del manto excavados por el Apolo. -formando impacto23.

La zona de aterrizaje CE-6 (Fig. 1a, b), está ubicada en el límite entre la anomalía de composición SPA de la región central (SPACA) (una unidad de repavimentación dominada por piroxeno rico en Ca y Fe que puede ser criptomare y/o no -mare materiales volcánicos19,25) y anillo rico en Mg-piroxeno4, lo que proporciona una alta posibilidad de recolectar un conjunto diverso de muestras. Esta zona tiene una pendiente promedio de aproximadamente 5,74°, y el área total con pendientes inferiores a 8° (la pendiente máxima para un aterrizaje seguro) representa el 76% del área total, lo que hace que esta región sea favorable para el aterrizaje. Se identificaron un total de 26.785 cráteres (diámetros de más de 50 m) dentro de la zona de aterrizaje del CE-6 (Fig. 2a). Más del 96% tienen entre 100 my 1 km de diámetro. Los cráteres secundarios, rayos y cadenas de cráteres, importantes para mejorar la diversidad de muestras devueltas y la estrategia de selección del sitio final, están dispersos en la zona de aterrizaje CE-6 y están marcados por su albedo localmente más alto y su morfología característica (Fig. 3a). Las cadenas de cráteres muestran una distribución general de noreste a suroeste, pero las direcciones de algunos aparentes grupos de cráteres secundarios son inciertas. Se observan dos tipos de accidentes geográficos positivos en las llanuras de yegua (Fig. 1c): (1) kipukas, restos de las estructuras de piso y pared de la cuenca del Apolo (o bordes de cráteres superpuestos anteriores a la yegua) que sobresalen a través de las lavas de yegua, y ( 2) crestas arrugadas (WR), interpretadas como características de acortamiento tectónico formadas después del emplazamiento de los flujos de lava26,27.

a, La distribución de los cráteres en toda la zona de aterrizaje. b – d, densidades de cráteres en los tres sitios de muestreo candidatos, F (b), L (c) y B (d). La densidad de cráteres es el porcentaje de superficie ocupada por cráteres de impacto dentro de una superficie de 1 km2. e – g, Distribución de frecuencia de diámetro de los cráteres en las regiones de muestreo candidatas de F (e), L (f) y B (g).

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a, La distribución de las eyecciones dentro de toda la zona de aterrizaje. b – d, La distribución de las eyecciones en las regiones de muestreo candidatas F (b), L (c) y B (d). e – g, el índice de eyección de las regiones de muestreo candidatas F (e), L (f) y B (g) (Métodos). Todos los mapas base provienen de datos de imágenes CE-2 DOM.

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Dentro de esta zona, hemos identificado tres regiones relativamente planas favorecidas por restricciones operativas de ingeniería (Fig. 1b, c): región F (llanura plana noroeste, designada F), región L (llanura baja noreste, designada L) y región B (suroeste llanura base, designada B). Después de la selección final de la región, se seleccionará un sitio seguro para el aterrizaje durante el descenso y después del aterrizaje se realizarán análisis in situ y recolección de muestras.

La región F (Figs. 1c, 2b y 3b,e) es un parche de yegua ubicado entre la cresta del borde y el anillo del pico de la cuenca de Apolo. La topografía general se inclina ligeramente hacia el este (Fig. 1c). Los cráteres ocupan aproximadamente el 8,61% del área (menos de diez cráteres de más de 1 km de diámetro) (Fig. 2b,e). El terreno relativamente plano (elevación promedio -5.197 m, pendiente 2,36°) y la menor abundancia de cráteres sugieren que esta región es adecuada para aterrizajes y muestreos seguros. La importancia de los depósitos de eyecciones de cráteres superpuestos se puede cuantificar mediante el índice de eyecciones promedio (Métodos), una medida del valor de gris relativo normalizado con respecto al basalto de yegua oscura. La región F tiene un índice de eyección promedio de 0,34 (Fig. 3e), y la eyección se distribuye de manera desigual en la superficie de los basaltos de bajo albedo. Varios patrones lineales de eyección están orientados de noroeste a sureste (Fig. 3a, b) y de noreste a suroeste (Fig. 1b y 3b). Los WR (Fig. 1c) se pueden reconocer en la región F; no se extienden hasta la pared o el piso de la cuenca de Apolo, lo que indica su asociación con la deformación del emplazamiento de basalto postmare. Están dispuestos tanto radial como circunferencialmente hacia el centro de la cuenca Apolo (Fig. 1c), de manera similar a la distribución WR en la cuenca Oriental28. La región F está mapeada como la unidad del Imbrio tardío en el mapa geológico del Servicio Geológico de los Estados Unidos29, y la llanura oscura del Imbrio Superior en el mapa geomorfológico de Ivanov20 (Fig. 4a). Esta región basáltica ha sido datada anteriormente con aproximadamente 2,44 (ref. 30), 3,63 (ref. 31) y 3,31 Gyr de antigüedad (ref. 21), respectivamente. Nuestros resultados de la distribución de frecuencia del tamaño de los cráteres (CSFD) dentro de F_A (Fig. 4e) revelan que las edades absolutas del modelo (AMA) para la unidad basáltica de F son aproximadamente 2,40 Gyr (Eratosteniano), entre los mares más jóvenes en el lado lejano (Fig. 4e y Datos ampliados Fig. 1).

a, Mapa geológico regional de la ZEPA noreste y la cuenca Apolo, modificado de Ivanov et al.20. b, distribución del contenido de FeO de la región de muestreo candidata derivada de los datos del generador de imágenes multibanda (MI)48. c, distribución del contenido de TiO2 de la región de muestreo candidata derivada de los datos de LRO WAC49. d, La distribución relativa del albedo de las regiones de muestreo candidatas según los datos DOM CE-2. e, Unidades geológicas y resultados de datación CSFD para las regiones de muestreo candidatas en este estudio, Ap4 (línea discontinua amarilla) y Ap5 (línea discontinua azul) son áreas CSFD definidas por la ref. 21. Las líneas continuas representan las tres regiones candidatas (F, L y B). Las regiones coloreadas (F_A, L_A y B_A) son la extensión del área para la datación CSFD en este estudio.

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La región L es un parche de yegua ubicado al este de la región F (Figs. 1c, 2c y 3c, f) y separado de la región F por una zona de mayor albedo. El área ocupada por cráteres es del 10,36% (tres cráteres de más de 1 km de diámetro) (Fig. 2c,f). La elevación promedio, −5277 m, y la pendiente de aproximadamente 2,37° son similares a las de la región F, lo que hace que la región L sea adecuada para un aterrizaje y/o muestreo seguro. El índice de eyección de la región L es 0,66 (Fig. 3f). Las eyecciones brillantes están más densamente distribuidas sobre el fondo basáltico en la región L que en la región F, y la distribución es relativamente uniforme con una leve tendencia de distribución noroeste-sureste (Fig. 3c). Existen algunos cráteres parcialmente enterrados en el límite entre los parches de yegua oscura de las regiones F y L y la pared de la cuenca del Apolo, lo que sugiere que los basaltos del yegua oscura pueden haber llenado los cráteres de impacto posteriores a la cuenca del Apolo y anteriores al yegua. También se pueden observar WR (Fig. 1c); el WR más grande (Datos extendidos, Fig. 2) en el límite de las regiones F y L modificó la superficie de basalto L e impidió el flujo basáltico F. Esto sugiere que los basaltos F y L entraron en erupción durante dos períodos separados, y los basaltos F se formaron más tarde que los basaltos L (Métodos y datos ampliados, figuras 2 y 3). La región L también está mapeada como la unidad del Imbrio tardío29 y la llanura oscura del Imbrio superior20 (Fig. 4a). Estudios anteriores han fechado esta región basáltica con aproximadamente 2,44 (ref. 30), 3,63 (ref. 31) y 3,45 Gyr de antigüedad (ref. 21). Los resultados de CSFD revelan que el AMA para los basaltos donde se encuentra la región L es aproximadamente 3,43 Gyr (Imbría) (Fig. 4e y Datos ampliados Fig. 1), mucho más antiguo que los basaltos de la región F. Esto indica que los basaltos dentro de las regiones de yegua F y L ocurren en al menos dos períodos de tiempo diferentes (aproximadamente 2,40 y 3,43 Ga) (consistente con las observaciones de WR) y, por lo tanto, las muestras proporcionarán información importante sobre la edad volcánica, la composición y la diversidad del manto del otro lado.

La Región B es una unidad de llanura de mayor albedo ubicada en el borde sur de la cuenca Apolo (Figs. 1c, 2d y 3d, g), con una elevación promedio de aproximadamente -4172 m, aproximadamente 1000 m más alta que la de las regiones F y L. La topografía general de la región B es plana, pero ligeramente más alta en el este y oeste y más baja en el área central. La región B tiene una pendiente promedio ligeramente más alta (3,59°) que la región F (aproximadamente 2,36°) y L (2,37°). El porcentaje de área ocupada por cráteres es del 12,71% (46 cráteres de más de 1 km de diámetro) (Fig. 2d,g). En comparación con los parches de yegua de las regiones F y L, la región B es una unidad más típica en el interior de la cuenca SPA, como SPACA4. Las fuentes candidatas y los modos de origen incluyen eyecciones de la cuenca Apolo, derretimiento de impacto interior de la cuenca SPA y criptomare, así como materiales volcánicos no yegua. La región B ha sido cartografiada como una unidad de cuenca Imbría-Nectaria 29 y una unidad de llanura ligera de Imbría 20 (Fig. 4a). Obtuvimos un AMA para la región B y el área plana circundante (B_A) (Fig. 4e y Datos extendidos Fig. 1) de aproximadamente 3,86 Gyr, un poco más joven que el AMA de aproximadamente 3,98 Gyr obtenido para la cuenca de impacto de Apolo por Ivanov et al. .20. La interpretación de este AMA depende de la génesis de los materiales en la región B. Si esta unidad es un depósito de eyecciones de impacto de la cuenca Apolo, esta edad reflejará la edad de la cuenca Apolo y es muy probable que la edad de cristalización de sus materiales rocosos sea mayor. y compuesto al menos en parte de material de lavabo SPA.

El mapeo geológico a gran escala, las reconstrucciones estratigráficas y los análisis espectroscópicos sugieren que F y L están compuestos de sustratos de basalto de yegua y materiales eyectados mezclados lateralmente de fuentes adyacentes que no son de yegua. Por el contrario, la región B parece ser una unidad que contiene piroxeno rico en Fe y Ca, resurgido por criptomare, eyecciones de la cuenca Apollo y/o material volcánico no yegua SPACA4,5,6,25. Realizamos un análisis espectral detallado (Métodos) de las tres regiones de muestreo candidatas (Fig. 5) utilizando datos de Moon Mineralogy Mapper (M3) para comprender mejor las composiciones y la posible procedencia de las muestras.

a, Las ubicaciones de los cráteres recientes utilizados en el análisis espectral. Mapa base de CE-2 DOM. b, Los centros de absorción de piroxeno de composición variable (1 versus 2 μm); círculo azul sólido, muestras de F; círculo sólido azul claro, muestras de L; círculo sólido de color verde oscuro, muestras de B (cráteres grandes); círculo sólido de color verde claro, muestras de B (pequeños cráteres); círculo sólido de color naranja claro, piso del anillo interior Apollo; círculo sólido naranja, borde exterior este de Apolo; triángulo macizo, basaltos de yegua de la zona de aterrizaje del CE-5; diamante macizo, muestras devueltas CE-5; círculo hueco negro, augita medida en laboratorio (laboratorio); triángulo hueco, pigeonita medida en laboratorio y cuadrado hueco, ortopiroxeno medido en laboratorio. Los datos para F, L, B, el piso del anillo interior de Apolo, el borde exterior de Apolo y los basaltos de yegua CE-5 se derivaron de datos orbitales M3. Los datos de las muestras de CE-5 y del piroxeno medido en laboratorio provienen de Liu y Wang et al.47 y Klima et al.50, respectivamente. El método de análisis del espectro es similar al de la ref. 47 (Métodos).

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La Región F es un área de basalto de yegua relativamente prístina, con una menor abundancia y una distribución más limitada de materiales eyectados que no son de yegua de áreas adyacentes (Fig. 3b). El análisis espectral de cráteres recientes (Fig. 5b) en esta área de basalto relativamente prístina muestra que los basaltos de la región F tienen características obvias de absorción de piroxeno y parecen estar dominados por clinopiroxeno rico en Fe y Ca (centro de absorciones en el área de transición de pigeonita a augita, Fig. 5b). En comparación con los espectros de los basaltos de yegua del sitio de aterrizaje cercano al Oceanus Procellarum CE-5, los centros de las bandas de los basaltos de yegua de la región F están ligeramente desplazados hacia longitudes de onda cortas, lo que indica un menor contenido de Fe y Ca de piroxenos en los basaltos de la región F en comparación con los basaltos CE-5. . Las características espectrales y los contenidos de Ti y Fe de la región F sugieren el predominio de basaltos de yegua típicos y la procedencia del regolito local. Las muestras lunares devueltas desde la región F podrían ser basaltos de yegua muy prístinos con una proporción de eyecciones extrañas mezcladas lateralmente incluso menor que la de las muestras CE-5. El resultado de la datación CSFD para la región F es aproximadamente 2,40 Gyr (Fig. 4e y Datos ampliados Fig. 1), interpretado para representar la edad de cristalización de los basaltos de yegua de la región F. El AMA del basalto de yegua de la región F es más antiguo que las muestras CE-5 (aproximadamente 2,0 Gyr de antigüedad) y más joven que las muestras de basalto de la misión Apolo y, por lo tanto, las muestras de la región F proporcionarán un punto de calibración extremadamente valioso para la cronología del CSFD y la comprensión del manto del lado lejano. y la evolución térmica de la Luna.

La unidad de basalto de la región L Mare se ha visto fuertemente afectada por la mezcla lateral de material que no es mare de los cráteres fuente adyacentes (Fig. 3c). Los espectros de los cráteres frescos de la región L muestran características de absorción dominadas por el clinopiroxeno, pero con el centro de su banda de 1 y 2 μm (Fig. 5b) desplazado hacia longitudes de onda cortas en comparación con los cráteres de la región F (Fig. 5b). Esto puede indicar que los contenidos promedio de piroxeno, Fe y Ca de los basaltos de yegua de la región L son más bajos que los de los basaltos de yegua de la región F. Vale la pena señalar que la composición química general de los basaltos de la región F es notablemente mayor en Fe y Ti que la de los basaltos de la región L (Fig. 4b, c). Esto puede implicar un debilitamiento de una 'firma geoquímica de basalto' típica debido a la mezcla lateral de materiales eyectados que no son yegua. Es probable que los materiales de la región L estén más obviamente mezclados con los componentes máficos no marinos expulsados del piso de la cuenca Apolo (Fig. 5a) y/o su borde oriental (Fig. 5a). En términos de composición del material, el piso de la cuenca Apolo y su borde oriental muestran absorciones de longitud de onda corta dominadas por piroxeno rico en Mg (por ejemplo, ortopiroxeno) (Fig. 5b). La composición general del material tiende a ser más norítica15,32. Los eventos de impacto posteriores expulsarán materiales de estas regiones (por ejemplo, el piso y el borde de la cuenca Apollo) sobre la superficie de los basaltos de L mare, mezclándose lateralmente con ellos, lo que resultará en un aumento del albedo y la reflectancia y un cambio en los centros de absorción espectral hacia longitudes de onda cortas. Las muestras devueltas desde la región L deben contener una mezcla de materiales principalmente basálticos, mezclados con materiales noríticos colocados lateralmente desde cráteres fuente adyacentes que no son yegua. La edad de cristalización interpretada de los basaltos de la región L debe ser de alrededor de 3,43 Gyr (Fig. 4e y Datos ampliados Fig. 1).

Los grandes cráteres en la región B (Fig. 5b) exhiben una composición de piroxeno promedio intermedia (similar a una paloma), similar a la de los basaltos de yegua de la región L (Fig. 5b). Al mismo tiempo, los espectros de algunos cráteres pequeños (Fig. 5b) dentro de la región B muestran características de absorción típicas del ortopiroxeno, y similares a las observadas en las partes no marinas del fondo de la cuenca Apolo (Fig. 5a) y el este. Borde de la cuenca Apollo (Fig. 5a). Estos materiales de composición norítica dominados por ortopiroxeno podrían representar materiales eyectados entregados a la región B por los cráteres de impacto circundantes o, alternativamente, la unidad de superficie y/o los materiales característicos de la región B. Combinando las características de absorción de longitud de onda más larga y una aparente disminución en el número de cráteres en la región SPACA, Moriarty y Pieters4,6,19,25,33 infirieron que los materiales ricos en Ca y Fe en la región B probablemente sean depósitos de repavimentación volcánica gabroica, con una mineralogía similar al montículo máfico en SPACA pero distinta de basaltos típicos del yegua, lo que sugiere una historia termal y magmática única y local. Estos depósitos que resurgieron fueron luego cubiertos por eyecciones más noríticas de Apolo25. La edad de las unidades de superficie AMA de aproximadamente 3,86 Gyr de la Región B también puede representar la edad de la cuenca Apollo (estimada en aproximadamente 3,98 Gyr por Ivanov et al.20), como lo sugieren sus similitudes en la composición de la superficie con las unidades de piso y pared de la cuenca Apollo. En este caso, las rocas y el material del suelo de la región B podrían contener material expulsado de la cuenca Apolo y/o de las cuencas de impacto y/o cráteres circundantes. Además, en esta región se podrían muestrear un nuevo tipo de depósito de repavimentación volcánica desconocido, posiblemente representado por materiales gabroicos ricos en Ca y Fe excavados en grandes cráteres.

En resumen, CE-6 podría recolectar (1) basalto de yegua del lado lejano lunar de la región F y una pequeña cantidad de material eyectado que no es yegua, (2) basalto de yegua del lado lejano de la región L y una mayor abundancia de material eyectado que no es yegua y (3) de materiales eyectados de la cuenca Apolo de la región B y probablemente un nuevo tipo de depósito de repavimentación volcánica no muestreado previamente.

Los basaltos de yegua en la región F tienen una edad cercana a los 2,40 Gyr (Eratosteniense más joven), y los basaltos de yegua en la región L datan de aproximadamente 3,43 Gyr (Imbria). Sobre la base de los estudios de datación CSFD, la actividad de las yeguas lunares cercanas abarcó un intervalo de tiempo de aproximadamente 3,9 a 4,0 a 1,2 Ga (ref. 34,35). La mayoría de los vulcanismos en la cara oculta de la Luna ocurrieron entre 3,0 y 3,6 Ga, con algunos depósitos que datan aproximadamente de 2,5 Ga (refs. 30,36,37,38). El cese del vulcanismo en la cara oculta de la Luna parece ser mucho más temprano que en la cara oculta de la Luna39,40. Hasta el momento, no se ha encontrado evidencia directa de actividad volcánica en el lado lejano entre 2,2 y 2,5 Ga o menos21. Si las muestras devueltas por CE-6 pueden confirmar que la edad de las muestras de basalto en estas regiones es inferior a 2,5 Gyr, esto extenderá la generación de basalto del lado lejano a un tiempo más similar al del lado cercano, un hallazgo potencial de gran importancia para comprender la temperatura. evolución de la Luna. La edad de las muestras de Apollo disponibles está en el rango de 3,1 a 3,9 Gyr, y la edad más joven proporcionada por las muestras de basalto CE-5 es de 2,0 Gyr (ref. 41). La cronología del basalto de yegua CE-6 desempeñará un papel clave en el refinamiento continuo de la curva CSFD. Además, las muestras de basalto de yegua adquiridas por CE-6 (regiones F y L) contribuirán a abordar las cuestiones de la naturaleza de las regiones fuente del manto del lado lejano, la asimetría del vulcanismo lunar entre el lado cercano y el lado lejano y el papel del espesor de la corteza en el ascenso y la erupción39,40 .

El análisis de todas las muestras del lado lejano (regiones F, L y B) permite evaluar y probar la distribución de elementos radiactivos, el origen del terreno Procellarum-KREEP y el papel del impacto de la cuenca SPA en la inducción del transporte convectivo de una capa KREEP desde el lado lejano al lado cercano y causando asimetrías entre el lado cercano y el lado lejano en Th y Ti (por ejemplo, refs. 8,42,43).

Es muy probable que CE-6 adquiera materiales eyectados (dominantes en la región B y eyectados secundarios en las regiones mare F y L), incluidos eyectados originados en el borde y la pared del Apolo que pueden contener algunas contribuciones de eyectados SPA y también cráteres dentro del Interior del lavabo Apolo. Probablemente Apolo haya penetrado y eliminado el depósito de eyecciones SPA, que se distingue por su alta abundancia de Th y un posible origen en el manto superior6. Sin embargo, es probable que tales materiales aún se conserven en la pared y el borde de la cuenca de Apolo, especialmente en el borde sur con composición norítica y abundancia de Th relativamente alta; estos podrían fácilmente ser excavados y redistribuidos dentro de la zona de aterrizaje mediante cráteres de impacto posteriores. Además, también pueden aparecer afloramientos originados en capas profundas (corteza inferior o incluso manto) en el interior de Apolo18, especialmente los materiales noríticos más ricos en Mg encontrados cerca del anillo del pico occidental23,24. Los cráteres de impacto posteriores que apunten a esta región también pueden provocar eyecciones a la zona de aterrizaje del CE-6. Es probable que la edad de cristalización de los materiales eyectados devueltos supere los 3,9 Gyr y proporcionará información fundamental sobre el momento de los impactos de SPA y Apolo, mejorando enormemente el conocimiento de la cronología del impacto de la Luna y de todo el sistema solar interior. La adquisición de materiales de la corteza profunda y posibles materiales del manto por parte del CE-6 también revolucionará nuestro pensamiento sobre la composición del interior lunar, la evolución térmica de la Luna y el papel de los materiales originales de acreción lunar después del evento de impacto de la Tierra que formó la Luna.

El índice de eyección (EI), definido para describir el grado de contaminación por eyección de impacto, con el supuesto de que el material eyectado podría hacer que el área de basalto oscuro sea más brillante en los datos de imagen del modelo de ortofoto digital (DOM)44, es un método matemático que utiliza la transformación del DOM. valor de gris de la imagen (0–255) en un índice (0–100) basado en un valor base (Grey_Base, GB). GB es un valor gris del basalto más puro en la misma unidad geológica (por ejemplo, la misma fase de cubierta basáltica) en el área de estudio (y por lo tanto se considera el más bajo).

Luego, para cada píxel de una imagen DOM:

Los píxeles con un valor de gris superior al GB se consideran material eyectado con diferentes niveles de contaminación. Luego, para el EI(EI_AVG) promedio de una región:

donde Sum (EI_ALL) representa el resumen de EI de todos los píxeles de la región y Pixel_Num representa el número de píxeles.

Para limitar mejor la edad de las regiones F, L y B, primero excluimos las áreas que incluyen grandes grupos y cadenas de cráteres secundarios en función de la distribución de los contenidos de Fe (Fig. 4b), Ti (Fig. 4c) y eyecciones ( Figura 4d). Luego, utilizamos el software ArcMap CraterTools45 para mapear y contar los cráteres de las unidades geológicas donde se encuentran las regiones candidatas a aterrizar sobre la base de imágenes CE-2 DOM, y los cráteres secundarios obvios se excluyeron de las áreas contadas. Finalmente, las curvas de datación CSFD se derivaron con el software CraterStats46, y los resultados se muestran en la Fig. 1 de datos ampliados.

Datos ampliados La Fig. 2 es un mapa topográfico del modelo de elevación digital (DEM) CE-2, y el terreno elevado en el medio es un WR. Datos ampliados La figura 2b es una imagen normalizada de tres bandas en color falso con cámara gran angular de la cámara del orbitador de reconocimiento lunar (LROC WAC), en la que el basalto oscuro se ubica en la región F y el basalto menos oscuro está dentro de la región L con límites claros. . En referencia a la imagen LROC WAC con iluminación solar baja (Datos extendidos, Fig. 2c), el WR aquí se divide en dos secciones en el sur (S) y el norte (N) para una discusión separada. A partir de los datos ampliados, Fig. 2b, c, podemos ver que la sección sur WR (S-WR) no coincide perfectamente con el límite sureste de los basaltos F. S-WR se ubica dentro del basalto oscuro y está aproximadamente a 20 m por encima de la superficie de la yegua; Suponemos que S-WR solo podría haberse deformado y elevado después del desbordamiento del basalto; de lo contrario, los basaltos oscuros no podrían cubrir la superficie de S-WR. Extrajimos los contornos del área utilizando datos DEM CE-2 y encontramos que el límite este del basalto oscuro F coincide altamente con la línea de base (contorno de −5,260 m) del WR norte (N-WR) (Datos extendidos Fig. 2c,d), lo que interpretamos en el sentido de que el N-WR bloqueó el flujo de basalto hacia el este en la región F, y además significa que el N-WR existió antes del desbordamiento de basalto en la región F.

Los datos del mapa de composición (Datos ampliados, figura 3) muestran que los materiales en la superficie N-WR son similares a los de la región L. Sus tonos son bastante consistentes en el mapa de tres bandas normalizado de WAC, la imagen compuesta de color falso de Clementine, los datos de M3 y el mapa de distribución de elementos de Fe y Ti, respectivamente, por lo que creemos que la superficie N-WR está compuesta principalmente de basaltos similares a ese. de la región L. Se supone que el N-WR aún no estaba completamente elevado cuando fluyeron los basaltos L, y que se acumularon basaltos menos oscuros de la región L cerca. Luego, el N-WR se levantó y formó una barrera topográfica alta. Más tarde, cuando los basaltos F entraron en erupción, el N-WR bloqueó el flujo de basalto oscuro hacia el este, por lo que el límite oriental de los basaltos F encaja casi completamente con el contorno basal del N-WR.

En este estudio se utilizaron datos espectrales de M3 de menos de 2497 nm. Primero se suavizaron utilizando el método Savitzky-Golay para reducir el ruido. Luego, se adoptó un método de dos líneas rectas para la eliminación continua de todos los espectros de M3. Las dos líneas rectas se colocaron tangentes a los lados izquierdo y derecho de las bandas de absorción. Para una absorción de aproximadamente 1 μm, el punto tangente izquierdo varió de 600 a 800 nm, y el punto tangente derecho varió de 1300 a 1800 nm. Se tomó un punto en cada uno de estos dos rangos de forma iterativa. Cuando la línea recta que une los dos puntos cubrió completamente la banda de absorción de 1 μm, se trató como la línea tangente de la banda de absorción de aproximadamente 1 μm. La línea tangente de la banda de 2 μm se encontró utilizando el mismo método. El punto tangente izquierdo varió entre 1.300 y 1.800 nm y el punto final derecho se fijó en 2.497 nm. El espectro M3 eliminado del continuo se obtuvo dividiendo la reflectancia de cada banda por el valor correspondiente de la línea tangente. Después de esto, se usó un polinomio de cuarto orden para ajustar el espectro M3 eliminado del continuo alrededor de absorciones de 1 y 2 μm. Las longitudes de onda correspondientes a los mínimos de las líneas ajustadas se consideran centros de banda del espectro. Este método de derivación del centro de la banda fue el mismo que el utilizado por Liu y Wang et al.47.

Los datos CE-1 y CE-2 utilizados en este trabajo fueron procesados y producidos por el GRAS del Programa de Exploración Planetaria y Lunar de China, proporcionado por la Administración Nacional del Espacio de China (https://moon.bao.ac.cn). Se accedió a los datos del mapa geológico del lugar de aterrizaje del CE-6 desde https://data.planmap.eu/pub/moon/PM-MOO-MS-SPAApollo/. Se accedió a los datos del contenido de MI FeO desde https://astrogeology.usgs.gov/search/map/Moon/Kaguya/MI/MineralMaps/Lunar_Kaguya_MIMap_MineralDeconv_FeOWeightPercent_50N50S. Se accedió a los datos del contenido de LRO TiO2 desde https://wms.lroc.asu.edu/lroc/view_rdr/WAC_TIO2. Se accedió a los datos de M3 desde https://pds-imaging.jpl.nasa.gov/volumes/m3.html. Los datos utilizados en este documento están disponibles en https://moon.bao.ac.cn/Moon/CE6-landingsite.rar y/o https://doi.org/10.12350/CLPDS.GRAS.CE6.AD-LandingSite .v202304. Los conjuntos de datos generados o analizados durante este estudio están disponibles del autor correspondiente previa solicitud razonable. Los datos originales se proporcionan con este documento.

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Descargar referencias

Los datos de Chang'e utilizados en este trabajo fueron procesados y producidos por GRAS (Sistema de Aplicación e Investigación Terrestre) del Programa de Exploración Planetaria y Lunar de China. También agradecemos al Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO), Kaguya, Chandrayaan y otros equipos relacionados por proporcionar los datos científicos utilizados en este artículo. Este estudio fue financiado por el Programa de Investigación Clave de la Academia China de Ciencias, subvención no. ZDBS-SSW-JSC007 a CL y JL, y financiado por la Fundación Nacional de Ciencias Naturales de China, subvención no. 12203073 a XZ

Estos autores contribuyeron igualmente: Xingguo Zeng, Dawei Liu, Yuan Chen.

Laboratorio Clave de Exploración Lunar y del Espacio Profundo, Observatorios Astronómicos Nacionales, Academia de Ciencias de China, Beijing, China

Xingguo Zeng, Dawei Liu, Yuan Chen, Qin Zhou, Xin Ren, Zhoubin Zhang, Wei Yan, Wangli Chen, Jianjun Liu, Wei Zuo y Chunlai Li

Centro de exploración lunar e ingeniería espacial, Beijing, China

Qiong Wang y Hao Hu

Instituto de Ingeniería de Sistemas de Naves Espaciales de Beijing, Beijing, China

Xiangjin Deng

Escuela de Astronomía y Ciencias Espaciales, Universidad de la Academia de Ciencias de China, Beijing, China

Jianjun Liu, Wei Zuo y Chunlai Li

Departamento de Ciencias de la Tierra, Ambientales y Planetarias, Universidad de Brown, Providence, RI, EE. UU.

James W. cabeza

También puedes buscar este autor en PubMed Google Scholar.

CL, WZ, JL y JWH diseñaron la investigación. XZ, DL, YC, QZ y CL escribieron el borrador del manuscrito. XZ, DL e YC contribuyeron igualmente a este trabajo. CL y JWH revisaron y finalizaron el manuscrito. XZ, WZ e YC realizaron el análisis de datos topográficos, geológicos y cronológicos. DL e YC realizaron el análisis de datos del espectro. JL, XR, ZZ, WY, QW, XD, HH y WC llevaron a cabo el procesamiento, la calibración y la validación de los datos de Chang'e.

Correspondencia a Wei Zuo, James W. Head o Chunlai Li.

Los autores declaran no tener conflictos de intereses.

Nature Astronomy agradece a Daniel Moriarty y a los demás revisores anónimos por su contribución a la revisión por pares de este trabajo.

Nota del editor Springer Nature se mantiene neutral con respecto a reclamos jurisdiccionales en mapas publicados y afiliaciones institucionales.

Curvas de datación CSFD para la unidad geológica de las regiones de muestreo candidatas F, L y B.

Datos fuente

a) El mapa topográfico DEM CE-2. b) Imagen de color falso de tres bandas normalizada por LROC WAC, las líneas discontinuas amarillas son la cresta de la arruga. c) Imagen LROC WAC con poca iluminación solar. N-WR representa la cresta de la arruga norte, S-WR es la cresta de la arruga sur y RIM es el área conectada al borde de la cuenca Apollo. d) El contorno de intervalo de 20 m que se contrae a partir de datos DEM CE-2. El mapa base es una imagen en color falso LROC WAC. Se puede observar que el contorno de -5260 m, que representa la base del N-WR, es altamente consistente con el límite oriental de los basaltos F.

Datos fuente

La línea discontinua amarilla marca la extensión de la arruga. La superficie N-WR es generalmente consistente con el tono de color de la región L en la imagen compuesta de color falso de Clementine, el mapa de color normalizado de tres bandas LROC WAC, los datos M3 y el mapa de titanio y hierro, respectivamente.

Datos fuente

1. Breve introducción a la misión CE-6. 2. Selección del lugar de aterrizaje del CE-6 y Figs. 1 y 2.

Imagen en relieve sombreado del CE-2 del lugar de aterrizaje del CE-6.

Imagen de pendiente codificada por colores CE-1 e imagen gris CE-2 del lugar de aterrizaje CE-6.

Imagen topográfica codificada por colores CE-1, imagen gris CE-2, imagen topográfica codificada por colores CE-2, límites del área de aterrizaje propuestos y datos de características topográficas del lugar de aterrizaje CE-6.

Imagen gris del CE-2 y datos del cráter del lugar de aterrizaje del CE-6.

Imagen gris del CE-2 e imagen estadística de eyecciones del lugar de aterrizaje del CE-6.

Datos de unidades geológicas, Kaguya FeO, WAC_TiO2, datos de imágenes grises CE-2 del sitio de aterrizaje propuesto para CE-6.

Imagen gris del CE-2, datos del cráter utilizados para estadísticas y datos estadísticos espectrales de los centros de absorción para el lugar de aterrizaje del CE-6.

Datos CSFD de las regiones de aterrizaje propuestas de F_A, L_A y B_A.

Imagen topográfica DEM del CE-2, imagen LROC WAC normalizada de tres bandas en falso color e imagen LROC WAC con poca iluminación solar del lugar de aterrizaje del CE-6.

Imagen LROC WAC con poca iluminación solar, imagen compuesta de color falso de Clementine, imagen de color falso de tres bandas normalizada LROC WAC, datos M3, mapa de distribución de elementos FeO TiO2.

Acceso Abierto Este artículo está bajo una Licencia Internacional Creative Commons Attribution 4.0, que permite el uso, compartir, adaptación, distribución y reproducción en cualquier medio o formato, siempre y cuando se dé el crédito apropiado a los autores originales y a la fuente. proporcione un enlace a la licencia Creative Commons e indique si se realizaron cambios. Las imágenes u otro material de terceros en este artículo están incluidos en la licencia Creative Commons del artículo, a menos que se indique lo contrario en una línea de crédito al material. Si el material no está incluido en la licencia Creative Commons del artículo y su uso previsto no está permitido por la normativa legal o excede el uso permitido, deberá obtener permiso directamente del titular de los derechos de autor. Para ver una copia de esta licencia, visite http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/.

Reimpresiones y permisos

Zeng, X., Liu, D., Chen, Y. et al. Lugar de aterrizaje de la misión de retorno de muestras del lado oculto lunar Chang'e-6 desde la cuenca Apolo. Nat Astron (2023). https://doi.org/10.1038/s41550-023-02038-1

Descargar cita

Recibido: 14 de septiembre de 2022

Aceptado: 26 de junio de 2023

Publicado: 31 de julio de 2023

DOI: https://doi.org/10.1038/s41550-023-02038-1

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