按照大碰撞假说，月球形成于一次大碰撞事件，抛射出的高能量物质留在绕地轨道上，最后吸积形成月球。月球核幔在早期迅速发生分离，并出现全球性的岩浆熔融，形成了岩浆圈层（岩浆洋）。岩浆洋的结晶分异和固化导致了月壳的形成。随着月壳与月幔发生持续分异，形成了固化的月壳。而在月球后期的演化历史中，撞击作用是最重要的地质作用，形成了多尺度、多期次的撞击盆地和撞击坑，而大型撞击盆地多形成于月球演化的早期。月球地质图是开展月球形成与演化研究的重要手段，从20世纪60年代起，到70年代末止，通过对阿波罗时代探月成果的系统总结，完成了第一轮月球地质图的研制。但尽管从20世纪90年代以来国际月球探测和月球科学的研究进入一个新的高潮，获得了大量有关月球形成和演化的新认识，但还没有正式的新的月球地质图发布，因此开展新一轮月球地质图的编研，系统总结后阿波罗时代的月球探测与研究成果，是非常必要和迫切的。在新一轮月球地质图的编制过程中，需重点关注图件比例尺的选择、月面历史的划分以及月球构造和岩石建造的表达。

月球地质图(The Geological Map of the Moon)，又称月面地质图、月面地质分区图，表示月球表面不同时代、不同类型的物质分布特征的平面图。月球地图和地图集编制工作是月球探测和科学研究的最重要内容之一。通过充分剖析50年前最早月球地质图与近期完成的虹湾幅、哥白尼幅地质图，采用嫦娥一期、二期CCD数据，配合数字高程、IIM以及LRO数据，文中以澄海—静海幅为研究区域，完成以地质背景、构造类型、地层时代、物质单元、盆地建造、火山碎屑分布、玄武岩厚度为主体要素的中国第一幅澄海—静海幅月球地质图编制，并且系统制定月球地质编图整个系统工程的设计方案，结合国内数字地质编图的技术标准和规范，建立中国自己的月球与行星地质编图标准、规范和制图流程。相关编图经验可以推广到火星地质图和金星地质图奠定技术基础。

月球数字地质填图是以中国探月工程获得的“嫦娥一号”(CE-1)CCD3C影像数据、干涉成像光谱仪(IIM)数据、激光高度计(LAM)数据，“嫦娥二号”(CE-2)CCD3C影像数据以及其他已有的月球地质资料为基础，通过对月表物质成分、构造要素、地质时代信息的研究，基于ArcGIS平台与Geodatabase数据模型，编制月球地质图并建立空间数据库。文中以月球北极地区为例，制定月球地质填图的标准、流程、方法和图示图例，编制1∶250万月球北极地区地质图(YQ-1)，建立空间数据库，为开展月球地质综合研究、编制全月球地质图及未来开展其他天体的地质编图工作奠定基础。

随着空间信息技术、地学信息技术和GIS等技术的飞速发展，利用QT结合OpenGEL技术建立基于3D WebGIS月球地质空间数据管理系统。该系统包含二维成果管理系统、发布系统与三维月球研究3个子系统，实现改善月球资料信息使用效率、信息化程度与多源空间数据共享。将中国探月计划所获取的月球地形地貌、岩层、土壤、资源、环境及各种相关数据资料与研究成果，以及国外包含数据、文献、报告等月球探测的研究最新成果集成在一起，建立了中国第一个月球地质空间数据管理系统。该信息系统既包含管理和服务功能，又提供面向科研、决策的信息服务与科学的分类管理、快速检索和联机查询的功能。地质空间数据管理系统具备强大的数据综合分析能力、综合管理月球地质资料与集成数据资料成果的汇总能力，将为中国探月工程提供有力的支撑。

通过撞击坑的大小频率计算月表的地质年龄是一种行之有效的方法，包括累积分布法和相对分布法。其中累计分布法在已知撞击坑直径范围的基础上，可分为3种年代函数计算月表的地层单元，分别是Melosh 和 Vickery 1989 (直径大于4 km 撞击坑), Neukum 1983(直径大于1 km撞击坑)和李坤等2012(直径小于1 km 撞击坑)。应用高分辨率影像SELENE TC(10m/pixel)数据，完成了Apollo 14及Apollo 16登月区域地层单元的解译，并应用撞击坑直径频率统计方法获取同一地层单元的形成年龄。通过与Apollo登月区域样品同位素年龄对照，得出Neukum 1983(直径大于1 km撞击坑)相对于其他几种方法更加准确，同时分析了撞击坑的退化、次级撞击坑影响等相关问题。

介绍了确定月球地层单元相对年龄和绝对年龄的方法。建立相对年龄的方法主要有4种：地层叠置法、撞击坑大小频率分布统计法、撞击坑形态法和月壤成熟度法；研究绝对年龄的方法有两种：样品的同位素测年法和月球成坑计年法。回顾了现用月球层序划分的形成及发展过程，在此基础上，提出了改善月球年代划分的建议，分别用冥月宙、古月宙和新月宙表示月球内动力地质作用为主的时期、内外动力地质作用共同作用的时期和外动力地质作用为主的时期。推荐以南极艾肯盆地的形成为界线，将前酒海纪划分为前艾肯纪和艾肯纪，分别表示月球内动力地质作用为主的演化期和内外动力地质作用并重的演化初期。这种改进后的“三宙六纪”的月球年代划分既可以形成逻辑上更符合月球动力学演化过程的月球年代划分，同时又有助于开展在月球背面的地质研究。

月球表面的元素丰度是研究月表物质分布的基础数据，可以提供月球地质演化历史的重要信息。探月工程“嫦娥二号”卫星搭载了一台X射线谱仪，自2010年10月1日发射以来，获得了丰富的观测数据。在X射线谱仪长达7个月的对月球观测期间，发生过多次太阳爆发。文中利用2011年2月16日9时一次太阳M级爆发事件时X射线谱仪的观测数据，建立了定量反演元素丰度的方法，获得了月球正面风暴洋地区Mg、Al、Si、Ca和Fe的含量。通过各区域的元素含量比较，从风暴洋南部沿飞行轨迹向北，Si含量逐渐升高，这种差异可能反映了不同时期玄武岩浆的成分差异。Ⅱ区域的Fe含量高于其他5个区域，但Ca、Mg、Al含量低于其他5个区域，说明II区域相对其他地区受高地物质的混染影响较小。月球风暴洋中6个探测区域的元素平均含量分别是Mg 7.3%、Al 8.4%、Si 15.8%、Ca 6.0%、Fe 18.6%。最后，分析了“嫦娥二号”XRS数据反演月表元素含量可能存在的误差。

随着我国探月工程稳步开展以及未来深空探测需求，反射光谱学研究在我国重新受到重视。文中简要介绍了月球反射光谱学原理及其研究方法，并以“嫦娥三号”着陆场所在的雨海地区为例展示反射光谱学的部分应用。与背面斜长岩高地相对单调的光谱特征不同，雨海周边高地展示了多样性的吸收特征，岩石类型以苏长岩质岩石为主，橄榄石、辉石、尖晶石等矿物都有分布。月球上最古老的和最年轻的玄武岩在雨海盆地也都有分布。古老的中、低钛玄武岩以易变辉石为主兼有少量低钙普通辉石，年轻的高钛玄武岩富含橄榄石。雨海乃至整个风暴洋地区玄武岩较之其他月海玄武岩贫Ca。雨海地区的元素、矿物组成以及玄武岩时代都具多样性，该区是研究月球热演化的重要地区。

“嫦娥三号”巡视器上搭载的测月雷达通过500 MHz频率的天线，对巡视路线上的月壳浅层结构进行剖面式观测，能探测到月球地底下30 m深土壤层的结构。为了更好地分析测月雷达的探测结果，文中对月壤分层进行正演模拟，月岩层的介电常数采用与“嫦娥三号”登月点位置最近的Apollo 15的电性参数近似代替，月壤的介电常数是一个和密度相关的值且随深度的变化而变化。根据以上参数建立模型，基于时域有限差分（FDTD）原理，利用GprMax对月壤分层结构进行模拟，建立的模型包括月表介电常数随深度变化二层模型和月岩层存在下界面三层模型，并对其波形特征进行分析，找到月壤层次划分的一般规律，对“嫦娥三号”测月雷达数据的分析提供理论依据。

干旱沙漠地区与南极冰盖均有利于陨石样品保存。2013年4—5月，通过首次新疆哈密沙漠陨石考察，回收了陨石样品47块。文中报导其中6块样品的矿物岩石学特征，并划分它们的化学岩石类型。Arlatager004、006、0014、0022和TuzLeik001等5块样品主要由橄榄石、辉石、长石、铁镍金属和陨硫铁组成，具有典型的普通球粒陨石岩石结构特征，其球粒结构不明显，表明经历过较强的热变质，岩石类型划分为5型；根据样品中橄榄石Fa值,低钙辉石Fs值和样品的金属含量等，将Arlatager004、006、0014、0022划分为L5型普通球粒陨石；TuzLeik001划分为H5型普通球粒陨石。Kumtag005具有典型的球粒结构，结合橄榄石Fa值和低钙辉石Fs值以及岩石学特征，将其划分为L3型普通球粒陨石。根据橄榄石Fa值与其百分标准平均方差(PMD)之间的关系，将Kumtag005的岩石类型亚型划分为L 3.4。这6块样品代表了3个化学群，结合该地区回收到的其他陨石分析结果，表明新疆哈密沙漠是一个新的陨石富集区，这些沙漠陨石的发现和研究，必将极大促进中国陨石学和天体化学的发展。

利用剩余布格重力异常进行月球表层玄武岩厚度的推断，为月球地质填图提供了一定的证据。文中利用美国GRAIL卫星660阶布格重力异常，采用巴特沃斯（Butterworth）滤波方法，参考Grant H. Herken等的研究成果（即对月球面向地球一面的玄武岩厚度研究推断），以此作为控制条件，提取了风暴洋地区的剩余布格重力异常，参考遥感光谱反映出的玄武岩范围，然后利用边界元方法反复模拟修正，最终得出该区的玄武岩厚度分布，玄武岩的厚度不超过1.5 km。

月球表面的岩石类型分布是理解月球岩浆演化的线索。随着出现越来越多的月球探测数据,利用我国的月球探测数据开展数据挖掘，以获得更深刻的科学认识，这是促进相关研究领域发展的当务之急。文中在进一步校正干涉成像光谱仪数据的基础上，获得了更为可靠的月表FeO和TiO₂、镁指数填图等。在调研已有的月球岩石分类标准的基础上，根据我们的月表成分填图结果并结合Lunar Prospector Th元素数据，将月球岩石分为亚铁斜长岩、富镁结晶岩套、克里普岩和5种不同钛含量月海玄武岩等8类岩石。笔者以月球正面雨海—冷海（LQ-4）地区为例，做出该区域的岩石分类图，并讨论了该地区的岩石成因。该地区覆盖“嫦娥三号”着陆区，包含月球雨海撞击事件所形成的玄武岩岩浆泛滥区，对于理解月球的岩浆演化具有重要的研究价值。笔者利用岩石类型分布图，结合岩石同位素年龄数据，与对该地区岩石类型分布及其所代表的月球岩浆演化历史进行了讨论。此外，笔者也对“嫦娥三号”着陆区的FeO、TiO₂和镁指数、岩石类型等进行了初步判别，有待于与玉兔号搭载的探测仪器测量结果相互验证。

从CE-1 γ能谱测量获得的数据出发，对原始数据进行处理，将原始谱线按每5°×5°网格内平均而获得月表上的γ能谱数据。选取了12条不同位置分别代表玄武岩、斜长岩、富镁岩和KREEP岩的能谱曲线进行分析，发现同一岩性的谱线具有相似性。通过对每种岩性选择的一条谱线进行分析可知，不同的岩性能谱曲线有一定的差别，表现为不同岩性在元素特征能谱峰的变化不同，玄武岩的能谱曲线特征峰主要的元素为Th、K、Si、Ca、C、Fe和Ti；斜长岩的能谱曲线特征峰主要元素为U、Ca、C、Mg、Al和Mn。KREEP岩的能谱曲线特征峰主要为K、Th、U、Si、Ca和Fe，而低C和Al；富镁岩能谱曲线表现为低U、Si、Ca和Cl而高K、Mg、Th和Fe含量特征。文中给出了能较好区分不同岩性的元素特征峰能量，可为月表γ能谱的定量分析奠定基础。

悬浮月尘存在污染月表就位光谱仪反射定标板的可能。文中工作模拟并分析了近红外光谱仪反射定标板在无污染、受轻度和重度污染情况下对模拟月壤矿物混合物光谱指纹特征及定量分析模型预测精确度的影响。结果表明：以受污定标板为参比的月壤矿物混合物反射光谱在反射率和指纹特征上均异于无污染样品，且污染越重差异越大；用无污染光谱数据建立的偏最小二乘(PLS)定量分析模型，预测受污样品时其预测精确度显著降低；采用受污后光谱数据重建PLS模型会在一定程度上能提高受污样品的预测准确度。该研究和获得的结论，在星表光学载荷的设计、数据校正以及定量分析模型预测能力评估等方面具有一定的指导意义。

月球的火山作用是月球的重要内生地质过程，反映了月球的内部演化。由爆发式火山作用形成的月球火山碎屑堆积物（LPD）代表了比月海玄武岩更深部的物质，是月球探测的优先目标之一。反射光谱是研究月球火山碎屑堆积物、在全球尺度上区分月球爆发式火山与溢流式火山的重要手段。文中选取29个已经确认的火山碎屑堆积物并结合模拟月球玻璃样品开展光谱学研究，建立了富玻璃的LPD光谱识别指标。根据模拟月球玻璃的铁钛含量与其1 μm处吸收特征的关系比较了富玻璃火山碎屑堆积的相对铁钛含量，为今后提高月球火山碎屑堆积物的铁钛反演精度提供思路。研究结果表明，在这29个火山碎屑堆积中，Sulpicius Gallus、Gauss、Walther A、Birt E和Aristarchus是较为富玻璃的火山碎屑堆积。Aristarchus、Sulpicius Gallus和Birt E的钛含量低于Walther A、Gauss，Birt E, 1 μm左吸收肩偏短波方向，1 μm吸收深度较浅，这可能因为Birt E具有异常低的Fe含量，或者其光学成熟度较高。鉴于火山碎屑堆积物重要意义，其是未来月球采样的较佳候选地区。

研究月表矿物组成和分布，对于探测月表地质构造以及月球的起源和演化具有重要的意义。因此，物质成分探测一直是月球研究的重点课题之一。尽管人类已经能够从月球采集样品进行实验室分析，但遥感技术仍然是研究月球的主要手段。文中主要目的是模拟不同粒径下橄榄石的二向性反射特征。为此，首先提出模拟不同粒径下反射特征的方法，然后利用Hapke模型和Mie散射理论对不同粒径下富铁和富镁橄榄石的二向性反射特征进行了模拟。模拟结果显示，富镁橄榄石的二向性反射率较富铁橄榄石的反射率高。最后，分析了反射率差值和等效粒径的相关性。该结论为选择探月传感器的波段组合、识别橄榄石镁铁含量提供了理论依据，也为应用遥感数据的橄榄石的判别奠定了基础。

月球在演化过程中，几乎没有经历过大气或流水等地质作用，在全月范围覆盖有表层土壤，极少有下伏岩石裸露。经过数十亿年的空间风化作用，月海月壤光谱特性与下伏玄武岩有很大差别。因此，通过常规遥感方法不能探知下伏玄武岩的特性。了解月球岩石的关键是透过干扰的月壤看到下伏岩石的信息。通过对“嫦娥三号”着陆区低成熟度撞击坑坑底和坑壁位置的光谱分析，进行月壤下伏玄武岩的组分识别、单元划分并根据地形数据计算其厚度。具体内容包括：(1)基于LISM多光谱遥感数据的撞击坑筛选与光谱信息提取；(2)玄武岩单元类型划分和厚度反演，建立离散撞击坑与连续的地质单元之间的关系。结果表明，研究区至少发生了6期玄武岩溢出充填活动，由新到老可以依次划分出6种玄武岩单元。其中单元1、2和3的厚度从南向北逐渐减小最后消失；单元4、5和6可能分布于整个研究区，在南部区域被前3期玄武岩单元覆盖，没有暴露在月表，在北部区域则位于下伏玄武岩的顶层。从元素含量上看，不同玄武岩单元Ti质量分数变化较大，从最低的1.26%到最高的6.65%，而Fe质量分数相对变化较小，在16.31%到17.57%。最后，玄武岩填充时间与其Fe、Ti元素含量之间有一定的联系，玄武岩年代越年轻，其中的Fe和Ti元素更加富集。

球粒陨石中的有机化合物起源于星际介质，是构成太阳星云的初始组分，并与其他物质一起吸积形成小行星和行星。在小行星内，有机质经历了不同程度的水蚀变和热变质作用。球粒陨石中的有机化合物尽管是非生命成因，但组成极为复杂，主要是类似于干酪根的大分子物质，以及少量可溶性有机物。大部分可溶有机分子也发现于地球生物圈，但前者可具有完全不同的H、C、N等同位素组成，这也是它们来源于地球之外的重要证据。星云中宇宙线和紫外线（UV）的辐射、小行星的热变质和水蚀变，是地外有机质演化的主要过程。球粒陨石中的有机质是地球生命起源的物质基础，是生命起源不可或缺的重要环节。同样重要的是，大量的火星探测表明，火星历史上有过满足生命存在的基本条件，而在火星陨石中还发现了一些生物活动相关的线索。未来很可能首先在火星上发现地外生命存在的证据。

东海盆地是月球上最年轻的大型撞击盆地之一，其地形地貌和矿物与岩石类型分布将有助于我们深入理解月球撞击盆地形成过程和地质演化历史。LOLA高程数据揭示东海盆地为保存完好的多环撞击盆地。基于月球矿物绘图仪（M3）反射率数据，在东海盆地发现了尖晶石、辉石、结晶斜长石、橄榄石等矿物，采用修正高斯模型（MGM）进行混合矿物光谱分解获取了矿物端员，利用光谱角分类方法（SAM）作出了Maunder 撞击坑的主要矿物分布图。发现的纯结晶斜长石矿物与最近其他月球探测（如Kaguya)相吻合，为月球岩浆洋模型提供了新约束条件。在Lowell撞击坑中央峰发现尖晶石分布，并利用多光谱成像仪（MI）数据进行了验证；利用MGM方法，在Maunder建造上发现结晶斜长石与尖晶石的混合矿物，我们通过分析认为东海盆地的尖晶石在外卢克山脉上可能有更广泛的分布。

撞击坑是太阳系内大多数类地行星表面的一种重要地质过程，文中介绍了撞击坑形成的机制和撞击坑研究中的数值模拟方法。首先介绍模拟撞击成坑过程的基本理论与策略，着重指出状态方程在数值模拟中具有重要作用。然而，相对于客观世界物质复杂多样，在撞击坑数值模拟中仅有少数物质的状态方程，因此在研究中不可避免地使用其他物质的状态方程进行替换。详细阐述了状态方程替换的概念和原则，即它们的雨贡纽曲线必须相似。其次进一步从理论上分析这种替代过程对物理属性以及溅射速度的影响。最后，开展两个小型撞击坑的数值模拟，靶区分别使用花岗岩和石英岩，模拟结果显示了两次模拟中的峰值压力、温度以及密度的相似性和差异性。这种分析能够有助于行星科学领域的研究，尤其是在目前从月球、火星以及其他星体正在获取越来越多数据的阶段。