科普园地 | 月球“土特产”：从阿波罗11号到嫦娥5号
小编的话：2020年12月17日嫦娥5号返回器携带1731克月球表土样品返回地面，是我国2004年开始实施的探月工程重大标志性成果，中国也成为继美国和前苏联之后成功地将月球样品送回地球的国家。我国科研人员在样品返回后立即对其展开了系统的研究工作。广大读者极其关心相关研究结果，都想一探嫦娥月样的真貌。为此，本期“科普园地”栏目刊登杨蔚研究员领衔的本刊特约文章，旨在全面介绍迄今人类空间探测活动所获得的全部月球样品，并突出分析我国嫦娥5号样品与阿波罗登月返回样品的比较，以及所取得颠覆性的最新科学成果。全文系统科学地总结了月球表土样品的分类、性质、成因及其在月球演化研究中的意义。文章图文并茂、文字通顺、简洁易懂，既不失科学严谨性，又具有文学可读性，是一篇优秀的专业性科普文章，相信一定会受到广大读者的欢迎。我们热切地期待广大青年研究生群体，能投身到方兴未艾的深空探测伟大事业中来，迸发青春活力，为中华民族的伟大复兴事业建功立业！
月球“土特产”：从阿波罗11号到嫦娥5号
杨蔚，潘梓凌
1. 中国科学院 地质与地球物理研究所，地球与行星物理重点实验室，北京 100029；
2. 西北大学 地质学系，西安 710069
引用格式：杨蔚，潘梓凌. 2023. 月球“土特产”：从阿波罗11号到嫦娥5号. 矿物岩石地球化学通报，42（6）：doi:10. 19658/ j. issn. 1007-2802. 2023. 42. 127
基金项目:国家自然科学基金资助项目(42241103)
第一作者及通信作者简介：杨蔚,1981 年生,2007 年在中国科学技术大学地球化学专业获博士学位,现为中国科学院地质与地球物理所研究员、博士生导师。长期从事岩石地球化学、比较行星学、离子探针分析技术研究。2013 年获国家优秀青年科学基金,2016 年获中国矿物岩石地球化学学会侯德封奖。嫦娥三号、四号任务科学家团队成员,嫦娥五号月球样品使用责任人,载人航天工程月球与行星科学专家组专家,在嫦娥三号、四号着陆区月壤物质组成,嫦娥五号月球玄武岩地球化学特征和形成机制等研究中取得系列成果。在Nature、PNAS、NSR 等国内外高水平期刊发表论文100 余篇,SCI 总引4000 余次,h-index 33。
E-mail: yangw@mail.iggcas.ac.cn
月球是夜空中最耀眼的天体，自古以来，人们就对它充满了好奇。唐代诗人李白在《把酒问月》中问道：“青天有月来几时”（图1）。这亘古如斯的明月，究竟是何时开始存在的呢？事实上，这个问题仍然是今天月球科学最重要的科学问题之一：月球是何时以何种方式形成的（林杨挺, 2010; 张腾飞等, 2023）？
图1 李白《把酒问月》意境图
Fig. 1 Imaginary scenario for Li Bai’s poem - Asking the Moon with my liquor
尽管在很多细节上仍然存在争议，当前科学界基本达成了共识：月球形成于一次大的碰撞 (Asphaug, 2014; Barr, 2016)。在距今45亿年前，一个火星大小的天体忒伊亚（Theia）撞上了刚刚诞生不久的原始地球，碰撞溅射物围绕地球吸积形成了月球 (Hartmann and Davis, 1975; Cameron and Ward, 1976)。这个神话般的假说之所以能够诞生，上世纪六七十年代美国阿波罗（Apollo）和苏联月球号（Luna）从月球带回的“土特产”（岩石和土壤）功不可没（Pernet-Fisher et al., 2019; Papike et al., 1998; Taylor et al., 2006）。
就像地球的岩石和土壤一样，月球的岩石和土壤也记录了它的形成和演化历史（杨蔚, 2022; Papike et al., 1998）。所不同的是，地球至今仍是一个活跃的行星，持续的板块运动和岩浆活动导致地表出露的古老岩石非常稀少，使得我们对早期地球知之甚少 (李三忠等, 2015)；而月球上却保留了大量30亿年前的古老岩石记录 (Warren and Taylor, 2014)。因此，月球的岩石和土壤不仅能帮助我们揭开月球形成和演化之谜，而且也是我们理解早期地球的一个重要窗口。
此外，作为离地球最近的天体，月球是人类走向深空的前哨站。随着科学技术的进步，在月球上建设基地已成为人类共同的愿景（图2），原位利用月球资源是保障月球基地建设和运行的重要途径 (刘建忠等, 2022)。月面上的岩石和土壤是最容易获取的资源，可作为建筑材料的原料，也可用于提取金属、非金属、挥发分等矿产 (Crawford, 2015; McKay et al., 1991)。因此，查清月球各类岩石和土壤的物理化学性质及其分布，对于未来月球基地的建设和运行至关重要。
引自刘建忠等 (2022)
图2 未来月球基地的艺术图
Fig. 2 Future lunar base dipicted by artist
综上所述，无论是理解月球和地球的历史，还是面向深空探测的未来，认识月球岩石和土壤，都是我们的必由之路。尽管从1969年阿波罗11号到2020年嫦娥5号，人类已经成功完成了10次月球采样，共采集了383.77 kg月球样品，但对大多数人而言，这些取自月球的“土特产”仍然是神秘而陌生的。关于月球样品、月球岩石和月球土壤已经有不少综述论文 (McKay et al., 1991; Taylor et al., 1991; Papike et al., 1998; Chen et al., 2023)，但是非专业人士理解它们仍然存在困难。本文旨在向月球科学界以外的读者介绍月球“土特产”，尝试用通俗的语言回答如下问题：月球岩石和土壤长什么样？有什么特征？与地球岩石和土壤有什么区别？阿波罗计划采集的月球岩石和土壤“书写”了怎样的月球故事？嫦娥5号月壤与阿波罗月壤有什么不同？我们又从中获得哪些新的故事？
为了便于读者理解本文的内容，表1中列出了本文涉及的主要专业名词和术语的解释。
表1 本文涉及的名词和术语的解释
Table 1 Explanation of terms and terminology used in this paper
1 采样位置及地质背景
迄今为止，人类共完成了10次月球采样（表2），采样地点均在月球正面（图3）。前9次采样是在20世纪六七十年代，美国在1967－1972年完成了6次载人登月，共采集了381.71 kg月球样品，苏联在1970－1976年完成了3次无人登月采样，共采集了0.326 kg月球样品。此后，在长达44年沉寂后的2020年，我国嫦娥5号任务从月球采集了1.731 kg样品。
表2 月球表面采样一览表
Table 2 List of lunar surface samples
嫦娥6号预选着陆区位置引自Zeng等 (2023b)
图3 人类10次月球采样位置及嫦娥6号预选采样区
Fig. 3 Sampling sites of the 10 lunar sample-return missions and the selected sampling area of Chang’e 6
通过研究从月球带回来的岩石和土壤样品，我们对月球形成和演化历史的认识有了质的飞跃。图4总结了采样任务的时间线，及其取得的标志性成果。重要的科学发现主要来自阿波罗和嫦娥5号样品，而月球号的所得非常有限，因为月球号只采集到了微细的月壤样品，受制于50年前分析技术水平，并没有从中获得有影响力的发现。50年后的今天，我国嫦娥5号任务尽管也只采集了月壤样品，但凭借先进的微区分析技术，仍然取得了一系列重要科学发现 (Chen et al., 2023)。值得注意的是，最近俄罗斯赠送我国1.5 g月球16号月壤样品，如果使用最先进的技术重新研究，将有望获得新的科学发现。
图4 月球采样大事记及主要科学发现
Fig. 4 Lunar sampling milestones and their main scientific findings
1.1 月球地理和地质单元
为理解各个采样位置的特点，我们首先介绍一些月球地质的背景知识。
月球表面总体上可以分为月海（Mare）和高地（Highland）两大地理单元。这种划分最早可以追溯到16世纪人们开始使用望远镜观测月球，他们发现在洁白的月面上，存在一些黑色的斑块，并错误地认为这些黑色斑块是海洋，因而称之为月海，而其余的区域则认为是陆地，也称高地。尽管后来人们发现月球上并没有海洋，但是月海和高地的名称却一直沿用下来。
但是，根据月球表面的地形和颜色划分的地理单元，无法体现月球不同区域深部结构或物质组成的差异。随着1990’年代美国克莱门汀号（Clementin）和月球勘探者号（Lunar prospector）对月球地形地貌、矿物和元素组成的详细探测 (Nozette et al., 1994; Binder, 1998)，科学家将月球划分为三大地质单元：风暴洋克里普岩地体（Procellarum KREEP Terran， PKT）、长岩质高地地体（Feldspathic Highlands Terrane，FHT）和南极艾特肯地体（South Pole-Aitken Terrane，SPAT） (Jolliff et al., 2000) （图5）。这种划分方法主要基于全月铁（Fe）和钍（Th）的分布，月球表面绝大部分（>60％）区域是低铁和低钍的，只有两块区域比较特殊，一块是风暴洋克里普地体，以高钍含量（>3.5 μg/g）为特征；另一块是南极艾特肯地体，它是月球最大的盆地，其铁和钍含量均较高（图5）。这种差异很可能反映的是不同区域深部月壳组成的不同，月球也因而被分为了上述三个地体。风暴洋克里普岩地体因可能富含一种叫做克里普的物质（高钍含量）而得名，而南极艾特肯地体则很可能反映的是大型撞击事件将深部月壳或上月幔的物质挖掘至了月表，剩下的区域都被划分为长石质高地地体，代表了主要由斜长石构成的原始月壳。
克里普物质以富含钾（K）、稀土（REE）和磷（P）为主要特征，元素符号拼在一起为“KREEP”，即克里普。现有的月球形成和演化理论认为，月球形成之初，曾被深达数百千米的岩浆洋覆盖，克里普被认为是岩浆洋冷却到最后阶段（>99%）剩下的残余熔体，它高度富集不相容元素，如铀（U）、钍、钾、稀土、磷等，并最终固结于月壳和月幔之间。人们并未找到过真正的克里普岩，只是在一些月球岩石中观察到了克里普的特征。根据月面钍含量分布图（图5），克里普物质在全月的分布可能并不均匀，很可能只集中分布在风暴洋克里普地体。
引自Jolliff等(2000)
图5 月球三大地体和全月FeO和Th分布图
Fig. 5 Three major lunar terranes and global FeO and Th distribution maps
1.2 采样位置
从地理单元的角度看，有7次采样位置是月海，仅有阿波罗14号、16号和月球20号3次采样位置是高地（图3）。月海和高地所采集的岩石样品，类型显著不同（表2）。月海的主要岩石类型是月海玄武岩，而高地则是以斜长岩为主的高地岩石。这也意味着，月海和高地在颜色上的差异，主要源于岩石类型的差异。
从地质单元的角度看，有4次采样位于风暴洋克里普地体，另外6次采样位于长石质高地。目前还没有来自南极艾特肯地体的样品，这主要是因为去月球背面采样更加困难。值得一提的是，我国嫦娥6号任务将于2024年前往南极艾特肯地体采样 (Zeng et al., 2023b)，既实现首次月球背面采样，也实现首次南极艾特肯地体采样，这将是月球探测历史上的又一次里程碑。
2 月球样品
1969年7月20日，阿波罗11号成功着陆月球静海（Mare Tranquillitatis），宇航员阿姆斯特朗（Neil Armstrong）在月球上留下了第一个人类的脚印。他在无线电中说：“That's one small step for [a] man, one giant leap for mankind.” 从此，一张印有人类脚印的照片就成了美国载人登月的标志（图6）。
图6 阿姆斯特朗在月面工作的照片（a，引自NASA AS11-40-5886）和奥尔德林在月面留下的脚印的照片（b, 引自NASA AS11-40-5877）
Fig. 6 Photos of Neil Armstrong and of Buzz Aldrin’s footprints on the Moon
有趣的是，这张著名照片中的脚印并不是阿姆斯特朗的，而是他的同伴奥尔德林（Buzz Aldrin）的。更加有趣的是这个脚印还是科学实验的一部分，用于调查月表物质的物理特性。通过脚印实验，我们能够推断月球表面覆盖着一层松散的细粒物质，被称为“表土”（regolith，也被译作表壤或风化层），月球表面几乎完全被表土所覆盖 (McKay et al., 1991)。月球表土形成于岩石的太空风化，即陨石或微陨石撞击和粒子轰击的破碎和改造。月海表土的厚度通常约为4~5 m，而高地的表土层平均可达10~15 m。由于采样技术的限制，10次采样任务所获得的月球样品均来自表土层 (McKay et al., 1991)。也就是说，目前还没有采到月球基岩的样品，所有岩石样品也都是来自表土层的“无根”岩石。
2.1 月球表土层
需要说明的是，月球表土和月壤（lunar soil）是有区别的，但二者常容易混淆。月球表土是指覆盖月球表面的这一层松散物质的总和，包括石块甚至巨石，也包括非常微细的颗粒物。而月壤则特指月球表土中的细粒部分，即粒径小于1 cm的部分。如果拿个孔径1 cm的筛子筛一下月球表土，那么大于1 cm部分的部分，就是月岩，而小于1 cm的部分就是月壤。嫦娥5号从月球表土层采集的样品是属于月球表土样品，但是，由于没有见到其中包含有大于1 cm的岩石样品，因此也可以称其为嫦娥5号月壤样品。
我们对表土并不陌生，因为地球上也覆盖了表土，地球表土和月球表土一样，都是岩石风化后形成的松散堆积物 (Keith and Colin, 2009)。火星和小行星等其他天体也有表土，由于不同天体表面的空间环境不同，风化过程也截然不同。地球上的风化主要是水、大气和生物与岩石发生相互作用 (Keith and Colin, 2009)，而月球表面无液态水、无大气、无生物，其遭受的是陨石或微陨石撞击和粒子轰击对岩石的破碎和改造 (McKay et al., 1991)。因此，月球和地球的表土剖面是截然不同的，其主要差异就是月球表土主要受破碎、熔融、溅射、混合等物理过程控制，而地球表土则主要与水蚀变、氧化、生物过程相关，含有泥土、黏土矿物、微生物和有机质等（图7）。
（a）修改自 H？rz 等（1991）；（b）修改自McQueen和Scott（2008）
图7 月球和地球表土剖面对比
Fig.7 Comparison of regolith profiles of the Moon and Earth
月球表土是固体月球和宇宙空间之间的实际边界，记录了月球及其所处的空间环境的信息。不仅人类的10次采样都来自表土层，月球探测数据也都来自于表土层，例如：阿波罗15号和17号的热流计是在表土层内测量的，阿波罗历次月震仪也都布设在表土层，轨道器上的光谱、伽马谱等科学载荷探测的也是表土。此外，表土也将是未来月球基地建设、采矿、道路建设和资源开采的重要原材料之一。
尽管月球表土中常包含石块，甚至巨石，但其绝大部分是由小于1 cm的颗粒组成的 (Papike et al., 1998)。阿波罗11号样品返回后，研究团队将样品按照粒度进行了分类研究：A类为含气孔火成岩，B类为结晶火成岩，C类为角砾岩，D类为粒径小于1 cm的细粒物质，即把小于1 cm的部分（D类）作为一个整体来研究 (LSPET, 1969)。随着样品越来越多，表土中小于1 cm的细粒部分都被定义为月壤（lunar soil），而大于1 cm的粗粒部分则被当作岩石样品来研究 (McKay et al., 1991)。这逐渐成为了月壤（小于1 cm部分）和月岩（大于1 cm部分）的划分依据。接下来，我们将分别介绍月岩和月壤样品的分类和特点。
2.2 月岩
月球岩石样品主要来自6次阿波罗载人登月任务，而其他4次无人采样任务都只采集到了月壤，没有采集到岩石。月球岩石可以分为3种类型，分别对应月壳形成的3种方式：①高地岩石，年龄最老，以斜长岩为主，包含镁质岩套、碱性岩套等，形成于月球形成之初的岩浆洋的冷却；②月海玄武岩，包括火山熔岩和碎屑岩，形成于深部月幔部分熔融引发的火山喷发；③角砾岩，由岩石和矿物角砾（碎片）混合固结而成，形成于月球遭受的持续的陨石撞击作用。角砾岩的物源既可以是高地岩石，也可以是月海玄武岩，或者二者的混合。
构成月球岩石的主要矿物有斜长石、辉石、橄榄石和钛铁矿，不同类型的岩石这4种矿物的比例是不同的（表3）。
表3 月球高地和月海主要岩石类型的典型矿物含量
Table 3 Typical mineral contents of the major rock types in the lunar highlands and lunar seas
2.2.1 高地岩石 顾名思义，高地岩石来自于月球高地。1970年，Wood等 (1970)在研究阿波罗11号月壤时，发现其中存在一种完全出乎意料的(totally unanticipated)岩屑(尺寸1~5 mm)——斜长岩，并据此提出了著名的岩浆洋假说。后来在阿波罗12号和14号任务采集的角砾岩中也发现了类似的高地来源的物质。但真正采集到月球高地岩石的是1971年的阿波罗15号，宇航员艾尔文（James Irwin）和斯科特（David Scott）发现了一块“美人”（“That really is a beauty”），一块几乎全部由钙长石（富钙的斜长石）构成（占98%）的岩石（编号：15415），重约270 g（图8a），可能代表最原始的月壳，因此被命名为创世岩（Genesis Rock）。此后，阿波罗16号任务采集到一块更大的斜长岩（编号：60025），重达1836 g（图8b）。
（a）阿波罗15号斜长岩15415（NASA S-71-42951）；（b）阿波罗16号斜长岩60025（NASA S-72-42587B）
图8 月球斜长岩照片
Fig. 8 Photos of the lunar anorthosites
高地岩石中最主要的岩石类型是铁质斜长岩（ferroan anorthosite），它几乎全部由斜长石构成（>90%），含有少量（<10%）的橄榄石和辉石。根据经典岩浆洋假说，岩浆洋冷却至60%~70%时，斜长石开始结晶，并由于密度小而上浮堆积在岩浆洋顶部，形成了铁质斜长岩。与地球上的斜长岩相比，月球铁质斜长岩中斜长石的钙含量要高得多，其An值（斜长石中钙长石所占摩尔百分比）高达 94~96，反映月球总体上极度亏损碱性元素，如钠（Na）和钾。同时，铁质斜长岩中橄榄石和辉石的铁含量较高而镁含量较低，其Mg#值（橄榄石或辉石中镁橄榄石或镁辉石所占摩尔百分比）为 40~70，这也是其被称为铁质斜长岩的原因（图9a）。
图9 月球高地岩石样品的矿物成分与形成年龄（修改自Shearer et al., 2015）
Fig. 9 Mineral chemistry and ages of the lunar highland rocks
除了斜长岩，高地岩石还包含有镁质岩套（magnesian suite）和碱性岩套（alkali suite）。镁质岩套主要包括纯橄岩（橄榄石占90%以上）、橄长岩（主要由斜长石和橄榄石构成，图10a）和辉长岩（主要由斜长石和辉石构成），其中橄榄石和辉石的镁含量相对较高，斜长石的钙含量比铁质斜长岩略低（An = 86~93，图9a）；碱性岩套主要包括碱性斜长岩（含有相对富钠的斜长石An = 70~85，图9a）、苏长岩（由斜长石和斜方辉石构成，图10b）和辉长苏长岩（由斜长石、单斜辉石和斜方辉石构成）。在月球岩石中，它们都是碱性元素含量最高的岩石，因此被命名为碱性岩套，其橄榄石和辉石比镁质套岩更富铁。
（a）阿波罗17号橄长岩76535（NASA S-73-19455）；（b）阿波罗17号苏长岩77215（NASA S-73-17779）
图10 月球橄长岩和苏长岩照片
Fig. 10 Photos of the lunar troctolite and norite
镁质岩套和碱性岩套都属于侵入岩，即由未能喷发至月表的岩浆，最终侵入到（停留在）斜长岩月壳中冷却形成，它们的发现揭示了深部月壳物质的多样性。二者都包含不同程度的克里普组分，形成于44.2~41.8亿年前，与斜长岩的形成年龄有部分重叠（图9b）。
2.2.2 月海玄武岩 月海玄武岩是最容易理解的月球岩石，因为玄武岩也是地球上的主要岩石类型，已有大量详细的研究。月海玄武岩起源于月球深部100~400 km处的月幔，月幔熔融产生的岩浆在浮力作用下上升并喷发至月球表面。由于月海玄武岩比地球玄武岩含有更多的铁、更少的硅（Si）和铝（Al），其岩浆的粘度更低，流动性更好，可以形成范围大但厚度薄的熔岩流，填充了月海盆地。
阿波罗11号采集的第一块月球岩石就是月海玄武岩（编号：10003，图11a），初步的研究表明，相比于地球玄武岩，其钛（Ti）含量非常高（TiO2 = 8%~12.5%） (LSPET, 1969)。其后的阿波罗12号任务着陆在月球风暴洋的东南角，遥感探测显示其着陆区相比于阿波罗11号光谱上略微有点发红，因此推测其玄武岩成分与阿波罗11号不同。研究结果显示，阿波罗 12 号玄武岩（图11b）的钛含量比阿波罗 11 号玄武岩要低得多，仅有2.6%~5.1% (LSPET, 1970)，这解释了该区域光谱为什么偏红，同时也奠定了月海玄武岩以钛含量进行分类的基础。
（a）阿波罗11号高钛玄武岩10003（NASA S-76-25545）；（b）阿波罗12号低钛玄武岩12019（NASA S-70-48839）
图11 月海玄武岩照片
Fig. 11 Photos of the mare basalts
与高地岩石一样，月海玄武岩的主要矿物也是斜长石、辉石和橄榄石。所不同的是，高地岩石的斜长石含量较高，而月海玄武岩的斜长石含量较低，而辉石含量较高。同时，月海玄武岩含有不同比例的钛铁矿，最高可达18%（表3）。相比于地球玄武岩，月海玄武岩具有更低的镁（Mg）、铝、钠、钾含量，和高的铁含量，钛含量变化较大 (徐义刚, 2010; Warren and Taylor, 2014)。依据钛含量的不同，月海玄武岩可以分为高钛（TiO2 >6%）、低钛（TiO2 = 1%~6%）和极低钛（TiO2 <1%）三类 (Neal and Taylor, 1992)。高钛和低钛玄武岩在TiO2 vs. Mg#图解上具有明显不同的演化趋势（图12a），高钛玄武岩岩浆早期结晶的是橄榄石和钛铁矿，而低钛玄武岩岩浆早期结晶的是橄榄石和辉石。月海玄武岩的年龄范围为43~20亿年（图12b），最老的样品为Kalahari 2009中的极低钛玄武质角砾，年龄为43亿年 (Snape et al., 2018)，最年轻的样品来自嫦娥5号月壤中的微小玄武岩岩屑，年龄为20亿年 (Che et al., 2021; Li et al., 2021)。
（a）数据来源于Cone等 (2020)和Su等(2022)；（b）数据来源于Merle等(2020)，Li等(2021)和Che等(2021)。嫦娥5号月壤样品中包含迄今为止最年轻的月海玄武岩岩屑，表明月球20亿年前仍然存在火山活动，将月球火山活动的结束时间延后了8亿年
图12 月海玄武岩样品的成分和年龄
Fig. 12 Major elements composition and ages of the mare basalts
有一部分玄武岩具有类似克里普的特征，被称为克里普玄武岩，其主要特征是高铝（Al2O3 = 13%~16%）、低铁（FeO = 9%~15%），并且钾、磷和稀土等元素含量极高，可以达到球粒陨石的100~150 倍，表明有大量克里普物质参与了玄武岩的形成。
除了玄武岩外，月海火山活动还可以产生火山碎屑岩，它由火山灰或火山玻璃沉积形成。两个最著名的例子是阿波罗15号绿色火山玻璃和阿波罗17号橙色火山玻璃（图13）。颜色的差异反映玻璃化学成分的不同，低钛玻璃显绿色，高钛玻璃显橙色或褐色。这些火山玻璃被认为是形成于火山喷泉 (Heiken et al., 1974)，火山喷泉在地球火山中也比较常见，当富含挥发性物质的岩浆喷发时，气体的释放或爆炸会将岩浆喷发至空中，导致其快速冷却并形成玻璃珠。最近的研究表明，这些月球火山玻璃可能来自富氢和碳的岩浆喷发 (Wetzel et al., 2015; Saal et al., 2008)。
（a）阿波罗15号绿色火山玻璃15426（NASA S-79-32188）；（b）阿波罗17号橙色火山玻璃74220（NASA S-73-15085）
图13 月球火山玻璃照片
Fig. 13 Photos of the lunar volcanic glasses
2.2.3 角砾岩 在所有采集的月球岩石样品中，角砾岩的占比最大（>60%），它们形成于陨石撞击所导致的岩石破碎、部分熔融和粘结作用 (Taylor et al., 1991)。角砾岩中的角砾可以是岩石、矿物或玻璃的碎片，基质可以是较小的类似的碎片，也可以是冲击熔融的玻璃。
从物源的角度可以简单地将角砾岩分为单组分角砾岩和多组分角砾岩。单组分角砾岩由单一高地岩石或月海玄武岩高度破碎形成，没有与其他岩石类型混合，一定程度上可以当作原生岩石来研究。而多组分角砾岩则包含多种来源的岩屑、角砾或冲击熔融玻璃，根据角砾和基质的类型和性质，又可以分为7种类型 (St？ffler et al., 1980)：①岩屑碎块角砾岩，角砾和基质都由相同的岩石碎片组成，只是基质更细粒；②玻璃质角砾岩，基质是未结晶的冲击熔体（即玻璃）；③结晶熔体角砾岩，基质是结晶的冲击熔体（具火成结构）；④冲击熔体，基质是结晶的冲击熔体，但几乎不含角砾；⑤麻粒相角砾岩，经历过高温变质，原始结构被麻粒结构取代；⑥双组分角砾岩，由两种组分构成，冲击熔体注入破碎的岩石混合形成；⑦表土角砾岩，变成岩石的表土，保留了表土的特征，如玻璃珠和粘结物等（图14）。
（a）阿波罗16号岩屑碎块角砾岩67016（NASA S-81-26041）；（b）阿波罗16号玻璃质角砾岩68815（NASA S-72-37155）；（c）阿波罗16号玻璃珠60095（NASA S-72-39424）；（d）阿波罗17号结晶熔体角砾岩77135（NASA S-72-56391）；（e）阿波罗17号结晶熔体角砾岩73215（NASA S-73-38455）；（f）阿波罗16号冲击熔体68415（NASA S-75-32778）；（g）阿波罗17号麻粒相角砾岩77017（NASA S-73-17772）；（h）阿波罗16号双组分角砾岩61015（NASA S-75-20878）；（I）阿波罗11号表土角砾岩10018（NASA S-75-30226）
图 14 月球角砾岩照片
Fig. 14 Photos of the lunar breccias
2.3 月壤
如前所述，月壤是月球表土的细粒部分（<1 cm）。通常情况下，月壤中小于1 mm的颗粒可以占到总质量的90%以上，大多数月壤的平均粒径在45～100μm之间 (McKay et al., 1991)，比我们日常生活中的面粉还细（图15）。月壤的物质来源非常复杂，既包含下覆基岩的贡献，也包含撞击作用带来的远处的溅射物。微细的颗粒和复杂的来源给月壤研究带了很大的困难，过去关于月球形成与演化的重要认识几乎全部来自于阿波罗月球岩石样品，而月壤样品研究仅我国嫦娥5号任务取得了非常有影响力的科学发现 (Chen et al., 2023)，这主要得益于显微分析技术的长足进步 (Li et al., 2022c; Yang et al., 2022a)。
（a）阿波罗11号月壤10004（NASA S-77-22631）；（b）月球20号月壤Luna 20（NASA S-73-17207）
图15 阿波罗和月球号月壤照片
Fig. 15 Photos of the Apollo and Luna soils
2.3.1 物理化学性质 决定月壤物理力学性质的主要参数是其颗粒组成，即粒度和粒形参数。月球表面没有风或水，很难将基于地球上风和水相关沉积物建立的粒度参数应用于月壤，但仍可以进行一些统计描述。不同采样点采集的月壤在粒度分布上虽有一定的差异，但总体上粒度的分布范围都比较宽。绝大部分颗粒的直径在40～800μm之间，全月壤的平均粒径通常只有45～100μm，与地球上的淤沙类似 (McKay et al., 1991)。质量占比近一半的月壤颗粒，其粒径小于肉眼的分辨能力。约有10%~20%的颗粒直径小于20μm，易于漂浮，并附着在航天服和探测器上。另外一个描述粒度分布的指标是分选性，分选差表示粒级分散，各种不同大小颗粒的混杂；分选好表示粒级集中，颗粒的大小很相似。月壤的分选系数是1.99～3.73，表明其分选性极差 (McKay et al., 1991)。
月壤由五种基本颗粒组成：原生岩石碎片、角砾岩碎片、矿物碎片、玻璃和粘结物（图16）。原生岩石碎片和角砾岩碎片都是岩石破碎的产物，可以认为是尺寸更小的岩石，如高地岩石、月海玄武岩或角砾岩。矿物碎片也是岩石破碎的产物，破碎到更细之后只包含了某种单一的矿物，如斜长石、辉石、橄榄石、钛铁矿等。玻璃和粘结物则主要形成于陨石和微陨石的撞击熔融。月球岩石前文已介绍过，此处仅简单介绍玻璃和粘结物。
在阿波罗11号月壤的初步研究中，粘结物（图16b）也是观察到的出乎意料的物质之一 (McKay et al., 1991)。它是较小的月壤颗粒（如矿物、玻璃，甚至更老的粘结物）的集合体，通过玻璃粘合在一起。粘结物颗粒通常很小（<1 mm），其成分不均匀，并含有细小的铁金属液滴和陨硫铁。粘结物形成于微陨石撞击月壤产生的熔融和混合作用，因而是无大气天体上（如月球）特有的现象，因为像地球这样受大气保护的天体，微陨石无法高速撞击到地面，也就无法形成粘结物。虽然小行星具备形成粘结物的条件，如无大气、表面覆盖细粒的表土等，但在陨石中并未观察到粘结物。
月壤中的玻璃有两种类型：一种是前文已经介绍的火山玻璃，形成于火山喷泉；另一种是撞击玻璃，形成于陨石撞击。撞击玻璃的大小、结构、成分和年龄变化都很大，大小主要集中在几十到几百微米，形态既有玻璃珠，也有玻璃碎片。有些玻璃内部含有丰富的碎屑和气泡，有些非常均匀且不含碎屑和气泡。撞击玻璃的成分覆盖了各种岩石类型及其混合物，同时由于撞击熔化导致挥发分的气化，也可以产生与任何月球岩石都不对应的新成分，如高铝贫硅玻璃。撞击玻璃形成的年龄覆盖了整个月球演化历史，表明撞击作用贯穿了月球的形成和演化的全过程 (Zellner, 2019)。
（a）阿波罗11号月壤中大颗粒物（2~4 mm）的照片（https://sites.wustl.edu/meteoritesite/items/lunar-regolith-breccias-and-fragmental-breccias/）；
（b）月壤中粘结物的扫描电镜显微照片（NASAS-87-38812）
图16 月壤大颗粒照片和粘结物扫描电镜显微照片
Fig. 16 Photo of large particles and scanning electron photomicrograph of an agglutinate in the lunar soil
月壤的化学成分反映了它们的物源，尽管着陆区本地的物质占主导，但是都或多或少混合了一些外来物质，即着陆区以外的物质或者陨石物质。总体上，月壤的成分都可以用高地岩石、月海岩石和克里普组分的混合来解释（图17）。值得注意的是，嫦娥5号月壤是相对特殊的，其物源几乎全部是本地物质——嫦娥5号着陆区的玄武岩 (Li et al., 2022b; Zong et al., 2022)，外来物质的占比极低 (Zeng et al., 2023a)。
数据来源：Lucey等(2006)；Chen等(2023)
图17 月壤的主要化学组成
Fig. 17 Major element composition of the lunar soils
月壤的形成过程显然比简单的冲击粉碎要复杂一些。尽管陨石和微陨石的撞击能够将月球岩石破碎成微细的颗粒物，但撞击作用同时也会产生熔体。这些熔体粘附在月壤颗粒上，可以将很多颗粒粘合在一起，形成了更大的颗粒。同时，较大陨石撞击能飞溅、翻耕、搅动月壤，将不同条件下产生月壤混合在一起。因此，月壤的形成是三个过程共同的结果：粉碎（减小粒度）、粘结（增大粒度）和混合（图18）。
图18 月壤经历改造过程的模式图（修改自顾铱等，2022）
Fig. 18 Cartoon showing the reworking processes of the lunar soil(modified after Gu Y et al., 2022)
2.3.2 嫦娥5号月壤 嫦娥5号月壤分为铲取样和钻取样两种。铲取样在分样处理之前已经被充分混合，整体为灰黑色，粒度较细（图19），重量大约1480 g (Li et al., 2022b)。利用光学显微镜，对155 mg月壤颗粒进行显微光学成像，统计结果显示，95%数量的月壤颗粒粒径分布在1.40~9.35微米（平均值3.96 μm），占总质量95%的颗粒粒径分布在4.84~432.27μm（平均值49.80μm)。粒度和分选性与阿波罗和月球号月壤样品的变化范围一致（图20）。
（a）着陆器surveillance相机拍摄的照片；（b）实验室拍摄的照片（c）实验室拍摄的显微照片
图19 嫦娥5号月壤照片（引自Li et al., 2022b）
Fig. 19 Photos of the Chang’e 5 lunar soil(after Li et al., 2022b)
（a）分选Φ vs. 平均粒径；（b）粒度分布图；
图20 嫦娥5号和阿波罗月壤的粒度分布和分选（引自Li et al., 2022b）
Fig. 20 Particle size distribution and sorting of the Chang’e 5 and Apollo lunar soils(after Li et al., 2022b)
与阿波罗和月球号月壤一样，嫦娥5号月壤也由原生岩石碎片、角砾岩碎片、矿物碎片、玻璃和粘结物五种基本颗粒组成（图21）。原生岩石碎片主要是玄武岩，角砾岩也基本以表土角砾岩和冲击熔融角砾为主，物质来源主要是本地玄武岩。矿物碎片主要是斜长石、辉石、橄榄石和钛铁矿。玻璃也分为玻璃珠和玻璃碎片，颜色各异，大多为黑色和棕色，偶尔也有绿色玻璃珠。初步的研究表明它们主体是撞击玻璃，来自本地玄武岩或月壤的冲击熔融(Yang et al., 2022c)。粘结物形状不规则，松散易碎，孔隙相对发达。嫦娥5号月壤中的矿物比例为斜长石(30.1%)、辉石(42.0%)、铁橄榄石(5.7%)、钛铁矿(4.5%)，属于典型的月海玄武岩矿物组成。与阿波罗月壤样品相比，嫦娥5号月壤中辉石含量相对较高，斜长石含量相对较低。
（a）玄武岩颗粒；（b）角砾岩颗粒；（c）玻璃颗粒；（d）粘结物颗粒
图21 嫦娥5号月壤CE5C0600YJFM00402中较大颗粒的照片（引自Yang et al., 2022b）
Fig. 21 Photos of large particles in the Chang’e 5 lunar soil CE5C0600YJFM00402（after Yang et al., 2022b）
嫦娥五号月壤的铝（Al2O3 = 11.4%)和钙（CaO = 11.5%）含量都较低，铁（FeO = 22.7%)含量较高，钛含量（TiO2 = 5.09%)中等，明显远离斜长质高地和克里普端元，落在月海玄武岩端元附近（图16），与其中的玄武岩岩屑的平均成分几乎一致，指示其物源几乎全部是本地玄武岩 (Li et al., 2022b; Zong et al., 2022)。
总之，与阿波罗和月球号月壤样品相比，嫦娥5号月壤样品的物性参数和主要颗粒构成都比较类似，但矿物和化学组成略有不同。嫦娥5号月壤样品辉石含量相对较高，斜长石含量相对较低，铝和钙含量较低，具有中等的钛含量。
3 月球样品解密月球形成和演化历史
尽管人们自古以来便对月球充满了好奇，但是在阿波罗计划带回月球样品之前，关于月球的认识，仅限于轨道、角动量和密度等有限的信息，而其成分和演化基本上只能靠猜，这些猜测包括：月球上的环形山是火山口，月海填充的是沉积物，高地主要是花岗岩，月球是一个原始未分异的天体，等等 (Taylor et al., 2006)。而在1969年阿波罗11号带回月球样品之后，这些猜测很快就被证伪：月球上的环形山其实是撞击坑，月海填充的是玄武岩，高地主要是斜长岩，月球跟地球一样是一个高度分异的天体。
今天，我们关于月球形成和演化的认识几乎全部来自于对月球样品的研究。月球演化的历史主要分为4个过程：月球大碰撞成因，月球岩浆洋演化，月球火山活动历史，和月球撞击历史（图22）。这4个过程本质上是在回答4个“怎么来的”问题：月球怎么来的？高地怎么来的？月海怎么来的？月球环形山怎么来的？接下来，我们就回顾一下月球样品是如何解密这些月球历史的。
图22 月球演化历史的时间线（修改自 Mitchell, 2021）
Fig. 22 Timeline of the lunar history（modified after, 2021）
3.1 月球大碰撞成因假说
月球的起源是最受关注的月球科学问题，即使今天也不例外。在阿波罗时代之前，月球起源长期存在争议。主流的假说包括“双星说”“分裂说”和“捕获说”等 (Brush, 1986; Brush, 1988)。“双星说”提出原始的太阳系是一团由气体和尘埃组成的星云，月球和地球是在太阳星云的同一区域由这些气体和尘埃聚集形成；“分裂说”认为月球早期转速非常快（4小时/圈），在太阳引力的扰动下，月球从原始的地球中分离出来；“捕获说”认为月球原本是一个独立天体，只是后来“不小心”进入地球附近的轨道，被地球的引力捕获成为绕地球运转的卫星。
对月球样品的分析可以用于检验上述三种假说，例如：“双星说”预测月球和地球应该具有类似的化学组成，“分裂说”需要月球与地幔的成分类似，“捕获说”则需要月球和地球存在较大差异。但是，阿波罗月球样品的分析结果与上述三种假说都不吻合：一是月球的总体铁含量约9%，远低于地球总体铁含量（35.8%），但又高于地幔铁含量（6.3%），这指示形成月球的物质主要来自于某个行星的幔部，但又不能只来源于地幔；二是月球相对于地球极度亏损挥发性元素，指示它形成时可能经历过非常高温的过程 (Taylor et al., 2006)。
考虑到地月系统与其他行星相比具有异常高的角动量，月球形成早期可能存在全球性的熔融事件——岩浆洋等因素， Hartmann and Davis (1975)和Cameron and Ward (1976)各自都提出了月球形成的“大碰撞”假说：原始地球遭受了一个火星大小的天体忒伊亚的碰撞，碰撞溅射物围绕地球重新聚集形成了月球（图23）。碰撞后产生的巨大热量使挥发性元素迅速逃逸，导致月球挥发性元素含量极低；原始忒伊亚的铁核主要进入了地核，导致月球整体相对地球缺铁；大碰撞产生的巨大能量为岩浆洋的形成提供了一个可靠的能量来源，并且形成了地月系统异常高的角动量。
尽管直到今天，月球的大碰撞成因假说仍不算完美，在很多细节过程上还存在争议，如撞击次数、撞击角度、撞击持续时间等，并且它在解释月球和地球的同位素相似性时还存在一些困难 (Lock et al., 2020)，但它仍然是学术界最被广泛接受的月球形成假说。
修改自https://www.quantamagazine.org/what-made-the-moon-new-ideas-try-to-rescue-a-troubled-theory-20170802/
图23 月球大碰撞成因模型图
Fig. 23 Cartoon showing the big impact origin of the Moon
3.2 月球岩浆洋演化
前文已经提到，基于在阿波罗11号月壤中发现的斜长岩岩屑，Wood等 (1970)提出了著名的岩浆洋假说，即月球在形成之初，曾经经历过全球尺度的熔融，其表面覆盖了深达数百千米的岩浆形成的海洋。那么，这些斜长岩为何能指示岩浆洋的存在呢？要理解这个问题，首先需要了解一点火成岩的背景知识。高地斜长岩几乎全部由富钙的斜长石构成（>90%），但是，岩石学研究表明，来自月幔岩浆结晶形成的岩石，其斜长石的含量不可能超过55%。因此，需要某种其它过程造成月球高地斜长石的富集 (Warren, 1985)。
从全月铝和钙的含量来粗略计算，月球的平均斜长石含量约为16%，而斜长岩月壳中的平均斜长石含量超过75%，是全月平均水平的5倍以上，这意味着需要一个全球性的事件，才能把月球的斜长石集中到月壳中，最佳的解释就是发生过全月尺度的熔融事件——岩浆洋 (Warren, 1985)。随着岩浆洋的冷却，橄榄石和辉石率先结晶，由于密度较大，会下沉堆积在岩浆洋底部，形成原始月幔；当岩浆洋结晶达到60%~70%时，斜长石开始结晶，由于密度小，会上浮堆积在岩浆洋顶部，从而形成原始的斜长岩月壳（图24）。
岩浆洋假说也能够解释克里普岩的形成和月海玄武岩普遍具有的铕（Eu）负异常：①在岩浆洋固化的最晚期(>99%)，残留岩浆中的不相容元素含量不断升高，最终在月幔与月壳之间形成极富钾、稀土、磷等元素的克里普岩（图23）；②铕负异常可以形成于斜长石的分离结晶，但是玄武岩本身的形成和演化过程极少会经历大量斜长石分离结晶，因此月海玄武岩铕负异常应该是继承于月幔，这意味着月幔形成之时，就已经经历过大规模斜长石分离了，这恰好可以用岩浆洋来解释 (Taylor et al., 2006)。
图24 月球岩浆洋演化模型图
Fig. 24 Cartoon showing the lunar magma ocean
3.3 月球火山活动历史
玄武岩是地球的主要岩石类型，形成于深部地幔发生熔融产生的岩浆喷发至地表，如我国五大连池、长白山、腾冲等地的玄武岩。因此，月海玄武岩的发现指示月球也曾经发生过类似的火山喷发。
阿波罗11号、12号、15号、17号，月球16号、24号，嫦娥5号都着陆在月海，主要岩石类型都是玄武岩，这些不同类型、不同时代的玄武岩逐步揭开了月球火山活动的历史。与地球玄武岩相比，月球玄武岩最主要的特点就是钛含量的变化范围非常大，这成为了划分月球玄武岩的最主要依据 (Neal and Taylor, 1992)。综合同位素和撞击坑定年结果，可以确定月球火山活动主要发生于43~20亿年，并在35亿年达到峰值（图25）。总体上，高铝、克里普和高钛玄武岩仅在早期形成，低钛玄武岩贯穿始终 (肖龙等, 2022)。
行星的火山活动历史也可以被理解为其地质生命的周期。月球的质量仅为地球的1.2%，热演化模拟结果表明，在其形成之后很快就会冷却固化，火山活动理应在25亿年前就停止了 (Spohn et al., 2001)。尽管 Hiesinger等 (2011)利用撞击坑统计定年发现月球火山活动可能持续到距今10亿年，但直到2021年我国科学家才通过嫦娥5号样品的研究，证实月球火山活动可以持续到20亿年左右 (Che et al., 2021; Li et al., 2021)，同时还发现其月幔源区并不富集克里普物质 (Tian et al., 2021)，水含量也不高 (Hu et al., 2021)，推翻了过去对于月球长时间火山活动的主流解释，并提出了新的机制：嫦娥5号玄武岩月幔含有较多的单斜辉石-钛铁矿堆晶（约20%），使熔融温度降低了约80 °C (Su et al., 2022)，为进一步理解月球热演化历史做出了重要贡献。
（a）月海玄武岩TiO2含量随时间的演化 (肖龙等, 2022)；（b）月海玄武岩喷发面积随时间的演化 (Qian et al., 2023)
图25 月球火山活动历史
Fig. 25 Volcanic history of the Moon
3.4 月球撞击历史
如果说火山活动是月球内动力演化的结果，那么撞击作用就是月球受到的外部动力的影响。在所有采集的月球岩石样品中，角砾岩的占比最大，而月壤样品中也含有大量的角砾岩、玻璃和粘结物，这些都是月球表面发生长期持续撞击作用的证据 (McKay et al., 1991; Taylor et al., 1991)。当然，月球表面遍布的大大小小的撞击坑，已经足够说明撞击作用贯穿了其形成和演化历史 (肖智勇等, 2023)。
月球最完整地保留了其撞击记录，是研究内太阳系撞击历史的最佳对象。由于撞击坑的空间密度与对应地质单元的暴露时间相关，即暴露时间越久，撞击坑越密，因此可以反过来通过撞击坑密度来推算地质单元的形成年龄 (Neukum et al., 2001)。基于阿波罗和月球号返回样品的同位素年龄，再结合采样地质单元的撞击坑密度，科学家建立了撞击坑年代函数，并用于对月面其他地质单元的年代测定，即撞击坑统计定年法 (Neukum et al., 2001)。但阿波罗和月球号采集的样品主要形成于40~30亿年间，限制了对更老（>40亿年）或更年轻（<30亿年）地质单元定年的精度。而嫦娥5号月壤中的玄武岩颗粒定年结果为20亿年 (Che et al., 2021; Li et al., 2021)，填补了30~10亿年的空白区，从而更新了撞击坑年代函数，提高了其对更年轻地质单元的定年精度 (Yue et al., 2022)（图26）。
除了标定撞击坑年代函数外，通过月球样品还识别出月球在39亿年可能存在一次大的撞击事件，即晚期重型轰击（Late Heavy Bombardment）。例如，对月球冲击熔融角砾岩的年龄结果在40~38亿年呈明显的峰值特征 (Tera et al., 1974)，对冲击熔融玻璃的定年结果也在39亿年有突然的升高 (Culler et al., 2000)，在月球陨石的冲击玻璃也得到了类似的结果 (Cohen et al., 2000)。如果39亿年的大撞击事件真的存在，那么类地行星，包括地球和火星，都应受到影响。巧合的是，地球生命可能出现于38亿年，与39亿年大撞击事件在时间上吻合，这有利于生命起源于地外的假说 (林杨挺, 2010)。
数据来源于Yue等（2022）
图26 月球撞击历史
Fig. 26 The impact history of the Moon
4 展望
基于不同的观测方式，人类对月球的认识可以分为三个阶段：天文观测，遥感或就位探测，样品返回。在月球样品返回后，利用地面实验室最先进的技术对月球样品开展全面系统的分析，使得我们对月球的认识发生质的飞跃。
即使是在美国和苏联已经成功实现9次月球采样之后，我国嫦娥5号月壤样品研究仍然取得了很多突破 (Chen et al., 2023)（图27）。除了上文提到的证实月球在20亿年前仍有火山活动，并提出月球长时间火山活动的新机制外，嫦娥5号样品还揭示了20亿年以来的陨石撞击和太空风化历史，如：撞击玻璃定年显示至少有17次主要的撞击事件 (Long et al., 2022)，发现太空风化形成Fe3+的新机制 (Li et al., 2022a; Xian et al., 2023)，月壤颗粒最表层（<100 nm）的太阳风成因水 (He et al., 2023; Xu et al., 2022; Zhou et al., 2022)等。这些新的发现在学术界引起了巨大的反响 (Carlson, 2021; Mitchell, 2021; Mallapaty, 2022)。
图27 嫦娥五号月壤研究成果总结图（据Chen et al., 2023）
Fig. 27 Summary of the main findings from the Chang’e 5 lunar soil(modified after Chen et al., 2023)
2024年，嫦娥6号任务将前往月球背面的南极艾特肯地体进行采样，以实现人类首次月球背面采样。作为嫦娥5号的备份，嫦娥6号也将以铲取和钻取两种方式采集2 kg左右的月球表土样品 (Zeng et al., 2023b)。这些来自月球背面的样品，与已经采集的月球正面样品相比较，将有望解开月球不对称性（正面和背面巨大的差异）之谜。2030年前后，我国还将实现载人月球探测，其主要任务也包括采集更丰富的月球样品。毫无疑问，新的月球“土特产”将进一步揭开月球形成和演化的奥秘，推动我国月球科学研究不断走向新的高度 (张腾飞等, 2023)。
在更远的未来，我们还将在月球上建设基地。原位利用月面的岩石和土壤资源，进行基地的基础设施建设、生保物质生产以及能源的供应。如利用3D打印或烧结等技术，将月壤制备成建筑材料；从月壤和月岩中冶炼钛、铝等金属；从月壤中提取3He用于核聚变发电；等等(刘建忠等, 2022)。
此刻，让我们再次回想诗人李白的《把酒问月》，他感叹于“人攀明月不可得”和“今人不见古时月”的遗憾（图1）。如果李白知道在1000多年后，他的后辈们不仅会实现“人攀明月”，而且会透过月球“土特产”，得“见古时月”，他又会有怎样的感想，写下怎样的诗篇呢？如果有一天，我们在月球上建立了城市，每个普通人都能负担得起去月球旅行的费用，甚至在月球定居下来，到那个时候，我们再次回想起李白的《把酒问月》，又会是怎样的心情呢！
从嫦娥奔月的神话传说，到千古绝句的情感寄托，到探索发现的科学故事，到未来载人登月和常驻月球的美好梦想，时代不同，科技不同，认知不同，目标不同，但亘古不变的是，中华民族对月亮的向往。
致谢：感谢郑永春、罗会仟、徐莹、何雨旸给本文提出的意见和建议。
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