月球形成和演化的关键科学问题

2024年3月31日发(作者：)

第３９卷第１期　２０１０年１月　罐ｆ　ＧＥＯＣＨＩＭＩＣＡ　Ｖｏ１．３９．Ｎｏ．１．１—１０　Ｊａｎ．，２０１０　月球形成和演化的关键科学问题　林杨挺　（中国科学院地质与地球物理研究所地球深部重点实验室，北京　１０００２９）　摘要：我国正开展月球探测和科学研究，其成果将加深认识月球的组成、结构以及形成和演化，同时揭示地球的　早期历史。通过对月球研究成果的总结，就月球形成和演化关键科学问题的现状作了较为详细的说明，从而为我国　月球探测和科学研究提供有益的启示。主要的关键科学问题包括：地球一月球体系的大撞击成因、月球岩浆洋与月　壳形成、３９亿年大撞击事件、玄武岩浆喷发与月球内部结构和月球南极艾特肯（Ａｉｔｋｅｎ）撞击盆地的形成等。　关键词：月球；大撞击；岩浆洋；斜长岩；玄武岩　中图分类号：Ｐｌ８４；Ｐ５９１；Ｐ６９１　文献标识码：Ａ　文章编号：０３７９—１７２６（２０１０）Ｏｌ一０００１—１０　Ｋｅｙ　ｉｓｓｕｅｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　ＬＩＮ　Ｙａｎｇ—ｒｉｎｇ　（Ｋｅｙ　Ｌａｂｏｒａｔｏｒｙ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ＇ｓ　Ｄｅｅｐ　Ｉｎｔｅｒｉｏｒ，Ｉｎｓｔｉｔｕｔｅ　ｏｆ　Ｇｅｏｌｏｇｙ　ａｎｄ　Ｇｅｏｐｈｙｓｉｃｓ　Ａｂｓｔｒａｃｔ：Ｃｈｉｎａ’ｓ　ｌｕｎａｒ　ｅｘｐｌｏｒａｔｉｏｎ　ｉｓ　ｉｎ　ｐｒｏｇｒｅｓｓ．Ｔｈｅ　ｒｅｓｕｌｔｓ　ｗｉｌｌ　ｈｅｌｐ　ＵＳ　ｔｏ　ｌｅａｒｎ　ｍｏｒｅ　ａｂｏｕｔ　ｔｈｅ　ｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎ，　ｓｔｒｕｅｒｕｒｅ．０ｒｉｇｉｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ，ａｎｄ　ｔｏ　ｒｅｖｅａｌ　ｅａｒｌｙ　ｈｉｓｔｏｒｙ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ．Ｔｈｉｓ　ｒｅｖｉｅｗ　ｐａｐｅｒ　ｉｓ　ｆｏｃｕｓｅｄ　ｏｎ　ｓｅｖｅｒａｌ　ｋｅｖ　ｉｓｓｕｅｓ　０ｆ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｏｒｉｇｉｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ，　ｉｎ　ｏｒｄｅｒ　ｔｏ　ｉｎｓｐｉｒｅ　ｓｔｕｄｙ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　ｉｎ　Ｃｈｉｎａ．Ｔｈｅｓｅ　ｉｓｓｕｅｓ　ｉｎｃｌｕｄｅ　ｔｈｅ　ｇｉａｎｔ　ｉｍｐａｃｔ　ｈｙｐｏｔｈｅｓｉｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ—Ｍｏｏｎ　ｓｙｓｔｅｍ，ｌｕｎａｒ　ｍａｇｍａ　ｏｃｅａｎ　ａｎｄ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｃｒｕｓｔ，　ｌａｔｅｒ　ｈｅａｖｖ　ｂｏｍｂａｒｄｍｅｎｔ．ｅｉ＇ｌｌｐｔｉｏｎ　ｏｆ　ｂａｓａｈｓ　ａｎｄ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｉｎｔｅｒｉｏｒ　ｓｔｒｕｃｔｕｒｅ，ａｎｄ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｓｏｕｔｈ　ｐｏｌｅ　Ａｉｔｋｅｎ　ｂａｓｉｎ．　Ｋｅｙ　ｗｏｒｄｓ：Ｍｏｏｎ；ｇｉａｎｔ　ｉｍｐａｃｔ；ｌｕｎａｒ　ｍａｇｍａ　ｏｃｅａｎ；ａｎｏｒｔｈｏｓｉｔｅ；ｂａｓａｌｔ　已基本停止，因此，其早期历史的大量信息被保留下　０引　言　月球探测和科学研究除了重大的政治、国家安　来。小行星的撞击是行星演化的重要外部因素，而　月球完整记录下了太阳系形成以来，内行星区域的　小行星撞击历史。与此相关，月球表面的超高真空　全、经济等意义，以及对科学技术的巨大牵引作用之　外，还是深空探测的前哨和必经之路，是认识地球形　成和早期演化不可或缺的部分，是揭示太阳系小行　星撞击历史和太阳辐射历史的关键。不断增多的证　环境，使其成为这些小行星碎片的天然大储库，特别　是可能保存有太阳系凝聚吸积的原始星子物质。此　外，月球表面的月壤样品还记录了太阳形成以来的　辐射历史。　人类对月球的认识主要来自美国阿波罗计划和　据表明，地球一月球体系的形成可能起源于原始地　球与一个火星大小星体的巨大碰撞。这一事件直接　决定了地球的物质组成、初始状态以及早期演化历　史。地球经历４５．６亿年的高度演化，早期事件很少　能留下蛛丝马迹，而月球的主要演化在３０亿年前就　前苏联月球探测计划的实施、３０多年来月岩样品的　科学研究以及包括我国嫦娥计划在内的新一轮月球　探测。同样重要的是２０多年来对天然月球样品，即　月球陨石的研究。白１９８２年首次发现月球陨石以　收稿日期（Ｒｅｃｅｉｖｅｄ）：２００９—０９—０９；改回日期（Ｒｅｖｉｓｅｄ）：２００９—０９—１９；接受日期（Ａｃｃｅｐｔｅｄ）：２００９—０９—２０　基金项目：中国科学院知识创新工程方向性项目（ＫＺＣＸ２一Ｙｗ一１１０，ＫＺＣＸ２一Ｙｗ—ＱＯ８）　作者简介：林杨挺（１９６２一），男，博士、研究员，主要从事陨石学和比较行星学研究。　通讯作者（Ｃｏｒｒｅｓｐｏｎｄｉｎｇ　ａｕｔｈｏｒ）：ＬＩＮ　Ｙａｎｇ—ｔｉｎｇ，Ｅ－ｍａｉｈ　Ｌｉｎｙｔ＠ｍａｉｌ．ｉｇｃａｓ．ａｃ．ｃｎ，Ｔｅｌ：＋８６—１０　８２９９８４１３　ｕＮ　Ｙａｎｇ—ｔｉｎｇ：Ｋｅｙ　ｉｓｓｕｅｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｆ　ｏｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　

２　Ｊ　红ｆｅ　来，目前已报道的月球陨石已达１３０多块，其中一些　碎块属于同一陨石（称为成对陨石），因此不同的月　形成环绕地球的盘，其中一半左右凝结聚集成月球，　而撞击体的大部分金属核沉入地核（图１　ｏ　球陨石约有６０多个。即使考虑到一些陨石可　能是同一小行星撞击抛射出来的碎块，只能　代表月球表面同一区域，月球陨石较人类采　集的月岩样品（９个采样区域，全部集中于月　球正面～８．７％的区域）也有更好的代表性，　特别是一些月球陨石可能来自月球背面，甚　至月球南极的大撞击坑。很显然，月球陨石是　大自然馈赠人类解开月球之谜的一把钥匙，　是人类采集月球样品的重要补充。　基于上述月球探测和月球样品的研究，　人类对月球表面的物质组成、地形地貌等已　有较详细的了解，但对于月球的物质组成和　结构、月球的成因及与地球的相互关系、以及　月球演化中诸多重大事件的认识还是粗线条　图ｌ地球一月球系统大撞击模型示意图（据文献［１］修改）　Ｆｉｇ．１　Ｃａｒｔｏｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｇｉａｎｔ　ｉｍｐａｃｔ　ｈｙｐｏｔｈｅｓｉｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｅａｃｈ—Ｍｏｏｎ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　的，甚至还仅是一些有待证实的假说。本文试　图按照月球形成和演化的时间顺序，对其中　（ｍｏｄｉｆｉｅｄ　ｆｒｏｍ［１］）　的一些关键科学问题进行总结和讨论，梳理其研究　现状和存在的难点，从而为我国月球探测的科学研　究提供启示。　１．２大撞击假说的主要证据　大撞击假说除了满足地一月系统角动量、很小　的月球金属核、以及地球一月球质量等天体力学的　１月球的形成　１．１大撞击假说　制约条件外，还得到越来越多地球化学证据的支　持。　地球一月球体系大撞击成因假说的最主要证据　是它们完全一致的０同位素组成［２　３。Ｏ具有３个稳　定同位素，其组成通常用它们之间的比值（１７０／１６０　和　Ｏ／１６０）与标准物质的千分偏差（即６１７Ｏ，６１ｓＯ）　月球的形成是一个长期争议的基本科学问题，　各种假说概括起来可归纳为四大类，即双星吸积说、　分裂说、捕获说和大撞击说。前三类假说，或与天体　力学相矛盾，或与现有的地球和月球的地球化学特　来表示。物理化学过程引起的Ｏ同位素组成变化遵　循同位素质量分馏定律，即在６１７Ｏ一６１ｓＯ图解上构成　一征不一致，而逐渐淡出。相反，大撞击假说（Ｇｉａｎｔ　线斜率约为０．５２的直线（６１７Ｏ＝０．５２×６１ｓＯ　ｏ另　方面，来自地外的各化学群陨石也具有特征的Ｏ　Ｉｍｐａｃｔ）自１９４６年被提出后，逐渐发展成为最为普　遍接受的现代月球成因假说。　根据太阳系形成和演化的星云理论，太阳星云　盘冷凝吸积形成数ｋｍ至数百ｋｍ大小的星子，然后　相互碰撞进一步聚集成各大行星。大撞击假说认　为，月球是一火星大小的星子与原始地球相互撞击　一同位素组成，但它们并不落在同一质量分馏线上，这　反映了太阳系Ｏ同位素组成的不均一（图２）。应特　别注意的是，代表原始小行星（未发生熔融）的普通　球粒陨石（Ｈ、Ｌ、ＬＬ）的Ｏ同位素组成明显不均一（其　变化不是同位素质量分馏的结果），相反，质量远大　于小行星的地球和月球的Ｏ同位素落在完全相同　的质量分馏线上。Ｏ同位素组成表明，地球和月球的　物质曾经发生全球性的充分混合，而最可能的机制　后，由抛射物聚集形成。根据大撞击模型的数值计　算，在地球形成的晚期，拉格朗日点附近（地球与太　阳之间的引力平衡点），一个被称为忒伊亚（Ｔｈｅｉａ，　希腊神话中太阳神之母）的星体质量逐渐增大至火　星大小时，轨道变得不稳定，最终与地球斜角度相　撞。大撞击使绝大部分月幔和相当一部分地幔以熔　体和气体的形式被抛射进入空间，约有２％的物质　是地球一月球的大撞击。大撞击模型的理论计算表　明，大撞击后的高能状态引起地球的硅酸盐岩浆洋　与形成月球的物质之间涡流混合和平衡交换，可以　使Ｏ同位素组成完全均一化…。　

第１期　林杨挺：月球形成和演化的关键科学问题　３　小变化，从而估算出月球金属核。结果　表明，月球的金属核异常小（半径　３４０－４－９０　ｋｍ），仅占月球１％～３％的质　量［５１。作为对比，地核的质量约占地球　的３３％。另一方面，月岩与地幔具有相　似的Ｈｆ／Ｗ比值，表明地球和月球发生　漫　、＿一　０　金属一硅酸盐分异时，两者的氧化一还　原程度大致相同。因此，最合理的解释　是大撞击使月核的大部分金属沉人地　核。此外，月球高地斜长岩的组成和风　暴洋中富克里普岩（ＫＲＥＥＰ，即富Ｋ、　ＲＥＥ、Ｐ）的存在等表明，月球曾经出现　全球范围的岩浆熔融事件（即岩浆洋，　详见下文），大撞击假说很容易解释形　成岩浆洋所需的巨大能量。　１．３现状和存在问题　地球一月球大撞击的时问　根　据大撞击模型，大撞击发生于原始地　球吸积的晚期，原始地球与撞击体的　金属与硅酸盐已分异形成核一幔，且　大撞击过程中撞击体的大部分金属　沉入地核。因此，地球和月球的金属　核一硅酸盐幔分离时间，可以作为大　撞击的时间。由于Ｗ在还原条件下具　６”０（‰）　图２月球、地球以及太阳系其他行星和小行星Ｏ同位素组成（据文献［３］）　Ｆｉｇ．２　Ｏｘｙｇｅｎ　ｉｓｏｔｏｐｉｃ　ｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ，ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ，ａｎｄ　ｏｔｈｅｒ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ　有亲铁性，倾向进入金属核，而Ⅲ是　典型的亲石元素，主要存在于硅酸盐　相。因此可以利用灭绝核素　Ｈｆ－　Ｗ　体系测定地球和月球的金属核一硅酸　盐幔分异时间，即大撞击事件的时　问。如果金属一硅酸盐分异发生很早，　ａｎｄ　ａｓｔｅｒｏｉｄｓ（ｍｏｄｉｆｉｅｄ　ａｆｔｅｒ［３］）　字母为不同化学群陨石，其中Ｍａｒｓ为火星，ＨＥＤ为灶神星陨石，ｃｃａｍ为碳质球粒　陨石中的不含水矿物构成的斜率为１的混合线。　大撞击假说的其他重要证据还包括月岩非常亏　损挥发性组分、很小甚至没有金属核、与地球相似的　硅酸盐中还存在一部分没有衰变的　Ｈｆ（半衰期９　Ｍａ），由该部分　Ⅲ衰变成的　ｗ使硅酸盐的　Ｗ　相对丰度升高。事件发生的时间越早，则硅酸盐的　氧化还原程度等。月岩的主要岩性为玄武岩和斜长　岩，其挥发性组分含量相对于地球、火星、以及可能　来自灶神星的陨石明显贫化ｌ４。利用地球化学性质　相似，而挥发程度不同的元素对（如Ｋ—Ｌａ，Ｍｎ—Ｆｅ）　作图，可以清楚地反映月岩相对地球贫挥发性组分　ｗ相对丰度升高越显著。通过对月岩ｗ同位素的　分析，可以测定大撞击事件发生的时间，约为太阳星　云开始凝聚（以富ｃａ、Ａｌ包体形成为标志）之后３０～　６０　Ｍａ［　。　的特征。来自不同行星母体的样品Ｋ、Ｌａ含量变化　分别落在不同的直线上，反映了岩浆结晶和熔融分　月球全球的化学组成　由大撞击模型，可以　给出月球的全球化学组成。反之，获得准确的月球　全球化学组成将对大撞击模型给出关键的证据。基　于月岩的全月球化学组成模型的主要问题是月岩采　异趋势（直线），以及各行星母体初始物质中挥发性　元素Ｋ的亏损程度。这与大撞击后压力的卸载和高　温蒸发所预期的挥发性组分丢失相一致。月球勘探　者利用星上磁力计，测量由月球引起地球磁场的微　自月球正面很小的区域，缺乏代表性。月球陨石的　分析数据提高了全月球化学组成模型的代表性，但　Ｌ１Ｎ　Ｙａｎｇ—ｔｉｎｇ：Ｋｅｙ　ｉｓｓｕｅｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　

４　Ｊ　红ｆｅ　样品的采集点仍很有限。绕月探测可以获得全月面　一重视。同时，这也是验证大撞击假说的重要途径，例　如大撞击前后地球和月球的物质组成，抛射物重新　凝聚吸积的过程以及可能形成的小行星，撞击后初　些主元素和ｕ、Ｔｈ和Ｋ等元素的分布，除分析精　度较低和分析元素有限外，月球表面的太空风化作　用可能对光谱解译的结果也会产生明显的影响。　始地球和月球的热状态与岩浆洋的存在和规模，高　温岩浆和气体的蒸发作用产生的元素和同位素分　馏，大撞击产物受重力驱动的物质分离等。同样重　要的是更高分辨的大撞击数值模拟，并给出可以验　证的地球化学参数。　月球的挥发性元素分馏　尽管月岩样品相对　地球、火星、灶神星等表现出挥发性组分的明显亏　损，与大撞击事件抛射出的高温岩浆和硅酸盐气体　的蒸发一致，但一些月海玄武岩具有大量孔洞，反映　了其岩浆含有较高的挥发性组分。最近对月壤中火　山玻璃的Ｈ、Ｆ、ｃｌ、ｓ等挥发性元素的离子探针分析　发现，不仅其含量较高，而且从玻璃球的中央向表面　呈降低趋势，表明这些组分不是由太阳风注入。通　过对扩散丢失的校正，计算给出的岩浆水含量高达　７５０　ｂｔｇ／ｇ　］。显然，有关月岩样品的挥发性组分含　２岩浆洋与月球壳一幔分异　２．１岩浆洋假说　阿波罗月岩样品中斜长岩角砾的发现及其在组　成上与撞击坑抛射物质的相似性，表明月球高地由　量及其分馏仍需要做更多的实验分析。　月球的同位素分馏　根据大撞击模型，月球　斜长岩构成，并据此提出斜长岩月壳由岩浆分异，并　漂浮在月球表面形成的观点¨　，该观点进而完善成　为现在流行的月球岩浆洋假说（Ｌｕｎａｒ　Ｍａｇｍａ　Ｏｃｅａｎ，ＬＭＯ　ｏ根据岩浆洋假说，月球早期出现全球　性的岩浆熔融，形成约４００　ｋｍ甚至更深的岩浆圈　层。橄榄石和辉石首先从岩浆洋结晶，并受重力作　是由散布在环绕地球轨道上的熔岩和硅酸盐气体重　新凝聚形成，强烈的蒸发作用可以预期产生明显的　同位素分馏，特别是包括ＩＪｉ、Ｍ　和ｓ等较轻的同　位素。但是，现有的分析数据很少，并且结果往往具　有多解性，甚至相互矛盾。对　和Ｆｅ的同位素分析　发现，相对于火星、灶神星或球粒陨石，月球和地球　富重的同位素（ｓ　Ｆｅ／ｓ　Ｆｅ．如Ｓｉ／２ｓＳｉ．　９Ｓｉ／２ｓＳｉ比值较　高）ｌ１　。一种解释是核一幔问的平衡分配，在　核一幔边界条件下，较轻的　和Ｆｅ趋向于进人金属　核…　。不仅如此，从上述的分析数据还可注意到，　用下沉堆积在岩浆洋下部，当岩浆洋的组成变化达　到斜长石的液相线时，斜长石开始结晶，并上浮至月　球表面聚积形成高地。随着岩浆洋的不断固化，残　留岩浆中的不相容元素含量逐渐升高，最终在月幔　与月壳之间形成富集钾（Ｋ）、稀土（ＲＥＥ）、磷（Ｐ）等　的克里普（ＫＲＥＥＰ）岩¨　。　相对地球玄武岩，月岩富Ｆｅ、ｓｉ重同位素的特征更明　显。上述解释还可进一步推论，大撞击事件在金属　根据岩浆洋的模型，月球内部将形成一种圈层　核一硅酸盐幔分异之后。另一种解释是伴随大撞击事　件的蒸发作用造成地球和　结构（图３）。有关月球岩浆洋的规模仍有较大争议，　堆晶岩密度　２　４　月球富重同位素。但是，　对一些ＩＪｉ、Ｍｇ同位素的分　析ｌ１　，未发现类似的富　重同位素分馏现象。　大撞击对地球和月　球物质组成和初始状态　的影响　根据大撞击　月冗　ＫＲＥＥＰ　Ｃｐｘ＋ｆｌａｇ　Ｃｕｍｕｌｓｔ　Ｃｐｘ＋０ｐｘ＋ｌｌｍ　０ｌｉｖｉｎｅ　Ｃｕｍｕｌａｔｅｓ　Ｃｐｘ＋Ｏｐｘ　０ｌｉｖｉｎｅ　Ｃｕｍｕｌａｔｅｓ　Ｏｌｉｖｉｎｅ—Ｏｐｘ　假说，地球和月球的物质　组成和初始状态显著偏　Ｃｕｍｕｌ叠ｔｅｓ　ｏｌｉｖｉｎｅ　离了正常的吸积生长和　．　．　熔融分异的行星演化模　岩浆洋底　式，从而对后期的演化历　Ｃｕｍｕｌａｔｃｓ　史产生很大影响，但这在　以往的研究中很少受到　图３月球岩浆洋的结晶模型（据文献［１８］）　Ｆｉｇ．３　Ｓｃｈｅｍａｔｉｃ　ｏｆ　ｆｒａｃｔｉｏｎａｌ　ｃｒｙｓｔａｌｌｉｚａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｎｌａｇｎｌａ　ｏｃｅａｎ（ｍｏｄｉｉｆｅｄ　ａｆｔｅｒ［１　８］）　Ｃｐｘ一单斜辉石．Ｏｐｘ一斜方辉石．Ｉｈｎ一钛铁矿．Ｐｌａｇ一斜长石。　

第１期　林杨挺：月球形成和演化的关键科学问题　５　或整个月球完全熔融（核部形成金属核），或月球深部　没有熔融还保持未分异状态。因此从岩浆洋的底部向　上，岩石类型从橄榄堆晶岩变为二辉橄榄堆晶岩、克　倾向富集于月幔，而Ｎｄ更多存在于月壳。如果月壳　形成很早，灭绝核素　ｓｌＴ１（半衰期１０３　Ｍａ）尚未全部　衰变，则有一部分由　Ｓｍ衰变形成的　Ｎｄ保留于　月幔。因此，月幔（月海玄武岩，未受克里普岩混染）　里普岩；Ｍｇ　值降低，密度和不相容元素含量升高，　ＲＥＥ配分由ＨＲＥＥ贫化向ＨＲＥＥ富集转化，并伴随　Ｅｕ负异常的增大，但克里普岩表现为大的正异常。　月球岩浆洋假说还被推广应用到地球和火星等　类地行星以及灶神星等，认为这些行星和小行星也　经历了全球规模的熔融和岩浆分异结晶。由于初始　具有相对高的　Ｎｄ／　Ｎｄ比值，而月壳的　Ｎｄ／　Ｎｄ比值偏低。月壳的形成时间越早，　Ｎｄ在月壳　和月幔的亏损与富集程度越大。利用　Ｓｍ＿１４２Ｎｄ体系　测定月球幔一壳分异的时间，结果较太阳星云开始凝　聚晚１００～２３８　Ｍａ　ｌ２　。由苏长一铁质斜长岩构成　的矿物　ＳＩＩ１＿１４３Ｎｄ等时线给出的年龄为（４４５６±４０）　物质组成的差异，不同岩浆洋结晶形成的幔一壳也　相应具有不同的岩石类型。　２．２主要证据　Ｍａ，与上述灭绝核素测定的间隔年龄基本一致。　按照岩浆洋假说，克里普岩代表了岩浆洋的结　晶晚期（９０％以上固化），其中锆石等富ｚｒ矿物最老　如前所述，岩浆洋假说可以很好地解释月球高　的Ｐｈ—Ｐｂ年龄（（４４２０±１５）Ｍａ　代表岩浆洋的固化　时间。另外，锆石的Ｌｕ＿Ｈｆ证据（具有最低的放射成　因１７６Ｈｆ／１７７Ｈｆ比值）表明，月球岩浆洋的结晶时间约　４．４８　Ｇａ，不晚于４．３８　Ｇａ［２５］，也与上述结果一致。　２．４存在问题　地斜长岩的分布和克里普岩的存在。由于斜长石呈　明显的Ｅｕ正异常，相应的分异月幔具有Ｅｕ负异常　和ＨＲＥＥ相对贫化特征，这与月球玄武岩和玄武岩　质月球陨石的实验分析结果一致。　岩浆洋假说还可以认为是地球一月球大撞击成　因假说的预期结果之一。根据大撞击假说，月球由　岩浆洋假说如何解释月球近边和远边的不对称　分布？高地月球表面的岩石类型可以粗略划分为高　地斜长岩和月海玄武岩两大类，前者主要集中于月　球远边，而后者大量出现在月球近边。结合月球表　散布在地球四周的炽热熔体和气体等重新凝聚吸积　形成，其初始的高温状态可以解释月球大规模熔融　所需的能量。　月球极为均一的Ｏ同位素组成是岩浆洋假说　的关键地球化学证据。如前所述，太阳系的Ｏ同位　面元素（ＦｅＯ、Ｔｈ和Ｋ等）分布的最新探测结果，可　以进一步将月球表面岩石构造划分为４个单元　，　即风暴洋克里普岩地体（ＰＫＴ）、斜长岩质高地地体　（ＦＨＴ）、斜长岩质高地边缘地体（ＦＨＴ—Ｏ）以及南极　艾特肯盆地（Ｓｏｕｔｈ　Ｐｏｌｅ　Ａｉｔｋｅｎ　Ｂａｓｅ，ＳＰＡ），更突显　了这种不对称性特征。克里普岩作为岩浆洋结晶的　素组成非常不均一（图２），特别是作为地球和月球　等初始物质的未分异型陨石（即各种球粒陨石）同位　素组成差异明显。对月岩的Ｏ同位素分析结果，在　目前的测试精度内（２叮．０．０１６％。），其Ｏ同位素组成　完全一致ｌ２。事实上，火星陨石、灶神星陨石（钙长辉　长无球粒陨石、古铜钙长无球粒陨石、奥长古铜无球　残留相，其分布并不是全球性的，主要分布于风暴洋　和雨海，而其他的大撞击坑，甚至月球南极的艾特肯　盆地等并未显示有克里普岩存在的信息。　岩浆洋的分异结晶是否导致重力不稳定而造成　粒陨石）、钛辉无球粒陨石（ａｎｇｒｉｔｅ）等各自也具有非　常均一的Ｏ同位素组成［　９　Ｉ２ｏ一。这些结果表明，上述　行星和小行星的Ｏ同位素受到充分的混合均一化，　而岩浆洋是其最有效的途径。作为对比，橄辉无球　粒陨石具有很不均一的氧同位素组成，并大致落在　由碳质球粒陨石无水矿物构成的斜率约为１的混合　线上。因此，橄辉无球粒陨石的小行星母体可能只　月幔物质的翻转？由于岩浆洋早期晶出的橄榄石和　辉石富镁质使岩浆中的ＦｅＯ含量不断升高，形成一　个密度向上升高的不稳定层序（图３），可能会导致　重力翻转，使月球深部物质上涌而原来浅层物质下　沉到深部…］。如何对这一预期结果进行验证？行星　和小行星岩浆洋分异结晶造成重力不稳定，从而导　经历了局部的熔融。结合该类陨石普遍含有碳的高　压多形金刚石的特征，小行星撞击可能是产生局部　熔融的原因。　２．３月壳的形成时间　致物质翻转的现象可能具有普遍性。对于火星而　言，这种翻转使相对较冷的浅层物质下沉，从而显著　提高其核一幔边界的热流，进而影响其内核发电机　产生的磁场。根据这一假说，可以较好地说明火星　斜长石结晶形成月壳时，Ｓｍ—Ｎｄ发生分异，Ｓｍ更　早期曾存在较强的磁场　。　Ｌ１Ｎ　Ｙａｎｇ—ｉｒｎｇ：Ｋｅｙ　ｉｓｓｕｅｓ　ｏｆｔｈｅｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　

６　Ｊ　红ｆｅ　月球岩浆洋的规模？月球是全部熔融，或仅是　外层熔融？如果是后者，则岩浆洋的深度是多少？月　球的地球物理剖面的４００～５００　ｋｍ不连续面（图３）　移到１：２共振位置时，巨大的引力推挤使天王星和　海王星的轨道极不稳定，使它们向外迁移，剧烈扰动　了柯伊伯带（４０～５０天文单位）的大量冰小行星和　小行星带，从而在３９亿年左右引发类地行星区域持　续约１亿年的大撞击事件［３０　３２］。　３．３研究现状和意义　是否代表了岩浆洋分异结晶的底界？岩浆洋的粘滞　度及其对斜长石晶体上浮迁移上百ｋｍ的制约。　３　３９亿年大撞击事件　３．１假说的提出和证据　有关３９亿年大撞击事件的存在还需要更多的　年龄数据加以确证。有关的撞击年龄数据包括撞击　盆地（坑）的形成年龄、撞击熔融月岩的年龄以及撞　击熔融玻璃球的Ａｒ－Ａｒ年龄等。撞击盆地（坑）的年　龄测定如何修正后期充填玄武岩的影响？月岩的锆　石年龄主要分布在４３．５～４０亿年，基本上缺少３９　月球表面布满的大大小小的撞击坑是最显著的　月貌特征，记录了月球形成以来所遭受的小行星撞　击事件。小行星的撞击在强度和频度上随时间大致　呈指数递减，因此，撞击坑的分布特征可用于年龄测　定，并且是目前测定行星表面年龄的最重要方法。　亿的年龄值［３３　Ｊ，而撞击熔融月岩的　一Ｓｒ和Ａｒ—Ａｒ　年龄很少大于４０亿年（甚至少于３０亿年的频率），　如何解释两者的差异？撞击玻璃小球的Ａｒ－Ａｒ年龄　对月球表面撞击坑的统计发现，约在３９亿年左右，　月球表面的小行星撞击频度有异常的增高，反映这　一同样很少大于４０亿年。此外，月岩和月球陨石仅有　的撞击玻璃小球的Ａｒ－Ａｒ年龄分布实际在有一个相　时间月球遭受了灾难性的小行星撞击事件，该撞　击事件又被称为晚重轰击（Ｌａｔｅ　Ｈｅａｖｖ　Ｂｏｍｂａｒｄ—　ｍｅｎｔ，ＬＨＢ），或称３９亿年大撞击事件。　３９亿年大撞击事件的证据主要来自与撞击年　龄有关的统计数据。（１　畏据撞击坑统计定年方法，　月球表面４５个盆地中，至少有１２个盆地的年龄在　当宽的范围（３９～３０亿年）　］。毫无疑问，返回月球　样品中撞击熔融角砾岩和玻璃的同位素定年，对于　证实３９亿年大撞击事件，揭示月球表面的小行星撞　击历史起着决定性的作用。　３９亿年大撞击事件的形成机制仍停留在数值模　拟阶段，缺少相关的证据。按照该事件的形成机制，　３．８～３．９　Ｇａ，其他盆地很可能也都是在这期间形成　（由于月海玄武岩的充填，使撞击坑统计定年方法的　应用受到限制）。（２）对月岩样品中冲击熔融角砾的　年龄测定，在３．８～４．０　Ｇａ呈明显的峰值特征。（３）　月岩中冲击熔融玻璃的Ａｒ－Ａｒ年龄分布频谱在３．９　３９亿年的大撞击事件对于内地行星区域应该具有普　遍性　包括地球和火星等类地行星。但是，目前仍缺　少其他行星遭受３９亿年大撞击事件的证据。加拿大　３８亿年左右绿岩带的　ｓ　ｗ负异常被认为是由于地外　物质加人引起，可能与３９亿年大撞击事件有关　］。　如果存在３９亿年大撞击事件，月球表面很可能　保存了相当大量最原始的太阳系早期物质（例如，来　自柯伊伯带的富碳和水的彗星），这有可能在今后返　回的月球样品中发现。比较巧合的是，目前比较流　Ｇａ突然升高，然后持续到３．１　Ｇａ左右　］。由于月岩　样品采自月球表面正面很有限的区域，可能仅反映　了该区域的局部事件。作为对比，月球陨石代表了　月球表面的随机样品，特别是背面和远边的区域。　因此，（４）对月球陨石中冲击熔融玻璃的Ａｒ．Ａ　年龄　测定，得到与阿波罗月岩相似的结果，证实这一事件　的全球性特征　］。　３．２产生的机制　行的观点认为，地球上的生命最早出现在３８亿年，　与３９亿年大撞击事件在时间上吻合，有利于生命起　源于地外的假说。密集轰击地球的这些星体大部分　很可能是富碳的彗星。数值模拟计算表明，这种密　集式的撞击不会摧毁地球上可能存在的生命　］。　按照太阳系形成的星云理论，星云凝聚吸积形　成的星子进一步相互碰撞堆积形成行星。随着行星　形成后对其轨道附近星子的清除，这些星子对行星　的撞击频率应单凋迅速降低。因此，需要某种机制　解释３９亿年左右小行星撞击频率的骤然增高。对行　星轨道演化的模拟计算表明，类木行星与星子盘的　相互作用，造成轨道的迁移，当木星和土星的轨道转　４玄武岩浆喷发与月球内部结构　４．１玄武岩的类型和成因　月球的火山活动主要表现为玄武岩浆的喷发或　

第１期　林杨挺：月球形成和演化的关键科学问题　１　溢出，后者覆盖了月球表面约１７％的区域，并主要　集中在月球正面，呈暗色充填于各大月海盆地和撞　击坑。月海玄武岩由月幔物质部分熔融形成，携带　月海玄武岩相比，隐月海玄武岩的年龄较老（大部分　３．８～４．１　Ｇａ）。新发现的超低］ｒｉ玄武岩质月球陨石　（Ｋａｌａｈａｒｉ　００８／９），具有非常亏损的ＲＥＥ等不相容　元素和Ｅｕ正异常的稀土分布模式［３ａ］。该陨石可能　形成于极亏损月幔的部分熔融，且没有受到风暴洋　了月球深音　的信息。　月海玄武岩在化学组成上的一个显著特征是　含量的变化。基于月岩样品和月球陨石的分析，　月海玄武岩的］ｒｉ含量呈双峰分布，并据此划分为高　Ｔｉ（９％～１６％ＴｉＯ　）和低］ｒｉ（＜５％ＴｉＯ　）玄武岩。更　详细的研究把ＴｉＯ　含量低于１％的划分为超低］ｒｉ　克里普地体的混染，代表了月球背面的隐月海玄武　岩，其磷灰石的Ｐｈ—Ｐｈ年龄为４３．５亿年　，Ｌｕ—Ｈｆ年　龄为４２．８６亿年　］，是已知最老的玄武岩。　月海玄武岩的喷发主要集中在４０～２５亿年，特　别是３９亿年后的月海泛滥。根据撞击坑计年方法，给　出月球近边月海玄武岩的年龄在３．９～４．０　Ｇａ至２．０　玄武岩。但是，基于绕月探测器光谱反演的全月球　ＴｉＯ　含量呈连续分布．并不存在双峰分布特征，大部　分玄武岩的ＴｉＯ　含量在２％～３％之间　］。因此，上　Ｇａ　］　甚至更年轻（１．２　Ｇａ）［４１　；根据日本月亮女神　号对月球远边月海玄武岩表面撞击坑的统计，大部分　玄武岩的喷发在３０亿年前，但少数玄武岩的年龄低　至２５亿年　］。　述基于月岩样品和月球陨石的双峰特征很可能是由　于样品的代表性不足的表面现象。　除直接暴露于月球表面的月海玄武岩外，一些　撞击坑揭露出下伏隐藏的玄武岩，特别是在月球远　边。这些玄武岩被称为前月海玄武岩或隐月海玄武　岩，它们可能代表了更早（前雨海）的玄武岩浆喷发　事件，而后被大撞击的抛射物所覆盖。除此之外，月　球的碎屑岩中发现一些玄武岩角砾具有特殊的组　成，包括具有克里普岩特征的克里普玄武岩、富Ａｌ　对不同类型玄武岩的年龄测定，似乎存在与组成　的某种关联。克里普玄武岩具有较大的年龄（３．８４～　４．０８　Ｇａ），高　玄武岩的年龄主要分布在３５～３９亿　年，而低　玄武岩的年龄偏新，大部分落在３１～３４　亿年，超低　玄武岩的年龄可能更小（３２～３３亿　年）　玄武岩（＞１１％Ａ１　Ｏ　）和富Ｋ玄武岩等（＞０．５％　Ｋ　Ｏ）。克里普玄武岩角砾主要由辉石（常呈环带，由　中央向外依次为斜方辉石、易变辉石和普通辉石）和　长石组成，基本不含橄榄石。与月海玄武岩相比，长　石含量高，且具有克里普岩的化学组成特征。　４．３关键科学问题　有关玄武岩的形成和演化以及相关的月球内部　结构和物质组成等是月球探测的重要科学问题。基　于绕月探测光学相机获取的高分辨月球表面影像，　结合各种光谱和能谱数据反演的物质组成信息，可　解读各类型玄武岩在全月球的空间分布、时间演化　月海玄武岩，特别是低］ｒｉ玄武岩具有正斜率的　ＬＲＥＥ和负斜率的ＨＲＥＥ，以及Ｅｕ负异常，它们应该　由亏损的月幔部分熔融形成。高］ｒｉ玄武岩具有较高　序列等；基于软着陆和返回月球样品的分析，可得到　月球表面关键区域精确的地球化学信息。随着月球　探测工程的实施，人们对玄武岩相关的关键科学问　题会提出新的更深入的认识，例如：（１）玄武岩的演　的ＲＥＥ和更明显的Ｅｕ负异常，其成因有不同的观　点：钛铁矿一辉石层的下沉，并与低　的月球深部　物质混合，然后重熔喷发；或深部岩浆上升，同化钛　铁矿一辉石层，形成富］ｒｉ玄武岩浆；或岩浆洋结晶　形成的重力不稳定结构发生翻转，形成混杂岩的部　分熔融。这些模型均要求在月壳下存在富钛铁矿一　辉石的薄层，这与月球岩浆洋假说一致。克里普玄武　化及其相关的月球热历史，需要详细测定每一区域　玄武岩的组成、分布面积和厚度、时代等；（２）玄武岩　的喷发与小行星撞击之间的相互关系，包括月海盆　地的形成与玄武岩的充填，特殊类型玄武岩的撞击　熔融成因；（３）基于玄武岩反演月球深部的物质组成　和结构，特别是对岩浆洋假说，以及相关的重力不稳　岩、高Ａｌ玄武岩以及高Ｋ玄武岩的成因除上述可能　的机制外，还可能与大的撞击事件导致的熔融有　关　定翻转模型的证据；（４）风暴洋克里普岩地体的岩浆　活动及与其他区域的对比；（５）月海玄武岩分布的不　对称性及其意义。月海玄武岩主要分布于月球正　面，而远边很少分布。一种解释是由于远边厚的斜　长岩质月壳不利于玄武岩浆的喷出，但ＳＰＡ盆地中　的玄武岩分布也很稀少。　４．２玄武岩浆喷发的时间　玄武岩的喷发是月球火山活动最重要的表现。　基于撞击坑的频率分布定年以及返回样品和月球陨　石的同位素定年，可以获得玄武岩的喷发时间。与　Ｌ１Ｎ　Ｙａｎｇ—ｔｉｎｇ：Ｋｅｙ　ｉｓｓｕｅｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　

耍　Ｊ　红ｆｅ　月壤组成的影响，以及撞击形成的气体和离子层可　５南极Ａｉｔｋｅｎ撞击盆地的形成和意义　５．１南极Ａｉｔｋｅｎ撞击盆Ｉ－ｇ（ＳＰＡ）　能对月球表面的磁化等。　月球南极水冰的存在与否，一直存在很大的争　议，并成为一些月球探测计划的主要科学目标之　一。克莱门汀号通过雷达探测到月球南极永久阴影　月球南极Ａｉｔｋｅｎ撞击盆地直径２５００　ｋｍ，深１２　ｋｍ，是月球上最古老、最大和最深的撞击坑。巨大的　区存在水冰的信号［４４　３，随后，月球勘探者的中子谱　仪佐证了这一结果［４５　Ｊ。但是，其他一些探测却给出　否定的结论。例如，地基雷达的探测没有发现厚的　撞击坑有可能揭露出下月壳，甚至月幔的物质，因此　对于认识月球的深部物质组成具有重要的意义。　水冰层存在［４６　３，月亮女神号基于反射率的探测（由　坑壁漫反射的阳光照亮），也不支持纯水冰的存　在［４７　，后者并不能排除水冰与月壤混合并散布在较　小的区域。美国ＮＡＳＡ已发射的月球轨道侦察者携　ＳＰＡ盆地在组成上不同于月球表面其他区域，并被　划分为月球表面４大地体（或地球化学省）之一［２６　３，　其ＦｅＯ（１０．１％）和Ｔｈ（１．９　ｂｔｇ／ｇ）含量高于月球远　边的斜长岩质高地地体（ＦＨＴ）及其边缘地体　（ＦＨＴ—Ｏ），但又明显低于月球近边的风暴洋克里普　ＫＲＥＥＰ地体（ＰＫＴ）。　ＳＰＡ盆地是建立月球基地的理想区域。由于　ＳＰＡ盆地在月球南极圈内，盆地内一些撞击坑一直　带两枚撞击器，拟通过释放撞击器，轰击ＳＰＡ的永　久阴影区，激发出蒸汽，从而探测是否存在水的信　号　６总结　处于阴影区，没有任何阳光的照射，从理论上讲有可　能保存水冰；另一方面，月球表面长期遭受小行星和　彗星撞击，可提供水的来源。如果ＳＰＡ盆地存在可　供开采的水冰，将为月球基地提供最重要的水及其　可制成的氧气和氢气。同时，月球南极区域存在长　年阳光照射的高地，可以不问断提供太阳能。在ＳＰＡ　盆地选址建造月球基地，具有重要的技术优势和科　学意义　越来越多的证据表明，月球很可能与地球一起　在太阳系形成的最早约５０　Ｍａ，通过一次巨大的撞　击事件形成。这一撞击事件使两者的物质发生很大　程度的混合，并使金属主要沉入地核。同时，巨大的　能量直接影响了月球和地球的演化，特别是月球很　可能发生全球性的熔融，形成岩浆洋。月球岩浆洋　的分异结晶，形成了斜长岩质高地，而富Ｋ、Ｐ以及　稀土等不相容元素的残留岩浆形成克里普岩，并在　月壳与月幔之间形成富钛铁矿一辉石圈层，这一阶　段一直持续到约４４．２亿年。岩浆洋分异结晶的结　果，月幔上部（晚期）的岩石相对富铁而密度较大，因　５．２研究现状和存在问题　ＳＰＡ盆地是月球上最大最古老的撞击坑，揭示　其形成及产生的影响具有重要的意义。关键问题之　一是关于ＳＰＡ盆地的准确形成时间。如果ＳＰＡ盆地　的形成年龄为３９亿年，则可在很大程度上证实３９　此在力学上处于不稳定状态，可能发生翻转而使月　幔上下层物质出现置换。这种不均一的月幔的部分　熔融，或者亏损月幔部分熔融产生的岩浆上升同化　亿年大撞击事件的存在。解决该问题的关键是从该　盆地采集样品并返回，从实验室测定撞击熔岩角砾　克里普岩和富钛铁矿一辉石层，形成组成不同的玄　武岩浆。最早记录的玄武岩年龄约为４３．５亿年，这　些早期形成的玄武岩很可能被形成月海盆地的撞击　事件的抛射物所覆盖，只有通过更晚的撞击坑才能　被揭露出来，故又被称为隐月海玄武岩。玄武岩喷　的同位素年龄。关键问题之二是ＳＰＡ盆地底部是否　存在月幔样品，或只是下月壳样品。不管结果如何，　从ＳＰＡ盆地返回的样品，是可获得的月球最深部物　质的样品，是认识月球深部物质组成的窗口。模拟　计算表明，ＳＰＡ盆地底部由月幔物质组成。尽管克莱　门汀号探测器对ＳＰＡ盆地的光谱分析，只得到辉石　发的峰值约出现在３９～３０亿年，充填于各大月海盆　地，然后一直持续到２５～２０亿年。月球表面布满的　大大小小陨石坑，记录了月球（包括地球和其他类地　行星）整个历史的小行星撞击事件。小行星撞击的　的信号，而未检测出橄榄石，但这可能与其光谱分析　的检测限有关（在辉石存在时，橄榄石的检测限为　３０％，而等量的月幔和下月壳物质混合物中，橄榄石　的含量约为２５％，小于其检测限）［４３　３。关键问题之三　是巨大撞击可能产生的影响，包括巨量的抛射物对　强度和频率随时问近似呈指数减弱，但在３９亿年左　右出现异常强烈的撞击事件，很可能形成了包括南　极Ａｉｔｋｅｎ盆地在内的主要月海盆地，其中Ａｉｔｋｅｎ盆　

第１期　林杨挺：月球形成和演化的关键科学问题　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ　Ｌｅｔｔ，２００４，２２３（３／４）：２５３—２６６．　９　地可能为人类研究月球深部打开了通道，同时其南　极区域内的一些撞击坑处于永久阴影条件，有可能　保存水冰。　１２］Ｇｅｏｒｇ　Ｒ　Ｂ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ，Ｓｃｈａｕｂｌｅ　Ｅ　Ａ，Ｒｅｙｎｏｌｄｓ　Ｂ　Ｃ．Ｓｉｌｉｃｏｎ　ｉｎ　ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ’ｓ　ｃｏｒｅ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００７，４４７（７１４８）：１１０２—１１０６．　１　３］Ｐｏｌｙａｋｏｖ　Ｖ　Ｂ．Ｅｑｕｉｌｉｂｒｉｕｍ　ｉｒｏｎ　ｉｓｏｔｏｐｅ　ｆｒａｃｔｉｏｎａｔｉｏｎ　ａｔ　ｃｏｒｅ—　上述月球形成和演化历史的框架仅是目前与主　要探测和实验分析数据吻合较好的认识和假说，实　际上这些问题远没有得到解决。我国开展的月球探　ｍａｎｔｌｅ　ｂｏｕｎｄａｒｙ　ｃｏｎｄｉｔｉｏｎｓ［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，２００９，３２３（５９１６）：　９１２—９１４．　１４］Ｍａｇｎａ　Ｔ，Ｗｉｅｃｈｅｒｔ　Ｕ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ．Ｎｅｗ　ｃｏｎｓｔｒａｉｎｔｓ　ｏｎ　ｔｈｅ　ｌｉｔｈｉｕｍ　ｉｓｏｔｏｐｅ　ｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　ａｎｄ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ　测和科学研究，无疑将在认识月球和地球的早期历　史等方面获得重要成果。　本文受益于２００９年４月底在贵阳召开的“月球　科学讨论会”。感谢中国科学院地质与地球物理研　究所张宏福研究员对本文提出的建设性修改意见。　［Ｊ］．Ｅａｒｔｈ　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ　Ｌｅｔｔ，２００６，２４３（３／４）：３３６—３５３．　１５］Ｗｉｅｃｈｅｒｔ　Ｕ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ．Ｎｏｎ—ｃｈｏｎｄｒｉｔｉｃ　ｍａｇｎｅｓｉｕｍ　ａｎｄ　ｔｈｅ　ｏｒｉｇｉｎｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｉｎｎｅｒ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ［Ｊ］．Ｅａｒｔｈ　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ　Ｌｅｔｔ，　２００７，２５６（３／４）：３６０—３７１．　１６］Ｗｏｏｄ　Ｊ　Ａ，Ｄｉｃｋｅｙ　Ｊｒ　Ｊ　Ｓ，Ｍａｒｖｉｎ　Ｕ　Ｂ，Ｐｏｗｅｌｌ　Ｂ　Ｎ．Ｌｕｎａｒ　ａｎｏｒｔｈｏｓｉｔｅｓ［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，１９７０，１６７（３９１８）：６０２—６０４．　１７］Ｔａｙｌｏｒ　Ｇ　Ｊ．Ａｎｃｉｅｎｔ　ｌｕｎａｒ　ｃｒｕｓｔ：Ｏｒｉｇｉｎ，ｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎ，ａｎｄ　ｉｍｐｌｉ—　参考文献（Ｒｅｆｅｒｅｎｃｅｓ）　ｌｉｂｒａｔｉｏｎ　ｉｎ　ｔｈｅ　ａｆｔｅｒｍａｔｈ　ｏｆ　ｔｈｅ　１］Ｐａｈｌｅｖａｎ　Ｋ，Ｓｔｅｖｅｎｓｏｎ　Ｄ　Ｊ．　Ｅｑｕｉｃａｔｉｏｎｓ［Ｊ］．Ｅｌｅｍｅｎｔｓ，２００９，５（１）：１７—２２．　１８］Ｓｈｅａｒｅｒ　Ｃ　Ｋ，Ｈｅｓｓ　Ｐ　Ｃ，Ｗｉｅｃｚｏｒｅｋ　Ｍ　Ａ，Ｐｒｉｔｃｈａｒｄ　Ｍ　Ｅ，　Ｐａｒｍｅｎｔｉｅｒ　Ｅ　Ｍ，Ｂｏｒｇ　Ｌ　Ｅ，Ｌｏｎｇｈｉ　Ｊ，Ｅｌｋｉｎｓ—Ｔａｎｔｏｎ　Ｌ　Ｔ，Ｎｅａｌ　Ｃ　Ｒ，Ａｎｔｏｎｅｎｋｏ　Ｉ，Ｃａｎｕｐ　Ｒ　Ｍ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ，Ｇｒｏｖｅ　Ｔ　Ｌ，Ｈａｇｅｒ　Ｂ　Ｈ，Ｌｅｅ　Ｄ　Ｃ，Ｗｉｅｃｈｅｒｔ　Ｕ．Ｔｈｅｒｍａｌ　ａｎｄ　ｍａｇｍａｔｉｃ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　１ｕｎａｒ—ｆｏｒｎｆｉｎｇ　ｇｉａｎｔ　ｉｍｐａｃｔ［Ｊ　Ｅａｒｔｈ　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ　Ｌｅｔｔ．２００７．２６２　（３／４）：４３８—４４９．　２］　Ｗｉｅｃｈｅｒｔ　Ｕ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ，Ｌｅｅ　Ｄ　Ｃ，Ｓｎｙｄｅｒ　Ｇ　Ａ，Ｔａｙｌｏｒ　Ｌ　Ａ，　Ｒｍｎｂｌｅ　Ｄ．Ｏｘｙｇｅｎ　ｉｓｏｔｏｐｅｓ　ａｎｄ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ—ｆｏｒｎｆｉｎｇ　ｇｉａｎｔ　ｉｍｐａｃｔ　Ｍｏｏｎ［Ｊ］．Ｒｅｖ　Ｍｉｎｅｒａｌ　Ｇｅｏｃｈｅｍ，２００６，６０（１）：３６５—５１８．　１９］Ｗｉｅｃｈｅｒｔ　Ｕ　Ｈ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ，Ｐａｈｎｅ　Ｈ，Ｒｕｍｂｌｅ　Ｄ．Ｏｘｙｇｅｎ　ｉｓｏｔｏｐｅ　ｅｖｉｄｅｎｃｅ　ｆｏｒ　ｒａｐｉｄ　ｎｆｉｘｉｎｇ　ｏｆ　ｔｈｅ　ＨＥＤ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅ　ｐａｒｅｎｔ　ｂｏｄｙ　［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，２００１，２９４（５５４１）：３４５—３４８．　３］　Ｍｉｔｔｌｅｆｅｈｌｄｔ　Ｄ　Ｗ，Ｃｌａｙｔｏｎ　Ｒ　Ｎ，Ｄｒａｋｅ　Ｍ　Ｊ，Ｒｉｇｈｔｅｒ　Ｋ．Ｏｘｙｇｅｎ　ｉｓｏｔｏｐｉｃ　ｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｃｈｅｎｆｉｃａｌ　ｃｏｒｒｅｌａｔｉｏｎｓ　ｉｎ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅｓ　ａｎｄ　［Ｊ］．Ｅａｒｔｈ　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ　Ｌｅｔｔ，２００４，２２１（１—４）：３７３—３８２．　２Ｏ］Ｇｒｅｅｎｗｏｏｄ　Ｒ　Ｃ，Ｆｒａｎｃｈｉ　Ｉ　Ａ，Ｊａｍｂｏｎ　Ａ，Ｂｕｃｈａｎａｎ　Ｐ　Ｃ．　Ｗｉｄｅｓｐｒｅａｄ　ｎｌａｇｎｌａ　ｏｃｅａｎｓ　ｏｎ　ａｓｔｅｒｏｉｄａｌ　ｂｏｄｉｅｓ　ｉｎ　ｔｈｅ　ｅａｒｌｙ　ｓｏｌａｒ　ｔｈｅ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ［Ｊ］．Ｒｅｖ　Ｍｉｎｅｒａｌ　Ｇｅｏｃｈｅｍ，２００８，６８（１）：　３９９—４２８．　ｓｙｓｔｅｍ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００５，４３５（７０４４）：９１６—９１８．　２１］Ｎｙｑｕｉｓｔ　Ｌ　Ｅ，Ｗｉｅｓｍａｎｎ　Ｈ，Ｂａｎｓａｌ　Ｂ，Ｓｈｉｈ　Ｃ　Ｙ，Ｋｅｉｔｈ　Ｊ　Ｅ，　Ｈａｒｐｅｒ　Ｃ　Ｌ．　Ｓｍ＿１４２Ｎｄ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ｉｎｔｅｒｖａｌ　ｆｏｒ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｍａｎｔｌｅ　４］Ｌａｇｏｓ　Ｍ，Ｂａｌｌｈａｕｓ　Ｃ，Ｍｕｅｎｋｅｒ　Ｃ，Ｗｏｈｌｇｅｎｍｔｈ—Ｕｅｂｅｒｗａｓｓｅｒ　Ｃ，　Ｂｅｒｎｄｔ　Ｊ，Ｋｕｚｍｉｎ　Ｄ　Ｖ．Ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ’ｓ　ｎｆｉｓｓｉｎｇ　ｌｅａｄ　ｍａｙ　ｎｏｔ　ｂｅ　ｉｎ　ｔｈｅ　ｃｏｒｅ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００８，４５６（７２１８）：８９—９２．　５］Ｈｏｏｄ　Ｌ　Ｌ，Ｍｉｔｃｈｅｌｌ　Ｄ　Ｌ，Ｌｉｎ　Ｒ　Ｐ，Ａｃｕｎａ　Ｍ　Ｈ，Ｂｉｎｄｅｒ　Ａ　Ｂ．　Ｉｎｉｔｉａｌ　ｍｅａｓｕｒｅｍｅｎｔｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｉｎｄｕｃｅｄ　ｍａｇｎｅｔｉｃ　ｄｉｐｏｌｅ　ｎｌｏｉｎｅｎｔ　［Ｊ］．Ｇｅｏｃｈｉｍ　Ｃｏｓｍｏｃｈｉｍ　Ａｃｔａ，１９９５，５９（１３）：２８１７—２８３７．　２２］Ｂｏｒｇ　Ｌ，Ｎｏｒｍａｎ　Ｍ　Ｄ，Ｎｙｑｕｉｓｔ　Ｌ，Ｂｏｇａｒｄ　Ｄ，Ｓｎｙｄｅｒ　Ｇ，Ｔａｙｌｏｒ　Ｌ，　Ｌｉｎｄｓｔｒｏｍ　Ｍ．Ｉｓｏｔｏｐｉｃ　ｓｔｕｄｉｅｓ　ｏｆ　ｆｅｒｒｏａｎ　ａｎｏｒｔｈｏｓｉｔｅ　６２２３６：Ａ　ｙｏｕｎｇ　ｌｕｎａｒ　ｃｒｕｓｔａｌ　ｒｏｃｋ　ｆｒｏｍ　ａ　ｌｉｇｈｔ　ｒａｒｅ－－ｅａｒｔｈ－－ｅｌｅｍｅｎｔ－－ｄｅｐｌｅｔｅｄ　ｕｓｉｎｇ　ｌｕｎａｒ　ｐｒｏｓｐｅｃｔｏｒ　ｍａｇｎｅｔｏｍｅｔｅｒ　ｄａｔａ［Ｊ］．Ｇｅｏｐｈｙｓ　Ｒｅｓ　Ｌｅｔｔ，　１９９９，２６（１５）：２３２７—２３３０．　６］Ｌｅｅ　Ｄ　Ｃ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ，ＳｎｙｄｅｒＧ　Ａ，Ｔａｙｌｏｒ　Ｌ　Ａ．Ａｇｅ　ａｎｄ　ｏｒｉｇｉｎ　ｓｏｕｒｃｅ［Ｊ］．Ｇｅｏｃｈｉｍ　Ｃｏｓｍｏｃｈｉｍ　Ａｃｔａ，１９９９，６３（１７）：２６７９—　２６９１．　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，１９９７，２７８（５３４０）：１０９８—１１０３．　７］　Ｋｌｅｉｎｅ　Ｔ，Ｍｕｅｎｋｅｒ　Ｃ，Ｍｅｚｇｅｒ　Ｋ，Ｐａｈｎｅ　Ｈ．Ｒａｐｉｄ　ａｃｃｒｅｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｅａｒｌｙ　ｃｏｒｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ｏｎ　ａｓｔｅｒｏｉｄｓ　ａｎｄ　ｔｈｅ　ｔｅｒｒｅｓｔｒｉａｌ　ｐｌａｎｅｔｓ　ｆｒｏｍ　２３］Ｒａｎｋｅｎｂｕｒｇ　Ｋ，Ｂｒａｎｄｏｎ　Ａ　Ｄ，Ｎｅａｌ　Ｃ　Ｒ．Ｎｅｏｄｙｍｉｕｍ　Ｉｓｏｔｏｐｅ　ｅｖｉｄｅｎｃｅ　ｆｏｒ　ａ　ｃｈｏｎｄｒｉｔｉｃ　ｃｏｍｐｏｓｉｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，　２００６，３１２（５７７８）：１３６９—１３７２．　２４］Ｎｅｍｃｈｉｎ　Ａ，Ｔｉｍｍｓ　Ｎ，Ｐｉｄｇｅｏｎ　Ｒ，Ｇｅｉｓｌｅｒ　Ｔ，Ｒｅｄｄｙ　Ｓ，Ｍｅｙｅｒ　Ｃ．Ｔｉｎｔｉｎｇ　ｏｆ　ｃｒｙｓｔａｌｌｉｚａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｎｌａｇｎｌａ　ｏｃｅａｎ　ｃｏｎｓｔｒａｉｎｅｄ　Ｈｆ－Ｗ　ｃｈｒｏｎｏｍｅｔｒｙ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００２，４１８（６９０１）：９５２—９５５．　８］　Ｋｌｅｉｎｅ　Ｔ，Ｐａｈｎｅ　Ｈ，Ｍｅｚｇｅｒ　Ｋ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ．Ｈｆ－Ｗ　ｃｈｒｏｎｏｍｅｔｒｙ　ｏｆ　ｌｕｎａｒ　ｍｅｔａｌｓ　ａｎｄ　ｔｈｅ　ａｇｅ　ａｎｄ　ｅａｒｌｙ　ｄｉｆｅｒｅｎｔｉａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　ｂｙ　ｔｈｅ　ｏｌｄｅｓｔ　ｚｉｒｃｏｎ［Ｊ］．Ｎａｔ　Ｇｅｏｓｃｉ，２００９，２（２）：１３３—１３６．　２５］Ｔａｙｌｏｒ　Ｄ　Ｊ，ＭｃＫｅｅｇａｎ　Ｋ　Ｄ，Ｈａｒｒｉｓｏｎ　Ｔ　Ｍ．Ｌｕ—Ｈｆ　ｚｉｒｃｏｎ　ｅｖｉｄｅｎｃｅ　ｏｒｆ　ｒａｐｉｄ　ｌｕｎａｒ　ｄｉｆｆｅｒｅｎｔｉａｔｉｏｎ［Ｊ］．Ｅａｒｔｈ　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ　Ｌｅｔｔ，２００９，　２７９ｆ３／４１：１５７—１６４．　［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，２００５，３１０（５７５４）：１６７１—１６７４．　９］Ｔｏｕｂｏｕｌ　Ｍ，Ｋｌｅｉｎｅ　Ｔ，Ｂｏｕｒｄｏｎ　Ｂ，Ｐａｈｎｅ　Ｈ，Ｗｉｅｌｅｒ　Ｒ．Ｌａｔｅ　ｆｏｒｍａｔｉｏｎ　ａｎｄ　ｐｒｏｌｏｎｇｅｄ　ｄｉｆｆｅｒｅｎｔｉａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　ｉｎｆｅｒｒｅｄ　ｒｏｍ　Ｗ　ｆｉｓｏｔｏｐｅｓ　ｉｎ　ｌｕｎａｒ　ｍｅｔａｌｓ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００７，４５０（７１７３）：１２０６—　１２０９．　２６］Ｊｏｌｌｉｆ　Ｂ　Ｌ，Ｇｉｌｌｉｓ　Ｊ　Ｊ，Ｈａｓｋｉｎ　Ｌ　Ａ，Ｋｏｒｏｔｅｖ　Ｒ　Ｌ，Ｗｉｅｃｚｏｒｅｋ　Ｍ　Ａ．　Ｍａｊｏｒ　ｌｕｎａｒ　ｃｒｕｓｔａｌ　ｔｅｒｒａｎｅｓ：Ｓｕｒｆａｃｅ　ｅｘｐｒｅｓｓｉｏｎｓ　ａｎｄ　ｃｒｕｓｔ—ｍａｎｔｌｅ　１Ｏ］ＳａａｌＡ　Ｅ，Ｈａｕｒｉ　ＥＨ，ＣａｓｃｉｏＭ　Ｌ，Ｖａｎ　Ｏｒｍａｎ　Ｊ　Ａ，ＲｕｔｈｅｒｆｏｒｄＭ　Ｃ，Ｃｏｏｐｅｒ　Ｒ　Ｆ．Ｖｏｌａｔｉｌｅ　ｃｏｎｔｅｎｔ　ｏｆ　ｌｕｎａｒ　ｖｏｌｃａｎｉｃ　ｇｌａｓｓｅｓ　ａｎｄ　ｔｈｅ　ｏｒｉｇｉｎｓ［Ｊ］．Ｊ　Ｇｅｏｐｈｙｓ　Ｒｅｓ，２０００，１０５（Ｅ２）：４１９７—４２１６．　２７］Ｅｌｋｉｎｓ—Ｔａｎｔｏｎ　Ｌ　Ｔ，Ｚａｒａｎｅｋ　Ｓ　Ｅ，Ｐａｒｍｅｎｔｉｅｒ　Ｅ　Ｍ，Ｈｅｓｓ　Ｐ　Ｃ．　Ｅａｒｌｙ　ｍａｇｎｅｔｉｃ　ｆｉｅｌｄ　ａｎｄ　ｍａｇｍａｔｉｃ　ａｃｔｉｖｉｔｙ　ｏｎ　Ｍａｒｓ　ｆｒｏｍ　ｎｌａｇｎｌａ　ｐｒｅｓｅｎｃｅ　ｏｆ　ｗａｔｅｒ　ｉｎ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ’ｓ　ｉｎｔｅｒｉｏｒ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００８，４５４　（７２０１）：１９２—１９５．　１　１］Ｐｏｉｔｒａｓｓｏｎ　Ｆ，Ｈａｌｌｉｄａｙ　Ａ　Ｎ，Ｌｅｅ　Ｄ　Ｃ，Ｌｅｖａｓｓｅｕｒ　Ｓ，Ｔｅｕｔｓｃｈ　Ｎ．　Ｉｒｏｎ　ｉｓｏｔｏｐｅ　ｄｉｆｆｅｒｅｎｃｅｓ　ｂｅｔｗｅｅｎ　Ｅａｒｔｈ，Ｍｏｏｎ，Ｍａｒｓ　ａｎｄ　Ｖｅｓｔａ　ａｓ　ｏｃｅａｎ　ｃｕｎｍｌａｔｅ　ｏｖｅｒｔｕｒｉｌ［Ｊ］．Ｅａｒｔｈ　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ　Ｌｅｔｔ，２００５，２３６　（１／２）：１—１２．　２８］Ｃｕｌｌｅｒ　Ｔ　Ｓ，Ｂｅｃｋｅｒ　Ｔ　Ａ，Ｍｕｌｌｅｒ　Ｒ　Ａ，Ｒｅｎｎｅ　Ｐ　Ｒ．Ｌｕｎａｒ　ｉｍｐａｃｔ　ｈｉｓｔｏｒｙ　ｆｒｏｍ　。Ａｒ／　。Ａｒ　ｄａｔｉｎｇ　０ｆ　ｇｌａｓｓ　ｐｈｅｒｕｌｅｓ［Ｊ］　．　Ｓｃｉｅｎｃｅ，　ｐｏｓｓｉｂｌｅ　ｒｅｃｏｒｄｓ　ｏｆ　ｃｏｎｔｒａｓｔｅｄ　ａｃｃｒｅｔｉｏｎ　ｍｅｃｈａｎｉｓｍｓ［Ｊ］．Ｅａｒｔｈ　ＬＩＮ　Ｙａｎｇ—ｔｔｎｇ：Ｋｅ≯ｔｓｓｕｅｓ　ｏｆ　ｔｈｅ如ｒｍａｔｔｏｎ　ａｎｄ　ｅｖｏｌｂｎｔｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｍｏｏｎ　

１０　”　２０００，２８７【５４５９ｊ：１７８５—１７８８．　Ｊ　红ｆｅ　＂　２０１０住　Ｔｅｒａｄａ　Ｋ，Ａｎａｎｄ　Ｍ，Ｓｏｋｏｌ　Ａ　Ｋ，Ｂｉｓｃｈｏｆｆ　Ａ，Ｓａｎｏ　Ｙ．Ｃｒｙｐｔｏｍａｒｅ　ｎｍｇｎｍｔｉｓｍ　４．３５　Ｇｙｒ　ａｇｏ　ｒｅｃｏｒｄｅｄ　ｉｎ　ｌｕｎａｒ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅ　Ｋａｌａｈａｒｉ　００９　Ｃｏｈｅｎ　Ｂ　Ａ，Ｓｗｉｎｄｌｅ　Ｔ　Ｄ，Ｋｒｉｎｇ　Ｄ　Ａ．Ｓｕｐｐｏ￣ｆｏｒ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｃａｔａｃｌｙｓｍ　ｈｙｐｏｔｈｅｓｉｓ　ｆｒｏｍ　ｌｕｎａｒ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅ　ｉｍｐａｃｔ　ｍｅｈ　ａｇｅｓ［Ｊ］．　［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００７，４５０（７１７１）：８４９—８５２．　Ｈｉｅｓｉｎｇｅｒ　Ｈ，Ｊａｕｍａｎｎ　Ｒ，Ｎｅｕｋｕｍ　Ｇ，Ｈｅａｄ　Ｊ　Ｗ．Ａｇｅｓ　ｏｆ　ｍａｒｅ　Ｓｃｉｅｎｃｅ，２０００，２９０（５４９７）：１７５４—１７５６．　Ｔｓｉｇａｎｉｓ　Ｋ，Ｇｏｍｅｓ　Ｒ，Ｍｏｒｂｉｄｅｌｌｉ　Ａ，Ｌｅｖｉｓｏｎ　Ｈ　Ｆ．Ｏｒｉｇｉｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｂａｓａｈｓ　ｏｎ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｎｅａｒｓｉｄｅ［Ｊ］．Ｊ　Ｇｅｏｐｈｙｓ　Ｒｅｓ，２０００，１０５　ｏｒｂｉｔａｌ　ａｒｃｈｉｔｅｃｔｕｒｅ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｇｉａｎｔ　ｐｌａｎｅｔｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｓｏｌａｒ　ｓｙｓｔｅｍ［Ｊ］．　Ｎａｔｕｒｅ，２００５，４３５【７０４１　ｊ：４５９—４６１．　Ｍｏｒｂｉｄｅｌｌｉ　Ａ，Ｌｅｖｉｓｏｎ　Ｈ　Ｆ，Ｔｓｉｇａｎｉｓ　Ｋ，Ｇｏｍｅｓ　Ｒ．Ｃｈａｏｔｉｃ　（１２Ｅ）：２９２３９—２９２７５．　Ｈｉｅｓｉｎｇｅｒ　Ｈ，Ｈｅａｄ　ＩＩＩ　Ｊ　Ｗ，Ｗｏｌｆ　Ｕ，Ｊａｍｎａｎｎ　Ｒ，Ｎｅｕｋｕｍ　Ｇ．　Ａｇｅｓ　ａｎｄ　ｓｔｒａｔｉｇｒａｐｈｙ　ｏｆ　ｍａｒｅ　ｂａｓａｈｓ　ｉｎ　Ｏｃｅａｎｕｓ　Ｐｒｏｃｅｌｌａｒｕｍ，　ｃａｐｔｕｒｅ　ｏｆ　Ｊｕｐｉｔｅｒ’ｓ　Ｔｒｏｊａｎ　ａｓｔｅｒｏｉｄｓ　ｉｎ　ｔｈｅ　ｅａｒｌｙ　ｓｏｌａｒ　ｓｙｓｔｅｍ［Ｊ］．　Ｎａｔｕｒｅ，２００５，４３５【７０４１　ｊ：４６２—４６５．　Ｇｏｍｅｓ　Ｒ，Ｌｅｖｉｓｏｎ　Ｈ　Ｆ，Ｔｓｉｇａｎｉｓ　Ｋ，Ｍｏｒｂｉｄｅｌｌｉ　Ａ．Ｏｒｉｇｉｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｃａｔａｃｌｙｓｎｆｉｃ　Ｌａｔｅ　Ｈｅａｖｙ　Ｂｏｍｂａｒｄｍｅｎｔ　ｐｅｒｉｏｄ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｔｅｒｒｅｓｔｉｒａｌ　Ｍａｒｅ　Ｎｕｂｉｕｍ，Ｍａｒｅ　Ｃｏｇｎｉｔｕｍ，ａｎｄ　Ｍａｒｅ　Ｉｎｓｕｌａｒｕｍ［Ｊ］．Ｊ　Ｇｅｏｐｈｙｓ　Ｒｅｓ，２００３，１０８（Ｅ７）：１．１—１．２７．　Ｈａｒｕｙａｍａ　Ｊ，Ｏｈｔａｋｅ　Ｍ，Ｍａｔｓｕｎａｇａ　Ｔ，Ｍｏｒｏｔａ　Ｔ，Ｈｏｎｄａ　Ｃ，　Ｙｏｋｏｔａ　Ｙ，Ａｂｅ　Ｍ，Ｏｇａｗａ　Ｙ，Ｍｉｙａｍｏｔｏ　Ｈ，１ｗａｓａｋｉ　Ａ，Ｐｉｅｔｅｒｓ　Ｃ　ｐｌａｎｅｔｓ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００５，４３５（７０４１）：４６６—４６９．　Ｎｅｎｍｈｉｎ　Ａ　Ａ，Ｐｉｄｇｅｏｎ　Ｒ　Ｔ，Ｗｈｉｔｅｈｏｕｓｅ　Ｍ　Ｊ，Ｖａｕｇｈａｎ　Ｊ　Ｐ，　Ｍｅｙｅｒ　Ｃ．ＳＩＭＳ　Ｕ—Ｐｂ　ｓｔｕｄｙ　ｏｆ　ｚｉｒｃｏｎ　ｆｒｏｍ　Ａｐｏｌｌｏ　１４　ａｎｄ　１７　Ｍ，Ａｓａｄａ　Ｎ，Ｄｅｎｍｒａ　Ｈ，Ｈｉｒａｔａ　Ｎ，Ｔｅｒａｚｏｎｏ　Ｊ，Ｓａｓａｋｉ　Ｓ，Ｓａｉｋｉ　Ｋ，Ｙａｎｍｊｉ　Ａ，Ｔｏｒｉｉ　Ｍ，Ｊｏｓｓｅｔ　Ｊ　Ｌ．Ｌｏｎｇ—ｌｉｖｅｄ　ｖｏｌｃａｎｉｓｍ　ｏｎ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｆａｔ￣ｉｄｅ　ｒｅｖｅａｌｅｄ　ｂｙ　ＳＥＬＥＮＥ　ｔｅｒｒａｉｎ　ｃａｍｅｒａ［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，　ｂｒｅｃｃｉａｓ：ｈｎｐｌｉｃａｔｉｏｎｓ　ｆｏｒ　ｔｈｅ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ　ｏｆ　ｌｕｎａｒ　ＫＲＥＥＰ［Ｊ］．　２００９，３２３（５９１６）：９０５—９０８．　Ｐｉｅｔｅｒｓ　Ｃ　Ｍ，Ｔｏｍｐｋｉｎｓ　Ｓ，Ｈｅａｄ　Ｊ　Ｗ，Ｈｅｓｓ　Ｐ　Ｃ．Ｍｉｎｅｒａｌｏｇｙ　ｏｆ　［　Ｇｅｏｃｈｉｍ　Ｃｏｓｍｏｃｈｉｍ　Ａｃｔａ，２００８，７２（２）：６６８—６８９．　Ｈａｒｔｍａｎｎ　Ｗ　Ｋ，Ｑｕａｎｔｉｎ　Ｃ，Ｍａｎｇｏｌｄ　Ｎ．Ｐｏｓｓｉｂｌｅ　ｌｏｎｇ—ｔｅｒｍ　【　【　【　【　ｔｈｅ　ｎｍｆｉｃ　ａｎｏｍａｌｙ　ｉｎ　ｔｈｅ　Ｓｏｕｔｈ　Ｐｏｌｅ—Ａｉｔｋｅｎ　Ｂａｓｉｎ：ｈｎｐｌｉｃａｔｉｏｎｓ　ｆｏｒ　［　［　［　［　ｄｅｃｌｉｎｅ　ｉｎ　ｉｍｐａｃｔ　ｒａｔｅｓ：２．Ｌｕｎａｒ　ｉｍｐａｃｔ—ｍｅｈ　ｄａｔａ　ｒｅｇａｒｄｉｎｇ　北　ｅｘｃａｖａｔｉｏｎ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｍａｎｔｌｅ［Ｊ］．Ｇｅｏｐｈｙｓ　Ｒｅｓ　Ｌｅｔｔ，１９９７，２４　ｉｍｐａｃｔ　ｈｉｓｔｏｒｙ［Ｊ　Ｊ．Ｉｃａｒｕｓ，２００７，１８６（１）：１１—２３．　Ｓｃｈｏｅｎｂｅｒｇ　Ｒ，Ｋａｍｂｅｒ　Ｂ　Ｓ，Ｃｏｌｌｅｒｓｏｎ　Ｋ　Ｄ，Ｍｏｏｒｂａｔｈ　Ｓ．　Ｔｕｎｇｓｔｅｎ　ｉｓｏｔｏｐｅ　ｅｖｉｄｅｎｃｅ　ｆｒｏｍ　ａｐｐｒｏｘｉｍａｔｅｌｙ　３．８－Ｇｙｒ　ｌｎｅｔａｌｎｏｒ—　ｐｈｏｓｅｄ　ｓｅｄｉｍｅｎｔｓ　ｆｏｒ　ｅａｒｌｙ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅ　ｂｏｍｂａｒｄｍｅｎｔ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｅａｒｔｈ　（１５）：１９０３—１９０６．　Ｎｏｚｅｔｔｅ　Ｓ，Ｌｉｃｈｔｅｎｂｅｒｇ　Ｃ　Ｌ，Ｓｐｕｄｉｓ　Ｐ　Ｄ，Ｂｏｎｎｅｒ　Ｒ，Ｏｒｔ　Ｗ，　Ｍａｌａｒｅｔ　Ｅ　Ｒ，Ｒｏｂｉｎｓｏｎ　Ｍ　Ｓ，Ｓｈｏｅｍａｋｅｒ　Ｅ　Ｍ．Ｔｈｅ　Ｃｌｅｍｅｎｔｉｎｅ　ｂｉｓｔａｔｉｃ　ｒａｄａｒ　ｅｘｐｅｒｉｍｅｎｔ［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，１９９６，２７４（５２９２）：　１４９５—１４９８．　Ｆｅｌｄｍａｎ　Ｗ　Ｃ，Ｍａｕｒｉｃｅ　Ｓ，Ｂｉｎｄｅｒ　Ａ　Ｂ，Ｂａｒｒａｃｌｏｕｇｈ　Ｂ　Ｌ，Ｅｌｐｈｉｃ　［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００２，４１８（６８９６）：４０３—４０５．　Ａｂｒａｍｏｖ　Ｏ．Ｍｏｊｚｓｉｓ　Ｓ　Ｊ．Ｍｉｃｒｏｂｉａｌ　ｈａｂｉｔａｂｉｌｉｔｙ　ｏｆ　ｔｈｅ　Ｈａｄｅａｎ　Ｅａｒｔｈ　ｄｕｒｉｎｇ　ｔｈｅ　ｌａｔｅ　ｈｅａｖｙ　ｂｏｍｂａｒｄｍｅｎｔ［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ．２００９．４５９　Ｒ　Ｃ，Ｌａｗｒｅｎｃｅ　Ｄ　Ｊ．Ｆｌｕｘｅｓ　ｏｆ　ｆａｓｔ　ａｎｄ　ｅｐｉｔｈｅｒｍａｌ　ｎｅｕｔｒｏｎｓ　ｆｒｏｍ　（７２４５）：４１９—４２２．　Ｇｉｇｕｅｒｅ　Ｔ　Ａ，Ｔａｙｌｏｒ　Ｇ　Ｊ，Ｈａｗｋｅ　Ｂ　Ｒ，Ｌｕｃｅｙ　Ｐ　Ｇ．Ｔｈｅ　ｔｉｔａｎｉｕｍ　Ｌｕｎａｒ　Ｐｒｏｓｐｅｃｔｏｒ：Ｅｖｉｄｅｎｃｅ　ｆｏｒ　ｗａｔｅｒ　ｉｃｅ　ａｔ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｐｏｌｅｓ［Ｊ］．　Ｓｃｉｅｎｃｅ，１９９８，２８１（５３８２）：１４９６—１５００．　Ｃａｍｐｂｅｌｌ　Ｄ　Ｂ，Ｃａｍｐｂｅｌｌ　Ｂ　Ａ，Ｃａｒｔｅｒ　Ｌ　Ｍ，Ｍａｒｇｏｔ　Ｊ　Ｌ，Ｓｔａｃｙ　Ｎ　Ｊ．Ｎｏ　ｅｖｉｄｅｎｃｅ　ｆｏｒ　ｔｈｉｃｋ　ｄｅｐｏｓｉｔｓ　ｏｆ　ｉｃｅ　ａｔ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｓｏｕｔｈ　ｐｏｌｅ　ｃｏｎｔｅｎｔｓ　ｏｆ　ｌｕｎａｒ　ｍａｒｅ　ｂａｓａｈｓ［Ｊ］．Ｍｅｔｅｏｒｉｔｉｃｓ　Ｐｌａｎｅｔ　Ｓｃｉ，２０００，　３５（１）：１９３—２００．　Ｓｏｋｏｌ　Ａ　Ｋ，Ｆｅｒｎａｎｄｅｓ　Ｖ　Ａ，Ｓｃｈｕｌｚ　Ｔ，Ｂｉｓｃｈｏｆｆ　Ａ，Ｂｕｒｇｅｓｓ　Ｒ，　Ｃｌａｙｔｏｎ　Ｒ　Ｎ，Ｍｔｉｎｋｅｒ　Ｃ，Ｎｉｓｈｉｉｚｍｎｉ　Ｋ，Ｐａｈｎｅ　Ｈ，Ｓｃｈｕｌｔｚ　Ｌ，　Ｗｅｃｋｗｅｒｔｈ　Ｇ，Ｍｅｚｇｅｒ　Ｋ，Ｈｏｒｓｔｍａｎｎ　Ｈ．Ｇｅｏｃｈｅｎｆｉｓｔｒｙ，ｐｅｔｒｏｌｏｇｙ　［Ｊ］．Ｎａｔｕｒｅ，２００６，４４３（７１１３）：８３５—８３７．　Ｈａｍｙａｍａ　Ｊ，Ｏｈｔａｋｅ　Ｍ，Ｍａｔｓｕｎａｇａ　Ｔ，Ｍｏｒｏｔａ　Ｔ，Ｈｏｎｄａ　Ｃ，　Ｙｏｋｏｔａ　Ｙ，Ｐｉｅｔｅｒｓ　ＣＭ，Ｈａｒａ　Ｓ，Ｈｉｏｋｉ　Ｋ，Ｓａｉｋｉ　Ｋ，Ｍｉｙａｍｏｔｏ　Ｈ，　ａｎｄ　ａｇｅｓ　ｏｆ　ｔｈｅ　ｌｕｎａｒ　ｍｅｔｅｏｒｉｔｅｓ　Ｋａｌａｈａｒｉ　００８　ａｎｄ　００９：Ｎｅｗ　１ｗａｓａｋｉ　Ａ，Ａｂｅ　Ｍ，Ｏｇａｗａ　Ｙ，Ｔａｋｅｄａ　Ｈ，Ｓｈｉｒａｏ　Ｍ，Ｙａｎｍｊｉ　Ａ，　Ｊｏｓｓｅｔ　Ｊ　Ｌ．Ｌａｃｋ　ｏｆ　ｅｘｐｏｓｅｄ　ｉｃｅ　ｉｎｓｉｄｅ　ｌｕｎａｒ　ｓｏｕｔｈ　ｐｏｌｅ　Ｓｈａｃｋｌｅｔｏｎ　ｃｏｎｓｔｒａｉｎｔｓ　ｏｎ　ｅａｒｌｙ　ｌｕｎａｒ　ｅｖｏｌｕｔｉｏｎ［Ｊ］．Ｇｅｏｃｈｉｍ　Ｃｏｓｍｏｃｈｉｍ　Ａｃｔａ，２００８，７２（１９）：４８４５—４８７３．　Ｃｒａｔｅｒ［Ｊ］．Ｓｃｉｅｎｃｅ，２００８，３２２（５９０３）：９３８—９３９．　Ｇｅｏｃｈｉｍｉｃａ　ｌ　Ｖｏ１．３９　ｌ　Ｎｏ．　ｌ　．　～　Ｄ　ｌ　Ｊａｎ．，２０１０