Лунные метеориты и вещественный состав лунной коры

Демидова, Светлана Ивановна

Бесплатный автореферат и диссертация по наукам о земле на тему
Лунные метеориты и вещественный состав лунной коры
ВАК РФ 25.00.09, Геохимия, геохимические методы поисков полезных ископаемых

Автореферат диссертации по теме "Лунные метеориты и вещественный состав лунной коры"

Демидова Светлана Ивановна

ЛУННЫЕ МЕТЕОРИТЫ И ВЕЩЕСТВЕННЫЙ СОСТАВ ЛУННОЙ КОРЫ

Специальность 25.00.09 - геохимия, геохимические методы поисков полезных ископаемых

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата геолого-минералогических наук

2 4 033 2011

Москва 2011

4856276

Работа выполнена в Учреждении Российской Академии Наук Ордена Ленина и Ордена Октябрьской Революции Институте геохимии и аналитической химии им В.И. Вернадского РАН (ГЕОХИ РАН)

Научный руководитель: доктор геолого-минералогических наук

М.А. Назаров (ГЕОХИ РАН)

Официальные оппоненты:

доктор геолого-минералогических наук В.И.Фельдман (МГУ) кандидат геолого-минералогических наук О.И. Яковлев (ГЕОХИ РАН)

Ведущая организация: Учреждение Российской Академии Наук

Институт динамики геосфер РАН (ИДГ РАН)

Защита состоится « » февраля 2011 г. в « //» на заседании диссертационного совета Д 002.109.02 при Институте геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН (ГЕОХИ РАН) по адресу: 119991, Москва В-334, ул. Косыгина 19, факс (495) 938-20-54

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГЕОХИ РАН

Автореферат разослан «-/^ » января 2011 г.

Ученый секретарь диссертационного совета, канд. геол.-мин. наук

' А.П. Жидикова

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы. Луна - ближайшее к Земле небесное тело, представляющее непосредственный интерес для практического освоения и изучения процессов аккреции, дифференциации и эволюции планетных тел (Галимов, 2004). Почти полное отсутствие на Луне геологической активности в последние 3 млрд. лет позволяет полагать, что ее исследование имеет принципиальное значение для познания ранних этапов геологической истории Земли, следы которых были полностью уничтожены последующими эндогенными и экзогенными процессами.

В настоящее время наши знания о коровом веществе Луны базируются на данных дистанционного зондирования, результатах исследования лунных образцов, доставленных экспедициями «Аполлон» и АЛС «Луна», и метеоритах лунного происхождения. Дистанционные данные покрывают практически всю поверхность Луны, но отличаются низкой точностью и дают информацию о распределении очень ограниченного количества химических элементов. Лунные образцы изучены всем комплексом имеющихся лабораторных методов и представляют основную фактическую базу современного знания о Луне. Однако эти образцы доставлены только с видимой стороны Луны и из районов, которые были приемлемы для посадки космических аппаратов. Лунные метеориты представляют собой новый тип лунных образцов, доступных для лабораторного изучения. Случайный характер выброса этих метеоритов предполагает, что они представительно отражают состав поверхностного вещества как видимой, так и обратной стороны Луны. Настоящая работа посвящена исследованию минерального и химического состава лунных метеоритов Омана, типовые образцы которых хранятся в Метеоритной коллекции РАН, и выполнена в 20002009 годах в лаборатории метеоритики Института геохимии и аналитической химии им. В.И.Вернадского РАН.

Цель настоящей работы - определение вещественных характеристик лунной коры, основываясь на петрографическом, минеральном и химическом составе лунных метеоритов.

Для достижения поставленной цели решались следующие задачи:

- исследование вещественного состава лунных метеоритов, найденных в провинции Дофар (Оман);

-оценка среднего состава лунной коры на основе полученных и литературных данных о лунных метеоритах;

- поиск глубинного вещества в лунных метеоритах и оценка услови образования;

- установление генетических взаимоотношений фрагментов магматических пород в лунном морском метеорите ОЬо5аг (ЭЬ) 287.

Научная новизна. Впервые проведено петрографо-минералогическое и геохимическое изучение 22-х новых лунных метеоритов, найденных в Омане и официально зарегистрированных в Номенклатурном комитете Метеоритного общества. Показано, что все изученные метеоритные находки представляют, по крайней мере, 7 различных падений. Впервые в лунных метеоритах обнаружены такие редкие типы лунного вещества, как стекла пикритового состава, породы ультраосновного и кислого состава, а также алюмоэнстатит-шпинелевые ассоциации, которые представляют собой глубинный материал. Дана оценка среднего состава лунной материковой коры, морских базальтов и лунной поверхности. Полученный состав лунной коры отличается более высокими содержаниями А1, чем это предполагалось по результатам изучения лунных образцов, и совместим с обогащением Луны труднолетучими элементами. Показано, что в морских районах преобладают низкотитанистые базальты, тогда как высокотитанистые базальты очень редки. Впервые установлено, что для образования всего многообразия пород морского метеорита БЬ 287 необходимо присутствие трех родительских расплавов, два из которых могли образоваться в ходе ассимиляции КЛЕЕР материала пикритовой магмой.

Практическая значимость. Результаты исследования представляют интерес для планирования изучения Луны с помощью космических аппаратов и практического освоения лунных минеральных ресурсов.

Основные защищаемые положения.

1. Лунные метеориты Омана составляют 40% всех лунных метеоритных находок и представлены материковыми, морским и смешанными метеоритами, которые представляют, по меньшей мере, 7 различных падений.

2. Материковая лунная кора Луны богаче алюминием и беднее несовместимыми элементами, чем считалось ранее, что подтверждает модель лунного океана магмы и обогащение Луны труднолетучими элементами. В морских районах доминируют низкотитанистые базальты, высокотитанистые базальты имеют ограниченное распространение.

3. Глубинный материал лунной коры и, возможно, материал верхней мантии содержит алюмоэнстатит, оливин, шпинель, плагиоклаз и, по крайней мере, в некоторых областях не отличается по магнезиальности от вещества земной верхней мантии.

4. В лунном морском метеорите БЬ 287 присутствуют различные типы базальтовых пород, отличающихся по составу, скорости остывания и условиям

формирования. В их образовании принимали участие процессы ассимиляции ККЕЕР материала.

Фактический материал и методы исследования. В основу работы положены данные, полученные автором при детальном исследовании типовых образцов лунных метеоритов, хранящихся в Метеоритной коллекции РАН. Изучено 22 метеорита: ВЪ 025, 026, 280, 287, 301, 302, 303, 304, 305, 306, 307, 308, 309, 310, 311,730, 731, 733, 925, 950, 960, 961, (всего 24 шлифа). Составлена база данных для морских и материковых пород доставленных экспедициями «Аполлон» и миссиями «Луна». Изучено около 400 различных фрагментов пород, присутствующих в лунных брекчиях; проведено компьютерное моделирование процессов равновесной и фракционной кристаллизации для некоторых пород. В работе использовались методы электронно-зондового микроанализа (примерно 10000 анализов, из которых половина выполнена автором); атомно-эмиссионной спектроскопии с индукционно-связанной плазмой (5), рентгено-флюоресцентного (5) и атомно-абсорбционного анализов (5), нейтронной активации (40).

Публикации и апробация работы. Результаты работы были представлены на 33, 34, 35, 36-ой Международных Лунно-планетных конференциях (Хьюстон, 2002, 2003, 2004, 2005), а также на 64 и 66-ой конференциях Международного Метеоритного общества (Рим, 2001, Мюнстер, 2003). По результатам исследования опубликовано 14 печатных работ (5 статей и 9 тезисов докладов).

Объем и структура работы. Диссертация состоит из введения, 6 глав, заключения, и 3 приложений, имеет объем 125 страниц и содержит 44 рисунка и 21 таблицу. Список литературы включает 201 наименование. Во введении показаны актуальность и основные направления изучения лунных метеоритов. В главе 1 на основании литературных данных представлены основные классификационные параметры лунных пород и метеоритов и их идентификационные признаки, а также история исследования Луны. Глава 2 содержит описание использованных методов исследования. Глава 3 содержит результаты исследования лунных метеоритов, найденных в провинции Дофар (Оман). В главе 4 представлены основные характеристики популяций материковых, морских и смешанных метеоритов и изложены результаты расчета состава лунной коры. В главе 5 обсуждается глубинный материал, обнаруженный в лунных метеоритах. Глава 6 посвящена морскому метеориту ЭЬ 287. В заключении содержатся основные выводы работы.

Благодарности. Автор выражает глубокую признательность научному руководителю М.А.Назарову за неоценимую помощь в работе, полезные советы

и внимание на протяжении всех этапов исследования, а также A.B. Иванову, Д.Д. Бадюкову и всем коллегам из лаборатории метеоритики за поддержку и полезные советы, И.А.Рощиной, Г.М.Колесову, Д.Ю.Сапожникову и А.Л.Лоренцу (ГЕОХИ РАН) за помощь в получении аналитических данных. Автор благодарен коллегам из зарубежных лабораторий - Г.Курату и

Ф.Брандштетгеру (Музей естественной истории, Вена, Австрия), Т.Нтафлосу (Отдел исследования литосферы Венского Университета, Австрия), ЛА.Тэйлору и Д.Тэйлор (Университет Теннесси, Ноксвилл, США) за плодотворное сотрудничество и поддержку в проведении этого исследования.

Исследования поддерживались стипендией А.П.Виноградова, грантами РФФИ 02-05-64981, 05-05-64472, 03-05-20008-БНТС_а; грантами NASA (JURRISS): NAG 5-1014 и NAG 5-11558, и Австрийской Академией Наук.

Глава 1. Лунные породы и лунные метеориты (по литературным данным).

В соответствии с геологической структурой и рельефом поверхности лунные породы подразделяются на две группы - материковые и морские. Первые представлены существенно полевошпатовыми породами, вторые - базальтами, в первом приближении сходными по составу с земными толеитовыми базальтами. Материковые породы преобладают в лунной коре и в основном представлены брекчиями габбро-норит-троктолит-анортозитового состава с ударно-расплавной, реже гранулитовой или обломочной матрицей. Морские породы составляют порядка 1% лунной коры. Эти типичные магматические породы обычно определяются как ильменитовые, оливиновые, пижонитовые, кристобалитовые и тридимитовые базальты (долериты, габбро).

Имеющиеся в литературе оценки состава лунной коры основаны на различных подходах и допущениях (Turkevich, 1973; Stoffler et al., 1985; Korotev et al., 1996; 1997). Широко используемый состав лунной материковой коры (Taylor, 1982) базируется на результатах геохимических исследований лунного вещества и орбитальных данных.

Лунные метеориты представляют собой новый тип образцов, доступных для лабораторного изучения. Это фрагменты пород, которые были выброшены с поверхности Луны в результате ударных событий и выпали на Землю. Они легко определяются среди остальных типов метеоритов. Их главные диагностические признаки: характерная минералогия, брекчированная структура и Fe/Mn отношение в оливинах («89) и/или низкокальциевых пироксенах (—54), которое в лунных метеоритах выше, чем в SNC и HED метеоритах. Дополнительными

критериями лунного происхождения являются: земная изотопия кислорода, наличие Ей аномалии, находка типичных лунных акцессорных фаз (армолколит, пироксферроит, транквиллитит), специфический возраст формирования лунных пород и некоторые другие.

К настоящему времени на Земле найдено 133 фрагмента лунных метеоритов, которые представляют предположительно 63 различных падения. Показано, что имеющиеся в коллекциях лунные метеориты выброшены с Луны менее 10 млн. лет назад (Nishiizumi et al., 1996; Thalmann et al., 1996), и эти выбросы связаны с образованием небольших ударных кратеров диаметром менее 10 км (Semenova et al., 1992; Warren, 1994; Назаров и др., 2003). Максимальную глубину экскавации вещества при образовании кратера диаметром 10 км можно оценить в 1 км (Melosh, 1989). Таким образом, популяция лунных метеоритов характеризует современное состояние лунной коры до глубины менее 1 км. Случайный характер их выброса с лунной поверхности, а также их вещественная представительность предполагает, что эти метеориты могут быть использованы для оценки состава корового вещества Луны. Такой подход был впервые предложен в работе (Palme et al., 1991), и использовался также в работе (Кого-tev et al., 2003), в которой суммированы данные по 11 метеоритам материкового происхождения. Большое количество лунных метеоритов, найденных недавно в пустынных районах Земли, в частности в Омане, открывает новые возможности для развития этого подхода.

По составу лунные метеориты подразделяются на три группы: (1) материковые; (2) морские; (3) смешанные. В последних присутствует как материковый, так и морской материал, а часто и KREEP-компонент. Материковые метеориты наиболее распространены, и их вещественные характеристики, также как и свойства более редких смешанных метеоритов, отражают процессы, происходившие на Луне до окончания интенсивной метеоритной бомбардировки. Морские метеориты встречаются редко, но несут важную информацию о составе лунной мантии и процессах лунного магматизма после образования гигантских депрессий лунных морей.

Глава 2. Методы исследования.

Микроскопические исследования лунных метеоритов, хранящихся в метеоритной коллекции РАН, выполнялись в лаборатории метеоритики ГЕОХИ РАН и в Музее естественной истории, г. Вена, Австрия (NHMW). Электронно-микроскопическое изучение (JSM 6400) проведено в NHMW, а микрозондовый анализ - в Отделе исследования литосферы Венского Университета, Австрия

(Cameca SX-100) и в Университете Теннесси, США (Cameca SX-50). Валовый химический состав метеоритов определялся традиционными методами РФА и ИСП-АЭС, щелочные элементы - атомно-абсорбционным методом, содержания редких элементов - методом ИНАА в ГЕОХИ РАН.

Глава 3. Лунные метеориты Омана.

Число и масса лунных метеоритов Дофара (Оман). К настоящему времени в районе Дофар Омана (-10 тыс. км2) обнаружено более 1400 метеоритных находок общим весом более 1450 кг. Столь высокая концентрация метеоритов указывает на большой экспозиционный возраст этой поверхности, означающий, что значительное время здесь не происходило интенсивных процессов седиментации и эрозии. В то же время засушливый пустынный климат способствовал сохранности метеоритов на земной поверхности. Лунные метеориты этого района (на сегодняшний день их 53) составляют 40% (по количеству) и 14% (по массе) всех лунных метеоритов, найденных на Земле, и ~4% всех метеоритов этого района. Их общая масса составляет 2.3 кг.

Вещественная характеристика лунных метеоритов Омана. Все изученные метеориты представлены брекчиями, среди которых резко доминируют брекчии с частично или полностью раскристаллизованной ударно-расплавной матрицей. По содержанию Se, которое отражает количество пироксена, и маг-незиальности эти метеориты достаточно четко подразделяются на следующие группы: (1) ферроанортозиты; (2) норитовые анортозиты; (3) троктолитовые анортозиты; (4) смешанные метеориты и (5) морские базальты. Три первые группы имеют материковое происхождение (рис. 1). Смешанные и морские метеориты обладают большими содержаниями Se (20-103 мкг/г). На территории Омана к настоящему времени обнаружен только один метеорит морского происхождения (Dh 287, см. главу 6).

Метеориты состава норитовых анортозитов. По содержанию Se и маг-незиальности метеориты Dh 025. 301. 304. 308 (группа Dh 025) относятся к но-ритовым анортозитам, как и большинство антарктических лунных метеоритов (рис. 1). Главные минералы: An94.g8, Fo61_82, En64-87Wo2.5, En43.77W0j.45. В этих брекчиях обнаружены также единичные фрагменты очень низкотитанистых базальтов (VLT), состоящие, главным образом, из плагиоклаза (АП91.96), клинопи-роксена (Eni.56, W013.40) и второстепенного оливина (Foio-бб)- Метеорит Dh 026 по содержанию Se также попадает в область норитовых анортозитов (рис. 1), но

12-

L.10-

о с/э

1 2

5 /

е норитовые 7 | анортозиты щ •

i •

* у т

S л /

\п о „X. /

\х ЕЛулЯаякора

—^Dh 305

.......-да

<L , СО |А V ,

( + 0><

ч.ферроанортозит^ троктвлитовые/ ------_ анортозиты-

0.55

0.75

0.80

в нем преобладает ферроанортозитовый материал (АП95.99, Ро5б.84, En3e.76W06.38) и наблюдаются необычные сферические объекты.

Метеориты ферроанор- 14 тозитового состава. Изученный нами метеорит РЬ 280 по химическому составу относится к ферроанортозитам и существенно не отличается от метеорита РЬ 081, найденного поблизости. Для них характерно низкое содержание Бс и низкая магнезиальность. Они сложены преимущественно плагиоклазом (Ап94.98) с второстепенными оливином (Ро55.78), низкокальциевым и высококальциевым ПИрОКСеНОМ (ЕП48.49 \V03.5, ЕПз].

48\Уо5.41).

Метеориты состава троктолитовых анортозитов. РЬ 302. 303. 305. 306. 307. 309. 310. 311. 730. 731 и 950 ("группа РЬ 302) в основном имеют сходные химические составы. Большинство из них характеризуется высокой магнезиальностью и низким содержанием вс, что отличает эти метеориты от других материковых метеоритов (рис. 1). Основные минералы: плагиоклаз (АП94.99), оливин (Ро6з-85), низкокальциевый (Еп76-84\*/о2-0 и высококальциевый пироксен (En46.77W07.47). В некоторых метеоритах этой группы найдены редкие фрагменты ультраосновных пород: дунитов, пироксе-нитов, лерцолитов, состоящих главным образом из оливина (Бол^з), низкокальциевого и высококальциевого пйроксенов (En52-75Wo2.5 и Eti40.72W05.45, соответственно) в различных соотношениях с второстепенным плагиоклазом (Ап88.98). К группе троктолитовых анортозитов относится и метеорит РЬ 733 с гранулитовой структурой, который имеет незначительные вариации состава минералов (Ап89-9б, W04.5En73.76, \УоЗМоЕп48-52, Ро71.76).

Смешанные метеориты. РЬ 925. 960 и 961 (группа РЬ 925) содержат разнообразную популяцию фрагментов горных пород. В качестве основных компонентов в них присутствует типичный материковый материал, УЬТ мор-

1 i | i | 0.60 0.65 0.70 Mg/(Mg+Fe), ат.% Рис. 1. Магнезиальность и содержание Se в лунных материковых метеоритах. 1 -метеориты группы Dh 025; 2-метеориты группы Dh 302; 3 - метеориты группы Dh 280; 4-Dh 026; 5-Dh 733; б-другие пустынные метеориты; 7 - антарктические метеориты.

ские базальты, а также породы, содержащие KREEP. В этих же метеоритах установлены обогащенные Fe породы, сложенные фаялитом, железистым авгитом, геденбергитом, ильменитом и фазой кремнезема, которые известны среди морских базальтов. Наблюдались также редкие фрагменты (размером 30-250 мкм) гранитного состава, состоящие из калиевого полевого шпата (Ani.ioOr85. 89), фазы кремнезема и К, Al, Si-мезостазиса с пироксенами (En4oWo2o, EiuiWoe) и плагиоклазом (Аг^дОгоя-и) в подчиненном количестве. Ранее такие породы были найдены главньм образом в образцах «Аполлона 12 и 14».

Таким образом, среди метеоритов Омана присутствуют представители материковых, морских и смешанных метеоритов. В них, помимо распространенных типов пород, присутствуют такие редкие типы, как ультраосновные породы, гранитный, монцодиоритовый и пикритовый материал. Можно считать, что по вещественным характеристикам лунные метеориты характеризуют состав лунной коры не хуже, чем собранные на Луне образцы.

Парность метеоритов Дофара. Парными при падении являются метеоритные фрагменты, образующиеся при распаде одного метеороида в атмосфере Земли. Определение парности необходимо для понимания связи между различными находками метеоритов. Признаками парности являются: сходство состава, близость расположения, и одинаковый земной возраст. Сходства вещественного состава часто недостаточно для определения парности, так как большинство лунных метеоритов представлено полимиктовыми брекчиями. Близость расположения для района Дофар имеет большое значение, поскольку на этой территории не наблюдается признаков переотложения метеоритных находок и, вероятнее всего, найденные рядом метеориты являются парными. Однако большой экспозиционный возраст поверхности в этом районе может привести к наложению фрагментов различных падений. В случае пустынных метеоритов относительный земной возраст качественно может быть оценен по содержанию Ва и Sr, которые привносятся в них в ходе земного выветривания.

Морской метеорит Dh 287 и материковые метеориты группы Dh 025 найдены рядом, однако, скорее всего, не являются парными, т. к. Dh 287 не содержит типичного материкового вещества и имеет более низкую степень выветривания.

В районе находки Dh 280 можно выделить 2 группы метеоритов: более молодые Dh 280/081 с низкими содержаниями Ва и Sr, сопоставимыми с неизмененными антарктическими находками, и более древние метеориты группы Dh 302 (рис. 2). Последние представляют собой другое и, возможно, не одно, падение, поскольку метеориты Dh 302 и 305 обладают некоторой геохимиче-

10000 Т

1000-

-1-1—I—I 11111-1-1—I—11111

я со

100 —

100

10000

ской спецификой (рис. 1), а метеорит БЬ 303 имеет отличное от других метеоритов данной группы содержание благородных газов (Шуколюков и др., 2004).

Смешанные метеориты группы БЬ 925 обнаружены рядом с материковым метеоритом БЬ 489, однако последний не содержит фрагментов морских базальтов и имеет очень узкие вариации составов минералов (Такес1а а а1., 2003). Тем не менее, БЬ 489 может представлять материковый фрагмент метеоритного дождя БЬ 925.

В районе находки БЬ 026 обнаружено еще 12 лунных метеоритов БЬ 457468. По предварительным данным они являются парными по минералого-петрографическим признакам и, скорее всего, представляют одно падение.

Метеорит БЬ 733 найден далеко от других метеоритов, отличается от них по структуре, и его можно рассматривать как отдельное падение.

Таким образом, основываясь на петрографическом и химическом сходстве и локализации находок, среди изученных метеоритов в районе Дофар можно выделить, по крайней мере, 7 различных падений лунных метеоритов, которые представлены в основном метеоритными дождями: 1) БЬ 025/301/304/308; 2) БЬ 280/081; 3) БЬ 302,303, 305,307,309,310,311,730, 731,950; 4) БЬ 026/457-468; 5) БЬ 733; 6) БЬ 925/960/961; 7) БЬ 287.

1000 Б г, мкг/г

Рис. 2. Содержания Ва и 5г в материковых метеоритах Дофара. Условные обозначения см. рис.1.

Глава 4. Состав лунной коры.

Методология определения состава лунной коры. Состав лунной коры отражает процессы ее формирования, так же как и состав первичного лунного вещества, и, следовательно, особенности образования Луны. Случайное распределение по поверхности Луны ударных событий, вызывающих перенос вещества на Землю, предполагает представительность популяции лунных метеоритов по отношению к составу лунной коры. Следовательно, распространенность в лунной коре определенных типов пород должна бы просто соответство-

вать соотношению числа определенных типов лунных метеоритов. Однако многие лунные находки являются парными, т.е. число находок всегда больше числа падений. Определение парности, как указывалось выше, не является простой задачей. Это обстоятельство затрудняет оценку состава лунной коры, основываясь на числе находок лунных метеоритов.

В качестве альтернативного подхода в определении состава лунной коры можно предположить, что массовые отношения различных типов пород лунной коры пропорциональны массовым отношениям соответствующих типов лунных метеоритов. То есть фрагмент большей массы должен быть с большей вероятностью выброшен из петрографической провинции, занимающей большую площадь, или на территории такой провинции возможно большее число ударных событий, что должно бы привести к выбросу большей массы лунных метеоритов. При таком подходе предполагается, что состав лунной коры соответствует средневзвешенному составу лунных метеоритов (с учетом их массы), что снимает проблему парности. Однако этот подход более чувствителен к статистическому объему популяции, поскольку случайные вариации масс метеоритов могут быть значительными, что понижает точность и может вызвать смещение оценки среднего значения. Так, например, можно сказать, что самый большой лунный метеорит Kalahari 009 (13.5 кг) найден «преждевременно»: он выпадает из общего распределения лунных метеоритов по массам. Несмещенные оценки достигаются только при достаточно большой статистике.

В настоящее время статистический объем популяции лунных метеоритов не очень значителен, зарегистрировано 133 метеорита общей массой 38,1 кг. В работе использованы наши и литературные данные о 64 фрагментах лунных метеоритов, представляющих, вероятно, 26 различных падений. Содержания 1г и Ga в некоторых метеоритах оценивались по регрессиям Ni-Ir, Al-Ga. При оценке средних концентраций Ва и Sr, привносящихся в лунные метеориты в ходе земного выветривания, учитывались результаты анализа только антарктических находок. Для расчета состава материковой коры, морских базальтов и лунной поверхности был получен средний и средневзвешенный (с учетом массы каждого метеорита) состав популяций материковых, морских и смешанных метеоритов.

Материковая популяция содержит 14 материковых метеоритов, составляющих 62% по массе и 54% по числу падений от всех лунных метеоритов в нашей выборке. Популяция морских метеоритов насчитывает 7 метеоритов и составляет 27% по числу падений и 32% по массе от всех лунных метеоритов, рассматриваемых в этой работе. Популяция смешанных метеоритов насчитыва-

ет 5 метеоритов, составляющих 19% от числа лунных падений и 6% от их общей массы.

Материковая популяция. По химическому составу все материковые метеориты отвечают норитовым или троктолитовым анортозитам, которые характеризуются очень небольшим разбросом содержаний главных и редких элементов. Для них, также как и для всех лунных материковых пород, характерно обогащение легкими р.з.э. и положительная аномалия Ей. Материковые метеориты, так же как и все лунные импактные брекчии и лунный реголит, обладают повышенными относительно материковых магматических пород и морских базальтов содержаниями сидерофильных элементов, что связано с присутствием метеоритного вещества. Соотношения Ni и Со в них являются хондритовыми и предполагают фоновое содержание Со в материковых породах около 10 мкг/г. Отношение Ir/Ni в материковых метеоритах также близко к хондритовому.

Морская популяция. Морские метеориты сильно варьируют по составу, их магнезиальность изменяется от 31 до 65 мол. %. Большинство относится к низкотитанистым (LT) базальтам, однако VLT базальты тоже присутствуют. Также как и большинство лунных LT базальтов, морские метеориты в основном являются оливин-нормативными (рис. 3). Они обладают отрицательной аномалией Ей, и многие обогащены легкими р.з.э. (есть и исключения), в то время как типичные морские лунные базальты обеднены этими элементами. Содержания Ni и Со в морских метеоритах сходны с морскими лунными породами, в отличие от содержаний Ir и Аи, которые в целом выше.

Смешанная популяция. По валовому составу смешанные метеориты отвечают анортозитовым норитам или высокоглиноземистым базальтам, то есть находятся в поле составов лунных материковых пород (рис. 3). Однако по содержанию лито-фильных и сидерофильных элементов смешанные метеориты занимают

SiOj

Рис. 3. Нормативные составы (мол.%) лунных метеоритов на диаграмме оливин (Ро7о)-анортит-кремнезем. 1,2, 3- материковые, морские и смешанные метеориты соответственно;

4 - средние составы этих метеоритов;

5 - состав материковой лунной коры (Taylor, 1982). Показана также область составов лунных материковых пород «Аполлона 16» и «Луны 20».

промежуточное положение между морскими и материковыми. Морской материал в изученных нами и всех других смешанных лунных метеоритах представлен практически исключительно VLT базальтами. Однако эти базальты характеризуются более высокой магнезиальностью, чем VLT базальты «Луны 24», и, скорее похожи на VLT базальты «Аполлона 17». В некоторых смешанных метеоритах присутствует KREEP материал.

Состав лунной коры по лунным метеоритам. По геологическим данным предполагается, что в лунной коре доминируют материковые породы и доля морских базальтов не превышает 1% (Head, Wilson, 1992). Распространенность KREEP материала остается неизвестной, но также невелика. Таким образом, средний состав материковых лунных метеоритов представляет собой оценку валового состава лунной коры, во всяком случае, древней коры с возрастом более 4 млрд. лет, до массового излияния неморских и морских базальтов. Средний состав материковых метеоритов, рассчитанный нами, хорошо совпадает с оценкой состава материковой коры, полученной по 11 метеоритам (Кого-tev et al., 2003) (табл.1). По сравнению с наиболее популярной оценкой состава материковой коры (Taylor, 1982), «метеоритная оценка» отличается более высокими содержаниями Ca и Al (т.е. плагиоклаза), и, напротив, более низкими содержаниями Fe, Mg и несовместимых элементов (табл. 1), то есть полученный состав не является котектическим, что согласуется с концепцией океана магмы. По последним орбитальным данным (аппараты Lunar Prospector и Clementina) средняя концентрация Th в преобладающих материковых породах обратной стороны Луны составляет 0.4 мкг/г, а содержание FeO - 4.4 мас.% (Gillis et al., 2004), что хорошо соответствует метеоритным данным. Таким образом, средний состав материковых метеоритов, по-видимому, правильно отражает состав материкового материала, доминирующего в лунной коре.

Средний химический состав морских метеоритов предполагает, что в морских районах Луны доминируют LT базальты, в среднем содержащие 2.3±0.3 мас.% ТЮ2 (табл. 1). Высокотитанистые базальты, типичные для образцов «Аполлона 11 и 17», должны иметь ограниченное распространение. Этот вывод согласуется с результатами орбитальных исследований, которые показывают, что в морских районах преобладают базальты, содержащие 2-4 мас.% ТЮ2 (Giguere et al., 2000). Однако согласно орбитальным данным (Gillis et al., 2004) содержание FeO в лунных морях должно быть систематически меньше (<21 мас.%), чем это предсказывает химия морских метеоритов.

Таблица 1. Оценки химического состава лунной материковой коры.

Материковая Материковые метеориты Морские метеориты Смешанные метеориты Лунная по-

кора (лунная материковая кора) верхность

[1] И ервзв. ср. объед. ср. ервзв. ср. объед. ср. ервзв. ср. объед. ср. *

Si02 45 44.7 44.2 44.3 44.2 46.4 45.6 46.0 46.2 46.3 46.3 45.0

тю2 0.56 0.22 0.21 0.24 0.22 2.46 2.06 2.25 0.52 0.59 0.54 0.86

А1203 24.6 28.2 28.7 28.2 28.5 9.20 9.89 9.41 19.7 19.3 19.5 21.7

Сг203 0.1 0.096 0.09 0.10 0.09 0.34 0.34 0.34 0.23 0.23 0.23 0.18

FeO 6.6 4.4 4.03 4.40 4.12 20.9 21.2 21.0 11.0 11.4 11.2 10.1

МпО - 0.063 0.06 0.06 0.06 0.28 0.28 0.28 0.13 0.14 0.13 0.13

MgO 6.8 5.4 4.72 5.22 4.90 9.04 9.55 9.32 8.34 8.18 8.30 6.69

СаО 15.8 16.3 17.0 16.5 16.8 10.3 10.6 10.4 13.4 13.7 13.5 14.5

Na20 0.45 0.35 0.35 0.37 0.36 0.34 0.35 0.34 0.40 0.41 0.40 0.36

к2о 0.07 0.027 0.05 0.04 0.05 0.09 0.09 0.09 0.08 0.12 0.09 0.07

MG# 64.7 69 67.6 67.9 67.8 43.5 44.5 44.2 57.5 56.1 56.9 54.2

Sc 10 8.0 7.5 8.1 7.7 57.3 59.5 58.1 25.0 26.1 25.6 25

Со 15 17 14.9 16.9 15.4 43.9 43.1 43.5 39.3 36.5 38.6 27

Ni 100 185 148 176 154 58 58 58 141 206 162 128

Sr 120 150 155" 150" 152 125" 108" 123 114" 126" 118 140

Ва 66 33 29" 32" 30 129" 74" 101 94" 137" 104 64

La 5.3 2.3 2.15 2.15 2.15 11.5 9.3 10.5 6.0 9.3 6.8 5.4

Eu 1 0.78 0.85 0.94 0.87 1.10 1.04 1.06 0.76 0.86 0.80 0.93

Yb 1.4 0.89 0.78 0.82 0.80 5.36 4.34 4.81 2.4 3.5 2.6 2.3

Ir - 7.5 6.3 7.7 6.7 0.9 1.1 1.0 15.6 11.8 13.7 5.6

Главные элементы - в масс. %, Au, 1г — нг/г, остальные - мкг/г, MG# = Mg/(Mg+Fe), мол.%

[1] КОМ1ШЛЯЦИЯ орбитальных и геохимических данных (Taylor, 1982); [2] среднее по лунным метеоритам (Korotev et al., 2003); * -объединенное (по падениям и массам) среднее для всех лунных метеоритов; " - среднее только для антарктических метеоритов.

Химические особенности популяции морских метеоритов указывают на разнообразие лунных морских пород, а орбитальные данные предполагают, что не все их типы были опробованы космическими экспедициями (напр., \Месгогек й а\., 2006).

По содержанию большинства элементов средний состав популяции смешанных метеоритов занимает промежуточное положение между материковыми и морскими лунными метеоритами и похож на низкокалиевые брекчии Фра Мауро, распространенные в образцах «Аполлона 14», отличаясь от последних более низкими содержаниями Тл и р.з.э.. Можно предполагать, что популяция смешанных метеоритов характеризует состав переходных зон море/материк. Характерной особенностью таких переходных зон могло бы быть присутствие магнезиальных УЬТ базальтов.

Осреднение геохимических данных по всем лунным метеоритам позволяет получить среднюю оценку состава лунной поверхности, которая должна отражать средний состав лунного реголита, образующийся за счет ударной переработки приповерхностных пород. По содержанию БеО этот состав совместим с результатами орбитальных измерений, которые дают среднюю концентрацию БеО на лунной поверхности 8.6 мас.% (ОИНэ et а!., 2004).

Некоторые ограничения на общий состав Луны. Предполагается, что Луна в целом обеднена легколетучими элементами. Высокие содержания А1 в нашей метеоритной оценке состава лунной коры согласуются с этим предположением. Однако коровые концентрации элементов прямо не отражают их концентрации в первичном лунном веществе и во многом определяются процессами магматического фракционирования. Согласно модели лунного океана магмы материковую кору в первом приближении можно рассматривать как смесь плагиоклаза и родительской магмы, из которой этот плагиоклаз аккумулировался. Такая магма должна иметь котектический состав, насыщенный, по крайней мере, оливином и плагиоклазом (рис. 3) и отражающий состав источника (первичного лунного вещества). Ее состав можно оценить, пользуясь методами математического моделирования магматической кристаллизации (АпБкт е1 а1., 1997), этот расплав не имеет позитивной Еи-аномалии (табл. 2). Зная долю материковой коры в этой магме и ее общую массу, можно показать, что масса расплава должна составлять примерно 17% массы всей Луны. Предполагая, что этот расплав - продукт фракционирования всего вещества Луны, т.е., например, результат 17% частичного плавления, можно оценить состав источника (т.е. состав Луны в целом). Для этого к котектической магме добавляется соответствующее количество оливина, так чтобы при 17% частичном плавлении источника дос-

тигался бы состав родительской магмы. Полученный таким образом состав источника (табл. 2) дает минимальную оценку содержания несовместимых элементов и показывает, что лунное вещество действительно может быть обогащено труднолетучими (р.з.э.), и обеднено летучими (Na) и сидерофильными (Со) элементами по отношению к CI хондритам.

Если родительская магма материковой коры образовалась путем частичного плавления только некоторой части Луны, тогда содержания несовместимых элементов в источнике должны быть больше. Так, при частичном плавлении только внешней 400 км оболочки Луны (предполагаемая глубина океана магмы) получим 35% степень плавления и состав первичного вещества близкий к оценке общего состава Луны, данный в работе (Taylor, 1982) на основе компиляции геохимических и геофизических данных. Следует, однако, подчеркнуть, что отношения Sc/La, Ti/La, La/Al, La/Yb в наших оценках состава первичного вещества не являются хондритовыми (табл. 2).

Таблица 2. Составы родительской магмы лунной коры и ее источника при различной степени частичного плавления.

S Юг тю2 U203 FeO MgO CaO Na20 Sc Co La Eu Yb

Лунная кора 44.2 0.22 28.5 4.12 4.90 16.8 0.36 7.7 15.4 2.15 0.87 0.80

Родительская 46.0 0.66 17.5 10.1 10.3 14.4 0.46 21.3 36.4 4.67 0.90 2.33

магма Источник, 17% 41.0 0.11 3.0 13.6 39.6 2.5 0.08 3.6 6.1 0.75 0.15 0.39

плавления Источник,35% 42.1 0.23 6.1 12.9 33.3 5.1 0.16 7.5 12.7 1.60 0.32 0.82

плавления Состав Луны 43.4 0.30 6.0 13.0* 32.0 4.5 0.09 19 _ 0.90 0.21 0.61

С1хондриты 33.4 0.11 2.44 35.0 23.4 1.95 1.06 7.8 765 0.37 0.09 0.25

Главные элементы - в мас.%, остальные - мкг/г. * 10.7 мас.% FeO в лунной мантии (Taylor, 1982);

Составы Луны и CI хондритов из работы (Taylor, 1982). Коррекции на метеоритный Со в лунной коре не сделано и, поэтому, концентрации эндогенного лунного Со в наших оценках должны быть ниже приведенных значений.

Глава 5. Глубинный материал лунной коры.

Шпинелевые катаклазиты - это редчайший тип лунных пород, описанный в некоторых материковых брекчиях «Аполлона 15 и 17». Они характеризуются следующей минеральной ассоциацией: магнезиальный оливин + богатый AI ор-топироксен + шпинель + плагиоклаз (табл. 3). Эти породы по катакластической структуре и присутствию шпинели получили название шпинелевых катаклази-тов. Считается, что они имеют глубинное происхождение.

Таблица 3. Составы минералов в шпинель-энстатитовых ассоциациях и шпине-левых катаклазитах.____

15445* 72435* 77517* ЗЮ-МЗ 309-М4 Сростки Мин. фр

А1-Еп AI2O3,мас.% ЕП91.92 2-6.3 ЕПб5-78 ЕП89-91 3.3-6.7 ЕП89 6.8-7.3 ЕП89 6.0-11.5 En8j.90 2.2-8.6 ЕП82-92 2.2-9.4

oi F088-91 Fo72 FO89-90 F089 FOSI-88 FO87-90

Р1 АП88-98 АП94-98 Ап?б-98 АП97 АП96 АП97.99

Sp Fe/(Fe+Mg) Cr/(Cr+Al) 0.19 0.13 0.31-0.56 0.03-0.21 0.20-0.38 0.08-0.29 0.20 0.04 0.19-0.30 0.04-0.13 0.19-0.22 0.05-0.10

* (Warner et al, 1978)

В изученных лунных метеоритах впервые были идентифицированы минеральные фазы, аналогичные фазам шпинелевых катаклазитов. Так богатые А1 энстатиты обнаружены и исследованы в метеоритах Dh 302, 303, 305, 306, 307, 309, 310, 311, 730, 950, 1436 и SaU 449, которые представляют, по меньшей мере, 3 различных падения. Кроме того, в этих метеоритах найдено два фрагмента пород (130-400 мкм), содержащих алюмоэнстатит, 8 сростков с другими фазами (в основном с оливином и (или) плагиоклазом) и 50 мономинеральных фрагментов алюмоэнстатита размером до 70 мкм (табл. 3). Найденные зерна неотличимы по составу от ортопироксенов шпинелевых катаклазитов, но значительно отличаются от обычных ортопироксенов лунных метеоритов (рис. 4). Характерными чертами богатых А1 ортопироксенов является их высокая и практически одинаковая магнезиальность (около 90 мол.%), а также очень низкие содержания Са (преимущественно <1 мас.% СаО). Все богатые А1 ортопи-роксены характеризуются прекрасной стехиометрией.

12-,

г? 8 -

и го

6 -В1 .

< <ч

о 1 ♦2

/«.ЧУ

—г— 60

8 ft

pw «

« 1

\ * <m<t

1 фло

'»«V» У И

* j^ta

1 80

2.5-

5S 2-J и л 2

1.5-

О со О

1 -

0.5-

fi?\

4/ о°

М» t4f'

Ш?'

ж®.,

—I-1-1-1-

100 0 4 8

Мд/(Мд+Ре), ат.% А1203, мас.%

Рис. 4. Содержание Л1203 - Mg/(Mg+Fe) (а) и СаО - А1203 (б) в ортопироксенах (Шо <5 мол./%) лунных материковых метеоритов (1) и шпинелевых катаклазитов из образцов экспедигр-й «Аполлон» (2) Составы пироксенов шпинелевых катаклазитов заимствованы из литературы.

В одном класте и, по меньшей мере, в двух сростках шпинель образует червеобразные выделения 1 в алюмоэнстатите (рис. 5), что не характерно для лунных материковых пород, где она представлена округлыми октаэдрическими кристаллами. Подобные срастания шпинели и энстатита являются результатом твердофазных (метаморфических) превращений. Такие сростки характерны для земных мантийных ксенолитов (Mercier,

Nicolas, 1975), в которых они наблюдаются в периферических частях зерен энстатита и приурочены к контактам с клинопироксеном. Предполагается (Mercier, Nicolas, 1975), что в данном случае клинопироксен и шпинель могут быть продуктами распада обогащенного AI и Ca энстатита или богатого AI пи-жонита. Однако в лунных метеоритах, несмотря на тщательные поиски, клинопироксен в ассоциации с алюмоэнстатитом не установлен. В качестве акцессорных минералов в более крупных кластах присутствуют рутил, фаза, богатая Zr и Ti, Ре,№-металл (Ni>56; Со>1.5 мас.%) и сульфид.

Замечено, что все фрагменты, содержащие алюмоэнстатит, находятся в слабо раскристаллизованной ударно-расплавной матрице и не наблюдаются в матрице с хорошей степенью кристалличности, что свидетельствует о неравновесности этих фрагментов с расплавами, имеющими состав верхней коры.

Для оценки Р-Т параметров образования ассоциаций, содержащих алюмоэнстатит, были предложены (Herzberg, Baker, 1980) реакции: ! 5Mg2Si04 (Fo) + Mg2Al4Si5018 (Cord) = 5Mg2Si206 (En) + 2MgAl204 (Sp)

"j Mg2Si206 (En) 4- MgAl204 (Sp) = MgAl2Si06 (MgTs) + Mg2Si04 (Fo)

I и суммарно: 5(l-x)Fo + Cord = 5[(l-x)En + xMgTs] + (2-5x)Sp, где x - мольная доля MgAl2Si06-

В лунных парагенезисах, содержащих алюмоэнстатит, кордиерит (Cord) не наблюдался, за исключением кластов в брекчиях 72435,8 и 15295 (Herzberg, Baker, 1980; Marvin et al., 1989). Поэтому предполагалось, что такие парагене-зисы образовались при РТ параметрах, при которых кордиерит не устойчив. Процедура расчетов, предложенная в работах (Herzberg, 1978; Herzberg, Baker, 1980), учитывает концентрации Fe, Cr и Ti в сосуществующих фазах и позволя-

Рис. 5. Фрагмент ЗЮ-МЗ, состоящий из алюмоэнстатита, шпинели, анортита и форстерита. Метеорит Эк 310.

ет оценить минимальное давление, при котором стабильна ассоциация алюмо-энстатит+шпинель, и равновесную температуру. В настоящей работе использована эта методология с некоторыми дополнительными допущениями. Так, для сростков и мономинеральных зерен магнезиальность отсутствующего оливина принималось равной магнезиальности пироксена, а магнезиальность и Al/(A1+Cr+Ti) отсутствующей шпинели оценивались по регрессиям с соответствующими параметрами алюмоэнстатита в полных ассоциациях и сростках из лунных метеоритов и шпинелевых катаклазитов.

Результаты расчетов как для шпинелевых катаклазитов из образцов миссий «Аполлон», так и лунных метеоритов, показаны на рис. 6. Полученные оценки температур находятся в интервале 580-1150 °С. Для большей части зерен алюмоэнстатита минимальная глубина образования составляет около 20 км и не превышает 35 км, что соответствует средней (по глубинности) части лунной коры и не противоречит рассчитанной селенотерме (Toksöz, Johnston, 1977). Максимально возможное давление, при котором рассматриваемые пара-генезисы могут быть стабильными, определяются фазовыми равновесиями, очень чувствительными к валовому химическому составу пород, и материковые породы верхней коры не могут произвести такие ассоциации. Только для состава шпинелевого троктолита с пониженным содержанием Ca присутствует большое поле стабильности лунного парагенезиса Ol+Opx+Sp+An (рис. 6). Максимально возможные глубины для существования рассматриваемых пара-генезисов составляют примерно 150-170 км и определяются стабильностью

глубина, км

Рис. 6. Расчитанные РТусловия образования алюмоэнстатита. Черные линии -рассчитанные поля стабильности лунных минеральных ассоциаций в шпинелевом троктолите с пониженным содержанием Са. Серая линия - селенотерма 3.9 млрд. лет назад (Toksoz, Johnston, 1977). 1 - фрагменты пород из образцов миссий «Аполлон» и лунных метеоритов; 2 - сростки и мономинеральные фрагменты алюмоэнстатита.

плагиоклаза. При больших давлениях плагиоклаз исчезает и появляется клино-пироксен, который в ассоциации с алюмоэнстатитом не наблюдался. Следовательно, парагенезисы, содержащие алюмоэнстатит + шпинель, имеют глубинное происхождение и должны существовать в средней коре или в верхней мантии Луны, и при этом медленного поднятия таких пород к поверхности до глубин, на которых возможно появление кордиерита, практически не происходило.

Единственным процессом, способным приводить к переносу глубинного материала на поверхность Луны, являются ударные события. Глубина экскавации крупнейшей на Луне, и возможно крупнейшей в Солнечной системе, ударной структуры Южный полюс - Эйткен оценивается в -350 км, а по минимальной оценке в 150 км (Hammond et al., 2009). Определенно в выбросах этой структуры должен присутствовать не только материал нижней коры (мощность лунной коры порядка 60 км), но и материал мантии. Выброшенный на поверхность крупными ударами глубинный материал в дальнейшем мог быть перераспределен по поверхности Луны более мелкими ударными событиями.

Валовый химический состав источника шпинель-алюмоэнстатитовых ассоциаций пока невозможно установить, поскольку фрагменты таких пород слишком малы как в лунных образцах, так и в лунных метеоритах. Однако качественный минеральный состав этого источника уже известен. В нем присутствуют оливин, плагиоклаз, алюмоэнстатит, шпинель и в акцессорных количествах рутил, металл и сульфид. При этом оливин может быть доминирующей фазой. Клинопироксен отсутствует. Магнезиальность лунных алюмоэнстатитов (89.5±1.4 ат.%) и земной мантии (89.4 ат.%) (Warren, 2005) поразительно совпадают, что может служить указанием на вещественное тождество лунной и земной мантий. Однако геохимические ограничения на состав мантийного вещества в области генерации морских базальтов и геофизические данные (напр., Taylor et al., 2006; Кусков, Кронрод, 1999) предполагают, что лунная мантия по сравнению с земной должна бы быть менее магнезиальной (Mg/(Mg+Fe) ~ 82 ат.%, и ее магнезиальность может даже уменьшаться с глубиной. По этой причине источник шпинелевых катаклазитов экспедиций «Аполлон» помещался в основание коры, а не в верхнюю мантию. Однако отмечалось, что морские базальты составляют незначительную часть лунной коры, и в связи с этим их состав не отражает состав лунной мантии в целом. Поэтому не исключено, что лунная мантия, по крайней в мере, в некоторых областях или даже в целом, тождественна по магнезиальности земной мантии.

Глава 6. Морской метеорит Dhofar 287: разнообразие морского вулканизма.

Морской метеорит Dh 287 состоит из двух частей: морского базальта Dh 287А (95%) и реголитовой брекчии Dh 287В (5%). Dh 287А представляет собой оливин-ильменитовый базальт, который по составу похож на LT базальты «Аполлона 12 и 15», но отличается высокими содержаниями Na, К и р.з.э. Брекчия содержит фрагменты пород, стекол и импактных брекчий, находящихся в матрице, состоящей из мономинеральных обломков с небольшим количеством ударного стекла. Основываясь на химии минералов и общем химическом составе пород, можно выделить несколько компонентов Dh 287.

Низкотитанистые (LT) базальты. Породы этого типа преобладают в брекчии и представлены полнокристаллическими породами (класты 6r, 7г1), витрофировыми породами (класт 5г1) и стеклами, что указывает на различную скорость остывания расплава. Кристаллические породы - это ильменитовые базальты, которые содержат плагиоклаз битовнитового состава (An8i.86). Оливин не является в них распространенным минералом, за исключением Dh 287А, который также принадлежит этой группе и может быть фрагментом брекчии Dh 287В. LT базальты Dh 287В близки LT базальтам «Аполлона 12 и 15», но более обогащены Na. Лишь два фрагмента стекла не отличаются по содержанию Na от обычных LT базальтов.

Очень низкотитанистые (VLT) базальты. Этот тип менее распространен и представлен преимущественно фрагментами пород (класты #5г2 и #4г). По минералогии такие породы являются анортитовыми базальтами, содержащими плагиоклаз анортитового состава (А1192.96) в отличие от LT базальтов Dh 287. По химическому составу они близки VLT базальтам «Луны 24» и «Аполлона 17», но имеют более низкую магнезиальность. Очевидно, эти породы представляют отдельную магматическую группу. Некоторые минеральные фрагменты и стекла по составу связаны с этой группой.

Пикритовый материал является второстепенным, но характерным компонентом брекчии Dh 287В. Он присутствует в виде стеклянных капель и обломков. Никаких структур течения и инородных включений в этих объектах не найдено. По химическому составу они сходны с зелеными стеклами «Аполлона 15» (Delano, 1986), которые имеют вулканическое происхождение и образовались при фонтанирующих извержениях лавы. Следовательно, можно полагать, что извержения такого типа имели место в регионе выброса метеорита Dh 287. Метабазальт (класт #7г2) имеет такой же пикритовый состав. Эта порода с рав-номернозернистой гранобластовой текстурой и уравновешенным составом ела-

гающих минералов, возможно, представляет собой перекристаллизованное пикритовое стекло.

Неизвестная крупнозернистая порода (породы). В популяции мономинеральных фрагментов БЬ 287В наблюдаются магнезиальные пижониты (\Уо5. 2оЕгц0-7о) и богатые Са плагиоклазы (Ап88.96), которые практически отсутствуют во фрагментах пород. Вероятно, источником богатых Са плагиоклазов могли быть УЬТ базальты, однако возможно, что и анортиты и магнезиальные пижониты образовались из одной и той же крупнозернистой породы с высокой маг-незиальностью и низким содержанием Ыа.

ККЕЕР группа. Фрагмент монцодиоритового стекла и ККЕЕР стекло ударного плавления представляют неморской фракционированный материал брекчии. Ы1ЕЕР является характерным компонентом западной части видимой стороны Луны, поэтому его присутствие в ОЬ 287В ограничивает возможный регион выброса метеорита.

Чтобы оценить возможные генетические связи между различными породами метеорита ОЬ 287 была использована программа МЕТЕОМОД (Апзкт et ¿г/., 1997), с помощью которой моделировались равновесная и фракционная кристаллизация их расплавов. Программа была специально откалибрована с использованием экспериментальных данных по кристаллизации лунных базальтов. Кристаллизация моделировалась при летучести кислорода, заданной буфером железо-вюстит и при давлении 1 атм.

Установлено, что в ВЬ 287 присутствуют 2 типа расплавов (рис. 7): 1) расплавы, насыщенные оливином, которые представлены пикритовыми составами, ОЬ 287А и ЬТ стеклом с низким содержанием Ыа, и 2) расплавы, близкие к

сонасыщению оливи- рис. 7. Нормативные составы (мол. %) пород Ыг 287 на диа-ном, пироксеном и грамме оливин-анортит-кремнезем.

плагиоклазом, которые на диаграмме 01-An-Si02 располагаются вдоль оливин-пироксеновой границы, близко к насыщению плагиоклазом. Можно предположить, что породы второй группы могут быть получены из более примитивных расплавов первой группы при близповерхностном фракционировании оливина. Считается, что такие процессы ответственны за разнообразие базальтов многих регионов Луны (напр., Papike, Vaniman, 1978).

Изменение состава расплава при равновесной кристаллизации пикритово-го расплава брекчии Dh 287В представлено на рис. 8. Последовательность появления фаз и их составы похожи на экспериментальные данные, полученные для зеленых стекол «Аполлон 15» (Grove, Vaniman, 1978). В ходе фракционной кристаллизации пикритового расплава образуются пижонит (Wo<)En6,) и плагиоклаз (Ап85>), когда оливин (Fo62) исчезает из последовательности. Эти результаты предполагают, что источником фрагментов магнезиального пижонита и анортита Dh 287В могла быть пикритовая магма. Фракционная кристаллизация пикритовой магмы также может произвести VLT породы (класты 4г, 5г2), но не VLT стекло (С), богатое Na, и не LT породы, которые имеют слишком высокое содержание Ti и Na. (рис. 8).

Dh 287А представляет собой продукт кристаллизации первичного расплава, так как модельные и реально наблюдаемые в породе ранние фазы имеют практически одинаковый состав, и, следовательно, Dh 287А не является куму-латом. Этот базальт по содержанию нормативного оливина близок пикритовым стеклам (рис. 7), которые, как предполагается, сформировались при частичном плавлении на глубине свыше 400 км (Grove, Lindsley, 1978). Хотя Dh 287А представляет примитивную жидкость, другие LT базальты показывают боль-

7-1-1-1-1-i-1-1--1.0-1-1-1-1-,-т-

Dh 287В:

-1-г--1-1-i-I--U.U -I-1-Т-1-1--I-

0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1

Мд/(Мд+Ре), ат.% Мд/(Мд+Ре), ат.%

Рис. 8. Изменения магнезиальности и содержания ТЮ2 (а) и Ма20 (б) при равновесной (сплошная линия) и фракционной (пунктирная линия) кристаллизации расплавов составов 23/г 287А, ЬТ стекла В и пикритового стекла.

шой разброс по содержанию Тл и Ка и не могут быть произведены из одной единственной жидкости.

ЬТ стекло с низким содержанием Ыа (В) сопоставимо по магнезиальности с Щ 287 А и, кроме того, однородно, не имеет структур течения и включений. Последовательность появления фаз при равновесной кристаллизации оливин-насыщенных расплавов БЬ 287А и ЬТ стекла В практически одинакова. Таким образом, ЬТ стекло В может также представлять состав первичного расплава.

ЬТ базальт (класт 7г1) может быть получен в результате равновесной кристаллизации первичного расплава БИ 287А или ЬТ стекла В (рис. 8). Однако другой ЬТ базальт (класт 6т) имеет слишком высокую магнезиальность и содержание Ыа, и не может быть получен из этих расплавов. Расчетные составы ранних минералов более магнезиальны, чем наблюдаемые в этой породе, что свидетельствует о том, что она является кумулатом и имеет другой родительский расплав. Витрофировый ЬТ базальт (класт 5г1) может образоваться при магматическом фракционировании первичного расплава Ш 287А или ЬТ стекла В (рис. 8).

Таким образом, все разнообразие пород метеорита БЬ 287 невозможно получить с помощью близповерхностного фракционирования единственной родительской магмы. Необходимо допустить существование трех типов родительских расплавов, которые представлены в метеорите пикритовым стеклом, ЬТ стеклом с низким содержанием Иа и базальтом БЬ 287А. Различия в составе этих возможных родительских расплавов могут объясняться неоднородностью лунной мантии и/или процессами ассимиляции. В последнем случае ЬТ расплав с низким содержанием Ыа и расплав БИ 287А должны иметь гибридный состав и, возможно, образовались в ходе ассимиляции КНЕЕР материала пикритовой магмой. Петрографически КНЕЕР материал присутствует в БЬ 287 (богатый К мезостазис в БЬ 287А и КЯЕЕР стекло в БЬ 287В), что отражается и в содержаниях редких элементов (высокие содержания К, легких р.з.э.). Это, наряду с 8т-Ш и Шэ-Бг изотопными данными (БЫЬ е( а!., 2002), указывающими на гибридное происхождение базальта БЬ 287А, подтверждает модель ассимиляции.

Таким образом, БЬ 287 содержит в себе материал нескольких извержений, различающихся по составу, условиям образования и истории остывания.

Заключение.

Исследованы и зарегистрированы новые лунные метеориты из района Дофар (Оман). Дано первое систематическое описание лунных метеоритов коллекции РАН. Среди них присутствуют материковые, морские и смешанные метеориты, представляющие, по крайней мере, 7 независимых падений.

Лунные метеориты представительно характеризуют вещественный состав корового вещества Луны. В этих метеоритах установлены практически все компоненты, известные в образцах, доставленных экспедициями «Аполлон» и аппаратами «Луна», включая такие редкие типы, как монцодиориты, граниты, дуниты, пироксениты, пикритовые стекла и глубинный материал. Оценки среднего состава лунной коры, основанные на числе падений и массах лунных метеоритов, приводят к сходным результатам, что указывает на их достоверность. Более того, эти оценки по содержанию Fe, Ti и Th сопоставимы с последними орбитальными данными, полученными аппаратами Lunar Prospector и Clementina.

Материковая кора Луны определенно должна быть богаче плагиоклазом и беднее несовместимыми элементами, чем считалось ранее, что совместимо с гипотезой океана магмы. Морские районы лунной поверхности в среднем отвечают по составу LT базальтам. Высокотитанистые базальты пользуются, по-видимому, очень ограниченным распространением. Популяция смешанных метеоритов, возможно, характеризует состав переходных зон море/материк, особенностью которых могло бы быть присутствие магнезиальных VLT базальтов.

Разнообразие морских базальтов и их родительских расплавов, наблюдаемых в одном метеорите Dh 287, наряду с обогащением легкими р.з.э. многих морских метеоритов, может указывать на значительную роль ассимиляции KREEP компонента магмами морских базальтов.

Геохимические данные о лунных метеоритах подтверждают возможное обогащение лунного вещества труднолетучими и обеднение легколетучими и сидерофильными элементами относительно хондритов.

Полученные оценки равновесных температур шпинель-алюмоэнстатит-плагиоклаз-оливиновых ассоциаций находятся в интервале 580-1150 °С. Для большей части зерен алюмоэнстатита минимальная глубина образования составляет около 20 км и не более 35 км, максимально возможные глубины для существования рассматриваемых парагенезисов определяются стабильностью плагиоклаза и составляют примерно 150-170 км, что соответствует средним зонам лунной коры или верхней мантии. Магнезиальность лунных алюмоэнста-титов и земной мантии совпадают. Это предполагает, что лунная мантия, по

крайней в мере в некоторых областях, не отличается по магнезиальности от земной мантии.

Список работ по теме диссертации

Статьи:

1. Demidova S.I., Nazarov М.А., Anand М., Taylor L.A. A lunar regolith breccia Dhofar 287B: A record of lunar volcanism // Meteorit. Planet. Sci. 2003. V. 38. №4. P. 501-514.

2. Anand M., Taylor L.A., Misra K.C., Demidova S.I., Nazarov M.A. KREEPy lunar meteorite Dhofar 287A: A new lunar mare basalt // Meteorit. Planet. Sci. 2003. V. 38. №4. P. 485-499.

3. Назаров M.A., Бадюков Д.Д., Лоренц K.A., Демидова С.И. Поток лунных метеоритов на Землю //Астрономический вестник. 2004. Т. 38. №1. С. 53-62.

4. Демидова С.И., Назаров М.А., Лоренц К.А., Курат Г., Брандштетгер Ф., Нтафлос Т. Химический состав лунных метеоритов и лунной коры // Петрология. 2007. Т. 15. №4. С. 416-437.

5. Назаров М.А., Аранович Л.Я., Демидова С.И., Нтафлос Т., Брандштетгер Ф. Алюмоэнстатиты лунных метеоритов и глубинные породы Луны // Петрология. 2011. Т. 19. №1. С. 14-26.

Тезисы докладов:

1. Taylor L.A., Nazarov М.А., Demidova S.I., Patchen A. Dhofar 287: A new mare lunar mare basalt from Oman // Meteorit. Planet. Sci. 2001. V. 36. Suppl. P. A204.

2. Demidova S.I., Nazarov M.A., Anand M., Taylor L.A. Clast population of lunar regolith breccia Dhofar 287B // Lunar Planet. Sci. Conf. 33. 2002. #1290.pdf.

3. Nazarov M.A., Demidova S.I., Patchen A., Taylor L.A. Dhofar 301,302 and 303: Three new lunar highland meteorites from Oman // Lunar Planet. Sci. Conf. 33. 2002.

# 1293.pdf.

4. Demidova S.I., Nazarov M.A., Kurat G., Brandstatter F., Ntaflos T. Lunar meteorite Dhofar 310: A polymict breccia with deep-seated lunar crustal material // Meteorit. Planet. Sci. 2003. V. 38. Suppl. P. A30.

5. Demidova S.I., Nazarov M.A., Taylor L.A., Patchen A. Dhofar 304, 305,306 and 307: New lunar highland meteorites from Oman // Lunar Planet. Sci. Conf. 34. 2003.

# 1285.pdf.

6. Nazarov M.A., Demidova S.I., Taylor L.A. Trace element chemistry of lunar highland meteorites from Oman // Lunar Planet. Sci. Conf. 34.2003. #1636.pdf.

7. Nazarov M.A., Demidova S.I.; Patchen A., Taylor L.A. Dhofar 311, 730 and 731: New lunar meteorites from Oman // Lunar Planet. Sci. Conf. 35.2004. #1233.pdf.

8. Demidova S.I., Nazarov M.A., Kurat G., Brandstatter F., Ntaflos T. New lunar meteorites from Oman: Dhofar 925, 960 and 961 // Lunar Planet. Sci. Conf. 36 2005.

# 1607.pdf.

9. Nazarov M.A., Demidova S.I., Brandstatter F., Ntaflos Т., Kurat G. Deep-seated crustal material in Dhofar lunar meteorites: Evidence from pyroxene chemistry // Lunar Planet. Sci. Conf. 36. 2005. # 1063.pdf.

Отпечатано на ризографе ВОНТИГЕОХИРАН Тираж 110 экз.

Содержание диссертации, кандидата геолого-минералогических наук, Демидова, Светлана Ивановна

ВВЕДЕНИЕ.

Глава 1. ЛУННЫЕ ПОРОДЫ И ЛУННЫЕ МЕТЕОРИТЫ (по литературным данным).

1.1. Лунные породы.

1.2. Лунные метеориты.

Глава 2.0БРАЗЦЫ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ.

Глава 3. ЛУННЫЕ МЕТЕОРИТЫ ОМАНА.

3.1. Число и масса лунных метеоритов Дофара (Оман).

3.2. Вещественная характеристика лунных метеоритов Омана.

3.2.1. Метеориты состава норитовых анортозитов.

3.2.2. Метеориты ферроанортозитового состава.

3.2.3. Метеориты состава троктолитовых анортозитов.

3.3. Парность метеоритов Омана.

Введение Диссертация по наукам о земле, на тему "Лунные метеориты и вещественный состав лунной коры"

В настоящее время наши знания о коровом веществе Луны базируются на данных дистанционного зондирования, результатах исследования лунных образцов, доставленных экспедициями «Аполлон» и АЛС «Луна», и метеоритах лунного происхождения. Дистанционные данные покрывают практически всю поверхность Луны, но отличаются низкой точностью и дают информацию о распределении очень ограниченного количества химических элементов (Metzger et al., 1977; Spudis, Pieters, 1991; Gillis et al., 2004; Giguerre et al., 2000). Лунные образцы изучены всем комплексом имеющихся лабораторных методов и представляют основную фактическую базу современного знания о Луне. Однако эти образцы доставлены только с видимой стороны Луны и из районов, которые были приемлемы для посадки космических аппаратов. Уже стало очевидным, что они скорее необычны по составу, то есть не характеризуют общий состав лунной коры (напр., Palme et al., 1991). Лунные метеориты представляют собой новый тип лунных образцов, доступных для лабораторного изучения. Случайный характер выброса этих метеоритов с Луны предполагает, что они представительно отражают состав поверхностного вещества как видимой, так и обратной стороны нашего спутника. Настоящая работа посвящена исследованию минерального и химического состава лунных метеоритов Омана, типовые образцы которых хранятся в Метеоритной коллекции РАН, и выполнена в 2000-2009 годах в лаборатории метеоритики Института геохимии и аналитической химии им. В.И.Вернадского РАН.

Для достижения поставленной цели решались следующие задачи: - исследование вещественного состава лунных метеоритов, найденных в провинции Дофар (Оман);

-оценка среднего состава лунной коры на основе полученных и литературных данных о лунных метеоритах;

- поиск глубинного вещества в лунных метеоритах и оценка условий его образования;

- установление генетических взаимоотношений фрагментов магматических пород в лунном морском метеорите Dhofar (БЬ) 287.

Научная новизна. Впервые проведено петрографо-минералогическое и геохимическое изучение 22-х новых лунных метеоритов, найденных в Омане и официально зарегистрированных в Номенклатурном комитете Метеоритного общества. Показано, что все изученные метеоритные находки представляют, по крайней мере, 7 различных падений. Впервые в лунных метеоритах обнаружены такие редкие типы лунного вещества, как стекла пикритового состава, породы ультраосновного и кислого состава, а также алюмоэнстатит-шпинелевые ассоциации, которые представляют собой глубинный материал. Дана оценка среднего состава лунной материковой коры, морских базальтов и лунной поверхности. Полученный состав лунной коры отличается более высокими содержаниями А1, чем это предполагалось по результатам изучения лунных образцов, и совместим с обогащением Луны труднолетучими элементами. Показано, что в морских районах преобладают низкотитанистые базальты, тогда как высокотитанистые базальты очень редки. Впервые установлено, что для образования всего многообразия пород морского метеорита ОЬ 287 необходимо присутствие трех родительских расплавов, два из которых могли образоваться в ходе ассимиляции КЫЕЕР материала пикритовой магмой.

Основные защищаемые положения.

1. Лунные метеориты Омана составляют 40% всех лунных метеоритных находок и представлены материковыми, смешанными и морским метеоритами, которые представляют, по меньшей мере, 7 различных падений.

4. В лунном морском метеорите Dh 287 присутствуют различные типы базальтовых пород, отличающихся по составу, скорости остывания и условиям формирования. В их образовании принимали участие процессы ассимиляции KREEP материала.

Фактический материал и методы исследования. В основу работы положены данные, полученные автором при детальном исследовании типовых образцов лунных метеоритов, хранящихся в Метеоритной коллекции РАН. Изучено 22 метеорита: Dh 025, 026, 280, 287, 301, 302, 303, 304, 305, 306, 307, 308, 309, 310, 311, 730, 731, 733, 925, 950, 960, 961, (всего 24 шлифа). Составлена база данных для морских и материковых пород доставленных экспедициями «Аполлон» и миссиями «Луна». Изучено около 400 различных фрагментов пород, присутствующих в лунных брекчиях; проведено компьютерное моделирование процессов равновесной и фракционной кристаллизации для некоторых пород. В работе использовались методы электронно-зондового микроанализа (примерно 10000 анализов, из которых половина выполнена автором); атомно-эмиссионной спектроскопии с индукционно-связанной плазмой (5), рентгено-флюоресцентного (5) и атомно-абсорбционного анализов (5), нейтронной активации (40).

Объем и структура работы.

Диссертация состоит из введения, 6 глав, заключения, имеет объем 125 страниц и содержит 44 рисунка и 21 таблицу. Список литературы включает 201 наименование. Во введении показаны актуальность и основные направления изучения лунных метеоритов. В главе 1 на основании литературных данных представлены основные классификационные параметры лунных пород и метеоритов и их идентификационные признаки, а также история исследования Луны. Глава 2 содержит описание использованных методов исследования. Глава 3 содержит результаты исследования лунных метеоритов, найденных в провинции Дофар (Оман). В главе 4 представлены основные характеристики популяций материковых, морских и смешанных метеоритов и изложены результаты расчета состава лунной коры. В главе 5 обсуждается глубинный материал, обнаруженный в лунных

Заключение Диссертация по теме "Геохимия, геохимические методы поисков полезных ископаемых", Демидова, Светлана Ивановна

4.5. Основные выводы

Средний состав материковых лунных метеоритов представляет собой оценку валового состава лунной коры, во всяком случае древней коры с возрастом более 4 млрд. лет. Оценки этого состава, основанные на числе падений и массах лунных метеоритов, приводят к сходным результатам, что указывает на их достоверность. Более того, по содержанию Fe, Ti и Th они сопоставимы с последними орбитальными данными, полученными аппаратами Lunar Prospector и Clementina. Материковая кора Луны определенно должна быть богаче плагиоклазом и беднее несовместимыми элементами, чем считалось ранее, что совместимо с гипотезой океана магмы. Ферроанортозиты являются ее основным компонентом, и их доля в среднем составе лунной коры должна составлять 50-75%.

Средний химический состав морских метеоритов предполагает, что в морских районах Луны доминируют низкотитанистые базальты, в среднем содержащие 2.3±0.3 масс.% ТЮ2 и обогащенные легкими р.з.э. в отличие от известных лунных морских пород. Высокотитанистые базальты, типичные для образцов «Аполлона 11 и 17», должны пользоваться ограниченным распространением, что гармонирует с результатами орбитальных исследований. Обогащение легкими р.з.э. свидетельствует об ассимиляции базальтовыми магмами ККЕЕР материала, что соответствует модели гибридизации Рингвуда и Кессона (Шп§^уоос1, кезбоп, 1976).

Популяция смешанных метеоритов, возможно, характеризует состав переходных зон море/материк, особенностью которых могло бы быть присутствие магнезиальных КЛЕЕР и УЬТ базальтов.

Геохимические данные о лунных метеоритах подтверждают возможное обогащение лунного вещества труднолетучими (р.з.э.) и обеднение легколетучими (Ыа) и сидерофильными (Со) элементами относительно С1 хондритов.

Глава 5. ГЛУБИННЫЙ МАТЕРИАЛ В ЛУННЫХ МЕТЕОРИТАХ.

Шпинелевые катаклазиты (Вепсе et al., 1974) - это редчайший тип лунных пород, описанный в некоторых материковых брекчиях «Аполлона 15 и 17». Они отличаются по минералогии, структуре и геохимии от других пород Луны и характеризуются следующей минеральной ассоциацией: магнезиальный оливин + высокоалюминиевый энстатит (до 7.2 мас.% AI2O3) + плеонастовая шпинель + плагиоклаз (табл. 6). Единичные класты таких пород обнаружены в образцах: 15445 (Anderson, 1973; Herzberg, Baker, 1980; Baker, Herzberg, 1980), 73263 (Вепсе et al., 1974), 73215 (Herzberg, 1978), 77517 (Warner et al.,1978), 72435 (Dymek et al., 1976; Herzberg, Baker, 1980; Baker, Herzberg, 1980) и 72255 (Herzberg, 1978). Лишь один образец 72435 содержит в качестве второстепнной фазы кордиерит (Dymek et al., 1976). Фрагменты минеральных зерен катаклазитов отличаются очень гомогенным химическим составом. Породы имеют сравнительно крупнозернистую структуру (до 0.5 мм) и мономиктовый состав, что предполагает, что они не претерпели ударного плавления. Все вышеописанные черты, а также отсутствие примеси сидерофильных элементов в шпинелевом катаклазите 15445 (Gros et al., 1976) привели к заключению о глубинном происхождении этих пород (см. напр. Herzberg, 1978).

Табл. 6. Составы минералов в шпинель-энстатитовых ассоциациях лунных метеоритов и шпинелевых катаклазитах.

15445* 72435* 73263.1* 77517* 310-M3 309-М4 Сростки Мин. фрагм.

AI-En Еп91.92 En65.7g ЕП79.90 En89-91 En89 Еп89 ЕП85-90 Еп82-92

AI2O3,мас.% 2-6.3 2.5-6.5 3.3-6.7 6.8-7.3 6.0-11.5 2.2-8.6 2.2-9.4

Ol f 088-91 Fo72 FOS9-90 FOS9-90 Fos9 Fosi-RS FO87-90

PI Ап88-98 Ап.м.дя АПОЛ-97 АП9698 Ап97 An,г, ап97.99

Sp Fe/(Fe+Mg) 0.19 0.31-0.56 0.18-0.20 0.20-0.38 0.20 0.19-0.30 0.19-0.22

Cr/(Cr+Al) 0.13 0.03-0.21 0.09 0.08-0.29 0.04 0.04-0.13 0.05-0.10

Warneretal., 1978)

5.1. Петрография и минералогия.

Минеральные фазы аналогичные таковым в шпинелевых катаклазитах обнаружены в метеоритах ОЬ 302, 303, 305, 306, 307, 309, 310, 311, 730, 950, 1436 и 8аи 449 (Назаров и др., 2011), которые представлены в основном брекчиями троктолитового состава (см. главу 3). В них найдено два небольших фрагмента, содержащих алюмоэнстатит, которые можно считать обломками горных пород. Класт ЗМ в метеорите БЬ 310 (рис. 26а,б) находится в ударном расплаве и имеет размеры примерно 180x130 мкм. В этом класте шпинель (Mg/(Mg+Fe)=80 ат.%; А1/(А1+Сг)=96 ат.%) образует червеобразные выделения в алюмоэнстатите (Епвз^оо.б; АЬОз 6.8 мас.%).

Рис. 26. Фрагменты пород, содержащих алюмоэнстатит, и обломки зерен алюмоэнстатита в ударно-расплавной матрице лунных метеоритов (изоьражения в обратно-рассеянных электронах), (а) Фрагмент 310-МЗ, состоящий из алюмоэнстатита, шпинели, анортита и форстерита. Стрелками показаны мелкие зерна (белые) рутила и Т1,2г-фазы, расположенные на контакте алюмоэнстатита и шпинели. К фрагменту примыкают обломки железистого оливина. Метеорит ОИ 310. (б) Дешифрированная структура класта 310-МЗ. (в) Фрагмент 309-М4, который также содержит алюмоэнстатит, шпинель, анортит и форстерит, однако шпинель в этой породе образует гипидиоморфные кристаллы. Стрелкой показано маленькое зерно (белое), состоящее из Ре,М сульфида и металла. Вмещающая расплавная матрица хорошо раскристаллизована. Метеорит Эк 309. (г) Дешифрированная структура класта 309-М4. (д) Фрагмент алюмоэнстатита (темно-серый), содержащий червеобразные и изометричные выделения шпинели (светлая). Ударно-расплавная матрица плохо раскристаллизована. Метеорит ВИ 303. (д) Обломки мономинеральных зерен алюмоэнстатита (темные) в матрице метеорита ИИ 303.

На контакте шпинели и алюмоэнстатита обнаружены 2 зерна рутила и одно зернышко фазы богатой Zr и Ti, которое не удалось проанализировать из-за малого размера. Присутствие рутила сближает этот класт с фрагментом шпинелевого катаклазита 15445,10 (Anderson, 1972), в котором рутил также наблюдается в акцессорных количествах. Плагиоклаз (АП97) представлен ксеноморфными выделениями. К класту примыкает единственное зерно магнезиального оливина (Fosg)- Все остальные обломки, если и наблюдаются в контакте с этим кластом очень железистые и не находятся в равновесии с его главными минеральными фазами. В пределах фрагмента составы всех фаз (табл. 6,7) практически постоянны. Модальный состав класта (об.%): алюмоэнстатит 63.8%, шпинель 15.5%, плагиоклаз 16.3%, оливин 4.4%. Маленькие размеры обломка недостаточны для надежной оценки модального состава, и только соотношения шпинели и пироксена могут отражать реальные пропорции этих фаз в исходной породе.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ.

Полученные оценки равновесных температур шпинель-алюмоэнстатит-плагиоклаз-оливиновых ассоциаций находятся в интервале 580-1150 °С. Для большей части зерен алюмоэнстатита минимальная глубина образования составляет около 20 км и не более 35 км, максимально возможные глубины для существования рассматриваемых парагенезисов определяются стабильностью плагиоклаза и составляют примерно 150-170 км, что соответствует средним зонам лунной коры или верхней мантии. Магнезиальность лунных алюмоэнстатитов и земной мантии совпадают. Это предполагает, что лунная мантия, по крайней в мере в некоторых областях, не отличается по магнезиальности от земной мантии.

Библиография Диссертация по наукам о земле, кандидата геолого-минералогических наук, Демидова, Светлана Ивановна, Москва

1. Демидова С.И., Назаров М.А., Лоренц К.А. и др. Химический состав лунных метеоритов и лунной коры//Петрология. 2007. Т. 15. №4. С. 416-437.

2. Еремеева А.И. История метеоритики. Истоки. Рождение. Становление // Дубна: Феникс+. 2005. 896 с.

3. Кусков О.Л., Кронрод В.А. Луна: химический состав и внутреннее строение // Астрон. Вестник. 1999. Т. 33. № 5. С. 437-446.

4. Леонтьева Е.М., Матуков Д.И., Назаров М.А. и др. Первое определение изотопноговозраста лунного метеорита уран-свинцовым методом по акцессорному циркону // Петрология. 2005. Т. 13. № 2. С. 213-217.

5. Назаров М.А., Аранович Л.Я., Демидова С.И. и др. Алюмоэнстатиты лунных метеоритов и глубинные породы Луны // Петрология. 2011. Т. 19. №1. С. 14-26.

6. Назаров М.А., Бадюков Д.Д., Лоренц К.А., Демидова С.И. Поток лунных метеоритов на Землю // Астрономический Вестник. 2003. Т. 37. № 6. С. 1-10.

7. Назаров М.А., Тарасов Л.С., Шевалееевский ИД. Минералогия материкового реголита

8. Луна-20») // В кн. Грунт из материкового района Луны. М.:Наука. 1979. С. 226-267.

9. Семенова A.C., Назаров М.А., Кононкова H.H. Петрология лунных метеоритов MAC 88105 и ЕЕТ 87521 // Петрология. 1993. Т 1. № 6. С. 624-633.

10. Тарасов Л.С., Назаров М.А., Шевалееевский И.Д. и др. Петрография пород и особенности химического состав минералов реголита из Моря Кризисов // В кн. Лунный грунт из Моря Кризисов. М.:Наука. 1980. С. 78-96.

11. Флоренский К.П., Базшевский А.Т., БурбаГ.А. и др. Очерки сравнительной планетологии //М:Наука. 1981.326 с.

12. Цветков В.К, Горицкий Ю.А. Вероятностная оценка ориентированности рассеяния метеоритных дождей // Астрономический вестник, 1973. Т.7. №3. С. 160-166.

13. Чейз Ф. Количественно-минералогиечский анализ шлифов под микроскопом // М.: Иностранная литература. 1963. 155 с.

14. Шуколюков Ю.А., Назаров М.А., Отт У. Благородные газы новых лунных метеоритов из Омана: радиационная история, захваченные газы, космический и К/Ar возраст // Геохимия. 2004. № 11. С.1001-1017.

15. Arnold J.R. The origin of meteorites as small bodies. II. The model // Astrophys. J. 1965. V. 141. P. 1536-1547.

16. Basilevsky, А. Т., Neukum G., Nyquist L. The spatial and temporal distribution of lunar mare basalts as deduced from analysis of data for lunar meteorites // Planet. Space Science. 2010. in press.

17. AnandM, Taylor L.A., Misra K.C. et al. KREEPy lunar meteorite Dhofar 287A: A new lunar mare basalt // Meteoritics and Planet. Sci. 2003a. V. 38. № 4. P. 485-499.

18. Anand M., Taylor L.A., Neal С et al. Petrogenesis of lunar meteorite EET 96008 // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2003b. V. 67. P. 3499-3518.

19. Anand M., Taylor L.A., Neal C. et al. Petrology and geochemistry of LAP 02 205: A new low-Ti mare-basalt meteorite // Lunar Planet. Sci. 35th. 2004. #1626.pdf.

20. Anand M., Taylor L. A., Patchen A. et al. New minerals from a new lunar meteorite, Dhofar 280 // Lunar Planet. Sci. 33th. 2002. #1653.pdf.

21. Anderson A.T. The texture and mineralogy of lunar peridotite, 15445,10 // The Journal of Geology. 1973. V. 81. P. 219-226.

22. Arai Т., Warren P.H. Lunar meteorite Queen Alexandra Range 94281: Glass compositions and other evidence for launch pairing with Yamato 793274 // Meteoritics and Planet. Sci. 1999. V. 34. P. 209-234.

23. Arai Т., Warren P.H., Kallemeyn G. W. Lunar meteorite QUE 94281: A possible pair of Y793274 and/or EET87521 //Lunar Planet. Sci. 27th. 1996. P. 33-34.

24. Arai Т., Otsuki M„ Ishii T. et al. Mineralogy of Yamato 983885 lunar polymict breccia with alkali-rich and Mg-rich rocks // Lunar Planet. Sci. 35th. 2004. #2155.pdf.

25. Arai Т., Hawke B.R., Giguere T.A. et al. Antarctic lunar meteorites Yamato-793169, Asuka-881757, MIL 05035, and MET 01210 (YAMM): Launch pairing and possible cryptomare origin // Geochimica et Cosmochimica Acta. 2010. V. 74. P. 2231-2248.

26. Ariskin A.A., Petaev M.I., Borisov A.A., Barmina G.S. METEOMOD: A numerical model for the calculation of melting-crystallization relationships in meteoritic igneous systems // Meteoritics and Planet. Sci. 1997. V. 32. P. 123-133.

27. Baker M.B., Herzberg C. T. Spinel cataclasites in 15445 and 72435: Petrology and criteria for equilibrium//Proc. Lunar Planet. Sci. Conf. 11. 1980. P. 535-553.

28. Bence A.E., Delano J. W., Papike J. J., Cameron K.L. Petrology of the highland massifs at Tauruth1.ttrow: An analysis of the 2-4 mm soil fraction // Proc. 5 Lunar Planet. Sci. Conf. 1974. P. 785-827

29. Bischoff A., Palme H., Weber H. W. et al. Petrography, shock history, chemical composition and noble gas content of the lunar meteorites Yamato-82192 and -82193 // Proc. 11th Symp. Antarct. Meteorit. Mem. Natl. Inst. Polar Res. 1987. № 46. P. 21-42.

30. Bischoff A., Weber D., Clayton R.N., et al. Petrology, chemistry, and isotopic compositions of the lunar highland regolith breccia Dar al Gani 262 // Meteoritics and Planet. Sci. 1998. V. 33. P. 1243-1257.

31. CahillJ.T., Taylor L.A., Anand M. et al. Mineralogy, petrography, and geochemistry of lunar meteorite Dhofar 081: New developments // Lunar Planet. Sci. 33rd. 2002. #1351.pdf.

32. CahillJ.T., Floss C., Anand M. et a/. Pedogenesis of lunar highlands meteorites: Dhofar 025, Dhofar 081; Dar al Gani 262, and Dar al Gani 400 // Meteoritics and Planet. Sci. 2004. V. 39. P. 503-530.

33. Chenet H., Gagnepain-Beyneix J., Lognonne P. A new geophysical view of the Moon // Lunar Planet. Sci. 33rd. 2002. #1684.pdf.

34. Cohen B.A., Taylor L.A., Nazarov M.A. Lunar meteorite Dhofar 026: A second-generation impact melt // Lunar Planet. Sci. 32nd. 2001. #1404.pdf.

35. Cohen B.A., James O.B., Taylor L.A. et al. Lunar highland meteorite Dhofar 026 and Apollo sample 15418: Two strongly shocked, partially melted, granulitic breccias // Meteoritics and Planet. Sci. 2004. V. 39. P. 1419-1447.

36. Connolly H.C., Zipfel J., Grossman J.N. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 90 // Meteoritics and Planet. Sci. 2006. V. 41. P. 1383-1418.

37. Connolly H.C., Zipfel J., Folco L. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 91 // Meteoritics and Planet. Sci. 2007. V. 42. P. 413-466.

38. Connolly H.C., Smith C„ Benedix G. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 92 // Meteoritics and Planet. Sci. 2007. V. 42. P. 1647-1694.

39. Connolly H.C., Smith C., Benedix G. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 93 // Meteoritics and Planet. Sci. 2008. V. 43. P. 571-632.

40. Delaney J.S. Lunar basalt breccia identified among Antarctic meteorites // Nature. 1989. V. 342. P. 889-890.

41. Delano J. W. Pristine lunar glasses: Criteria, data and implications // Proc. 16th Lunar Planet. Sci. Conf. 1986. P. 201-213.

42. DelanoJ. W., Livi K. Lunar volcanic glasses and their constraints on mare petrogenesis // Geochim. Cosmochim. Acta. 1981. V. 45. P. 2137-2149.

43. Demidova S.I., Nazarov M.A., Anand M., Taylor LA. A lunar regolith breccia Dhofar 287B: A record of lunar volcanism // Meteoritics and Planet. Sci. 2003a. V. 38. P. 501-514.

44. Demidova S.I., Nazarov M.A., Kurat G. et al. Lunar meteorite Dhofar 310: A polymict breccia with deep-seated lunar crustal material // Meteoritics and Planet. Sci. 20036. V. 38. P. A30.

45. Demidova S.I., Nazarov M.A., Taylor L.A. Dhofar 304, 305, 306, and 307: New lunar highland meteorites // Lunar Planet. Sci. 34th. 2003b. #1285.pdf.

46. Demidova S. L, Nazarov M. A., Kurat G. et al. New lunar meteorites from Oman: Dhofar 925, 960 and 961 // Lunar Planet. Sci. 36th. 2005. # 1607.pdf.

47. Dreibus G., SpettelB., Wlotzka F. et al. Chemistry, petrology, and noble gases of basaltic lunar meteorite QUE 94281 // Meteoritics and Planet. Sci. 1996. V. 31. P. A38.

48. Dymek R.F., Albee A.L., Chodos A.A. Petrology and origin of boulders #2 and #3, Apollo 17 Station 2 // Proc. Lunar Sci. Conf. 7th. 1976. P. 2335-2378.

49. Eugster O., Polnau E. Lunar meteorite QUE94269 Pairing with QUE93069 confirmed. Lunar meteorite QUE 94281 - similarity with Y-793274 // Lunar Planet. Sci. 27th. 1996. P. 343344.

50. El GoresyA., Ramdohr P., Medenbach O. Lunar samples from Descartes site: Opaque mineralogy and geochemistry // Proc. Lunar Sci. Conf. 4th. 1973. P. 733-750.

51. Fagan T.J., Taylor G.J., Keil K. et al. Northwest Africa 032: Product of lunar volcanism // Meteoritics and Planet. Sci. 2002. V. 37. P. 371-394.

52. Fagan T.J., Taylor G.J., Keil K. et al. Northwest Africa 773: Lunar origin and iron-enrichment trend // Meteoritics and Planet. Sci. 2003. V. 38. P. 529-554.

53. Foreman A.B., Korotev R.L., JolliffB.L., Zeigler R.A. Petrography and geochemistry of Dhofar 733 An unusually sodic, feldspathic lunar meteorite // Lunar Planet. Sci. 39th. 2008. #1853.pdf.

54. Giguere T.A., Taylor G.J., Hawke B.R., Lucey P.G. The titanium contents of lunar mare basalts // Meteoritics and Planet. Sci. 2000. V. 35. P. 193-201.

55. GillisJ.J., Taylor G.J., Lucey P.G. Remote sensing assessment of lunar resources: We know where to go to find what we need // Space Resources Roundtable VI. LPI. Houston. Texas. USA. 2004a. P. 20 (6029.pdf)

56. Gill is J.J., JolliffB.L, Korotev R.L. Lunar surface geochemistry: Global concentrations of Th, K, and FeO as derived from Lunar Prospector and Clementine data // Geochim. Cosmochim. Acta. 2004b. V. 68. P. 3791-3805.

57. Goldstein J.I and Axon H.J. Metallic particles from 3 Apollo 15 soils // In The Apollo 15 lunar samples II The Lunar Science Institute. Houston. 1972. P. 78-81.

58. Goodrich C.A. Ureilites: A critical-review // Meteoritics and Planet. Sci. 1992. V. 27, P. 327352.

59. Green D.H., Ringwood A.E., Ware N.G. et al. Experimental petrology and pedogenesis of Apollo 12 basalts // Proc. 2nd Lunar Sci. Conf. 1971a. P. 601-615.

60. Green D.H., Ware N.G., Hibberson W.O., Major A. Experimental petrology of Apollo 12 mare basalts. Part I, sample 12009 // Earth Planet. Sci. Lett. 1971b. V. 13. P. 85-96.

61. Greshake A., Schmitt R. T., Stoffler D. et al. Dhofar 081: A new lunar highland meteorite // Meteoritics and Planet. Sci. 2001. V. 36. P. 459-470.

62. Gros J., Takahashi H., Hertogen J. et al. Composition of the projectiles that bombarded the lunar highlands // Proc. Lunar Sci. Conf. 7th. 1976. P. 2403-2425.

63. Grossman J.N. The Meteoritical Bulletin, No 84 // Meteoritics and Planet. Sci. 2000. V. 35, P. A199-A225.

64. Grossman J.N., ZipfelJ. The Meteoritical Bulletin, No 85 // Meteoritics and Planet. Sci. 2001. V. 36, P. A293-A322.

65. Grove T.L., Bence A.E. Experimental study of pyroxene-liquid interaction in quartz-normative basalt 15597II Proc. 8th Lunar Sci. Conf. 1977. P. 1549-1579.

66. Grove T.L., Lindsley D.H. Compositional variation and origin of lunar ultramafic green glasses // Lunar Planet. Sci. 9th. 1978. P. 430-432.

67. Grove T.L., Vaniman D.T. Experimental petrology of very low Ti (VLT) basalts // In Mare Crisium: The View from Luna 24 (eds. Merril R.B. and Papike J.J.). Pergamon, New York. 1978. P. 445-471.

68. Haggerty S.E. Apollo 14: subsolidus reactions and compositional variations of spinels // Proc. 3rd Lunar Sci. Conf. 1972. P. 305-332.

69. Haggerty S.E. Luna 24: Systematics in spinel mineral chemistry in the context of an intrusive petrogenetic grid // In Mare Crisium: The View from Luna 24 (eds. Merril R.B. and Papike J.J.). Pergamon, New York. 1978. P. 523-535.

70. Hammond N.P., Nimmo F., Korycansky D. Hydrocode modeling of the South Pole Aitken basin-forming impact // Lunar Planet. Sci. 40th. 2009. #1455. pdf.

71. Haskin L.A., Warren P.H. Lunar chemistry // In Lunar Sourcebook (eds. G. Heiken, D. Vaniman, and B. M. French) // Cambridge University Press. Cambridge. UK. 1991. P. 367-474.

72. Head J. W., Wilson L. Lunar mare voleanism: Stratigraphy, eruption conditions, and the evolution of secondary crust // Geochim. Cosmochim. Acta. 1992. V. 56. P. 2155-2175.

73. Herzberg C. T. The bearing of spinel cataclasites on the crust-mantle structure of the moon // Proc. Lunar Sci. Conf. 9th. 1978. P. 319-336.

74. Herzberg C.T., Baker M.B. The cordierite- to spinel-cataclasite transition: Structure of the lunar crust // Proc. Conf. on the Lunar Highland Crust. 1980. P. 113-132.

75. Hill D.H., Boynton W. V. Chemistry of the Calcalong Creek lunar meteorite and its relationship to lunar terranes //Meteoritics and Planet. Sci. 2003. V. 38. P. 595-626.

76. Hill D.H., Boynton W. V., Haag R.A. A lunar meteorite found outside the Antarctic // Nature. 1991. V. 352. P. 614-617.1.ving A.J. Chemical variation and fractionation of KREEP basalt magmas // Proc. 8th Lunar Sci. Conf. 1977. P. 2433-2448.

77. James O. B., Cohen B. A., Taylor L. A. Lunar meteorite Dhofar 026: A shocked granulitic breccia, not an impact melt // Lunar Planet. Sci. 34th. 2003. #1149.pdf.

78. JolliffB.L. Fragments of quartz monzodiorite and felsite in Apollo 14 soil particles // Proc. 21111 Lunar Sci. Conf. 1991. P. 101-118.

79. JolliffB.L., Korotev R.L., Haskin L.A. A ferroan region of the lunar highland as recorded in meteorites MAC88104 and MAC88105 // Geochim. Cosmochim. Acta. 1991. V. 55. P. 3051-3071.

80. JolliffB.L., Korotev R.L., Zeigler R.A., Floss C. Northwest Africa 773: lunar mare breccia with a shallow-formed olivine-cumulate component, very-low-Ti (VLT) heritage, and a KREEP connection//Geochim. Cosmochim. Acta. 2003a. V. 67. P. 4857-4879.

81. JolliffB.L., Korotev R.L., Zeigler R.A. et al. Northwest Africa 773: Lunar mare breccia with a shallow-formed olivine-cumulate component, Very-Low-Ti heritage, and a KREEP connection // Lunar Planet. Sci. 34th. 2003b, #1935.pdf

82. Kaiden H., Kojima H. Yamato 983885: A second lunar meteorite from the Yamato 98 collection // Antarctic Meteorites XXVII. Papers presented to 27th Symp. Antarct. Meteorit. NIPR. 2002. P. 49-51.

83. Kato M., Takizawa Y., Sasaki S. SELENE Project Team The Kaguya (Selene) mission and its lunar science // Lunar Planet. Sci. 40th. 2009. # 1226.pdf.

84. Khan A., Mosegaard K. An inquiry into the lunar interior: A nonlinear inversion of the Apollo lunar seismic data // J. Geophys. Res. 2002. V. 107. P. 3-1 3-18.

85. Koeberl C„ Kurat G., Brandstatter F. Gabbroic lunar mare meteoritesAsuka-881757 (Asuka-31) and Yamato-793169: Geochemical and mineralogical study // Proc. NIPR Symp. Antarct. Meteorit. 1993. № 6. P. 14-34.

86. Koeberl C., Kurat G„ Brandstatter F. Lunar meteorite Yamato-793274: Mixture of mare and highland components, and barringerite from the Moon // Proc. NIPR Symp. Antarct. Meteorit. 1991. № 4. P. 33-55.

87. Koeberl C., Kurat G., Brandstatter F. Lunar meteorite Yamato-86032: mineralogical,petrological, and geochemical studies // Proc. NIPR Symp. Antarct. Meteorit. 1990. № 3. P. 3-18.

88. Koeberl C., Kurat G., Brandstatter F. Mineralogy and geochemistry of lunar meteorite Queen Alexandra Range 93069 // Meteoritics and Planet. Sci. 1996. V. 31. P. 897-908.

89. Korotev R.L. On the relationship between the Apollo 16 ancient regolith breccias and feldspathic fragmental breccias, and the composition of the prebasin crust in the Central Highlands of the Moon II Meteoritics and Planet. Sci. 1996. V. 31. P. 403-412.

90. Korotev R.L. Some things we can infer about the Moon from the composition of the Apollo 16 regolith // Meteoritics and Planet. Sci. 1997. V. 32. P. 447-478.

91. Korotev R.L., Haskin L.A., Lindstrom M.M. A synthesis of lunar highlands compositional data // Proc. 11th Lunar Planet. Sci. Conf. 1980. P. 395-429.

92. Korotev R.L., JolliffB.L., Rockow KM. Lunar meteorite Queen Alexandra Range 93069 and the iron concentration of the lunar highland surface // Meteoritics and Planet. Sci. 1996. V. 31. P. 909-924.

93. Korotev R.L., JolliffB.L., Zeigler R.A. et al. Feldspathic lunar meteorites and their implications for compositional remote sensing of the lunar surface and the composition of the lunar crust//Geochim. Cosmochim. Acta. 2003. V. 67. P. 4895-4923.

94. Korotev R.L., Zeigler R.A., JolliffB.L. Compositional constraints on the launch pairing of LAP 02205 and PCA 02007 with other lunar meteorites I I Lunar Planet. Sci. 35th. 2004. #1416.pdf.

95. Korotev R.L., Zeigler R.A., JolliffB.L. Feldspathic lunar meteorites Pecora Escarpment 02007 and Dhofar 489: Contamination of the surface of the lunar highlands by post-basin impacts // Geochim. Cosmochim. Acta. 2006. V. 70, P. 5935-5956.

96. Marvin U.B., Lindstrom M.M., Holmberg B.B., Martinez R.R. New observations on the quartz monzodiorite-granite suite // Proc. 21th Lunar Sci. Conf. 1991. P. 119-135.

97. McCallum I.S., Schwartz J.M. Lunar Mg suite: thermobarometry and petrogenesis of parental magmas // Journal Geophys. Res. 2001. Y.106, № El 1. P. 27,969-27,983.

98. Melosh H.J. Impact cratering: A geologic process // Oxford University Press. N.-Y. Clarendon Press. Oxford. 1989. 245 p.

99. Mercier J-C.C. Single-pyroxene geothermometry and geobarometry // Am. Mineralogist. 1976. V. 61. P. 603-615.

100. Mercier J-C.C., Nicolas A. Textures and fabrics of upper-mantle peridotites as illustrated by xenoliths from basalts // Journal of Petrology. 1975. V. 16. № 2. P. 454-487.

101. Metzger A.E., Haines E.L., Parker R.E., Radocinski R.G. Thorium concentrations in the lunar surface. I: Regional values and crustal content // Proc. 8th Lunar Sci. Conf. 1977. P. 949999.

102. Nazarov M.A., Demidova S.I., Patchen A., Taylor L.A. Dhofar 301, 302 and 303: Three new lunar highland meteorites from Oman // Lunar Planet. Sci. 33rd. 2002. #1293.pdf.

103. Nazarov M.A., Demidova S.I., Patchen A., Taylor L.A. Dhofar 311, 730, and 731: New lunar meteorites from Oman // Lunar Planet. Sci. 35rd. 2004. #1233.pdf.

104. Nazarov M.A., Demidova S.I., Taylor L.A. Trace element chemistry of lunar highland meteorites from Oman // Lunar Planet. Sci. 34th. 2003. #1636.pdf.

105. Nazarov M.A., Demidova S.I., Brandstaetter F. et al. Deep-seated crustal material in Dhofar lunar meteorites: Evidence from pyroxene chemistry // Lunar Planet. Sci. Conf. 36. 2005. # 1063.pdf.

106. Nazarov M.A., Ntqflos T„ Brandstaetter F„ Kurat G. FeO/MnO ratios of lunar meteorite minerals // Lunar Planet. Sci. 40th. 2009. #1059.pdf.

107. Neal C.R., Taylor L.A. Petrogenesis of mare basalts: A record of lunar volcanism // Geochim. Cosmochim. Acta. 1992. V. 56. P. 2177-2211.

108. Neal C.R., Taylor L.A., Lindstrom M.M. Apollo 14 mare basalt petrogenesis Assimilation of KREEP-like components by a fractionating magma // Proc. 18th Lunar Planet. Sci. Conf. 1988. P. 139-153.

109. Nishiizumi K., Coffee M. W. Exposure histories of lunar meteorites Dhofar 025, 026, and Northwest Africa 482 // Meteoritics and Planet. Sci. 2001. V. 36, P. A148.

110. Nishiizumi K., Okazaki R., Park J. et al. Exposure and terrestrial histories of Dhofar 019 martian meteorite // Lunar Planet. Sci. 33rd. 2002. #1366 pdf.

111. Nishiizumi K., Caffee M. W., Jull A.J.T., et al Exposure history of lunar meteorites Queen

112. Alexandra Range 93069 and 94269 // Meteoritics and Planet. Sci. 1996. V. 31. P. 893-896.

113. Nishiizumi K., Hillegonds D.J., McHargue L.R., Jull A.J.T. Exposure and terrestrial histories of new lunar and martian meteorites // Lunar Planet. Sci. 35st. 2004. #1130. pdf.

114. Palme H., Spettel B., Jochum K.F. et al. Lunar highland meteorites and the composition of the lunar crust//Geochim. Cosmochim. Acta. 1991. V. 55. P. 3105-3123.

115. Palme H„ Spettel B., Weckwerth G., Weinke H. Antarctic meteorite ALHA81005, a piece from the ancient lunar crust // Geophys. Res. Lett. 1983. V. 10. P. 817-820.

116. PapikeJ., Taylor L., Simon S. Lunar minerals // In Lunar Sourcebook (eds. G. Heiken, D. Vaniman, and B. M. French) // Cambridge University Press. Cambridge. UK. 1991. P. 121-183.

117. Proc. 4th Lunar Sci. Conf. 1973. P. 1127-1148. Ringwood A.E. Basaltic magmatism and the bulk composition of the Moon // The Moon. 1977. V. 16. P. 389-423.

118. RingwoodA.E., Kesson S.E. A dynamic model for mare basalt petrogenesis // Proc. 7th Lunar

119. Sci. Conf. 1976. P. 1697-1722. Russel S.S., Zipfel J., Grossman J.N. et al. The Meteoritical Bulletin, No 86 // Meteoritics and

120. Planet. Sci. 2002. V. 37, P. A157-A184. Russell S.S., Zipfel J., Folco L. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 87 // Meteoritics and Planet.

121. Sci. 2003. V. 38. P. A189-A248. Russell S.S., Folco L., Grady M. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 88 // Meteoritics and

122. Planet. Sci. 2004. V. 39. P. A215-A272. Russell S.S., Zolensky M., Righter K. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 89 // Meteoritics and

123. Planet. Sci. 2005. V. 40. P. A201-A263. Ryder G. The chemical components of highland breccias // Proc. 10th Lunar and Planet. Sci. Conf. 1979. P. 561-581.

124. Heiken G., Vaniman D., and French B.M.) // Cambridge University Press. Cambridge. UK. 1991. P. 595-632.

125. Stolper E., McSween H.Y.Jr. Petrology and origin of the shergottites meteorites. Geochim.

126. Taylor L.A., Nazarov M. Demidova S.I., Patchen A. A new lunar mare basalt from Oman //

127. Meteorit. Planet. Sci. 2001b. V. 36, №9, Suppl. A204. Taylor S.R. Planetary science: A lunar perspective // Lunar and Planetary Institute. Houston. Texas. 1982. 502 p.

128. Taylor S.R., Bence A.E. Evolution of the lunar highland crust // Proc. 6th Lunar Sci. Conf. 1975. P. 1121-1141.

129. Taylor S.R., Jakes P. The geochemical evolution of the Moon // Proc. 5th Lunar Sci. Conf. 1974. P. 1287-1305.

130. Taylor S.R., Taylor G.J., Taylor L.A. The Moon: A Taylor perspective // Geochim. Cosmochim.

131. Toksoz M.N., Johnston D.H. The evolution of the Moon and the terrestrial planets // Soviet

132. American Conf. on Cosmochemistry of the Moon and planets. 1977. Part 1. P. 295-328. Turkevich A.L. The average chemical composition of the lunar surface // Proc. 4th Lunar Sci.

133. Walker D. Lunar and terrestrial crust formation // Proc. 14th Lunar and Planet. Sci. Conf. 1983. P. B17-B25.

134. Wanke H., Baddenhausen H., Blum K. et al. On the chemistry of lunar samples and achondrites. Primary matter in the lunar highlands: A re-evaluation // Proc. 8th Lunar Sci. Conf. 1977. P. 2191-2213.

135. Yamato-793169 and Asuka-881757 // Proc. NIPR Symp. Antarct. Meteorit. 1993. № 6. P. 35-57.

136. Warren P.H., Taylor L.A., Kallemeyn G. et al. Bulk-compositional study of three lunarmeteorites: Enigmatic siderophile element results for Dhofar 026 // Lunar Planet. Sci. 32nd. 2001. #2197.pdf.

137. Warren P.H., Wasson J. T. Early lunar pedogenesis, oceanic and extraoceanic // Proc. Conf. Lunar Highland Crust. New York and Oxford. Pergamon Press. 1980. P. 81-99.

138. Weisberg M., Prinz M., Fogel R.A. The evolution of enstatite and chondrules in unequilibrated enstatite chondrites: Evidence from iron-rich pyroxene // Meteoritics and Planet. Sci. 1994. V. 29, P. 362-373.

139. Weisberg M.K., Smith C„ Benedix G. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 94 // Meteoritics and Planet. Sci. 2008. V. 43. P. 1551-1588.

140. Weisberg M.K., Smith C., Benedix G. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 95 // Meteoritics and Planet. Sci. 2009. V. 44. P. 1-33.

141. Weisberg M.K., Smith C., Benedix G. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 96 // Meteoritics and Planet. Sci. 2009. V. 44. P. 1355-1397.

142. Weisberg M.K., Smith C., Benedix G. et al. The Meteoritical Bulletin, No. 97 // Meteoritics and Planet. Sci. 2010. V. 45. P. 449-493.

143. Wieczorek M.A. The thickness of the lunar crust: how low can you go? // Lunar Planet. Sci. 34th. 2003. #1330.pdf.

144. Wieczorek M.A., Phillips R. The Procellarum KREEP Terrane: Implications for mare volcanism and lunar evolution II J. Geophys. Res. 2000. V. 105. P. 20417-20430.

145. Wieczorek M.A., JolliffB.L., Khan A. et al. The constitution and structure of the lunar interior // Rev. Mineral. Geochem. 2006. V. 60. P. 221-364.

146. WoodJ.A., Dickey J.S., Marvin U.B., Powell B.N. Lunar anorthosites and a geophysical model of the Moon // Proc. Apollo 11 Lunar Sci.Conf. 1970. P.965-988.

147. Yamamoto S., Nakamura R., Matsunaga T. et al. Possible mantle origin of olivine around lunar impact basins detected by SELENE // Nature Geoscience. 2010. V. 3, P. 533 536.

148. Yanai K. Asuka-31: Gabbroic cumulate originated from lunar mare region // Antarctic Meteorites XV. Papers presented to 15th Symp. Antarct. Meteorit. NIPR. 1990. P. 119-121.

149. Yanai K., Kojima H. Varieties of lunar meteorites recovered from Antarctica // Proc. NIPR Antarct. Meteorit. 1991. № 4. P. 70-90.

150. Zeigler R.A., Korotev R.L., JolliffB.L. Petrography of lunar meteorite PCA02007, a new feldspathic regolith breccia // Lunar Planet. Sci. 35th. 2004. #1978.pdf.

151. ZipfelJ., Spettel B., Palme H. et al. Dar al Gani 400: Chemistry and petrology of the largest lunar meteorite // Meteoritics and Planet. Sci. 1998. V. 33. № 4. P. A171.

Информация о работе

Демидова, Светлана Ивановна
кандидата геолого-минералогических наук
Москва, 2011
ВАК 25.00.09

Диссертация

Лунные метеориты и вещественный состав лунной коры - тема диссертации по наукам о земле, скачайте бесплатно

Автореферат

Похожие работы