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【前沿報道】Nature Geoscience: Hf-W體系對月球形成時間的啟示
2019-09-11 | 作者: | 【 】【打印】【關閉

  硅酸鹽月球Hf/W比值的確定對月球W同位素數據解讀至關重要。新的實驗數據顯示硅酸鹽月球具有高于硅酸鹽地球的Hf/W比值。結合月球W同位素組成推算,月球可能形成于太陽系形成后約50 Myr 

  近年來,在關于月球起源的解釋中,廣為學界所接受的是大碰撞(Giant Impact)假說。大碰撞假說認為:一個火星大小的星體撞擊原始地球后,拋射出的外圍物質最終聚合形成了月球。然而,月球形成的時間卻存在爭議。一些學者認為月球形成的時間很早,大約在太陽系形成后的30100 Myr之間;另一些學者則認為直到太陽系形成以后的200 Myr,月球才形成。182Hf-182W放射性衰變體系半衰期較短,僅8.9 Myr,能夠為太陽系早期事件的時間和過程提供制約。在182Hf未完全滅絕時,隨著182Hf衰變產生182W,具有不同Hf/W比值的源區將獲得不同的W同位素組成。因此,硅酸鹽月球(BSMHf/W比值的確定對于利用Hf-W體系限定月球形成時間至關重要。 

  德國科隆大學Maxwell M. Thiemens及其合作者近期在Nature Geoscience上發文,報道了他們對月球主要巖石單元(低Ti玄武巖、高Ti玄武巖、斜長巖和克里普巖)的WThU及其它高場強元素(HFSEs)含量的測量結果。其中,低Ti玄武巖的Hf/WU/W比值較為集中。低Ti玄武巖U/W比值變化范圍為1.5-2.5Hf/W比值變化范圍為30-50。文章認為低Ti玄武巖的Hf/WU/W比值能夠代表其源區特征。原因是:首先,低Ti玄武巖的源區沒有KREEP組分的加入,基本不含有富Ti氧化物及金屬。從而避免了WUTh及其它HFSEs的分餾。其次,相對于高Ti玄武巖,低Ti玄武巖巖漿形成時的部分熔融程度更高,因而Hf/WU/W比值更接近于其源區。由于在還原條件下的月球巖漿洋結晶過程中,W相較于HfU更容易被保留在低Ti玄武巖的源區中。低Ti玄武巖源區的Hf/W比值因而被認為能夠代表月球巖漿洋乃至硅酸鹽月球Hf/W比值的最小估算。低Ti玄武巖的Hf/W比值范圍為30.2-48.5。這一值比之前對硅酸鹽月球Hf/W比值的估算值要高,亦高于硅酸鹽地球的Hf/W比值。 

  作者將硅酸鹽地球與硅酸鹽月球Hf/W比值的差別歸因于月核的形成,認為大碰撞后月球具有與硅酸鹽地球相同的Hf/W比值,此后月核(根據月震研究,月核質量占全月1-3%Weber et al., 2011)的形成帶走了大量親鐵元素W,使得硅酸鹽月球中的Hf/W比值上升。文章對此做了質量平衡計算(圖1),計算結果表明這一解釋是可行的。當W的金屬相-硅酸鹽相分配系數為60時,1.5%月球質量大小的月核的形成就能產生所測得的硅酸鹽月球的Hf/W比值(3050)。當月核質量為3%月球質量時,所需要的W的金屬相-硅酸鹽相分配系數可以低至30  

1  月核形成對硅酸鹽月球Hf/W比值的影響。假設月球整體具有與整體硅酸鹽地球(BSE)相同的Hf/W比值。灰色陰影部分為本研究獲得的對硅酸鹽月球Hf/W比值的最小估計值。虛線為對硅酸鹽地球Hf/W比值的兩種估算值(Konig et al,, 2011; Newsom et al., 1996

  如果硅酸鹽月球與硅酸鹽地球Hf/W比值的差異來源于月核的形成,且硅酸鹽月球與硅酸鹽地球W同位素組成差異是由具有相對高Hf/W比值的硅酸鹽月球經182Hf衰變形成的。則根據硅酸鹽月球Hf/W比值及其W同位素組成可以推算出月球的形成時間為太陽系形成后的40-60 Myr(圖2)。硅酸鹽月球Hf/W比值越高,計算得到的月球形成時間越晚。這一年齡范圍與前人通過鋯石Lu-Hf體系獲得的模式年齡一致(4.51 Ga; Barboni et al., 2017)。 

2  月球形成時間和硅酸巖月球Hf/W比值與月球W同位素組成的關系。月球W同位素組成數據(校正宇宙射線效應后的μ182W值)來自Kruijer and Kleine2017)。演化曲線起始時間為37 Myr,是地球成核的兩階段W模式年齡(Konig et al,, 2011 

  值得注意的是,此前也有學者將月球巖石高于BSEμ182W值解釋為月球遭受到的后增生作用與地球不成比例,即后期添加的低μ182W物質對月球W同位素組成改變較小,而硅酸鹽地球μ182W值則因更多地外物質的添加而降低(Kruijer et al., 2015; Touboul et al., 2015)。如果后增生作用是地月W同位素組成差異的主因,則月球可以在182Hf完全滅絕之后形成。 

    

  主要參考文獻 

  Barboni M, Boehnke P, Keller B, et al. Early formation of the Moon 4.51 billion years ago[J]. Science Advances, 2017, 3(1): e1602365.原文鏈接 

  K?nig S, Münker C, Hohl S, et al. The Earth’s tungsten budget during mantle melting and crust formation[J]. Geochimica et Cosmochimica Acta, 2011, 75(8): 2119-2136.原文鏈接 

  Kruijer T S, Kleine T, Fischer-Godde M, et al. Lunar tungsten isotopic evidence for the late veneer[J]. Nature, 2015, 520(7548): 534-537.原文鏈接 

  Kruijer T S, Kleine T. Tungsten isotopes and the origin of the Moon[J]. Earth and Planetary Science Letters, 2017, 475: 15-24.原文鏈接 

  Newsom H E, Sims K W W, Noll Jr P D, et al. The depletion of tungsten in the bulk silicate earth: constraints on core formation[J]. Geochimica et Cosmochimica Acta, 1996, 60(7): 1155-1169.原文鏈接 

  Thiemens M M, Sprung P, Fonseca R O C, et al. Early Moon formation inferred from hafnium–tungsten systematics[J]. Nature Geoscience, 2019: 1.原文鏈接 

  Touboul M, Puchtel I S, Walker R J. Tungsten isotopic evidence for disproportional late accretion to the Earth and Moon[J]. Nature, 2015, 520(7548): 530-533.原文鏈接 

  Weber R C, Lin P Y, Garnero E J, et al. Seismic detection of the lunar core[J]. Science, 2011, 331(6015): 309-312.原文鏈接     

  (撰稿:梅清風/佛羅里達州立大學,王浩/巖石圈室)

 
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