月球岩浆洋模型认为岩浆洋晚期会在月幔顶部形成富含钛铁矿的辉石岩堆晶（IBC）以及富集放射性元素的克里普组分（KREEP）。而IBC堆晶由于密度较大会沉入深部引发月幔翻转。一些研究认为是下沉到深部的IBC的活动导致了嫦娥五号玄武岩（CE5）的形成其形成。然而，这一观点会面临两个问题：1）IBC的沉降发生在岩浆洋结晶的晚期（~44-43亿年）；2）之前的研究认为CE5玄武岩是由低钛玄武岩演化而来，而后者源区不应该有IBC。因此， CE5玄武岩的成因仍有待探索。
在中国科学院广州地化所徐义刚院士的指导下，汪程远副研究员、张乐高级工程师以及月球科学研究团队的其他成员一道，针对上述问题展开了研究。研究团队通过对CE5玄武岩中的辉石进行微区分析，结合微量元素模拟以及相平衡计算等综合手段，提出月球年轻火山的源区是位于其浅部（< 100 km）的IBC堆晶。这一发现革新了学界关于月幔翻转过程以及月球内部热演化的认识。
图1. （a）CE5及其他月球玄武岩微量元素组成。（b）月球玄武岩的Ti异常和Ta异常。
研究团队首先注意到， CE5玄武岩具有显著的高场强元素（HFSE）的负异常（图1），表明其或者经历了钛铁矿的分离结晶，或者源区含有残余钛铁矿，或者需要KREEP混染。然而，同位素不支持显著KREEP混染，且CE5玄武岩中的辉石成分演化和低钛玄武岩完全不同（图2）。
图2. （a）CE5玄武岩中的辉石端元组成。（b）月球玄武岩中辉石的Mg#-TiO2关系图。（c）CE5和低钛玄武岩中辉石的Ti异常-TiO2关系图。
为进一步制约分离结晶过程的影响，研究团队利用辉石成分反演了CE5玄武岩演化过程中TiO2 含量的变化（图3）。结果显示，初始岩浆没有经历钛铁矿结晶分异，其HFSE可以反映原始熔体的信息。
图3. CE5及其他月球玄武岩的演化路径对比。
因此，CE5玄武岩源区很可能含有钛铁矿。研究团队利用非批式熔融模型进行了模拟（图4）。结果显示，CE5玄武岩源区需要> 10%的钛铁矿，大部分为辉石岩。
图4. IBC月幔的非批式熔融过程中的Zr/Hf、Zr/Nb和Ta/Nd的变化模拟。
因此，CE5玄武岩应是一种新型月球火山熔岩，其源区和阿波罗玄武岩完全不同。利用相平衡模拟计算其形成温压的结果显示，形成温度约为~1100至1140 ℃，压力约为3到5 kbar（图5）。表明CE5玄武岩起源深度较浅（~ 100 km）。
图5. （a）CE5及其他月球玄武岩的形成温度和压力条件。（b）CE5及其他月球玄武岩的形成深度随时间的变化。（c）IBC源区的温度-成分相平衡计算。（d）遥感观测的月球玄武岩TiO2含量随时间的变化。
遥感数据显示，年轻月球火山的TiO2含量是逐渐升高的（图5），支持年轻月球火山源于IBC的可能。由于岩浆洋模型预测的IBC形成深度也正是60到100 km，CE5玄武岩的源区应是那些未发生沉降的IBC。这表明，月幔翻转其实是不完全的。此外，月球在以CE5玄武岩为代表的爱拉托逊纪时代的热状态和雨海纪时代也并不相同。此时月球火山的热源主要来自浅部，或是IBC和月壳之间的KREEP，或是撞击过程。令人困惑的是，这些玄武岩并未显示显著的KREEP信号，而同时期的大型撞击坑也并未观测到，因此年轻月球火山的热源问题仍有待进一步研究。
该研究主要受中国科学院广州地球化学研究所所长基金和中国科学院重点部署科研专项的资助。研究成果发表于国际权威地学期刊《Earth and Planetary Science Letters》。
论文信息：Chengyuan Wang（汪程远），Yi-Gang Xu（徐义刚），Le Zhang（张乐），Zhiming Chen（陈志铭），Xiaoping Xia（夏小平），Mang Lin（林莽），Feng Guo （郭锋） (2024). A shallow (<100 km) ilmenite-bearing pyroxenitic source for young lunar volcanism. Earth and Planetary Science Letters,639,118770. https://doi.org/10.1016/j.epsl.2024.118770
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