Les plus anciennes roches Lunaires
A northosites, roches composées presque entièrement de feldspath plagioclase, sont les roches les plus anciennes sur la Lune. Ils semblent avoir formé lorsque feldspath cristallisé et a flotté au sommet d'un océan de magma mondiale qui a entouré la Lune dès après sa formation. Pas tous les âges déterminés pour anorthosites, cependant, sont aussi vieux que nous nous attendions - l'un semblait être âgé que de 4,29 milliards années. Alors que 4,29 milliards d'années semble très ancienne, un océan de magma aurait ainsi solidifié à moins de 100 millions d'années d'origine lunaire il y a environ 4,55 milliards années. Une possibilité est que les jeunes âges reflètent des événements d'impact, et non pas l'heure d'origine de cristallisation ignée. Mes collègues Lars Borg (Université du Nouveau-Mexique) et Larry Nyquist et Don Bogard (Johnson Space Center) et I ont étudié une anorthosite (Rock 67215) relativement riche en pyroxène, ce qui nous permet de déterminer un âge de cristallisation précise de 4,40 milliards d'années. Mais même cet âge aurait pu être affectée par l'événement de chauffage de choc suite que réinitialiser les composants à basse température dans cette roche environ 500 millions d'années après sa formation.
En examinant les données pour l'ensemble des anorthosites lunaires date précédemment, nous avons pu montrer que plagioclase est plus enclin à des chocs de dégâts que les pyroxènes dans ces roches, donc nous avons tracé seules les données de pyroxène pendant quatre anorthosites différents sur un samarium-néodyme diagramme isochrone. Ces données tombent sur une ligne bien définie indiquant un âge de cristallisation pour les anorthosites de 4,46 milliards d'années, en accord avec très tôt, la fonte généralisée de la Lune. Autres données pour 67215 montrent qu'il provient d'une profondeur relativement faible dans la croûte, nous donner des indices sur la structure de la croûte lunaire. Des études comme celle-ci se remplissent dans l'image de la façon dont la croûte initiale de la Lune a été formée, qui à son tour fait la lumière sur la formation des planètes telluriques.
Référence:
Keystone pour comprendre l'origine des systèmes planétaires
U omprendre les origines de systèmes planétaires est l'une des questions les plus centrales et difficiles dans la science planétaire. L'idée que les planètes de notre système solaire ont été assemblés à partir d'un disque rotatif de poussière et de gaz connu sous le nom de nébuleuse solaire est raisonnablement bien établie, mais dans le détail, nous savons étonnamment peu de choses sur les événements réels qui conduisent à la construction des planètes.
Chondritiques météorites ont révélé un portrait impressionnant de conditions au début nébuleuse (voir P S R articles D Rencontre les solides plus tôt dans notre système solaire et la première pierre dans le système solaire ), alors que les météorites ignées telles que les eucrites donnent un aperçu de ce que Au début des planètes pouvaient ressembler (voir l'article R D de P Asteroidal coulées de lave ). Les compositions et les textures de eucritic météorites montrent que certains astéroïdes étaient largement fondu, et il ne serait pas surprenant que des processus similaires se sont produites sur les premières planètes. Cependant, les astéroïdes sont relativement petits corps et l'existence d'isotopes radioactifs maintenant éteints tels que 26 Al et 182 Hf (voir P S R article D hafnium, le tungstène et la différenciation de la Lune et de Mars ) dans certaines météorites ignées montrer que leur organes de tutelle doivent avoir refroidi rapidement et connu peu d'activité géologique depuis qu'ils ont formé. Bien que les météorites ignées fournissent des informations importantes à propos de ce qui se passait sur les petits corps du système solaire tôt, ils ne donnent qu'une indication générale de la nature des événements qui a construit les grandes planètes.
Les compositions internes de la structure et chimiques des planètes terrestres fournissent des indices intrigants à leurs origines, mais le dossier des événements précoces de la Terre, Vénus et Mars a été occulté ou effacée par des milliards d'années d'activité géologique. Des procédés tels que la convection , le volcanisme,altération et l'érosion ont largement effacé les signatures primaires qui nous renseigner sur les mécanismes et le calendrier de la formation des planètes dans le système solaire interne. Heureusement, la nature a fourni une clé de voûte qui relie l'enregistrement des événements nébulaires début conservés dans les météorites avec l'évolution géologique ultérieure des planètes terrestres, et que clef de voûte est la Lune. Par exemple, le volcanisme sur la Terre et la Lune se chevauchent dans le temps pendant environ un milliard d'années, mais la croûte de la Lune est suffisamment vieux qu'il conserve une preuve directe pour les événements à l'échelle planétaire qui se sont produits avant stabilisé la surface de la Terre. En effet, la surface de la Lune est une capsule temporelle qui porte un enregistrement des processus physiques qui ont créé et modifié les planètes telluriques.
Une étape essentielle dans le décryptage de certains de l'histoire planétaire début était l'acquisition d'échantillons de la Lune par les Apollo et Luna missions d'exploration. Alors que des photographies et des données de télédétection fournissent des informations utiles sur les organes éloignés, ayant des échantillons réels de la Lune pour des études détaillées de laboratoire a révélé les aspects de l'évolution géologique des planètes qui, autrement, ne pourraient être imaginées. Par exemple, les premières études de roches lunaires ont inspiré John Wood (Smithsonian Astrophysical Observatory) d'imaginer hardiment l'idée que les planètes terrestres doivent avoir été largement fondu peu de temps après leur formation.
Cet événement mondial de fusion produit un stratifié Lune avec une croûte de faible densité formée par l'accumulation de la plagioclase minérale recouvrant un manteau de densité plus élevée de l'olivine et le pyroxène. Les impacts de météorites ont retravaillé la croûte lunaire largement sur les 4,5 milliards d'années, et la plupart des rochers retournés de la Lune sont des brèches . Bien que ces brèches conservent des indices importants sur la diversité lithologique et de composition de la croûte lunaire et l'histoire de la Terre et la Lune impact déchiffrer le dossier principal de l'évolution de la croûte de ces roches est difficile parce qu'ils sont des mélanges mécaniques des roches non apparentées.
Heureusement, le dossier principal de la genèse de la croûte début et l'évolution sur la Lune n'a pas été complètement détruite. scientifiques lunaires ont élaboré des critères tels que faible abondance d'éléments sidérophiles (qui sont présents dans des concentrations élevées dans la plupart des météorites par rapport à des roches ignées communes) et d'autres produits chimiques et les données pétrographiques, d'identifier un ensemble de roches pensé pour représenter ignée primaire cumule de la Lune hauts plateaux. Ces roches cumulatives sont riches en plagioclase, et la plupart sont classés comme anorthosites (> 90%), plagioclase norites (plagioclase, plus faible Ca pyroxène) et troctolites (plagioclase ainsi olivine). Les anorthosites sont généralement dénommé «ferreuse» après les compositions riches en fer de leurs olivines et pyroxènes, alors que les norites et troctolites ont plus de compositions minérales magnésiens.
Âge de la croûte lunaire
L anorthosites UNAR, en particulier, ont joué un rôle clé dans notre compréhension de l'histoire des débuts de la Lune parce géochimistes lunaires pensent que ces roches cristallisées directement à partir de l'océan global de magma. Les âges et les compositions chimiques des anorthosites lunaires fournissent donc des tests de réalité de terrain pour les modèles théoriques de accrétion planétaire et la différenciation. Nous avons mesuré les compositions isotopiques et oligo-éléments de anorthosites lunaires de fournir une meilleure information sur comment et quand ils ont formé. Précises âges de cristallisation de anorthosites lunaires sont difficiles à déterminer. La longue histoire des impacts de météorites dans la croûte lunaire a perturbé ou réinitialiser leurs compositions isotopiques K-Ar et U-Pb. Le fait que la plupart des anorthosites lunaires sont, par définition, composées presque entièrement de plagioclase, il est difficile d'obtenir suffisamment d'échantillon pour isochrones minérales en utilisant des systèmes plus robustes tels que 147Sm-143Nd. Notre travail a porté sur un petit groupe de anorthosites lunaires qui ont suffisamment de pyroxène pour permettre isochrones minérales à déterminer.
Récemment, nous avons présenté les résultats d'une étude sur un clast d'anorthosite noritique ferroan d'Apollo 16 brèche 67215. Cette clast est particulièrement intéressant, car il possède l'un des textures ignées les mieux conservés de toute anorthosite lunaire (voir photo ci-dessous), et il était trouvé dans un type de brèche rassemblé autour de North Ray cratère dans lequel anciennes roches de la croûte ont été trouvés par Chantal Alibert, Malcolm McCulloch, et moi-même dans une étude précédente retour dans des compositions minérales 1994. et de tracer les caractéristiques des éléments de ce spectacle clast qu'il est génétiquement lié au groupe principal de anorthosites ferroan lunaires. Nos analyses isotopiques de plagioclase et de pyroxène séparé de 67215c produit un isochrone minéral 147Sm-143Nd indiquant un âge de 4,40 ± 0,11 milliards années de cristallisation. Ce grand âge soutient l'idée que anorthosites lunaires formées tôt dans l'histoire de la Lune, très probablement par cristallisation dans un océan de magma.
Ces résultats expliquent aussi certaines caractéristiques surprenantes des études isotopiques antérieures sur d'autres anorthosites lunaires. Avant cette étude, isochrones Sm-Nd avaient été obtenus que sur trois autres anorthosites lunaires, et ceux-ci a donné une ampleur inattendue éventail d'âges (de 4,29 à 4,54 Ga; Carlson et Lugmair, 1988; Alibert et al, 1994; Borg et al. , 1999). Cette gamme d'âges a provoqué une forte opposition à l'idée que l'ensemble de ces roches cristallisé dans l'océan de magma, et conduire à des propositions de styles alternatifs de l'évolution lunaire peut-être impliquant la formation de la croûte à travers une série de petits événements magmatiques, non reliés. Cependant, nous avons constaté que la gamme des âges déclarés par les études précédentes pourrait être expliquée par des perturbations subtiles des compositions isotopiques Sm-Nd dans plagioclase séparé des anorthosites, et que les pyroxènes et olivines de ces roches défini un âge de 4,46 ± 0,04 milliard d'années (voir graphique ci-dessous). Cela peut représenter une solide estimation de l'âge de cristallisation primaire de la première croûte lunaire.
Structure de la croûte lunaire
E n plus de placer des meilleures limites de l'âge de la Lune, la minéralogie et textures de 67215c fournissons également des informations intéressantes sur la structure globale de la croûte lunaire. L'amende échelle exsolution lamelles dans les pyroxènes de 67215c (voir photo ci-dessous) sont compatibles avec la cristallisation de cette roche à des profondeurs relativement faibles dans la croûte lunaire (<0 km="" span=""> Cela contraste avec les caractéristiques pétrographiques de certains autres anorthosites lunaires, qui est McCallum (Université de Washington) et ses collègues montrent sont plus compatibles avec un refroidissement lent à bien des profondeurs supérieures (10-20 km).
Les caractéristiques pétrographiques des anorthosites lunaires peuvent être combinées avec des études récentes de télédétection de la répartition spatiale des unités lithologiques exposées dans les cratères et les bassins lunaires (Hawke et al 2003;. Wieczorek et Zuber 2001) pour produire une vue généralisée de lunaire croûte stratigraphie. Le gratin primaire semble contenir un mélange complexe de types de roches ayant des affinités avec les deux anorthosites ferreuse et les norites et troctolites plus magnésiens. Ce gratin hétérogène semble être sous-tendue par des couches d'envergure régionale d'anorthosite relativement pur, à des profondeurs de la croûte moyenne.
Dans ce contexte, 67215c et les autres anorthosites noritiques ferreuse peuvent représenter des échantillons de la croûte anorthositique relativement peu profonde qui a formé par l'accumulation de plagioclase avec quelques magma. Pétrologues appeler le magma qui a eu lieu entre les grands cristaux de plagioclase "fusion piégé." En revanche, d'autres anorthosites lunaires ont pu se former à de grandes profondeurs et contiennent très peu pris au piège à l'état fondu. Si l'ensemble de ces échantillons cristallisés à partir d'un système magmatique commun, tel que suggéré par leur minéralogique cohérente, isotopique, et de tracer les caractéristiques de l'élément, ce magma devait être d'au moins 20 km de profondeur, et probablement> 45-60 km de profondeur pour tenir compte de l'absence de mafiques et ultramafiques complémentaire cumule dans la croûte lunaire. Un tel système magmatique profond soutient l'idée qu'un océan global de magma était présent sur la Lune dès après sa formation.
Origine de la Terre et la Lune
Yant une bonne date pour l'âge de la croûte lunaire fournit une contrainte importante sur le calendrier de l'évolution planétaire dans le système solaire interne, et nous aide à comprendre la façon dont la forme de systèmes planétaires. Cela devient d'autant plus important que nous commençons à découvrir les différents types de systèmes planétaires autour d'autres étoiles, et d'essayer de prédire quels types de planètes pourraient avoir des structures et des compositions plus comme la nôtre, et représentent donc mondes potentiellement habitables.
Les compositions isotopiques 147Sm-143Nd de anorthosites ferroan lunaires indique que la croûte lunaire primaire formé environ 100 millions d'années après les plus anciens matériaux datables trouvés dans les météorites primitives précipités à partir de la nébuleuse solaire. Que la cristallisation d'un océan de magma lunaire est susceptible d'avoir été relativement rapide, ce qui implique que l'assemblage de la Lune était un événement relativement tard au cours de la formation du système solaire. Un tel scénario est compatible avec l'hypothèse d'accrétion de planétésimaux dans lequel l'origine de la Lune a été intimement lié à l'évolution rapide de la Terre à travers les collisions gigantesques entre proto-planètes.
 The Oldest Moon RocksWritten by Marc NormanLunar and Planetary Institute and Australian National University |
Anorthosites, rocks composed almost entirely of plagioclase feldspar, are the oldest rocks on the Moon. They appear to have formed when feldspar crystallized and floated to the top of a global magma ocean that surrounded the Moon soon after it formed. Not all ages determined for anorthosites, however, are as old as we expected--one appeared to be only 4.29 billion years old. While 4.29 billion years sounds very ancient, a magma ocean ought to have solidified well within 100 million years of lunar origin about 4.55 billion years ago. One possibility is that the young ages reflect impact events, not the original time of igneous crystallization. My colleagues Lars Borg (University of New Mexico) and Larry Nyquist and Don Bogard (Johnson Space Center) and I studied an anorthosite (rock 67215) relatively rich in pyroxene, allowing us to determine a precise crystallization age of 4.40 billion years. But even that age might have been affected by the subsequent shock heating event that reset the low-temperature components in this rock about 500 million years after it formed.
By examining data for all of the previously dated lunar anorthosites, we were able to show that plagioclase feldspar is more prone to shock damage than are the pyroxenes in these rocks, so we plotted only the pyroxene data for four different anorthosites on a samarium-neodymium isochron diagram. These data fall on a well-defined line indicating a crystallization age for the anorthosites of 4.46 billion years, consistent with very early, widespread melting of the Moon. Other data for 67215 show that it comes from a relatively shallow depth in the crust, giving us clues to the structure of the lunar crust. Studies like this one are filling in the picture of how the initial crust of the Moon formed, which in turn sheds light on the formation of the terrestrial planets.
Reference:
Keystone for Understanding the Origin of Planetary Systems
Understanding the origins of planetary systems is one of the most central and challenging questions in planetary science. The idea that the planets in our Solar System were assembled from a rotating disk of dust and gas known as the Solar Nebula is reasonably well established, but in detail we know surprisingly little about the actual events that lead to construction of the planets.
Chondritic meteorites have revealed an impressive portrait of conditions in the early nebula (see PSRD articles Dating the Earliest Solids in our Solar System and The First Rock in the Solar System), whereas igneous meteorites such as the eucrites provide a glimpse of what the early planets may have looked like (see PSRD articleAsteroidal Lava Flows). The compositions and textures of eucritic meteorites show that some asteroids were extensively molten, and it would not be surprising if similar processes occurred on the early planets. However, asteroids are relatively small bodies and the existence of now-extinct radioactive isotopes such as 26Al and182Hf (see PSRD article Hafnium, Tungsten, and the Differentiation of the Moon and Mars) in some igneous meteorites show that their parent bodies must have cooled rapidly and experienced little geological activity since they formed. Although igneous meteorites provide important information about what was happening on small bodies in the early Solar System, they provide only a general guide to the nature of events that built the larger planets.
The internal structure and chemical compositions of the terrestrial planets provide intriguing clues to their origins, but the record of early events on Earth, Venus, and Mars has been obscured or erased by billions of years of geological activity. Processes such as convection, volcanism, weathering, and erosion have largely obliterated the primary signatures that would inform us about the mechanisms and timing of planetary formation in the inner Solar System. Fortunately, nature has provided a keystone that links the record of early nebular events preserved in meteorites with the subsequent geological evolution of the terrestrial planets, and that keystone is the Moon. For example, volcanism on the Earth and Moon overlapped in time for about a billion years, yet the Moon's crust is sufficiently old that it preserves direct evidence for planetary-scale events that occurred before the Earth's surface stabilized. In effect, the surface of the Moon is a time capsule that carries a record of the physical processes that created and modified the terrestrial planets.
An essential step in unraveling some of the early planetary history was the acquisition of samples from the Moon by the Apollo and Luna exploration missions. While photographs and remote sensing data provide useful information about distant bodies, having real samples from the Moon available for detailed laboratory studies has revealed aspects of the geological evolution of the planets which otherwise could only be imagined. For example, the first studies of Moon rocks inspired John Wood (Smithsonian Astrophysical Observatory) to boldly imagine the idea that terrestrial planets must have been extensively molten soon after they formed.
 |
The concept that the Moon melted substantially (possibly completely) when it formed, nicknamed the "magma ocean concept" is a fundamental tenet of lunar science.
|
This global melting event produced a stratified Moon with a low-density crust formed by accumulation of the mineral plagioclase overlying a higher density mantle of olivine and pyroxene. Meteorite impacts have reworked the lunar crust extensively over the past 4.5 billion years, and most of the rocks returned from the Moon arebreccias. Although these breccias preserve important clues to lithologic and compositional diversity in the lunar crust and the impact history of the Earth and Moon, deciphering the primary record of crustal evolution from these rocks is difficult because they are mechanical mixtures of unrelated rocks.
 |
67016 is an impact breccia that was collected from the rim of North Ray crater, Apollo 16. It consists of fragments of plagioclase (white) and glass (dark gray). Rock fragments in breccias like these tell us a great deal about the early history of the Moon.
|
Fortunately, the primary record of the early crustal genesis and evolution on the Moon has not been completely destroyed. Lunar scientists have developed criteria such as low abundances of siderophile elements (which are present in high concentrations in most meteorites relative to common igneous rocks) and other chemical and petrographic data, to identify a suite of rocks thought to represent primary igneous cumulates from the lunar highlands. These cumulate rocks are rich in plagioclase, and most are classified as anorthosites (>90% plagioclase), norites (plagioclase plus low-Ca pyroxene) and troctolites (plagioclase plus olivine). The anorthosites are usually referred to as 'ferroan' after the iron-rich compositions of their olivines and pyroxenes, whereas the norites and troctolites have more magnesian mineral compositions.
 |
15415 is an anorthosite (more than 90% plagioclase feldspar) collected by the Apollo 15 crew in the Hadley-Apennine region.
|
 |
76535 is a troctolite (plagioclase plus olivine) collected by the Apollo 17 crew in Taurus-Littrow.
|
Age of the Lunar Crust
Lunar anorthosites in particular have assumed a key role in our understanding of the early history of the Moon because lunar geochemists think that these rocks crystallized directly from the global magma ocean. The ages and chemical compositions of lunar anorthosites therefore provide ground truth tests for theoretical models of planetary accretion and differentiation. We have measured the isotopic and trace element compositions of lunar anorthosites to provide better information about how and when they formed. Precise crystallization ages of lunar anorthosites are difficult to determine. The long history of meteorite impacts into the lunar crust has disturbed or reset their K-Ar and U-Pb isotopic compositions. The fact that most lunar anorthosites are, by definition, composed almost totally of plagioclase makes it difficult to obtain enough sample for mineral isochrons using more robust systems such as 147Sm-143Nd. Our work has focused on a small group of lunar anorthosites that have enough pyroxene to enable mineral isochrons to be determined.
Recently we reported the results of a study on a clast of ferroan noritic anorthosite from Apollo 16 breccia 67215. This clast is especially interesting as it has one of the best-preserved igneous textures of any lunar anorthosite (see photo below), and it was found in a type of breccia collected around North Ray crater in which ancient crustal rocks have been found by Chantal Alibert, Malcolm McCulloch, and myself in a previous study back in 1994. Mineral compositions and trace element characteristics of this clast show that it is genetically related to the main group of lunar ferroan anorthosites. Our isotopic analyses of plagioclase and pyroxene separated from 67215c produced a 147Sm-143Nd mineral isochron indicating a crystallization age of 4.40 ± 0.11 billion years. This very old age supports the idea that lunar anorthosites formed early in the history of the Moon, most likely by crystallization from a magma ocean.
 |
Photomicrograph image showing the igneous texture of the clast of ferroan noritic anorthosite from Apollo 16 breccia 67215.
|
These results also help explain some puzzling features of previous isotopic studies on other lunar anorthosites. Prior to this study, Sm-Nd isochrons had been obtained on only three other lunar anorthosites, and these gave an unexpectedly large range of ages (4.29-4.54 Ga; Carlson and Lugmair, 1988; Alibert et al, 1994; Borg et al., 1999). This range of ages provoked a strong challenge to the idea that all of these rocks crystallized from the magma ocean, and lead to proposals for alternative styles of lunar evolution perhaps involving formation of the crust through a series of smaller, unrelated magmatic events. However, we found that the range of ages reported by the previous studies could be explained by subtle disturbance of the Sm-Nd isotopic compositions in plagioclase separated from the anorthosites, and that the pyroxenes and olivines from these rocks defined an age of 4.46 ± 0.04 billion years (see graph below). This may represent a robust estimate for the primary crystallization age of the earliest lunar crust.
 |
Isochron plot for Nd and Sm isotopes in lunar anorthosites. The blue circles are for pyroxene crystals in four lunar anorthosites. The red circles are for plagioclase feldspar. The pyroxene data define a very precise line, the slope of which defines the age, 4.456 billion years. Plagioclase data scatter more because of chemical exchange of Sm and Nd caused by reheating by a large impact event that seems to have affected almost all anorthosites. Pyroxene is more resistant to isotopic exchange, and so records the original crystallization age of these rocks.
|
Structure of the Lunar Crust
In addition to placing better limits on the age of the Moon, the mineralogy and textures of 67215c also provide interesting information about the overall structure of the lunar crust. The fine-scale exsolution lamellae in the pyroxenes of 67215c (see photo below) are consistent with crystallization of this rock at relatively shallow depths within the lunar crust (<0 .5="" and="" anorthosites="" are="" at="" br="" characteristics="" colleagues="" consistent="" contrasts="" cooling="" depths="" greater="" his="" i.="" km="" lunar="" mccallum="" more="" much="" nbsp="" niversity="" of="" other="" petrographic="" s.="" show="" slow="" some="" the="" this="" washington="" which="" with="">
 |
A backscatter photomicrograph image showing the exsolution lamellae (light gray stripes) in pyroxene in the ferroan noritic anorthosite clast from the Apollo 16 breccia 67215.
|
The petrographic characteristics of lunar anorthosites can be combined with recent remote sensing studies of the spatial distribution of lithologic units exposed in lunar craters and basins (Hawke et al. 2003; Wieczorek and Zuber 2001) to produce a generalized view of lunar crustal stratigraphy. The primary upper crust appears to contain a complex mixture of rock types having affinities with both ferroan anorthosites and the more magnesian norites and troctolites. This heterogeneous upper crust appears to be underlain by regionally extensive layers of relatively pure anorthosite at mid-crustal depths.
In this context, 67215c and the other ferroan noritic anorthosites may represent samples of relatively shallow anorthositic crust that formed by accumulation of plagioclase along with some magma. Petrologists call the magma that occurred between large plagioclase crystals "trapped melt." In contrast, other lunar anorthosites may have formed at greater depths and contain very little trapped melt. If all of these samples crystallized from a common magmatic system, as suggested by their coherent mineralogical, isotopic, and trace element characteristics, this magma must have been at least 20 km deep, and probably >45-60 km deep to account for the lack of complementary mafic and ultramafic cumulates in the lunar crust. Such a deep magmatic system supports the idea that a global magma ocean was present on the Moon soon after it formed.
 |
As the anorthosite crust accumulated by plagioclase floatation in the lunar magma ocean, shallower regions contained more magma (called "trapped melt") between the plagioclase crystals than in deeper zones.
|
Origin of the Earth and Moon
Having a good date for the age of the lunar crust provides an important constraint on the timing of planetary evolution in the inner Solar System, and helps us understand the way that planetary systems form. This becomes especially important as we begin to discover different types of planetary systems around other stars, and try to predict which types of planets might have structures and compositions most like our own, and therefore represent potentially habitable worlds.
The 147Sm-143Nd isotopic compositions of lunar ferroan anorthosites indicates that the primary lunar crust formed about 100 million years after the oldest datable materials found in primitive meteorites precipitated from the solar nebula. As crystallization of a lunar magma ocean is likely to have been relatively fast, this implies that assembly of the Moon was a relatively late event during the formation of the Solar System. Such a scenario is consistent with the planetesimal accretion hypothesis in which the origin of the Moon was intimately linked to the early evolution of the Earth through gigantic collisions between proto-planets.
Aucun commentaire:
Enregistrer un commentaire