Implications for the origins of pure anorthosites found in the feldspathic lunar meteorites, Dhofar 489 group

Dhofar 489 hat den niedrigsten Th-Gehalt und die höchste Mg# unter den feldspathic lunar meteorites (Korotev et al. 2006; Takeda et al. 2006). Takeda et al. (2006) berichteten, dass die globale Karte der Th- und Fe-Verteilung (z. B. Jolliff et al. 2000) darauf hindeutet, dass Dhofar 489 aufgrund seines sehr niedrigen Th- und Fe-Gehalts von der fernen Seite des Mondes stammen könnte. Korotev et al. (2006) hingegen vermuten, dass die niedrigen Konzentrationen inkompatibler Elemente die Tiefe und nicht unbedingt die Entfernung zum Procellarum KREEP Terrane (PKT) (Jolliff et al. 2000) auf der Nahseite widerspiegeln. KREEP“-Materialien sind angereichert mit Elementen wie Kalium (K), Seltenen Erden (REE) und Phosphor (P) (z. B. Taylor et al. 1991). Die jüngsten Kaguya-Daten (Kobayashi et al. 2012; Ohtake et al. 2012) zeigen, dass das zentrale farside Hochland aufgrund des geringeren Th-Gehalts und des höheren Mg# einen primitiveren Aspekt aufweist. Ohtake et al. (2009) berichteten über das Vorhandensein von reinem Anorthosit anhand von Beobachtungen mit dem Multiband-Imager (MI) an Bord von Kaguya, der eine räumliche Auflösung von 20 m VIS und 62 m NIR pro Pixel bei einer nominalen Höhe von 100 km hat. Wie von Kobayashi et al. (2012) gezeigt, beträgt die räumliche Auflösung der Th-Karte 450 km, die zur Verbesserung der Genauigkeit der Th-Häufigkeit herabgesetzt wurde, und der relative Fehler liegt innerhalb einiger Prozentpunkte. Die räumliche Auflösung der Mg#-Karte betrug 1° × 1° (= 30 × 30 km im äquatorialen Bereich), und der relative Fehler liegt innerhalb einiger Prozentpunkte (Ohtake et al. 2012). Die räumliche Auflösung der Fernerkundungsdaten könnte ursprünglich größer sein als die repräsentativen Skalen der chemischen Zusammensetzungen der Mondgesteinsproben. In diesem Fall könnten die Fernerkundungsdaten die durchschnittliche Zusammensetzung eines jeden Fußabdrucks liefern. Obwohl die Genauigkeit der Fernerkundungsdaten nicht ganz so hoch ist wie die der Probendaten, kann der globale Trend des Th-Gehalts und des Mg# auf dem Mond durch die Positionsdaten bestätigt werden, da die Schwankungen von Th und Mg# deutlich größer sind als ihre Fehler. Unter Bezugnahme auf ihre Beobachtung durch die Fernerkundungsdaten diskutieren wir die globale Lithologie der anorthositischen Kruste durch den Vergleich der Mondhochlandproben.

Mineralogie und Petrologie der reinen Anorthositklasten in feldspathaltigen Mondmeteoriten, Dhofar 489 Gruppe

In diesem Abschnitt werden die Mineralogie und Petrologie der fünf großen reinen Anorthositklasten in Dhofar 489 und Dhofar 911 betrachtet. Ihre Texturen werden in drei Gruppen eingeteilt; die meisten Unterschiede zwischen den Texturen können mit Schockeffekten in Verbindung gebracht werden. Ihre Schocktexturen durch meteoritische Einschläge werden häufig durch Netzwerke von Verwitterungsprodukten wie Kalzit gestört, die in der heißen Wüste im Oman entstehen (Korotev 2012).

Gruppe I umfasst PA1 und PA5. Euedrische bis subedrische Plagioklaskörner sind in dieser Gruppe grob bis zu etwa 2 mm. Deutlich kleinere mafische Minerale befinden sich in den Korngrenzen zwischen magmatischen Plagioklaskörnern mit Albit-Zwillingstexturen. Die BSE-Bilder der mafischen Minerale in PA1 sind in Abbildung 8 dargestellt. Zwischen großen magmatischen Plagioklas-Körnern werden kantige Olivine beobachtet. Diese kantigen Texturen der mafischen Minerale unterscheiden sich von den im Allgemeinen abgerundeten mafischen Mineralen des Granulits. Wir können eine magmatische kristalline Textur mit Albit-Zwillingen in jedem ursprünglichen Kristall erkennen (Abbildung 2b). Daraus lässt sich schließen, dass PA1 Teil eines grobkörnigen, magmatischen Anorthosits ist. Wenn die durch den Schock erzeugten Zwillingslamellen nach den metamorphen Ereignissen geglüht wurden, um Granulite zu erzeugen, wäre diese Lamellenstruktur verschwunden (Takeda et al. 2006). Große euedrische bis subedrische Plagioklaskristalle von PA1, die die kleinen eckigen mafischen Minerale einschließen, könnten darauf hindeuten, dass ein früher Plagioklas bei hoher Temperatur im Magma kristallisierte und sich ansammelte; in dieser Phase schlossen die Plagioklaskörner kleine Mengen an Flüssigkeit in den Korngrenzen ein. Während des Temperaturabfalls kristallisierten kleine mafische Mineralkörner aus den eingeschlossenen Flüssigkeiten aus. Als alternative Hypothese kommt jedoch in Betracht, dass diese Klasten durch Deformation und Schockereignisse aus Fragmenten großer Plagioklas-Einkristalle brekziiert und rekristallisiert wurden.

Rückstreuelektronenbilder (BSE) von mafischen Mineralen in PA1 (a, b). Plg, Plagioklas; Ol, Olivin. Der Maßstab ist 0,05 mm groß. (a) Zeigt das vergrößerte BSE-Bild von Abbildung 2b.

Zur Gruppe II gehören PA2 und PA4, die aus Plagioklaskristallen unterschiedlicher Größe bestehen (Abbildung 3), die offensichtlich feiner sind als die von PA1. Diese brekziösen Anorthosite könnten Schockereignisse erlebt haben und wurden dann aus grobkörnigen magmatischen Anorthositen wie PA1 oder größeren Plagioklas-Einkristallen metamorphosiert. Die Zusammensetzung der Mineralien in den einzelnen Klasten ist homogen und umfasst Plagioklas (An94-97) und Spuren von Pyroxen mit niedrigem Ka (Mg# 71 bis 72) in PA2 und Plagioklas (An94-96), Olivin (Fo64-68) und Pyroxen mit niedrigem Ka (Mg# 70) in PA4.

Zur Gruppe III gehört PA3, ein stark geschockter brekziöser Anorthosit, der aus feinkörnigem Plagioklas (An95-97) besteht, ähnlich wie in Gruppe II. Die chemische Zusammensetzung der mafischen Minerale in der d4-Klastik ist heterogen (Mg# 30 bis 70) und umfasst Olivin (Fo57), Pyroxen mit niedrigem Ca-Wert (Mg# 69 bis 71) und Augit (Mg# 29, 72). Obwohl die Textur der Gruppe II ähnelt, könnte es sich bei dieser Klaste um eine mechanisch gemischte Brekzie aus differenzierten reinen Anorthosit-Lithologien handeln, worauf die großen Unterschiede in der Zusammensetzung der mafischen Minerale hindeuten.

Die Zusammensetzung von Plagioklas in den vier reinen Anorthosit-Klasten in Dhofar 489 liegt innerhalb eines sehr engen Zusammensetzungsbereichs (An94-97). Die Zusammensetzung der mafischen Minerale in PA1 (Fo61-63 von Olivin; Mg# 60 bis 66 von Opx), PA2 (Mg# 71 bis 72 von Pyroxen mit niedrigem Ka) und PA4 (Fo64-68 von Olivin; Mg# 70 von Pyroxen mit niedrigem Ka) ist in jeder Klaste gleich. Frühere Untersuchungen von Dhofar 489 (Takeda et al. 2006) haben gezeigt, dass der Olivin (Fo78) in AN1 mehr Magnesium enthält als die mafischen Minerale in den anderen reinen Anorthositen von Dhofar 489 (PA1 bis PA4). Die Plagioklaszusammensetzung in PA5 in Dhofar 911 liegt in einem sehr engen Bereich (An95-96), ähnlich wie in den reinen Anorthositen in Dhofar 489 (PA1 bis PA4). Die Olivin-Zusammensetzung in PA5 (Fo75-85) ist magnesitischer als die mafischen Minerale in den reinen Anorthositen von Dhofar 489. Diese reinen Anorthosit-Klasten der Gruppe Dhofar 489 weisen chemische Variationen in der Mg-Zahl der mafischen Minerale auf.

Die chemische Zusammensetzung von PA1 (d2) wurde in früheren Arbeiten beschrieben (Karouji et al. 2004; Takeda et al. 2006). Die Textur von PA1 ist in der heißen Wüste in Oman teilweise durch Netzwerke von Verwitterungsprodukten (z. B. Kalzit) gestört (Abbildung 2c). Daher könnte die Zusammensetzung des PA1 (Takeda et al. 2006) terrestrische Verwitterungsprodukte enthalten (Korotev 2012). Die Häufigkeit der siderophilen Elemente in PA1 beträgt 1,6 ppm Co, <18 ppm Ni und <3 ppb Ir. Der Ni-Gehalt in der PA1-Klastik liegt unterhalb der Nachweisgrenze und ergibt somit ein niedriges Ni/Co-Verhältnis von <11 (Karouji et al. 2004; Takeda et al. 2006). Diese Daten stützen die Theorie, dass es sich bei dieser Klaste um ein ursprüngliches Gesteinsfragment handelt, das kaum durch meteoritische Verunreinigungen beeinträchtigt wurde.

Mineralogie und Petrologie von Apollo FAN 60015 im Vergleich zu anderen Apollo FAN-Proben

Die Orthosite der Apollo-Proben, die aufgrund ihrer ferroischen Zusammensetzung als FAN bezeichnet werden, entstanden in einem weiter entwickelten Magmaozean (z.B. Warren 1985, 1990). Den modalen und mineralogischen Daten von FAN zufolge könnte diese Suite in mehrere Untergruppen unterteilt werden, darunter anorthositisches Ferroan (AF), mafisches Magnesit (MM), anorthositisches Soda (AS) und mafisches Ferroan (MF), wie von James et al. (1989, 2002) und Floss et al. (1998) erläutert.

Pyroxene sind äußerst wichtige Mineralien, die Aufschluss über die Entwicklungsgeschichte von Gesteinen im Magmaozean geben. Abbildung 9a fasst die Pyroxenzusammensetzung von 60015 einschließlich unserer Daten zusammen und vergleicht die Ergebnisse mit denen anderer FAN-Proben wie 60025, 62255 und 65315 (Abbildung 9b,c,d), die als Urgestein anerkannt sind (z. B. Warren 1993). Die Gesamtmasse von 60015 beträgt 5,57 kg, was ihn zum größten Gestein unter den Apollo-FAN-Proben macht. Die Orthopyroxenzusammensetzung von 60015 ist im Vergleich zu den anderen FAN-Proben homogen (En62 bis En67). Darüber hinaus ist 60015 homogen im Hinblick auf die modale Häufigkeit von Plagioklas (>98 %). Obwohl 60015 nach den Kriterien von James et al. (1989) als AF eingestuft werden kann, deuten unsere mineralogischen Daten und die Ergebnisse früherer Arbeiten (z. B. Dixon und Papike 1975) darauf hin, dass es sich bei 60015 aufgrund der Homogenität seiner Mineralzusammensetzung und Reinheit um einen reinen Anorthosit des FAN-Typs handelt. Die FAN-Probe 60025 ist in Bezug auf den Plagioklasanteil in einigen Abschnitten heterogen (70 % bis 99 %: Dixon und Papike 1975; James et al. 1991; Warren und Wasson 1977) und enthält AF- und MM-Anorthositen (z. B. Floss et al. 1998). Große Unterschiede in der Zusammensetzung der Orthopyroxene (En48 bis En70) in den verschiedenen Teilen von 60025 (Abbildung 9b) können auf eine Mischung verschiedener Lithologietypen zurückgeführt werden (z. B., Floss et al. 1998; James et al. 1991; Ryder 1982; Takeda et al. 1976).

Pyroxen-Zusammensetzungen in Apollo-Ferroan-Anorthositen: (a) 60015, (b) 60025, (c) 62255, und (d) 65315. Die Daten der 60015-Pyroxene stammen aus dieser Arbeit (rote Kreise) sowie aus Dixon und Papike (1975) und McGee (1993). Die Daten von 60025 Pyroxenen stammen von Dixon und Papike (1975), James et al. (1991), McGee (1993), Takeda et al. (1976) und Walker et al. (1973). Die Daten zu Pyroxen im Anorthosit von 62255 stammen von McGee (1993), Ryder und Norman (1979) und Schaal et al. (1976). Die Daten der Pyroxene in 65315 sind von Dixon und Papike (1975) und McGee (1993) abgeleitet.

Implikationen für das Modell der lunaren anorthositischen Kruste aus der Untersuchung von lunaren Anorthosit-Proben

Das ursprüngliche LMO-Modell auf der Grundlage der Apollo-Proben nahm an, dass die Flotation von Plagioklas durch eindimensionale Konvektion an der Magmaoberfläche erzeugt wurde. Das Gammastrahlenspektrometer und der Spektralprofiler auf Kaguya zeigten jedoch eine dichotome Verteilung der Th-Häufigkeiten (Kobayashi et al. 2012) und Mg# (Ohtake et al. 2012) in den Hochländern, wobei das zentrale farside Hochland die niedrigste Th-Häufigkeit und die höchste Mg# unter den feldspathaltigen Hochlandregionen aufwies.

Untersuchungen von Apollo/Luna-Proben und Mondmeteoriten haben ergeben, dass fast alle Feldspat-Hochland-Proben polymiktische Gesteine sind, die durch zahlreiche Einschläge stark brekziiert und durch Schockerwärmung metamorphisiert wurden (z. B., Cahill et al. 2004; Cohen et al. 2005; Joy et al. 2010; Korotev 2005; Lindstrom und Lindstrom 1986; Nagaoka et al. 2013; Warren et al. 2005; Yamaguchi et al. 2010).

Die Proben der Dhofar 489-Gruppe sind anorthositische Brekzien mit kristalliner Matrix, die aus verschiedenen Mischungen von lithischen oder glasigen Klasten bestehen, darunter Impakt-Schmelz-Brekzien und granulitische Brekzien (Takeda et al. 2006, 2007, 2008; Treiman et al. 2010). Obwohl magnesische Anorthosite (MA1, MA2; Takeda et al. 2006) und der magnesische Anorthosit mit granulitischer Brekzientextur (Abbildung 5) weniger metamorphisiert sind als die lunaren magnesischen granulitischen Brekzien in der Dhofar 489-Gruppe (z. B. Takeda et al. 2006, 2007, 2008; Treiman et al. 2010), lassen ihre Texturen, einschließlich Aggregate von Olivinen mit abgerundeten Formen, vermuten, dass sie thermisch metamorphisiert worden sein könnten. Solche magnesischen Klasten, die in feldspathaltigen Mondmeteoriten gefunden wurden, unterscheiden sich vermutlich von Mg-Suite-Gesteinen, die von den Apollo-Missionen von der zentralen Nahseite zurückgebracht wurden, da ihnen inkompatible Elemente wie REEs fehlen (z. B. Takeda et al. 2006; Treiman et al. 2010). Es wird angenommen, dass diese magnesischen Gesteine ohne KREEP-Signaturen nicht direkt aus einem Magma-Ozean entstanden sind, sondern Produkte komplexerer Krustenbildungsprozesse sein könnten (Gross et al. 2014). Darüber hinaus sind diese magnesischen Klasten häufig durch zahlreiche Einschläge brekziiert und wurden durch Schockerwärmung thermisch metamorphisiert; sie könnten also komplexen metamorphen Prozessen unterworfen gewesen sein (Takeda et al. 2012).

In der vorliegenden Studie wurden mehrere reine Anorthosit-Klasten in der Dhofar 489-Gruppe entdeckt. Die reinen Anorthosite PA1 und PA5 könnten grobkörnige Texturen bewahrt haben; andere reine Anorthosite könnten durch Deformation oder Rekristallisation aus grobkörnigem reinem Anorthosit oder großen Plagioklas-Einkristallen metamorphisiert worden sein. In Abbildung 10 sind die Mineralzusammensetzungen der reinen Anorthosite in Dhofar 489 (PA1, PA3, PA4 und AN1), Dhofar 911 (PA5) und der Apollo-Probe (60015) dargestellt. Der Mg#-Wert jedes reinen Anorthosits in der Gruppe Dhofar 489 (Abbildung 10a) ist mit Ausnahme von PA3 innerhalb weniger Millimeter relativ einheitlich, obwohl bei den reinen Anorthositen große Mg#-Schwankungen festgestellt wurden. Der Mondanorthosit 60015 könnte eine monomiktische Mischung aus reinen Anorthositen sein, die sich im gleichen Stadium des nahen Magmaozeans befinden, da die Zusammensetzung der mafischen Minerale nur geringfügig variiert (Abbildung 10b). Untersuchungen von Anorthosit-Proben legen nahe, dass diese reinen Anorthosite möglicherweise auf der Mondoberfläche aus einer globalen reinen Anorthosit-Schicht (Ohtake et al. 2009; Yamamoto et al. 2012) ausgehoben wurden, die unter einer obersten mafischen Mischschicht (z. B. Hawke et al. 2003) existiert. Parmentier und Liang (2010) berechneten den Anteil der eingeschlossenen Schmelze aufgrund des Gefrierens an der Spitze des Magmaozeans auf der Grundlage der verschiedenen Korngrößen und einer Flüssigkeitsviskosität von 10 Pa. Nach dieser Schätzung ist ein Anteil an eingeschlossener Schmelze von weniger als 2 % möglich, wie die SELENE-Messungen zeigen, wenn die Korngröße ausreichend grob ist, z. B. von einigen Millimetern. Dieser Anteil entspricht dem Gehalt an mafischen Mineralen im Anorthosit. Die Modellrechnung von Piskorz und Stevenson (2014) deutet darauf hin, dass sich die Plagioklas-Kristalle bereits gebildet hatten und die mafischen Zwischengitterminerale noch flüssig waren, was zu einem minimalen Anteil an eingeschlossener Zwischengitterschmelze von 2 % führte. Ihre Berechnungsergebnisse in Verbindung mit einem riesigen Magmasystem unterstützen das Vorhandensein von reinem Anorthosit als Lithologie der Mondkruste.

Mineralchemie der reinen Anorthosit-Klasten in Dhofar 489, Dhofar 911 und FAN 60015. Die Mineralzusammensetzungen (a) der reinen Anorthosit-Klasten in Dhofar 489 (PA1, PA3, PA4 und AN1), Dhofar 911 (PA5) und (b) 60015 (diese Arbeit) sind in den Plagioklas-An-Werten gegen Mg# (=molar 100 × Mg/(Mg + Fe)) von koexistierendem Olivin (Ol) und Orthopyroxen (Opx) aufgetragen. Die klassischen Differenzierungstendenzen sind Ferroananorthosit (FAN)-Suite und Mg-Suite-Gesteine (z. B. Warner et al. 1976; Warren und Wasson 1977). Die Flächen wurden von Yamaguchi et al. (2010) übernommen. Die hellblauen Flächen entsprechen der Konfidenz ≧7, die hellgrünen der Konfidenz ≦6 (Warren 1993).

Ohtake et al. (2012) stellten ein asymmetrisches Krustenwachstumsmodell vor, um die Zweiteilung der Mg#-Verteilung mit einem höheren Mg# in der Fernseite als in der Nahseite zu interpretieren. Das Modell (Ohtake et al. 2012) verwendet eine Oberflächenkonvektionskraft von der Nahseite zur Fernseite, die durch eine höhere Temperatur auf der Nahseite erzeugt wird, die durch die thermische Abschirmung der Erde in einem gekippten Konvektionsmodell (Loper und Werner 2002) verursacht wird. Dieser kraftverfrachtete Plagioklas kristallisierte in der ersten Phase der Krustenbildung in der Fernen Seite. Darüber hinaus entwickelte sich auf der Farside eine Anorthosit-„Rockburg“ mit hohem Mg#-Gehalt, und die ferroische Kruste kristallisierte aus dem weiter entwickelten Magma auf der Nearside (Ohtake et al. 2012). Wenn die großen Mg#-Variationen der mafischen Minerale unter den reinen Anorthositen den globalen Trend der anorthositischen Kruste widerspiegeln könnten, wie er durch die Fernerkundungsdaten beobachtet wurde, könnten die Mg#-Variationen der mafischen Minerale unter den reinen Anorthositen durch den unterschiedlichen Zeitpunkt der Kristallisationssequenz während der asymmetrischen Krustenwachstumskristallisation erklärt werden (Ohtake et al. 2012), was entweder zu einer lateralen (regionalen) oder vertikalen (tiefen) Heterogenität der vermeintlich massiven Schicht des reinen Anorthosits führte (Ohtake et al. 2009; Yamamoto et al. 2012).

Wenn die Variationen in Mg# aus relativ lokalen Variationen über kleine Entfernungen innerhalb desselben kumulativen Gesteins abgeleitet werden könnten, könnte eine bloße Abfolge von Zusammensetzungsänderungen durch Kristallisation eines riesigen Magmasystems solche lokalen Variationen nicht erklären. Wenn dem so ist, könnte reiner Anorthosit in der Kumulationsschüttung fraktioniert kristallisiert worden sein, was zu großen Schwankungen des Mg# (von etwa 80 bis etwa 60) über kleine Entfernungen führte. Ein spezieller Mechanismus zur Erklärung solch großer Variationen innerhalb lokaler Regionen ist erforderlich, obwohl ein spezifischer Prozess, der die Variationen auf dem Mond erklärt, bisher nicht bestimmt wurde. Anorthosite mit hohem Plagioklasanteil (>95%) werden auf der Erde durch Deformation gebildet (Lafrance et al. 1996). Wenn der reine Anorthosit auf dem Mond durch Deformation oder Rekristallisation entstanden ist, könnten solche Mg#-Variationen lokal durch solche Prozesse auftreten. Relativ mafiöser Anorthosit könnte aus der verbleibenden Flüssigkeit gewonnen werden, wie von Ohtake et al. (2009) diskutiert. Doch obwohl wir einen globalen Trend von Mg# in der anorthositischen Kruste des Mondes bestätigen konnten (Ohtake et al. 2012), wäre es schwierig, einen solchen globalen Trend nur durch lokale Variationen von Mg# zu erklären, die durch Rekristallisations- und Deformationsprozesse verursacht werden.