ПЕТРОЛОГИЯ, 2011, том 19, № 1, с. 14-26
УДК 550.42
АЛЮМОЭНСТАТИТЫ ЛУННЫХ МЕТЕОРИТОВ И ГЛУБИННЫЕ
ПОРОДЫ ЛУНЫ
© 2011 г. М. А. Назаров*, Л. Я. Аранович**, С. И. Демидова*, Т. Нтафлос***, Ф. Брандштеттер****
*Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН ул. Косыгина, 19, Москва, 119991, Россия; e-mail: nazarov@geokhi.ru **Институт геологии рудных месторождений, петрографии, минералогии и геохимии РАН Старомонетный пер., 35, Москва, 119017, Россия; e-mail: lyaronov@igem.ru ***Departamentfür Lithosphärenforschung, Universität Wien, Althanstrasse 14, 1090 Wien, Österreich,
e-mail: theodoros.ntaflos@univie.ac.at ****Naturhistorisches Museum, Burgring 7, A-1014 Wien, Österreich, e-mail: franz.brandstaetter@nhm-wien.ac.at
Поступила в редакцию 14.07.2010 г.
Проведено исследование фрагментов алюмоэнстатита в лунных метеоритах материкового происхождения. Установлено, что такие фрагменты обычно встречаются в импактных брекчиях троктолитового состава. Алюмоэнстатит содержит до 12 мас. % Al2O3 и обладает низкими концентрациями СаО (<1 мас. %) и почти постоянной и высокой магнезиальностью (Mg/(Mg + Fe) = 89.5 ± 1.4 ат. %) такой же, как и в земной мантии. По этим параметрам алюмоэнстатиты резко отличаются от обычных ортопироксенов лунных пород. В ассоциации с алюмоэнстатитом находятся шпинель (плеонаст), оливин, анортит (клинопироксен не обнаружен) и акцессорные минералы: рутил, оксиды Ti, Zr, троилит и Fe, Ni-металл. Такой же парагенезис был описан в редких фрагментах шпинелевых катаклазитов из образцов миссий "Аполлон". Методы термобарометрии и анализ фазовых равновесий показывают; что породы, содержащие алюмоэнстатит, имеют глубинное происхождение и находились на глубинах от 25 км до 130—200 км при Т от 800 до 1300°С, т.е., по крайней мере, в нижней коре, а, возможно, и в верхней мантии Луны. Они могут формировать отдельные плутоны или полностью определять состав нижней коры. Наиболее вероятным источником алюмоэнстатита являются магнезиальные породы троктолитового состава, особенно шпинелевые троктолиты с пониженными отношениями Са/Al и Ca/Si. При декомпрессии в таких породах должны образовываться кордиеритсодержащие ассоциации. Почти полное отсутствие последних в поверхностных материковых породах означает, что вертикальных тектонических перемещений в лунной коре практически не происходило. Скорее всего, перенос глубинного материала на лунную поверхность осуществлялся ударными событиями в период интенсивной метеоритной бомбардировки >3.9 млрд. лет назад.
ВВЕДЕНИЕ
Представления о составе и строении лунных недр базируются на геохимических и геофизических моделях, требующих разнообразных допущений (например, Taylor et al., 2006; Кусков, Кронрод, 1999). Методы термобарометрии, которые оказались очень эффективными при реконструкции минерального состава земной мантии и нижней коры, почти не нашли применения в лунной петрологии, поскольку фазовый состав лунных пород слабо чувствителен к низким литостатическим давлениям в пределах коры и верхней мантии Луны (барический градиент 5 МПа/км). Тем не менее методами термо-барометрии установлено глубинное происхождение (40—50 км) для троктолита обр. 76535 (Gooley et al., 1974; McCallum, Schwartz, 2001). Кроме того, анализ фазовых равновесий в редких фрагментах, сложенных форстеритом (Fo88-92), алюмоэнстатитом (6.6— 7.2 мас. % Al2O3), шпинелью (плеонастом) и плагиоклазом, также указывает на их образование в условиях глубоких горизонтов лунной коры или даже верхней мантии (Anderson, 1973; Bence et al., 1974; Herzberg, Baker, 1980). Эти породы по катакла-
стической структуре и присутствию в них шпинели получили название шпинелевых катаклазитов (Bence et al., 1974). Единичные класты таких пород обнаружены в брекчиях экспедиций "Аполлона 15 и 17", а именно в образцах: 15445 (Anderson, 1973; Herzberg, Baker, 1980; Baker, Herzberg, 1980), 73263 (Bence et al., 1974), 73215 (Herzberg, 1978), 77517 (Warner etal., 1978), 72435 (Dymek et al., 1976; Herzberg, Baker, 1980; Baker, Herzberg, 1980) и 72255 (Herzberg, 1978). Глубинная природа шпинелевых катаклазитов подтверждается соотношениями РЗЭ в класте 15445.71, которые указывают на их возможное родство с гранатсодержащими парагенезисами (Ridley et al., 1973).
Лунные метеориты, т.е. фрагменты лунных пород, выброшенные с поверхности Луны в результате ударных событий, представляют собой новый тип лунного вещества, доступного для лабораторного изучения. В этих метеоритах также был идентифицирован акцессорный материал, близкий по составу минералов к шпинелевым катаклазитам (Demidova et al., 2003a; Nazarov et al., 2005), что создает новые возможности для исследования фазового состава и
природы глубинного лунного вещества. В этом и заключалась цель настоящей работы.
ОБРАЗЦЫ И МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
В метеоритной коллекции РАН в настоящее время хранятся типовые образцы 29-ти лунных метеоритов, в которых нами в целях классификации определялся состав минеральных фаз. Инспекция этой базы данных (около 10000 анализов) показала, что фрагменты необычных богатых А1 энстатитов, по составу идентичных пироксенам шпинелевых ката-клазитов, определенно присутствуют в некоторых лунных метеоритах материкового происхождения (Ма2агоу й а1., 2005). Этот результат послужил основой для более тщательного поиска и исследования зерен алюмоэнстатита в лунных материковых метеоритах. Изучены шлифы 25-ти метеоритов: ЭИо 025, 026, 280, 301-307, 309-311, 730, 731, 733, 925, 950, 960, 961, 1436, 1442, 8аи 449 (Оман), ЭаО 400 (Ливия) и МАС 88105 (Антарктида). В этих шлифах на аналитическом сканирующем электронном микроскопе JSM 6400 в Музее естественной истории (г. Вена) проводили поиск зерен алюмоэнстатита, основываясь на их темном облике в обратнорассеянных электронах. Состав минералов исследовали на микроанализаторе SX 100 в Институте исследования литосферы Венского университета при стандартных условиях. Методология оценки Р-Т параметров и анализа фазовых равновесий изложена ниже.
РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ
Условия нахождения глжоземистъж ортопироксенов
Богатые А1 энстатиты обнаружены и исследованы в метеоритах Шо 302, 303, 305, 306, 307, 309, 310, 311, 730, 950, 1436 и SaU 449. Все эти метеориты являются полевошпатовыми импактными брекчиями с ударно-расплавной матрицей (Ма2агоу е! а1., 2002; 2004; Эетёоуа е! а1., 2003Ь). В основном они имеют состав троктолитовых анортозитов или анортозито-вых троктолитов и характеризуются высокой магне-зиальностью (рис. 1). Во многих из них часто встречаются обломки клинопироксена с крупными структурами распада, указывающие на присутствие медленно остывающего материала. В метеоритах ЭИо 305, 307, 310 и 730 наблюдаются обломки дуни-товых и пироксенитовых пород — очень редких в лунных образцах. В метеорите ЭИо 303 обнаружен обломок (~15 мкм) рутила, который в лунных породах отмечался преимущественно в виде ламелей распада в ильмените. Предполагается, что наиболее магнезиальные метеориты с наибольшими содержаниями оливина: Шо 303, 305, 306, 307, 309, 310, 311, 730 и 950 (рис. 1) являются парными, т.е. фрагментами одного падения, поскольку они были найдены в непосредственной близости друг от друга (Назаров и др., 2003). Однако эти метеориты несколько различны по структуре матрицы, химическому составу и даже изотопным характеристикам (Демидова и др.,
2007). Метеориты Dho 302, 1436 и SaU 449 содержат заметно больше пироксена (рис. 1) и, скорее всего, представляют собой фрагменты разный падений.
В изученный метеоритах обнаружено всего два небольших класта, содержащих алюмоэнстатит, которые можно считать обломками горных пород. Класт 3М в метеорите Dho 310 (рис. 2а, 2б), предварительно описанныш в работе (Demidova et al., 2003a), находится в ударно-расплавной матрице и имеет размеры примерно 180 х 130 мкм. В этом кла-сте шпинель (Mg/(Mg + Fe) = 80 ат. %; Al/(Al + Cr) = = 96 ат. %) образует червеобразные выделения в алюмоэнстатите (En88, Wo06; Al2O3 6.8 мас. %). На контакте шпинели и алюмоэнстатита обнаружены 2 зерна рутила и одно зернышко фазы, богатой Zr и Ti. Эти зерна имеют размер в несколько микрон, и точно их не удалось проанализировать. Присутствие рутила сближает данный класт с фрагментом шпинелевого катаклазита 15445.10 (Anderson, 1973), в котором акцессорный рутил окаймляется армол-колитом. Плагиоклаз (An97) представлен ксено-морфныши выделениями. К класту примыкает единственное зерно магнезиального оливина (Fo89). Все остальные обломки оливина, если и наблюдаются в контакте с этим кластом, очень железистые и, следовательно, не находятся в равновесии с его главными минеральными фазами. В пределах фрагмента составы всех фаз (таблица) практически постоянны. Модальный состав класта (об. %): алюмоэнстатит 63.8%, шпинель 15.5%, плагиоклаз 16.3%, оливин 4.4%. Разумеется, размеры обломка недостаточны для надежной оценки модального состава, и только соотношения шпинели и пироксена могут отражать реальные пропорции этих фаз в исходной породе.
Класт 4М в метеорите Dho 309 (рис. 2в, 2г) размером 300 х 400 мкм обладает продолговатой формой и включен в хорошо раскристаллизованную, но тонкозернистую ударно-расплавную матрицу. В класте доминирует оливин, который меняется по составу от Fo88 в центре класта до Fo81 к контактам с матрицей. Шпинель представлена гипидиоморфными зернами и в основном ассоциирует с алюмоэнстати-том, образующим неправильные выделения. Однако небольшие включения как шпинели, так и алюмоэнстатита наблюдаются и в оливине. В срастании с алюмоэнстатитом шпинель имеет практически одинаковый состав (ат. %): Mg/(Mg + Fe) = 81, Al/(Al + Cr) = 96, но ее включения в железистыш оливин в периферической части класта отличаются более высокими содержаниями Fe и Cr: Mg/(Mg + + Fe) = 70, Al/(Al + Cr) = 87 (ат. %). Состав алюмоэн-статита в центральных частях класта практически постоянен (En89, Wo07), но содержания Al2O3 в нем значительно варьируют от 6 до 11.5 мас. %. При этом наиболее высокие концентрации Al2O3 характерны для включений алюмоэнстатита в плагиоклазе. Ксе-номорфные выделения последнего (An96) имеют контакты с
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.