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为什么月球表面，存在强烈的不对称性？现在终于有了答案

天文学家认为 ， 月球是在火星大小的天体与原始地球相撞时形成 。 地球最终成为这场碰撞的较大子体 ， 并保留了足够的热量 ， 使其在构造上变得活跃 。 相反月球较小 ， 冷却速度可能会更快 ， 地质上就会冻结 。 月球明显的早期动态性挑战了这一观点 。 新的数据表明 ， 这是因为在灾难性的月球形成碰撞之后 ， 放射性元素分布是独特的 。 月球和太阳 ， 是地球天空中占主导地位的天体 ， 并提供了许多可观察到的特征 。
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这为行星和太阳系是如何形成的提供了证据 ， 太阳系中的大多数行星都有卫星 。 例如 ， 火星有两颗卫星 ， 木星有79颗 ， 海王星有14颗 ， 有些卫星是冰态的 ， 有些是岩态的 ， 有些在地质上仍然活跃 ， 有些相对不活跃 。 行星是如何获得它们的卫星的 ， 为什么它们有这样的特性 ， 这些问题可能会揭示早期太阳系演化的许多方面 。 月球是一个相对寒冷的岩石体 ， 水含量有限 ， 几乎没有构造作用 。
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科学家们目前认为 ， 地月系统是由一个火星大小的天体（在希腊神话中被称为西娅(Theia)）在希腊神话中是月亮女神塞莱娜(Selene)的母亲 ， 与原始地球灾难性地相撞而形成 ， 导致两个天体组成部分混合在一起 。 这次碰撞的碎片被认为在几百万年后迅速分离形成了地球和月球 。 地球最终变得更大 ， 地球大小正好适合它成为一个有大气和海洋充满活力的行星 。 月球最终变得更小 ， 没有足够的质量来容纳这些特征 。
月球不对称性的探索
因此 ， 多亏了形成地月系统的碰撞动力学 ， 地球表现出了一些特殊之处 ， 比如保留了水或形成大气的气体等挥发性物质 ， 并拥有足够的内部热量 ， 维持长期的行星火山活动和构造 。 数十年的观察表明 ， 月球历史比预期的要活跃得多 ， 火山和磁力活动发生在10亿年前 ， 比预期要晚得多 。 月球近侧和远侧如此不同的一个线索来自于其表面特征可观察到的强烈不对称性 。 在月球永远面向地球的近侧 ， 肉眼可以观察到暗色和浅色的斑块 。
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早期天文学家将这些黑暗区域命名为“玛利亚”(Maria) ， 拉丁语中“海”的意思 ， 他们认为它们是水体 ， 类比地球 。 一个多世纪前 ， 科学家们用望远镜计算出 ， 这些区域实际上并不是海洋 ， 而更有可能是火山口或火山地貌 。 当时 ， 大多数科学家认为 ， 永远无法看到的月球远侧与近侧进行比较 。 然而 ， 由于月球与地球相对较近 ， 仅有38万公里远 ， 月球是人类能够探索的第一个太阳系天体 ， 首先使用航天器 ， 然后进行载人飞行 。
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上世纪50年代末和60年代初 ， 苏联发射的无人太空探测器传回了月球背面第一批图像 ， 科学家们惊讶地发现 ， 两面的情况截然不同 。 远方几乎没有玛丽亚 ， 只有1%的远侧被玛丽亚覆盖 ， 而近侧面的覆盖率约为31% 。 科学家们感到困惑 ， 但他们怀疑这种不对称为月球是如何形成的提供了线索 。 在20世纪60年代末和70年代初 ， 美国宇航局阿波罗登月任务将6艘航天器降落在月球上 ， 宇航员带回了382公斤的月球岩石 ， 试图通过化学分析来了解月球的起源 。
探索月球的重要发现
有了样本 ， 科学家们很快就计算出月球这些斑块的相对黑暗是由于它们的地质组成 ， 实际上 ， 它们是由火山作用造成 。 还发现了一种新的岩石特征 ， 科学家将其命名为Kreep-富含钾（化学符号K）、稀土元素（REE ， 包括铈、镝、铒、铕和其他地球上稀有的元素）和磷（化学符号P）的岩石 ， 这与玛丽亚有关 。 但是 ， 为什么火山活动和这些特征会在月球的近端和远端如此不均匀地分布 ， 这就成了一个谜 。
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现在 ， 来自东京理工大学地球生命科学研究所、佛罗里达大学、卡内基科学研究所、陶森大学、美国宇航局约翰逊航天中心和新墨西哥大学的科学家结合观测、实验室实验和计算机建模 ， 发现了关于月球如何获得近侧和远侧不对称性的新线索 。 钾(K)、钍(Th)和铀(U)是放射性不稳定元素 ， 这意味着它们以各种不同的原子构型出现 ， 这些原子的中子数是可变的 。 这些可变组成的原子被称为同位素 ， 其中一些是不稳定的 ， 会分解产生其他元素 ， 产生热量 。
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这些元素的放射性衰变产生的热量 ， 可以熔化它们所在的岩石 ， 这可能在一定程度上解释了它们共存的原因 。 这项研究表明 ， 除了加热外 ， 在岩石中加入克里普成分也降低了它们的熔化温度 ， 这与简单的放射性成因衰变模型所预期的火山活动相结合 。 由于这些熔岩流大多是在月球历史的早期侵位的 ， 这项研究还增加了关于月球演化的时间和各种过程在月球上发生的顺序评估 ， 而且这项研究需要从事理论和实验工作的科学家之间合作 。
早期演化的重要见解
在对含有各种克里普成分的岩石进行高温熔融实验后 ， 研究团队分析了这将对月球表面火山活动的时间和数量产生的影响 ， 为地月系统演化的早期阶段提供了重要见解 。 由于相对缺乏侵蚀过程 ， 月球表面记录了太阳系早期历史上的地质事件 。 特别是 ， 与月球上其他任何地方不同 ， 月球近侧地区拥有铀和钍等放射性元素的浓度 。 了解这些当地铀和钍富集的来源 ， 可以帮助解释月球形成的早期阶段 ， 因此有助于解释早期地球的条件 。
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研究表明 ， 自从月球形成以来 ， 月球上富含克里普的玛丽亚影响了月球演化 ， 这种非对称、自我放大过程的证据 ， 可能会在我们太阳系的其他行星卫星上找到 ， 也可能在整个宇宙的岩石天体上无处不在 。
博科园｜研究/来自：东京工业大学
参考期刊《自然地球科学》
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