Lunar

@misc{newton1969secular9,
    author = "Newton, R",
    title = "Variações seculares da Terra e da Lua",
    year = "1969",
    howpublished = "Science, v. 166, p. 825-831",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Newton, R., 1969, Variações seculares da Terra e da Lua: Science, v. 166, p. 825-831.}"
}

@misc{goldreich1972tides5,
    author = "Goldreich, P",
    title = "Marés e o sistema terra-lua",
    year = "1972",
    howpublished = "Scientific American, v. 226, no. 4, p. 43-52",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Goldreich, P., 1972, Marés e o sistema terra-lua: Scientific American, v. 226, no. 4, p. 43-52.}"
}

@misc{turcotte1974evolution12,
    author = "Turcotte, D. L. e Nordmann, J. C. e Cisne, J. L",
    title = "Evolução da órbita da Lua e a origem da vida",
    year = "1974",
    howpublished = "Nature, v. 251, p. 124-125",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Turcotte, D. L., Nordmann, J. C., e Cisne, J. L., 1974, Evolução da órbita da Lua e a origem da vida: Nature, v. 251, p. 124-125.}"
}

@book{taylor1975lunar11,
    author = "Taylor, S. R",
    title = "Lunar Science",
    year = "1975",
    publisher = "A Post-Apollo View: New York, Pergamon Press",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Taylor, S. R., 1975, Lunar Science: A Post-Apollo View: New York, Pergamon Press.}"
}

@misc{kahn1978nautiloid6,
    author = "Kahn, P. G. H. e Pompea, S. M",
    title = "Crescimento de nautilóides e evolução dinâmica do sistema Terra-Lua",
    year = "1978",
    howpublished = "Nature, v. 275, no. 5681, p. 606-611",
    note = "talkorigins\_source = {true}; raw\_reference = {Kahn, P. G. H., e Pompea, S. M., 1978, Crescimento de nautilóides e evolução dinâmica do sistema Terra-Lua: Nature, v. 275, no. 5681, p. 606-611.}"
}

@book{doi1010079781461261674,
    author = "Ringwood, A. E.",
    title = "Origem da Terra e da Lua",
    year = "1979",
    url = "https://doi.org/10.1007/978-1-4612-6167-4",
    doi = "10.1007/978-1-4612-6167-4",
    openalex = "W1600775227"
}

@misc{kerr1984making8,
    author = "Kerr, R. A",
    title = "Criando a Lua a partir de um grande respingo",
    year = "1984",
    howpublished = "Science, v. 226, p. 1060-1061",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Kerr, R. A., 1984, Criando a Lua a partir de um grande respingo: Science, v. 226, p. 1060-1061.}"
}

O CONCEITO DE OCEANO DE MAGMA E A EVOLUÇÃO LUNAR, Página 1 de 1 /docserver/preview/fulltext/earth/13/1/annurev.ea.13.050185.001221-1.gif

@article{doi101146annurevea13050185001221,
    author = "Warren, P. H.",
    title = "O CONCEITO DE OCEANO DE MAGMA E A EVOLUÇÃO LUNAR",
    year = "1985",
    journal = "Annual Review of Earth and Planetary Sciences",
    abstract = "O CONCEITO DE OCEANO DE MAGMA E A EVOLUÇÃO LUNAR, Página 1 de 1 /docserver/preview/fulltext/earth/13/1/annurev.ea.13.050185.001221-1.gif",
    url = "https://doi.org/10.1146/annurev.ea.13.050185.001221",
    doi = "10.1146/annurev.ea.13.050185.001221",
    openalex = "W2101788954"
}

@misc{taylor1985lunar10,
    author = "Taylor, G. J",
    title = "Reunião sobre a origem lunar favorece a teoria do impacto",
    year = "1985",
    howpublished = "Geotimes, v. 30, no. 4, p. 16-17",
    note = "talkorigins_source = {true}; raw_reference = {Taylor, G. J., 1985, Reunião sobre a origem lunar favorece a teoria do impacto: Geotimes, v. 30, no. 4, p. 16-17.}"
}

@article{doi1010160019103586900886,
    author = "Benz, W. e Slattery, W. L. e Cameron, A. G. W.",
    title = "A origem da lua e a hipótese do único impacto I",
    year = "1986",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(86)90088-6",
    doi = "10.1016/0019-1035(86)90088-6",
    openalex = "W4256175005",
    references = "doi1010160019103583900325"
}

@article{doi1010160019103589901292,
    author = "Benz, W. e Cameron, A. G. W. e Melosh, H. J.",
    title = "A origem da Lua e a hipótese do único impacto III",
    year = "1989",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(89)90129-2",
    doi = "10.1016/0019-1035(89)90129-2",
    openalex = "W2014157843",
    references = "doi1010160016703789901506, doi1010160019103583900325, doi1010160022286070900190"
}

O amadurecimento das ciências da Terra levou a uma fragmentação em subdisciplinas que se comunicam imperfeitamente entre si. Algumas dessas subdisciplinas são a geologia de campo, petrologia, mineralogia, geoquímica, geodesia e sismologia, e estas por sua vez são divididas em unidades ainda mais finas. A ciência também se expandiu para incluir os planetas e até mesmo o cosmos. Os profissionais em cada um desses campos tendem a ver a Terra de uma maneira completamente diferente. As descobertas em um campo se difundem apenas lentamente na consciência de um especialista em outro. Apesar do fato de haver apenas uma Terra, provavelmente existem mais Teorias da Terra do que de astronomia, física de partículas ou biologia celular, onde há inúmeros exemplares de cada objeto. Mesmo onde há intercâmbio entre disciplinas, é geralmente tão barulhento quanto estática. Muito frequentemente, as suposições não comprovadas ou dogmas de uma disciplina são tratados como condições de contorno firmes para um teórico em uma área ligeiramente sobreposta. Os dados de cada subdisciplina são geralmente consistentes com uma gama de hipóteses. As possibilidades podem ser consideravelmente reduzidas à medida que mais e mais dados diversos são aplicados a um problema específico. As questões de origem, composição e evolução da Terra requerem contribuição da astronomia, cosmoquímica, meteorítica, planetologia, geologia, petrologia, mineralogia, cristalografia, ciência dos materiais e sismologia, no mínimo. Para um estudante da Terra, essas são divisões artificiais, embora sejam necessárias para fazer progresso em um determinado frente. \n \nEm Teoria da Terra, tento reunir os pedaços de uma variedade de disciplinas que são relevantes para a compreensão da Terra. Rochas e magmas são nossa fonte mais direta de informações sobre o interior, mas estão enviesadas em relação às propriedades da crosta e do manto superior. A sismologia é nossa melhor fonte de informações sobre o interior profundo; no entanto, a interpretação de dados sísmicos para fins além de puramente estruturais requer contribuição da física do estado sólido e da petrologia experimental. Embora este não seja um livro sobre sismologia, ele usa a sismologia de várias maneiras. \n \nA "Teoria da Terra" desenvolvida aqui difere em muitos aspectos das visões convencionais. Os modelos dos petrologistas para o interior da Terra geralmente focam na composição de amostras de manto contidas em basaltos e kimberlitos. A hipótese mais simples baseada nessas amostras é que os basaltos e peridotitas observados mantêm uma relação complementar entre si, que as peridotitas são a fonte dos basaltos ou o resíduo após sua remoção, e que todo o manto é idêntico em composição à química inferida do manto superior e da região fonte do basalto. O manto é, portanto, homogêneo em composição, e assim todas as partes do manto eventualmente sobem à superfície para fornecer basaltos. As placas subducidas não experimentam nenhuma barreira ao cair através do manto até a fronteira manto-núcleo.

@book{openalexw1563457350,
    author = "Anderson, Don L.",
    title = "Teoria da Terra",
    year = "1989",
    booktitle = "CaltechAUTHORS (Instituto de Tecnologia da Califórnia)",
    abstract = {O amadurecimento das ciências da Terra levou a uma fragmentação em subdisciplinas que se comunicam imperfeitamente entre si. Algumas dessas subdisciplinas são geologia de campo, petrologia, mineralogia, geoquímica, geodesia e sismologia, e estas, por sua vez, são divididas em unidades ainda mais finas. A ciência também se expandiu para incluir os planetas e até mesmo o cosmos. Os praticantes em cada um desses campos tendem a ver a Terra de uma maneira completamente diferente. As descobertas em um campo se difundem apenas lentamente na consciência de um especialista em outro. Apesar do fato de haver apenas uma Terra, provavelmente existem mais Teorias da Terra do que de astronomia, física de partículas ou biologia celular, onde há inúmeros exemplos de cada objeto. Mesmo onde há diálogo entre disciplinas, é geralmente tão ruidoso quanto estática. Muito frequentemente, as suposições não comprovadas ou dogmas de uma disciplina são tratados como condições de contorno firmes para um teórico em uma área ligeiramente sobreposta. Os dados de cada subdisciplina são geralmente consistentes com uma gama de hipóteses. As possibilidades podem ser consideravelmente reduzidas à medida que mais e mais dados diversos são aplicados a um problema específico. As questões de origem, composição e evolução da Terra requerem input de astronomia, cosmoquímica, meteorítica, planetologia, geologia, petrologia, mineralogia, cristalografia, ciência dos materiais e sismologia, no mínimo. Para um estudante da Terra, essas são divisões artificiais, embora sejam necessárias para fazer progresso em um determinado frente. \n \nEm Teoria da Terra, tento reunir os pedaços de uma variedade de disciplinas que são relevantes para a compreensão da Terra. Rochas e magmas são nossa fonte mais direta de informações sobre o interior, mas estão enviesadas para as propriedades da crosta e do manto superior. A sismologia é nossa melhor fonte de informações sobre o interior profundo; no entanto, a interpretação de dados sísmicos para fins além de puramente estruturais requer input da física do estado sólido e da petrologia experimental. Embora este não seja um livro sobre sismologia, ele usa a sismologia de várias maneiras. \n \nA "Teoria da Terra" desenvolvida aqui difere em muitos aspectos das visões convencionais. Os modelos dos petrologistas para o interior da Terra geralmente focam na composição de amostras de manto contidas em basaltos e kimberlitos. A hipótese mais simples baseada nessas amostras é que os basaltos e peridotitas observados mantêm uma relação complementar entre si, que as peridotitas são a fonte dos basaltos ou o resíduo após sua remoção, e que todo o manto é idêntico em composição à química inferida do manto superior e da região fonte do basalto. O manto é, portanto, homogêneo em composição, e assim todas as partes do manto eventualmente sobem à superfície para fornecer basaltos. As placas subducidas não experimentam nenhuma barreira ao cair através do manto até a fronteira manto-núcleo.},
    openalex = "W1563457350",
    references = "doi1010079781461261674, doi1010079783642680120, doi1010160012825268901475, doi1010160031920181900467, doi101029jb079i035p05507, doi101029jb082i005p00803, doi101029jb089ib07p05929, doi101029jb089ib07p05987, doi101029jb089ib07p06003, doi101029rg013i003p00001, doi101029rg016i004p00621, doi101038297391a0, doi101038309753a0, doi10111513423694, doi101126science2214611651, doi101130mem97, doi10119011442051, doi102307jctvw1d7dg9, openalexw1572130436, openalexw1604427421, openalexw1624806571"
}

@article{doi101016001910359190046v,
    author = "Cameron, A. G. W. e Benz, W.",
    title = "A origem da lua e a hipótese do único impacto IV",
    year = "1991",
    journal = "Icarus",
    url = "https://doi.org/10.1016/0019-1035(91)90046-v",
    doi = "10.1016/0019-1035(91)90046-v",
    openalex = "W4232459068",
    references = "doi1010160019103583900325"
}

@article{doi1010160012821x95001383,
    author = "Hess, P. C. e Parmentier, E. M.",
    title = "Um modelo para a evolução térmica e química do interior da Lua: implicações para o início do vulcanismo do mar",
    year = "1995",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    url = "https://doi.org/10.1016/0012-821x(95)00138-3",
    doi = "10.1016/0012-821x(95)00138-3",
    openalex = "W1996895446"
}

A derivação de concentrações elementares quantitativas a partir de imagens multiespectrais da Lua tem sido um objetivo de longa data da sensoriamento remoto lunar. Mapas de concentração nas resoluções espaciais disponíveis da recente missão Clementine forneceriam uma nova ferramenta revolucionária para compreender a origem e a evolução da crosta lunar. Lucey et al. [1995] apresentaram um método para extrair a concentração de Fe a partir de imagens multiespectrais da Lua. Este artigo examina e quantifica aspectos importantes dessa técnica que foram deixados inexplorados por Lucey et al., os quais tinham o potencial de limitar severamente sua utilidade. Esses aspectos incluem os efeitos da maturidade, tamanho de grão, mineralogia, sombreamento devido à topografia e a presença de vidro. Também apresentamos um novo algoritmo para a derivação de TiO2 a partir de imagens multiespectrais tanto de unidades de mar como de terras altas. Encontramos que ambas as técnicas são apenas fracamente sensíveis à maturidade e que elas têm uma precisão de aproximadamente 1 wt % com base no exame das propriedades espectrais e composições de estações de amostragem lunar resolvidas apresentadas por Blewett et al. [1997]. Também discutimos essas descobertas no contexto de duas visões contrastantes sobre o efeito da composição nas propriedades espectrais lunares apresentadas por Pieters e colaboradores e Hapke e colaboradores. Encontramos que a visão de Hapke e colaboradores é mais consistente com nossas observações. Usando um mosaico global de dados multiespectrais Clementine e esses algoritmos de derivação de elementos, encontramos que a abundância modal global de FeO é 4,5 wt %±1 wt % e a abundância modal global de TiO2 é 0,45 wt %±1 wt. %.

@article{doi10102997je03019,
    author = "Lucey, P. G. e Blewett, D. T. e Hawke, B. R.",
    title = "Mapeamento do conteúdo de FeO e TiO2 na superfície lunar com imagens multiespectrais",
    year = "1998",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "A derivação de concentrações elementares quantitativas a partir de imagens multiespectrais da Lua tem sido um objetivo de longa data da sensoriamento remoto lunar. Mapas de concentração nas resoluções espaciais disponíveis da recente missão Clementine forneceriam uma nova ferramenta revolucionária para compreender a origem e a evolução da crosta lunar. Lucey et al. [1995] apresentaram um método para extrair a concentração de Fe a partir de imagens multiespectrais da Lua. Este artigo examina e quantifica aspectos importantes dessa técnica que foram deixados inexplorados por Lucey et al., os quais tinham o potencial de limitar severamente sua utilidade. Esses aspectos incluem os efeitos da maturidade, tamanho de grão, mineralogia, sombreamento devido à topografia e a presença de vidro. Também apresentamos um novo algoritmo para a derivação de TiO2 a partir de imagens multiespectrais tanto de unidades de mar como de terras altas. Encontramos que ambas as técnicas são apenas fracamente sensíveis à maturidade e que elas têm uma precisão de aproximadamente 1 wt % com base no exame das propriedades espectrais e composições de estações de amostragem lunar resolvidas apresentadas por Blewett et al. [1997]. Também discutimos essas descobertas no contexto de duas visões contrastantes sobre o efeito da composição nas propriedades espectrais lunares apresentadas por Pieters e colaboradores e Hapke e colaboradores. Encontramos que a visão de Hapke e colaboradores é mais consistente com nossas observações. Usando um mosaico global de dados multiespectrais Clementine e esses algoritmos de derivação de elementos, encontramos que a abundância modal global de FeO é 4,5 wt %±1 wt % e a abundância modal global de TiO2 é 0,45 wt %±1 wt. %.",
    url = "https://doi.org/10.1029/97je03019",
    doi = "10.1029/97je03019",
    openalex = "W2075351638"
}

Dados geofísicos, de sensoriamento remoto e de amostras demonstram que as regiões Procellarum e Imbrium da Lua constituem uma província crustal geoquímica única (aqui denominada Terrano KREEP Procellarum). Estudos geoquímicos dos ejecta de Imbrium e da estrutura crustal das bacias Imbrium e Serenitatis sugerem que uma grande porção da crosta lunar nesta localidade é composta por um material semelhante em composição ao basalto KREEP da Apollo 15. O basalto KREEP tem cerca de 300 vezes mais urânio e tório do que os condritos, o que implica que uma grande porção dos elementos produtores de calor da Lua está localizada dentro desta única província crustal. A distribuição espacial do vulcanismo do mar paraleliza estreitamente os limites do Terrano KREEP Procellarum e isso sugere uma relação causal entre os dois fenômenos. Modelamos a evolução térmica da Lua usando um modelo simples de condução térmica e mostramos que, como resultado da alta abundância de elementos produtores de calor encontrados no Terrano KREEP Procellarum, o derretimento parcial do manto subjacente é um resultado inevitável. Especificamente, ao colocar uma camada de basalto KREEP de 10 km na base da crosta ali, nosso modelo prevê que o vulcanismo do mar deve abranger a maior parte da história da Lua e que a profundidade do derretimento deve aumentar com o tempo até uma profundidade máxima de cerca de 600 km. Sugerimos que a descontinuidade sísmica de 500 km observada nos dados sísmicos da Apollo pode representar esta profundidade máxima de derretimento. Nosso modelo também prevê que a camada de basalto KREEP deve permanecer parcialmente fundida por alguns bilhões de anos. Assim, o evento de impacto de Imbrium mais provavelmente escavou em uma câmara magmática de basalto KREEP parcialmente fundida. Postulamos que a composição do basalto KREEP é um subproduto da mistura de urKREEP com derretimentos parciais rasos do manto subjacente. Como as rochas do grupo Mg provavelmente são derivadas do basalto KREEP em cristalização, a proveniência dessas rochas plutônicas provavelmente é única para esta região da Lua.

@article{doi1010291999je001092,
    author = "Wieczorek, M. A. e Phillips, R. J.",
    title = "O \"Terrano KREEP Procellarum\": Implicações para o vulcanismo do mar e a evolução lunar",
    year = "2000",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "Dados geofísicos, de sensoriamento remoto e de amostras demonstram que as regiões Procellarum e Imbrium da Lua constituem uma província crustal geoquímica única (aqui denominada Terrano KREEP Procellarum). Estudos geoquímicos dos ejecta de Imbrium e da estrutura crustal das bacias Imbrium e Serenitatis sugerem que uma grande porção da crosta lunar nesta localidade é composta por um material semelhante em composição ao basalto KREEP da Apollo 15. O basalto KREEP tem cerca de 300 vezes mais urânio e tório do que os condritos, o que implica que uma grande porção dos elementos produtores de calor da Lua está localizada dentro desta única província crustal. A distribuição espacial do vulcanismo do mar paraleliza estreitamente os limites do Terrano KREEP Procellarum e isso sugere uma relação causal entre os dois fenômenos. Modelamos a evolução térmica da Lua usando um modelo simples de condução térmica e mostramos que, como resultado da alta abundância de elementos produtores de calor encontrados no Terrano KREEP Procellarum, o derretimento parcial do manto subjacente é um resultado inevitável. Especificamente, ao colocar uma camada de basalto KREEP de 10 km na base da crosta ali, nosso modelo prevê que o vulcanismo do mar deve abranger a maior parte da história da Lua e que a profundidade do derretimento deve aumentar com o tempo até uma profundidade máxima de cerca de 600 km. Sugerimos que a descontinuidade sísmica de 500 km observada nos dados sísmicos da Apollo pode representar esta profundidade máxima de derretimento. Nosso modelo também prevê que a camada de basalto KREEP deve permanecer parcialmente fundida por alguns bilhões de anos. Assim, o evento de impacto de Imbrium mais provavelmente escavou em uma câmara magmática de basalto KREEP parcialmente fundida. Postulamos que a composição do basalto KREEP é um subproduto da mistura de urKREEP com derretimentos parciais rasos do manto subjacente. Como as rochas do grupo Mg provavelmente são derivadas do basalto KREEP em cristalização, a proveniência dessas rochas plutônicas provavelmente é única para esta região da Lua.",
    url = "https://doi.org/10.1029/1999je001092",
    doi = "10.1029/1999je001092",
    openalex = "W2152643502",
    references = "doi1010291999je001103"
}

Resumo— No sistema solar primordial, as fontes mais plausíveis da água acrecida pela Terra estavam no cinturão de asteroides externo, nas regiões dos planetas gigantes e no Cinturão de Kuiper. Investigamos as implicações sobre a origem da água da Terra de modelos dinâmicos da evolução primordial dos corpos do sistema solar e verificamos-os em relação a restrições químicas. Encontramos que é plausível que a Terra acreceu água ao longo de toda a sua formação, desde as fases iniciais quando a nebulosa solar ainda estava presente até as fases tardias do varredura livre de gás de planetesimais espalhados. Asteroides e cometas da região de Júpiter-Saturno foram os primeiros entregadores de água, quando a Terra tinha menos da metade de sua massa atual. A maior parte da água atualmente na Terra foi transportada por alguns embriões planetários, originalmente formados no cinturão de asteroides externo e acrecidos pela Terra na fase final de sua formação. Finalmente, um manto tardio, representando no máximo 10% da massa de água atual, ocorreu devido a cometas da região de Urano-Netuno e do Cinturão de Kuiper. O resultado líquido da acreção desses vários reservatórios é que a água na Terra tinha essencialmente a razão D/H típica da água condensada no cinturão de asteroides externo. Isso está em acordo com a observação de que a razão D/H nos oceanos é muito próxima do valor médio da razão D/H das inclusões de água em condritos carbonáceos.

@article{doi101111j194551002000tb01518x,
    author = "Morbidelli, Alessandro e Chambers, John e Lunine, J. I. e Petit, Jean-Marc e Robert, F. e Valsecchi, G. B. e Cyr, K. E.",
    title = "Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth",
    year = "2000",
    journal = "Meteoritics and Planetary Science",
    abstract = "Resumo— No sistema solar primordial, as fontes mais plausíveis da água acrecida pela Terra estavam no cinturão de asteroides externo, nas regiões dos planetas gigantes e no Cinturão de Kuiper. Investigamos as implicações sobre a origem da água da Terra de modelos dinâmicos da evolução primordial dos corpos do sistema solar e verificamos-os em relação a restrições químicas. Encontramos que é plausível que a Terra acreceu água ao longo de toda a sua formação, desde as fases iniciais quando a nebulosa solar ainda estava presente até as fases tardias do varredura livre de gás de planetesimais espalhados. Asteroides e cometas da região de Júpiter-Saturno foram os primeiros entregadores de água, quando a Terra tinha menos da metade de sua massa atual. A maior parte da água atualmente na Terra foi transportada por alguns embriões planetários, originalmente formados no cinturão de asteroides externo e acrecidos pela Terra na fase final de sua formação. Finalmente, um manto tardio, representando no máximo 10\% da massa de água atual, ocorreu devido a cometas da região de Urano-Netuno e do Cinturão de Kuiper. O resultado líquido da acreção desses vários reservatórios é que a água na Terra tinha essencialmente a razão D/H típica da água condensada no cinturão de asteroides externo. Isso está em acordo com a observação de que a razão D/H nos oceanos é muito próxima do valor médio da razão D/H das inclusões de água em condritos carbonáceos.",
    url = "https://doi.org/10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    doi = "10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x",
    openalex = "W2014359877",
    references = "doi101006icar19941039, doi101006icar19960190, doi101006icar19986007, doi101006icar19996299, doi1010079781461261674, doi101007bf00642464, doi1010160019103588900310, doi101016001910359190036s, doi101017cbo9780511545986, doi101126science25550501391, doi101126science27653191670"
}

@article{doi10103835089010,
    author = "Canup, R. M. e Asphaug, Erik",
    title = "Origem da Lua em um impacto gigante próximo ao fim da formação da Terra",
    year = "2001",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/35089010",
    doi = "10.1038/35089010",
    openalex = "W2043818941",
    references = "doi101006icar19960083, doi101006icar20006581, doi1010160019103575900706, doi1010160019103586900886, doi1010160019103589901292, doi101016001910359190046v, doi10103838669, doi101086112164, doi101086191344, openalexw139796423"
}

O objetivo principal do presente estudo é discutir em detalhes os resultados obtidos a partir de uma inversão do conjunto de dados sísmicos lunares de Apollo, massa lunar e momento de inércia. Invertimos diretamente para a composição química e temperatura lunar usando o sistema de modelo CaO‐FeO‐MgO‐Al 2 O 3 ‐SiO 2. Usando minimização de energia livre de Gibbs, as fases minerais estáveis nas temperaturas e pressões de interesse, seus modos e propriedades físicas são calculados. Determinamos a faixa composicional dos elementos de óxido, estado térmico, Mg#, mineralogia e estrutura física do interior lunar, bem como restringimos o tamanho e a densidade do núcleo. Os resultados indicam uma mineralogia do manto lunar dominada por olivina e ortopiroxeno (−80 vol%), com o restante composto por clinopiroxeno e uma fase alumínica (plagioclásio, espinélio e granato presentes nas faixas de profundidade 0–150 km, 150–200 km e >200 km, respectivamente). Este modelo é amplamente consistente com as restrições sobre a mineralogia do manto derivadas do estudo experimental e observacional das relações de fase e composições de elementos traço de basaltos de mar lunar e vidros picroíticos. Em particular, ao fundir uma composição típica de manto de modelo usando o algoritmo pMELTS, descobrimos que uma faixa de fusões em lote geradas a partir desses modelos possui características em comum com basaltos de mar de baixo Ti e vidros picroíticos. Nossos resultados também indicam uma composição lunar total e Mg# diferentes da do manto superior da Terra, representada pela composição de piroлита. Essa diferença é refletida em um Mg# lunar total menor (−0,83). Os resultados também indicam um núcleo pequeno semelhante ao ferro com um raio de cerca de 340 km.

@article{doi1010292005je002608,
    author = "Khan, A. and Maclennan, John and Taylor, S. R. and Connolly, J. A. D.",
    title = "Are the Earth and the Moon compositionally alike? Inferences on lunar composition and implications for lunar origin and evolution from geophysical modeling",
    year = "2006",
    journal = "Journal of Geophysical Research Atmospheres",
    abstract = "O objetivo principal do presente estudo é discutir em detalhes os resultados obtidos a partir de uma inversão do conjunto de dados sísmicos lunares de Apollo, massa lunar e momento de inércia. Invertimos diretamente para a composição química e temperatura lunar usando o sistema de modelo CaO‐FeO‐MgO‐Al 2 O 3 ‐SiO 2. Usando minimização de energia livre de Gibbs, as fases minerais estáveis nas temperaturas e pressões de interesse, seus modos e propriedades físicas são calculados. Determinamos a faixa composicional dos elementos de óxido, estado térmico, Mg\#, mineralogia e estrutura física do interior lunar, bem como restringimos o tamanho e a densidade do núcleo. Os resultados indicam uma mineralogia do manto lunar dominada por olivina e ortopiroxeno (−80 vol\%), com o restante composto por clinopiroxeno e uma fase alumínica (plagioclásio, espinélio e granato presentes nas faixas de profundidade 0–150 km, 150–200 km e >200 km, respectivamente). Este modelo é amplamente consistente com as restrições sobre a mineralogia do manto derivadas do estudo experimental e observacional das relações de fase e composições de elementos traço de basaltos de mar lunar e vidros picroíticos. Em particular, ao fundir uma composição típica de manto de modelo usando o algoritmo pMELTS, descobrimos que uma faixa de fusões em lote geradas a partir desses modelos possui características em comum com basaltos de mar de baixo Ti e vidros picroíticos. Nossos resultados também indicam uma composição lunar total e Mg\# diferentes da do manto superior da Terra, representada pela composição de piroлита. Essa diferença é refletida em um Mg\# lunar total menor (−0,83). Os resultados também indicam um núcleo pequeno semelhante ao ferro com um raio de cerca de 340 km.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2005je002608",
    doi = "10.1029/2005je002608",
    openalex = "W2161379573",
    references = "doi1010079781461261674, doi101007bf00307281, doi1010160009254194001404, doi101016jepsl200504033, doi1010291999je001103, doi1010292003gc000597, doi10102994jb03097, doi10103835089010, doi101111j194551001990tb00717x, openalexw1574224119"
}

@article{doi102138rmg2006604,
    author = "Shearer, C. K.",
    title = "Evolução Térmica e Magmática da Lua",
    year = "2006",
    journal = "Reviews in Mineralogy and Geochemistry",
    url = "https://doi.org/10.2138/rmg.2006.60.4",
    doi = "10.2138/rmg.2006.60.4",
    openalex = "W2122195812",
    references = "doi1010291999je001103, doi10103835089010"
}

@article{doi101038nature11507,
    author = "Paniello, Randal C. e Day, James M.D. e Moynier, Frédéric",
    title = "Evidência isotópica de zinco para a origem da Lua",
    year = "2012",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature11507",
    doi = "10.1038/nature11507",
    openalex = "W2021930649"
}

Resumo Modelos nos quais o manto da Lua evolui a partir de um estado inicialmente estratificado após a solidificação e o revolvimento do oceano de magma têm sido aplicados para abordar características importantes da evolução térmica de longo prazo da Lua, incluindo a instabilidade convectiva de cumulitos invertidos contendo ilmenita (IBC) na fronteira núcleo-manto lunar, a geração de basaltos de mar, o teor de enxofre do núcleo e o raio do núcleo interno, paleomagnetismo e a estrutura atual do manto. Se uma camada densa rica em IBC invertida no fundo do manto pode tornar-se termicamente instável para gerar um único upwelling é controlada em grande parte pela dependência da temperatura da viscosidade (a energia de ativação). A instabilidade convectiva da camada rica em IBC controla o fluxo de calor para fora do núcleo e a presença de um campo magnético gerado internamente. Espera-se que nossos modelos produzam um longo período (~700 Ma) de fluxo de calor positivo alto na fronteira núcleo-manto (CMB) após a instabilidade da camada rica em IBC. As temperaturas atuais do manto profundo inferidas da inversão sísmica e gravitacional restringem a magnitude da viscosidade do manto de 5 × 10 19 a 1 × 10 21 Pa s. A temperatura da CMB e o raio do núcleo interno solidificado inferidos da reflexão sísmica restringem o teor de enxofre do núcleo. Nossos modelos de evolução com teor de 5–10 wt % de enxofre podem produzir o raio interno observado de 240 km no presente. A distribuição assimétrica dos terremotos lunares profundos apenas no manto do lado próximo pode ser explicada como a estrutura remanescente do único upwelling químico gerado a partir da camada rica em IBC. Nosso modelo de evolução após o revolvimento resulta em uma expansão inicial de ~0,55 km no raio por ~1000 Ma devido ao aquecimento radiogênico associado à IBC no manto profundo e pode fornecer uma explicação simples para a expansão inicial inferida da missão Gravity Recovery and Interior Laboratory.

@article{doi101002jgre20121,
    author = "Zhang, Nan and Parmentier, E. M. and Liang, Yan",
    title = "A 3‐D numerical study of the thermal evolution of the Moon after cumulate mantle overturn: The importance of rheology and core solidification",
    year = "2013",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Resumo Modelos nos quais o manto da Lua evolui a partir de um estado inicialmente estratificado após a solidificação e o revolvimento do oceano de magma têm sido aplicados para abordar características importantes da evolução térmica de longo prazo da Lua, incluindo a instabilidade convectiva de cumulitos invertidos contendo ilmenita (IBC) na fronteira núcleo-manto lunar, a geração de basaltos de mar, o teor de enxofre do núcleo e o raio do núcleo interno, paleomagnetismo e a estrutura atual do manto. Se uma camada densa rica em IBC invertida no fundo do manto pode tornar-se termicamente instável para gerar um único upwelling é controlada em grande parte pela dependência da temperatura da viscosidade (a energia de ativação). A instabilidade convectiva da camada rica em IBC controla o fluxo de calor para fora do núcleo e a presença de um campo magnético gerado internamente. Espera-se que nossos modelos produzam um longo período (\textasciitilde 700 Ma) de fluxo de calor positivo alto na fronteira núcleo-manto (CMB) após a instabilidade da camada rica em IBC. As temperaturas atuais do manto profundo inferidas da inversão sísmica e gravitacional restringem a magnitude da viscosidade do manto de 5 × 10 19 a 1 × 10 21 Pa s. A temperatura da CMB e o raio do núcleo interno solidificado inferidos da reflexão sísmica restringem o teor de enxofre do núcleo. Nossos modelos de evolução com teor de 5–10 wt \% de enxofre podem produzir o raio interno observado de 240 km no presente. A distribuição assimétrica dos terremotos lunares profundos apenas no manto do lado próximo pode ser explicada como a estrutura remanescente do único upwelling químico gerado a partir da camada rica em IBC. Nosso modelo de evolução após o revolvimento resulta em uma expansão inicial \textasciitilde 0.55 km no raio por \textasciitilde 1000 Ma devido ao aquecimento radiogênico associado à IBC no manto profundo e pode fornecer uma explicação simples para a expansão inicial inferida da missão Gravity Recovery and Interior Laboratory.",
    url = "https://doi.org/10.1002/jgre.20121",
    doi = "10.1002/jgre.20121",
    openalex = "W2134484318",
    references = "doi1010292005je002608, khan2006are"
}

Neste estudo, medimos os teores de OH e as razões D/H em grãos de apatita em basaltos lunares. Estes novos dados expandem consideravelmente o conjunto de dados limitado publicado até agora. Os dados apresentados neste estudo também mostram que existe uma diferença significativa entre os basaltos de mares ricos e pobres em Ti em termos de suas sistemáticas de OH e D/H. Os apatitas em amostras basálticas ricas em Ti exibem uma faixa relativamente restrita de teores de OH (~1500-3000 ppm) com grandes variações em δD (~600-1000 ‰), enquanto os apatitas em basaltos de Apollo pobres em Ti e meteoritos lunares exibem uma faixa comparativamente maior de teores de OH (~500-15000 ppm), cada amostra exibindo variações relativamente restritas em suas razões D/H. As análises de apatitas nos meteoritos basálticos Miller Range 05035 e LaPaz Icefield 04841 expandem substancialmente o limite inferior para os valores de δD medidos em apatitas de basaltos de mares de Apollo, até valores de δD de ~100‰. Nestes meteoritos, foi utilizada mapeamento de alta resolução da distribuição de íons secundários de H e C para evitar trincas e pontos quentes. Juntamente com cálculos de mistura para contaminação terrestre, este protocolo analítico garantiu que a maioria dos valores relatados para MIL 05035 e LAP 04841 corresponda às suas assinaturas lunares reais. Interpretamos as grandes variações nos valores de δD de apatita em basaltos de mares entre ~200‰ e 1000‰ como resultado de diferentes quantidades de degasagem de espécies portadoras de H inicialmente dissolvidas nos magmas parentais basálticos. De fato, os valores médios de δD medidos em diferentes basaltos pobres em Ti são consistentes com ~85-99% de degasagem de H como H2, partindo de um valor de δD de 100‰. A degasagem de espécies portadoras de H essencialmente como H2 foi favorecida pela natureza reduzida dos magmas lunares. Em basaltos de mares pobres em Ti, a cristalização de apatita ocorreu após a degasagem das espécies portadoras de H e as variações de OH refletem diferentes graus de cristalização fracionada. Em basaltos de mares ricos em Ti, grandes variações de δD com faixa relativamente restrita de teores de OH implicam que a cristalização de apatita e a degasagem de espécies portadoras de H foram majoritariamente coevais. Modelagem geoquímica integrando correções para degasagem e cristalização fracionada sugere que as regiões de fonte do manto dos diferentes basaltos de mares pobres em Ti poderiam ter contido ~5-50 ppm de H (equivalente a ~45-450 ppm de H2O), que são similares à faixa estimada de ~60-350 ppm de água para o manto superior da Terra. Finalmente, a composição isotópica de H do hidrogênio lunar pré-degasado em basaltos de mares é consistente com um valor do tipo CI-chondrite de ~100‰, o que é consistente com as evidências crescentes sugerindo que a Terra, Marte e a Lua podem ter acrecionado água similar de origem condrita.

@article{doi101016jgca201308014,
    author = "Tartèse, Romain and Anand, M. and Barnes, Jessica and Starkey, N. A. and Franchi, I. A. and Sano, Yuji",
    title = "A abundância, distribuição e composição isotópica de Hidrogênio na Lua conforme revelado por amostras basálticas lunares: Implicações para o inventário de voláteis da Lua",
    year = "2013",
    journal = "Geochimica et Cosmochimica Acta",
    abstract = "Neste estudo, medimos os teores de OH e as razões D/H em grãos de apatita em basaltos lunares. Estes novos dados expandem consideravelmente o conjunto de dados limitado publicado até agora. Os dados apresentados neste estudo também mostram que há uma diferença significativa entre os basaltos de mar de alto e baixo teor de Ti em termos de suas sistemáticas de OH e D/H. Apatitas em amostras basálticas de alto teor de Ti exibem uma faixa relativamente restrita de teores de OH (\textasciitilde 1500-3000ppm) com grandes variações de δD (\textasciitilde 600-1000 ‰), enquanto apatitas em basaltos de Apollo de baixo teor de Ti e meteoritos lunares exibem uma faixa comparativamente maior de teores de OH (\textasciitilde 500-15000ppm), cada amostra exibindo variações relativamente restritas em suas razões D/H. As análises de apatitas em meteoritos basálticos Miller Range 05035 e LaPaz Icefield 04841 expandem substancialmente o limite inferior para os valores de δD medidos em apatitas de basaltos de mar de Apollo, até valores de δD de \textasciitilde 100‰. Nestes meteoritos, foi utilizada mapeamento de alta resolução da distribuição de íons secundários de H e C para evitar trincas e pontos quentes. Juntamente com cálculos de mistura para contaminação terrestre, este protocolo analítico garantiu que a maioria dos valores relatados para MIL 05035 e LAP 04841 corresponda às suas assinaturas lunares reais. Interpretamos as grandes variações dos valores de δD de apatita em basaltos de mar entre \textasciitilde 200‰ e 1000‰ como resultado de diferentes quantidades de degasagem de espécies portadoras de H inicialmente dissolvidas nos magmas parentais basálticos. De fato, os valores médios de δD medidos em diferentes basaltos de baixo teor de Ti são consistentes com \textasciitilde 85-99\% de degasagem de H como H 2, partindo de um valor de δD de 100‰. A degasagem de espécies portadoras de H essencialmente como H 2 foi favorecida pela natureza reduzida dos magmas lunares. Em basaltos de mar de baixo teor de Ti, a cristalização de apatita ocorreu após a degasagem das espécies portadoras de H e as variações de OH refletem diferentes graus de cristalização fracionada. Em basaltos de mar de alto teor de Ti, grandes variações de δD com faixa relativamente restrita de teores de OH implicam que a cristalização de apatita e a degasagem de espécies portadoras de H foram majoritariamente coevais. Modelagem geoquímica integrando correções para degasagem e cristalização fracionada sugere que as regiões de fonte do manto dos diferentes basaltos de mar de baixo teor de Ti poderiam ter contido \textasciitilde 5-50ppm H (equivalente a \textasciitilde 45-450ppm H 2 O), que são similares à faixa estimada de \textasciitilde 60-350ppm de água para o manto superior da Terra. Finalmente, a composição isotópica de H do hidrogênio lunar pré-degasado em basaltos de mar é consistente com um valor do tipo CI-chondrite de \textasciitilde 100‰, o que é consistente com as evidências crescentes sugerindo que a Terra, Marte e a Lua podem ter acrecionado água similar de origem condrita.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.gca.2013.08.014",
    doi = "10.1016/j.gca.2013.08.014",
    openalex = "W2100553768",
    references = "doi101126science1235142"
}

A água é talvez a molécula mais importante no sistema solar, e determinar sua origem e distribuição nos interiores planetários tem implicações importantes para a compreensão da evolução dos corpos planetários. Aqui, relatamos medições in situ da composição isotópica do hidrogênio dissolvido em vidro vulcânico primitivo e inclusões de derretimento hospedadas por olivina recuperadas da Lua pelas missões Apollo 15 e 17. Após considerar os processos de espalação por raios cósmicos e degaseificação, nossos resultados demonstram que a água magmática lunar tem uma composição isotópica indistinguível da da água total em condritos carbonáceos e semelhante à da água terrestre, implicando uma origem comum para a água contida nos interiores da Terra e da Lua.

@article{doi101126science1235142,
    author = "Saal, A. E. e Hauri, E. H. e Orman, James A. Van e Rutherford, M. J.",
    title = "Isótopos de Hidrogênio em Vidros Vulcânicos Lunares e Inclusões de Derretimento Revelam uma Herança de Condritos Carbonáceos",
    year = "2013",
    journal = "Science",
    abstract = "A água é talvez a molécula mais importante no sistema solar, e determinar sua origem e distribuição nos interiores planetários tem implicações importantes para a compreensão da evolução dos corpos planetários. Aqui, relatamos medições in situ da composição isotópica do hidrogênio dissolvido em vidro vulcânico primitivo e inclusões de derretimento hospedadas por olivina recuperadas da Lua pelas missões Apollo 15 e 17. Após considerar os processos de espalação por raios cósmicos e degaseificação, nossos resultados demonstram que a água magmática lunar tem uma composição isotópica indistinguível da da água total em condritos carbonáceos e semelhante à da água terrestre, implicando uma origem comum para a água contida nos interiores da Terra e da Lua.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1235142",
    doi = "10.1126/science.1235142",
    openalex = "W2156921334",
    references = "doi101016jepsl201110040, doi101016jgca200706052, doi101038nature07047, doi101107s0567739476001551, doi101111j194551002000tb01518x, doi101126science1178658, doi101126science1186986, doi101126science1223474, doi101126science1225542, doi101126science1226073"
}

Dados de gravidade de alta resolução da nave espacial Gravity Recovery and Interior Laboratory esclareceram a origem das concentrações de massa lunar (mascons). Anomalias de gravidade de ar livre sobre bacias de impacto lunar exibem padrões de olho de boi compostos por uma anomalia central positiva (mascon), um colar negativo circundante e um anel externo positivo. Mostramos que este padrão resulta da escavação e colapso da bacia de impacto, seguido por ajuste isostático e resfriamento e contração de um grande reservatório de derretimento. Utilizamos um hidrocódigo para simular o impacto e um modelo de elementos finitos autoconsistente para simular o relaxamento viscoelástico subsequente e o resfriamento. Os parâmetros primários que controlam as assinaturas de gravidade modeladas das bacias mascon são a energia do impactor, o gradiente térmico lunar no momento do impacto, a espessura da crosta e a extensão do preenchimento vulcânico.

@article{doi101126science1235768,
    author = "Melosh, H. J. e Freed, A. M. e Johnson, Brandon e Blair, D. M. e Andrews‐Hanna, J. C. e Neumann, G. A. e Phillips, R. J. e Smith, David E. e Solomon, Sean C. e Wieczorek, M. A. e Zuber, M. T.",
    title = "The Origin of Lunar Mascon Basins",
    year = "2013",
    journal = "Science",
    abstract = "Dados de gravidade de alta resolução da nave espacial Gravity Recovery and Interior Laboratory esclareceram a origem das concentrações de massa lunar (mascons). Anomalias de gravidade de ar livre sobre bacias de impacto lunar exibem padrões de olho de boi compostos por uma anomalia central positiva (mascon), um colar negativo circundante e um anel externo positivo. Mostramos que este padrão resulta da escavação e colapso da bacia de impacto, seguido por ajuste isostático e resfriamento e contração de um grande reservatório de derretimento. Utilizamos um hidrocódigo para simular o impacto e um modelo de elementos finitos autoconsistente para simular o relaxamento viscoelástico subsequente e o resfriamento. Os parâmetros primários que controlam as assinaturas de gravidade modeladas das bacias mascon são a energia do impactor, o gradiente térmico lunar no momento do impacto, a espessura da crosta e a extensão do preenchimento vulcânico.",
    url = "https://doi.org/10.1126/science.1235768",
    doi = "10.1126/science.1235768",
    openalex = "W2072306887",
    references = "doi1010160019103589901292, doi101016jicarus200510013, doi101017cbo9780511612879, doi1010292005je002608, doi1010292010gl043751, doi101093petrology293625, doi101111j194551002004tb00337x, doi101126science1231507, doi101126science1231530, doi101126science1613842680, doi101126science26651921839, khan2006are, openalexw2990054233"
}

São relatados dados geoquímicos para H2O e outros voláteis, bem como para elementos principais e traços, para 377 amostras de vidro vulcânico lunar de três grupos químicos (A15 verde, A15 amarelo, A17 laranja 74 220). Estes dados demonstram que a degassing é um processo pervasivo que afetou todas as rochas lunares extrusivas. Os dados são combinados com dados publicados para estimar a composição total da Lua silicatada em massa (BSM). A composição estimada da BSM para elementos altamente voláteis, restrita pelas razões H2O/Ce e conteúdos de S em inclusões de fusão da amostra de vidro laranja 74 220, é apenas moderadamente deplecionada em comparação com a Terra silicatada em massa (média 0,25X BSE) e essencialmente sobreposta à composição da fonte deplendida terrestre MORB. Em uma única origem de impacto gigante para a Lua, o material formador da Lua experimenta três estágios de evolução caracterizados por escalas de tempo muito diferentes. A ejeção de massa de impacto e a evolução do disco proto-lunar permitem a perda do sistema de H2O e outros voláteis em escalas de tempo variando de dias a séculos; a Lua primitiva provavelmente se acrecionou a partir de um disco magmático fino de volume limitado embutido em, mas em grande parte deslocado da, a distribuição estendida de vapor ao redor da Terra. Apenas a evolução prolongada do oceano magmático lunar (LMO) apresenta uma janela de tempo suficientemente longa (10–200 Ma) para a Lua ganhar água durante o final da acreção. Este "início quente" da formação lunar, no entanto, não é o único modelo que corresponde às abundâncias de voláteis lunares; um "início frio" no qual o disco proto-lunar é em grande parte composto de material sólido poderia resultar na entrega eficiente de água terrestre à Lua, enquanto um "início quente" produzindo um disco de 25% de sólidos retentores de voláteis e 75% de magma/vapor deplecionados de voláteis também é consistente com os dados. Ao mesmo tempo, existe pouca evidência de que a Lua se formou em um evento singular, pois todos os modelos detalhados de acreção planetária preveem vários impactos gigantes na região de planetas terrestres em que a Terra se forma. É, portanto, concebível que a Lua, como a Terra, tenha experimentado uma história de acreção heterogênea.

@article{doi101016jepsl201410053,
    author = "Hauri, E. H. and Saal, A. E. and Rutherford, M. J. and Orman, James A. Van",
    title = "Water in the Moon's interior: Truth and consequences",
    year = "2014",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    abstract = "Geochemical data for H2O and other volatiles, as well as major and trace elements, are reported for 377 samples of lunar volcanic glass from three chemical groups (A15 green, A15 yellow, A17 orange 74 220). These data demonstrate that degassing is a pervasive process that has affected all extrusive lunar rocks. The data are combined with published data to estimate the total composition of the bulk silicate Moon (BSM). The estimated BSM composition for highly volatile elements, constrained by H2O/Ce ratios and S contents in melt inclusions from orange glass sample 74 220, are only moderately depleted compared with the bulk silicate Earth (avg. 0.25X BSE) and essentially overlap the composition of the terrestrial depleted MORB source. In a single giant impact origin for the Moon, the Moon-forming material experiences three stages of evolution characterized by very different timescales. Impact mass ejection and proto-lunar disk evolution both permit system loss of H2O and other volatiles on timescales ranging from days to centuries; the early Moon is likely to have accreted from a thin magma disk of limited volume embedded in, but largely displaced from, the extended distribution of vapor around the Earth. Only the protracted evolution of the lunar magma ocean (LMO) presents a time window sufficiently long (10–200 Ma) for the Moon to gain water during the tail end of accretion. This “hot start” to lunar formation is however not the only model that matches the lunar volatile abundances; a “cold start” in which the proto-lunar disk is largely composed of solid material could result in efficient delivery of terrestrial water to the Moon, while a “warm start” producing a disk of 25\% volatile-retentive solids and 75\% volatile-depleted magma/vapor is also consistent with the data. At the same time, there exists little evidence that the Moon formed in a singular event, as all detailed planetary accretion models predict several giant impacts in the terrestrial planet region in which the Earth forms. It is thus conceivable that the Moon, like the Earth, experienced a history of heterogeneous accretion.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2014.10.053",
    doi = "10.1016/j.epsl.2014.10.053",
    openalex = "W2091767579",
    references = "doi101007bf00307281, doi1010160009254194001404, doi101016jepsl201110040, doi1010292012gc004334, doi10103835089010, doi101038nature03676, doi101086375492, doi101098rsta19880066, doi101111j194551002000tb01518x, doi101126science1231507, doi101126science1231530, doi101126science1235142"
}

Evidências geoquímicas sugerem que o material acrecido pela Terra não mudou de natureza durante a acreção da Terra, presumivelmente porque o disco protoplanetário interno tinha composição isotópica uniforme semelhante a condritos enstatíticos, aubritos e acondritos não agrupados NWA 5363/5400. Meteoritos enstatíticos e a Terra foram derivados do mesmo reservatório nebuloso, mas divergiram em suas evoluções químicas, de modo que nenhuma amostra de condrito em coleções de meteoritos é representativa dos blocos de construção da Terra. A semelhança na composição isotópica (Δ(17)O, ε(50)Ti e ε(54)Cr) entre rochas lunares e terrestres é explicada pelo fato de que o impactor formador da Lua veio da mesma região do disco que outros embriões formadores da Terra e, portanto, era semelhante em composição isotópica à Terra. Os valores pesados de δ(30)Si da silicato Terra e da Lua em relação a condritos conhecidos podem ser devidos à fracionamento na nebulosa solar/disco protoplanetário em vez da partição de silício no núcleo da Terra. Apresenta-se um método de inversão para calcular as razões Hf/W e os valores ε(182)W dos mantos da proto-Terra e do impactor para um dado cenário de impacto formador da Lua. A semelhança na composição isotópica de tungstênio entre rochas lunares e terrestres é uma coincidência que pode ser explicada em um cenário de impacto gigante canônico se um embrião formado precocemente (idade do modelo de duas etapas de 10-20 Myr) colidiu com a proto-Terra formada ao longo de uma história de acreção mais prolongada (idade do modelo de duas etapas de 30-40 Myr).

@article{doi101098rsta20130244,
    author = "Dauphas, Nicolas e Burkhardt, Christoph e Warren, P. H. e Teng, Fang‐Zhen",
    title = "Argumentos geoquímicos para um impactor formador de Lua semelhante à Terra",
    year = "2014",
    journal = "Philosophical Transactions of the Royal Society A Mathematical Physical and Engineering Sciences",
    abstract = "Evidências geoquímicas sugerem que o material acrecido pela Terra não mudou de natureza durante a acreção da Terra, presumivelmente porque o disco protoplanetário interno tinha composição isotópica uniforme semelhante a condritos enstatíticos, aubritos e acondritos não agrupados NWA 5363/5400. Meteoritos enstatíticos e a Terra foram derivados do mesmo reservatório nebuloso, mas divergiram em suas evoluções químicas, de modo que nenhuma amostra de condrito em coleções de meteoritos é representativa dos blocos de construção da Terra. A semelhança na composição isotópica (Δ(17)O, ε(50)Ti e ε(54)Cr) entre rochas lunares e terrestres é explicada pelo fato de que o impactor formador da Lua veio da mesma região do disco que outros embriões formadores da Terra e, portanto, era semelhante em composição isotópica à Terra. Os valores pesados de δ(30)Si da silicato Terra e da Lua em relação a condritos conhecidos podem ser devidos à fracionamento na nebulosa solar/disco protoplanetário em vez da partição de silício no núcleo da Terra. Apresenta-se um método de inversão para calcular as razões Hf/W e os valores ε(182)W dos mantos da proto-Terra e do impactor para um dado cenário de impacto formador da Lua. A semelhança na composição isotópica de tungstênio entre rochas lunares e terrestres é uma coincidência que pode ser explicada em um cenário de impacto gigante canônico se um embrião formado precocemente (idade do modelo de duas etapas de 10-20 Myr) colidiu com a proto-Terra formada ao longo de uma história de acreção mais prolongada (idade do modelo de duas etapas de 30-40 Myr).",
    url = "https://doi.org/10.1098/rsta.2013.0244",
    doi = "10.1098/rsta.2013.0244",
    openalex = "W2097645720",
    references = "doi101016jgca200606262, doi1010292005je002608, khan2006are"
}

Os baixos teores estimados de voláteis lunares, em comparação com a Terra, são uma observação fundamental para a formação do sistema Terra-Lua e a evolução lunar. Aqui, apresentamos dados de isótopos de zinco e abundância para rochas crustais lunares para restringir a abundância de voláteis durante as etapas finais da diferenciação lunar. Encontramos que os anortositos ferroanos são isotopicamente heterogêneos, com algumas amostras exibindo alto δ(66)Zn, juntamente com amostras do suíte alcalino e magnésio. Como as amostras plutônicas foram formadas na crosta lunar, não foram submetidas à degaseificação no vácuo. Em vez disso, suas composições são consistentes com o enriquecimento das porções silicatadas da Lua nos isótopos mais pesados de Zn. Devido à diferença em δ(66)Zn entre a Terra silicatada total e os basaltos lunares e rochas crustais, a perda de voláteis provavelmente ocorreu em duas etapas: durante a etapa do disco proto-lunar, onde uma fração dos voláteis lunares se acrecionou à Terra, e da degaseificação de um oceano de magma lunar em diferenciação, implicando a possibilidade de regiões isoladas e ricas em voláteis no interior da Lua.

@article{doi101038ncomms8617,
    author = "Kato, Chizu e Moynier, Frédéric e Valdes, Maria C. e Dhaliwal, Jasmeet K. e Day, James M.D.",
    title = "Perda extensiva de voláteis durante a formação e diferenciação da Lua",
    year = "2015",
    journal = "Nature Communications",
    abstract = "Os baixos teores estimados de voláteis lunares, em comparação com a Terra, são uma observação fundamental para a formação do sistema Terra-Lua e a evolução lunar. Aqui, apresentamos dados de isótopos de zinco e abundância para rochas crustais lunares para restringir a abundância de voláteis durante as etapas finais da diferenciação lunar. Encontramos que os anortositos ferroanos são isotopicamente heterogêneos, com algumas amostras exibindo alto δ(66)Zn, juntamente com amostras do suíte alcalino e magnésio. Como as amostras plutônicas foram formadas na crosta lunar, não foram submetidas à degaseificação no vácuo. Em vez disso, suas composições são consistentes com o enriquecimento das porções silicatadas da Lua nos isótopos mais pesados de Zn. Devido à diferença em δ(66)Zn entre a Terra silicatada total e os basaltos lunares e rochas crustais, a perda de voláteis provavelmente ocorreu em duas etapas: durante a etapa do disco proto-lunar, onde uma fração dos voláteis lunares se acrecionou à Terra, e da degaseificação de um oceano de magma lunar em diferenciação, implicando a possibilidade de regiões isoladas e ricas em voláteis no interior da Lua.",
    url = "https://doi.org/10.1038/ncomms8617",
    doi = "10.1038/ncomms8617",
    openalex = "W1882246603",
    references = "doi1010160019103589901292, doi101016jepsl200404032, doi101016jepsl201302037, doi101016jepsl201410053, doi101038nature07047, doi101038nature08477, doi101038nature11507, doi101073pnas1006677107, doi101086375492, doi101126science1235142, doi102138rmg2006604, openalexw1680065073"
}

Existem muitos estudos sobre voláteis magmáticos (H, C, N, F, S, Cl) na e na Lua, nos últimos vários anos, que colocaram em questão a visão pós-Apollo sobre a formação lunar, a distribuição e as fontes de voláteis no sistema Terra-Lua, e a evolução térmica e magmática da Lua. No entanto, essas observações recentes não são os primeiros dados sobre voláteis lunares. Quando as amostras de Apollo foram inicialmente retornadas, foram feitos esforços substanciais para entender os elementos voláteis, e existe uma grande quantidade de dados sobre elementos voláteis nesta literatura mais antiga. Neste artigo de revisão, abordamos os voláteis na e na Lua usando novos e antigos dados derivados de amostras lunares e sensoriamento remoto. Ao combinar esses conjuntos de dados, identificamos muitos pontos de convergência, embora permaneçam muitas perguntas sem resposta.

@article{doi102138am20154934ccbyncnd,
    author = "McCubbin, F. M. e Kaaden, K. E. Vander e Tartèse, Romain e Klima, R. L. e Liu, Yang e Mortimer, James e Barnes, Jessica e Shearer, C. K. e Treiman, A. H. e Lawrence, D. J. e Elardo, S. M. e Hurley, D. M. e Boyce, J. W. e Anand, M.",
    title = "Voláteis magmáticos (H, C, N, F, S, Cl) no manto, crosta e regolito lunar: Abundâncias, distribuições, processos e reservatórios",
    year = "2015",
    journal = "American Mineralogist",
    abstract = "Existem muitos estudos sobre voláteis magmáticos (H, C, N, F, S, Cl) na e na Lua, nos últimos vários anos, que colocaram em questão a visão pós-Apollo sobre a formação lunar, a distribuição e as fontes de voláteis no sistema Terra-Lua, e a evolução térmica e magmática da Lua. No entanto, essas observações recentes não são os primeiros dados sobre voláteis lunares. Quando as amostras de Apollo foram inicialmente retornadas, foram feitos esforços substanciais para entender os elementos voláteis, e existe uma grande quantidade de dados sobre elementos voláteis nesta literatura mais antiga. Neste artigo de revisão, abordamos os voláteis na e na Lua usando novos e antigos dados derivados de amostras lunares e sensoriamento remoto. Ao combinar esses conjuntos de dados, identificamos muitos pontos de convergência, embora permaneçam muitas perguntas sem resposta.",
    url = "https://doi.org/10.2138/am-2015-4934ccbyncnd",
    doi = "10.2138/am-2015-4934ccbyncnd",
    openalex = "W2136572031",
    references = "doi101007bf03024549, doi1010160045873287900076, doi101016jepsl201110040, doi101016jepsl201410053, doi101016jgca200606262, doi101016jgca201102033, doi1010291999je001103, doi1010292005jd006338, doi101038269209a0, doi101086375492, doi101126science1186986, doi101126science1231530, doi101126science1235142, doi101126science25550501391"
}

@article{doi101016jearscirev201607007,
    author = "Stüeken, Eva E. e Kipp, Michael A. e Koehler, Matthew C. e Buick, Roger",
    title = "A evolução do ciclo biogeoquímico de nitrogênio da Terra",
    year = "2016",
    journal = "Earth-Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.earscirev.2016.07.007",
    doi = "10.1016/j.earscirev.2016.07.007",
    openalex = "W2492459478",
    references = "doi101016jepsl201110040, doi101016jgca201306002, doi101016jgca201502025, doi101016jgca201610050, doi101016jprecamres201206018, doi101016jprecamres201411030, doi101038nature11445, doi101126science1258410, doi101146annurevearth33031504103001"
}

Os modelos atuais para a formação da Lua ainda não conseguem explicar completamente a evolução térmica da Lua na presença de H2O e outros voláteis. De particular importância é o cloro, já que a maioria das amostras lunares é caracterizada por valores únicos e pesados de δ37Cl, desviando-se significativamente dos de outros materiais planetários, incluindo a Terra, para os quais os valores de δ37Cl agrupam-se em torno de ∼0‰. A fim de desvendar a(s) causa(s) da assinatura isotópica única de cloro da Lua, realizamos um estudo abrangente de medições de isótopos de Cl in situ de alta precisão de apatita de um conjunto de amostras de Apollo com uma variedade de características geoquímicas e tipos petrológicos. As composições isotópicas de Cl medidas na apatita lunar nas amostras estudadas exibem uma ampla gama de valores de δ37Cl (atingindo um valor máximo de +36‰), que estão positivamente correlacionados com a quantidade de potássio (K), elemento de terras raras (REE) e fósforo (P) (componente KREEP) em cada amostra. Usando esses novos dados, integrados com dados existentes de isótopos de H obtidos para as mesmas amostras, somos capazes de colocar essas descobertas no contexto do modelo canônico de oceano de magma lunar (LMO). Os resultados são consistentes com o reservatório urKREEP ser caracterizado por um δ37Cl ∼+30‰. Tal assinatura isotópica de Cl pesada requer degasificação de cloreto metálico a partir de um resíduo de LMO urKREEP enriquecido em Cl, um processo que provavelmente foi desencadeado por pelo menos um grande evento de impacto que rompeu a crosta e facilitou o transporte e exposição do líquido urKREEP para a superfície lunar.

@article{doi101016jepsl201604036,
    author = "Barnes, Jessica J. e Tartèse, Romain e Anand, M. e McCubbin, F. M. e Neal, C. R. e Franchi, I. A.",
    title = "Early degassing of lunar urKREEP by crust-breaching impact(s)",
    year = "2016",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    abstract = "Os modelos atuais para a formação da Lua ainda não conseguem explicar completamente a evolução térmica da Lua na presença de H2O e outros voláteis. De particular importância é o cloro, já que a maioria das amostras lunares é caracterizada por valores únicos e pesados de δ37Cl, desviando-se significativamente dos de outros materiais planetários, incluindo a Terra, para os quais os valores de δ37Cl agrupam-se em torno de ∼0‰. A fim de desvendar a(s) causa(s) da assinatura isotópica única de cloro da Lua, realizamos um estudo abrangente de medições de isótopos de Cl in situ de alta precisão de apatita de um conjunto de amostras de Apollo com uma variedade de características geoquímicas e tipos petrológicos. As composições isotópicas de Cl medidas na apatita lunar nas amostras estudadas exibem uma ampla gama de valores de δ37Cl (atingindo um valor máximo de +36‰), que estão positivamente correlacionados com a quantidade de potássio (K), elemento de terras raras (REE) e fósforo (P) (componente KREEP) em cada amostra. Usando esses novos dados, integrados com dados existentes de isótopos de H obtidos para as mesmas amostras, somos capazes de colocar essas descobertas no contexto do modelo canônico de oceano de magma lunar (LMO). Os resultados são consistentes com o reservatório urKREEP ser caracterizado por um δ37Cl ∼+30‰. Tal assinatura isotópica de Cl pesada requer degasificação de cloreto metálico a partir de um resíduo de LMO urKREEP enriquecido em Cl, um processo que provavelmente foi desencadeado por pelo menos um grande evento de impacto que rompeu a crosta e facilitou o transporte e exposição do líquido urKREEP para a superfície lunar.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2016.04.036",
    doi = "10.1016/j.epsl.2016.04.036",
    openalex = "W2393197622",
    references = "doi101038ncomms8617, doi101111maps12647, doi102138am20154934ccbyncnd"
}

@article{doi101038nature19341,
    author = "Wang, Kun e Jacobsen, S. B.",
    title = "Evidências isotópicas de potássio para uma origem de impacto gigante de alta energia da Lua",
    year = "2016",
    journal = "Nature",
    url = "https://doi.org/10.1038/nature19341",
    doi = "10.1038/nature19341",
    openalex = "W2508931438",
    references = "doi101038ncomms8617"
}

@article{doi101007s112140170387z,
    author = "Peslier, A. H. e Schönbächler, Maria e Busemann, H. e Karato, Shun‐ichiro",
    title = "Água no Interior da Terra: Distribuição e Origem",
    year = "2017",
    journal = "Space Science Reviews",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-017-0387-z",
    doi = "10.1007/s11214-017-0387-z",
    openalex = "W2743347859",
    references = "doi1010160031920181900467, doi1010160031920186900932, doi101016c20091284735, doi101016jepsl201410053, doi101016s0009254197001502, doi1010292008je003126, doi101086375492, doi101098rsta20150390, doi101126science1235142, doi101126science28053671245, doi101144gslsp19890420119, doi101146annurevea14050186002425, openalexw14108998, openalexw1624806571"
}

Resumo A Lua é o único corpo planetário além da Terra para o qual amostras foram coletadas in situ por humanos e missões robóticas e retornadas à Terra. Investigações científicas das primeiras amostras lunares retornadas pelos astronautas do Apolo 11 há 50 anos transformaram a maneira como pensamos sobre a formação e evolução da maioria dos corpos planetários. A identificação de clastos anortósicos nas amostras do Apolo 11 levou à formulação do conceito de oceano de magma, e, por extensão, à ideia de que a Lua experimentou fusão em grande escala e diferenciação. Este conceito de oceanos de magma logo seria aplicado a outros planetas terrestres e grandes corpos asteroidais. A datação de fragmentos basálticos retornados da Lua também mostrou que um corpo planetário relativamente pequeno poderia sustentar atividade vulcânica por mais de um bilhão de anos após sua formação. Finalmente, estudos do regolito lunar mostraram que, além de conter um tesouro da história da Lua, ele também nos forneceu um rico arquivo dos últimos 4,5 bilhões de anos de evolução do Sistema Solar Interno. Investigações adicionais de amostras retornadas da Lua nas últimas cinco décadas levaram a muitas descobertas adicionais, mas também levantaram novas e fundamentais questões que são difíceis de abordar com as amostras atualmente disponíveis, como aquelas relacionadas à idade da Lua, duração do vulcanismo lunar, o campo paleomagnético lunar e sua intensidade, e o registro na Lua da história de bombardeio durante o primeiro bilhão de anos de evolução do Sistema Solar. Nesta contribuição, revisamos as informações que atualmente temos sobre algumas das principais questões científicas relacionadas à Lua e discutimos como futuras missões de retorno de amostras poderiam ajudar a preencher lacunas importantes de conhecimento.

@article{doi101007s112140190622x,
    author = "Tartèse, Romain e Anand, M. e Gattacceca, J. e Joy, K. H. e Mortimer, James e Pernet‐Fisher, J. F. e Russell, S. S. e Snape, J. F. e Weiss, B. P.",
    title = "Restringindo a História Evolutiva da Lua e do Sistema Solar Interno: Um Caso para Novas Amostras Lunares Retornadas",
    year = "2019",
    journal = "Space Science Reviews",
    abstract = "Resumo A Lua é o único corpo planetário além da Terra para o qual amostras foram coletadas in situ por humanos e missões robóticas e retornadas à Terra. Investigações científicas das primeiras amostras lunares retornadas pelos astronautas do Apolo 11 há 50 anos transformaram a maneira como pensamos sobre a formação e evolução da maioria dos corpos planetários. A identificação de clastos anortósicos nas amostras do Apolo 11 levou à formulação do conceito de oceano de magma, e, por extensão, à ideia de que a Lua experimentou fusão em grande escala e diferenciação. Este conceito de oceanos de magma logo seria aplicado a outros planetas terrestres e grandes corpos asteroidais. A datação de fragmentos basálticos retornados da Lua também mostrou que um corpo planetário relativamente pequeno poderia sustentar atividade vulcânica por mais de um bilhão de anos após sua formação. Finalmente, estudos do regolito lunar mostraram que, além de conter um tesouro da história da Lua, ele também nos forneceu um rico arquivo dos últimos 4,5 bilhões de anos de evolução do Sistema Solar Interno. Investigações adicionais de amostras retornadas da Lua nas últimas cinco décadas levaram a muitas descobertas adicionais, mas também levantaram novas e fundamentais questões que são difíceis de abordar com as amostras atualmente disponíveis, como aquelas relacionadas à idade da Lua, duração do vulcanismo lunar, o campo paleomagnético lunar e sua intensidade, e o registro na Lua da história de bombardeio durante o primeiro bilhão de anos de evolução do Sistema Solar. Nesta contribuição, revisamos as informações que atualmente temos sobre algumas das principais questões científicas relacionadas à Lua e discutimos como futuras missões de retorno de amostras poderiam ajudar a preencher lacunas importantes de conhecimento.",
    url = "https://doi.org/10.1007/s11214-019-0622-x",
    doi = "10.1007/s11214-019-0622-x",
    openalex = "W2990538259",
    references = "doi101016jgca201805006, doi101098rsta20130315"
}

@article{doi101016jepsl2019115771,
    author = "McCubbin, F. M. e Barnes, Jessica",
    title = "Origem e abundâncias de H2O nos planetas terrestres, Lua e asteroides",
    year = "2019",
    journal = "Earth and Planetary Science Letters",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.epsl.2019.115771",
    doi = "10.1016/j.epsl.2019.115771",
    openalex = "W2971642919",
    references = "doi1010022017je005333, doi1010160012821x96001549, doi101016jepsl201110040, doi10103835089010, doi101038nature10201, doi101086375492, doi101086426895, doi10108800670049208220, doi101093petrology322365, doi101098rsta20150390, doi101111maps12430, doi101111maps12639, doi101111maps12647, doi105860choice264478, openalexw1589757706"
}

Resumo A cristalização do oceano de magma lunar (LMO) determina a estrutura inicial da Lua sólida. Perto do final da cristalização do LMO, cumulos contendo ilmenita (IBC) formam-se sob a crosta de plagioclásio. Sendo mais densos que o manto subjacente, os IBC estão propensos a inverter-se, uma hipótese que explica vários aspectos da evolução da Lua. No entanto, a formação de uma tampa estagnada devido à dependência da viscosidade em relação à temperatura pode facilmente impedir que os IBC afundem. Para inferir as condições reológicas que permitem que os IBC afundem, calculamos a sequência de cristalização do LMO e realizamos simulações numéricas de alta resolução da dinâmica de inversão. Assumimos uma reologia de fluência por difusão e testamos os efeitos da viscosidade de referência, da energia de ativação e do contraste de viscosidade composicional entre os IBC e o manto. A inversão depende fortemente da viscosidade de referência e da energia de ativação e é facilitada por uma baixa viscosidade dos IBC. Para uma viscosidade de referência de 10 21 Pa s, característica de uma reologia seca, a inversão dos IBC não pode ocorrer. Para uma viscosidade de referência de 10 20 Pa s, a inversão é possível se a energia de ativação for um fator de 2–3 menor do que os valores tipicamente assumidos para olivina seca. Essas baixas energias de ativação sugerem um papel para a fluência por discordância. Para viscosidades de referência mais baixas associadas à presença de água ou magma retido, mais de 95% dos IBC podem afundar, independentemente da energia de ativação. Leis de escala para a instabilidade de Rayleigh-Taylor confirmaram esses resultados, mas também mostraram a necessidade de simulações numéricas para quantificar com precisão a dinâmica de inversão. Sempre que os IBC afundam, a inversão ocorre através de diápiros de pequena escala.

@article{doi1010292018je005739,
    author = "Yu, Shuoran e Tosi, Nicola e Schwinger, Sabrina e Maurice, Maxime e Breuer, D. e Xiao, Long",
    title = "Overturn of Ilmenite‐Bearing Cumulates in a Rheologically Weak Lunar Mantle",
    year = "2019",
    journal = "Journal of Geophysical Research Planets",
    abstract = "Resumo A cristalização do oceano de magma lunar (LMO) determina a estrutura inicial da Lua sólida. Perto do final da cristalização do LMO, cumulos contendo ilmenita (IBC) formam-se sob a crosta de plagioclásio. Sendo mais densos que o manto subjacente, os IBC estão propensos a inverter-se, uma hipótese que explica vários aspectos da evolução da Lua. No entanto, a formação de uma tampa estagnada devido à dependência da viscosidade em relação à temperatura pode facilmente impedir que os IBC afundem. Para inferir as condições reológicas que permitem que os IBC afundem, calculamos a sequência de cristalização do LMO e realizamos simulações numéricas de alta resolução da dinâmica de inversão. Assumimos uma reologia de fluência por difusão e testamos os efeitos da viscosidade de referência, da energia de ativação e do contraste de viscosidade composicional entre os IBC e o manto. A inversão depende fortemente da viscosidade de referência e da energia de ativação e é facilitada por uma baixa viscosidade dos IBC. Para uma viscosidade de referência de 10 21 Pa s, característica de uma reologia seca, a inversão dos IBC não pode ocorrer. Para uma viscosidade de referência de 10 20 Pa s, a inversão é possível se a energia de ativação for um fator de 2–3 menor do que os valores tipicamente assumidos para olivina seca. Essas baixas energias de ativação sugerem um papel para a fluência por discordância. Para viscosidades de referência mais baixas associadas à presença de água ou magma retido, mais de 95\% dos IBC podem afundar, independentemente da energia de ativação. Leis de escala para a instabilidade de Rayleigh-Taylor confirmaram esses resultados, mas também mostraram a necessidade de simulações numéricas para quantificar com precisão a dinâmica de inversão. Sempre que os IBC afundam, a inversão ocorre através de diápiros de pequena escala.",
    url = "https://doi.org/10.1029/2018je005739",
    doi = "10.1029/2018je005739",
    openalex = "W2911479165",
    references = "doi101016jgca201805006"
}

A superfície lunar é antiga e bem preservada, registrando a história do Sistema Solar e processos de evolução planetária. Impactos em escala de bacia antigos escavaram rochas do manto lunar, que se espera que permaneçam presentes na superfície. A amostragem dessas rochas proporcionaria insights sobre processos planetários fundamentais, incluindo diferenciação e evolução magmática. Existe controvérsia entre cientistas lunares quanto às litologias que compõem o manto superior da Lua e onde elas podem ter sido expostas na superfície. Revisamos modelos dinâmicos de diferenciação lunar no contexto de experimentos recentes e dados de espaçonaves, avaliando litologias candidatas, sua distribuição e implicações para a evolução lunar.

@article{doi101038s41467021246263,
    author = "Moriarty, D. P. e Dygert, Nick e Valencia, Sarah e Watkins, Ryan e Petro, N. E.",
    title = "A busca por rochas do manto lunar expostas na superfície da Lua",
    year = "2021",
    journal = "Nature Communications",
    abstract = "A superfície lunar é antiga e bem preservada, registrando a história do Sistema Solar e processos de evolução planetária. Impactos em escala de bacia antigos escavaram rochas do manto lunar, que se espera que permaneçam presentes na superfície. A amostragem dessas rochas proporcionaria insights sobre processos planetários fundamentais, incluindo diferenciação e evolução magmática. Existe controvérsia entre cientistas lunares quanto às litologias que compõem o manto superior da Lua e onde elas podem ter sido expostas na superfície. Revisamos modelos dinâmicos de diferenciação lunar no contexto de experimentos recentes e dados de espaçonaves, avaliando litologias candidatas, sua distribuição e implicações para a evolução lunar.",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41467-021-24626-3",
    doi = "10.1038/s41467-021-24626-3",
    openalex = "W3189059404",
    references = "doi101016jgca201805006"
}

O solo lunar é uma mistura fina de rochas locais e componentes exóticos. A composição química da rocha total do solo lunar recém-retornado da Chang'É-5 (CE-5) foi estudada para compreender sua homogeneidade química, adições exóticas e a origem dos basaltos do local de pouso. As concentrações de 48 elementos principais e traço, incluindo muitos voláteis e siderófilos de baixa concentração, de dois lotes de amostras de solo CE-5 coletadas foram obtidas simultaneamente por espectrometria de massa com plasma acoplado indutivamente (ICP-MS) com consumo mínimo de amostra. Suas composições elementares principais e de traço (exceto Ni) são uniformes em níveis de miligrama (2–4 mg), correspondendo às composições medidas de vidros basálticos e estimativas baseadas nas abundâncias modais minerais de fragmentos basálticos. Este resultado indica que os materiais exóticos de terras altas e KREEP (K, elementos terras raras e ricos em P) são muito baixos (<5%) e que a composição química total (exceto Ni) do solo CE-5 pode ser usada para representar o basalto do mar subjacente. As concentrações elevadas de Ni refletem a adição de aproximadamente 1% em peso de materiais meteoríticos, o que não influenciaria a outra composição total, exceto alguns elementos traço altamente siderófilos como Ir. O solo CE-5, que é globalmente o mesmo que o basalto subjacente em composição, apresenta baixo Mg# (34), alto FeO (22,7% em peso), TiO2 intermediário (5,12% em peso) e altas concentrações de Th (5,14 µg/g). A composição é distinta dos basaltos e solos retornados pelas missões Apollo e Luna, no entanto, a depleção de elementos voláteis ou siderófilos como K, Rb, Mo e W em seus mantos-fonte é comparável. As concentrações de elementos traço litófilos incompatíveis (por exemplo, Ba, Rb, Th, U, Nb, Ta, Zr, Hf e REE) dos basaltos CE-5 são moderadamente altas e seu padrão imita o KREEP de alto K. O padrão desses elementos traço com anomalias de K, Th, U, Nb e Ta dos basaltos CE-5 não pode ser explicado pela fusão parcial e cristalização de olivina, piroxênio e plagioclásio. Assim, o manto-fonte do basalto do mar do local de pouso CE-5 poderia ter contido componentes KREEP, provavelmente como fusões intersticiais retidas. Para conciliar essas observações com as composições isotópicas iniciais de Sr unradiogênico e Nd radiogênico dos basaltos CE-5, o clinopiroxênio caracterizado por baixas razões Rb/Sr e altas razões Sm/Nd poderia ser um dos principais minerais no manto-fonte portador de KREEP. Consequentemente, propomos que os basaltos do mar do local de pouso CE-5 muito provavelmente originaram-se da fusão parcial de um cumulado do manto superior rasco e rico em clinopiroxênio (em relação à olivina e ortopiroxênio) com uma pequena fração (aproximadamente 1–1,5%) de materiais semelhantes ao KREEP.

@article{doi101016jgca202206037,
    author = "Zong, Keqing and Wang, Zaicong and Li, Jiawei and He, Qi and Li, Yiheng and Becker, Harry and Zhang, Wen and Hu, Zhaochu and He, Tao and Cao, Kenan and She, Zhenbing and Wu, Xiang and Xiao, Long and Liu, Yongsheng",
    title = "Composições em massa do solo lunar Chang’E-5: Insights sobre homogeneidade química, adição exótica e origem dos basaltos do local de pouso",
    year = "2022",
    journal = "Geochimica et Cosmochimica Acta",
    abstract = "O solo lunar é uma mistura fina de rochas locais e componentes exóticos. A composição química em massa do solo lunar recém-retornado Chang’E-5 (CE-5) foi estudada para entender sua homogeneidade química, adições exóticas e origem dos basaltos do local de pouso. Concentrações de 48 elementos principais e traço, incluindo muitos voláteis e siderófilos de baixa concentração, de dois lotes de amostras de solo CE-5 coletadas foram obtidas simultaneamente por espectrometria de massa de plasma acoplado indutivamente (ICP-MS) com consumo mínimo de amostra. Suas composições elementares principais e traço (exceto Ni) são uniformes em níveis de miligrama (2–4 mg), correspondendo às composições medidas de vidros basálticos e estimativas baseadas nas abundâncias modais de minerais de fragmentos basálticos. Este resultado indica que os materiais exóticos de terras altas e KREEP (K, elementos terras raras e P-ricos) são muito baixos (<5%) e a composição química em massa (exceto Ni) do solo CE-5 pode ser usada para representar o basalto do mar subjacente. As concentrações elevadas de Ni refletem a adição de cerca de 1 wt% de materiais meteoríticos, o que não influenciaria a outra composição em massa, exceto alguns elementos traço altamente siderófilos como Ir. O solo CE-5, que é globalmente o mesmo que o basalto subjacente em composição, exibe baixo Mg# (34), alto FeO (22,7 wt%), TiO2 intermediário (5,12 wt%) e altas concentrações de Th (5,14 µg/g). A composição é distinta dos basaltos e solos retornados pelas missões Apollo e Luna, no entanto, a depleção de elementos voláteis ou siderófilos como K, Rb, Mo e W em seus mantos-fonte é comparável. As concentrações de elementos traço litófilos incompatíveis (por exemplo, Ba, Rb, Th, U, Nb, Ta, Zr, Hf e REE) dos basaltos CE-5 são moderadamente altas e seu padrão imita o KREEP alto-K. O padrão desses elementos traço com anomalias de K, Th, U, Nb e Ta dos basaltos CE-5 não pode ser explicado pela fusão parcial e cristalização de olivina, piroxênio e plagioclásio. Assim, o manto-fonte do basalto do mar do local de pouso CE-5 poderia ter contido componentes KREEP, provavelmente como fusões intersticiais retidas. Para conciliar essas observações com as composições isotópicas iniciais de Sr unradiogênico e Nd radiogênico dos basaltos CE-5, o clinopiroxênio caracterizado por baixas razões Rb/Sr e altas razões Sm/Nd poderia ser um dos principais minerais no manto-fonte portador de KREEP. Consequentemente, propomos que os basaltos do mar do local de pouso CE-5 muito provavelmente originaram-se da fusão parcial de um cumulado do manto superior rasco e rico em clinopiroxênio (em relação à olivina e ortopiroxênio) com uma pequena fração (cerca de 1–1,5%) de materiais semelhantes a KREEP.",
    url = "https://doi.org/10.1016/j.gca.2022.06.037",
    doi = "10.1016/j.gca.2022.06.037",
    openalex = "W4283761785",
    references = "doi101038s41586021041079"
}

@article{doi101038s41550022017633,
    author = "Li, Chen e Guo, Zhuang e Li, Yang e Tai, Kairui e Wei, Kuixian e Li, Xiongyao e Liu, Jianzhong e Ma, Wenhui",
    title = "Origem por desproporção induzida por impacto de partículas de ferro nanofase na amostra de solo lunar Chang'e-5",
    year = "2022",
    journal = "Nature Astronomy",
    url = "https://doi.org/10.1038/s41550-022-01763-3",
    doi = "10.1038/s41550-022-01763-3",
    openalex = "W4294051841",
    references = "doi101038s41586021041079"
}

A exploração lunar é considerada crucial para desvendar as origens do sistema Terra-Lua e é o primeiro passo para avançar a exploração humana do espaço profundo. Ao longo da última década, o Programa de Exploração Lunar Chinês (CLEP), também conhecido como Projeto Chang'e (CE), alcançou marcos notáveis. Desenvolveu e demonstrou com sucesso a capacidade de engenharia necessária para alcançar e retornar da superfície lunar. Notavelmente, o Projeto CE realizou primícias históricas com o pouso e a exploração in loco do lado distante da Lua, juntamente com a coleta das amostras vulcânicas mais jovens do Terrano Procellarum KREEP. Essas conquistas aprimouram significativamente nossa compreensão da evolução lunar. Baseando-se nesse sucesso, a China propôs uma ambiciosa estratégia de exploração lunar tripulada, visando retornar à Lua para exploração e utilização científicas. Este plano abrange duas fases principais: o primeiro pouso e exploração lunar tripulados, seguido por uma expedição científica de escala de mil quilômetros para construir uma seção geológica transversal ao longo da superfície lunar. Reconhecendo as limitações dos atuais esforços de exploração lunar e as capacidades de engenharia e técnica da China, este artigo explora os benefícios da exploração lunar tripulada, aproveitando sinergias com a exploração robótica. O estudo refina questões científicas lunares fundamentais que podem levar a avanços significativos, considerando os respectivos requisitos de engenharia e tecnologia. Esta pesquisa estabelece uma base crucial para definir os objetivos da futura exploração lunar, enfatizando a importância das missões tripuladas e oferecendo insights sobre potenciais avanços na ciência lunar.

@article{doi101016jscib202404051,
    author = "Lin, Yangting e Yang, Wei e Zhang, Hui e Hui, Hejiu e Hu, Sen e Xiao, Long e Liu, Jianzhong e Xiao, Zhiyong e Yue, Zongyu e Zhang, Jinhai e Liu, Yang e Yang, Jing e Lin, Honglei e Zhang, Aicheng e Guo, Dijun e Gou, Sheng e Xu, Lin e He, Yuyang e Zhang, Xianguo e Qin, Liping e Ling, Zongcheng e Li, Xiongyao e Du, Aimin e He, Huaiyu e Zhang, Peng e Cao, Jinbin e Li, Xianhua",
    title = "Return to the Moon: New perspectives on lunar exploration.",
    year = "2024",
    journal = "Science bulletin",
    abstract = "A exploração lunar é considerada crucial para desvendar as origens do sistema Terra-Lua e é o primeiro passo para avançar a exploração humana do espaço profundo. Ao longo da última década, o Programa de Exploração Lunar Chinês (CLEP), também conhecido como Projeto Chang'e (CE), alcançou marcos notáveis. Desenvolveu e demonstrou com sucesso a capacidade de engenharia necessária para alcançar e retornar da superfície lunar. Notavelmente, o Projeto CE realizou primícias históricas com o pouso e a exploração in loco do lado distante da Lua, juntamente com a coleta das amostras vulcânicas mais jovens do Terrano Procellarum KREEP. Essas conquistas aprimouram significativamente nossa compreensão da evolução lunar. Baseando-se nesse sucesso, a China propôs uma ambiciosa estratégia de exploração lunar tripulada, visando retornar à Lua para exploração e utilização científicas. Este plano abrange duas fases principais: o primeiro pouso e exploração lunar tripulados, seguido por uma expedição científica de escala de mil quilômetros para construir uma seção geológica transversal ao longo da superfície lunar. Reconhecendo as limitações dos atuais esforços de exploração lunar e as capacidades de engenharia e técnica da China, este artigo explora os benefícios da exploração lunar tripulada, aproveitando sinergias com a exploração robótica. O estudo refina questões científicas lunares fundamentais que podem levar a avanços significativos, considerando os respectivos requisitos de engenharia e tecnologia. Esta pesquisa estabelece uma base crucial para definir os objetivos da futura exploração lunar, enfatizando a importância das missões tripuladas e oferecendo insights sobre potenciais avanços na ciência lunar.",
    url = "https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/38777682/",
    doi = "10.1016/j.scib.2024.04.051",
    openalex = "W4396217224",
    pmid = "38777682",
    references = "doi101007s1121401096342, doi101016016093279290014g, doi1010291999je001103, doi10103835089010, doi101038nature03676, doi101038nature07047, doi101038news0603135, doi101126science1225542, doi101126science1226073, doi101126science1231530"
}

O manto lunar é importante para desvendar os processos de formação e diferenciação inicial da Lua. Aqui, identificamos olivinas lunares primitivas em solos retornados pela missão Chang'e-6. Essas olivinas possuem composições isotópicas de oxigênio que se alinham ao longo da linha de fracionamento terrestre, e são caracterizadas por altos teores de forsterita, até 95,6, e uma ampla faixa de abundâncias de níquel, de zero a 682 ppm. Embora as olivinas forsteríticas de baixo teor de níquel (zero a 251 ppm) se alinhem com uma origem da suíte Mg, as olivinas mais primitivas, de alto teor de níquel (337 a 682 ppm), têm uma origem diferente. Elas podem ser tanto a primeira olivina cristalizada do Oceano de Magma Lunar (LMO) com uma composição inicial semelhante à da Terra, quanto cristalizadas de uma lava ultra-magnésica até então não reconhecida, produzida pelo extenso derretimento do cumulado do LMO inicial. A exposição dessas olivinas do manto foi facilitada pelo seu arraste em lavas de alto Mg ascendentes e transportadas para a superfície na Bacia do Polo Sul-Aitken.

@article{doi101038s41467025588204,
    author = "Sheng, Si-Zhang e Wang, Shui-Jiong e Li, Qiu-Li e Wu, Shitou e Wang, Hao e Hua, Jun-Xiang e Chen, Zhenyu e Hao, Jin-Hua e Zhang, Bo e He, Yongsheng e Zhu, Jian-Ming",
    title = "Olivina do manto lunar primitivo retornada por Chang'e-6.",
    year = "2025",
    journal = "Nature communications",
    abstract = "O manto lunar é importante para desvendar os processos de formação e diferenciação inicial da Lua. Aqui, identificamos olivinas lunares primitivas em solos retornados pela missão Chang'e-6. Essas olivinas possuem composições isotópicas de oxigênio que se alinham ao longo da linha de fracionamento terrestre, e são caracterizadas por altos teores de forsterita, até 95,6, e uma ampla faixa de abundâncias de níquel, de zero a 682 ppm. Embora as olivinas forsteríticas de baixo teor de níquel (zero a 251 ppm) se alinhem com uma origem da suíte Mg, as olivinas mais primitivas, de alto teor de níquel (337 a 682 ppm), têm uma origem diferente. Elas podem ser tanto a primeira olivina cristalizada do Oceano de Magma Lunar (LMO) com uma composição inicial semelhante à da Terra, quanto cristalizadas de uma lava ultra-magnésica até então não reconhecida, produzida pelo extenso derretimento do cumulado do LMO inicial. A exposição dessas olivinas do manto foi facilitada pelo seu arraste em lavas de alto Mg ascendentes e transportadas para a superfície na Bacia do Polo Sul-Aitken.",
    url = "https://pmc.ncbi.nlm.nih.gov/articles/PMC12019214/",
    doi = "10.1038/s41467-025-58820-4",
    openalex = "W4409704909",
    pmcid = "PMC12019214",
    pmid = "40268907",
    references = "doi101016001670379290172f, doi101016jepsl201102004, doi1010292004gc000816, doi1010292005gc001060, doi1010292011gc003516, doi101093petrology243256, doi101093petrologyegr080, doi101111j15251314201000923x, doi101126science1231530, doi102138rmg2006603"
}