2021-11-30

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Yang et al., 2021

玉兔二号首次在月球背面南极艾肯盆地的冯·卡门撞击坑的一个年轻撞击坑（<1 Ma）中观测到碳质球粒陨石残余→碳质小行星仍是月球可能的水源之一

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Hirschmann 2012认为Elkins-Tanton 2011的限制没必要这么低，在岩浆洋结晶过程中，liquid的平均压力降低，使得熔体中溶解的H被氧化为OH，与此同时，FeO被还原成Fe。如果月球岩浆的水含量足够高，会形成稳定的含水矿物相，如amp或mica，但月样中没有观测到（Treiman2008）。

LMO结晶模型预测晚期残余液相会在约0.3Ga时在月壳底部形成一个一个的ponds。

假定参数为0.3Ga，氧逸度为IW-1，H2和H2O的最大溶解度已经超过了稳定含水硅酸盐所需，因此在形成urKREEP（残余~2%液相）时，岩浆的O-H体系一定处于饱和状态。形成amp和biotite需要至少4%的水含量，除非F和Ti增多（都可以减少稳定含水矿物所需的最低含水量）。

F的含量约比H20低一个数量级，所以F不太可能对富H的LMO中的含水相的稳定性造成显著影响。

考虑到LMO结晶末期富Ti堆积岩的形成，Ti可能会对低含水量时含水相的稳定性造成影响。若将Ti的影响最大化，在还原条件下（贫Fe3+）仍需要至少2%的H2O来稳定富-OH的amp。urKREEP含H2O约2%的话，对应初始LMO含水约400ppm。而月样中缺少含水相，说明LMO的H2O低于400ppm。