硅酸盐月球Hf/W比值的确定对月球W同位素数据解读至关重要。新的实验数据显示硅酸盐月球具有高于硅酸盐地球的Hf/W比值。结合月球W同位素组成推算，月球可能形成于太阳系形成后约50 Myr。
近年来，在关于月球起源的解释中，广为学界所接受的是大碰撞（Giant Impact）假说。大碰撞假说认为：一个火星大小的星体撞击原始地球后，抛射出的外围物质最终聚合形成了月球。然而，月球形成的时间却存在争议。一些学者认为月球形成的时间很早，大约在太阳系形成后的30至100 Myr之间；另一些学者则认为直到太阳系形成以后的200 Myr，月球才形成。182Hf-182W放射性衰变体系半衰期较短，仅8.9 Myr，能够为太阳系早期事件的时间和过程提供制约。在182Hf未完全灭绝时，随着182Hf衰变产生182W，具有不同Hf/W比值的源区将获得不同的W同位素组成。因此，硅酸盐月球（BSM）Hf/W比值的确定对于利用Hf-W体系限定月球形成时间至关重要。
德国科隆大学Maxwell M. Thiemens及其合作者近期在Nature Geoscience上发文，报道了他们对月球主要岩石单元（低Ti玄武岩、高Ti玄武岩、斜长岩和克里普岩）的W、Th、U及其它高场强元素（HFSEs）含量的测量结果。其中，低Ti玄武岩的Hf/W和U/W比值较为集中。低Ti玄武岩U/W比值变化范围为1.5-2.5，Hf/W比值变化范围为30-50。文章认为低Ti玄武岩的Hf/W和U/W比值能够代表其源区特征。原因是：首先，低Ti玄武岩的源区没有KREEP组分的加入，基本不含有富Ti氧化物及金属。从而避免了W与U、Th及其它HFSEs的分馏。其次，相对于高Ti玄武岩，低Ti玄武岩岩浆形成时的部分熔融程度更高，因而Hf/W和U/W比值更接近于其源区。由于在还原条件下的月球岩浆洋结晶过程中，W相较于Hf和U更容易被保留在低Ti玄武岩的源区中。低Ti玄武岩源区的Hf/W比值因而被认为能够代表月球岩浆洋乃至硅酸盐月球Hf/W比值的最小估算。低Ti玄武岩的Hf/W比值范围为30.2-48.5。这一值比之前对硅酸盐月球Hf/W比值的估算值要高，亦高于硅酸盐地球的Hf/W比值。
作者将硅酸盐地球与硅酸盐月球Hf/W比值的差别归因于月核的形成，认为大碰撞后月球具有与硅酸盐地球相同的Hf/W比值，此后月核（根据月震研究，月核质量占全月1-3%；Weber et al., 2011）的形成带走了大量亲铁元素W，使得硅酸盐月球中的Hf/W比值上升。文章对此做了质量平衡计算（图1），计算结果表明这一解释是可行的。当W的金属相-硅酸盐相分配系数为60时，1.5%月球质量大小的月核的形成就能产生所测得的硅酸盐月球的Hf/W比值（30至50）。当月核质量为3%月球质量时，所需要的W的金属相-硅酸盐相分配系数可以低至30。
图1 月核形成对硅酸盐月球Hf/W比值的影响。假设月球整体具有与整体硅酸盐地球（BSE）相同的Hf/W比值。灰色阴影部分为本研究获得的对硅酸盐月球Hf/W比值的最小估计值。虚线为对硅酸盐地球Hf/W比值的两种估算值（Ko？nig et al,, 2011; Newsom et al., 1996）
如果硅酸盐月球与硅酸盐地球Hf/W比值的差异来源于月核的形成，且硅酸盐月球与硅酸盐地球W同位素组成差异是由具有相对高Hf/W比值的硅酸盐月球经182Hf衰变形成的。则根据硅酸盐月球Hf/W比值及其W同位素组成可以推算出月球的形成时间为太阳系形成后的40-60 Myr（图2）。硅酸盐月球Hf/W比值越高，计算得到的月球形成时间越晚。这一年龄范围与前人通过锆石Lu-Hf体系获得的模式年龄一致（4.51 Ga; Barboni et al., 2017）。
图2 月球形成时间和硅酸岩月球Hf/W比值与月球W同位素组成的关系。月球W同位素组成数据（校正宇宙射线效应后的μ182W值）来自Kruijer and Kleine（2017）。演化曲线起始时间为37 Myr，是地球成核的两阶段W模式年龄（Ko？nig et al,, 2011）
值得注意的是，此前也有学者将月球岩石高于BSE的μ182W值解释为月球遭受到的后增生作用与地球不成比例，即后期添加的低μ182W物质对月球W同位素组成改变较小，而硅酸盐地球μ182W值则因更多地外物质的添加而降低（Kruijer et al., 2015; Touboul et al., 2015）。如果后增生作用是地月W同位素组成差异的主因，则月球可以在182Hf完全灭绝之后形成。
主要参考文献
Barboni M, Boehnke P, Keller B, et al. Early formation of the Moon 4.51 billion years ago[J]. Science Advances, 2017, 3(1): e1602365.（原文链接）
K？nig S, Münker C, Hohl S, et al. The Earth’s tungsten budget during mantle melting and crust formation[J]. Geochimica et Cosmochimica Acta, 2011, 75(8): 2119-2136.（原文链接）
Kruijer T S, Kleine T, Fischer-Godde M, et al. Lunar tungsten isotopic evidence for the late veneer[J]. Nature, 2015, 520(7548): 534-537.（原文链接）
Kruijer T S, Kleine T. Tungsten isotopes and the origin of the Moon[J]. Earth and Planetary Science Letters, 2017, 475: 15-24.（原文链接）
Newsom H E, Sims K W W, Noll Jr P D, et al. The depletion of tungsten in the bulk silicate earth: constraints on core formation[J]. Geochimica et Cosmochimica Acta, 1996, 60(7): 1155-1169.（原文链接）
Thiemens M M, Sprung P, Fonseca R O C, et al. Early Moon formation inferred from hafnium–tungsten systematics[J]. Nature Geoscience, 2019: 1.（原文链接）
Touboul M, Puchtel I S, Walker R J. Tungsten isotopic evidence for disproportional late accretion to the Earth and Moon[J]. Nature, 2015, 520(7548): 530-533.（原文链接）
Weber R C, Lin P Y, Garnero E J, et al. Seismic detection of the lunar core[J]. Science, 2011, 331(6015): 309-312.（原文链接）
（撰稿：梅清风/佛罗里达州立大学，王浩/岩石圈室）
