来自剑桥大学和里昂高等师范学院的科学家们提出了一个新的结晶模型，在月球岩浆结和凝固的数亿年里，晶体一直悬浮在液体岩浆中。 这些结果在《地球物理评论快报》杂志上发表。

50多年前，阿波罗11号宇航员从月球高地收集了样品。月球上这些肉眼可见大而苍白的区域是由相对较轻的岩石组成的，称为正长岩。正长岩形成于月球历史的早期，在43亿至45亿年前。在地球上的岩浆室化石中可以发现类似的正长岩，是通过岩浆的结晶形成的。然而，生产在月球上发现的大量正长岩，需要一个巨大的全球岩浆海洋。

科学家们认为，月球是在两颗原行星在其胚胎时相撞时形成的。这两颗原行星中较大的一颗成为地球，较小的一颗成为月球。这次碰撞的结果之一是月球非常热，热到它的整个地幔都是熔化的岩浆，或者是岩浆海洋。自阿波罗时代以来，人们一直认为月壳是由漂浮在液态岩浆海洋表面的轻质正长岩晶体形成的，而较重的晶体在底部凝固，这种浮动模型解释了月球高地可能是如何形成的。然而，自阿波罗任务以来，许多月球陨石被分析，月球表面也被广泛研究。月球正长岩的成分似乎比最初的阿波罗样本更加异质，这与浮选方案相矛盾，因为液态岩浆海洋是所有正长岩的共同来源。

正长岩的年龄范围超过2亿年，很难与基本上是液态岩浆的海洋相协调，后者的特点是凝固时间接近1亿年。鉴于月球上正长岩的年龄和成分范围，以及我们对晶体如何在凝固的岩浆中沉淀的了解，月壳必须通过其他机制形成。现在研究人员开发了一个数学模型来确定这种机制。在低月球重力下，晶体的沉降是困难的，特别是在被对流的岩浆海洋强烈搅拌的情况下。如果晶体仍然以晶体浆液的形式悬浮，那么当晶体浆液中的晶体含量超过一个临界阈值时，浆液就会变得厚重而粘稠，变形缓慢。这种晶体含量的增加在靠近地表的地方发生得最为明显，在那里，泥浆状的岩浆海洋被冷却，形成了一个热的、混合良好的泥浆状内部和一个缓慢移动的、富含晶体的月球盖子。

研究人员相信，正是在这个停滞的盖子中，月壳形成了，因为轻质的、富含正长岩的熔体从下面对流的结晶浆中渗透上来，早期岩浆海洋的冷却推动了如此强烈的对流，使晶体作为浆液保持悬浮状态，很像泥浆机中的晶体。丰富的月球表面岩石很可能在盖子内的岩浆室中形成，这解释了它们的多样性。这些结果表明，月球地壳形成的时间尺度是几亿年，这与观察到的月球正长岩的年龄相吻合。

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