Геохимия, 2024, № 12

Российская академия наук
ГЕОХИМИЯ
Том 69       № 12     2024      Декабрь
Основан в январе 1956 г. академиком А.П. Виноградовым
Выходит 12 раз в год
ISSN 0016-7525
Журнал издается под руководством Отделения наук о Земле РАН
Главный редактор
Ю.А. Костицын
академик РАН, Институт геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва
Заместитель главного редактора
Ответственный секретарь
О.А. Луканин 
д.г.-м.н., Институт геохимии и аналитической химии
им. В.И. Вернадского РАН, Москва
А.И. Буйкин 
к.г.-м.н., Институт геохимии и аналитической химии
им. В.И. Вернадского РАН, Москва
Редакционный совет:
Аллегре Клод Ж. – профессор, Институт физики Земли 
Парижского университета, Франция, Париж
А. Т. Базилевский – доктор геол.-мин. наук, профессор, 
ГЕОХИ РАН, Москва
Н. С. Бортников – академик РАН, ИГЕМ РАН, Москва
А. Д. Гвишиани – академик РАН, ИФЗ РАН, Москва
Л. Н. Когарко – академик РАН, ГЕОХИ РАН, Москва
М. И. Кузьмин – академик РАН, Институт геохимии 
им. А.П.Виноградова СО РАН, Иркутск
А. В. Соболев – академик РАН, Университет Гренобль-Альпы, 
Гренобль, Франция
М. А. Федонкин – академик РАН, ГИН РАН, Москва
Хед Джеймс В. – профессор, Университет им. Брауна, 
США, г. Провиденс
И. В. Чернышев – академик РАН, ИГЕМ РАН, Москва
Редакционная коллегия:
О. Л. Кусков – член-корр. РАН, Институт геохимии и 
аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва 
М. А. Левитан – д.г.-м.н., Институт геохимии и аналитической 
химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва 
М. В. Мироненко – к.г.-м.н., Институт геохимии и 
аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва 
Т. И. Моисеенко – член-корр. РАН, Институт геохимии и 
аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва
А. Р
. Оганов – д.ф.-м.н., профессор, Сколтех, Москва
В. Б. Поляков – доктор хим. наук, ГЕОХИ РАН, Москва 
В. С. Севастьянов – д.техн.н., Институт геохимии и 
аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва
Е. С. Сидкина – кандидат геол.-мин. наук, ГИН РАН, Москва 
С. А. Силантьев – д.г.-м.н., Институт геохимии и 
аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва
Н. В. Сорохтина – кандидат хим. наук, ГЕОХИ РАН, Москва 
М. Ю. Спасенных – кандидат хим. наук, профессор, Сколтех, 
Москва 
Хернлунд Джон – профессор, Токийский Технологический 
Институт
Д. Д. Бадюков – кандидат геол.-мин. наук, ГЕОХИ РАН, 
Москва 
А. В. Бобров – д.г.-м.н., Московский государственный 
университет им. М.В. Ломоносова, Москва 
А. Л. Верещака – член-корр. РАН, Институт океанологии 
РАН, Москва
А. В. Гирнис – д.г.-м.н., Институт геологии рудных 
месторождений, петрографии, минералогии и геохимии РАН, 
Москва
Е. О. Дубинина – член-корр. РАН, Институт геологии рудных 
месторождений, петрографии, минералогии и геохимии РАН, 
Москва
В. В. Ермаков – д.б.н., Институт геохимии и аналитической 
химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва
Ф. В. Каминский – член-корр. РАН, Институт геохимии и 
аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва 
П. Картиньи – проф., Парижский университет (VI), Париж, 
Франция 
В. П. Колотов – член-корр. РАН, Институт геохимии и 
аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН, Москва
А. Б. Кузнецов – член-корр. РАН, Институт геологии и 
геохронологии докембрия РАН, Санкт-Петербург
Зав. редакцией И.В. Корочанцева
Адрес редакции: 119991 Москва, ГСП-1, ул. Косыгина, 19, ГЕОХИ РАН,
тел.: (499)137-87-22; факс: (495) 938-20-54, e-mail: geokhimiya@geokhi.ru
Москва
ФГБУ «Издательство «Наука»
© Российская академия наук, 2024
© Институт геохимии и аналитической химии
им. В.И. Вернадского РАН, 2024

СОДЕРЖАНИЕ
Том 69, номер 12, 2024
Химический состав, минералогия и физические свойства мантии Луны. Обзор
О. Л. Кусков, Е. В. Кронрод, В. А. Кронрод
1070
Образование К-кимрита в зонах субдукции и его потенциал в транспорте калия, воды и азота в мантию
А. Г. Сокол, А. В. Корсаков, А. Н. Крук
1139
Хребет Шака (Южная Атлантика) — останец континентальной структуры?
Н. М. Сущевская, Г. Л. Лейченков, Б. В. Беляцкий, Д. А. Агапитова
1151
Кинетика образования индивидуальных газообразных углеводородов состава С1–С5 при 
гидротермальном воздействии на доманиковый сланец
Д. А. Бушнев, Н. С. Бурдельная, А. А. Ильченко, Я. Д. Сенникова, Д. В. Кузьмин
1174

ГЕОХИМИЯ, 2024, том 69, № 12, с. 1070–1138
УДК 539.172.3:523.681 
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ, МИНЕРАЛОГИЯ 
И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА МАНТИИ ЛУНЫ. ОБЗОР
© 2024 г.   О. Л. Кусков*, а, Е. В. Кронрода, В. А. Кронрода
аИнститут геохимии и аналитической химии им. В.И. Вернадского РАН,
 ул. Косыгина, 19, Москва, 119991 Россия 
*e-mail: ol_kuskov@mail.ru
Поступила в редакцию 21.05.2024 г.
После доработки 14.07.2024 г.
Принята к публикации 06.08.2024 г.
Особую роль в геохимии и геофизике Луны занимает проблема ее внутреннего строения. Основным 
источником информации о химическом составе и физическом состоянии глубоких недр являются 
сейсмические эксперименты экспедиций Аpollo, гравитационные данные миссии GRAIL, геохимические 
и изотопные исследования образцов лунного грунта. Несмотря на высокую степень сходства земного 
и лунного вещества по изотопному составу ряда элементов, вопрос о сходстве и/или различии состава 
силикатных оболочек Земли иее спутника вотношении главных элементов остается нерешенным. Вобзорной 
статье проведено обобщение и критический анализ информации о составе и строении Луны, рассмотрены 
основные противоречия между геохимическими игеофизическими классами моделей внутренней структуры 
мантии как между собой, так и внутри обоих классов, связанные с оценкой распространенности оксидов 
главных элементов Fe, Mg, Si, Al, Ca, проанализированы модели валового состава Луны (BSM). Изложены 
принципы подхода к моделированию внутреннего строения планетного тела, основанные на совместной 
инверсии интегрального набора селенофизических, сейсмических и
геохимических параметров 
в сочетании с расчетами фазовых равновесий и физических свойств. Обсуждаются два новых класса 
моделей химического состава Луны, обогащенных кремнеземом (~50% SiO2) и закисным железом (11–13% 
FeO, Mg# 79–81) по отношению к валовому составу силикатной составляющей Земли (BSE) ‒ модели E 
с земными концентрациями CaO и Al2О3 (Earth-like models) и модели M с более высоким содержанием 
тугоплавких оксидов (Moon-like models), определяющие особенности минералогической и сейсмической 
структуры лунных недр. Получено вероятностное распределение геохимических (концентраций оксидов) 
и геофизических (скорости P-, S-волн и плотность) параметров в четырехслойной мантии Луны в диапазоне 
допустимых селенотерм. Выявлены систематические различия в содержаниях породообразующих 
оксидов в силикатных оболочках Земли и Луны. Проведены расчеты минерального состава, скоростей 
P-, S-волн и плотности Е/М моделей и двух классов концептуальных геохимических моделей LPUM 
(Lunar Primitive Upper Mantle) и TWM (Taylor Whole Moon) с земным содержанием кремнезема (~45 мас. 
% SiO2) и различным содержанием FeO и Al2O3. Дано обоснование SiO2-FeO-обогащенной (оливинпироксенитовой) мантии Луны, не имеющей генетического сходства с пиролитовым веществом мантии 
Земли, что является геохимическим следствием инверсии геофизических параметров и определяется 
космохимическими условиями и механизмом образования Луны. Основным минералом верхней мантии 
Луны является высокомагнезиальный ортопироксен с низким содержанием кальция, а не оливин, что 
подтверждается данными сейсмического зондирования по программе Apollo и поддерживается анализом 
спектральных данных пород ряда ударных бассейнов, полученных космическими аппаратами. Напротив, 
скорости продольных ипоперечных волн геохимических моделей TWM иLPUM, вкоторых оливин является 
основным минералом лунной мантии, не соответствуют сейсмическим данным Apollo. Рассмотрены 
геохимические ограничения всценариях формирования Луны. Одновременное обогащение Луны SiO2 иFeO 
по отношению к пиролитовой мантии Земли несовместимо с образованием Луны в результате гигантского 
столкновения из земного вещества или ударного тела (тел) хондритового состава и становится таким же 
препятствием в современных сценариях формирования Луны, как и сходство в изотопных составах лунных 
и земных образцов. Обсуждается проблема, как вместить эти разные геохимические факторы в прокрустово 
ложе космогонических моделей формирования системы Земля–Луна.     
Ключевые слова: Луна, внутреннее строение Луны, лунная геофизика, химический состав, происхождение Луны 
DOI: 10.31857/S0016752524120013, EDN: IECAKT

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ, МИНЕРАЛОГИЯ И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА
1071
1. ВВЕДЕНИЕ
al., 2011, 2019; Weber et al., 2011;  Robinson, Taylor, 
2014; Taylor, 2016; Hauri et al., 2015; Matsumoto et 
al., 2015; Ivanov et al., 2018; Kuskov et al., 2019a, 
2019b, 2023; Li et al., 2019; Lemelin et al., 2019; Nunn 
et al., 2020; Moriarty et al., 2021a, 2021b; Haviland et 
al., 2022; Kronrod et al., 2022; Yamamoto et al., 2023; 
Andrews-Hanna et al., 2023; Gaffney et al., 2023; Маров, 2023; Pommier et al., 2024). 
Геохимические и геофизические исследования 
Луны, начатые более 60 лет назад в XX веке космическими аппаратами Luna, Apollo, Clementine, 
Lunar Prospector, и, продолженные в XXI веке 
зондами LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter), 
GRAIL (Gravity Recovery and Interior Laboratory), 
Kaguya / SELENE, Chang’ E, Chandrayaan, позволили получить первые сведения о термическом 
состоянии, химическом составе и внутреннем 
строении Луны. Высококачественные исследования гравитационного поля, данные лазерной 
локации 
и
альтиметрии, 
радиолокационной 
интерферометрии, 
сейсмологии, 
топографии 
и электромагнитного зондирования дали значительные ограничения на существование и размеры 
металлического ядра, строение мантии, оценку 
толщины, плотности, пористости и химического 
состава коры и ее латеральной изменчивости.  
Однако принципиально важный для геохимии 
Луны и мантии Земли вопрос о сходстве и/или 
различии их состава до сих пор остается предметом острой дискуссии. Различия в модельных 
составах приводят к разным выводам не только 
о процессах, происходящих во время аккумуляции 
планет земной группы, но и гипотезах формирования системы Земля-Луна, в том числе широко 
распространенной, хотя и
не общепринятой 
ударной модели происхождения Луны в результате 
катастрофического столкновения растущей Земли 
с телом размером порядка Марса, получившем 
название Theia. Эта гипотеза гигантского удара 
предполагает, что Луна образовалась из обломков 
в результате коллизии молодой Земли с небесным 
телом примерно 4.5 млрд лет назад, в результате 
чего была сформирована асимметрия ближней 
и дальней сторон Луны (Hartmann, Davis, 1975; 
Harris, Kaula, 1975; Stevenson, 1987; Cameron, Benz, 
1991; Ida et al., 1997; Melosh, 2014; Hartmann, 2014;
Asphaug, 2014; Canup et al., 2023; Zhu et al., 2019).
Проблема происхождения Луны оказывается 
тесно связанной с историей ранней эволюции 
Солнечной системы (Альвен, Аррениус, 1979; 
Grossman, Larimer, 1974; Lewis, 1997; Витязев 
и др., 1990) — одной из фундаментальных проблем 
естествознания, играющей центральную роль 
в современных сценариях формирования планет 
и спутников (Urey, 1951; Левин, Маева, 1975; 
Виноградов, 1975; Энеев, 1979; Галимов, 1995, 
2011, 2013, 2019; Galimov, Krivtsov, 2012; Рускол, 
1975, 1997; Боярчук и др., 1998; Кусков и др., 2009; 
Newsom, Taylor, 1989; O’Neill, 1991; Discussion 
Meeting Issue, 2014; Canup, 2004, 2012; Маров, 2023; 
Маров, Ипатов, 2023; Витязев, Печерникова, 1996;
Ringwood, 1979; Горькавый, 2007; Svetsov et al., 
2012; Reufer et al., 2012; Barr, 2016; Rufu et al., 2017; 
Hosono et al., 2019; Ćuk, Stewart, 2012; Сергеев, Печерникова, 2020). В прагматическом отношении 
Луна представляет интерес как промежуточная 
база для полетов к дальним объектам Солнечной 
системы и как перспективный в будущем источник минерального сырья; одним из удивительных 
результатов стало получение методом нейтронной 
спектроскопии с борта Lunar Prospector свидетельств о возможности существования водяного 
льда 
(или 
водород-содержащих 
соединений) 
на лунных полюсах — потенциального источника 
На основе материалов лунных экспедиций вранних обзорах (Андерсон, 1975; BVSP, 1981; Taylor, 
1982, 1987; Ringwood, 1979; Solomon, 1986; Wanke, 
Dreibus, 1986; Hood, 1986; Очерки сравнительной 
планетологии, 1981; Барсуков, 1985; Виноградов, 
1975) были просуммированы впервые полученные 
сведения по геохимии и геофизике Луны. В более 
поздних работах опубликованы междисциплинарные исследования динамики и внутреннего строения многослойной Луны на основе современных 
наблюдений и их теоретической интерпретации 
методами селенодезии, планетарной геофизики 
и сравнительной планетологии (Williams et al., 
2001; Gudkova, Zharkov, 2002; Gusev et al., 2003; 
Lognonné, 2005; Lognonné, Johnson, 2007; Wieczorek 
et al., 2006; Ризванов и др., 2007; Petrova et al., 2018; 
Kuskov, 1997; Kuskov, Kronrod, 1998a, 1998b; Khan, 
Mosegaard, 2000, 2002; Khan et al., 2006a, 2006b; Гудкова, Раевский, 2013). В последующих публикациях рассмотрены некоторые нерешенные вопросы 
и разногласия между сейсмическими, композиционными и термальными моделями мантии Луны 
(Khan et al., 2013, 2014; Кусков, Кронрод, 2009; 
Kronrod, Kuskov, 2011; Grimm, 2013; Karato, 2013; 
Laneuville et al., 2013; Zhang et al., 2013). Огромный 
прогресс, достигнутый в результате дистанционных исследований, равно как и применения новых 
методологий и инструментальных методов анализа 
лунных образцов и лунных метеоритов, привел 
к исключительно важным выводам для геологии, 
геохимии и геофизики Луны (Neal, Taylor, 1992; 
Ruzicka et al., 2001; Hiesinger, Head, 2006; Wieczorek 
et al., 2006, 2013; Shearer et al., 2006; Lognonné, 
2005; Demidova, 2007; Neal, 2001, 2009; Khan et al., 
2013, 2014; Williams et al., 2001, 2014; Armytage et al., 
2012; Dauphas et al., 2014; Nielsen et al., 2021; Yang, 
Zhao, 2015; Xiao, Head, 2020; Jolliff, 2021; Garcia et 
ГЕОХИМИЯ       том 69       № 12      2024

КУСКОВ и др.
1072
кислородно-водородного топлива для обеспечения жизнедеятельности последующих экспедиций (Duke et al., 2006; Луна — шаг к технологиям 
освоения Солнечной системы, 2011; Зеленый 
и др., 2012; Маров, 2016, 2023; Иванов и др., 2017; 
Feldman et al., 1998; Marov, Slyuta, 2021; Andreev et 
al., 2023). 
спективы будущих исследований Луны  (Shearer et 
al., 2006; Wieczorek et al., 2006; Lognonné, Johnson, 
2007; Barnes et al., 2012; Khan et al., 2013; Garcia 
et al., 2019; Jolliff, 2021; Haviland et al., 2022; Yang, 
Wang, 2023; Andrews-Hanna et al., 2023; Gaffney et 
al., 2023). Тем не менее многие актуальные геохимические проблемы остаются нерешенными. 
Важнейшей среди них является химический состав 
Луны и в особенности ее мантии. 
В оценках химического состава Луны используются разные подходы и методы: космохимические, 
основанные на равновесной конденсации солнечной небулы (Morgan et al., 1978) и семикомпонентной хондритовой модели (Ganapathy, Anders, 1974), 
в предположении, что планеты земной группы образовались в результате процессов, зафиксированных в хондритах, геохимические (анализ лунных 
образцов, ограничения на элементные отношения 
и корреляции между содержанием Th, U и тугоплавких оксидов (Wanke, Dreibus, 1986; Jones, 
Delano, 1989; O’Neill, 1991), петрологические эксперименты (Ringwood, Essene, 1970; Elardo et al., 
2011; Charlier et al., 2018; Longhi, 2006) и совокупность геофизических данных (Hood, Jones, 1987; 
Mueller et al., 1988; Kuskov, 1997; Kronrod, Kuskov, 
2011; Lognonné et al., 2003; Gagnepain-Beyneix et al., 
2006; Khan et al., 2007, 2014).  
Одним из критериев достоверности существующих гипотез может быть химический состав 
силикатной порции Луны, выполняющий роль 
ключевого геохимического ограничения, поскольку данные по элементному и изотопному составу 
становятся решающими в системе существующих 
доказательств любой концепции происхождения 
Луны. Часто предполагается, что планеты земной группы имеют в целом хондритовый состав 
(Ganapathy, Anders, 1974; Jones, Palme, 2000), поскольку примитивным веществом, сохранившимся с доаккреционной стадии эволюции Солнечной 
системы, считаются хондриты, сформировавшиеся 
в разных геохимических и изотопных резервуарах, 
которые рассматриваются как строительные блоки 
при аккреции планет. Центральное предположение этой модели состоит в том, что тугоплавкие 
элементы соответствуют их относительной распространенности в CI хондритах. Это полезное 
ограничение, хотя нет уверенности в том, что 
существует группа хондритов, которая могла 
бы рассматриваться в
качестве единственных 
строительных блоков Земли, равно как и в том, 
что планеты земной группы были сформированы 
из вещества известных хондритов или их компонентов (McDonough, Sun, 1995; Campbell, O’Neill, 
2012). Другие примитивные материалы из ранней 
Солнечной системы, вероятно, также сыграли 
свою роль.
Существует два основных источника информации, позволяющих оценить физико-химическое 
состояние недр Луны: петролого-геохимические 
и изотопные исследования образцов лунных пород 
и метеоритов, и интерпретация геофизических 
наблюдений (гравитационные данные, поверхностный тепловой поток, сейсмическое и электромагнитное 
зондирование 
недр). 
Несмотря 
на то, что каждый из них имеет свои собственные 
методические преимущества и ограничения, оба 
источника целесообразно использовать вместе при 
их конверсии в термины состава и температуры для 
более полного представления о термохимическом 
состоянии лунных недр.
Несмотря на то, что измерения показывают 
высокую степень изотопной идентичности между 
лунными и земными породами, вопрос о сходстве 
и/или различии состава силикатных оболочек 
Земли (BSE) и ее спутника (BSM) на протяжении многих лет остается нерешенным, порождая 
острую дискуссию в необозримой геохимической 
литературе (Галимов, 1995, 2011; Lognonné et al., 
2003; Warren, 2005; Taylor et al., 2006; Longhi, 2006;
Khan et al., 2006a, 2006b; Kronrod, Kuskov, 2011; 
Taylor, Wieczorek, 2014; Dauphas et al., 2014; Sossi, 
Moynier, 2017; Wade, Wood, 2016; Dauphas, 2017; 
Kuskov et al., 2019a, 2019b, 2023; Kronrod et al., 2022; 
Hartmann, 2014; Asphaug, 2014; Canup et al., 2023). 
Проблемы химического состава, минералогии, 
термической и магматической эволюции, сейсмической структуры, теплового потока и внутреннего 
строения Луны обсуждаются в обзорах, которые 
являются не только наиболее полными из доступных на данный момент, но и направлены на перПетролого-геохимические и геофизические модели Луны имеют противоречия как между собой, 
так и внутри обоих классов и, кроме того, зависят 
от комплекса используемых данных и методологического подхода. Первые, включающие ограничения 
на содержания главных элементов, являются модельно-зависимыми в геохимическом отношении, 
поскольку основаны на предположениях о хондритовых межэлементных отношениях Si/Mg, Ca/Mg, 
Al/Mg, заметно различающихся среди метеоритов, 
что может быть связано с интенсивной ударной 
переработкой, которую претерпели их родительские тела (Виноградов, 1965; Вуд, 1971; Додд, 1986), 
степени частичного плавления, оценках содержаГЕОХИМИЯ       том 69       № 12      2024

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ, МИНЕРАЛОГИЯ И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА
1073
ядром (Wieczorek et al., 2006; Shearer et al., 2006; 
Elkins-Tanton et al., 2011; Charlier et al., 2018). 
ния Al2O3, оливина и пироксена в морских базальтах 
(Ringwood, Essene, 1970; Jones, Delano, 1989; Snyder 
et al., 1992; Warren, 2005; Jones, Palme, 2000; Ruzicka 
et al., 2001; Taylor et al., 2006; Taylor, Wieczorek 2014). 
Так, например, Джонс иДелано (Jones, Delano, 1989) 
в качестве базового ограничения для состава Луны 
принимают величину (Mg/Al), равную соответствующему отношению в CI-хондритах, а (Mg/Si), 
равную таковой для верхней мантии Земли.  В работе (Jones, Palme, 2000) отмечается, что магнезиальное число Mg# плохо поддается оценке из-за 
дифференциации магматического океана. Кроме 
того, петролого-геохимические модели Луны не отражают специфику ее современного термального 
состояния и сейсмо-плотностного строения.
Дистанционные исследования и геофизические 
модели Луны, основанные на математической 
обработке сейсмических, термических, гравитационных и электромагнитных данных существенно 
уточнили численные характеристики внутреннего 
строения и динамической фигуры Луны (безразмерные моменты инерции, периоды лунных 
свободных колебаний, коэффициенты упругости, 
термические, скоростные и плотностные свойства, 
распределение аномалий плотности и напряжения 
в недрах), привели к переоценке значений толщины и плотности коры, обнаружению ядра и наличия частично расплавленного слоя на границе 
мантии с ядром (Keihm, Langseth, 1977; Nakamura 
et al., 1974; Nakamura, 1983; Hood, Jones, 1987; 
Mueller et al., 1988; Lognonné et al., 2003; Khan et 
al., 2006a, 2006b; Gagnepain-Beyneix et al., 2006; 
Laneuville et al., 2013; Жарков, 2003, 2013;  Gudkova, 
Zharkov, 2002; Гудкова, Раевский, 2013; Karato, 
2013; Williams et al., 2001; 2014; Weber et al., 2011; 
Wieczorek et al., 2013; Raevskiy et al., 2015; Pavlov 
et al., 2016; Garcia et al., 2011, 2019; Matsumoto et 
al., 2015; Matsuyama et al., 2016; Долгинов и др., 
1975; Галкин, 1978; Чуйкова и др., 2020; Schwinger, 
Breuer, 2022), но дали лишь косвенную информацию о степени дифференциации Луны, термальном состоянии, химическом и минеральном составе мантии, физических свойствах и химии ядра. 
Менее произвольный путь в определении химического состава Луны состоит в использовании 
комплекса геофизических данных. Геофизический 
подход, в основе которого лежит прямая сейсмическая информация о физическом состоянии недр 
планетного тела, заключается в инвертировании 
совокупности сейсмических, электромагнитных 
и гравитационных данных в термальные и композиционные модели планет земной группы и Луны 
(Kuskov, 1997; Kuskov, Kronrod, 1998a, 1998b; Kuskov 
et al., 2014a, 2014b; Lognonné et al., 2003; GagnepainBeyneix et al., 2006; Khan et al., 2006a, 2006b, 2007, 
2008, 2014; Khan, Connolly, 2008; Cammarano et 
al., 2009; Kronrod, Kuskov, 2011; Afonso et al., 2013; 
Matsumoto et al., 2015; Kronrod et al., 2022). Преимущество этого подхода состоит в том, что он позволяет определить изменения химического состава 
с глубиной (давлением) с небольшим количеством 
допущений. В подходе не используются предположения о распространенности элементов в углистых 
хондритах или определенной смеси хондритов, или 
геохимические корреляции. Он служит независимым инструментом для проверки геохимических 
заключений, хотя и не дает сведений о содержаниях второстепенных элементов. Геофизический 
подход является модельно-зависимым в сейсмическом отношении, его достоверность во многом 
определяется степенью надежности сейсмологической информации Аpollo и интерпретацией границ 
в
мантии (Nakamura, 1983; Gagnepain-Beyneix 
et al., 2006; Weber et al., 2011; Garcia et al., 2019). 
Существование глобальных сейсмических границ 
приобретает принципиальное значение в связи 
с проблемой широкомасштабного или частичного 
плавления Луны, в результате которого произошла 
кристаллизация лунного магматического океана 
(Lunar Magma Ocean, LMO), дифференциация 
на оболочки и наличие примитивной нижней 
мантии, простирающейся вплоть до
границы 
с частично расплавленным переходным слоем или 
Геохимические модели, основанные на петрологических 
экспериментах, 
изотопной 
систематике, 
анализе 
стекол, 
лунных 
пород 
и метеоритов, корреляции между содержаниями 
Th, U и тугоплавких оксидов и масс-балансовых 
соотношениях, дают информацию о составе коры, 
распространенности 
летучих, 
сидерофильных 
и радиоактивных элементов, минералогии мантии 
при равновесной и/или фракционной кристаллизации LMO (Ringwood, Essene, 1970; Rasmussen, 
Warren, 1985; Wanke, Dreibus, 1986; Jones, Delano, 
1989; Snyder et al., 1992; Warren, 2005; Longhi, 
2006; Wieczorek et al., 2006; Shearer et al., 2006; 
Taylor et al., 2006; Demidova et al., 2007; Dauphas et 
al., 2014; Sakai et al., 2014; Schmidt, Kraettli, 2022; 
Elkins-Tanton et al., 2011; Taylor, Wieczorek, 2014; 
Charlier et al., 2018; Elardo et al., 2011; Johnson et 
al., 2021; Jing et al., 2022), но представляют слабые 
ограничения на вариации химического состава 
по
глубине (концентраций породообразующих 
оксидов, играющих ключевую роль в эволюции 
Луны и влияющих на количество минеральных 
фаз — плагиоклаза, оливина, пироксенов, граната) 
и физические свойства мантии, равно как и в отношении ее  дифференциации, связанной с глубиной 
магматического океана. Наличие толстой, обогаГЕОХИМИЯ       том 69       № 12      2024

КУСКОВ и др.
1074
совершившего посадку на Марсе в ноябре 2018 года 
и рассчитанного на изучение внутреннего строения 
и химического состава планеты; в таблице приведены ссылки на работы, в основном относящиеся 
ко второму и третьему этапам, из которых можно 
получить сведения о более ранних результатах. 
Можно видеть, что модели силикатных оболочек 
всех трех тел за исключением SiO2 существенно 
отличаются по содержанию основных оксидов. 
щенной алюминием коры, привело геохимиков 
и космохимиков к предположению, что большая 
часть Луны обогащена тугоплавкими элементами 
по сравнению с Землей. Многие исследования, 
основанные на анализе образцов, дистанционном 
зондировании и геофизических данных, подтверждают эту идею. Однако другие исследования 
на столь же веских основаниях предполагают, 
что Луна не обогащена тугоплавкими элементами 
по сравнению с Землей. Вопрос в том, насколько 
репрезентативны составы примитивной мантии 
и силикатной Земли? Оба термина — синонимы, 
относящиеся к химическому составу мантии после 
формирования ядра и до образования континентальной коры.
Общие принципы оценки состава, основанные 
на
петролого-геохимических и
геофизических 
данных, часто содержат взаимоисключающие 
гипотезы и носят остро дискуссионный характер 
(Ringwood, 1979; Wanke, Dreibus, 1986; Hood, Jones, 
1987; Longhi, 2006). Заметные расхождения связаны с оценкой концентраций оксидов Ca, Al и Fe: 
вариации в содержаниях составляют 3.5–8% для 
Al2О3 и 7–14 мас. % для FeO (рис. 1, табл. 1). В ряде 
работ предполагается обогащение Луны этими 
оксидами по отношению к пиролитовой мантии 
(Morgan et al., 1978; Snyder et al., 1992; Lucey et al., 
1995; Taylor et al. 2006; Hood, Jones, 1987; Kuskov, 
Kronrod, 1998a, 1998b; Lognonné et al., 2003), 
в ряде других предполагается обогащение Луны 
закисным железом, в то время как содержания 
тугоплавких оксидов близки для Луны и Земли 
(Wanke, Dreibus, 1986; Ringwood, 1979; Khan et 
al., 2014), третьи настаивают на сходстве земного 
и лунного вещества (Warren, 2005; Longhi, 2006), 
к четвертой группе можно отнести составы (Jones, 
Delano, 1989; O’Neill, 1991; Dauphas et al., 2014), 
имеющие близкие или пониженные концентрации 
тугоплавких элементов, но повышенное содержание FeO и пониженное магнезиальное число 
(Mg#) и, наконец, к пятой категории относятся 
геофизические модели, имеющие более высокие 
содержания тугоплавких элементов, SiO2 и FeO 
(Khan et al., 2006a; Kuskov, 1997; Kuskov, Kronrod, 
1998a; Lognonné et al., 2003) по сравнению с пиролитом, что исключает модели происхождения 
Луны из вещества мантии Земли.
Синтез геофизических и петролого-геохимических моделей и подходов с привлечением всех 
имеющихся данных обладает преимуществом, позволяющим выявить специфику состава и связать 
химическую (минеральную) природу мантии с ее 
физическими характеристиками. Петролого-геохимические эксперименты и космохимические наблюдения, дополненные сейсмическими данными, 
привели к созданию ряда моделей валового состава 
силикатной порции Земли, табл. 1 (Ringwood, 1977; 
Taylor, 1987; McDonough, Sun, 1995; Khan et al., 
2008). Модели, в основном относящиеся к верхней 
мантии, находятся в довольно тесном соответствии 
друг с другом и близки по содержаниям основных 
оксидов лишь с точностью до 10–20%. Обратим 
внимание на сильные расхождения в содержаниях 
тугоплавких оксидов, связанные с различиями 
в методологических подходах — петрологическом / 
космохимическом / геофизическом. В геохимических моделях они достигают 20% (Taylor, 1987; 
McDonough, Sun, 1995; Lyubetskaya, Korenaga, 
2007). Чисто геофизические модели верхней мантии Земли приводят к величине 3% Al2O3 (Khan et 
al., 2008), которая в 1.5 раз отличается от классической оценки 4.5% Al2O3 по McDonough, Sun (1995). 
Точно такое же полуторное расхождение в оценке 
Al2O3 существует и для Луны (Taylor, 1987; Longhi, 
2006), и для Марса (Khan, Connolly, 2008; Yoshizaki, 
McDonough, 2020).
В табл. 1 приведено сопоставление моделей 
химического состава силикатных оболочек Земли, 
Луны и Марса — трех планетных тел, для которых 
существует набор гравитационных, сейсмических, 
геохимических и космохимических данных, в том 
числе по лунным и SNC-метеоритам. Среди работ, посвященных оценке состава Марса можно 
выделить три этапа — до и после обнаружения 
признаков сходства между SNC-метеоритами 
и Марсом, и на основе результатов работы космического зонда InSight (Interior Exploration using 
Seismic Investigations, Geodesy and Heat Transport), 
Наибольшую популярность получили две концептуальные геохимические модели состава Луны, 
на которых основаны многие петрологические 
эксперименты по
исследованию фракционной 
или равновесной кристаллизации магматического океана (Elardo et al., 2011; Sakai et al., 2014; 
Schmidt, Kraettli, 2022; Charlier et al., 2018; Johnson 
et al., 2021; Jing et al., 2022): модель LPUM (Lunar 
Primitive Upper Mantle), с концентрациями Al2O3, 
CaO и FeO, близкими к земным (Longhi, 2006), 
и модель TWM (Taylor Whole Moon), обогащенная 
(относительно пиролитовой мантии) Al2O3, CaO 
и FeO примерно на 50% (Taylor, 1982; Taylor et al., 
2006). Longhi (2006) на основе анализа пикритовых 
магм и зеленых стекол с низким содержанием Al2O3
ГЕОХИМИЯ       том 69       № 12      2024

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ, МИНЕРАЛОГИЯ И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА
1075
Таблица 1. Модели валового состава силикатных оболочек (кора + мантия) Земли, Луны и Марса, нормализованные в рамках системы CFMAS (мас. %)
Литературный источник
SiO2
FeO
MgO
CaO
Al2O3
Mg#
Al2O3 / Al2O3(BSE)
Земля
Ringwood (1977) 
45.1
 7.9
38.1
 3.1
 3.9
89.5
0.88
Taylor (1987) 
49.9
 8.0
35.1
 2.89
   3.64
88.8
0.82
McDonough, Sun (1995) 
45.0
 8.05
37.8
 3.55
   4.45
89.3
1.00
Khan et al. (2008)
47.5
8.4
38.5
2.4
 3.0
89
0.67
Марс 
Khan, Connolly (2008)
44.0
17.0
33.0
2.2
 2.5
77
0.55
Khan et al. (2022)
46.7
13.7
32.8
2.7
 3.5
81
0.78
Taylor (2013)
43.7
18.1
30.5
2.43
   3.04
—
0.68
Yoshizaki, McDonough 
(2020)
45.5
14.7
31.0
2.9
 3.6
—
0.80
Луна
Геохимические модели
Morgan et al. (1978)
43.7
13.1
29.4
6.1
 7.7
80
1.4
Ringwood (1977) 
44.6 
13.9
33.4
 3.4
 3.7
81
0.9
Jones, Delano (1989) 
42.6
13.6
37.1
 3.0
 3.7
83
0.8
O’Neill (1991)
44.9
12.5
35.3
 3.3
 4.0
83
0.9
Wanke, Dreibus (1986) 
45.9
13.1
32.6
 3.8
 4.6 
82
1.0
Warren (2005)
47.5
9.5
36.0
3.1
 3.9
87
0.8
Dauphas et al. (2014)
48.5
10.6
34.3
3.0
 3.6
85
0.8
Snyder et al. (1992)
49.0
12.0
30.0
4.0
 5.0
82
1.1
Taylor (1987)
44.0
13.0
32.5
4.5
 6.0
84
1.4
Longhi (2006)
45.9
8.0
39.0
3.1
 4.0
90
0.9
Геофизические модели
Buck, Toksoz (1980)
48.8
13.1
29.3
3.8
 5.0
80
1.1
Lognonné et al. (2003) 
53.5
13.3
21.9
4.9
 6.4
75
1.4
Khan et al. (2006b) 
46.0
12.5
34.0
3.3
 4.2
83
0.9
Khan et al. (2006a)
52.0
9.0
32.0
2.5
 4.5
84
1.0
Khan et al. (2014)
45.0
11.0
35.0
4.0
 4.5
—
1.0
Kuskov (1997)
49.9
10.8
27.5
4.9
 6.9
82
1.5
Kuskov, Kronrod (1998a)
48.5-50
10.4-11.7 28.5-29.6
4.3-4.8
5.9-6.3
82-83
1.4
Kronrod, Kuskov (2011)
49.5-51
11.4-12.1 29.5-29.8
3.3-3.8
4.1-4.8
81-82
0.9-1.1
Примечания. Mg# = 100 × [(Mg/(Mg + Fe2+)] — молярное отношение; Al2O3/Al2O3(BSE) — отношение оксида алюминия в планетном теле 
к Al2O3 в силикатной порции Земли по McDonough, Sun (1995).
ГЕОХИМИЯ       том 69       № 12      2024

КУСКОВ и др.
1076
приходит к выводу, что бóльшая часть оксида алюминия сконцентрирована в полевошпатовой коре 
и оценивает валовое содержанием Al2O3 в Луне 
на уровне 4 мас. % (здесь и далее все концентрации 
оксидов выражены в массовых процентах). Можно 
видеть (табл. 1), что в этом случае наблюдается 
значительное перекрытие между моделью LPUM 
и пиролитовым составом верхней мантии Земли, 
что отражает сходство составов. Напротив, из измерений теплового потока (Langseth et al., 1976; 
Keihm, Langseth, 1977), согласованных с содержанием урана 33–46 ppb, Taylor (1982) заключает, что 
Луна обогащена тугоплавкими элементами, и оценивает валовое содержанием Al2O3 в Луне на уровне 6%. На основе анализов морских базальтов 
концентрации FeO в TWM оценивается в 11–13% 
(Taylor, 1982, 1987; Taylor et al., 2006). Обе модели 
LPUM и TWM по содержанию Al2O3, CaO и FeO 
различаются в 1.5 раза (рис. 1, табл. 1), т.е. в отношении их распространенности нет консенсуса, в то 
время как концентрации SiO2 ~ 45% одинаковы. 
В обзоре Gaffney et al. (2023) приведено подробное 
описание результатов моделирования по кристаллизации LMO, основанных на составах TWM 
и LPUM. Расхождения между моделями LPUM 
и TWM и выводы, вытекающие из экспериментов 
по кристаллизации, связаны с принципиальным 
отсутствием информации о составе и композиционных вариациях лунной коры и мантии.
Рис. 1. Модели валового состава Луны (кора + мантия) по геохимическим и геофизическим данным 
в сравнении с составом силикатной порции Земли (звезда, McDonough, Sun, 1995). M78 = Morgan 
et al., 1978; R77 = Ringwood, 1977; B&T80 = Buck, 
Toksoz, 1980; TWM = Taylor, 1982; J&D89 = Jones, 
Delano, 1989; S92 = Snyder, 1992; L03 = Lognonné 
et al., 2003; LPUM = Longhi, 2006; W05 = Warren, 
2005; 
Kh07 = Khan 
et 
al., 
2007; 
E11 = ElkinsTanton et al., 2011; D14 = Dauphas et al., 2014; 
K19Cold/Hot — оценки состава для холодных (Cold) 
и горячих (Hot) моделей Луны (Kuskov et al., 2019a). 
K22E/M = Kronrod et al., 2022, оценки состава для 
моделей E с земными значениями Al2O3 и СаО, и моделей M с более высоким их содержанием. 
Помимо неопределенности в распространенности Al2O3, CaO и FeO, возникает вопрос о достоверности определений в отношении SiO2. Если 
в материковой коре содержания кремнезема (44–
46% SiO2) определены достаточно надежно (Taylor, 
1982; Demidova et al., 2007; Khan et al., 2007), то 
в мантии они неизвестны. Обычно постулируется 
ad hoc, что концентрация SiO2 в BSM составляет 
~45%, как и в BSE (табл. 1). В работе (Hauri и др., 
2015) на основании изотопных аргументов принимается идентичность составов Земли и Луны 
в отношении основных оксидов. Геохимические 
и геофизические интерпретации состава лунной 
мантии, основанные на традиционном понимании 
данных эпохи Аполлона, отдавали предпочтение 
составу мантии с преобладанием оливина (Hood, 
Jones, 1987; Taylor, 1987; Ringwood, 1979; Longhi, 
2006; Jones, Delano, 1989; O’Neill, 1991). Позже, 
в основном в геофизических работах с учетом 
новых данных и методов анализа ранние геохимические интерпретации стали пересматриваться 
(Kuskov, 1997; Lognonné et al., 2003; Khan et al., 
2006b; Kronrod, Kuskov, 2011).  
Apollo и Луна, и в лунных метеоритах присутствие 
мантийных оливинов не было окончательно идентифицировано (Melosh et al., 2017; Moriarty et al., 
2021a; Демидова и др., 2019; Prissel, Gross, 2020); 
более подробно анализ этой проблемы приведен 
в (Moriarty et al., 2021a). Анализы спектральных 
данных пород ударных бассейнов, полученные 
китайскими станциями Chang’E-3, 4, дали характеристики 
минерального 
состава 
лунного 
грунта и нашли подтверждения как оливин-, так 
и пироксен-содержащей верхней мантии в местах 
посадки аппаратов, причем в особенно крупных 
бассейнах типа Южный полюс-Эйткен преобладают пироксены с низким содержанием кальция 
(Hu et al., 2019; Lemelin et al., 2019; Melosh et al., 
2017; Moriarty et al., 2021a, 2021b; Yamamoto et al., 
2023). В работах (Kuskov, 1997; Kuskov et al., 2014a, 
2015) на основе инверсии гравитационных и сейсмических данных приведены аргументы в пользу 
пироксенитовой верхней мантии с преобладанием 
ортопироксенового компонента.  
Существуют разногласия в отношении литологии верхней мантии (Li et al., 2019; Hu et al., 
2019; Yamamoto et al., 2023). Отмечается, что 
в коллекции образцов, отобранных аппаратами 
Таким образом, несмотря на непрекращающийся в течение многих лет конструктивный диалог 
между геофизическими и геохимическими группами исследователей и безусловные достижения, 
ГЕОХИМИЯ       том 69       № 12      2024

ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ, МИНЕРАЛОГИЯ И ФИЗИЧЕСКИЕ СВОЙСТВА
1077
му набору минеральной ассоциации (химический 
состав фаз и их пропорции), ее плотности, упругим 
модулям и скоростям сейсмических волн. Подход 
широко применяется в исследованиях литосферной мантии кратонов, где используются методы 
петрографического и термобарометрического анализа мантийных ксенолитов, содержащихся в кимберлитах (гранатовых, гранат-шпинелевых и шпинелевых перидотитов и пироксенитов), например, 
(Ащепков, 2006; Artemieva, 2009; Kuskov et al., 2006, 
2014b, и ссылки в них). Такой подход, обычно 
осуществляемый методом перебора, неприменим 
для Луны из-за отсутствия данных по термальному 
состоянию (в том числе палеоселенотерм) и ксенолитам. 
неоднозначность в интерпретации данных Apollo 
и неопределенность в оценках BSM не позволяют 
построить унифицированную модель внутреннего 
строения Луны, удовлетворяющую совокупности 
геофизических и петролого-геохимических параметров. Противоречивые выводы в отношении 
распространенности породообразующих оксидов 
(рис. 1, табл. 1), существенно влияющих на момент инерции и среднюю плотность Луны (FeO), 
пропорции граната (Al2O3), оливина и пироксена 
(SiO2), сейсмические свойства мантии (FeO, Al2O3, 
SiO2), свидетельствуют о необходимости поиска 
потенциального консенсуса между геофизическими и геохимическими моделями и побуждают нас 
подойти к переоценке химического состава Луны. 
Внастоящей работе, опираясь наранее полученные 
выводы, дополненные новыми результатами, проведено обобщение геохимических, геофизических 
и космохимических данных. Обсуждаются характерные черты сходства и/или различия в составах 
силикатных оболочек Земли и ее спутника и новые 
модели химического состава Луны, основанные 
на совместной инверсии селенофизических, сейсмических и геохимических параметров, в сочетании с методами физики минералов и расчетами 
фазовых равновесий. Рассмотрены геохимические 
и космохимические ограничения в сценариях формирования Луны. 
2. ПОДХОД
Альтернативный подход заключается в
решении обратных задач. Метод основан на совместном обращении геофизических, гравитационных, сейсмических и геохимических данных. 
Такие задачи представляют особый интерес для 
реконструкции состава, внутреннего строения 
и теплового режима Луны, Земли и других планетарных тел (Cammarano et al., 2003, 2009; Kuskov, 
Kronrod, 1998a, 1998b; Kronrod, Kuskov, 1997, 
2011; Lognonné et al., 2003; Khan et al., 2007, 2022; 
Khan, Connolly, 2008; Jones et al., 2009; Afonso et 
al., 2008, 2013; Garcia et al., 2019). В общем случае 
численное решение обратной задачи заключается 
в восстановлении некоторого набора модельных 
параметров — температуры, химического состава 
и физических свойств оболочек, их толщины, размеров ядра — на основе дешифровки, напрямую 
не связанных, сейсмических, гравитационных, 
электромагнитных и термических данных в сочетании с методами математического моделирования и физики минералов (Kuskov, Kronrod, 1998a, 
1998b; Kronrod, Kuskov, 2011; Kuskov et al., 2014a, 
2023; Lognonné et al., 2003; Gagnepain-Beyneix et 
al., 2006; Khan, Mosegaard, 2002; Khan et al., 2006a, 
2006b, 2007, 2014; Matsumoto et al., 2015; Kronrod 
et al., 2022). Такие задачи, позволяющие связать 
набор геохимических и геофизических параметров 
(химический состав и минералогию лунных пород, 
температуру, плотность, скорости P-, S-волн, 
числа Лява и другие параметры из табл. 2) на фундаментальном 
уровне, 
представляют 
особый 
интерес для реконструкции внутреннего строения 
планет и спутников Солнечной системы. Здесь мы 
сосредоточимся на проблеме состава и строения 
силикатной порции Луны. 
Вне зависимости от
модели и
механизма 
происхождения Луны, образовавшееся первичное вещество формирует в результате процессов 
конденсации и аккреции будущий спутник Земли. Прошедшее через все этапы магматической 
эволюции, это вещество в результате частичного 
плавления претерпевает дифференциацию на оболочки и задает среднюю плотность, массу и момент 
инерции, а также распределение физических параметров в недрах Луны. Совокупность имеющихся 
данных с
помощью методов математического 
моделирования позволяет получить достаточно 
жесткие ограничения на внутреннюю структуру 
Луны (интерпретацию глубинных сейсмических 
разрезов, химического состава и термодинамических параметров мантийного вещества, а также 
термических характеристик геологической среды) 
на основе ряда критериев, к которым относятся 
условия термодинамического и гидростатического 
равновесия, субсолидусные условия, отсутствие 
анизотропных свойств пород и дисперсии упругих 
волн. 
2.1. Постановка проблемы, фактические данные, 
метод решения
Решение прямых задач при фиксированных Р-Т
условиях и валовом составе (Х) позволяет получить 
внутренне согласованную информацию по фазовоМодель. В общем случае рассматривается вязкоупругая сферически-симметричная модель Луны 
(рис. 2, табл. 2). В сейсмическом и химико-минеГЕОХИМИЯ       том 69       № 12      2024