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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013

特集「月の火成活動からみた熱進化」

かぐやスペクトルプロファイラが発見した新しいタイプの月の火山砕屑物
山本 聡 ，中村 良介 ，松永 恒雄 ，小川 佳子 ，石原 吉明 ，
4
3
5
6
1
諸田 智克 ，平田 成 ，大竹 真紀子 ，廣井 孝弘 ，横田 康弘 ，
5
春山 純一
1

2

1

4

2

2013年9月18日受領，2013年11月1日受理．

（要旨）かぐや搭載のスペクトルプロファイラを使った観測により，熱の入江にある火山砕屑物で，可視域の吸収および 2 μm 付近に強い吸収を示す珍しい反射スペクトルを見つけた．スペクトル解析の結果，これらのスペクトルは，鉄およびクロムに富むスピネルを含む火山砕屑物によるものであると考えられる．月面上の他の火山砕屑物領域ではこのような物は見つからないことから，熱の入江は月の中でも特殊な火成活動があった場所であると考えられる．

定波長帯での反射スペクトル観測）によって，可視吸1. はじめに収に似たものが見つかったという報告があるが，その月周回衛星「かぐや」など各国の最近の月探査衛星

真偽についてはよく分かっていない [7]．というのは，による連続反射スペクトル観測により，月の主要鉱物

可視吸収は 1 μm 吸収や 2 μm 吸収と比べて吸収深さが（輝石・斜長石・カンラン石等）やマグネシウムが支配浅いため，マルチバンド観測では信頼のおける判断は※1的なスピネル （以下では Mg スピネルと呼ぶ）に富む

難しいからである．

場所の全球分布が明らかにされつつある [e.g. 1-6]．こ

そこで，我々はかぐや搭載のスペクトルプロファイ

れらの鉱物は，波長 0.8 μm 〜 2.3 μm において特徴的ラ（以下 SP）[1] の連続反射スペクトルデータを使って，な吸収（以下では，1 μm 吸収および 2 μm 吸収と呼ぶ）

月面上における可視吸収の捜索を行った [13]．その結を示す．一方，1 μm および 2 μm 吸収以外に可視域の果，顕著な可視吸収を示す特定領域を発見することが0.6-0.7 μm に特徴的な吸収（以下では可視吸収と呼ぶ）

できたが，その地質的およびスペクトル的特徴を詳しを示す鉱物の存在が知られている．例えば，層状珪酸

く調べていくと，月の火成活動に関わる興味深い事実

塩 [7]，火山ガラスの一つであるブラックビーズ [8]，に繋がることが分かった．そこでここでは，SP によチタン鉄鉱 [8,9]，衝突溶融物 [10]，単斜輝石 [11]，ス

る可視吸収の発見についての紹介と，そこから推定さピネル族の一部 [12] 等である．しかしこれまで，月面れる月の火成活動について議論したいと思う．

上において明らかな可視吸収を持つスペクトルが観測されたという報告はない．一例，ガリレオ探査機によるマルチバンド観測（連続波長ではなく，離散的な特1. 国立環境研究所
2. 産業技術総合研究所
3. 会津大学
4. 名古屋大学
5. JAXA/ISAS
6. ブラウン大学
yamachan@gfd-dennou.org■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

186※1. スピネル鉱物は，酸素の立方的パッキングの4面体席（A）と8面体席（B）をAB2O4の比で持つ鉱物である．月面に産出するスピネル鉱物は，A席をFeやMgがほとんどを占め，B席
をCr, Al, Tiが濃集する傾向にあり，FeCr2O（クロム鉄鉱），
4Fe2TiO（ウロボスピネル），CrとMgを少し含むFeAl2O（ク44ロム・プレオネイスト）などの固溶体となっている．

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2. 月面上で可視吸収を示す特定領域の発見
2.1 SPデータによる可視吸収サーベイ
SP は月全球にわたって連続反射スペクトル観測を行った．その為 SP の全データ（約 7000 万スペクトル）を解析することで，特定鉱物の月表面分布を明らかにすることができる．実際に，SP 全データを使った特定スペクトルサーベイ研究により，極めて純度の高い
斜長岩（Purest Anorthosite または PAN）が支配的な
領域 [1,3,5]，低 Ca 輝石を多く含む岩石が支配的な領域[2]，およびカンラン石を多く含む岩石が支配的な領域[4] の月全球分布が明らかにされている．
今回は，これと同じく全 SP データから可視吸収を持つスペクトルだけを探しだすということを行った．
このスペクトルサーベイでは，全 SP データの中で波
図1： SPが見つけた可視吸収を持つスペクトルの例（実線；F4,
C2, B14は図3で示されている検知地点）．ここでは反射ス
ペクトルから連続光成分（コンティニューム）を引いた後のスペクトルを示している．比較のため，SPによって月の他の場所で発見された，極めて純度の高い斜長石（Purest
AnorthositeまたはPAN），カンラン石を多く含む岩石，低Ca輝石を多く含む岩石の反射スペクトルも示した（破線）．
縦点線は0.65μm，0.97μmおよび，2.0μmに相当．

長 0.5-0.8 μm の反射スペクトルが下に凸になっている
データだけを選び出している．図 1 に SP で発見された可視吸収の例を示す．0.8 μm より短波長側に注目すると，0.65 μm を中心に下に凸になっている浅い吸収を見ることが出来る．一方，PAN や，低 Ca 輝石を多く含む岩石やカンラン石を多く含む岩石の場合，この波長域では鉱物種によらず上に凸になっており，可視図2： 可視吸収が見つかった70箇所の全球分布（△点）．背景の図はかぐやSPの750nmで作成された
アルベドマップ．また顕著な2μm吸収を示すスピネルスペクトルが見つかった場所を◯点で示す．比較のために月面上の代表的なDMD（75箇所）[8]の分布も示した（◇印）．また本文中で引用されるDMD及びアポロ15号の着陸地点について場所と名前も記した．

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図4： 可視吸収が検知された領域においてMI の波長750 nm バン
ドで撮像された反射率画像．四角（約500m×500m のSPのフットプリントサイズに相当）で示した二箇所が可視吸収の検知地点．これらは暗いダークハロークレーターの上に相当している．

（全 SP データのわずか 0.0001% !!）．面白いことに，検知された 70 スペクトルは，月面上の限られた領域（コペルニクスクレーターの東南方向）でのみ見つかることがわかった（図 2）．また，局所的に見ると（図 3），
地形的に高地に分布しており，海に覆われている領域
では見つからない事がわかった（印刷物の図 3 が白黒
図3：（a）可視吸収が見つかった70箇所（◯点）．背景の図はかぐや地形データ[15]（白黒でわかりにくい場合は，電子版や[13]のカラー図を参照していただきたい）．
（b）（a）図の点線で囲まれた領域について拡大した分布図．背景はTCによるアルベドモザイクマップ[14]．黒っぽい部分（熱の入江の火山砕屑物領域）にそって検知地点（△点）が分布している．

でわかりにくい場合は，電子版のカラー図を参照していただきたい）．さらに，地形カメラ（TC）[14] による
アルベドモザイクマップと比較すると，可視吸収を示
す場所は，比較的暗い領域にそって分布しているのがわかる．実はこの暗い領域は，熱の入江と呼ばれる火
山砕屑物からなるダークマントル堆積物（DMD =

吸収とは明らかに特徴が異なる．つまり 1 μm や 2

Dark Mantle Deposit）に相当する．DMD は地球の火

μm の特徴に関わらずこの可視域にのみ注目すること山で言えばハワイで見られるような火の噴水（Fireで，可視吸収を持つスペクトルだけを選別することがFountain）による噴火によって撒き散らされたマグマ可能となる．もちろん，このような解析が出来るのはの飛沫が周辺に堆積して形成したものと考えられていSP の持つ高い波長分解能と高い S/N によるものである [8]．また，各検知地点について TC やマルチバンド

ることは言うまでもない（従来のマルチバンド観測でイメージャー（MI）[3] を使って詳細解析を行った所，は不可能である）．

いずれも暗い火山砕屑物の上でのみ見つかることが分

2.2

可視吸収を示す場所の全球分布と顕著な2 µm吸収かった．例えば，
図 4 では，
ダークハロークレーター（表

上記のアルゴリズムを 7000 万スペクトルに対してにより表面に撒き散らされたもの）が見られるが，可適用すると，わずか 70 スペクトルだけが選別された

視吸収が見つかるのはこの上のみであり，他の明るい■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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層の下にある黒い物質（この場合は火山砕屑物）が衝突

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場所では一切見つからない．他の 68 箇所の検知地点

トルのうち，スピネルスペクトルが 87 箇所で見つかについても同様に，MI または TC による詳細解析をった（サーベイの詳細は [13]）（検知地点について図 2行った所，いずれも図 4 のように暗い火山砕屑物と解に表示した）．その結果，（1）
それらの検知地点は過去釈されるものの上でのみ見つかることが分かった．

に報告がされている Mg スピネルが見つかった場所を

さらにこれらの可視吸収を示すスペクトルは，顕著含むこと，（2）熱の入江で見つかるスペクトルスペク

な 2 μm 吸収を示すという特徴を持つ．図 1 の代表的

トルは可視吸収を示すが，他の場所で見つかるスピネ

なスペクトルでは，いずれも 2 μm 付近に非常に深い

ルスペクトルでは可視吸収は一切見られないこと，

吸収がみられる．また 2 μm 吸収に比べると吸収深さ（3）熱の入江以外の DMD ではそもそもスピネルスペ

は弱いが，1 μm 吸収も見ることが出来る．ここで思クトルが見つからない事が分かった．

い出していただきたいのが，今回のスペクトルサーベ
イのアルゴリズムでは 0.8 μm より長い波長のデータ

2.3

可視吸収を示す物質の正体は使用していないにも関わらず，検知されたスペクト

可視吸収と同時に顕著な 2 μ m 吸収を示す物質の正ルはいずれも顕著な 2 μm 吸収を示すことである．つ体はなんなのであろうか？上でも述べたように，可視まり可視吸収と顕著な 2 μm 吸収は同じ物質からのも吸収を示す鉱物としては（a）層状珪酸塩，（b）衝突溶のである可能性が高いと考えられる．

融物，（c）ブラックビーズ，（d）チタン鉄鉱，（e）単斜

ところで，顕著な 2 μm 吸収を示す鉱物としてスピ

輝石や（f）スピネル族が考えられる．一方，今回見つネルが挙げられる．実際月面上で見つかっている Mg

かったものはいずれも火山砕屑物の中で見つかること

スピネルを多く含む岩石に富む場所は非常に強い 2から，（a）や（b）の可能性は極めて低いと考えられる．

μm 吸収を示す [e.g. 6]．そこで可視吸収を示すスペク

また，
（c）や
（d）は 2 μm 吸収を示さない [8,9] ことから，

トルが見つかった場所とスピネルに富む領域の関連にSP が見つけたものとは異なる．さらに（e）であるが，ついて調べるために，2 μm 吸収に着目した「スピネル

地球上に存在する単斜輝石の中で Fe による可視吸スペクトルサーベイ」を行ったところ，7000 万スペク

収と 2 μm 吸収の両者を示すものがあることが知られ

3+

図5：（a）可視吸収を持つスペクトルの2μm吸収と1μm吸収の深さ比（△印）．点線は深さ比が0.4の場合の直線．SPによって発見された輝石を多く含む岩石が支配的な領域に対するデータ（●印）と比べると，可視吸収を持つスペクトルでは，2μm吸収の深さが１μm吸収とくらべて非常に深い．
（b）
SPが見つけた可視吸収を持つスペクトル（実線）と実験室で測定された鉄に富むスピネルのスペクトル（破線）の比較．両者は0.65μmや1μm，2μmでの吸収特性（縦点線）がよく似ている．一方，他のDMD（e.g.,タウラス・リトロー）のスペクトルとは似ていない（薄い点線）．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 4, 2013ている [11]．しかし，1 μm と 2 μm 吸収の深さの関係なる．一方，2.2 章で見たように熱の入江以外の DMDについて調べてみると，今回見つけたスペクトルの持では顕著な 2 μm 吸収を示すスペクトルは見つからな

つ 1 μm と 2 μm 吸収の深さ比の特徴は，輝石が多く含かった．つまり，月面上に数多くある DMD の中で，まれる岩石とは明らかに異なる（図 5（a））．

熱の入江の DMD だけが鉄やクロムに富むスピネルを

結局何が候補として残るかというと（f）であるが，大量に含むということである．なお月面上では別のス

確かに，スピネル族の中に可視吸収を示しかつ顕著なピネル族である Mg スピネルが支配的な場所が多数見

2 μm 吸収を示す鉱物がある [9,12]．例えばウルボスピ

つかっているが，いずれも衝突クレーター構造に付随ネルがあげられる．しかし，ウルボスピネルは波長 1しており [e.g.6,13]，他の DMD では一切見つかっていμm や 1.5 μm で反射スペクトルの急増を示すため [9]，ない（なお Mg スピネルは可視吸収を示さない [12]）．

図 1 でみたように 1 μm 吸収をもつスペクトルの特徴

以上のことから，熱の入江は月面上で大量のスピネルとは相容れない．一方，鉄やクロムに富むスピネルが見つかる唯一の DMD であり，他では観測されてい（e.g., 鉄スピネルやクロム鉄鉱）は可視吸収，適度な 1ない鉄およびクロムに富むスピネルを持つ極めて特殊

μm 吸収，顕著な 2 μm 吸収を併せ持つ [12]．実際，図な火山砕屑物からなるということが分かった．

5（b）のように，実験室で測定された鉄に富むスピネ
ルの反射スペクトルと比較すると，SP が見つけたス

3. 熱の入江で起きた火成活動

ペクトルと非常に似た特徴を示す．さらに 70 スペク
トルの中には可視吸収，１μm 吸収，2 μm 吸収に加えこの熱の入江の DMD の特殊性は何によって作られて，1.3 μm に弱い吸収を示すものが見つかる（例えば，たのだろうか？残念ながら，我々は確固たる答えをま図 1 の B14）が，それらはクロム鉄鉱の特徴であるこだ持っていないが，現時点でわかりうる限りの事実にとが知られている [12]．以上のことから，我々は，こ基づき，ありそうなシナリオ（仮説）について議論しての熱の入江の火山砕屑物中には，鉄やクロムに富むス

みたいと思う．

ピネルが大量に含まれると結論づけた（より詳しいス
ペクトルに対する考察は [13]）．

2.4

熱の入江の特殊性

3.1

熱の入江の形成史

最初に，この熱の入江の形成史について考察を行ってみたいと思う．まず，これらの火山砕屑物が分布し月には多数の DMD が存在する（図 2）．しかし従来ている領域は地形的に高地に位置する事がわかっていの研究で，熱の入江だけが特殊であるというような報

る
（図 3
（a）
）
．ただし，高地に位置するがゆえに起伏

告はなかった．例えば，クレメンタイン探査機によるがあることと，火砕堆積物起源のレゴリス層は他のレマルチバンドデータを使った DMD の分類研究によるゴリスと比べて比較的ルーズであり，数百メートルサと，熱の入江はチタンの量が高く，またブラックビー

イズのクレーターの保存状態が良くないことから，

ズを大量に含むという点で，タウラス・リトロー，リDMD が堆積した年代をクレータ年代学から直接的に

マエボーデ，蒸気の海の DMD と同じ分類であると報決定する事は難しい．一方，DMD 領域と海の南西側

告されている [8]．一方，今回のサーベイで熱の入江の境界をみると地形との対応が良いことから，この一以外の DMD では可視吸収および顕著な 2 μm 吸収を帯に堆積した DMD を雨の海からの玄武岩溶岩が覆い示すスペクトルは見つかっていない．実際に幾つかの隠しており，高い場所に堆積した DMD だけが海に覆DMD について直接反射スペクトルを調べてみても，われずに残ったと考えられる．従って，その層序関係

可視吸収は見つからなかった（図 5（b）にタウラス・リをもとに，DMD が堆積している高地と DMD 南西の

トローの反射スペクトルの例を示す）．ところで，海の年代を調べることで，形成年代の上限および下限

PAN やカンラン石に鉄およびクロムに富むスピネル

を与えることができる．そこで TC の画像データを使が含まれている場合は，浅い吸収である可視吸収が見って DMD が堆積している高地と DMD 南西についてえなくなることが予想される．しかし，その場合でもクレーターのサイズ分布測定を行った．その結果を図

スピネルの持つ顕著な 2 μm 吸収は観測されることに6 に示す．概ね，高地におけるクレーター個数密度は■2013遊星人Vol22-4_製版.indd190

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熱の入江DMD

他のDMD
地殻

一時滞在による

マントル

スピネル生成揮発性物質を含むマグマ

揮発性物質を含むマグマ

図7： 熱の入江DMDの生成シナリオのポンチ絵．他のDMDとの違いは，下部地殻の深い所（10km 以深）での一時滞在によるスピネル生成過程の有無．

図6： 熱の入江DMD の南西側の海（◯印）およびDMD の高地（▼
印）におけるクレーターサイズ頻度分布．目安として30.0
億年および38.5億年のモデル年代を破線で示した．

１の C2 と F4）．また，約 10 億年前に形成されたコペ
ルニクスクレーターの放出物が上に覆いかぶさったことを考えると，元々の火山砕屑物はさらに大規模に広がっていた可能性も考えられる．たとえば仮に熱の入海のものと比べて高いことがわかるが，数 100 ｍの大江がコペルニクス領域も含めこの一帯 10 度× 10 度程

きさでは保存が良くないため海領域の個数密度よりも度の領域に広がっていたとすると，その総面積は約 9少なくなっている．このデータに対してモデル年代解万 km に な る． こ れ は タ ウ ラ ス・ リ ト ロ ー（2,940

析 [16] を 行 っ た と こ ろ， 高 地 の 年 代 は 約 38.5（+0.6/（6,620 km ）のように月の代表的km ）やリマエボーデ− 1.1）億年で，海領域は 31.7（+1.2/ − 2.6）億年と見積な DMD と比べても桁違いの大きさであり，さらに [8]もられた．これより熱の入江 DMD の形成年代は 31.7において最も大きいとされているアリスタルコス

2

2

2

2

〜 38.5 億年前と考えられる．なお，この高地の年代は， DMD の 49,013 km をも凌ぐ大きさである．つまり，雨の海盆地の形成年代 38.5 億年 [17] とよい一致を示す．

この領域で起こった鉄やクロムに富むスピネルを含む

以上のことより，以下の様な形成史が考えられる．まマグマの噴出は，月面上で最大規模の噴出イベントでず今から 38.5 億年前に雨の海盆地が形成され，その周あった可能性が考えられる．

辺に放出堆積物による高地領域が形成された．その後，火山砕屑物が噴出しこの周辺一帯に大規模な DMD が

3.2

成因

形成されたが，31.7 億年前に吹き出した玄武岩の海が鉄またはクロムに富むスピネルを大量に含む火山

この一帯の低地を埋め尽くし，現在我々が観測してい砕屑物の成因はなんであろうか？最近行われた室内実る熱の入江の姿を形成したと考えられる．

験によれば，アポロ 15 号着陸地点で見つかったグリもしこの解釈が正しいとすれば，図 3 で見たようにーンガラス組成のマグマと斜長岩組成の岩石が，地下熱の入江が東西にわかれている理由は，単純にその間

10 km よ り 深 い 所 で 反 応 す る と， 鉄 に 富 ん だ（>5の低地が玄武岩の海で覆われたことが理由と考えられwt%）スピネルが生成されると報告されている [18]．

る．つまり，雨の海盆地の形成後，鉄やクロムに富む

このことより，成因シナリオとして，以下のようなも火山砕屑物はかなり大規模に噴出し，高地だけでなくのを提案したい．まず，今から 32 億年以上も前に，低地も含めこの周辺一帯を埋め尽くした．しかし 31.7

マントル中の深い所で生成したマグマが表面に向かっ億年程前に流れ出てきた玄武岩の海が低地の火山砕屑て上昇するが，熱の入江ではなんらかの理由で 10 km

物に覆いかぶさり，熱の入江 DMD を東西にわけた可より深いところの下部地殻で一時的に滞在した（図 7）．

能性が考えられる．実際，可視吸収は熱の入江の東側

そこで下部地殻の斜長岩と反応することで，鉄やクロと西側の両方で見つかっているが（図 3），それらの反ムに富むスピネルが生成される．一方，その後におい射スペクトル特性に違いは見られなかった（例えば図ても，深部から上昇してきた揮発物質が下部地殻に滞■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

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在中のマグマにどんどん追加される．時間が経つにつクロムに富むスピネルによるものであると考えられる．

れマグマ中の揮発性物質の割合も増え，ある臨界点を

月面上の他の火山砕屑物ではこのような物は見つから超えたところで月面最大規模の噴出を起こし，大量のないことから，熱の入江は月の中でも特殊な火成活動

火 山 砕 屑 物 に よ る DMD が 形 成 さ れ た． 一 方 他 の史を持つ領域である可能性が高い事がわかった．そのDMD では，マグマの下部地殻での一時滞在は 10 km

成因については今後様々な面から議論されていくことよりも浅い領域で起こった（または一時滞在そのものが重要だろう．またそこからのサンプルリータンは地がなかった）ため，鉄やクロムに富むスピネルが生成

球 - 月系の揮発性物質の起源に関して重要な情報を持されなかった．つまり，下部地殻におけるマグマの一たらしてくれることが期待される．

時滞在の深さによる違いが，熱の入江 DMD の特殊性を作った要因ではないかという仮説である．

謝 辞

残念ながら我々はこの成因シナリオに対して決定的な証拠をもっているわけでないので，そもそも 10 km

鉱物学的解釈を進める上で有益なコメントを頂きまより深い所での一時滞在が何故ここでだけ起こったのした武田弘先生に感謝いたします．また査読者としてかも含め今後様々な検証を行う必要がある．一方で，数多くの有益で建設的なコメントをして頂きました佐もしこのシナリオが正しいのであれば，この熱の入江

伯和人先生に感謝致します．

を生成したマグマには，地下深部で大量の地殻物質を溶かしこんでもなお，DMD として噴出するのに十分

参考文献

な割合の揮発性物質を含んでいた可能性が高い．つまり，この熱の入江には水などの揮発性物質がそれなりに高い割合で含まれることが期待される．実際 Saal
たちによって，グリーンガラス内部に水が含まれることが報告されている [19]．また同位体解析によれば，[1] Matsunaga, T. et al. 2008, Geophys. Res. Lett. 35，
L23201.
[2] Nakamura, R. et al. 20, Nature Geoscience 28,
NGEO1614.

それらの水は彗星起源ではなく C 型小惑星に近いもの[3] Ohtake, M. et al. 2009, Nature 461, 236.

であることが報告されていることから，それらの水は[4] Yamamoto, S. et al. 2010, Nature Geoscience 3, 533.

彗星などにより外部から持ち込まれたものではなく，[5] Yamamoto, S. et al. 2012, Geophy. Res. Let. 39,

月マントルの深部起源である可能性が高い [20]．つまり，地球 - 月系の形成時または直後に月深部に取り込まれた揮発物質が月の深部に保持されていると考えら

L13201.
[6] Pieters, C.M. et al. 2011, J. Geophys. Res. 116,
E00G08.

れるわけである．そのような水を多く含む可能性のあ[7] Vilas, F. et al. 2008, Earth Planets Space 60, 67.

る熱の入江の火山砕屑物に対するサンプルリターンを[8] Gaddis, L.R. et al. 2003, Icarus 161, 262.

行うことにより，太陽系の初期情報とりわけ地球 - 月[9] Reiner, M.A. et al. 2009, Geophy. Res. Lett. 36,

系における揮発性物質に関する貴重な資料を得ることができると期待できる．このような事から将来探査候補地点として熱の入江は非常に興味深い場所であると我々は考えている．

L02201.
[10] Tompkins, S. et al. 1997, Lunar Planet. Sci. XXVIII,
abst 1255.
[11] Cloutis, E.A. and Gaffey, M.J. 1991, J. Geophys. Res.
96, 22809.

4. まとめ[12] Cloutis, E.A. et al. 2004, Meteoritics & Planetary
Science 39, 545.

かぐや搭載のスペクトルプロファイラを使った観測により，熱の入江にある火山砕屑物で，可視域の吸収および 2 μ m 付近に強い吸収を示す反射スペクトルを見つけた．スペクトル解析の結果，これらは鉄および■2013遊星人Vol22-4_製版.indd

192[13] Yamamoto, S. et al. 2013, Geophys. Res. Lett. 40, doi:
10.1002/grl.50784.
[14] Haruyama, J. et al. 2008, Earth Planets Space 60 (4),243.

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193[15] Araki, H. et al. 2009, Science 323, 897.
[16] Morota, T. et al. 2009, Geophys. Res. Lett. 36, L21202.
[17] Stoffler, D. et al. 2006, in New Views of the Moon (eds
Jolliff, B.L. et al.), 60, 519 (The Mineralogical Societyof America).
[18] Prissel, T.C. et al. 2012, Lunar Planet. Sci., XLIII,
Abstract, 2743.
[19] Saal et al. 2008, Nature 454, 192.
[20] Saal et al. 2013, Science 340, 1317.

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