V loňském roce se vědci znovu podívali na seismická data získaná při experimentech z éry programu Apollo a zjistili, že spodní plášť Měsíce, tedy část poblíž hranice jádra a mantlu, je částečně roztavený (např. článek Apollo Data Retooled to Provide Precise Readings on Moon’s Core, Universe Today, 6. ledna 2011). Jejich zjištění naznačují, že nejspodnějších 150 km pláště obsahuje 5 až 30 % tekuté taveniny. Na Zemi by to bylo dost taveniny na to, aby se oddělila od pevného tělesa, vystoupila vzhůru a vybuchla na povrchu. Víme, že na Měsíci v minulosti docházelo k vulkanismu. Proč tedy tato měsíční tavenina dnes nevybuchuje na povrchu? Odpovědi mohou přinést nové experimentální studie na simulovaných měsíčních vzorcích.
Předpokládá se, že současná měsíční magmata jsou ve srovnání s okolními horninami příliš hustá na to, aby mohla vystoupit na povrch. Stejně jako olej na vodě jsou méně hustá magmata vztlaková a budou pronikat vzhůru nad pevnou horninu. Pokud je však magma příliš husté, zůstane tam, kde je, nebo se dokonce potopí.
Motivován touto možností studoval mezinárodní tým vědců pod vedením Mirjam van Kan Parkerové z VU University Amsterdam charakter měsíčních magmat. Jejich výsledky, které byly nedávno publikovány v časopise Nature Geoscience, ukazují, že měsíční magmata mají různou hustotu, která závisí na jejich složení.
Ms van Kan Parker a její tým stlačili a zahřáli roztavené vzorky magmatu a poté pomocí techniky absorpce rentgenového záření určili hustotu materiálu při různých tlacích a teplotách. Ve svých studiích použili simulované měsíční materiály, protože měsíční vzorky jsou považovány za příliš cenné pro takovou destruktivní analýzu. Jejich simulanty modelovaly složení zelených vulkanických skel Apolla 15 (s obsahem titanu 0,23 % hmotnosti) a černých vulkanických skel Apolla 14 (s obsahem titanu 16,4 % hmotnosti).
Vzorky těchto simulantů byly vystaveny tlaku až 1,7 GPa (atmosférický tlak na povrchu Země je 101 kPa, tedy 20 000krát nižší, než jakého bylo dosaženo při těchto experimentech). Tlaky v nitru Měsíce jsou však ještě vyšší a přesahují 4,5 GPa. Proto byly provedeny počítačové výpočty pro extrapolaci z experimentálních výsledků.
Kombinovaná práce ukazuje, že při teplotách a tlacích, které se obvykle vyskytují ve spodním měsíčním plášti, mají magmata s nízkým obsahem titanu (zelená skla Apolla 15) hustotu nižší než okolní pevný materiál. To znamená, že jsou vztlaková, měla by stoupat k povrchu a vybuchovat. Na druhé straně bylo zjištěno, že magmata s vysokým obsahem titanu (černá skla Apolla 14) mají hustotu přibližně stejnou nebo vyšší než okolní pevný materiál. U nich by se neočekávalo, že budou stoupat a vybuchovat.
Protože na Měsíci neprobíhá aktivní vulkanická činnost, musí mít tavenina, která se v současné době nachází na dně měsíčního pláště, vysokou hustotu. A výsledky paní van Kan Parkerové naznačují, že tato tavenina by měla být tvořena magmaty s vysokým obsahem titanu, podobnými těm, které vytvořily černá skla Apolla 14.
Toto zjištění je významné, protože se předpokládá, že magmata s vysokým obsahem titanu vznikla ze zdrojových hornin bohatých na titan. Tyto horniny představují zbytky, které zůstaly na bázi měsíční kůry poté, co byly všechny vzplývavé plagioklasové minerály (z nichž se kůra skládá) vytlačeny nahoru v globálním magmatickém oceánu. Protože jsou tyto horniny bohaté na titan husté, při převrácení by se rychle potopily na hranici jádra a mantlu. Takový převrat byl dokonce postulován již před více než 15 lety. Nyní tyto nové vzrušující výsledky poskytují experimentální podporu pro tento model.
Tyto husté, na titan bohaté horniny by také měly mít hodně radioaktivních prvků, které mají tendenci zůstat za sebou, když jsou jiné prvky přednostně pohlcovány krystaly minerálů. Vzniklé radiogenní teplo z rozpadu těchto prvků by mohlo vysvětlit, proč jsou části spodního měsíčního pláště stále dostatečně horké na to, aby byly roztavené. Paní van Kan Parkerová a její tým dále spekulují, že toto radiogenní teplo by také mohlo pomáhat udržovat měsíční jádro částečně roztavené i dnes!
.