月球岩浆洋结晶分异晚期形成的含钛铁矿的堆积层（Ilmenite-bearing  cumulate，IBC）和岩浆洋分异最后阶段的残余组分urKREEP（富含K，REE，P等不相容元素）由于其密度大于下伏的深部富镁月幔堆积物，可能导致重力不稳定，从而重新进入月球内部。前人认为IBC/KREEP堆积物的下沉会引发月幔物质的翻转，并因此引起月幔物质发生部分熔融，形成各类月球岩浆。动力学数值模拟的结果显示这些含有钛铁矿的堆积物可以到达月幔深部，甚至是月球的核幔边界（Core-mantle boundary，CMB），并在CMB保持部分熔融状态，以此解释地球物理观测到的CMB的月震低速带。然而，由于IBC/KREEP的熔点较低，在下沉过程中可能引发月幔混合堆积物的部分熔融。富钛铁和KREEP的硅酸盐熔体的密度受其成分和所处月幔温度和压力条件制约，其与周围残留月幔物质的相对密度决定了熔体在月幔内部的迁移规律。如果熔体具有正浮力，则会与围岩发生分离并上升至月幔浅处从而阻碍IBC/KREEP组分下沉至CMB。当月幔混合堆积物熔融程度较低或者混合了较多的LMO晚期组分时，形成的熔体密度可能大于围岩，IBC/KREEP混合堆积层形成的熔体将继续往月幔深部迁移并抵达CMB。另一方面，IBC/KREEP在下沉过程中可能与围岩发生反应，或者导致月幔物质的部分熔融，通过IBC/KREEP的添加和熔体的抽取，原始的月幔势必会经历一定的物质改造。改造后的月幔物质组成和热状态是研究后续月球岩浆活动（比如各类月海玄武岩）的物质和能量基础。
本论文通过热力学计算模拟并结合高温高压实验对IBC/KREEP沉入月幔后的状态和迁移方式进行系统性的研究。基于两种新的LMO模型建立的月球内部物质组成，本论文对月幔不同深度堆积物添加不同比例的IBC/KREEP形成的混合物的熔融条件进行量化计算，对多种情况下形成的熔体的成分，相应的残余固相的矿物组成和化学特征以及密度等物理特征进行制约。通过对比不同的月球温度梯度曲线，特别是以月球岩浆洋结晶分异为依据的月球内部早期温度曲线，对IBC/KREEP沉入月幔可能引起的部分熔融程度进行制约。本论文还通过对比部分熔融形成的熔体和残留固相的密度差异对硅酸盐熔体的迁移方向和规模进行了探讨。
模拟结果显示，IBC/KREEP的下沉将极大的降低月幔内部堆积物的熔点，导致月幔浅层（~120 km）至少发生5 wt%的部分熔融，深下月幔（~420 km）的部分熔融程度要更大。多数情况下，浅部月幔形成的熔体密度比围岩的密度小，因此，混合的月幔堆积物发生部分熔融形成熔体会因为正浮力而上升至月幔浅部。深下月幔混合堆积物如果发生部分熔融，则一定条件下形成的熔体密度比围岩大，可能因为负浮力而继续向下迁移直至月球的核幔边界。此外，由于熔融温度的差异以及形成的熔体密度差异，IBC和KREEP熔体在一定条件下可能会解耦。IBC/KREEP下沉引发的部分熔融可能对月幔物质组成进行大规模改造（比如由含有一定量单斜辉石的上月幔转变为斜方辉石和橄榄石为主的上月幔），改造后的月幔较月球岩浆洋分异形成的初始月幔能更好地解释不同种类月球玄武岩浆的形成。最后，IBC/KREEP向月球深部下沉，将斜长石、单斜辉石、石榴石及不相容放射性元素引入月幔深部，这将进一步影响月幔内部的热化学演化。