Sulfurization of Iron in the Dynamic Solar Nebula and Implications for Planetary Compositions
木星大气中挥发物与氢的比例比太阳组成的气体高的一种解释是，这颗行星在形成过程中吸积了含有挥发物的包合物。然而，模型表明，如果包合物是木星挥发物的主要载体，那么S将过于丰富。这导致了S在外层星云中由于形成陨硫铁（FeS）而耗尽的建议。在这里，这种耗尽是定量探讨通过模拟耦合动力学和化学演化的Fe颗粒在太阳星云。据发现，磁盘经历快速的径向膨胀从一个最初的紧凑的状态可能允许足够的生产FeS和携带H $_{2}$ S-贫化气体向外冰会形成，提供所需的条件S-贫化笼形物形成。然而，这种膨胀也会将FeS颗粒带到这个区域，这些颗粒也可以被合并到星子中。因此，包合物是一个可行的挥发物来源，模型必须考虑到存在的两个H $_{2}$ S在外层太阳星云的FeS。
2015-01-08 astro-ph.EP
Forming Chondrites in a Solar Nebula with Magnetically Induced Turbulence
球粒陨石为研究太阳系的起源提供了宝贵的机会。我们探讨影响喷射作为一种机制的球粒形成和随后的卵石吸积作为一种机制的吸积球粒到母体的陨石，并探讨如何这两个过程可以占目前可用的陨石数据。我们发现，当太阳星云是$\le 5$倍以上的最小质量的太阳星云在$a \simeq 2-3$ AU和陨石的母体是$\le 10^{24}$ g（$\le$ 500公里半径）的太阳星云，影响喷射和随后的卵石吸积可以再现的陨石数据的一些属性。这些性质包括目前的小行星带质量，球粒的形成时间尺度，以及来自Semarkona球粒的星云的磁场强度。由于这一假设需要第一代的星子引发撞击喷射并作为母体吸积球粒，母体质量的上限导致了以下含义：最初质量为$\ge 10^{24}$ g的原始小行星不太可能包含球粒，而质量较小的原始小行星可能具有富含球粒的表面层。因此，从撞击喷射和卵石吸积发展的方案可以提供新的见解太阳系的起源。
2016-03-12 astro-ph.EP
Si isotope homogeneity of the solar nebula
大块陨石中硅同位素丰度的存在或不存在与质量无关的变化提供了有关早期太阳系演化的重要线索。在太阳系内的各种物质中，包括陆地玄武岩、玄武岩和无球粒陨石，在29 Si/28 Si的分析精度为15 ppm的水平内，没有发现Si同位素异常。一个可能的例外是安格利特，它可能表现出少量的过量29 Si。然而，一般没有异常表明，原始陨石和分化的星子形成在一个水库，这是同位素均匀相对于硅。此外，在这里测量的富钙铝夹杂物中缺乏可分辨的异常表明，在形成难熔固体之前，通过在太阳星云中的混合，硅同位素中的任何核合成异常被消除。Si同位素表现出的均匀性可能对太阳星云中Mg同位素的分布有影响。根据超新星核合成产率计算，预期的重同位素丰度的大小是大于硅镁，这表明任何潜在的镁异质性，如果存在，低于15 ppm的水平。
2013-10-31 astro-ph.EP
Nebula-Relay Hypothesis: Primitive Life in Nebula and Origin of Life on Earth
提出了关于地球生命起源的新模型---星云中继假说, 它是宇宙胚种论的修改版本. 在这个模型中, 作为宇宙``种子''的原始生命起源于太阳系的前身恒星系统中的生物化学过程, 并且在前身恒星死亡后充满整个原太阳星云. 地球生命的起源可以分为3个阶段: 太阳前身恒星的原始生命起源, 原太阳星云时期和太阳系形成与地球生命时期. 这个模型最主要的推论是原始生命(或其后裔)以及它们的化石存在于太阳系内各种天体之中.
2021-06-12 astro-ph.EP physics.pop-ph
Photophoretic transport of hot minerals in the solar nebula
在大量彗星中发现了高温矿物，并且在星尘任务返回的Wild 2彗星样本中也发现了高温矿物。与此同时，对年轻恒星系统中热矿物质分布的观测表明，这些物质产生于原始星云的内部，并在彗星形成区向外输送。我们调查的可能性，电泳提供了一个可行的机制，运输高温材料从内太阳系的彗星形成的地区。我们使用一个网格的时间依赖磁盘模型的太阳星云量化的距离范围内，热矿物可以从磁盘的内部向其外部区域作为其大小和密度的函数。这里考虑的粒子是以聚集体的形式存在的，它们可能是由热矿物单个颗粒聚集而成的，这些颗粒的尺寸可以小到亚微米级，并在太阳星云最热的部分凝结形成。我们的粒子输运模型包括电泳，辐射压力和气体阻力。根据假设的盘参数和粒子密度，10-2到10-1 m的聚集体可以在很短的时间尺度（不超过几十万年）内到达原始星云中的日心距离高达35 AU。10-3 m粒子遵循与较大粒子相同的轨迹，但它们的最大迁移距离不超过26 AU，并且在盘中较晚的时期达到。另一方面，在太阳星云的演化过程中，10-5到10-4 m的聚集体不断被向外推。我们的模拟表明，无论采用的太阳星云模型，电泳是一种机制，可以解释热温度矿物的彗星的形成区域的存在。
2011-05-31 astro-ph.EP
Collateral Effects on Solar Nebula Oxygen Isotopes due to Injection of 26Al by a Nearby Supernova
从核心坍缩超新星的物质注入到太阳系已经形成的圆盘中，是产生短寿命放射性核素的一种机制，如26 Al和41 Ca，从太阳星云中存在的陨石的同位素研究中推断。这一假设最近受到了挑战，因为注入足够的超新星物质以匹配陨石中Al 26和Ca 41的丰度，会对氧同位素产生巨大的、可测量的和不可观测的附带影响。在这里，我们再次计算了由于超新星物质注入太阳星云而引起的氧同位素的变化，使用了我们自己祖先爆炸的各种核合成条件。不同于以往的研究，这种类型的，我们还考虑了爆炸后的核合成产物的丰度分布的非均匀性的影响。我们计算了由于注入足够的超新星物质产生的陨石丰度的26Al和41Ca的氧同位素的变化，并详细分析了预测的变化与陨石数据的兼容性。我们发现，在可能的同位素位移的范围是相当大的和敏感的参数，如祖质量和各向异性的爆炸，但是，少数兼容的情况确实存在。由于结果的广泛性和同位素产率对假设条件的敏感性，很难限制可能导致Al 26注入太阳星云的超新星。相反，我们认为，可行的反例的存在表明，它是过早使用氧同位素排除注入到太阳星云原行星盘附近的超新星26铝和41钙。
2010-10-22 astro-ph.EP
Minimum Mass Solar Nebulae and Planetary Migration
最小质量太阳星云（MMSN）是一个原行星盘，它包含了构成太阳系行星所需的最少量固体。假设巨行星形成于“尼斯模型”开始时的紧凑结构中，Desch（2007）建立了一个新的MMSN。他发现了一个衰减盘，大约比著名的Hayashi MMSN密度高10倍。在大约一千万年的时间里，圆盘的轮廓几乎是静止的。然而，在原行星盘中的行星会迁移。在一个巨大的，长寿的磁盘中，这个问题必须得到解决。通过数值模拟，我们证明了太阳系的四颗巨行星不能在这个盘中生存。特别是，木星进入III型，失控状态，像石头一样落入太阳。与Hayashi MMSN相比，已知的行星-行星相互作用机制，以防止迁移，在这个星云中失败。行星迁移制约了MMSN的构建。我们展示了如何做到这一点应该自我一致。
2009-03-29 astro-ph.EP
On water delivery in the inner solar nebula: Monte Carlo simulations of forsterite hydration
到目前为止，我们太阳系岩石天体上的水的起源有内源性的或外源性的，干的或湿的，各种各样的情况。在陨石和行星际尘埃颗粒中发现的水合硅酸盐，以及在原行星盘的宜居带中观测到的丰富的蓄水池，都是支持硅酸盐尘埃颗粒在星云环境中通过水蒸气凝结而发生水蚀变的证据。我们调查的热力学（温度和压力的依赖性）和动力学（吸附速率和能量，表面扩散和团簇形成）的镁橄榄石颗粒表面上的水吸附。利用ProDiMo程序模拟了早期太阳星云三个演化阶段的盘状热化学结构。压力，温度和水蒸气丰度在1 au的原太阳被提取，并作为输入的Monte Carlo代码模拟水缔合吸附使用吸附能，类似于镁橄榄石[100]晶格。镁橄榄石表面的水蒸气吸附水合作用可能已经发生在星云寿命内已经在1 E8 cm-3的密度，随着更高的水蒸气密度增加表面覆盖。全表面覆盖的温度低于500 K，而更热的粮食表面水团簇形成起着至关重要的作用。（略）本工作表明，水团簇形成提高了水面覆盖率，并且能够在高温和低水蒸气密度条件下形成稳定的水层。最后，物理吸附的水分子的表面扩散缩短了达到稳定状态的时间尺度，使页硅酸盐在太阳星云时间尺度内形成。
2018-09-05 astro-ph.EP
The spatial distribution of carbon dust in the early solar nebula and the carbon content of planetesimals
在太阳星云寒冷的外围形成的天体中，观察到固体碳质材料中存在很高比例的碳，而在类地行星区域的天体中几乎不含碳。我们研究了碳质物质在太阳从太阳星云吸积物质的过程中的命运。从彗星和行星际尘埃颗粒的尘埃成分的观测数据，并从热解实验的数据，我们构建了一个模型的组成的原始碳质材料在外部的太阳星云。我们研究的难熔和挥发性的有机成分的热解和伴随的高分子量的烃类物质向内迁移的磁盘演化的静态条件下释放。我们还研究了在剧烈的闪热事件，这被认为是负责球粒的形成过程中的碳质材料的分解和氧化。结果表明，在250 ~ 400 K温度范围内，复杂的碳氢化合物组分从固态盘物质中被去除，而无定形碳组分在1200 K温度范围内仍然存在。如果在与球粒形成相关的闪速加热过程中没有有效的碳破坏，除了水星之外，类地行星的碳丰度不会像宇宙化学研究中发现的那样低。球粒的形成似乎是一个过程，对于类地行星的物质组成中的碳含量很低是至关重要的。
2017-07-24 astro-ph.EP
High-Temperature Optical Constants of Dust Analogues for the Solar Nebula
原行星盘中的尘埃受到许多不同过程的影响。除此之外，加热过程是最重要的过程：它们不仅改变了尘埃粒子的物理和化学性质，而且还改变了它们的发射光谱。为了比较观测到的年轻恒星系统的红外光谱与实验室数据的热（高达700°C）拱星尘埃类似物，我们调查的材料，这是重要的组成部分，尘埃在原行星盘。我们通过一个简单的洛伦兹振子拟合计算了光学常数，并将其应用于小粒子发射光谱的模拟，以便将我们的结果与AGB星和原行星盘的真实天文光谱进行比较。
2012-01-09 astro-ph.EP
The effect of multiple particle sizes on cooling rates of chondrules produced in large-scale shocks in the solar nebula
球粒是研究早期太阳星云的物理条件和过程的最佳探测器之一。建议球粒形成模型进行评估的基础上，他们的能力，以配合陨石的证据，特别是实验的限制，他们的热历史。与球粒热历史最一致的模型是穿过太阳星云中的冲击波。现有的模型加热的冲击一般产生一个很好的一阶近似推断球粒冷却速率。然而，他们预测在冲击前区域的长期加热，这将导致挥发性损失和同位素分馏，这是没有观察到的。这些模型通常包括单一（大）尺寸的颗粒，即，球粒前体，或最多，伴随着微米级晶粒的大颗粒。球粒形成过程中存在的固体的尺寸分布控制受影响区域的不透明度，并显着影响球粒的热历史。大颗粒的颗粒蒸发太快，以防止球粒前体的过度加热。然而，孤立的颗粒在球粒形成区域将迅速凝聚成分形聚集体。由来自激波前沿的红外辐射进行的激波前加热将导致这些聚集体熔化并坍塌成中等尺寸（数十微米）的颗粒。我们发现，包含这样的颗粒产生球粒冷却速率与岩石学和同位素的限制。
2016-03-11 astro-ph.EP
Thermal Histories of Chondrules in Solar Nebula Shocks
球粒是早期太阳系的重要物质，如果能了解它们的形成机制，它们可以提供有关太阳星云条件的丰富信息。最符合观测限制，特别是热历史的理论，是所谓的“冲击模型”，其中陨石球粒在太阳星云冲击中熔化。然而，一些问题已经确定与以前的冲击模型。这些问题都与辐射场的处理有关，即辐射场的输入边界条件，固体不透明度的适当处理，以及分子线冷却的适当处理。在本文中，我们提出了我们的更新的冲击模型，它纠正了上述问题的结果。我们新的流体动力冲击代码包括一个完整的治疗分子线冷却由于水。以前，包括线冷却的激波模型预测球粒的冷却速率超过100，000 K/hr。与这些预期相反，我们发现线冷却的影响是最小的;在包括线冷却之后，球粒的冷却速率为10-1000 K/hr。归因于线冷却的其它快速冷却速率的降低是由于多种因素的组合，包括由于氢重组/解离、水的高柱密度和回温而引起的缓冲。我们的模型表明，陨石球粒形成的冲击模型仍然与观测的限制。
2010-08-16 astro-ph.EP
Planetary and meteoritic Mg/Si and d30Si variations inherited from solar nebula chemistry
行星的整体化学成分是不确定的，即使是镁和硅等主要元素。这是因为可供研究的样本都来自相对较浅的深度。比较行星和陨石的稳定同位素组成可以帮助克服这一限制。特别是，地球地幔的非结晶Si同位素组成被解释为反映了Si在地核中的存在，这也可以解释其相对于纯Fe-Ni合金的低密度。然而，我们已经发现，角闪石陨石显示重硅同位素组成类似于月球和陆地地幔。由于核心的形成中的红柱石母体（APB）发生在氧化条件下，在相对较低的压力和温度下，显着的核心中的硅的掺入被排除作为这种重硅同位素签名的解释。相反，我们表明，气态SiO和固体镁橄榄石之间的平衡同位素分馏在1370 K的太阳星云可能产生所观察到的Si同位素的变化。镁橄榄石的星云分馏应伴随着硅同位素组成和Mg/Si比之间的相关变化，斜率为1，这是观察到的陨石。考虑到这一星云过程，地球核心的Si浓度被修正为3.6（+6.0/-3.6）wt%，并提供了大体积行星体的Mg/Si比的估计。
2015-07-10 astro-ph.EP
The Maximum Mass Solar Nebula and the early formation of planets
当前的行星形成理论为解释这一领域的一系列新观测数据提供了成功的框架。然而，两个主要理论（核心吸积，引力不稳定性）都无法解释一些关键方面。在许多行星形成计算中，通常将行星形成盘的初始性质（质量、半径等）自由参数。在本文中，我们强调的重要性，设置形成的行星形成盘的背景下形成的中心恒星。通过探索盘形成的早期阶段，我们引入了最大质量太阳星云（MMSN）的概念，而不是经常使用的最小质量太阳星云（这里是mmSN）。很明显，几乎所有的原行星盘都是在强烈的自引力状态下开始演化的。在协议几乎所有以前的工作在这一领域，我们的结论是，在规模相关的行星形成这些磁盘不是重力不稳定的气体碎片，而是形成强大的，短暂的螺旋臂。这些螺旋臂可以作为有效的灰尘捕集器，允许灰尘（但不是气体）的积累和随后的破碎。这一阶段很可能在短时间尺度上用相对较大的星子填充圆盘，而圆盘仍然被尘埃气体包层所掩盖。重要的是，早期形成的大型微行星克服了核心吸积模型中的主要障碍。对这幅图像的一个预测是，基本上所有可观测到的原行星盘都已经是行星的宿主。
2018-03-12 astro-ph.EP
The composition of the protosolar disk and the formation conditions for comets
原太阳星云中的条件在彗星挥发物的成分中留下了印记，彗星挥发物被认为是太阳系中最原始的物质。彗星的成分代表了从母分子云核心开始，经过核心坍缩形成原太阳和太阳星云，最后在太阳星云自身的演化过程中，随着彗星天体的吸积，这一过程的终点。解开彗星的最终组成的各个时期的影响是复杂的。但是彗星并不是太阳星云的唯一信息来源。围绕着类似于原太阳的年轻恒星的原恒星盘提供了一种研究类似于太阳星云的盘的演化的方法，而这些盘正在演化形成自己的太阳系。通过这种方式，我们可以了解彗星形成的物理和化学条件，以及形成我们今天所看到的太阳系的动力学过程。本文综述了近年来对彗星挥发物和原恒星盘的组成、结构和演化的研究进展。
2015-07-08 astro-ph.EP
The Solar Nebula on Fire: A Solution to the Carbon Deficit in the Inner Solar System
尽管表面以碳基生命为主，但与形成时可用的物质相比，地球的整体组成是显着的碳贫乏。大量的碳缺乏延伸到小行星带，代表了行星诞生条件的化石记录。行星形成的最初步骤包括太阳星云中原始亚微米硅酸盐和碳颗粒的生长。我们提出了一个解决方案，其中原始碳颗粒优先破坏的氧原子点燃加热由于恒星吸积半径< 5 AU。这个解决方案可以解释地球和陨石中大量的碳缺乏，小行星带内的成分梯度，以及越来越多的证据表明其他恒星周围的岩石中存在类似的碳缺乏。
2010-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation of cometary O$_{2}$ ice and related ice species on grain surfaces in the midplane of the pre-Solar nebula
[摘要]在1 P/哈雷彗星和67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星的彗发中检测到相对于H $_{2}$ O冰为1-10%的O $_{2}$冰，这促使人们试图解释高O $_{2}$冰丰度的起源。最近对原行星盘中平面外部较冷区域的化学建模表明，O $_{2}$冰的产生与彗星中测量到的相同。一个更新的化学动力学代码在这里使用前太阳星云中平面条件下的化学演变。试验了四种不同的化学启动条件，以及各种化学参数的影响。参数空间研究揭示了O $_{2}$冰的最佳生产点，其丰度与67 P和1 P中的丰度相匹配，O $_{3}$和H $_{2}$ O $_{2}$冰的丰度与67 P中的丰度相匹配。这意味着在前太阳星云的120-150 AU的径向区域内，O $_{2}$可能是通过颗粒表面的冰化学原位产生的。然而，很明显的是，化学对假定的化学参数（例如，结合能、激活势垒宽度和量子隧穿势垒）具有高度的敏感性。因此，因为更可能的情况下，以锁定在O $_{2}$中的元素氧的百分比开始，也再现了早期阶段67 P中O $_{2}$冰的丰度，这支持了以前的建议，即彗星O $_{2}$冰可能具有原始起源。
2018-08-09 astro-ph.EP
Thermal and Photophoretic Properties of Dust Mantled Chondrules and Sorting in the Solar Nebula
发现许多球粒被细粒边缘包围。假设，这些边缘是从原行星盘中的球粒上吸积的尘埃中获得的。在数值模拟中，我们研究了在照明裸露和尘埃覆盖的球粒的热传递。计算考虑球粒的大小，尘埃地幔的大小，和两个组件的热导率作为参数。我们计算的电泳力和比较的数值结果的解析近似。我们给出了一个表达式来量化的球形颗粒上的电泳力在自由分子政权优于2%。本文用核幔粒子的有效热导率描述了尘埃幔对地幔热膨胀强度的影响。有效热导率主要取决于地幔和球粒的尺寸比，而与绝对尺寸无关。它也强烈地依赖于地幔的热导率，而球粒的热导率的影响很小。其他作者发现陨石的边缘和球粒之间的尺寸比随整体尺寸而系统地变化。在此基础上，我们的计算表明，在光学薄盘或在太阳星云的演化内边缘的尘埃覆盖的球粒可以发生一个电泳尺寸分选。
2012-08-24 astro-ph.EP
2D condensation model for the inner Solar Nebula: an enstatite-rich environment
红外线观测提供了原行星盘表面层的尘埃成分，但无法探测中平面的尘埃化学成分，行星形成发生在中平面。陨石表明，动力学在决定太阳星云的尘埃分布方面很重要，如果我们要了解圆盘中的全球化学物质，就需要考虑动力学。一维径向冷凝序列一次只能模拟一个圆盘层，无法描述陨石的全球化学或复杂性。为了解决这些局限性，我们计算的第一次在太阳星云内使用的热力学平衡模型的冷凝物的二维分布，并得出尘埃的垂直沉降和径向迁移的时间尺度。我们发现两个顽火辉石丰富的区域内1 AU从年轻的太阳：一个带~0.1 AU厚的上层光学薄的光盘内部到0.8 AU，并在光学厚光盘中平面到~0.4 AU。这两个顽火辉石富集区支持了最近的证据，即水星和顽火辉石共同拥有一种成分相似的大块物质。我们的结果也与原行星盘的红外观测结果一致，即在盘的内表面有富含顽火辉石的尘埃发射。由此产生的化学和动力学结果表明，顽火辉石的块状物质的形成发生在盘的内表面层，在0.4~AU。我们还提出了一个简单的替代方案，其中气体分馏和垂直沉降的冷凝物导致顽火辉石-顽火辉石散装材料。
2016-01-07 astro-ph.EP
Generating potassium abundance variations in the Solar Nebula
南极陨石的一个有趣的方面是它们是互补的：虽然它们各自的成分有着广泛的丰度变化，但大块的南极陨石几乎有太阳的成分。这就意味着，这些类太阳能的储层是由不同成分的子储层组装而成的，这些子储层产生了不同的成分。我们专注于解释球粒之间的钾丰度变化，即使在一个单一的球粒陨石，同时保持所观察到的CI $^{41}$ K到$^{39}$ K的比例。这需要物理分离钾和球粒，同时温度足够高，使K处于气相。我们研究了几种机制，可以驱动尘埃通过气体，并表明，这样做本地将需要长（亚轨道到许多轨道）的时间尺度;最短的钾耗尽时间尺度发生在一个场景中，陨石球粒形成高以上的中平面和解决了蒸发钾。虽然轨道时间尺度与实验室球粒冷却速率估计值不一致，但任何其他钾丰度变化起源的模型都必须与产生大量相关储层的严重后勤困难作斗争，这些储层在钾丰度方面变化很大，但在钾同位素比值方面没有变化。
2016-04-26 astro-ph.EP
Possible Implications of Relatively High Levels of Initial $^{60}$Fe in Iron Meteorites for the Non-Carbonaceous -- Carbonaceous Meteorite Dichotomy and Solar Nebula Formation
Cook等人（2021年）发现，铁陨石的短寿命同位素$^{60}$ Fe与稳定同位素$^{56}$ Fe的初始丰度比为$^{60}$ Fe/ $^{56}$ Fe $\sim$ $(6.4 \pm 2.0) \times 10^{-7}$。这似乎需要从II型超新星（SN II）注入活性$^{60}$ Fe到太阳前分子云核心，因为观测到的比率比预期在周围星际介质（ISM）中发现的比率高出十倍以上，这是银河系化学演化的结果。超新星的触发和注入的情况下提供了一个现成的解释升高的初始$^{60}$铁水平，并提供了一个物理机制，解释非碳-碳（NC-CC）的陨石二分法。NC-CC方案假设太阳星云首先吸积的物质富含超新星衍生的核素，然后吸积的物质耗尽超新星衍生的核素。虽然NC-CC二分法指的是稳定的核素，而不是像$^{60}$ Fe这样的短寿命同位素，但SN II触发假说为太阳星云吸积的核素中无法解释的变化提供了解释。SN II激波触发坍缩的三维流体动力学模型表明，在触发太阳前云核坍缩后，激波阵面扫走了当地的ISM，同时将产生的原恒星/盘加速到几公里/秒的速度，对原恒星来说足够了磁盘系统将在$\sim$ 1 Myr内遇到巨大分子云复合体的更遥远区域，预计该复合体可能会耗尽超新星衍生的核素
2022-04-08 astro-ph.EP
History of the Solar Nebula from Meteorite Paleomagnetism
本文综述了太阳星云和原行星盘（PPD）磁性研究的最新进展。我们讨论了行星形成和星云演化的理论，陨石测量和天文观测的影响。古地磁测量表明，直到太阳系形成后的122万年和251万年，在距太阳1至3天文单位（AU）处存在0.54 $\sim$ 0.21 G的磁场，在距太阳3至7 AU处存在$\gtrsim$ 0.06 G的磁场。这些强度是一致的预测，使典型的天文观测到的原恒星吸积率$\sim$ 10 $^{-8}$ M $_\odot$年$^{-1}$，这表明磁性发挥了核心作用，在PPD的质量和角动量运输。古地磁研究还表明，在3.94和4.89 Ma前，太阳系内外的磁场分别小于0.006 G和0.003 G，这与星云气体在此时已经分散的情况相一致。这与观测到的太阳系外原行星盘的寿命相似。
2021-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elemental and isotopic variability in solar system materials by mixing and processing of primordial disk reservoirs
行星体之间的同位素异常是行星遗传学和太阳系动力学演化的关键制约因素。然而，为了释放这些异常的全部潜力，以限制在磁盘中的材料的处理，混合和运输，它是必不可少的，以确定负责生产行星尺度的同位素变化的主要组成部分，并调查它们如何与继承自太阳系的父母分子云的同位素异质性。为了解决这些问题，我们测量了Ti和Sr同位素组成的钙，铝丰富的夹杂物（CAIs）的Allenium CV3球粒陨石，以及酸浸出液和不溶性残留物的Murchison CM2球粒陨石，并结合这些结果与文献数据的前太阳颗粒，黑云母，球粒，和散装陨石。我们的分析表明，矿物规模的星云同位素的不均匀性采样的沥滤物和太阳前颗粒在很大程度上解耦的行星尺度的同位素异常。结合大量元素的同位素异常数据表明，非碳质（NC）和碳质（CC）陨石之间的差异是NC材料和星云水库（称为IC）的同位素组成类似于CAIs，但其化学成分类似于散装陨石之间的混合的产物。在我们的首选模型中，这两个星云水库的同位素组成不同，反映了太阳系的父母分子云核心的遗传异质性，因此从来没有完全均匀的崩溃。行星尺度的同位素异常，因此造成变量混合同位素不同的原始磁盘水库，这些水库在不同的星云环境中的选择性处理，从而形成星云产品的非均匀分布。
2019-07-02 astro-ph.EP
Planetesimal clearing and size-dependent asteroid retention by secular resonance sweeping during the depletion of the solar nebula
与太阳系的其他地方相比，小行星主带区域的重元素分布非常低。观测调查还表明，小行星（$ \le 50$ ~公里大小）的数量不足，比碰撞凝聚和碎裂平衡产生的单一幂律分布所预期的数量低两个数量级。在这里，我们考虑的可能性，一个主要部分的原始小行星人口可能已被清除的木星的长期共振，因为它扫过主小行星带期间耗尽的太阳星云。这种效应导致小行星轨道偏心率的激发。同时，流体动力阻力和行星盘潮汐相互作用有效地阻尼偏心率的次100公里大小和超月球大小的微行星，分别。这些综合效应导致小行星的轨道衰减，并从现在的主带区域（$\sim 2.1-3.3$ ~AU）清除。因此，中等大小（50到几百公里）的微行星在它们的出生地附近优先保留为主带小行星，具有适度的渐近偏心率。较小的小行星是后来发生的分裂性碰撞的碎片，正如当今的小行星家族所表明的那样。这一假设为观测到的主带小行星表面密度低和大小分布提供了一个自然的解释。它还提供了一个解释有限的空间范围内的类地行星积木没有广泛的迁移木星的要求。
2016-10-30 astro-ph.EP
Evolution of the Solar Nebula. IX. Gradients in the Spatial Heterogeneity of the Short-Lived Radioisotopes $^{60}$Fe and $^{26}$Al and the Stable Oxygen Isotopes
短寿命放射性同位素（SLRI），如$^{60}$ Fe和$^{26}$ Al可能以空间和时间不均匀的方式注入太阳星云。边缘引力不稳定盘（MGU）是形成气体巨行星所需的类型，能够快速均匀化同位素异质性，以及快速径向运输尘埃颗粒和气体穿过原行星盘。两种不同类型的新模型的MGU盘在轨道上围绕太阳质量的原恒星。第一组具有引力势球谐解中项数的变化，有效地研究了改变导致MGU盘演化的引力矩空间分辨率的影响。第二组探讨了改变Toomre $Q$稳定性参数的初始最小值的影响，从1.4到2.5的值，即，越来越不稳定的磁盘。新模型表明，基本结果在很大程度上独立于这两组变量。MGU磁盘模型鲁棒地导致SLRI的初始高度不均匀分布的快速混合，在内部（$<$ 5 AU）和外部（$>$ 10 AU）磁盘区域中达到$\sim$ 10%的水平，并且在中间区域中达到甚至更低的水平（$\sim$ 2%），其中重力扭矩在混合中最有效。这些梯度应该对小行星中所含的SLRI和稳定氧同位素的分布具有宇宙化学意义（例如，彗星）形成的巨行星区域（$\sim$ 5至$\sim$ 10 AU）相比，在其他地方形成。
2011-07-01 astro-ph.EP
External Photoevaporation of the Solar Nebula: Jupiter's Noble Gas Enrichments
我们提出了一个模型，解释元素富集在木星的大气中，特别是惰性气体Ar，Kr，和H2O。当He、Ne和O耗尽时，其他七种元素显示出类似的富集（相对于H，$\sim$是太阳的3倍）。由于Ar具有挥发性，因此难以从${\rm H}_{2}$中分离出来。我们认为，从附近的大质量恒星的远紫外线（FUV）辐射的外部光蒸发去除${\rm H}_{2}$，他，和Ne从太阳星云，但Ar和其他物种被保留，因为光蒸发发生在大日心距离，温度足够冷（$\lt 30$ K），以捕捉它们在无定形水冰。当太阳星云失去氢时，它变得相对均匀地富含其他物质。我们的模型改进了Guillot \& Hueso（2006）的类似模型。我们认识到，仅仅低温并不能捕获挥发物;连续的水蒸气生产也是必要的。我们表明，光蒸发磁盘FUV通量产生足够的水蒸气，在区域$\lt 30$ K，在非晶水冰捕获气相物种，在太阳的比例。我们发现更有效的化学分馏在外盘：而Guillot \& Hueso（2006）的模型预测的富集系数为3时，只有$< 2\%$的磁盘质量仍然存在，我们发现相同的富集时，磁盘质量的30%。最后，我们预测了外太阳星云和H II区原行星盘中水蒸气的$\sim 0.1 \, M_{\oplus}$的存在。
2014-10-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The solar nebula origin of (486958) Arrokoth, a primordial contact binary in the Kuiper belt
新视野号宇宙飞船与冷的经典柯伊伯带天体（486958）Arrokoth（前2014 MU69）的相遇揭示了一个接触双星微行星。我们调查了它是如何形成的，发现它是早期太阳系温和、低速合并的产物。它的两个透镜状叶表明在重力坍缩的固体粒子云中有许多较小的微行星低速聚集。叶瓣的几何排列表明，叶瓣是一个共轨双星，经历了角动量损失和随后的合并，可能是由于云内的动力学摩擦和碰撞或后来的气体阻力。阿罗科斯的接触双星的形状被冷的经典柯伊伯带的良性动力学和碰撞环境所保存，因此也为早期太阳系的吸积过程提供了信息。
2020-03-12 astro-ph.EP
Constraining the parameter space for the Solar Nebula
如果我们想了解小行星的形成，我们唯一的数据集就是我们自己的太阳系。特别有趣的是，它是迄今为止我们所知道的唯一一个有生命的行星系。了解太阳星云演化的条件对于理解气盘中的不同过程以及随后的行星之间的动力学相互作用至关重要。原行星盘提供了大量不同的参数来探索。问题是这个参数空间是否可以被约束，允许模拟重现太阳系。行星形成的模型和观测提供了对太阳星云某些区域的初始星子质量的限制。通过利用卵石通量调节的星子形成，我们进行了参数研究与9个不同的磁盘参数，如初始磁盘质量，初始磁盘大小，初始尘气比，湍流水平，和更多。我们发现，盘中微行星的质量分布依赖于微行星的形成时间尺度和卵石的漂移时间尺度。多盘参数可以影响卵石的性质，从而星子的形成。然而，仍然可以就潜在的参数范围得出一些结论。卵石通量调节的星子形成似乎是非常强大的，允许模拟的参数范围很广，以满足初始的小行星的限制太阳星云。也就是说，它不需要大量的微调。
2020-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
On collisional capture rates of irregular satellites around the gas-giant planets and the minimum mass of the solar nebula
我们调查的可能性，非弹性碰撞的星子内的类木行星的希尔球可以解释的存在和轨道观察到的不规则卫星。通过这种机制捕获卫星不仅高度依赖于原行星盘的质量，而且还依赖于星子尺寸分布的形状。我们进行了2000次模拟的综合时间间隔$\sim 2$ Myr，并发现，鉴于目前接受的最小质量的太阳星云和星子数密度的值的基础上\citet{Nesvorny2003}和\citet{Charnoz2003}大小分布$dN \sim D^{-3.5} dD$，不同的木星行星的碰撞率范围之间的$\sim 0.6$和$\gtrsim 170 \, \Myr^{-1}$的对象的半径，$1 \, \km \le r \le 10 \, \km$。此外，我们发现，这些碰撞消除足够的轨道能量，以产生一个束缚轨道的概率是$\lesssim 10^{-5}$，并有很小的依赖于微行星的相对大小。在这些碰撞中，两个物体之间的碰撞能量是$\gtrsim 10^3$乘以半径为$\sim 100$ km的物体的引力结合能。我们发现，通过碰撞捕获不规则的卫星之间的未绑定的对象只能占$\sim 0.1%$的观察人口，因此这不能是唯一的方法产生不规则的卫星。
2011-05-25 astro-ph.EP
Chondrule survivability in the solar nebula
研究球粒在太阳星云中抵抗向内漂移存活超百万年的条件，发现弱湍流、平坦径向轮廓和高金属丰度是关键，并指出微行星形成可能由盘风消散等盘演化过程诱导。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Supernova-Triggered Molecular Cloud Core Collapse and the Rayleigh-Taylor Fingers that Polluted the Solar Nebula
超新星可能是最早的太阳系固体形成期间存在的短寿命放射性同位素（SLRI）的来源。一个适当的薄而密的超新星冲击波可能能够触发分子云核心的自引力坍缩，同时注入SLRI。轴对称流体动力学模型表明，这种注入发生通过一些瑞利-泰勒（RT）环。在这里，我们使用FLASH自适应网格细化（AMR）流体动力学代码来计算触发和注射过程的第一个全三维（3D）模型。轴对称RT环在3D中变成RT指。虽然在3D模型中早期出现了约100个RT指状物，但只有少数RT指状物可能会影响塌陷云核的致密部分。这几个RT指，然后必须是来源的任何SLRI空间异质性的太阳星云推断从同位素分析的陨石。该模型表明，SLRI注入效率从超新星几个pc远的下降在低端的范围估计匹配SLRI丰度，也许把他们更符合最近重新评估的水平的60 Fe目前在太阳星云。
2012-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Depletion of Moderately Volatile Elements by Open-System loss in the Early Solar Nebula
内太阳系的岩石天体显示出“中等挥发性元素”（MVEs）的系统性耗尽，这与它们可能的宿主物质在原行星状星云条件下的预期冷凝温度相关。在本文中，我们提出并测试了一个新的假设，其中开放系统的损失过程不可逆地删除蒸发的MVEs从高星云的高度，留下更难熔的固体居住更接近中面。通过这些开放系统损失过程从星云中不可逆地损失的MVE，在星云冷却后很久才凝结成星子，克服了以前这种类型的模型遇到的关键困难。我们模拟了在高星云高度运行的开放系统损失过程，例如完全从系统中流出的盘风，或直接到年轻太阳上的分层吸积。我们发现，质量损失率高于典型的T-Tauri盘风，持续时间短，是最令人满意的，指向多个激烈的早期爆发阶段。使用我们的全球星云模型，结合真实的粒子生长和固体向内漂移，我们限制了内部区域的MVE耗尽特征被来自外部星云的未耗尽物质漂移所稀释的程度。我们还发现，一个显着的不可逆的损失的常见的造岩元素（铁，镁，硅）可能会发生，导致另一个长期存在的难题的明显的“增强”的相对丰度的高耐火元素在辉长岩的一个新的解释。
2022-05-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vesta and Ceres: crossing the history of the Solar System
太阳系的演化大致可分为三个不同的阶段：太阳星云、原始太阳系和现代太阳系。这三个时期的特点是，无论是从物理条件的角度来看，还是从通过它们起作用的过程的角度来看，都有非常不同的条件。在整个太阳星云阶段，由于短寿命放射性核素的衰变，星子和行星胚胎正在形成和分化。与此同时，巨大的行星形成了它们的核心，并吸积了星云气体，达到了它们现在的质量。气体扩散之后，原始太阳系开始了它的演化。在内太阳系，行星胚胎形成了类地行星，再加上巨行星的引力扰动，耗尽了剩余的微行星。在外太阳系，巨行星经历了一个剧烈的，混乱的轨道重排阶段，导致了后期重轰炸。然后，年轻的太阳系迅速而激烈的演化让位于现代太阳系更有规律的长期演化。灶神星，通过它与HED陨石的联系，以及谷神星，可能也是太阳系历史上第一批形成的天体。在这里，我们讨论了它们的形成和演化的时间尺度，以及它们在太阳系历史的不同阶段的通过将如何受到影响，以便绘制一个参考框架来解释黎明任务将提供的数据。
2011-06-01 astro-ph.EP
From stellar nebula to planetesimals
太阳和太阳系外彗星和太阳系外行星是许多研究的对象，以确定其化学成分和内部结构。在星子的情况下，它们的组成很重要，因为它们部分地决定了未来行星的组成。目前的工作旨在确定冰质微行星的化学成分，这些微行星被认为与今天的彗星相似，形成于太阳化学成分的恒星系统中。本工作的主要目的是为星子和彗星模型以及行星形成和演化模型提供有价值的化学成分理论数据。我们已经开发了一个模型，可以计算恒星星云冷却过程中形成的冰的成分。再加上耐火元素形成的模型，它使我们能够确定整个原行星盘中冰星子的化学成分和冰与岩石的质量比。我们提供的冰线位置（不同的挥发性物质）的磁盘，和化学成分和冰相对于岩石的质量比的恒星系统中的太阳能化学成分的冰微行星的关系。从星云的初始均匀组成，产生了各种各样的星子化学成分，作为盘的质量和到恒星的距离的函数。星子中的冰主要由H2O、CO、CO2、CH 3OH和NH3组成。冰/岩石质量比等于1+-0.5在冰星子以下的假设。最后一个数值与太阳系彗星的观测结果非常吻合，但仍然低于行星形成模型中通常假设的2-3。
2014-07-27 astro-ph.EP
Chemo-dynamical deuterium fractionation in the early solar nebula: The origin of water on Earth and in asteroids and comets
太阳系中水的形成和演化以及地球上水的起源是天文学中最有趣的问题之一。关于地球上的水的起源，流行的假说是通过富含水的小太阳系天体输送的。本文研究了太阳星云早期历史中水的同位素和化学演化。将一个包含多氘物质和核自旋态的气粒化学模型与稳态太阳星云模型相结合。为了计算初始丰度，我们模拟了100万年的冷而暗的TMC 1-类星前核的演变。计算了100万年以上太阳星云的两个含时化学模型：（1）层流模型和（2）二维湍流混合模型。我们发现，径向向外增加的H2O D/H比是浅的化学动力学星云模型相比，层流模型。这与通过快速气相过程更有效地去分馏HDO有关，因为2D混合模型允许水冰向内运输并热蒸发或向上运输并光解吸。层流模型显示地球水的D/H比在r ~<2.5 AU，而对于二维化学动力学模型，该区域较大，r ~<9 AU。类似地，奥尔特族彗星的水的D/H比约为2.5-10 x 10-4，在层流和2D模型中分别在约2-6 AU和约2-20 AU内实现。我们发现，关于水的同位素组成和彗星的起源，混合模型似乎优于层流模型。
2014-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of the Solar Nebula and Planet Growth Under the Influence of Photoevaporation
最近，在假设巨行星形成于尼斯模型的紧凑构型下，一个新的最小质量太阳星云的发展为太阳系的行星形成提供了新的线索。Desch先前发现，一个稳定状态的原行星盘，其外边界被外部大质量恒星的光蒸发所截断，会有一个陡峭的表面密度轮廓。在一个全新的方式，我们已经适应了数值方法来解决传播的相变问题，天体物理磁盘。我们发现，一个一维的时间依赖的磁盘模型，自洽跟踪的外边界的位置产生浅的配置文件比那些预测的稳定状态磁盘。得到的表面密度分布具有σ（r）αr^（-1.25+0.88-0.33）的径向依赖性，幂律指数在某些模型中变得与σ（r）αr^（-2.1）一样大。通过改变远紫外光通量或粘度参数α，可以加快或减慢模型盘的演化时间尺度。通过降低入射远紫外线通量来减缓演化时间尺度，或者类似地通过降低α，可以帮助行星更快地生长，但代价是减少迁移时间尺度。虽然它们同样影响相关的时间尺度，但远紫外线通量或α的变化会产生外半径截然不同的圆盘。尽管它们的差异，这些磁盘的特点都是向外的质量传输，质量损失的外缘，和截断的外边界。从小半径到大半径的质量传输可能会阻止木星和土星的快速向内迁移，同时为天王星和海王星的形成提供足够的质量到圆盘的外部区域。
2010-09-02 astro-ph.EP
Lifetime of the Outer Solar System Nebula From Carbonaceous Chondrites
原行星盘（PPD）的演化和寿命在行星系的形成和结构中起着核心作用。天文观测表明，PPD在两个时间尺度上演化，在长达数百万年（Myr）的时间内吸积到恒星上，然后在不到1 Myr的时间内气体消散。由于太阳星云的磁场是由原行星盘的气体维持的，我们可以利用古地磁测量来推断太阳星云的寿命。在这里，我们使用陨石的古地磁测量来限制这个寿命，并调查太阳星云是否有一个两个时间尺度的演变。我们报告的古地磁测量散装子样品的两个CO碳质岩：艾伦山A77307和自治领范围08006。如果这些陨石中的磁铁矿可以获得结晶回复磁化，记录了水蚀变过程中的环境场，我们的测量表明，在富含钙铝的包裹体形成后的270万年至510万年之间的某个时间，CO母体位置的局部磁场强度<0.9 \muT。结合以前的古地磁研究，我们得出结论，3-7 AU区域的太阳星云的消散发生在1-3 AU区域的星云消散之后<150万年，这表明原行星盘在其生命周期中经历了两个时间尺度的演化，与光蒸发和/或磁流体动力风的消散一致。我们还讨论了未来的方向，以获得强大的记录太阳星云领域使用散装陨石，包括从陨石和实验工作，以确定如何磁铁矿获得磁化球粒陨石母体蚀变的年龄。
2022-07-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
High-Temperature Processing of Solids Through Solar Nebular Bow Shocks: 3D Radiation Hydrodynamics Simulations with Particles
太阳系形成的一个基本的未解决的问题是解释在南极陨石中发现的球粒的熔化和结晶。星云冲击中球粒熔化的理论模型已被证明与从实验室实验中推断的球粒热历史的许多方面是一致的;但是，驱动这些冲击的机制尚不清楚。在偏心轨道上的微行星和行星胚胎，当它们以超音速运动通过盘状气体时，会产生弓形激波，这也是球粒熔化激波的一个可能来源。我们通过三维辐射流体力学模拟研究了小行星弓激波中球粒的形成。结合通量限制扩散和蒙特卡罗方法的元素，一个新的辐射输运算法被用来捕捉弓激波周围的辐射输运的复杂性。还使用包括H $_2$的旋转、振动和解离模式的状态方程。在模拟中直接跟踪固体，并记录其热历史。绝热膨胀使气体迅速冷却，胚胎后面的尾激波会引起二次加热事件。辐射传输是有效的，小行星周围的弓形激波可以有光度$\sim$几个$\times10^{-8}$ L $_{\odot}$。虽然禁止和径向球粒纹理可以在这里探讨的辐射冲击，斑状球粒可能只在绝热极限。我们提出了一系列的预测冷却曲线，值得在实验室实验中进行调查，以确定是否由弓冲击产生的固体陨石记录中的球粒或其他固体。
2013-08-27 astro-ph.EP
Photoevaporation as a Truncation Mechanism for Circumplanetary Disks
我们研究了木星和土星的常规卫星形成的条件。巨行星吸积的最后阶段被认为是在一个相对较长的1000万年的时间尺度上缓慢发生的。在这一阶段，气体通过太阳星云中完全或部分打开的缝隙缓慢地吸积，允许冰的凝结和不完全的分化，在巨行星的常规卫星中看到。此外，在木星和土星系统中看到的二分法可以解释为，由于间隙打开或太阳星云中气体的整体耗尽，这种下降减弱或完全关闭。我们提出了一维模拟环行星盘耦合的物质的粘性运输与质量损失的磁盘外缘的紫外光蒸发，以及从太阳星云的材料的下落。我们发现，这些原行星的环行星盘被截断，作为光蒸发的结果，在一个范围内的值与对应的平均值为$\approx$ 0.16希尔半径。这些截断半径与木星和土星常规卫星系统的当前位置大致一致。我们还发现，光蒸发可以成功地作为一个清除机制，环行星云的潜在的短时间尺度上，100- 10000年，超过质量吸积从太阳星云减弱，作为一个结果的差距开放。环木星盘如此迅速的清除，也许可以用来解释伽利略卫星的幸存。
2011-09-12 astro-ph.EP
A Hot Gap Around Jupiter's Orbit in the Solar Nebula
太阳在其存在的最初几十万年里比现在亮了一个数量级，部分原因是由于从太阳星云吸积的物质释放出的引力能。如果木星已经接近它现在的质量，行星的潮汐会在星云中打开一个光学上薄的缺口。我们使用蒙特卡罗辐射转移计算表明，太阳光吸收的星云和重新辐射到差距提高温度远高于水冰的升华阈值，与潜在的严重后果的冰体在木星的喂养区。如果行星在这个早期的时期靠近它现在的位置，那么一米大小的天体在一个轨道内就会蒸发。尘埃颗粒失去了它们的冰罩，星子部分或完全脱挥发分，这取决于它们的大小。在木星迅速形成的情况下，例如那些涉及早期大质量星云引力不稳定的情况，必须应对高温。通过笼形水合物中的惰性气体来富集木星将更加困难，但可以通过在离恒星更远的地方形成行星或在稍后的时代捕获星子来实现。木星早期起源所产生的热隙也会影响任何原始特洛伊小行星的表面成分。
2012-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal inertias of pebble-pile comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
罗塞塔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的任务提供了新的数据，以更好地了解彗星是由什么组成的。彗星表面物质的弱拉伸强度表明，彗星是一个分层的尘埃聚集体，是由气态太阳星云中一团被称为"卵石“的小尘埃聚集体通过引力坍缩形成的。由于卵石是彗星的组成部分，而彗星是太阳星云中星子的幸存者，因此结合热观测和数值计算来估计卵石的大小对于了解外太阳系的行星形成具有重要意义。在这项研究中，我们计算的热惯性和热趋肤深度的分层聚集体的卵石，昼夜和轨道变化的温度。我们发现，彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的热惯性是一致的厘米至dm大小的鹅卵石的层次聚合。我们的研究结果表明，这些冰冷的星子可能是通过太阳星云中厘米到分米大小的鹅卵石的吸积而形成的。
2020-07-06 astro-ph.EP
Comets formed in solar-nebula instabilities! -- An experimental and modeling attempt to relate the activity of comets to their formation process (corrigendum included)
当彗星核接近太阳时，通过表面层的能量通量增加，导致底层冰的升华和随后的脱气，促进了观察到的气体和尘埃的排放。尘埃的喷射需要尘埃颗粒与彗星核的结合力必须被升华过程引起的力所克服。这涉及到覆盖灰尘层的抗拉强度有多大的问题。微米级灰尘颗粒的均匀层达到的拉伸强度通常为$10^3$至$10^4$ Pa。这远远超过了彗星中水冰的最大升华压力。因此，尚不清楚彗星尘埃活动是如何驱动的。为了解决这个悖论，我们使用了Skorov和Blum（Icarus 221，1-11，2012）的模型，他们假设彗星是由尘埃云和冰聚集体的引力不稳定性形成的，并计算了尘埃聚集体层的彗星核拉伸强度的相应结构为1 Pa。在这里，我们提出的证据表明，发射的彗星尘埃颗粒确实是聚集体与正确的属性，以适应模型的斯科罗夫和布卢姆。然后，我们实验测量层的实验室灰尘聚集体的拉伸强度，并确认由模型推导出的值。为了解释彗星活动的水冰的蒸发驱动，我们推导出的最小尺寸为$\sim 1$毫米的尘埃聚集，在太阳星云的流星体观测和尘埃凝聚模型的协议。最后，我们得出结论，彗星必须形成的引力不稳定性，因为所有替代的形成模式导致更高的抗拉强度的表面层。
2014-11-21 astro-ph.EP
Probability of Collisional Capture of Irregular Satellites Around the Gas Giant Planets and Mass Constraints for the Solar Nebula
我们调查的可能性，非弹性碰撞的星子内的类木行星的希尔球可以解释的存在和轨道观察到的不规则卫星。通过这种机制捕获这些卫星不仅高度依赖于原行星盘的质量，而且还依赖于星子尺寸分布的形状。我们对积分时间间隔$\sim 2$ Myr进行了2000次模拟，发现给定当前公认的基于$\sim 2$尺寸分布$dN \sim D^{-1.8} dD$的最小质量太阳星云和星子数密度值，不同类木行星的碰撞率介于$\sim 60$和$\gtrsim 10^3 \, \Myr^{-1}$之间。此外，我们还发现，这些碰撞消除了足够的轨道能量以产生一个束缚轨道的概率是$\lesssim 10^{-5}$，并且对微行星的相对大小几乎没有依赖性。在这些碰撞中，对于半径为$\sim 100$ km的质量，两个质量之间的碰撞能量是$\gtrsim 10^3$乘以引力结合能。此外，碰撞耗散了足够的能量的组合是$\lesssim 10^{-6}$，碰撞能量与引力结合能的比率足够大，足以使碰撞的微行星分裂或完全消失，对于由于微行星碰撞而被捕获的不规则卫星来说，只有一小部分碰撞物质仍与行星结合在一起，很可能是由半径为$\sim 100$ km的大质量物体与半径为$\lesssim 20$ km的较小质量物体碰撞产生的。
2012-08-30 astro-ph.EP
Mixing and transport of dust in the early solar nebula as inferred from titanium isotope variations among chondrules
球粒是由太阳原行星盘中的尘埃聚集体熔化而形成的，因此为固体物质如何在盘中运输和混合提供了独特的见解。在这里，我们表明，球粒顽火辉石和普通的钙钛矿显示只有小的50 Ti的变化和分散密切围绕其主机钙钛矿的50 Ti组成。相比之下，从碳质球粒陨石的球粒具有高度可变的50 Ti组合物，其中，相对于陆地标准，范围从顽火辉石和普通球粒陨石球粒的小50 Ti赤字测量到大50 Ti过剩已知的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。这些50 Ti的变化可以归因于添加同位素异质性CAI类材料顽火辉石和普通的方解石类球粒前体。新的钛同位素数据表明，碳质球粒陨石球粒之间的同位素变化并不需要形成在广泛的轨道距离，而是可以完全占掺入的同位素异常的金块到球粒前体。因此，这些数据证明了需要在球粒陨石母体吸积之前进行盘范围的球粒运输，并且与在盘的局部区域中从给定球粒陨石群形成球粒一致。最后，碳质陨石中普遍存在富含50 Ti的物质，而非碳质陨石中缺乏这种物质，这支持了这两个陨石群来自于木星形成过程中相互隔离的圆盘区域的想法。
2017-05-10 astro-ph.EP
Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog
行星在年轻恒星周围的圆盘中形成。它们的形成效率和组成与原行星盘中大量挥发物的“雪线”位置密切相关。我们目前的化学成像的CO雪线在磁盘周围TW Hya，太阳星云的模拟，使用高空间和光谱分辨率的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的N2 H+，活性离子存在于大量的只有在CO被冻结。N2 H+排放分布在一个大的环中，其内半径与CO雪线模型预测相匹配。提取的CO雪线半径约为30 AU，有助于评估太阳系形成动力学模型，结合行星和彗星的整体组成测量。
2013-07-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Distribution and Excitation of CH$_3$CN in a Solar Nebula Analog
彗星研究表明，早期太阳星云的有机成分富含复杂的腈类物质，如CH $_3$ CN。最近的ALMA检测在原行星盘表明，这些物种可能是常见的行星和彗星的形成过程中，但连接气相测量彗星丰度首先需要限制这些物种的形成化学和分布。在这里，我们提出了七个空间分辨转换CH $_3$ CN在原行星盘周围的T-Tauri星TW Hya的检测。用转动图分析，我们得到了NPDMATHABMN =1.45 $^{+0.19}_{-0.15}\times10^{12}$ cm $^{-2}$和TPDMATHABMQ =32.7 $^{+3.9}_{-3.4}$ K的转动温度。一个径向分辨的旋转图显示的旋转温度是恒定的整个磁盘，这表明CH $_3$ CN发射起源于层在z/r $\sim$ 0.3。通过比较的观测结果与预测从磁盘化学模型，我们发现，颗粒表面反应可能占主导地位的CH $_3$ CN的形成和原位磁盘化学是足以解释所观察到的CH $_3$ CN柱密度分布，而不调用继承从原恒星阶段。然而，同样的模型未能重现太阳系彗星中CH $_3$ CN相对于H $_2$ O的丰度，这表明太阳星云中要么发生了剧烈的垂直混合，要么发生了某种程度的星际冰的继承。
2018-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mid-infrared spectroscopic observations of comet 17P/Holmes immediately after its great outburst in October 2007
在星际空间中很少出现的结晶硅酸盐尘埃颗粒在彗星核中被发现。这些结晶硅酸盐被认为是由太阳星云中的无定形硅酸盐颗粒退火或太阳附近的气态物质直接冷凝而形成的，并在太阳星云中的颗粒径向运输后在寒冷的彗星形成区域并入彗星核。因此，结晶硅酸盐尘埃颗粒的丰度预计会在距离太阳较远的地方较小。我们的目标是更好地了解矿物的形成机制纳入彗星17 P/霍姆斯根据其矿物丰度。为了推导出彗星17 P/霍姆斯的矿物成分，我们应用了彗星尘埃颗粒的热发射模型，以17 P/霍姆斯彗星的中红外光谱，该光谱是在2007年10月大爆发后几天用安装在斯巴鲁望远镜上的冷却中红外相机和光谱仪（COMICS）拍摄的。结晶硅酸盐的质量分数f_ cry和橄榄石与辉石的丰度比f_OP分别为f_cry = 0.31 +/-0.03和f_OP = 1.20 + 0.16/-0.12。基于对起源于星际介质和太阳星云的尘埃颗粒混合的简单考虑，~（17）P/Holmes的矿物是由非平衡凝聚形成的。这一结果与理论和实验预测的太阳星云中橄榄石的蒸发和凝结是一致的。
2018-08-24 astro-ph.EP
Abundances of the elements in the solar system
太阳星云和陨石中元素及其核素的丰度和凝结温度的评述。还讨论了一些邻近恒星的元素丰度。
2011-03-21 astro-ph.EP
Two phase, inward-then-outward migration of Jupiter and Saturn in the gaseous Solar Nebula
最近的研究表明，如果巨行星经历了向内然后向外的迁移，类地行星和小行星带可以重现（“大钉”; Walsh et al 2011）。向内迁移发生在木星打开一个缺口时，II型向内迁移。当土星到达质量间隙并与木星发生3：2共振时，行星会向外移动。其目的是测试Grand Tack模型的可行性，并研究木星和土星从10个地球质量的核心成长过程中的动态演变。我们已经进行了数值模拟，使用基于网格的流体动力学代码。我们大多数的模拟假设一个等温状态方程的磁盘，但一个子集使用完全辐射版本的代码。对于一个等温盘，木星和土星的两相迁移是非常强大的，并独立于这些行星的质量增长的历史，如果磁盘是足够冷。对于辐射盘，我们发现一些结果与两相迁移和其他更复杂的行为。我们构建了一个简单的，1-D模型的不断发展的粘性磁盘计算磁盘的辐射特性的演变：磁盘从辐射到等温从其最外层区域向内的时间过渡。我们表明，一个两相迁移是一个自然的结果，即使在有限的假设下，等温条件是必需的。因此，我们的模拟提供了强有力的支持，大塔克的情况。
2011-07-28 astro-ph.EP
Paleomagnetic evidence for a disk substructure in the early solar system
天文观测和陨石的同位素测量表明，子结构在原行星盘中很常见，甚至可能存在于太阳星云中。在这里，我们进行古地磁测量的球粒在CO碳质陨石调查这些磁盘子结构的存在和性质。我们表明，在CO碳质陨石球粒的古地磁表明存在一个101 $\pm$ 48 $μ$ T场的太阳星云在外太阳系（$\sim$ 3至7 AU的太阳）。相对于从内太阳系（$\lesssim$ 3 AU）陨石推断的磁场强度，该磁场的高强度表明两个储层之间的星云吸积存在$\sim$ 5至150倍的不匹配。这表明，大量的质量损失从磁盘与一个主要的磁盘子结构，可能是由于磁化磁盘风。
2021-10-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Direct evidence of multiple reservoirs of volatile nitrogen in a protosolar nebula analogue
同位素比率是理解银河核合成背景下太阳系起源和早期演化的关键。太阳系中测量到的$^{14}$ N/ $^{15}$ N同位素比值范围很大，这反映了氮的不同来源。我们直接测量了一个C $^{14}$ N/C $^{15}$ N丰度比为323 $\pm$ 30的磁盘围绕附近的年轻恒星TW Hya。这个值，这是在很好的协议与星前核测得的氮同位素比值，可能反映了主要的当今水库的氮在太阳附近。这些结果支持的模型调用新星作为主要的$^{15}$ N源，以及在其一生中向外迁移的太阳，并建议彗星采样二次，$^{15}$ N-丰富的水库在太阳系的形成。
2017-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Dissipation of the Solar Nebula Constrained by Impacts and Core Cooling in Planetesimals
根据金相学的冷却速率，已经推断出几个铁陨石母体的星子核的快速冷却，并与撞击过程中绝缘地幔的损失有关。然而，这些破坏性事件的时间限制很差。在这里，我们使用短寿命的107 Pd/107 Ag衰变系统，通过测定铁陨石的Pd-Ag年龄来确定快速核心冷却的日期。我们显示关闭时间的铁陨石相当于冷却的时间框架约7.8至11.7百万年后CAI，并表明，一个充满活力的内部太阳系坚持在这个时候。这可能是由于气体在原行星盘中的消散，之后气体阻力的阻尼效应停止。在CAI之后的500万年到1400万年之间的早期巨行星不稳定性可能加强了这种影响。这与Pd Ag系统记录的铁陨石撞击时间有很好的相关性。
2022-11-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
External Photoevaporation of the Solar Nebula II: Effects on Disk Structure and Evolution with Non-Uniform Turbulent Viscosity due to the Magnetorotational Instability
原行星盘的结构和演化，特别是穿过其中的径向气体流动，对许多因素都很敏感。一个在文献中偶尔被考虑的是来自附近大质量恒星的远紫外线辐射的外部光蒸发，尽管几乎一半的盘会经历光蒸发。文献中显然没有考虑的另一个效应是圆盘中$α$的空间和时间变化值[其中湍流粘度$ν$是$α$乘以声速C乘以圆盘尺度高度H]。在这里，我们使用Bai \& Stone（2011）的公式将$α$与盘中的电离分数联系起来，假设角动量的湍流输运是由于磁旋转不稳定性。我们发现，磁盘的演变是最敏感的表面积的尘埃。通常是内盘中的$α\lesssim 10^{-5}$（$< 2$ AU），上升到$\sim 10^{-1}$超过20 AU。这极大地改变了星盘的结构和物质通过它的流动：当外盘迅速粘性扩散时，内盘几乎不演化;这导致了陡峭的表面密度分布，斜率为< p >$\approx$ 2 - 5（在5-30 AU区域），外部光蒸发使其变得更陡。我们还发现，变量$α$和外部光蒸发的组合最终导致气体接近3 AU，以前向内吸积，被向外吸引到光盘的光蒸发外缘。这些效应对行星形成和原行星盘中的挥发物运输有着严重的影响。
2015-11-17 astro-ph.EP
Nebula-Relay Hypothesis: The Chirality of Biological Molecules in Molecular Clouds
生物分子的手性之谜被认为与生命的起源密切相关，至今仍是一个谜。在此之前，我们提出了一个关于生命起源的新模型，即星云中继假说，该假说假设地球上的生命起源于太阳前身恒星的行星系统，然后在其死亡后填充到太阳前星云中。由于原始生命在前太阳星云中存在了很长时间，手性生物分子是否在这一时期形成？我们在这项工作中探索了这种可能性，发现分子云的超低温环境有利于生物分子的手性聚合物链的生成。
2022-02-28 astro-ph.EP physics.bio-ph physics.pop-ph
