Chemical Fractionation in the Silicate Vapor Atmosphere of the Earth
尽管月球起源问题的重要性，月球的化学成分并不确切。然而，近年来，月球样品的同位素组成已被确定为高精度，并发现与地球地幔无法区分，尽管在太阳系广泛的同位素异质性。在巨型撞击假说的背景下，如果原月球盘和撞击后的地球经历湍流混合成为一个单一的均匀的水库，而系统是广泛熔化和部分蒸发，这种同位素均匀性的水平可以演变。在不存在液-气分离的情况下，这样的模型导致月球继承了陆地岩浆海洋的化学成分。因此，湍流混合模型提出了硅酸盐地球和月球之间化学差异的问题。在这里，我们将探讨与月球成分相关的一种环境中液体-蒸汽分离的后果：大撞击后地球的硅酸盐蒸汽大气。我们使用模型大气来量化降雨通过富集蒸气中的高层大气而产生化学差异的程度，并表明合理的参数可以产生硅酸盐月球相对于地球的FeO/MgO比的假设增强地幔。此外，我们表明，液-气分离也产生可测量的质量依赖的同位素偏移之间的硅酸盐地球和月球和精确的硅同位素测量可以用来限制在月球历史的最早时期的化学分馏的程度。这种方法有可能解决关于月球化学成分的长期问题。
2010-12-24 astro-ph.EP
The Influences of Hydrogen-Silicate-Iron Miscibility on the Demographics of Sub-Neptunes and Super-Earths
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
研究通过模拟氢、熔融硅酸盐和熔融铁的混溶性及大气逃逸，解释亚 Neptune 和超级地球在质量-半径空间中的分布特征，揭示混溶性对行星形成和演化的影响。
2026-06-28 astro-ph.EP
Vaporization of the Earth: Application to Exoplanet Atmospheres
目前，大约有36颗已知的超级地球（M < 10 MEarth），其中8颗是适合大气跟踪观测的凌日行星。一些行星在靠近其宿主恒星的轨道上暴露在极端温度下，例如，CoRot-7 b，所有这些行星的平衡温度都比地球高得多。这些行星可以通过（部分）蒸发其地壳和/或地幔硅酸盐来形成大气。我们研究了这种加热系统的化学平衡组成从500 - 4000 K和总压力从10-6到10+2巴。在很宽的温度和压力范围内，主要气体是H2O和CO2，在高温和低压下，主要气体是Na、K、O2、SiO和O。我们讨论了富含SiO2的气体（即，长英质）硅酸盐（如地球的陆壳）和富含MgO，FeO的（即，镁铁质）硅酸盐，如块状硅酸盐地球。计算结果将有助于规划类地系外行星大气的光谱研究。
2012-05-15 astro-ph.EP
The edge-on protoplanetary disk HH 48 NE II. Modeling ices and silicates
该研究通过辐射传输建模分析边缘-on 原行星盘 HH 48 NE 的冰吸收特征，发现冰丰度可在3倍因子内确定，但光学深度与柱密度关系受辐射传输效应影响，垂直雪线位置可约束而径向雪线难以触及。
2023-05-08 astro-ph.EP
Climates of Warm Earth-like Planets II: Rotational 'Goldilocks' Zones for Fractional Habitability and Silicate Weathering
行星自转速率对大气环流有显著影响，其中科里奥利效应的强度部分地决定了纬向热传输的效率，改变了云的分布、地面温度和降水模式。在这项研究中，我们使用的ROCKE-3D动态海洋环流模型来研究的影响，缓慢的旋转和增加日照的“分数可居住性”和硅酸盐风化率的地球一样的世界。将分数适居性f_h定义为处于0 <= T <= 100 C温度范围内的行星表面的百分比，我们发现，当日照增加10%和20%时，f_h适度增加，f_h可能在恒星日达到最大值--其长度为现代地球的8至32倍。通过跟踪降水和径流，我们进一步确定，有一个旋转制度集中在4天的时间内，硅酸盐风化率最大化，特别是强烈的峰值在较高的整体日照。由于风化在长期的碳酸盐-硅酸盐循环中的不可或缺的作用，我们认为气候稳定性可能会受到预期的温带陆地型世界旋转演化的强烈影响，并应被视为其研究中的一个主要因素。根据我们的研究结果，我们认为，行星自转周期是一个重要的因素，以考虑在确定地球的可居住性。
2020-03-30 astro-ph.EP
The PEPSI Exoplanet Transit Survey (PETS) I: Investigating the presence of a silicate atmosphere on the super-Earth 55 Cnc e
对系外行星，特别是其大气层的研究可以通过识别特定的大气物种来揭示其演化的关键见解。对于这样的大气研究，高分辨率透射光谱学已经取得了巨大的成功，特别是对于彗星型行星。对于较小行星的大气特征，超级地球系外行星55 Cnc e是迄今为止研究的最有前途的类地系外行星之一。在这里，我们提出了一个高分辨率的光谱过境观测这颗行星，获得了与大双目望远镜的PEPSI仪器。假设在55 Cnc e的表面上存在类似地球的地壳物种，从可能的硅酸盐蒸汽气氛可能起源，我们在其透射光谱中搜索各种原子和电离物种的吸收，如Fe，Fe+，Ca，Ca+，Mg和K等。未发现任何研究物质的吸收，我们能够将吸收限值设定为中值1.9 x RP。总之，我们没有发现这个超级地球上存在广泛延伸的硅酸盐包层达到几个行星半径的证据。
2022-03-31 astro-ph.EP
Melting and metallization of silica in the cores of gas giants, ice giants and super Earths
在气体巨星、冰巨星和现在发现的质量高达地球质量数倍的类地系外行星的核心所遇到的条件下，硅酸盐的物理状态和性质仍然是未知的。在这里，我们报告的二氧化硅，SiO $_2$，高达4 TPa和约20，000 K的性能的理论预测使用第一性原理分子动力学模拟的基础上密度泛函理论。对于在超级地球和冰巨人中发现的条件，我们表明，二氧化硅仍然是一个不良的电导体高达10兆巴，由于增加的Si-O协调与压力。对于木星和土星的核心，我们发现MgSiO $_3$硅酸盐不仅分解成MgO和SiO $_2$，如以前的研究所示，但这两个阶段可能已经分化，导致一个核心的液体SiO $_2$和固体（Mg，Fe）O。
2014-08-17 astro-ph.EP
Hydrogen isotopic evidence for early oxidation of silicate Earth
形成月球的巨大撞击广泛地熔化和部分蒸发了硅酸盐地球，并将大量的金属送到地球的核心。岩浆海洋和上覆大气的后续演化已经被理论模型描述，但对这一时期的可观测约束已被证明是难以捉摸的。在这里，我们报告了岩浆海洋和水海洋时期原始大气的计算结果，并与观测建立了新的联系，以深入了解早期地球上挥发物的行为。当地球的岩浆海洋结晶时，它将大部分挥发物释放到原始大气中。岩浆海洋的氧化还原状态控制着释气挥发物的化学成分和原始大气中氢流失后残留的水海洋的氢同位素组成。虽然水会凝结并被保留下来，但分子氢不会凝结并可以逃逸，这使得大量（约10^2巴）的氢-如果存在的话-在这个时期从地球上丢失。由于逃逸的氢存量可以与早期海洋中的氢存量相媲美，因此相应的氘富集可以很大，其幅度取决于初始的氢存量。相比之下，一般认为陆地水有一个碳质球粒陨石来源，要求海洋保存该来源的同位素组成，通过H2损失经历最小的D-富集。这种最小的富集对与早期水海洋接触的原始H2的量设定了上限（pH 2 <20巴），意味着从岩浆海洋中放气的氧化条件，并表明地球地幔在晚期吸积期间为金属的化学再吸收提供了氧化剂。
2019-10-23 astro-ph.EP
Highly siderophile elements were stripped from Earth's mantle by iron sulfide segregation
高亲铁元素（HSEs）强烈亏损在散装硅酸盐地球（BSE），但存在于近南极洲的相对丰度。传统的解释是，在地核形成过程中，由于金属的分离，HSE从地幔中剥离出来，但在地核形成停止后，由于后期的吸积作用，HSE又以接近地幔的比例被添加回来。在这里，我们表明，在地球的核心形成的金属硅酸盐平衡和隔离实际上增加了HSE地幔浓度，因为HSE分配系数相对较低，在地球内部的核心形成的高压。普遍的出溶和分离的铁硫化物液体从硅酸盐液体（“Hadean冰铜”）剥离岩浆海洋的HSE在冷却和结晶过程中，在后期吸积，并导致轻微的超球粒陨石钯/铱和钌/铱比。
2016-09-15 astro-ph.EP
Phase equilibria of sub-Neptunes and super-Earths
该研究利用相平衡原理探究硅酸盐与富氢包层的非理想化学作用对岩质行星的影响，发现硅酸盐-氢二元溶度曲线决定其大气性质与内部分层，且超临界岩浆海洋界面径向位置反映行星热状态，还指出富铁金属核形成未必发生。
2024-11-26 astro-ph.EP
Observability of silicates in volatile atmospheres of super-Earths and sub-Neptunes
许多已确认的短周期超级地球和较小的次海王星都受到了足够的辐射，使表面的硅酸盐保持在持久的熔融状态。虽然没有直接证据表明岩浆海洋对系外行星的影响，但理论表明，由于释气和不同的演化路径，由此产生的大气成分应该是可能的。大气污染所造成的释气的底层岩浆海洋是潜在的检测使用低分辨率光谱。詹姆斯·韦伯太空望远镜提供了必要的光谱覆盖范围和灵敏度，以监测较小的行星，包括熔岩世界。在这种情况下，我们评估的可观测性脱气硅酸盐淹没在挥发性的大气中的蒸发谷的边缘。通过放置一个假设的2 R ${_\oplus}$行星周围的太阳类恒星，我们自洽模型，在1-D，广泛的潜在的大气成分，包括热结构和放气。我们专注于富含H、C和N的大气。我们评估了硅酸盐和挥发物的不同化学性质，以及使用MIRI LRS通过发射光谱可以检测到的脱气物种的特征。结果表明，即使是大量的挥发性信封，强烈的红外不透明度，硅酸盐的存在下，导致深的热反转，影响排放。与纯熔岩世界相似，SiO仍然是唯一具有主要红外线、5和9 \textmu m波段的脱气物种。然而，即使是少量的挥发物，特别是H2O和H-，也可能阻碍其可观测性。我们还发现，C/O比起着很大的作用，在确定丰富的SiO。在一颗受到强烈辐照的行星上探测到SiO可能表明大气具有高金属含量和低C/O比，这可能是大气与底层熔体之间有效相互作用的结果。
2023-01-30 astro-ph.EP
The silicate model and carbon rich model of CoRoT-7b, Kepler-9d and Kepler-10b
采用硅酸盐和非标准碳模型研究了超地球系外行星CoRoT-7 b、Kepler-9d和Kepler-10 b的可能体相组成。利用合适的材料状态方程推导出了它们的内部结构。由于这三颗行星都非常接近它们的主星，因此它们的成分的简并问题可以部分克服。通过对数值结果的分析，我们得出以下结论：1）在1个$σ$质量半径误差条内，CoRoT-7 b的铁核不超过其总质量的27%，因此类地成分的可能性较小，但其富碳模型与类地核/地幔质量分数是相容的; 2）Kepler-10 b更有可能是类汞组成，其年龄较大意味着其高铁含量可能是强烈的太阳风或巨大撞击的结果; 3）还讨论了凌日型超地球Kepler-9 d。结合其可能的组成与形成理论，我们可以对它的质量和整体组成进行一些限制。
2012-05-31 astro-ph.EP
Metal-silicate partitioning of W and Mo and the role of carbon in controlling their abundances in the Bulk Silicate Earth
在核心形成期间钼和钨的液态金属-液态硅酸盐分配必须受到很好的约束，以了解地球和其他行星体的演化，特别是因为Hf-W同位素系统用于确定早期行星演化的日期。我们结合48个新的高压和高温实验结果与以前的实验的综合数据库，重新审视钼和钨分区的系统学。W分配是特别敏感的硅酸盐和金属熔体组合物，并成为更多的亲铁性随着温度的升高。我们表明，W具有6+氧化态的硅酸盐熔体在整个实验fO 2范围内的$Δ$ IW-1.5至-3.5。Mo具有4+氧化态，其分配对硅酸盐熔体组成不太敏感，但也取决于金属熔体组成。DMo随着地球深度的增加而保持近似恒定。随着金属中C含量的增加，W和Mo都变得更亲铁，因此我们拟合了相互作用参数。W和Mo与C一起被纳入一个组合的N体增生和核幔分异模型。我们表明，W和Mo需要早期增生地球是贫硫和富碳，使W和Mo有效地分配到地球的核心，不积累在地幔中。如果是这样的话，产生的类地行星具有地幔成分匹配的BSE的所有模拟元素。然而，在文献中有两组不同的估计散装地幔的碳丰度：低（100 ppm），和高（800 ppm），所有的模型是一致的较高的估计碳丰度。低BSE C丰度将是可以实现的，当考虑到分离的分散的金属液滴产生于深岩浆海洋中的Fe 2+到Fe 3+加金属Fe的结晶作用。
2022-10-25 astro-ph.EP physics.geo-ph
Forming the Moon from terrestrial silicate-rich material
最近对月球岩石同位素组成的高精度测量表明，大块硅酸盐地球和月球显示出出乎意料的高度相似性。这与广泛接受的月球形成巨型撞击模型的经典动力学模拟的主要结果之一不一致，即月球的大部分质量来自撞击物，而不是地球。在不改变巨型撞击模型的主要前提的情况下，解决这种差异需要在撞击后对地球和撞击物材料的广泛元素（包括O，Si，K，Ti，Nd和W）进行全面的同位素均匀化。即使这个过程可以解释O同位素的相似性，它也不太可能适用于更重的难熔元素。鉴于这些地球化学数据，围绕着巨大撞击模型的不确定性越来越大，应该探索月球形成的替代假设。在本文中，我们重新审视了月球直接由地球地幔物质形成的假设。我们表明，这种情况下的动态需要大量的能量，几乎是瞬间产生的额外的能量。这种额外能量的唯一已知来源是核裂变。我们表明，这是可行的，形成月球通过地球的核爆炸引发的地球核幔边界（CMB）的硅酸盐物质喷射，造成冲击波传播通过地球。对这种情况的流体动力学模拟表明，爆炸产生的等离子体迅速膨胀，产生冲击波，破坏并驱逐上覆的地幔和地壳物质。
2013-01-11 astro-ph.EP
Micrometer-sized ice particles for planetary-science experiments - I. Preparation, critical rolling friction force, and specific surface energy
凝结模型假设微米大小的冰颗粒比微米大小的硅酸盐颗粒具有更高的粘附阈值。然而，与硅酸盐相比，尚未对微米级冰粒（特别是最丰富的水冰）的碰撞特性进行实验室研究。因此，我们采用了两种不同的实验方法来制备微米级的水冰粒，e.通过将水滴喷射到液氮中和通过将水滴喷射到冷的氮气气氛中。用这些实验方法产生的冰粒的平均粒子半径为$(1.49 \pm 0.79) \, \mathrm{μm}$和$(1.45 \pm 0.65) \, \mathrm{μm}$。由微米大小的冰粒组成的冰聚集体是高度多孔的（体积填充因子：$ϕ= 0.11 \pm 0.01$）或相当致密的（体积填充因子：$ϕ= 0.72 \pm 0.04$），这取决于生产方法。此外，对于微米尺寸的冰粒测量了$F_{Roll,ice}=(114.8 \pm 23.8) \times 10^{-10}\, \mathrm{N}$的临界滚动摩擦力，其超过了微米尺寸的$\mathrm{SiO_2}$颗粒（$F_{Roll,SiO_2}=(12.1 \pm 3.6) \times 10^{-10}\, \mathrm{N}$）的临界滚动摩擦力。该结果意味着微米级冰颗粒之间的粘合剂结合强于$\mathrm{SiO_2}$颗粒之间的结合强度。由测得的临界滚动摩擦力和微米级$\mathrm{SiO_2}$颗粒的表面能估算微米级冰粒的比表面能，得到$γ_{ic…
2011-04-20 astro-ph.EP
Carbonate-Silicate Cycle Predictions of Earth-like Planetary Climates and Testing the Habitable Zone Concept
在传统的宜居带（HZ）概念中，CO $_{2}$ -H $_2$ O温室保持表面液态水。通过水介导的碳酸盐-硅酸盐风化循环，大气CO $_{2}$分压（pCO $_{2}$）对地面温度的变化做出响应，从而在地质时间尺度上稳定气候。我们发现，这种风化反馈应该产生一个对数线性关系pCO $_{2}$和入射通量类地行星在HZ。然而，这种趋势是分散的，因为地球物理和物理化学参数可能会变化，例如风化的陆地面积和CO $_2$释气通量。使用耦合的气候和碳酸盐-硅酸盐风化模型，我们量化的可能分散在pCO $_2$与轨道距离整个HZ。从这种分散，我们预测的入射通量和pCO $_2$在HZ的二维关系，并表明它可以检测到至少83（$2σ$）类地系外行星的观测。如果观测到更少的类地系外行星，那么从这种关系来测试HZ假设可能会很困难。
2020-12-01 astro-ph.EP physics.ao-ph
Planetesimal formation around the snow line: I. Monte Carlo simulations of silicate dust pile-up in a turbulent disk
背景：岩石星子的形成是行星形成理论中一个长期存在的问题。其中一种可能性是，它是由重力不稳定性造成的，这是由经过雪线的升华冰卵石释放出的小硅酸盐尘埃颗粒堆积而成的。目的：我们希望了解和量化水雪线对形成富含岩石和冰的星子的作用。在本文中，我们专注于岩石丰富的星子的形成。另一篇论文研究了富含岩石和富含冰的微行星的联合形成。研究方法：我们开发了一个新的蒙特卡罗程序来计算湍流吸积盘中硅酸盐粒子的径向演化，考虑了反反应（即，惯性）对颗粒的径向漂移速度和扩散的影响。结果取决于特别是粒子注入宽度（确定从径向升华宽度的冰卵石），卵石规模的高度和卵石通过磁盘的质量通量。该拉格朗日方法自动计算了失控堆积最重要的影响因素硅酸盐颗粒的尺度高度演化。结果如下：从数值结果中，我们推导出半解析关系的尺度高度的硅酸盐尘埃颗粒和颗粒-气体密度比在中平面，作为功能的卵石-气体的质量通量比和$α$参数盘气体吸积和垂直/径向扩散。我们发现，失控堆积的硅酸盐粒子（形成岩石星子）发生，如果卵石-气体质量流量比为$> [(α_{Dz}/α_{acc})/3 \times 10^{-2}]^{1/2}$，其中$α_{Dz}$和$α_{acc}$是垂直湍流扩散和磁盘气体吸积的$α$参数。
2020-11-26 astro-ph.EP
Chemistry of Impact-Generated Silicate Melt-Vapor Debris Disks
在月球起源的巨型撞击理论中，月球是由撞击地球的物质喷射到绕地球轨道运行的圆盘中形成的。在这里，我们报告的初步结果，从硅酸盐熔体蒸汽平衡化学模型，这种影响产生的行星碎片盘。为了模拟两相（熔体+蒸汽）盘的化学行为，我们计算了在2000 ~ 4000 K温度范围内与熔融硅酸盐平衡的蒸汽的压力和化学组成随温度的变化。我们认为，元素O，Na，K，Fe，Si，Mg，Ca，Al，Ti和Zn的一系列散装硅酸盐组合物（地球，月球，火星，eucrite母体，angrites和ureilites）。一般来说，在较低温度（< 3000 K）下，盘的大气主要由Na、Zn和O2组成，而在较高温度下则由SiO、O2和O组成。高温化学是一致的任何硅酸盐熔体组合物，因此，我们预计丰富的SiO，O2和O是一个共同的特点，热，冲击产生的碎片磁盘。此外，饱和硅酸盐蒸气具有高度氧化性，氧逸度（fO 2）值（以及H2O/H2和CO2/CO比率）比太阳能组成气体高几个数量级。高fO 2值在磁盘大气中发现任何硅酸盐组合物，因为氧是最丰富的元素在岩石中。因此，我们预计高氧逸度是岩石行星之间碰撞产生的任何硅酸盐熔汽盘的普遍特征。
2013-03-15 astro-ph.EP
Magnitude of stable iron isotope fractionation limited by multiple stages of terrestrial core formation
Michigan State University（密歇根州立大学）
该研究通过多阶段地核形成模型模拟地球地幔铁同位素演化，发现多阶段地核形成重新平衡了铁同位素分馏效应，结合随机吸积等因素，表明金属-硅酸盐平衡的同位素分馏并非地球地幔铁同位素组成的主要成因。
2026-09-01 astro-ph.EP
How planets form by pebble accretion V. Silicate rainout delays contraction of sub-Neptunes
本研究通过卵石吸积模型结合内部演化，发现硅酸盐雨落延迟亚海王星收缩，导致半径膨胀并增强质量损失，为行星结构差异提供解释。
2024-05-16 astro-ph.EP
New thermodynamic constraints on internal, thermal and magnetic states of terrestrial-like Super-Earths
确定岩石系外行星的动态演化需要更好地了解塑造其地质表面、热通量、挥发物和大气成分的关键内部热物理过程。关于铁和硅酸盐可压缩、熔化和传输特性的新的高压实验提供了新的限制，需要重新评估超级地球的热和磁演化模型。我们研究了这些行星的内部结构，温度分布，热状态和发电机行动的质量范围从1-10 ME。我们表明，浅绝热铁合金和钙钛矿或stishovite硅酸盐相比，他们的液相线在高压下将允许深基底岩浆海洋，并冻结在行星的铁核大于4 ME。MgO的存在和分区可能会改变这种情况。对于更大质量的行星，液态硅酸盐粘度的急剧减少应确保下地幔中的强烈对流，而高压下铁热导率的上升，被证明可以保持行星的内部核心质量超过2.5 ME亚绝热和非定罪。这将排除更大质量的超级地球（SE）中的发电机作用。我们的研究结果可以允许一种新的矿物物理学为中心的类地超级地球分类。
2019-08-26 astro-ph.EP
Fast formation of large ice pebbles after FU Orionis outbursts
本文模拟FU Orionis爆发后原行星盘冷却过程，发现异相成核可在水冰线附近快速形成厘米至分米级冰质卵石，并可能在弱湍流下经流动不稳定性促进星子形成。
2024-05-15 astro-ph.EP
Volatile Transport inside Super-Earths by Entrapment in the Water Ice Matrix
挥发性物质是否可以被包裹在构成行星包层的背景基质中，并通过对流被拖到表面，这是理解大气通量、循环和组成的关键问题。在本文中，我们认为超级地球与广泛的水地幔（即水行星），并在其广泛的水冰信封的可能性，甲烷的诱捕。我们采用由van der Waals & Platteeuw（1959）开发的用于模拟固溶体的理论，该理论通常用于模拟笼形水合物，并对其进行修改以估计一种新相的热力学稳定性场，该新相被称为甲烷填充冰Ih。我们发现，在比较水冰VII的填充冰Ih结构可能是稳定的，不仅在高压，而且在高温下预期在水行星的核-水地幔过渡边界。
2013-04-15 astro-ph.EP
Convective inhibition with an atmosphere, I: super-critical cores on sub-Neptune/super-Earths
在这项工作中，我们推广了对流抑制的概念，以适用于存在无限可冷凝物质库的情况（即，海洋）。我们提出了一个新的模型的内部结构和热演化的超级地球的氢信封。从热力学第一性原理出发，导出了广义相混合物中对流抑制的判据。然后，我们调查全球海洋的情况下，使用水氢系统，我们有数据，作为一个例子。然后，我们将我们的论点扩展到适用于氢和硅酸盐蒸气的系统。然后，我们采用一个简单的大气模型，将我们的研究结果应用于超级地球，并对其内部结构和热演化进行预测。对于氢包层质量大约在地球质量的0.1-10%之间的范围内，包层和核心之间的对流接触可能会关闭，因为硅酸盐部分蒸发产生的成分梯度。对于包层氢质量，导致相关的基础压力超过纯硅酸盐（一对偶极）的临界压力，包层的底部和核心的顶部位于两相氢硅酸盐相图的临界线上。相应的温度比对流模型所显示的要高得多。核心然后冷却效率低，与内在的热通量可能相当于地球的内部热通量今天。这种低的热通量可能使核心保持在高熵超临界状态数十亿年，但这取决于高压下双组分相图的性质，这是目前未知的。超临界堆芯在热力学上允许大量的氢溶解到堆芯中。
2022-07-11 astro-ph.EP
Electrical and Thermal Conductivity of Earth's Iron-enriched Basal Magma Ocean
本研究利用第一性原理分子动力学计算，探究铁富集对基底岩浆洋硅酸盐液体电导率与热导率的影响，并模拟了地球基底岩浆洋的热演化与磁演化。
2025-08-01 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.geo-ph
An improved model of metal/silicate differentiation during Earth's accretion
本文通过将巨型撞击平衡压力与全球岩浆海深度改为由SPH模拟确定，并假设星子物质先储存于上地幔，改进了地球吸积中金属/硅酸盐分异模型，使BSE成分及W、Mo丰度得到更好重现。
2023-08-08 astro-ph.EP physics.geo-ph
Rocky super-Earths or waterworlds: the interplay of planet migration, pebble accretion and disc evolution
最近的观测发现，在近距离超级地球的尺寸分布中有一个山谷，这被解释为一个路标，表明近距离超级地球的成分大多是岩石。然而，新的模型预测，微行星应该首先在水冰线上形成，这样近距离的行星预计会有大量的水冰成分。在这里，我们通过研究卵石吸积、行星迁移和盘演化之间的相互作用来调查超级地球的水含量。行星的组成取决于它们在整个生长过程中相对于不同凝结锋（冰线）的位置。移徙发挥着关键作用。假设星子开始于水冰线（$r>r_{\rm H_2O}$）或其外部，向内迁移会导致行星离开冰卵石的源区，因此最终的含水量比向外迁移或没有迁移的圆盘低。随着圆盘的演化，水冰线本身向内移动，并在横扫干燥形成的行星时输送水。因此，行星迁移的相对速度和方向以及水冰线的向内漂移是决定行星含水量的核心。如果行星形成开始于水冰线，这意味着热的近距离超级地球（r<0.3 AU），水含量只有几个百分点，是早期气相期间向内行星迁移的路标。另一方面，具有较大水冰含量的热超级地球在水冰线处经历了向外迁移，并且只有在它们的形成完成后才向内迁移，因为它们变得太大而无法包含在向外迁移的区域或共振行星链中。因此，测量热超级地球的水冰含量可能会限制它们的迁移历史。
2019-03-06 astro-ph.EP
Theoretical Spectra of Terrestrial Exoplanet Surfaces
我们调查光谱的无空气的岩石系外行星的理论框架，自洽地对待反射和热辐射。我们发现，太阳系外行星上的硅酸盐表面可以通过在7 - 13 μm和15 - 25 μm的热发射带中突出的Si-O特征进行光谱检测。由于硅酸盐特征的亮度温度的变化可以高达20 K的无空气地球模拟，和硅酸盐特征是足够宽的大气特征与相对高分辨率的光谱区分。因此，表面特征提供了一种明确识别岩石系外行星的方法。此外，还可以通过该行星在近红外宽波段的反射光谱来识别特定的岩石表面类型。观测的一个关键参数是K带和J带几何曲率（A_g（K）-A_g（J））之差：A_g（K）-A_g（J）> 0.2，表明地球表面一半以上的区域有丰富的镁铁质矿物，如橄榄石和辉石，即来自岩浆洋或高温熔岩的原生地壳; A_g（K）-A_g（J）< -0.09表明该行星的一半以上的表面被水冰或水合硅酸盐覆盖或部分覆盖，这意味着其表面上存在或过去存在水。此外，表面水冰可以通过低于J-波段几何冰度的H-波段几何冰度来具体区分。通过透射光谱对大气物种进行分子识别，可以将地表特征与可能的大气特征区分开来。因此，我们提出，系外行星的中红外光谱可以检测岩石表面，近红外光谱可以识别超镁铁表面，水合表面和水冰。
2012-04-06 astro-ph.EP
Impact-induced melting during accretion of the Earth
由于涉及高能量，在行星吸积过程中发生的巨大撞击会导致大程度的熔化。每次碰撞后靶体内的熔融深度决定了金属-硅酸盐平衡的压力和温度条件，从而决定了核幔分异导致的地球化学分馏。在以往的研究中，已经用N体吸积模拟计算了形成内太阳系类地行星的吸积碰撞。在这里，我们使用这种模拟的输出来确定产生的熔体的体积，从而确定每次撞击后金属硅酸盐平衡的压力和温度条件，因为类地行星会吸积。对于这些计算，使用了参数化熔化模型，该模型考虑了撞击速度、撞击角度和撞击体的相应质量。在地球的吸积过程中，金属硅酸盐平衡压力的演变（由不断变化的岩浆海洋深度定义）强烈依赖于撞击产生的岩浆海洋的寿命，而不是大撞击之间的时间间隔。此外，这些结果取决于N体模拟中的初始参数，例如胚胎的数量和初始质量。因此，有可能结合的结果，如这里提出的，与多级核心形成模型，以更好地约束地球的增生历史。
2016-03-29 astro-ph.EP
Milankovitch Cycles for a Circumstellar Earth-analog within $α$ Centauri-like Binaries
在$α$ Centauri B的宜居带内运行的地球模拟轨道显示出其倾斜度或轴向倾斜度的巨大变化，这通过改变给定纬度的辐射通量来影响行星气候。我们研究了潜在的影响，通过米兰科维奇循环使用的能量平衡模式与冰盖的这些湿度变化的气候。与以前的研究类似，自旋轨道共振引起的最大幅度的磁共振变化在宜居带内引起雪球状态，而适度的变化可以允许持久的冰帽或冰带。全球冰分布的特定结果可能取决于行星轨道、行星度、自旋岁差、双星轨道以及哪颗恒星类似于地球轨道。相对于双星轨道倾斜的地球类似物可以周期性地通过几个全球冰分布状态过渡，并在冰盖和冰带重叠时冒着冰川失控的风险。在确定恒星双星中行星的潜在可居住性时，由于轨道和自旋动力学，必须更加小心。
2021-11-20 astro-ph.EP
Ice Grain Collisions in Comparison: CO$_2$, H$_2$O and their Mixtures
冰粒子的碰撞在星子和彗星的形成中起着重要的作用。在最近的工作中，我们表明，CO $_2$冰在碰撞中表现得像硅酸盐。由此产生的假设是，它因此应该比H $_2$ O冰的粘附效率低。在本文中，后者的量化。在80 K、1 mbar、平均粒径为$\sim 90 μ$ m的条件下，研究了纯CO-$_2$冰、纯水冰和CO-$_2$与水的质量分数为50%的混合物的碰撞.结果表明，随着含水量的增加，粘附和弹跳之间的阈值速度急剧增加。这支持了这样一种观点，即水冰有利于H $_2$ O和CO $_2$冰线内的行星早期生长阶段。
2016-08-17 astro-ph.EP
Making Terrestrial Planets: High Temperatures, FU Orionis Outbursts, Earth, and Planetary System Architectures
目前的原行星尘埃凝聚理论并不能预测与地球处于紧张状态的干燥硅酸盐星子。虽然已经提出了解决这一困境的方法，但它们通常都没有通过数值研究，或者与地球的（低，波动性依赖）挥发性和中等挥发性元素丰度存在紧张关系。在Boley等人（2014）的工作基础上，我们研究了熔融颗粒碰撞的影响，并发现它们可能为干燥的硅酸盐微行星问题提供解决方案。此外，加热的来源，无论是热的内部磁盘或FU猎户座规模吸积事件，将决定所产生的星子的位置，可能控制随后的行星系架构。我们假设，那些经历了FU Orionis尺度吸积事件的系统拥有与我们类似的行星系，而那些没有像开普勒看到的那样拥有非常接近，紧密堆积的行星的系统。
2017-04-18 astro-ph.EP
The Ice Coverage of Earth-like Planets Orbiting FGK Stars
围绕FGK恒星运行的宜居行星的光度和光谱特征可能会受到表面冰覆盖的调制。为了估计它的频率和位置，我们用一维能量平衡模型模拟了假设行星的气候，并假设这些行星具有与现代地球相似的性质（质量，地理，大气）。我们首先模拟了具有固定旋转轴和圆形轨道的行星，发现绝大多数（>90%）具有可居住表面的行星没有冰。对于有部分冰覆盖的行星，冰盖（位于两极的年际冰）的参数空间大约与“冰带”（位于赤道的年际冰）一样大，但冰带只存在于陆地上。然后，我们进行了模拟，通过强迫正弦轨道和旋转振荡的频率和振幅范围内模仿来自其他行星的扰动。我们假设最初的无冰表面，并设置初始偏心率分布，以反映已知的系外行星，而初始偏心率分布匹配行星形成的预测，即有利于90度。对于这些动态的情况下，我们再次发现，约90%的宜居行星是免费的表面冰的冰的覆盖范围的假设。围绕F矮星运行的行星有冰冠的可能性是冰带的三倍，但围绕K和G矮星运行的行星有冰带的可能性是冰冠的两倍。在某些情况下，行星表面的冰可以在赤道和极地之间循环。未来对可居住行星的直接成像调查可能能够验证这些预测。
2021-12-06 astro-ph.EP
The Metal-Silicate Partitioning of Carbon During Earth's Accretion and its Distribution in the Early Solar System
碳是地球上生命存在和进化的基本元素。它在地壳和地幔（块状硅酸盐地球，BSE）中的丰度令人惊讶地高，因为碳在低压和低温下具有强烈的亲铁性（金属爱好），因此在吸积过程中应该几乎完全分离到地核中。BSE中碳浓度的估计值在100-260 ppm之间，远高于基于简单的核幔分异模型的预期。在这里，我们通过实验表明，在地球核心形成的假定条件下，（49-71 GPa和3600-4000 K），在这些条件下，碳的亲铁性明显低于低压下（$\leq$ 13 GPa）和温度（$\leq$ 2500 K）的先前大容量压机研究，但至少比最近基于与我们类似的实验方法提出的亲铁体多一个数量级。使用我们的新数据以及先前发表的结果，我们得到一个新的参数化的压力-温度依赖性的金属-硅酸盐分配的碳。我们应用这个参数化模型，结合行星形成和核幔分化，是基于天体物理学的N体吸积模拟。由于在高温下升华，分化的微行星几乎完全耗尽了碳，BSE中几乎所有的碳都是由来自外太阳系的完全氧化的碳质球粒陨石物质的吸积增加的。在整个吸积过程中，碳不断地被添加到地幔中，在吸积结束时，其浓度达到BSE范围内的值（例如140 $\pm$ 40 ppm）。相应的最终核心和整体地球碳浓度分别为1270 $\pm$ 300 ppm和495 $\pm$ 125 ppm。
2022-02-14 astro-ph.EP physics.geo-ph
Compositional Outcomes of Earth Formation from a Narrow Ring
本研究通过环模型模拟地球形成，发现地球需从内层难熔富集区吸积60-80%物质，多种生长序列可产生与BSE一致的组成。
2025-03-25 astro-ph.EP
CO2 condensation is a serious limit to the deglaciation of Earth-like planets
人们普遍认为，碳酸盐-硅酸盐循环是地球和类地行星在冻结状态下由CO $_2$温室效应引起冰川消退的主要因素。在这里，我们使用三维全球气候模型来模拟冻结的行星通过积累足够的气态CO $_2$来逃离冰川的能力。我们发现，如果类地行星的轨道距离大于$\sim$ 1.27 AU（通量$<$ 847 W m $^{-2}$或太阳常数的62 $\%$），则它们可能永远无法摆脱冰川作用，因为CO $_2$会在两极凝结，形成永久的CO $_2$冰帽。这限制了大气中CO $_2$的量，从而限制了其温室效应。能够被捕获在极冠中的CO $_2$的量取决于CO $_2$冰横向流动的效率以及其相对于地下水冰的重力稳定性。CO $_2$冰从两极到赤道的流动主要受底部温度的控制，因此也受内部热通量的控制。我们发现，一个冻结的类地行星位于1.30天文单位的类太阳恒星可以存储多达1.5/4.5/15巴的干冰在两极，内部热通量为100/30/10毫瓦米$^{-2}$。但这些数量是下限。对于有大量水冰覆盖的行星，我们表明CO $_2$冰沉积物应该是重力不稳定的。它们在$\sim$ ~10 $^4$年的地质短时间尺度内被埋在水冰盖下，主要受水冰粘度的控制。CO $_2$将以CO $_2$液体、CO $_2$笼形水合物和/或溶解在冰下水库（如果有的话）的形式永久地隔离在水冰盖之下。这将大大增加捕获的CO $_2$的量，并进…
2017-08-17 astro-ph.EP
A Possible Carbon-rich Interior in Super-Earth 55 Cancri e
太阳系中的类地行星，如地球，富含氧气，硅酸盐和铁是其内部最常见的矿物质。然而，围绕其他恒星运行的岩石行星的真正化学多样性仍然是未知的。质量和半径测量用于限制超级地球（质量为1 - 10个地球质量的系外行星）的内部组成，并且通常用假设地球中心富氧成分的行星内部模型来解释。使用这样的模型，超级地球55 Cancri e（质量为8个地球质量，半径为2个地球半径）被认为具有由铁，硅酸盐和超临界水（>= 10%质量）组成的内部成分。我们报告说，55 Cancri e的质量和半径也可以解释为富碳固体内部由铁，碳，碳化硅和/或硅酸盐，没有挥发性的信封。虽然数据允许Fe的质量分数高达40%，但C、SiC和/或硅酸盐的质量分数的范围很宽。如果巨蟹座55 e的原行星盘的成分与它的主星相同，那么它也可能是一个富碳的巨蟹座55 e。然而，需要对恒星元素丰度进行更精确的估计，并对行星大气进行观测，以进一步限制其内部组成。与太阳系中的类地行星相比，巨蟹座55 e内部富含C的可能性为地外岩石行星的地球化学和地球物理学开辟了一个新的领域。
2012-10-09 astro-ph.EP physics.geo-ph
Compositional study of trans-Neptunian objects at λ > 2.2 μm
利用斯皮策太空望远镜上的红外线阵列照相机的数据，我们对100个2.2 μm以上的海王星外天体（TNOs）进行了测光观测。这些观测是用两个中心在3.6和4.5 μm的宽带滤光片收集的，目的是研究TNO的表面组成，因为TNO太微弱而无法获得光谱测量。有了这个目标，我们已经开发出一种方法，用于识别TNO表面上发现的不同材料。在我们的样本中，我们检测到的物体的颜色与少量水的存在一致，并且能够区分主要由复杂有机物和无定形硅酸盐组成的表面。我们发现，86%的样品具有与一定量的水冰相一致的特征，最常见的成分（73%的物体）是水冰，无定形硅酸盐和复杂有机物的混合物。23%的样品可能包含其他冰，如一氧化碳，二氧化碳，甲烷或甲醇。此外，似乎只有小物体的表面主要由硅酸盐组成。该方法是识别复杂有机物和获得极微弱物体表面成分的独特工具。此外，这种方法将是有益的，当使用詹姆斯韦伯太空望远镜区分跨海王星人口中的群体。
2020-11-12 astro-ph.EP
The Effect of Accretion Rate and Composition on the Structure of Ice-rich Super-Earths
我们可以合理地假设，行星的结构及其内部成分的分布是由其形成历史决定的。因此，我们跟踪一个行星从一个小胚胎到其随后的演化的成长。我们估计吸积率范围的基础上，原行星盘模型在足够大的距离，从中央恒星，水冰是一个主要组成部分。我们假设吸积物质是硅酸盐岩石和冰的混合物，没有H-He包层，因为吸积时间尺度比星云气体消散所需的时间长得多。我们采用了一个热演化模型，包括吸积加热，放射性能量释放，冰和岩石的分离。以Safronov参数和冰岩比作为自由参数，我们计算了不同参数组合下的增长和演化序列，对于4.6 Gyr。我们发现最终的结构显着依赖于这两个参数。低的初始冰岩比和高的吸积速率，每一个都导致加热速率增加，导致形成扩展的岩石核心，而相反的条件使组成几乎不变，并导致相对较低的内部温度。当岩石核形成时，富含冰的外地幔仍然包含与冰混合的岩石。我们发现，相当一部分的冰蒸发吸积，根据参数，并假设它是失去了，因此最终的表面成分和体积密度的行星不一定反映原行星盘组成。
2022-06-26 astro-ph.EP
The cold origin of the warm dust around epsilon Eridani
背景：K2 V恒星eps Eri拥有一颗已知的内行星，一颗外部柯伊伯带类似物，以及一个温暖尘埃的内盘。斯皮策/IRS的测量表明，温暖的尘埃存在于距离恒星几个天文单位的地方。它的起源令人费解，因为可能产生这种尘埃的“小行星带“由于已知的内行星而不稳定。目的：在这里，我们测试的假设，即所观察到的温暖的尘埃是由碰撞产生的外部带，并向内传输的坡印廷-罗伯逊（P-R）阻力和强大的恒星风。研究方法：我们用碰撞程序模拟了10天文单位以外的尘埃粒子的稳态分布，用单粒子数值积分模拟了内部区域（r<10天文单位）的尘埃粒子的稳态分布。通过假设由水冰和硅酸盐组成的均匀球形尘埃颗粒，我们计算了尘埃的热辐射，并将其与观测结果进行了比较。我们研究了两种不同的轨道配置的内行星推断从RV测量，一个具有高度偏心轨道的e=0.7，另一个与一个中等的e=0.25。我们还制作了一个没有行星的模拟。结果如下：我们的模型可以再现所观察到的SED的形状和大小，从中红外到亚毫米波长，以及斯皮策/MIPS径向亮度轮廓。最适合的尘埃成分包括冰和硅酸盐。对于两个可能的行星轨道和没有行星的情况，结果是相似的。结论：观测到的暖尘确实来源于外带，并通过P-R和恒星风拖曳向内输送。内行星对尘埃分布的影响很小，因此行星轨道不会受到约束。只有放宽纯硅酸盐尘埃的假设，并假设硅酸盐和冰的混合物具有可比的数量，才能实现模型和观测之间的合理一致。
2010-11-22 astro-ph.EP
Lithologic Controls on Silicate Weathering Regimes of Temperate Planets
行星表面硅酸盐岩石的风化可以从大气中吸收CO $_2$，最终埋藏并长期储存在行星内部。这一过程被认为是对碳酸盐-硅酸盐循环（碳循环）的一个重要的负反馈，以维持地球和可能类似的温带系外行星的温和气候。我们实施热力学来确定风化率作为表面岩性（岩石类型）的函数。这些速率提供了上限，允许估计调节气候的最大风化速率。这个模型表明，在一个给定的岩石中，矿物组合的风化，而不是单个矿物，是决定行星表面风化率的关键。通过实施流体输运控制的方法，我们进一步模拟化学动力学和热力学，以确定风化速率的三种类型的岩石的岩石的启发，地球的大陆和海洋地壳，以及上地幔。我们发现，一个陆壳类岩性的热力学风化率是约一至两个数量级低于那些大洋地壳的岩性特征。我们发现，当CO $_2$分压降低或地面温度增加，热力学，而不是动力学施加了很强的风化控制。风化的动力学和动力学限制机制取决于岩性，而供给限制风化则与岩性无关。我们的研究结果意味着，温度敏感性的结晶限制硅酸盐风化可能会煽动一个正反馈的碳循环，其中风化率降低，地面温度增加。
2021-02-01 astro-ph.EP
About the loss of a primordial atmosphere of super-Earths by planetesimal impacts
我们认为行星由水冰和岩石组成，远离中心恒星。在早期的一项研究中，通过连续吸积计算行星的生长，我们发现大部分冰在吸积时蒸发，形成了水蒸气大气。在这里，我们认为吸积作为一个离散系列的星子的影响（顺序$10^8$），在同一时间依赖的吸积率，并调查的命运的蒸汽，作为其相互作用的吸积星子。我们发现有很大一部分蒸气逸出。剩余的部分可能会在停止吸积和表面冷却后形成外层冰。逃逸的水团可能会显著改变行星的冰岩比。我们调查的影响，不同的选择参数，如冰岩比，星子的大小分布，和冲击速度。我们发现，星子的大小分布有一个可以忽略不计的影响，并解释了为什么。相比之下，冰岩比和冲击速度影响的保留水体的分数相当大。
2023-02-12 astro-ph.EP
Interplanetary Dust Ablation Seeds Silicate Clouds in Exoplanet Atmospheres
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Center for Planetary Systems Habitability, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀行星系统宜居性中心）；Institute for Geophysics, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学地球物理研究所）；Department of Earth and Planetary Sciences, Jackson School of Geosciences, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学杰克逊地球科学学院地球与行星科学系）
本研究通过微物理云模型Nimbus模拟，发现行星际尘埃粒子烧蚀可增加系外行星云粒子数密度并增强硅酸盐光谱特征，尤其对冷行星影响显著，并能解释WASP-107 b的观测现象。
2026-09-09 astro-ph.EP
Accretion and differentiation of the terrestrial planets with implications for the compositions of early-formed Solar System bodies and accretion of water
为了测试行星吸积和分化的情况下，我们集成了一个多阶段的核幔分化模型与N体吸积模拟。胚胎和星子之间的碰撞导致岩浆海洋的形成和核心形成的事件。核心形成模型结合了严格的化学质量平衡与金属硅酸盐元素分配数据。对组合模型的主要约束是地球原始地幔的组成，火星地幔的组成，以及地球和火星金属核的质量分数。该模型通过最小二乘最小化进行优化，最多可使用5个拟合参数，包括金属硅酸盐平衡压力和1 - 4个定义原始体起始成分的参数。该集成模型已被应用于6大粘性模拟。广泛的参数空间的研究表明：地球的吸积是不均匀的，金属-硅酸盐平衡压力随着吸积的进展而增加，并且在每次撞击时是核幔边界压力的60 - 70%，并且在每次核心形成事件期间，撞击物核心的大部分（70 - 100%）金属与原行星的硅酸盐地幔的小部分平衡。只有当起源于太阳附近的天体（<0.9 - 1.2天文单位）高度还原，而超出这一距离的天体则越来越氧化时，才能获得与地球地幔成分的可接受拟合。火星地幔的FeO含量主要取决于火星形成胚胎起源的日心距离。最后，地球核心预计含有8 - 9重量%的硅，2 - 4重量%的氧和10 - 60 ppm的氢，而火星核心预计含有低浓度（<1重量%）的硅和O。
2014-10-13 astro-ph.EP
Long Term Planetary Habitability and the Carbonate-Silicate Cycle
传统上，通过确定系外行星的轨道是否落在其恒星的拱星“宜居带”内来评估系外行星的潜在宜居性，拱星“宜居带”被定义为水在行星表面可能是液体的距离（Kopparapu等人，2013年）。传统上，这些限制是由辐射对流气候模式确定的，这些模式用于预测用户指定的温室气体水平下的地面温度。这种方法忽略了拟议化学丰度的（生物）地球化学可解释性这一重要问题。二氧化碳是地球大气层中最重要的温室气体，在调节地球温度方面，其长期浓度受火山放气与通过化学风化和沉积作用封存的二氧化碳之间的平衡控制，并受海洋化学、循环和生物（微生物）生产力的调节。我们开发了一个模型，结合地球的短期和长期的地球化学碳循环的关键方面，以探讨由于行星大小和恒星日照的变化，在二氧化碳温室的潜在变化。我们发现，拟议中的全球地形，构造和水文循环的较大的行星上的结果成比例地更大的地面温度为一个给定的入射通量的变化。对于0.5到2 R_地球的行星，这些变化的影响导致全球平均地面温度偏差高达20 K，这表明这些关系必须考虑在未来的行星可居住性的研究。
2018-05-17 astro-ph.EP
Collisions of CO$_2$ Ice Grains in Planet Formation
在原行星盘中，CO $_2$是位于$\sim 10 \rm AU$雪线之外的固态冰。由于它的高丰度，它对盘的这个区域的碰撞演化有很大的贡献。首次在实验室进行了80 K温度下CO $_2$冰粒与CO $_2$覆盖壁面的碰撞实验。碰撞速度在0 - 2.5米/秒之间。粒度为$\sim$ 100 $μ$ μ m的数量级。我们发现在0.04 m/s的粘附和弹跳制度之间的阈值速度。速度较大但低于1 m/s的粒子会从壁上反弹。对于更大的速度，发生碎裂。给出了与实验数据一致的恢复系数和破碎强度的分析模型。在上下文中，我们的数据显示，CO $_2$冰和硅酸盐尘埃的碰撞行为彼此相似。与水冰相比，粘附速度小一个数量级。例如，一个直接的结果是被CO $_2$冰覆盖的水冰颗粒失去了任何“粘附优势”。“在这种情况下，归因于水冰粘附特性的优先星子生长将限于H $_2$ O冰线和CO $_2$冰线之间的区域。
2016-01-19 astro-ph.EP
Survival of water ice in Jupiter Trojans
木星特洛伊人似乎是研究和测试太阳系形成和演化模型的关键群体。由于了解特洛伊人的进化可以对我们的行星系的起源带来强大而独特的限制，因此已经进行了重大的观测工作来揭示它们的物理特征。到目前为止收集的数据与特洛伊人具有挥发物丰富的内部（可能是水冰）和挥发物贫乏的表面（细粒硅酸盐）是一致的。由于水冰在位于~5天文单位的物体表面的升华并不稳定，这样的分层似乎与过去的脱气相一致。在这项工作中，我们研究了特洛伊的热历史后，可能过去的脱气形成的尘埃地幔，以限制水冰可以稳定的深度。我们发现，它可能已经生存在地表以下100米，即使特洛伊人轨道接近太阳约10,000年，最新的动力学模型所建议的。在大多数情况下，水冰应该在地表以下10米处被发现，在某些情况下，在极地地区低于10厘米。
2014-01-21 astro-ph.EP
A shorter Archean day-length biases interpretations of the early Earth's climate
地球最早的沉积物记录中有证据表明，当时的地面温度与现代相似，甚至可能比现代更高。相比之下，标准的太阳模型表明，在这个古老的时代，太阳的亮度减少了25%，这意味着一个寒冷，冰冻的行星-其他一切都保持不变。这种差异被称为“微弱的年轻太阳”，仍然没有得到解决。大多数提出的解决方案都引用了早期大气中高浓度的温室气体来抵消较暗的太阳，尽管目前的地质限制不足以验证或证伪这些情景。在这项工作中，我们研究了几个简单的机制，涉及地球的旋转速率所发挥的作用，这是显着更快的太古代时间。这种更快的旋转速度增强了赤道到两极的温度梯度，促进了赤道的温暖，同时保持了两极的寒冷。结果表明，这种增强的纬向梯度增加了碳酸盐沉积的纬向梯度，这使幸存的地质记录偏离全球平均值，朝向温暖的水域。此外，使用简单的大气模型，我们发现，旋转速度更快的地球对冰的反馈不太敏感，在屈服于全球冰川作用之前，促进了更大的赤道温度梯度。我们表明，在快速旋转的制度，温室效应所需的产生一个无冰的地球可以不同于所需的产生一个永久的冰帽的地球，相当于1-2个数量级的pCO 2。因此，暗年轻太阳问题的解决在很大程度上取决于早期地球是否曾经，甚至有时，无冰。
2019-03-09 astro-ph.EP
Reduced gas accretion on super-Earths and ice giants
大部分的巨行星都有气体包层，这些气体包层仅占其总质量预算的10%左右。这样的行星存在于太阳系（天王星，海王星），并经常在短时间内观察到其他恒星（所谓的超级地球）。与这些观察相反，基于流体静力学包层演化的理论计算认为，这种低质量的包层不能维持在超过5个地球质量的核心周围。相反，在名义上的圆盘条件下，这些行星会在原行星盘的寿命内通过失控的气体吸积获得大量的外壳。在这项工作中，我们表明，行星信封不是在流体静力平衡，减缓信封的增长。一系列的三维，全球性的，辐射流体动力学模拟揭示了一个稳定的状态下的气体流动，进入通过极点和退出的光盘中平面。气体在大约10个轨道时间尺度内被推过外壳。在星盘中没有明显的尘埃耗尽的区域，当气流进入内部深处时，大约五个地球质量的核心上的封套吸积可能会停止。堆积的固体在对流内部深处升华，但提供不透明度的小颗粒被困在流动中，不会沉降，这进一步防止了快速的包膜堆积。然而，当核心变得比典型的超级地球更大，超过15个地球质量，并且最好是当盘不透明度低于kappa=1 cm^2/g时，可以达到失控气体吸积的过渡。这些发现为超级地球核心周围典型的低质量包层提供了解释。
2017-08-02 astro-ph.EP
Tungsten isotope evolution during Earth's formation and new constraints on the viability of accretion simulations
针对Hf-W同位素体系依赖不确定参数的问题，本文提出改进的多阶段核形成模型，结合SPH熔融深度估计和¹⁸²W演化，重新评估吸积模拟，为地球形成年代学及吸积过程提供新约束。
2024-11-26 astro-ph.EP
Variable refractory lithophile element compositions of planetary building blocks: insights from components of enstatite chondrites
球粒陨石是太阳系历史最早阶段遗留下来的物质沉积物。基于其未分化的性质和较少分离的化学成分，陨石被广泛认为是类地行星及其胚胎的未加工的构建块。类地行星的化学成分模型通常发现，在大块天体中，难熔亲石元素（RLE）的相对丰度（“恒定RLE比规则”），基于陨石和太阳光球之间RLE比的有限变化。在这里，我们表明，RLE比，如Nb/Ta，Zr/Hf，Sm/Nd和Al/Ti，分馏从太阳值的球粒顽火辉石（EC）。个别EC球粒的分馏RLE比文件不同的亲硫亲和性的RLE高度还原环境和分离的RLE轴承硫化物硅酸盐球粒形成之前和/或期间。与此相反，散装EC有太阳一样的RLE比，表明物理分选的硅酸盐和硫化物是可以忽略不计的EC母体的吸积之前和期间。同样，如果地球的吸积是由EC类物质主导的，正如多种同位素系统学所支持的那样，吸积盘中硅酸盐和硫化物的物理分选不应该发生在地球的构建块中。或者，地球的前体可能是高温星云物质，在RLE分馏之前由于含RLE硫化物的沉淀而冷凝。经历了选择性的硅酸盐或金属/硫化物相的去除或吸积的高度还原的行星，如水星，可能有分馏，非太阳的整体RLE比率。
2021-05-30 astro-ph.EP
Geoneutrinos and Hydridic Earth (or primordially Hydrogen-Rich Planet)
地中微子是地球化学成分信息的新渠道。我们在这里分析了以下问题。我们需要什么统计数据来区分块状硅酸盐地球模型和氢化地球模型对Th/U信号比的预测？得到了Th/U信号比误差的简单估算公式。计算结果表明，对于格兰萨索地下实验室和萨德伯里中微子观测站，我们需要比$22 kt \cdot year$更多的曝光量。在日本所有核电站停止的情况下，我们需要的不仅仅是对神冈现场的$27 kt \cdot year$展示。
2014-05-13 astro-ph.EP
Kepler-68: Three Planets, One With a Density Between That of Earth and Ice Giants
美国宇航局的开普勒任务发现了两颗围绕开普勒-68运行的凌日行星。后续的多普勒测量已经确定了最里面的行星的质量，并揭示了第三颗木星质量的行星在两颗凌日行星之外运行。开普勒-68 b在5.4天的轨道上有8.3 +/- 2.3地球质量，半径2.31 +/- 0.07地球半径，密度3.32 +/- 0.92（cgs），使开普勒-68 b的密度介于冰巨星和地球之间。开普勒-68c是地球大小，半径为0.953地球，在9.6天的轨道上过境;开普勒-68c的验证提出了独特的挑战。开普勒-68d的轨道周期为580 +/- 15天，最小质量为0.947木星。开普勒测光的功率谱在1分钟的节奏表现出丰富和强大的一套小行星地震脉动模式，使详细的分析恒星内部。恒星的光谱学与多脉动模式的星震模型相结合，产生了恒星性质的精确测量，特别是Teff = 5793 +/- 74 K，M = 1.079 +/- 0.051 Msun，R = 1.243 +/- 0.019 Rsun，密度0.7903 +/- 0.0054（cgs），所有的测量都只有百分之几的不确定性。开普勒-68b的模型表明它可能由岩石和水组成，或者有一个H和He包层，从而产生大约3（cgs）的密度。
2013-02-11 astro-ph.EP
The stickiness of micrometer-sized water-ice particles
水冰是稠密分子云和原行星盘外围最丰富的物质之一。与其他材料（例如，硅酸盐）水冰由于其较高的比表面能而被认为是更粘的，从而导致在相互碰撞中更快或更有效的生长。然而，研究水冰粘性的实验很少，特别是在天体物理学相关的微米级区域和低温下。在这项工作中，我们提出了一个实验装置来生长由$\mathrmμ$ m大小的水冰颗粒组成的聚集体，我们用来测量在不同温度下$114 \, \mathrm{K}$和$260 \, \mathrm{K}$之间的冰粒的粘附和侵蚀阈值。我们的实验表明，对于低温（低于$\sim 210 \, \mathrm{K}$），$\mathrmμ$ m-大小的水-冰颗粒坚持低于$9.6 \, \mathrm{m \, s^{-1}}$的阈值速度，这是大约十倍高于$\mathrmμ$ m-大小的二氧化硅颗粒的粘附阈值。此外，生长的冰聚集体的侵蚀被观察到的速度以上$15.3 \, \mathrm{m \, s^{-1}}$。将实验得出的粘附阈值与模型预测进行比较，以确定水冰的重要材料特性，即，比表面能和粘性弛豫时间。我们的实验结果表明，水冰在原行星盘外部的存在可以通过直接粘附颗粒来促进星子的生长。
2014-10-27 astro-ph.EP
