Semarkona: Lessons for chondrule and chondrite formation
我们认为LL3.0球粒陨石Semarkona，包括它的球粒分数，球粒尺寸分布和基质热历史的证据。我们表明，不超过一个温和的比例，在太阳星云的环境基质材料可能已被熔化成球粒;和许多未处理的基质材料必须已被过滤出在某些阶段的Semarkona的母体形成过程。我们的结论是，在太阳星云中一定形成了许多球粒的聚集体，这意味着球粒和基质颗粒具有相当不同的碰撞粘附参数。此外，我们注意到，在Semarkona没有大的熔融物体意味着球粒必须迅速退出熔融区，在球粒凝聚物形成之前。对这种快速退出的最简单的解释是球粒熔化发生在盘的表层。新形成的致密球粒在短时间内从这些层中沉淀出来。
2014-09-12 astro-ph.EP
A critical analysis of shock models for chondrule formation
近年来，人们提出了许多球粒形成的模型。其中一个模型是尘埃在原行星盘的冲击波中的处理。在这个模型中，尘埃和球粒前体被冲击波淹没，冲击波通过摩擦加热和与气体的热交换将它们加热。本文重新分析了球粒形成的星云激波模型，着重讨论了下游边界条件。我们表明，对于大规模的平面平行球粒熔化冲击波的冲击后的平衡温度太高，以避免挥发损失。即使我们在我们的模型中考虑了盘平面外的横向辐射冷却（从而打破了严格的平面平行几何），我们发现对于太阳星云盘的实际垂直范围来说，温度下降的速度还不够快。另一方面，如果我们假设冲击波完全是光学薄的，这样粒子就可以自由辐射，那么冷却速率就太高了，无法产生所观察到的球粒结构。因此，全球星云冲击作为球粒的主要来源是有问题的。
2014-08-20 astro-ph.EP
Chondrule destruction in nebular shocks
球粒是一种毫米大小的硅酸盐小球，在原始陨石中普遍存在，但其起源仍然是个谜。产生它们的主要机制之一是气体原行星盘中激波中固体的熔化。然而，越来越多的证据表明，球粒形成区域的固体含量远远高于太阳丰度。考虑到激波模型中所涉及的高速度，在激波阵面通过后，由于差阻，不同尺寸的颗粒之间预计会发生破坏性碰撞。我们调查的概率和结果的粒子碰撞后面的一维冲击使用分析方法，以及一个完整的整合的耦合质量，动量，能量和辐射方程。对于固/气比$ε\gtrsim 0.1$来说，原球粒的破坏似乎是不可避免的，甚至对于太阳丰度来说，也是不可避免的，因为更细的尘埃会“喷砂”。具有$ε\gtrsim 10$的流需要小得多的激波速度（$\sim 2$ vs 8 km s $^{-1}$）以达到球粒熔化温度，并且辐射捕获允许激波碎片的缓慢冷却。最初的破坏仍然是广泛的;虽然重新组装毫米大小的颗粒会自然发生颗粒粘附后，组成的球粒的异质性可能很难复制。最后，我们注意到，固体通过小规模的弓冲击周围几公里大小的星子可能会经历部分熔融，但逃脱碎裂。
2014-10-22 astro-ph.EP
Dust concentration and chondrule formation
行星形成的气象学和天体物理学模型对太阳星云球粒形成区域的尘埃聚集因子做出了相互矛盾的预测。陨石和宇宙化学模型强烈表明，陨石球粒，陨石记录的一个关键组成部分，形成在固体与气体质量比高于背景数量级的地区。然而，在原行星盘中的尘埃颗粒动力学模型很难超越尘埃颗粒寿命中非常短暂的窗口之外的一些因素。更糟糕的是，这些模型没有预测球粒前体大小的尘埃颗粒的重要浓度因子。我们简要地发展的困难，在星云球粒形成的背景下，集中尘埃粒子，并表明，分歧是足够鲜明的宇宙化学家应该探讨的想法，可能会修改浓度因子的要求向下。
2018-03-27 astro-ph.EP
Planetesimal Impact Vapor Plumes and Nebular Shocks form Chondritic Mixtures
本文提出IVANS模型，用星子撞击蒸气羽流驱动的星云激波解释球粒形成及球粒陨石混合物的快速组装，将球粒成因纳入行星形成整体背景。
2025-03-07 astro-ph.EP
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
Incorporation of a Late-forming Chondrule into Comet Wild 2
我们报告的岩石学，O同位素组成，和铝镁同位素系统的球粒碎片从彗星家族野生2，返回地球的美国宇航局的星尘任务。这个物体显示了II型球粒的特征，它是由一个演化的氧同位素库形成的。没有发现Al 26消失的证据，（26 Al/27 Al）0 < 3.0 x 10^-6。假设铝26在太阳星云中均匀分布，这种粒子的结晶至少比最早的太阳系天体晚300万年--与大多数陨石球粒相比相对较晚。我们解释这个对象在柯伊伯带机构的存在，作为晚，大规模运输的小天体之间的内部和外部太阳星云的证据。我们的观测结果限制了木星的形成（如果它比这个彗星球粒离太阳更远，那么它将成为向外运输的障碍），在富含钙铝的包裹体之后超过300万年。
2011-12-30 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
Chondrule Formation in Bow Shocks around Eccentric Planetary Embryos
Daufas & Pourmond（2011）最近对火星陨石的同位素研究表明，在陨石球粒（陨石中发现的毫米级火成岩包裹体）形成的同时，太阳星云中存在着大型（半径约3000公里）行星胚胎。我们模拟了球粒的形成，通过弓形激波围绕这样一个行星胚胎在偏心轨道上。我们数值模拟的流动的流体动力学，并发现，这样大的机构保留一个气氛，与开尔文-亥姆霍兹不稳定性允许这种气氛与气体和颗粒混合流过胚胎。我们计算了流经该天体的陨石球粒的轨迹，发现它们不是由原行星吸积的，而是通过从行星岩浆海洋中排出的挥发物流动的。相比之下，陨石球粒是在较小的微行星上增生的。计算了球粒通过弓形激波时的热历史。我们发现，峰值温度和冷却速率是一致的形成的优势，斑状纹理的大多数球粒，假设一个适度的增强以上可能的太阳星云的平均值球粒密度（由一个因素的10），归因于沉降的球粒前体的中平面的磁盘或湍流浓度。我们计算了行星胚胎的偏心率被衰减的速率，并得出结论，一个分散到偏心轨道的行星胚胎可以在10 e5年内产生10 e24 g的球粒。原则上，少数（1-10）偏心行星胚胎可以以符合所有已知限制的方式熔化观测到的球粒质量。
2012-04-03 astro-ph.EP
A Shocking Solar Nebula?
有人认为，太阳星云中的冲击波形成了在陨石和彗星中观察到的高温物质。它表明，在太阳星云的内部边缘的温度可能已经足够高，在足够长的时间，以产生陨石球粒，CAIs，耐火尘埃颗粒和其他高温物质在彗星和陨石观察。随着时间的推移，太阳双极喷流可能在太阳星云中产生了16 O的富集，球粒氧同位素库可能是由于太阳星云内边缘相对位置的时间变化和随后的太阳双极喷流强度的变化。因此，星云加热模型，如激波模型，不需要解释大多数高温超导成分的形成
2009-01-25 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
Chondrules from high-velocity collisions: thermal histories and the agglomeration problem
我们评估是否陨石球粒，一旦熔化毫米大小的球体填充最古老的陨石，可以形成超公里/秒的碰撞之间的小行星在太阳星云。高速碰撞释放出热而稠密的硅酸盐蒸汽云，这些蒸汽云夹带并加热球粒前体。再现了半径为$\sim$ 10- 100公里的碰撞体CB球粒的热历史。非CB的斑状球粒冷却速率较慢，指向半径为$\gtrsim$ 500公里的碰撞机。陨石球粒如何碰撞分散到星云中，聚集成陨石母体仍然是一个谜。同样的轨道偏心率和倾角，使高能碰撞防止星子重新吸积球粒有效，而不受损害;因此，CB/CH球粒陨石Isheyevo的沉积层很难解释碰撞喷出物的直接回落。与此同时，小行星的表面可能散落着陨石球粒的碎片。从彗星81 P/Wild-2中发现的微米级的火成微粒可能来自原始柯伊伯带的原位碰撞和随后的吸积，从而避免了将火成固体运送到星云中的需要。从隼鸟2和OSIRIS-REx返回的小行星样本可能同样含有球粒碎片。
2021-03-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chondrule formation via extended winds in the early solar system
球粒陨石被认为是太阳星云的组成部分，而我们的太阳系就是由太阳星云形成的。它们是硅酸盐和氧化物物体（球粒和耐火夹杂物）的混合物，经历了极高的温度，设置在相对较冷的基质中。陨石的普遍存在表明它们是通过一个非常普遍的过程形成的，与恒星和行星形成密切相关，但是几十年来，负责机制的性质和属性仍然不清楚。然而，陨石球粒和耐火内含物提供的热太阳星云的证据，似乎与天体物理学对恒星形成的观察不一致。这强烈地表明，原恒星盘--恒星和行星形成的气体和尘埃的螺旋盘--相对较冷，并且表现出典型的温度，不足以在主小行星带中含有球粒的陨石所采样的径向距离处熔化和蒸发硅酸盐矿物。在这里，我们提出了计算的动力学和热结构的原恒星磁盘，加速风从磁盘表面。这些风通常与年轻的恒星物体有关，是早期太阳系的类似物。我们还提出了在这样的风中的尘埃颗粒的处理模型，表明这些流出物是合适的球粒形成的网站。
2012-01-18 astro-ph.EP
Chondrule Accretion with a Growing Protoplanet
球粒是太阳系中的原始物质。它们形成于太阳系历史的第一个大约300万年。这一时间尺度比火星形成的时间尺度更长，可以想象，原行星、微行星和球粒可能同时存在于太阳星云中。由于原行星对星子动力学的扰动和球粒的吸积作用，形成的球粒不可能全部被星子吸积。我们研究了在这种条件下由星子吸积的球粒的数量。我们假设一个原行星是在寡头增长，我们进行分析计算的球粒吸积的原行星和星子。通过寡头生长阶段，星子增生约一半的形成球粒。最小的微行星获得最大数量的球粒，与更大质量的微行星吸积的数量相比。我们进行了参数研究，发现这部分是不是很大程度上改变了广泛的参数集。
2017-02-26 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
Aggregate Growth and Internal structures of Chondrite Parent Bodies Forming from Dense Clumps
陨石的主要成分是球粒和基质。对Semarkona球粒中挥发物丰度的测量表明，球粒形成于一个致密的团块中，其固体密度高于太阳星云中的气体密度。我们调查的碰撞球粒和基质之间的致密团块的表面区域使用蓬松的聚集生长模型。我们的模拟表明，由球粒和基质组成的聚集体的碰撞生长发生在团块中，而在它们经历引力坍缩之前。球粒陨石母体（CPB）的内部结构可以通过聚集体的生长来确定。我们发现，总增长产生两个尺度内的CPBs。第一个尺度与球粒的小尺度分布有关，并由早期生长阶段决定，在早期生长阶段，球粒增生由基质颗粒组成的聚集体。这种吸积可以重现陨石中发现的球粒周围基质层的厚度。另一个尺度与球粒的大尺度分布有关。其属性（例如，球粒的丰度和总体尺寸）取决于团块内的气体运动，这在这项工作中被参数化。因此，我们的工作表明，CPBs的内部结构可能提供重要的线索，其形成条件和机制。
2019-11-24 astro-ph.EP
The initial structure of chondrule dust rims I: electrically neutral grains
为了表征早期生长的细粒尘埃轮辋（FGRs），通常围绕球粒，我们进行数值模拟的尘埃吸积到球粒表面。我们采用蒙特卡罗算法来模拟碰撞的尘埃单体半径在0.5和10 $μ$ m与陨石球粒的半径在500和1000 $μ$ m之间，在100- $μ$ m的增量。碰撞是由布朗运动和太阳星云湍流驱动的。每次碰撞后，碰撞的粒子要么粘在接触点，滚动或反弹。为了计算方便，我们将尘埃单体（在某些情况下，尘埃聚集体）的吸积限制在球粒表面的一小块区域。我们模拟的尘埃边缘的形态和尘埃粒子的轨迹，这是没有考虑在大多数以前的作品。FGR孔隙度的径向分布表明，在弱湍流中形成的边缘比在强湍流中形成的边缘（孔隙度为52- 60%）更多孔（孔隙度为60- 74%）。每个范围的下端对应于大球粒，上端对应于小球粒，这意味着球粒尺寸也对FGR孔隙度有影响。FGR的厚度与球粒半径呈线性关系，线性关系的斜率随时间的增加而增大，随湍流强度的增加而减小。由粉尘聚集体形成的FGR的孔隙率平均为$\sim 20\%$，大于由单个单体形成的FGR的孔隙率。在一般情况下，我们得到的相对较高的孔隙度是一致的，与以前的作者从数值模拟计算，以及从实验室测量的镶边球粒样品和镶边球粒类似物推断的初始FGR孔隙度。
2018-05-21 astro-ph.EP
Free Collisions in a Microgravity Many-Particle Experiment. II. The Collision Dynamics of Dust-Coated Chondrules
在早期太阳系中的微行星的形成很难被理解，特别是超过毫米大小的尘埃聚集体的生长最近被证明是我们理解的一项困难的任务[Zsom et al. 2010，A & A，513，A57]。实验室实验表明，这些大小的尘埃聚集体只有在不合理的低速度下才能相互粘附。然而，在原行星盘中，毫米大小的粒子是普遍存在的。人们可以找到它们的遗迹，以固体球粒的形式作为陨石的主要成分。大多数陨石球粒被发现具有细粒边缘，这被假设是由太阳星云中的吸积尘埃颗粒形成的。为了研究这些尘埃覆盖的球粒对陨石和可能的星子形成的影响，我们进行了毫米大小的尘埃覆盖的球粒类似物之间的碰撞实验，速度为几厘米/秒。对于2和3毫米直径的球粒类似物覆盖的灰尘边缘的体积填充因子为0.18和0.35 - 0.58，我们发现坚持几厘米/秒的速度。这一速度高于相同尺寸的粉尘聚集体的粘附速度。因此，我们得出结论，陨石球粒可能是一个重要的一步，更深入地了解碰撞增长的大型机构。此外，我们分析了碰撞行为的尘埃聚集体和非涂层球粒类似物的合奏。虽然尘埃聚集体和固体球粒类似物都没有在它们的物种之间的碰撞中显示出粘附，但我们发现两种成分之间的碰撞具有增强的sicking效率，这使我们推测球粒可能充当年轻太阳系中较大天体生长的"催化剂"。
2011-12-05 astro-ph.EP
Dependence of the initial internal structure of chondrule rim on dust size distribution
陨石中的粗糙物体，如球粒和CAIs，大多被细粒边缘（FGR）覆盖。FGR可以在湍流星云中自由漂浮的球粒表面形成，在那里也会发生尘埃聚集。以前的一项研究报告说，陨石球粒上的尘埃种群的形态影响FGR的初始结构。结果表明，如果单体颗粒增生到球粒上，较小的颗粒倾向于聚集在球粒表面附近，FGR表现出从底部到顶部的粒度变粗。然而，该研究没有考虑粉尘聚集体的时间增长对FGR形成的影响。在这项研究中，我们计算的多分散单体颗粒的聚集和它们的吸积到球粒。粉尘的聚集可分为两个不同的阶段：单体聚集阶段和类BCCA阶段。在单体聚集阶段，当平均聚集体尺寸达到单体的尺寸时，单体颗粒被并入聚集体中。在BCCA类阶段，聚集体分形演化的方式类似于单一尺寸的单体颗粒。在前人研究的基础上，我们得到了球粒获得单体增生FGR的必要条件，并在某些球粒陨石中观察到了晶粒粗化。在与星际介质（ISM）相似的粒度分布情况下，$>$ $1$ $μ$ m的最大粒度是单体吸积所必需的（$α$ $<$ $10^{-3}$），而如果星云中的湍流强度非常弱（$α$ $<$ $10^{-5}$），则需要最大粒度$\sim$ $10$ $μ$ m。与ISM相比，在大晶粒中具有更大质量分数的单体尺寸分布可能是有效的晶粒尺寸粗化所必需的。
2021-10-16 astro-ph.EP physics.geo-ph
The initial structure of chondrule dust rims II: charged grains
为了表征通常围绕球粒的细粒尘埃边缘（FGRs）的早期生长，我们模拟了FGRs的生长，通过直接吸积到球粒表面上的各种大小的单体。尘埃在太阳星云（SN）的辐射等离子体环境中不同程度地带电，由此产生的静电力改变了尘埃颗粒碰撞的轨迹，影响了尘埃边缘的结构以及边缘形成的时间尺度。我们比较了不同的湍流强度和等离子体条件下的原行星盘（PPD）中的FGR的增长，以前的模型假设中性尘埃颗粒。本文采用蒙特卡罗方法和N体程序相结合的方法模拟了尘埃单体与球粒的碰撞过程：用蒙特卡罗算法随机选择与球粒碰撞的尘埃粒子，并确定碰撞之间的时间间隔;在近距离接近时，使用N体算法Aggregate Builder（AB）模拟详细的碰撞过程，以确定碰撞结果，以及陨石球粒边缘的任何重组。碰撞是由布朗运动驱动的，并与原行星盘中的湍流气体运动耦合。建立了尘埃边缘的电荷分布模型，用于计算尘埃颗粒的运动轨迹，并对尘埃边缘的形貌进行了分析。在弱湍流区域，带电粒子之间的相对速度降低，导致小颗粒被排斥在球粒之外，导致尘埃边缘生长得更慢，并由更大的单体组成，这导致更多孔的结构。在高度湍流的区域，电荷的存在主要通过使尘埃颗粒偏离边缘的末端并减少重组量来影响边缘的孔隙度。
2019-11-03 astro-ph.EP
Cascade Model for Planetesimal Formation by Turbulent Clustering
我们使用一个新开发的级联模型的湍流浓度的粒子在原行星状星云计算几个感兴趣的性质的形成的原始星子和陨石记录。该模型遵循并纠正了Cuzzi等人（2010）对原始星子初始质量函数（IMF）的计算，其中使用了不正确的级联模型。在这里，我们使用Hartlep等人的模型。（2017），该模型已经过几种已发表的湍流中颗粒浓度的数值模拟的验证。我们发现，对于一系列的星云和粒子特性，星子可能是“天生的大”，形成的沙堆直径在10-100公里的范围内，直接从自由浮动的粒子。IMF具有模态性质，具有明确定义的峰值，而不是幂律大小依赖性。在这些方面，对内星云和外星云的预测表现相似，对内星云和外星云原始天体的观测支持这种模态IMF。此外，我们提出了预测的本地粒子浓度在几个长度尺度中的粒子“通常”发现自己，这有意义的陨石观测的氧化还原状态和同位素分馏的球粒形成的区域。这些结果与Cuzzi等人（2010年）的结果之间的一个重要区别是，颗粒粘附生长必须进行到至少1-几cm半径范围，以最大限度地满足IMF和陨石性质。也就是说，就内部星云而言，主要的“粒子”必须是球粒（或球粒大小的前体）的聚集体，而不是单个球粒本身。
2020-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Trace Elemental Behavior in the Solar Nebula: Synchrotron X-ray Fluorescence Analyses of CM and CR Chondritic Iron Sulfides and Associated Metal
我们已经进行了协调聚焦离子束（FIB）扫描和透射电子显微镜（S/TEM），电子探针显微分析（EMPA）同步辐射X射线荧光（SXRF）微探针研究，以确定相特定的显微结构特征和高分辨率原位微量元素浓度的原生磁黄铁矿，镍黄铁矿，并从球粒在CM 2和CR2碳质方解石的相关金属颗粒。这项工作是第一次将微量元素化学和显微结构观察联系在一起，试图确定这些陨石群中原生硫化物的形成机制和条件。SXRF微探针分析允许的次要和微量元素，钴，铜，锗，锌，硒的浓度进行定量，除了铁和镍，在2微米的空间分辨率。CM和CR PPI硫化物微量元素模式之间的相似性提供了一个共同的形成机制，这种类型的硫化物颗粒在两个陨石群的证据。此外，SRM硫化物和金属具有可比的微量元素模式，表明两者之间的遗传关系，如金属的硫化。富集镍，钴，铜，硒是符合这些元素的亲铜/亲铁行为。所观察到的Ge的消耗表明，它可能已经通过蒸发而损失，或者从未被并入金属或硫化物前体材料中。锌的贫化也可能是由于蒸发，但部分亲石，也可能已优先纳入球粒形成过程中的硅酸盐。微量元素的浓度支持结晶从不混溶的硫化物熔体中的球粒形成的PPI晶粒和金属的硫化物的SRM晶粒的起源。
2021-07-23 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Potassium Isotope Compositions of Carbonaceous and Ordinary Chondrites: Implications on the Origin of Volatile Depletion in the Early Solar System
相对于原始太阳系的组成，太阳系的物质中的中等挥发性元素（MVE）是极度缺乏的。为了解决这个MVE亏损的起源，我们进行了系统的高精度K同位素组成的研究，16个碳质碳酸盐（CC）的类型CM 1 -2，CO 3，CV 3，CR2，CK 4 -5和CH 3和28个普通碳酸盐（OC）涵盖岩石类型3至6和化学组H，L和LL。我们观察到显着的整体钾同位素（δ 41 K）的变化（-1.54至0.70 permil）。CC的K同位素组成大大高于散装硅酸盐地球（BSE）的值，而OC显示通常低于BSE的值。CC和OC都没有显示出K同位素与化学组、岩石类型、地震级别、暴露年龄、坠落或发现事件或陆地风化之间的可分辨相关性。钾同位素和钾含量之间缺乏明显的趋势，表明钾同位素分馏与相对元素钾贫化是解耦的。CC中K同位素变化的范围与四组分（球粒、耐火夹杂物、基质和水）混合模型一致，该模型能够解释主要CC组的散装元素和同位素组成，但需要球粒中K同位素组成的分馏。我们建议，主要控制组平均值的同位素组成是在星云环境中的冷凝或蒸发，保存在陨石球粒的成分变化。母体过程（水蚀变，热变质和交代作用）可以动员钾，并影响单个样品中的钾同位素。在OC的情况下，全方位的K同位素的变化只能解释的球粒，母体的水和热蚀变的大小和相对丰度的综合影响。
2020-03-23 astro-ph.EP
Earth and Mars -- distinct inner Solar System products
类地行星的组成记录了行星吸积、核幔和壳幔分异以及表面过程。在这里，我们比较了地球和火星的成分模型，以揭示它们的特征和形成过程。地球和火星同样富含难熔元素（1.9 $\times$ CI），尽管地球比火星更易挥发，氧化程度更低。它们的化学成分是由星云分馏确定的，中度挥发性元素的后增生损失贡献可以忽略不计。行星挥发性元素耗尽的程度可能与吸积物质中球粒的丰度、行星的大小及其吸积时间尺度有关，这为水星、金星、形成月球的巨大撞击物和原地球的组成和起源提供了见解。在星云盘的形成前后，地球可能比火星和南极小行星吸积了更多的球粒和更少的矩阵状物质，从而建立了其显著的挥发性耗尽。一个氧化的，分化的火星样的巨大影响（即，在月球上形成的碎片环（主要是由原地球的地幔组成），是一个挥发性物质耗尽、还原的原地球。类火星撞击物加入的硅酸盐地球中的亲铜和亲铁元素被硫化物熔体萃取到地核中。相比之下，火星的组成表明它在几乎均匀的氧化条件下快速吸积少量的球粒。火星的快速冷却和早期发电机的损失可能导致了板块构造和地表水的缺乏，以及现在的低表面热通量。地球和火星之间的这些相似之处和不同之处使得前者适合居住，而另一个则不适合居住。
2021-02-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
Statistical Chronometry of Meteorites. I. The Pb-Pb age of the Solar System's t=0
本文通过快速冷却无球粒陨石协调 Al-Mg 与 Pb-Pb 年龄，得出太阳系 t=0 的 Pb-Pb 年龄为 4568.42 ± 0.24 Myr，并解释 CAI 年龄差异可能来自后期重置。
2023-05-03 astro-ph.EP
Building Earth with pebbles made of chondritic components
本文提出用金属颗粒、球粒、CAIs和AOAs等球粒质组分混合物通过卵石吸积构建地球，其主量元素和Cr-Ti同位素均匹配地球，且以碳质组分为主，证明该机制可在太阳星云寿命内形成类地行星。
2025-07-21 astro-ph.EP
The Generalized Nonlinear Ohm's Law: How a Strong Electric Field Influences Non-ideal MHD Effects in Dusty Protoplanetary Disks
原行星盘的磁流体动力学（MHD）受到盘内气体电离率低的非理想MHD效应的强烈影响。由气体运动引起的强电场可以加热电离的气体粒子，从而可以影响盘中的电离平衡。我们以前的研究表明，在尘埃原行星盘中，欧姆电导率随着电场强度的增加而减小，直到盘气体发生电击穿。在这项研究中，我们将我们以前的工作扩展到更一般的情况下，电场和磁场影响等离子体粒子的运动，使我们能够研究等离子体加热对所有非理想MHD效应的影响：欧姆，霍尔和双极扩散。我们发现，即使在存在磁场的情况下，我们先前推导出的电流的上限也适用。虽然霍尔和双极电阻率可以随电场强度而增加或减少，这取决于带电尘埃颗粒的丰度，但欧姆电阻率总是随电场强度而增加。一个数量级的估计表明，原行星盘内部气体运动产生的大规模电流可能超过上限。这意味着内盘的MHD运动，例如由霍尔剪切不稳定性驱动的运动，可能被抑制或触发电击穿（闪电放电）。这可能对原行星盘内部的气体吸积和球粒形成具有重要意义。
2019-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Gravitational instability of solids assisted by gas drag: slowing by turbulent mass diffusivity
Goldreich和Ward（1973）在Toomre参数为$Q_T \equiv c_p Ω_0 / πG Σ_p < 1$（$c_p$为粒子弥散速度）时，薄粒子层的（轴对称）引力不稳定性发生。Ward（1976，2000）通过加入气体对粒子的拖曳效应扩展了这一分析，并发现即使当$Q_T > 1$时，足够长的波总是不稳定的。Youdin（2005 a，b）进行了详细的分析，并表明不稳定性使球粒大小（$\sim 1 $ mm）的颗粒在合理的生长时间内发生径向结块，即使在存在中等量湍流搅拌的情况下也是如此。Youdin的分析包括湍流在设定尘埃层厚度和在动量方程中产生湍流粒子压力方面的作用。然而，他忽略了湍流质量扩散系数对扰动波的影响。在这里，我们表明，包括这种效果的增长率显着降低，由一个量，取决于湍流的水平，并减少湍流的最大强度的不稳定性可以承受1至3个数量级。不稳定性是可行的，只有当湍流是非常弱的，固体到气体的粒子层的表面密度是大大提高了最小质量星云的值。一个简单的力学解释的不稳定性表明，如何的方位角分量的阻力促进不稳定性，而径向分量阻碍它。一个重力扩散过稳定性也是可能的，但从来没有实现在星云模型。
2015-04-02 astro-ph.EP
From Dust to Planets -- A Chemical Perspective
Universität Bern（伯尔尼大学）；Institut für Geologie, Universität Bern（伯尔尼大学地质研究所）；Universität Münster（明斯特大学）；Institut für Planetologie, Universität Münster（明斯特大学行星研究所）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Thermo Fisher Scientific（赛默飞世尔科技）
通过陨石中的化学和时间信息，研究太阳星云中从最初固体形成到行星体聚集和分异的过程，揭示早期太阳系中尘埃云冷却导致元素持续凝结及尘埃/气体比上升的连续过程，以及行星体形成及地球分异的化学条件。
2026-04-13 astro-ph.EP
