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
Oxygen Isotope Exchange Between Molten Silicate Spherules and Ambient Water Vapor with Nonzero Relative Velocity: Implication for Chondrule Formation Environment
该研究建立熔融硅酸盐球粒与相对运动环境水蒸气的氧同位素交换理论模型，发现新的质量相关分馏现象，据此推断球粒结晶时与环境蒸气的相对速度低于几百m/s，为揭示球粒形成环境提供新依据。
2023-06-26 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.chem-ph
VapoRock: Thermodynamics of vaporized silicate melts for modeling volcanic outgassing and magma ocean atmospheres
本研究开发了开源热力学建模软件VapoRock，结合MELTS液体模型与多源热化学数据计算岩浆平衡气相组成，经实验和基准测试验证精度优于闭源MAGMA代码，并提出可利用SiO与SiO2丰度比探测系外行星地幔氧逸度。
2022-12-20 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Modeling the Evolution of Silicate/Volatile Accretion Discs around White Dwarfs
在被金属污染的白矮星周围发现了越来越多的碎片盘。它们被认为是起源于潮汐破坏的系外行星体，并负责金属吸积到宿主WD上。为了解释（1）观测推断的吸积速率高于坡印廷-罗伯逊阻力（$\dot{M}_{\rm PR}$）引起的吸积速率，以及（2）指示陆地岩石物质吸积的富折射光球成分，以前的研究提出了由于颗粒升华产生的硅酸盐蒸汽增加的气体阻力导致硅酸盐颗粒的失控吸积。由于再冷凝的蒸气扩散超出升华线被忽略，我们重新审视这个问题的一维平流/扩散模拟，始终结合硅酸盐升华/冷凝和反反应颗粒漂移由于气体阻力在固体丰富的磁盘。我们发现，硅酸盐蒸汽密度的区域重叠的固体颗粒遵循饱和蒸汽压，并没有失控吸积发生，如果包括再冷凝。这总是限制了从单组分硅酸盐盘到处于平衡态的$\dot{M}_{\rm PR}$的吸积速率。或者，通过执行将挥发性气体（例如，水蒸气），我们证明了挥发性气体通过气体拖曳增强了硅酸盐向$>\dot{M}_{\rm PR}$的增生。当盘的初始挥发分为$\lesssim 10$ wt %时，由于固体向气体的有效反反应抑制了挥发分吸积，同时再现了富耐火材料吸积。来自C型小行星类似物的圆盘可能是高$\dot{M}$之谜的可能线索。
2022-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for transient atmospheres during eruptive outgassing on the Moon
月球巨大撞击形成后的事件被认为导致了挥发性耗尽和同时发生的中等挥发性元素（MVE）同位素的质量分馏。围绕这一事件的详细过程和条件仍然模糊不清，没有统一的一个单一的模型，所有挥发性元素和化合物。利用现有的数据，包括新的Zn同位素数据的8个月球样品，我们证明，MVE在月球上的同位素分馏是最好的表示非理想瑞利蒸馏，接近分馏因子α使用蒸发同位素的减少质量。通过这些计算，当月球MVE同位素数据归一化为普通或顽火辉石（ΔMoon-OC，EC）而不是块状硅酸盐地球（BSE）组成时，可以获得最佳拟合数据。这一分析进一步表明，根据月球岩石的硫同位素组成，月球形成的母体不可能将硫分配到其核心。ΔMoon-OC、EC和模拟的非理想瑞利分馏之间的最佳拟合由对应于90 +/-4%饱和指数的斜率定义。相比之下，较老的高地套件的饱和度指数为75 +/-2%，表明在月海玄武岩喷发期间气相压力较高。这提供了第一个切实的证据，表明月球在至少38亿至30亿年前的月海玄武岩喷发事件中被稀薄的大气层所掩盖，并意味着MVE同位素分馏主要发生在月球吸积之后。
2020-10-15 astro-ph.EP
Hydrodynamic escape of water vapor atmospheres near very active stars
当暴露在一颗非常活跃的恒星的高能X射线和紫外线辐射下时，行星上层大气中的水蒸气可以被光解并迅速消失在太空中。在本文中，我研究的化学，热和流体动力学过程中的高层大气的类地行星，集中在水蒸气占主导地位的大气中运行的活动恒星的宜居带。我考虑了不同的恒星活动水平，发现在所有情况下都有很高水平的大气逃逸，流出的气体主要是氢原子和氧原子的中性和离子形式。在较低的活动情况下，我发现，积累的O $_2$和增加的D/H比在大气中由于质量分馏是可能的，但在较高的活动情况下，没有质量分馏发生。连接这些结果的恒星活动演化轨道的太阳质量的恒星，我表明，大量的水蒸气可能会丢失，和的损失和O $_2$的量，可以在大气中积累依赖于敏感的恒星的初始旋转速率。对于一颗位于低质量M矮星适宜居带的地球质量行星，我的研究结果表明，除非在恒星最活跃的阶段之后发生水分流失，否则大气中O $_2$的积累是不可能的。
2019-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mercury (Hg) in meteorites: variations in abundance, thermal release profile, mass-dependent and mass-independent isotopic fractionation
我们测量了一组陨石中汞的浓度、同位素组成和热释放剖面，包括陨石和无球粒陨石。我们发现不同陨石之间的汞浓度变化很大（约100克）。10 ppb至14'000 ppb），最高浓度数量级高于预期的本体太阳系硅酸盐值。从热释放曲线（150至650 °C）中存在的几种不同的汞载体相来看，我们认为这些变化不太可能主要是由于陆地污染造成的。陨石的汞丰度与岩石类型或汞同位素的质量分馏无关。大多数碳质辉长岩显示奇数同位素199 Hg和201 Hg的富集与质量无关。我们表明，富集不是核合成，因为我们没有找到相应的核合成赤字196汞。相反，它们可以部分解释为汞蒸发和再沉积过程中加热小行星从原始放射性核素和后期的影响加热。非碳质碳酸盐岩、大多数无球粒陨石和地球在气相汞中没有表现出这种富集。然而，这里研究的所有陨石都含有相对于地球地壳平均值的轻汞同位素（δ 202 Hg = ~-7至-1），这可能表明地球已经失去了其原始汞的很大一部分。然而，约2%的碳质沉积物的后期增生，被认为是地球水、碳、氮和惰性气体存量的原因，也可能是地球目前汞收支的大部分或全部原因。在这种情况下，地壳中同位素重的汞必然是地表和地球深部储层之间同位素分馏的结果。
2016-03-07 astro-ph.EP
Higher Martian atmospheric temperatures at all altitudes increase the D/H fractionation factor and water loss
曾经在火星表面流动的大部分水很久以前就流失到太空中了，流失的总量仍然未知。通过研究氢（H）及其同位素氘（D）可以找到损失量的线索，氢（H）及其同位素氘（D）是大气水分子H $_2$ O和HDO解离时产生的。H和D的逃逸效率的差异（其导致D/H比增强）被称为分馏因子$f$。D/H比和$f$都是估算水分损失所必需的;因此，如果我们能够限制$f$的范围并了解是什么控制它，我们将能够更准确地估算水分损失。在这项研究中，我们使用的中性火星大气的一维光化学模型，以确定如何$f$依赖于假设的温度和水蒸气配置文件。我们发现，外基温度最强烈地控制热逃逸过程的$f$的值。当我们包括其他研究中的非热逃逸估计时，我们发现对流层顶温度也很重要。总的来说，对于标准火星大气，$f=0.002$用于热逃逸，$f=0.06$用于热+非热逃逸。我们估计火星已经失去了至少66-122米的水。重要的是，我们的研究结果表明，$f$的值严重依赖于D的非热逃逸，以及包括D/H分馏的建模研究必须模拟整个大气中的中性和离子过程。
2020-10-28 astro-ph.EP
Chemistry of Silicate Atmospheres of Evaporating Super-Earths
我们模拟了硅酸盐大气在热的无挥发物的超级地球上的形成。我们的计算假设所有的挥发性元素，如H，C，N，S和Cl都已经从行星上消失了。我们发现，大气主要由Na，O2，O和SiO气体组成，以减少丰度的顺序。大气成分可以通过分馏蒸发、云凝结、光电离以及与大气中残留的任何挥发性元素反应而改变。云凝结减少了大气中除Na和K以外的所有元素的丰度。我们推测，像在水星和木卫一周围观察到的大型Na和K云可能围绕着热的超级地球。这些云会比紧密结合的大气层隐藏更大部分的母星，并且可以通过目前可用的方法观察到。
2009-06-05 astro-ph.EP
Atmosphere-interior exchange on hot rocky exoplanets
我们提供了短周期岩石系外行星与向阳面岩浆池和硅酸盐蒸汽气氛的大气压力和表面成分的估计。大气压力趋向于与表面岩浆的蒸汽压力平衡，而岩浆表面的成分是由部分蒸发和表面-内部交换的竞争效应决定的。我们使用基本模型来展示表面-内部交换如何受行星的温度，质量和初始成分控制。我们假设地幔岩石经历了大量熔融形成岩浆池，风从星下点径向流动。在这些假设下，我们发现：（1）当行星体硅酸盐FeO浓度较低时，大气-内部交换较快，而当FeO浓度较高时，交换较慢：（2）当亚星温度为$\lesssim$ 2400 K时，岩浆池的成分混合较好，而当亚星温度为$\gtrsim$ 2400 K时，岩浆池的成分变化较大，变化较快;（3）岩浆池中的电流倾向于冷却固体地幔的顶部（“构造制冷”）;（4）与早期的工作相反，许多岩浆行星具有随时间变化的表面成分。
2016-06-21 astro-ph.EP
Vapor drainage in the protolunar disk as the cause for the depletion in volatile elements of the Moon
相对于地球而言，月球岩石中的Rb、K和Zn等中等挥发性元素严重缺乏。确定这种消耗的原因对于理解在月球形成的巨大撞击之后地月系统如何演变非常重要。我们测量了月球和陆地岩石的Rb同位素组成，以了解为什么中度挥发性元素在月球上耗尽。结合我们的新测量和以前的数据，我们发现月球的87 Rb/85 Rb比地球高出+0.16 permil。这种同位素组成与Rb蒸发到~ 99%饱和的蒸汽介质中是一致的。在这种饱和度下的蒸发也可以解释以前记录的月球岩石相对于地球的K，Ga，Cu和Zn同位素分馏。我们表明，一个可能的设置，实现相同的饱和度后，蒸发的元素与这种不同的挥发性是通过粘性排水部分蒸发到地球上的原月盘。在α盘模型的框架中，解释此处计算的~99%饱和度所需的α粘度为0.001至0.01，这与粘度由磁旋转不稳定性控制的蒸汽盘一致。
2019-10-18 astro-ph.EP
Vapor-Melt Exchange -- Constraints on Chondrite Formation Conditions and Processes
本文探讨了球粒陨石中Na和Fe等挥发性元素在高温低压下未显著蒸发的矛盾，指出高固体密度可抑制蒸发并减少同位素分馏，但SiO2晚期凝聚现象与该高密度条件存在冲突，使得球粒开放系统行为条件仍不明确。
2023-06-22 astro-ph.EP physics.geo-ph
The origin of the Moon within a terrestrial synestia
巨大撞击假说仍然是月球起源的主要理论。然而，目前的模型很难解释月球的成分和同位素与地球的相似性。在这里，我们提出了一个新的月球起源模型。高能、高角动量的巨型撞击可以产生一个超过共转极限（CoRoL）的撞击后结构，该极限定义了共转物体可能的最热状态和角动量。在一个典型的超CoRoL天体中，传统的地幔、大气和盘的定义都不合适，该天体形成了一种新型的行星结构，称为合星。使用冷却synestia结合动力学，热力学和地球化学计算的模拟，我们表明，卫星形成从synestia可以产生我们的月球的主要特征。我们发现，冷却驱动混合的结构，和冷凝产生的卫星轨道内的synestia，由数十条散装硅酸盐地球（BSE）蒸汽包围。小卫星和成长中的卫星被蒸汽加热，直到第一个主要元素（Si）开始蒸发并缓冲温度。小卫星在硅酸盐蒸发的温度和结构的压力下与BSE蒸汽平衡，建立了月球同位素组成和中等挥发性元素的模式。最终，冷却的合星体在月球轨道内消退，结束了月球吸积的主要阶段。我们的模型改变了月球起源的范式，从指定一个特定的影响方案，以实现月球形成synestia。在类地行星形成的末期，产生潜在的月球形成合星的巨大撞击是很常见的。
2018-02-28 astro-ph.EP
Predicted Diurnal Variation of the Deuterium to Hydrogen Ratio in Water at the Surface of Mars Caused by Mass Exchange with the Regolith
火星上的风化层每天都与大气交换水分，这一过程导致了火星表面水蒸气丰度的显著变化。以前的研究主要集中在丰度，最近的现场实验和遥感观测测量大气水的同位素组成。因此，我们的动机是调查大气和风化层之间的同位素水交换，并确定其对大气的氘氢比（D/H）的影响。我们通过求解一个包含风化层吸附、凝结和扩散的传输方程，模拟了水在风化层和风化层-大气交换中的传输。该模型计算在这些过程中的每一个HDO和H2O之间的平衡分馏。吸附中的分馏是由吸附的潜热的差异引起的，而冷凝的分馏是由蒸气压的差异引起的。结合一个简单的整体空气动力学边界层模型，我们模拟了行星表面附近D/H的日变化。我们发现，在赤道和中纬度地区，D/H的日变化可达300 - 1400/mil，在较冷的地区或季节，其幅度更大。其变化主要是由风化层颗粒的吸附和解吸作用驱动的，其日变化趋势表现为清晨下降，白天上升到峰值，午后和傍晚再次下降，追踪着水蒸气从风化层的进出。预测的D/H变化可以用原位测量来测试。因此，我们的计算表明，稳定同位素分析是一个强大的工具，在精确定位风化层大气交换的水在火星上。
2019-05-09 astro-ph.EP
The Limited Role of the Streaming Instability During Moon and Exomoon Formation
本研究首次模拟月球形成盘中的流式不稳定性，发现其只能形成约100千米小卫星，仍会因气体阻力坠落，从而支持贫蒸气盘形成大月球的模型。
2024-04-28 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
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
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
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
Chemical Equilibrium Calculations for Bulk Silicate Earth Material at High Temperatures
本研究针对整体硅酸盐地球物质，在宽温压范围内模拟69种元素气-熔平衡分布，对比干/湿体系、理想/非理想溶液模型，得出凝聚温度、序列等关键结论，为相关地球化学研究提供参考。
2023-05-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
The Exosphere as a Boundary: Origin and Evolution of Airless Bodies in the Inner Solar System and Beyond Including Planets with Silicate Atmospheres
在这篇综述中，我们讨论了所有相关的太阳/恒星辐射和等离子体参数和过程，共同作用的形成和修改的大气层和外太空，包括表面相关的矿物。岩浆海洋脱气硅酸盐大气或薄的气体信封从行星积木，无空气的机构在内太阳系，和关闭在岩浆岩系外行星，如CoRot-7 b，HD 219134 b和55 Cnc e的地址。还讨论了行星胚胎中元素的耗尽和分馏，这些元素是原行星的基石。在这方面的形成过程的月球和水星的简要回顾。还讨论了月球起源以来微流星体、等离子体溅射、等离子体撞击以及化学表面蚀变对月球表面的改性，以及月球表面收集的早期地球大气粒子的搜寻。最后，我们解决的重要问题，可以学到什么从水星的环境和太阳风的相互作用的信使号和BepiColombo的研究相比，在未来的空间观测站，如JWST或ARIEL和地面望远镜和仪器，如SPHERE和ESTERO的VLT的预期观测，反之亦然。
2022-03-03 astro-ph.EP physics.space-ph
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
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
Speciation and Dissolution of Hydrogen in the Proto-Lunar Disk
尽管伴随着月球起源的非常高的温度，但近年来在阿波罗样品中明确观察到了OH形式的原生水。这样的观测结果引发了关于月球氢的丰度和分布的问题。在这里，我们调查的相关问题的起源月球H：观察到的氢是一个更大的初始库存，是从潮湿的地球继承，但部分耗尽的过程中的起源，或氢定量失去了从月球材料，与水被输送到月球水库通过随后的影响后，起源序列？最近的研究结果指出，在月球起源的地球重力场的氢逃逸的程度有限的动机，我们应用一个新开发的热力学模型的液体-蒸气硅酸盐的原月球盘询问的行为H作为一个微量元素的巨大影响的能量后果。我们发现：（1）预先存在的含氢分子在所考虑的温度下迅速解离（3，100 - 4，200 K），并且在原月盘中遇到的几乎所有热状态范围内，蒸发的氢主要以OH（v），H（v）和MgOH（v）的形式存在，（2）尽管蒸汽物种形成如此多样，这降低了水逸度并有利于氢从共存液体中出溶，蒸汽气氛与盘液体的平衡导致H大量溶解到原月球岩浆中，（3）在这种情况下，平衡氢同位素分馏被限制在< 10/mil，如果原月球盘中的液-气平衡是产生月球氢的过程，那么最近推断的月球D/H的陆地特征应该扩展到这样的精确度。总之，这些结果暗示溶解的过程负责建立月球氢丰度。
2016-04-16 astro-ph.EP
A Cloudy Fit to the Atmosphere of WASP-107 b
Tsinghua University（清华大学）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
通过JWST光谱数据，结合物理云模型和自洽温度分布，研究WASP-107 b的硅酸盐云形成机制，发现需中等垂直扩散系数以解释近红外分子带强度和10微米云特征，推导出金属度为太阳的17倍。
2026-03-12 astro-ph.EP
Equilibrium Condensation from Chondritic Porous IDP Enriched Vapor: Implications for Mercury and Enstatite Chondrite Origins
本文探讨水星异常内核与低FeO表面矿物学的起源，提出在内太阳原行星盘中面附近，富集C-IDP成分尘埃的化学系统在高温下平衡凝聚产生超球粒陨石Fe/Si比凝聚物，从而解释水星及顽火辉石球粒陨石母体的异常成分。
2023-07-28 astro-ph.EP
The composition of Saturn's rings
本文综述土星环的物理化学组成，指出主环以水冰为主并含少量硅酸盐等成分，而D环富有机物和硅酸盐且贫水，为土星环起源与演化模型提供观测约束。
2023-11-29 astro-ph.EP
How planets grow by pebble accretion. III. Emergence of an interior composition gradient
在它们的形成过程中，由于固体的不断吸积，行星形成了巨大的热大气。人们习惯于认为所有的固体都在中心结束，构成耐火材料的“芯”，而外壳保持不含金属。然而，最近的工作以及联合国驻内罗毕办事处特派团的观察表明，这种区分可能并不那么明确。事实上，小的硅酸盐，卵石大小的颗粒将在大气中升华时，他们达到升华温度（T ~ 2,000 K）。在本文中，我们扩展以前的分析工作，计算行星的性质下，这样的卵石吸积的情况。我们进行一维数值计算的吸积行星的大气，解决恒星结构方程，增强了非理想状态方程，描述了氢/氦-硅酸盐蒸汽混合物。计算终止于金属中的总质量等于H/He气体的总质量的点，这是我们在数值上确认的失控气体吸积的开始。当卵石在到达地核之前升华时，没有足够的能量（吸积）将致密的、富含蒸汽的下层与金属含量较低的上层混合。因此，Z随半径减小的渐变结构是卵石吸积形成行星形成的自然结果。我们强调，此外，（小）卵石可以作为不透明度的主要来源，防止快速冷却，并提出了一个通道（迷你）海王星在富含气体的磁盘中生存。然而，一旦卵石吸积消退，大气层迅速清除，随后是失控的气体吸积。我们认为大气循环是更可能的机制，已经停止了这些行星的信封的增长。
2021-02-05 astro-ph.EP
Potassium Isotopic Compositions of Enstatite Meteorites
顽火辉石、顽火辉石和顽火辉石是在许多同位素系统中与地球最相似的陨石，它们经历了与质量无关和与质量相关的同位素分馏。由于过去获得高精度K同位素组成的分析挑战，顽火辉石陨石和地球之间K同位素组成的电势差仍然不确定。本文首次报道了8颗顽火辉石陨石和4颗顽火辉石陨石的高精度K同位素组成，发现顽火辉石陨石的K同位素组成有显著的变化（从-2.34 permil到-0.18 permil）。然而，几乎所有顽火辉石陨石的K同位素组成分散在块状硅酸盐地球（BSE）值附近。八颗顽火辉石陨石的平均K同位素组成（-0.47 +/-0.57 permil）与BSE值（-0.48 +/-0.03 permil）无法区分，因此进一步证实了地球的建筑块和顽火辉石陨石前体之间的同位素相似性。结果表明，顽火辉石陨石的钾同位素组成与化学成分、岩石类型、震变程度和陆地风化条件无关，但其钾同位素组成的变化与其母体的加工过程有关。我们的主族Aubrite MIL 13004的样品是例外的，具有极轻的K同位素组成（Δ 41 K = -2.34 +/- 0.12 permil）。我们将这种独特的K同位素特征归因于我们的样品中存在丰富的二水硬铝石包裹体，因为这种含K硫化物矿物预计在与硅酸盐的平衡交换过程中富集39 K。
2020-03-12 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
Age and genetic relationships among CB, CH and CR chondrites
通过分析CB和CH球粒陨石的Mo、Ti、Cr和Hf-W同位素数据，确定其形成于CAIs形成后3.8±0.8 Ma的撞击蒸气-熔体羽流中，并揭示其金属与CR球粒陨石存在成因联系。
2023-10-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chemistry of the Earth's Earliest Atmosphere
在这一章中，我们描述了地球形成期间和之后不久的早期大气化学，那里几乎没有地质记录。我们回顾了地球大气的第二个起源的论点，即在吸积过程中和/或吸积后，而不是通过捕获的太阳星云气体放气。然后，我们讨论了挥发物的来源，地球吸积陨石作为类似的物质存在于太阳星云。下一节回顾地球吸积过程中的加热。随后，我们描述了化学的硅酸盐蒸汽，蒸汽和气体阶段的大气演化的早期地球。最后，我们总结了尚未解决的关键问题。
2012-10-01 astro-ph.EP
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
Thermochemical Stability of Low-Iron, Manganese-Enriched Olivine in Astrophysical Environments
研究了Stardust任务样品中低铁富锰橄榄石的热化学稳定性，发现其在太阳成分高温蒸气中稳定，揭示了其在原始物质和彗星样品中的形成与平衡历史。
2023-07-02 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.geo-ph
The effect of a small amount of hydrogen in the atmosphere of ultrahot magma-ocean planets: atmospheric composition and escape
研究少量氢对超热岩浆海洋行星大气成分与逃逸的影响，发现氢显著改变大气化学组成并促进重物种蒸发逃逸。
2023-06-09 astro-ph.EP
The energy budgets of giant impacts
巨大的撞击控制着类地行星形成的最后阶段，并确定了最终行星系统的结构和组成。一次巨大的撞击被认为是月球形成的原因，但具体的碰撞参量仍在争论中。由于典型的月球形成撞击是最深入研究的场景，它通常被认为是典型的巨型撞击。然而，可能会产生各种影响，产生不同的结果。在这里，我们研究了形成地球质量物体的巨大撞击的总能量预算，发现它们在可能的月球形成事件的广泛范围内有很大的不同。我们表明，引力势能交换是重要的，我们确定的制度，在该制度中，势能有显着的影响碰撞的结果。能量不均匀地沉积在碰撞的行星中，增加了它们的内能，每个天体的一部分获得了足够的熵来蒸发。在重力再平衡之后，撞击后的天体会产生强烈的热分层，并伴随着不同量的蒸发和超临界地幔。典型的月球形成撞击是一个相对低能量的事件，不应该被认为是形成地球质量行星的吸积巨型撞击的原型。在一次巨大的撞击之后，与相同质量的凝聚行星相比，天体的大小会显著膨胀，它们的势能、动能和内能分量的大小也会有很大的差异。因此，金属硅酸盐平衡的条件和地球随后的演变可能在不同的撞击情景之间有很大差异。
2019-12-10 astro-ph.EP
Composition and fate of short-period super-Earths: The case of CoRoT-7b
CoRoT-7 b是一颗半径为1.68 +/- 0.09 R_E，质量为4.8 +/- 0.8 M_E，轨道周期为0.854天的行星，它的发现表明小行星可以非常接近它们的恒星。我们利用热彗星的知识，质量损失估计和行星内部结构和演化的模型来了解其组成，结构和演化。推断的CoRoT-7 b的质量和半径与岩石行星相一致，相对于地球来说，它的铁含量会减少。然而，质量增加一西格玛（5.6 M_E）和尺寸减小（1.59 R_E）与类地球成分（33%铁，67%硅酸盐）相容。或者，CoRoT-7 b可能含有大量挥发物。一个同样好的拟合数据被发现为蒸汽信封等于3%（和高达10%）以上的类地原子核的质量。由于其强烈的辐射和小的尺寸，这颗行星不能拥有超过其总质量的1/10，000的H和He包层。我们发现，质量损失是显着的（~ 10^11 g/s）和独立的行星组成。这是因为流体动力学逃逸率与大气的平均分子质量无关，并且由于强烈的辐射，即使是裸露的岩石行星也会拥有足够厚的平衡蒸汽大气层来捕获恒星的紫外光子。这个逃逸率排除了H-He包层的可能性，因为它仅在~1 Ma内逃逸。水蒸气大气将在~ 1Ga内逃逸，因此这是一个合理的方案。CoRoT-7 b的起源无法从目前的观测中推断出来：它可能是由岩石形成的;或者是一个类似天王星的冰巨星的残余物，或者是一个气体巨星，其核心很小，被剥离了气体外壳。
2010-02-08 astro-ph.EP
Compositions of Hot Super-Earth Atmospheres: exploring Kepler Candidates
本文概述了一种简单的方法来评估热岩石行星的大气成分，假设不同类型的行星组成，并使用相应的模型计算。为了探索1000 K以上的热大气，我们对硅酸盐岩浆的蒸发进行了建模，并根据开普勒2011年2月发布的数据，根据行星的半径和半长轴估计了大气成分的范围。我们的研究结果显示了5种热的岩石超级地球大气层的大气类型，强烈依赖于初始成分和行星到恒星的距离。我们提供了一组简单的参数，可用于评估开普勒任务和其他搜索提供的当前和未来候选人的大气成分。
2011-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Condensation of Rocky Material in Astrophysical Environments
本文综述了原行星盘中成岩元素的高温挥发性分馏与平衡凝结计算，分析了太阳系与非太阳系成分的矿物相预测，探讨了陨石组分的气固循环、层级吸积及非平衡化学效应，指出需改进高温固溶体建模。
2023-06-26 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
The origins and concentrations of water, carbon, nitrogen and noble gases on Earth
地球上的氢和氮的同位素组成明显不同于形成太阳系的星云气体，也不同于大多数彗星的值。地球上的氮和氢同位素组成在原始陨石的特征值范围内，这表明地球上的水，氮和其他挥发性元素起源于一个宇宙化学水库，也来源于原始陨石的母体。原太阳星云（PSN）的残余物仍然存在于地幔中，可能标志着行星生长早期阶段PSN气体的封存。彗星挥发物的贡献似乎仅限于地球挥发物总量中的少数几种。氢，氮，氖和氩的同位素签名可以解释为两个端元之间的太阳和南极组成的混合，分别，并不需要同位素分馏过程中的早期大气的流体动力逃逸。地球上的40 Ar（在地球历史上由40 K衰变产生）表明，放射成因的氩的很大一部分可能仍然被困在硅酸盐地球中。通过将其他挥发性元素的丰度标准化为这种同位素，我们提出地球并不像以前认为的那样缺乏挥发性。我们的星球可能确实含有高达~3000 ppm的水（优选范围：1000-3000 ppm）和高达~500 ppm的C，两者大部分都封存在固体地球中。这一挥发物含量相当于碳质球粒陨石（CI-CM）物质对干燥原地球的~2（+/-1）%贡献，这高于主张解释地幔铂族元素预算的球粒陨石物质的贡献。这样一个（相对）高的贡献挥发物丰富的物质是一致的吸积的一些湿的星子在地球吸积。
2014-05-24 astro-ph.EP
Hydrodynamic escape from the proto-lunar disk and the origin of the Earth-Moon volatile dichotomy
SETI Institute（SETI研究所）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of Arizona（亚利桑那大学）；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）
研究揭示月球前盘挥发性物质通过水动力流出被移除，解释了地球与月球挥发性元素丰度差异的成因。
2026-09-30 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
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
Impacting Atmospheres: How Late-Stage Pollution Alters Exoplanet Composition
本研究建立系外行星大气晚期污染模型，发现形成后污染可抹去行星初始组成记忆，甚至能将冰线外形成的亚海王星转变为水世界，还讨论了相关C/O比分布。
2024-10-05 astro-ph.EP
Oxygen Isotopic Compositions of Chondrules as Probes of Solar Protoplanetary Disk Formation
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Kochi Institute for Core Sample Research, EMS, Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局高知岩心研究所以及EMS）；Marine Core Research Institute, Kochi University（高知大学海洋岩心研究所）；Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学大学地球与行星科学系）
本文通过一维模拟研究陨石球粒的氧同位素组成，探讨原行星盘中物质分布和云核成分对球粒形成的影响，发现中等或较大质量沉降范围可解释碳质球粒陨石的氧同位素特征。
2026-04-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rocky planet or water world? Observability of low-density lava world atmospheres
本研究利用辐射-对流模型模拟低密度熔岩世界的大气，发现其红外光谱可探测H₂O、CO₂等挥发分，JWST约5次掩食即可检测，为超级地球内部富挥发分提供独立证据。
2023-06-16 astro-ph.EP
Bayesian Inference on the Isotopic Building Blocks of Mars and Earth
本文利用多元素陨石同位素异常与贝叶斯混合分析，重建地球和火星吸积物质组成及演化，并用行星迁移与随机撞击解释差异。
2023-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
