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
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
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
Early formation of planetary building blocks inferred from Pb isotopic ages of chondrules
原始陨石中最丰富的成分是由太阳原行星盘中的瞬时熔化事件形成的毫米大小的玻璃球形球粒。使用22个单独的陨石球粒的Pb-Pb测年，我们表明，在早期太阳系的陨石球粒的主要生产被限制在第一个百万年后，太阳的形成，这些现有的陨石球粒回收的剩余寿命的原行星盘。这与原行星盘早期高质量吸积阶段的主要球粒形成事件相一致，该阶段过渡到球粒改造的较长时期。早期大量的球粒提供了必要的前体物质，通过球粒吸积驱动行星物体的有效和快速形成。
2017-08-08 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
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
Protoplanetary cores drove chondrule formation
该研究提出球粒由行星胚胎富尘埃包层的尘埃加工形成后经对流扩散抛射，解释了球粒形成的多项约束尤其是高气压问题，指出球粒是行星胚胎形成的产物而非前体，调和了相关观测、实验与理论。
2025-03-25 astro-ph.EP
Ejection of Chondrules from Fluffy Matrices
球粒陨石主要包含毫米大小的球形物体，即所谓的球粒;然而，球粒和基质颗粒的共同吸积过程尚未被理解。在这项研究中，我们调查的陨石球粒喷射过程中，通过碰撞的蓬松聚集体组成的球粒和矩阵。我们发现，蓬松的聚集体不能成长为星子而不失去球粒陨石，如果我们假设球粒陨石母体是通过直接聚集类似大小的聚集体。因此，对其他生长途径的研究对于解释我们太阳系中岩石星子的形成是必要的。
2017-08-07 astro-ph.EP
Partitioning tungsten between matrix precursors and chondrule precursors through relative settling
近年来，在球粒陨石和基质之间发现了钨同位素异常。考虑到钨的难熔性质，这意味着W被至少两个不同的前太阳颗粒家族带入太阳星云。所观察到的球粒/矩阵分裂需要不同的家庭保持分离的粉尘凝聚过程中，和这两个家庭的晶粒相互作用的球粒形成机制不同。我们采取的共存的不同家庭的固体在同一个一般的轨道区域的球粒前体的大小，并探讨了要求他们有相互作用的球粒形成过程中，在显着不同的速度。我们表明，这种排序的家庭的固体球粒和矩阵注定尘埃已经至少作为强大的分选机制，空气动力学不同的颗粒在至少两个尺度以上的中平面的高度相对沉降。球粒形成机制的要求是相关的，在某种程度上与尘埃颗粒分选机制强烈主张空间局部球粒形成机制，如湍流耗散在非热电离磁盘表面层，并反对体积填充机制，如星子弓冲击。
2016-04-26 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
Chondrule Formation by the Jovian Sweeping Secular Resonance
球粒是在陨石中发现的硅酸盐球状体，是早期太阳系的重要化石记录。为了形成球粒，球粒前体必须被加热到比目前小行星带的典型条件高得多的温度。一种被提出的球粒加热机制是早期太阳系中原行星盘中高偏心微行星通过弓形激波。然而，星子很难获得并保持如此高的离心率。在本文中，我们提出了一个新的情况下，在小行星带地区的星子被激发到高偏心率的木星扫描长期共振在一个耗尽盘，导致有效地形成球粒。我们用半解析模型和数值模拟研究了盘中微行星的轨道演化。我们研究了偏心率激发对星子大小和物理环境的依赖性，并计算了球粒形成的几率。我们发现50 - 2000 km的微行星可以获得大于0.6的离心率，并引起有效的球粒加热。大多数陨石球粒形成于高速冲击、低密度气体和内部盘中。在1.5 - 3AU之间，球粒前体变成球粒的比例约为4 - 9%.我们的模型意味着，磁盘耗尽的时间尺度是$τ_\mathrm{dep}\approx 1~\mathrm{Myr}$，相当于陨石球粒的年龄蔓延;和木星形成陨石球粒之前，不超过0.7万年后形成的CAIs。
2019-08-26 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
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
Can chondrules be produced by the interaction of Jupiter with the protosolar disk?
球粒是通过快速加热固体前体到高温（> 1800 K），然后冷却数小时或数天而形成的硅酸盐结晶液滴。陨石球粒的年龄是一致的形成时间尺度的木星在核心吸积模型（1-4百万年）。在这里，我们调查，如果一个大质量的行星产生的冲击可以产生闪光加热情节必要的形成陨石球粒使用高分辨率的二维模拟与多流体代码ROSSBI。我们使用不同的辐射冷却处方，即不同的冷却速率和模型，以及不同的行星质量，轨道和磁盘模型。对于长的盘冷却速率（> 1000轨道）和大质量的原行星（> 0.75木星质量），我们得到了足够的温度球粒形成，而使用更现实的热力学是不成功的最小质量太阳星云（MMSN）模型。然而，足够的闪光加热是由一个木星质量的行星在一个5倍大的磁盘，这是一个可以想象的情况下，年轻的太阳星云和系外行星系统。有趣的是，一个形成间隙的大质量行星会触发漩涡，漩涡可以捕获尘埃，即球粒前体，并产生一个高压环境，这与球粒的宇宙化学证据一致。因此，一个巨大的气体巨星原则上既可以刺激冲击区域附近的球粒前体的集中，也可以通过冲击使它们闪热。
2019-12-20 astro-ph.EP
A Radiative Heating Model for Chondrule and Chondrite Formation
我们建议，球粒和陨石一起形成的一个简短的辐射加热事件所造成的密切接触的一个小的（米到公里尺度），原始的星子（SPP）与白炽熔岩的表面上的一个大的（100公里尺度）分化的星子（LDP）。在我们的方案中，球粒陨石石化发生热等静压（HIP）的同时球粒形成，根据互补性和集群的限制。在t=0附近形成的LDPs的热模型预测，将有一个非常窄的时间窗口，与球粒形成时期相一致，在此期间，地壳足够薄，经常因撞击、火山作用和/或地壳沉降而破裂，将热岩浆释放到其表面。我们计算的加热曲线比星云模型的“闪热”特征更平缓和对称，但符合实验岩石学的限制。SPP本身是一个合理的来源过剩的O，Na和Si蒸汽压（相比太阳星云的环境），这是所需的球粒观测。实验室实验表明，FeO贫斑状橄榄石球粒，最大的球粒，可以使用加热和冷却曲线预测的“飞越”模型。如果球粒陨石是球粒陨石石化的副产品，那么它们在良好石化的球粒陨石物质中的高体积丰度并不能证明它们曾经在太阳系中广泛分布。相对罕见的事件，如这里模拟的飞越，可以解释它们在陨石记录中的丰度。
2019-03-28 astro-ph.EP
Mesoscale Modeling of Impact Compaction of Primitive Solar System Solids
我们已经开发了一种方法来模拟早期太阳系固体在低速撞击事件中的中尺度压实，使用iSALE冲击物理代码。球粒由置于多孔基质内的无孔圆盘表示。通过模拟在很宽的参数空间范围内（包括球粒-基体比，基体孔隙率和组成以及冲击速度）的双峰混合物的冲击，我们已经展示了这些参数中的每一个如何影响非均质材料的冲击处理。冲击处理后的温度表现出强烈的二分法：矩阵温度升高远高于球粒，这在很大程度上保持冷。球粒可以保护一些基质免受冲击压实，球粒背风侧的阴影区域表现出更高的孔隙度，在基质中的其他地方。使用这个中尺度建模的结果，我们展示了如何的$\varepsilon-α$孔隙压实模型参数依赖于初始体积孔隙度。我们还表明，温度二分法平衡的时间尺度是高度依赖于冲击后的矩阵的孔隙率，并将在秒的顺序为小于0.1的矩阵孔隙率，并在10秒到100秒的顺序为$\sim$ 0.3- 0.5的矩阵孔隙率。最后，我们已经表明，冲击后的材料的组合物是能够匹配的体积孔隙度和球粒基质比的陨石群，如碳质陨石和不平衡的普通陨石。
2016-03-03 astro-ph.EP
Chondrites as thermal and mechanical archives of accretion processes in the Solar protoplanetary disk
该研究通过连续介质力学与有限元模拟球粒冷却，证明其在超过玻璃化转变温度时可因低能低速碰撞发生塑性变形，并据此推断普通与碳质球粒陨石均形成于低能、热活跃环境。
2024-12-05 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
The Origin of Chondrules: Constraints from Matrix-Chondrule Complementarity
本文利用碳质球粒陨石中球粒与基质在Si/Mg、Fe/Mg和Al/Ti比值上的互补关系，证明二者形成于同一太阳型储库且该互补性形成于吸积前，从而排除了独立起源或随机混合，为球粒形成模型提供了强约束。
2023-07-05 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
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
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
Experiments on the Photophoretic Motion of Chondrules and Dust Aggregates - Indications for the Transport of Matter in Protoplanetary Disks
在一组16个落塔实验中，观察到了亚毫米至毫米大小的颗粒在微重力下的运动。用卤素灯照明，由于电泳引起粒子加速。研究了无尘球粒、覆盖有SiC粉尘的球粒、玻璃球和金属球以及纯SiC粉尘聚集体的光泳现象。这是首次对毫米级颗粒的电泳运动进行实验研究。电泳力的绝对值与球形颗粒的理论预期一致。球粒、尘埃覆盖颗粒和纯尘埃的电泳力的强度分别从低到强变化。这些测量结果支持了这样一种观点，即早期太阳系的电泳可以有效地将固体颗粒向外输送。
2010-03-15 astro-ph.EP
The quasi-universality of chondrule size as a constraint for chondrule formation models
原始陨石主要是由毫米大小的硅酸盐小球称为球粒。在早期太阳系中产生它们的高温事件的性质仍然是个谜。除了它们的热历史之外，一个重要的线索是它们的大小，尽管采样的年龄和日心距离范围很大，但它们的大小变化非常小（大多数陨石的平均球粒半径小于6倍）。然而，目前还不清楚球粒的大小是由于球粒熔化过程本身，还是简单地从前体物质继承而来，还是由于一些分选过程。我检查这些不同的可能性，他们的分析规模的预测。除非球粒形成的“窗口”非常窄，否则径向分选可以被排除作为尺寸决定过程，因为它预测的变化很大。熔融的星子碰撞或撞击熔化模型，从更大的熔体的碎裂中得到球粒，同样会预测太多的尺寸变化;更一般地说，球粒形成过程中的任何尺寸变化都受到复合球粒和球粒相当大的成分变化的限制。湍流浓度将预测一个低的尺寸变异性，但缺乏证据的任何加积偏在碳质方解石可能难以调和与任何形式的当地分选团聚。通过聚集体作为球粒前体的粘附（特别是如果反弹有限）的生长将产生其最终半径在空间和时间上的有限变化，并且将与其他球粒陨石组分（如耐火夹杂物）的相对相似的尺寸一致。这表明球粒熔化过程只是简单地熔化了这些星云聚集体，质量几乎没有改变。
2014-01-15 astro-ph.EP
Compound chondrule formation in optically thin shock waves
太阳星云内的冲击波加热是球粒形成事件的主要候选来源之一。在这里，我们研究通过光学薄冲击波的化合物球粒形成的可能性。复合球粒的几个特征表明，复合球粒是通过过冷前体碰撞形成的。我们评估是否可以通过碰撞的冲击波加热模型的框架内的过冷球粒前体形成的化合物球粒，通过使用半解析方法，并讨论是否大多数的结晶球粒可以避免破坏碰撞后的冲击区域。我们发现，当冲击波光学薄时，球粒前体立即转变为过冷液滴，它们可以保持过冷，直到蒸发的细小尘埃颗粒凝结。由于过冷熔体的大粘度，当温度低于$\sim 1400\ {\rm K}$时，过冷球粒前体可以经受$1\ {\rm km}\ {\rm s}^{-1}$量级的高速碰撞。从结晶球粒的存活性的角度来看，冲击波与空间尺度的$\sim 10^{4}\ {\rm km}$可能是球粒形成机制的有力候选人。根据我们的结果，从一维计算，一小部分的化合物球粒可以复制时，在冲击前区域的球粒与气体的质量比为$\sim 2 \times 10^{-3}$，这是大约一半的太阳金属丰度。
2019-04-21 astro-ph.EP physics.flu-dyn
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
Testing the chondrule-rich accretion model for planetary embryos using calcium isotopes
了解形成地球的原材料的组成是了解类地行星形成及其整体组成的关键一步。钙是类地行星中第五丰富的元素，因此是追踪行星组成的关键元素。然而，为了使用Ca同位素作为地球吸积历史的示踪剂，首先需要了解Ca在行星形成的最早阶段的同位素行为。球粒陨石是太阳系中最古老的物质之一，对其同位素组成的研究有助于了解太阳系是如何以及在何种条件下形成的。在这里，我们提出了钙同位素数据的一套散装陨石以及Allenium（CV）球粒。我们发现，与块状硅酸盐地球（$δ^{44/40}Ca$ =+1.05 $\pm$ 0.04 permill，Huang等人，2010年）或火星，而顽火辉石是从地球上的钙同位素组成（$δ^{44/40}Ca$ = +0.91至+1.06 permill）无法区分。与陨石的主体和基质相比，来自Allenburg的球粒富含较重的Ca同位素（$δ^{44/40}Ca$ = +1.00至+1.21 permill）。这意味着地球和火星的钙同位素组成与大多数碳质陨石不同，但可能类似于球粒。地球，火星和陨石球粒之间的钙同位素相似性是最近的动力学模型的行星形成，提出了一个富含陨石球粒的吸积模型的行星胚胎。
2017-04-21 astro-ph.EP
The dust-rich, gas-depleted protosolar disk as the birthplace of chondrules
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Tohoku University（东北大学）；University of Occupational and Environmental Health（职业和环境健康大学）；Marine Core Research Institute, Kochi University（高知大学海洋核心研究所）；Kurume University（久留米大学）；Nagoya University（名古屋大学）
本研究提出碎屑尘埃轰击偏心星子的新机制，解释气体匮乏原太阳盘中球粒的形成，将木星形成、原太阳盘演化与类地行星等天体起源关联，为太阳系形成提供新框架。
2026-08-18 astro-ph.EP
The Properties of Planetesimal Collisions under Jupiter's Perturbation and the Application to Chondrule Formation via Impact Jetting
了解球粒的形成提供了有关太阳系起源的宝贵线索。最近的研究表明，小行星碰撞和由此产生的碰撞熔融有希望形成球粒。鉴于星子的动力学是基于撞击的球粒形成场景的关键，我们在这里进行直接的$N$体模拟，以研究木星的存在如何影响球粒形成碰撞的性质。结果表明：木星的存在/不存在显著改变了高速碰撞的性质，其碰撞速度大于2.5 km s $^{-1}$ ;对于没有木星的情况，高速碰撞是由于原行星和微行星之间的碰撞而发生的;对于有木星的情况，微行星的偏心率被木星的长期和共振扰动所提升.我们还对由此产生的小行星碰撞进行了分类，发现在这两种情况下，大多数高速碰撞都属于掠射碰撞。为了直接研究木星对球粒形成的影响，我们采用了撞击喷射方案，并计算了由此产生的球粒丰度。我们的研究结果表明，在没有木星的情况下，球粒的形成是以由内而外的方式进行的，在原行星的生长之后。如果木星存在，球粒形成的位置和时间取决于木星的偏心率，这在我们的模拟中被视为一个自由参数。因此，木星的存在是确定陨石球粒形成的时间和地点的关键参数。
2019-09-10 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
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
Experimental investigation of the nebular formation of chondrule rims and the formation of chondrite parent bodies
我们开发了一个实验装置来测试这一假设，即在太阳星云中，在高温下，陨石球粒周围形成了增生的尘埃边缘。我们的实验方法使我们能够形成周围的陨石球粒类似物，而悬浮在惰性气体流的尘埃轮辋。我们使用微米大小的粉末状圣卡洛斯橄榄石在1100°C的温度下将单个尘埃颗粒附着到球粒模拟物上。通过两种不同的技术分析所产生的灰尘轮辋：一个样品进行了研究，与非破坏性的微型计算机断层扫描，另一个与扫描电子显微镜。这两种方法给出了非常相似的结果，灰尘边缘结构和平均灰尘边缘孔隙率为60%，这表明这两种方法同样适用于样品分析。球粒类似物的整体组成对尘埃的吸积效率没有可测量的影响。我们测量了类似球粒和尘埃边缘的化学成分，以检查两种成分之间是否发生了元素交换。没有发现这样的反应区，因此我们可以通过实验证实文献中描述的球粒和尘埃边缘之间的尖锐边界。碳质和普通陨石中的实验尘缘孔隙度和报道的孔隙度取决于陨石类型，表明在母陨石之后的不同压实程度。
2012-06-26 astro-ph.EP
Mid-Infrared Spectroscopy of Components in Chondrites: Search for Processed Materials in Young Solar Systems and Comets
我们获得了原始1-4型陨石的球粒、基质、CAIs和大块物质的中红外光谱，以便将它们与年轻的、形成太阳系的和彗星周围的尘埃物质进行比较。我们的目标是调查在我们早期太阳系中第一次加工的物质和目前在其他恒星周围形成的原行星盘之间是否有相似之处。软骨光谱可分为两组。1)在11.3微米和10.0微米处，球粒以橄榄石特征为主。2)在10微米处显示主要特征的中稳态丰富球粒。普通散粒体的特征与两组相似。细粒度矩阵分为三组。1)富含页硅酸盐，主谱带在10微米处，2）富含橄榄石，谱带在11.3微米和10微米处，3）富含辉石。来自Murchison（CM 2）的冲击冲击处理的基质显示来自富含页硅酸盐、无定形和富含橄榄石的材料的特征。天文光谱根据其光谱特征分为四组：无定形（第1组）、富辉石（第2组）、富橄榄石（第3组）和复杂（第4组）。第2组类似于富含顽火辉石的细粒材料，例如Kakangari（K3）基质。第3组和第4组可以解释为不同浓度的橄榄石和中稳态丰富的球粒和细粒基质的组合，但也显示出非常好的协议与冲击处理的材料。谱带比的比较证实了与球粒材料的相似性，例如对于HD 100546，而HD 142527的内盘没有显示球粒材料的迹象。光谱之间的比较表明，原始太阳系物质与星周尘埃和彗星之间具有普遍的相似性。
2022-12-30 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Chondrule Formation via Impact Jetting Triggered by Planetary Accretion
球粒是最原始的元素之一，可以作为我们太阳系起源的基本线索。我们调查的陨石球粒的形成方案，涉及星子碰撞和由此产生的影响喷射。星子碰撞是调节行星吸积的主要因素，与类地行星和气体巨星核的形成相对应。这种情况的关键组成部分是，喷出的材料可以熔化时，碰撞的星子之间的碰撞速度超过约2.5公里秒$^{-1}$。先前的模拟表明，这一过程足够有效，可以重现陨石球粒的原始丰度。我们仔细研究这种情况下进行半解析计算，直接$N$体模拟的结果的基础上开发的。正如以前的工作所发现的，我们确认，在行星吸积过程中发生的星子碰撞可以在形成球粒中发挥重要作用。这是因为当原行星接近隔离质量（$M_{p,iso}$）时，原行星与小行星的碰撞可以达到约2.5 km/s $^{-1}$或更高的撞击速度。假设喷出的质量是一个分数（$F_{ch}$）碰撞星子的质量，我们表明，所产生的丰富的球粒是制定以及由$F_{ch}M_{p,iso}$，只要形成的原行星是在一个给定的磁盘寿命内完成。我们进行了参数研究，并检查如何丰富的球粒和它们的形成时间的变化。我们发现，冲击喷射的情况下，一般工作相当不错的一定范围内的参数，而更专门的工作将需要包括其他物理过程中被忽视的这项工作，并检查其对球粒形成的影响。
2015-11-11 astro-ph.EP
Hybrid accretion of carbonaceous chondrites by radial transport across the Jupiter barrier
了解球粒陨石成分的起源及其吸积途径对于解开原行星盘中质量传输的量级、类地行星区域的吸积历史以及推而广之，其益生元库存至关重要。在这里，我们跟踪遗产的原始组件从相对不变的CV球粒陨石Leoville通过其质量独立的铬和质量依赖的锌同位素组成。如此详细地研究这些陨石碎片揭示了球粒的洋葱壳结构，其特征是54Cr和66Zn贫乏的核心被越来越多的54Cr和66Zn丰富的火成岩边缘和细粒尘埃的外层所包围。这被解释为一个渐进的增加54铬和66锌丰富，CI样的材料，这些碳质方解石的增生区域。我们的研究结果表明，所观察到的铬同位素范围球粒从更多的蚀变CV陨石是球粒和基质之间的化学平衡的结果，在次生蚀变。莱奥维尔陨石球粒核心的贫54铬性质意味着形成于内太阳系，随后大量向外的陨石球粒运输通过木星屏障。与此同时，CI类粉尘向内转移。我们建议，吸积地球获得CI类尘埃通过这种机制在磁盘的寿命。这种球粒和基质的径向混合显示了木星作为有效屏障的有限能力，并随着时间的推移保持了非碳质和碳质球粒陨石的二分法。最后，也考虑到目前的天体物理模型，我们探讨内和外太阳系的CV球粒陨石母体的起源。
2021-03-03 astro-ph.EP
Statistical Tests of Chondrule Sorting
不同球粒陨石之间球粒大小的差异被认为是由于早期太阳星云中的一些分选过程。分选过程的假设包括球粒分选质量和分选的一些空气动力学机制，这样的空气动力学机制是湍流浓度（TC）的过程。我们提出了一系列的球粒数据从几个不同的陨石的统计检验的结果。数据没有明确区分各种选项的排序参数，但我们发现，数据是不一致的，从对数正态分布或（三参数）威布尔分布在球粒半径。我们还发现，除了一个测试的球粒数据集是一致的，从TC分布。
2011-10-18 astro-ph.EP physics.data-an
Zinc isotope analyses of singularly small samples (<5 ng Zn): investigating chondrule-matrix complementarity in Leoville
陨石球粒和陨石基质（构成太阳系的基石）之间的潜在互补性仍然是一个备受争议的话题。球粒陨石基质和次球粒陨石的互补超球粒陨石组合物可能指向这些成分在同一个水库内形成，或者，在球粒陨石母体的二次蚀变过程中的元素动员。锌同位素分馏通过蒸发球粒形成过程中可能发挥重要作用，在确定球粒和基质之间的互补关系，另外是一个移动的元素在热液过程中。为了区分球粒形成和次生蚀变过程中的原生Zn同位素分馏，我们在这里报告了5个球粒核心，5个相应的火成岩边缘和两个矩阵的相对未蚀变的Leoville CV3.1球粒陨石的Zn同位素数据。这些分析所需的细节需要在本研究中概述的调整后的锌同位素分析方案的发展。
2019-07-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chondrule Transport in Protoplanetary Disks
球粒的形成仍然是太阳系早期最难以捉摸的事件之一。在这里，我们采取了新的方法，采用数值模拟研究超越纯粹的宇宙化学方法的球粒起源。我们在一维粘性原行星盘模型中模拟了一般产生的球粒和尘埃的输运，以约束球粒形成事件。对于一个单一的形成事件，我们能够匹配的记忆球粒和尘埃人口保留彼此（互补性）的分析预测，发现一个大的质量吸积率（$\gtrsim 10^{-7}$ ~M $_\odot$ ~年$^{-1}$）允许延迟的顺序盘的粘性时间尺度球粒形成和球粒陨石吸积之间。此外，我们发现较老的磁盘严重减少球粒，吸积率$\lesssim 10^{-9}$ ~M $_\odot$ ~年$^{-1}$的标称参数。然后，我们在空间和时间的分布特征的球粒起源，作为磁盘参数和球粒形成率的函数，在运行与连续球粒形成和静态和不断发展的磁盘。我们的数据表明，这些可以解释观察到的不同球粒陨石类之间的多样性，如果允许一些多样性的吸积时间。
2016-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Is there a genetic relationship between chondrules and matrix?
本综述围绕球粒陨石中球粒与基质的成因关联争议，结合岩石学、化学同位素数据及次生蚀变等因素展开分析，厘清现有研究分歧，为解决二者互补性争议、完善行星形成模型提供新方向。
2024-09-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chondrule formation by collisions of planetesimals containing volatiles triggered by Jupiter's formation
Graduate School of Earth and Environmental Sciences, Nagoya University（名古屋大学地球环境科学研究科）；Turin Astrophysical Observatory, National Institute of Astrophysics (INAF)（都灵天文台，国家天体物理研究所）
木星形成引发的高能碰撞产生富含挥发物的星子碰撞，导致硅酸盐熔体形成，解释了球粒的大小和冷却速率，并指出木星诞生时间在CAIs之后1.8百万年。
2025-11-24 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
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
Constraints on Compound Chondrule Formation from Laboratory High-Temperature Collisions
在实验室实验中，将1 mm宽的球形玻璃和玄武岩颗粒加热，热颗粒以约1 m/s的速度与室温下的平板玻璃靶碰撞。当粒子被加热到低于900 K时，碰撞基本上是弹性的，恢复系数约为0.9，但高于900 K的碰撞变得越来越非弹性，恢复恢复系数随温度的升高而降低。在1100 K下，玻璃颗粒接近粘附，但同时，在相同温度下，颗粒以分钟的时间尺度熔化。玄武岩颗粒在1200 K时接近粘附。只有在1400 K以上，玄武岩颗粒才能彼此接触并融合在一起，在数小时的时间尺度上形成化合物，而在1500 K时，玄武岩颗粒完全融合在一起。因此，冷却的玄武岩颗粒只有100 K的化合物形成窗口，并且速度很可能必须低于1 m/s才能首先粘附。我们预测，这将限制复合球粒的形成和粒子密度的太阳星云。
2018-11-07 astro-ph.EP
Chondrite Parent Bodies as Escaped Satellites of Proto-Planetary Embryos
Purdue University（普渡大学）；Rowan University（罗文大学）；Southwest Research Institute（西南研究院）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）
研究球粒陨石母体形成，提出在类地行星形成后期通过胚胎碰撞形成含球粒陨石小行星，其熔融物质冷却成球粒并与未熔融物质混合成卫星，后因引力作用成球粒陨石母体，解释其形成时间与物理性质。
2026-07-22 astro-ph.EP
Planetary Embryo Bow Shocks as a Mechanism for Chondrule Formation
我们使用辐射流体力学与直接粒子积分探讨行星胚胎弓激波球粒形成的可行性。这里提出的计算是用来探索火星大小的行星胚胎通过尘土飞扬的，早期的太阳系的环境中的一个适度兴奋的轨道上旅行的后果。胚胎的偏心轨道在胚胎和圆形轨道的气体和尘埃之间产生了一系列的超音速相对速度，促使弓形激波的形成。这些胚胎周围的临时大气层，可以通过挥发性放气和从周围星云捕获气体而产生，可以对进入激波的固体的热分布产生重要影响。我们探讨了固体的热环境，在不同的影响半径，小行星大气的冲击形态，和剥离效率的小行星大气中存在的高相对风的弓激波。使用绝热和辐射条件运行模拟，并对局部不透明度进行多次处理。研究了5、6和7 km/s的冲击速度。我们发现，一个高质量的大气和低效的辐射条件可以产生峰值温度和冷却速率是一致的约束条件所设定的球粒炉的研究。在大多数情况下，推导出的冷却速率可能太高，与球粒形成不一致。
2016-05-16 astro-ph.EP
How to form planetesimals from mm-sized chondrules and chondrule aggregates
由于观测到的小于$\sim$ 100公里的天体很少，太阳系中小行星和柯伊伯带天体的大小分布很难与自下而上形成的设想相一致。相反，星子似乎是自上而下形成的，大的$100-1000$ km天体是由小固体颗粒的致密团块快速引力坍缩形成的。本文研究了在原行星盘中固体粒子形成致密团块的条件。我们使用流体动力学代码来模拟固体颗粒和圆盘内剪切盒内气体之间的相互作用，考虑颗粒大小从亚毫米级球粒到米级岩石。我们发现，毫米大小的粒子可以形成密集的粒子云，通过径向漂移的失控收敛称为流动不稳定性。我们绘制了一张容易产生致密粒子团的条件范围图（湍流强度、粒子质量负载、盘质量和到恒星的距离）。最后，我们估计的mm尺寸的颗粒之间的碰撞速度的分布。我们计算的粘附碰撞的速度，并获得一个强大的上限上的粒子生长的时间尺度为$\sim$ $10^5$年。这意味着毫米大小的球粒聚集体可以在比盘吸积时间尺度（$\sim$ $10^6 - 10^7$年）小得多的时间尺度上生长。我们的研究结果表明，从原始陨石中发现的毫米大小的颗粒到完全形成的小行星存在一条路径。我们推测，小行星可能形成从一个正反馈回路中，凝聚导致粒子结块驱动的流动不稳定性。这种聚集反过来又降低了碰撞速度并增强了凝结。未来的模拟应该将凝血和流动不稳定性结合在一起，以进一步探索这种反馈回路。
2015-04-24 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
Low 60Fe abundance in Semarkona and Sahara 99555
铁-60（t1/2=2.62百万年）是一种短寿命的核素，可以帮助限制太阳系形成的天体物理背景和早期太阳系事件的日期。通过原位技术，在LL3.00 Semarkona陨石的一些球粒中发现了高丰度的60 Fe（60 Fe/56 Fe = 4x 10 -7），这被认为是超新星在太阳诞生地附近爆炸的证据。然而，我们之前对包括球粒在内的各种陨石物质的MC-ICPMS测量表明，早期太阳系中的60 Fe含量要低得多（60 Fe/56 Fe =10-8）。这种差异的原因尚不清楚，但只有两个Semarkona球粒被MC-ICPMS测量，并且它们的Fe/Ni比低于约2x铁。在这里，我们表明，在Semarkona球粒的Fe/Ni比高达~ 24 x的初始60 Fe/56 Fe比为5.4x10-9。我们还建立了初始60 Fe/56 Fe比在结晶的撒哈拉99555角闪石，一个时间锚，为1.97x10-9。这些结果表明，在太阳系诞生时，60 Fe的初始丰度很低，对应的初始60 Fe/56 Fe比为1.01 × 10 -8。
2015-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Impact splash chondrule formation during planetesimal recycling
球粒陨石是南极陨石的主要硅酸盐成分，起源于太阳诞生后的第一个百万年期间的高能量局部过程。到目前为止，一个天体物理学上一致的球粒形成情景，解释主要的化学，同位素和纹理特征，仍然难以捉摸。在这里，我们研究的前景，形成陨石球粒从星子碰撞。我们表明，强烈熔融的机构与内部岩浆海洋迅速成为化学平衡和物理分化。因此，这些天体之间的碰撞相互作用会导致类似球粒但玄武质的小球，这在陨石记录中没有观察到。这种与预期的动力学相互作用的不一致暗示了对原行星盘阶段行星生长机制的不完全理解。为了解决这个难题，我们研究如何观察到的化学和同位素特征的球粒约束的动力学环境的球粒陨石母体的吸积解释陨石记录作为一个影响产生的代理的星子经历了反复的碰撞和再吸积周期。使用一个耦合的演化碰撞模型，我们证明了绝大多数的碰撞碎片喂养的小行星主带必须来自微行星的部分熔融在最大。因此，球粒陨石母体的前体要么主要形成小的，从次典型的铝-26水库，或碰撞破坏机制是足够有效的粉碎星子之前，他们达到了岩浆海洋阶段。最后，我们概述了在参数空间中的窗口，球粒形成的小行星碰撞可以调和与陨石记录，以及如何我们的研究结果可以用来进一步约束早期太阳系动力学。
2017-11-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
Transport of First Rocks of The Solar System by X-winds
有人认为，球粒和富钙铝包体（CAIs）形成于原行星盘的内边缘，然后被磁离心X风夹带。我们考虑了中心恒星引力、原行星盘引力和风的气体阻力，研究了这类固体的运动轨迹。气体阻力的效率取决于参数$η$，该参数是固体尺寸和密度的乘积。我们发现原行星盘的引力对轨道有不可忽略的影响。如果一个固体重新进入张开的盘，重新进入半径取决于恒星的磁偶极矩，盘的重力，参数$η$，和初始发射角。圆盘的重力可以使再入半径降低30%。我们发现一个阈值$η$，表示为$η_t$，对于任何特定的配置的X风，低于该阈值的固体将被驱逐出行星系。$η_t$敏感地取决于初始发射角，并且还取决于盘的质量。只有$η$大于但非常接近$η_t$的固体才能发射到大于1 AU的再入半径。这种大小排序效应可以解释为什么球粒在每个陨石级中的大小范围很窄。一般来说，CAIs和球粒陨石的尺寸分布可以从初始尺寸分布以及在初始发射角上的分布来确定。
2010-10-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
