The Nysa family as the main source of unequilibrated LL ordinary chondrites
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Aix-Marseille University（艾克斯-马赛大学）；Charles University（查理大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；IRAP, University of Toulouse（图卢兹大学 IRAP 研究所）；MIT（麻省理工学院）；Université Marie et Louis Pasteur（玛丽和路易·巴斯德大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
研究通过比较LL陨石的光谱和矿物学特性，发现Nysa家族和Flora家族共同贡献了LL陨石的多样性，且Nysa家族主要提供低等级材料，而Flora家族提供高等级材料。
2026-05-20 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
Dynamical feasibility of (3) Juno as a parent body of the H chondrites
本文通过动力学建模检验(3) 婚神星是否为H群球粒陨石母体，发现其族成员无法完全解释观测到的宇宙射线暴露年龄分布，但预测的近地轨道族成员与(52768) 1998 OR2的发现一致。
2023-10-27 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
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals III. Modelling the heat conductivity of porous chondrite material
大型微行星的内部构造和时间演化模型的构建，需要在微行星中发现的矿物和铁金属的复杂混合物的热导率的信息。本文试图从混合物各组分的导热系数来评价多组分矿物混合物和颗粒介质的导热系数。随机混合物的固体与非线性组成和包装的球的数值生成。热传导方程求解的高空间分辨率的测试立方体充满这样的物质。从通过立方体的热通量导出混合物的热导率。多孔材料的模型结果与压实砂岩的数据一致，但与H和L的测量值不一致。这种差异可以追溯到冲击修改目前可用的陨石物质的影响母体在过去的4.5 Ga。这会导致许多微裂纹，这些微裂纹充当热传递的额外屏障。陨石中的空隙结构与可能存在于母体原始物质中的空隙结构不同。原始材料的热导率所获得的结果被用于计算模型的演变的H球粒陨石母体，这是适合一些H球粒陨石的冷却数据。数据拟合良好。
2016-01-31 astro-ph.EP
The Formation and Evolution of Ordinary Chondrite Parent Bodies
普通陨石（OC）是迄今为止最丰富的陨石（占所有陨石的80%）。它们的起源长期以来一直是一个激烈争论的问题。大约30年前（例如，Pellas 1988），有人提出OC应该起源于S型天体（小行星带内部最丰富的小行星光谱型），但S型小行星和OC反射光谱之间的明显差异产生了所谓的S型-OC难题。多年来，这一矛盾已逐渐得到解决。现在已经知道，空间风化过程是造成S型天体和OC之间光谱失配的原因。此外，望远镜观测和第一次小行星取样返回任务（隼鸟）都表明，大多数S型天体的矿物学与OC相似。重要的是，30多年来一直保持不育的S型/OC链路近年来一直对星子的形成和演化产生根本性的限制。
2016-11-26 astro-ph.EP
Unique achondrite Northwest Africa 11042: Exploring the melting and breakup of the L Chondrite parent body
西北非洲（NWA）11042是一个严重冲击无球粒陨石与中等粒度的堆积结构。其橄榄石和辉石组成、氧同位素组成和铬同位素组成与L球粒陨石一致。Sm-Nd法测得其结晶年龄为4100 ± 160 Ma。岩石中的震积矿物软质岩的Ar-Ar年龄为484.0 ± 1.5Ma。这一年龄大致与L球粒陨石母体的破碎事件相吻合，该事件在许多L球粒陨石的冲击年龄和化石L球粒铬铁矿的陆地记录中很明显。NWA 11042显示亲铁元素的大量贫化（<0.01倍CI），表明复杂的火成岩历史，涉及在L球粒陨石母体上提取Fe-Ni-S液体。由于其相对年轻的结晶年龄，这种火成岩过程的热源最有可能是撞击。由于它的矿物学、岩石学和O同位素与未分组的无球粒陨石NWA 4284（这项工作）相似，这两颗陨石很可能是配对的，来自同一母体。
2021-02-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
Primordial porous structure of chondrite parent bodies due to self-gravity
在研究我们的太阳系通过小天体的演变以及规划减缓战略以避免小行星撞击造成的灾害时，小行星的孔隙度很重要。我们对小行星孔隙度的了解很大程度上依赖于地球上的陨石样本。然而，建议对地球上的岩石样品按强度进行分类。在这项研究中，我们获得了最原始的“粒状”球粒陨石母体的多孔结构的球粒陨石组分类似物的压实行为的测量的基础上的估计。我们测量了粉尘和粉尘珠混合物样品的压实曲线。尘埃样品由直径约为10^0-10^1 $μ$ m的各种球形和不规则颗粒组成。混合物样品由具有不同粉尘体积分数（~0.2-1）的粉尘和珠粒组成。我们使用1.5和4.8 $μ$ m颗粒作为粉尘作为第一步，尽管基质中材料的典型尺寸可能小得多。我们用幂律形式近似了每个样品的压实曲线，并利用实验结果计算了原始球粒陨石母体的孔隙结构。我们的研究结果表明，原始母体可能具有较高的孔隙度比方解石。此外，相对较高的基质体积分数可能是大多数高孔隙度陨石是碳质陨石的原因之一。
2021-03-01 astro-ph.EP cond-mat.soft
Annama H chondrite - mineralogy, physical properties, cosmic ray exposure, and parent body history
安娜玛陨石的坠落发生在当地时间2014年4月19日清晨（俄罗斯科拉半岛）。根据矿物学和物理性质，Annama是典型的H球粒陨石。其Ar-Ar年龄为4.4Ga。它的宇宙射线暴露历史是非典型的，因为它不是在暴露年龄直方图中具有突出的7 - 8 Ma峰值的大群陨石的一部分。相反，它的暴露年龄是在一个较小的峰值在30 \pm 4 Ma的不确定性。短寿命放射性核素的结果与30 - 40厘米的大气层进入前半径相符。然而，根据惰性气体和宇宙成因放射性核素的数据，安娜玛在其大部分宇宙射线照射历史中一定是一个较大天体（半径>65厘米）的一部分。10 Be的浓度表明最近（3 - 5马）的分裂，这可能是负责的Annama母体大小减少到30 - 35厘米进入前的半径。
2017-10-20 astro-ph.EP
A plausible link between the asteroid 21 Lutetia and CH carbonaceous chondrites
行星学研究的一个关键课题是建立原始陨石与其母小行星之间的联系。在这项研究中，我们调查的可行性之间的连接小行星类似于21 Lutetia，在2010年7月遇到的罗塞塔任务，和CH 3碳质球粒陨石Pecora悬崖91467（PCA 91467）。在紫外到近红外（0.3到2.2 μm）和中红外到热红外（2.5到30.0 μm或4000到~333 cm^-1）范围内采集了这颗陨石的几个光谱，这里将它们与小行星21 Lutetia的光谱进行了比较。这颗CH 3陨石和21 Lutetia陨石在吸收带和整体光谱行为上有几处相似之处。考虑到Lutetia的体积密度与CH陨石相似，我们认为这颗小行星可能与这些陨石的母体相似或相关，如果不是母体本身的话。然而，先前的研究中指出的Lutetia的表面多样性表明，它可能同时与其他类型的Alcantes有关。未来发现更多未风化的CH陨石，可以更深入地了解这个富含金属的碳质陨石家族与21 Lutetia或其他无特征的、可能水合的高丰度小行星之间的可能联系。
2016-07-05 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
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
Spectral Evidence for Amorphous Silicates in Least-processed CO Meteorites and Their Parent Bodies
最少处理的碳质方解石（经历了最小的水蚀变和热变质的碳质方解石）的特点是其主要是无定形富铁的硅酸盐球粒间基质和球粒边缘。在陨石中存在大量的无定形物质表明，母体，或至少是母体的一个区域，自吸积以来经历了最小的加工。碳质方解石的CO化学组具有大量这些最少处理的样品。我们目前的可见光/近红外和中红外光谱的8个最少处理的CO陨石（岩石类型3.0-3.1）。在可见光/近红外波段，这些CO的特征在于具有广泛的弱特征，这是由Cloutis等人（2012）首次观察到的，在1.3 μ m处，并归因于富含铁的无定形硅酸盐基质材料。这一特征被观察到以1.4微米为中心的陆地未风化，最少处理的CO陨石。在中红外波长，21微米的功能，与Si-O振动的无定形材料和玻璃，也存在。这种光谱特征在高变质等级CO的近红外和中红外光谱中都不存在，因为这种材料已重结晶为结晶橄榄石。此外，来自其他化学群（CR，MET 00426和QUE 99177，以及C2-ungrouped Acfer 094）的原始陨石的光谱也显示出21微米的特征。因此，我们得出结论，1.4和21微米的功能是原始的最少处理陨石的碳质陨石的所有化学组的特点。最后，我们提出了一个IRTF+SPeX观测小行星（93）密涅瓦，在可见光/近红外光谱的相似性，以最少处理的CO碳质陨石。Minerva可能是迄今为止观测到的加工程度最低的类CO小行星。
2018-02-02 astro-ph.EP
Constraints on planetesimal accretion inferred from particle-size distribution in CO chondrites
微行星的形成是行星体组合的关键步骤，但它们形成的许多方面仍然缺乏约束。值得注意的是，陨石球粒-主导原始陨石的亚毫米球体-被纳入微行星的机制仍然知之甚少。在这里，我们分类和分析在阿塔卡马沙漠中发现的各种CO碳质方解石的粒度分布。结果表明，球粒的平均当量圆直径与岩石学品位呈正相关，反映了热变质作用在CO母体内的递进作用。我们表明，这种关系不能建立单独的热变质作用，而是在吸积过程中的空气动力学分选。通过模拟球粒团块的自引力收缩，我们表明：（i）CO母体的吸积会产生球粒尺寸随母体深度的逐渐变化，较大的球粒比较小的球粒更集中，（ii）随后由卵石吸积产生的任何增长都是微不足道的。这些发现为微行星通过引力坍缩形成的观点提供了实质性的支持。
2021-08-19 astro-ph.EP
Visible-Infrared spectroscopy of ungrouped and rare meteorites brings further constraints on meteorite-asteroid connections
虽然光谱测量和航天器飞行任务提供了关于小型天体的信息，但许多重要的分析只能在地面实验室进行。目前，我们收集的陨石中代表的母体总数估计约为150个母体，其中50个母体由研究不足的未分组陨石代表。因此，将未分组的陨石与它们的母体联系起来，对于显着增加我们对小行星的了解至关重要。为此，对25个未分组的陨石和稀有陨石群进行了岩相学研究，根据结构、矿物学、含水和热母体处理将其分为6个岩相学组。然后，我们获得了可见-近红外反射光谱数据，以便将其与地面望远镜对小行星的观测进行比较。在陨石的粉末样品、原始样品和抛光切片上获得了陨石的反射光谱。我们的研究结果表明，样品制备影响的光谱的形状，从而小行星光谱匹配，特别是碳质陨石。总体而言，岩相组定义最初与反射光谱组相一致。我们定义了一些研究的未分组的陨石和小行星类型之间的联系，没有陨石连接之前提出，如一些非常原始的3.00型未分组的陨石到B型或CG型小行星。我们还匹配变质未分组的碳质陨石S-复杂的小行星，这表明，这个复杂的不仅是由普通的陨石或原始的无球粒陨石，如前所述，但也可能主机碳质陨石。相反，一些未分组的小行星无法与任何已知的小行星类型相匹配，这表明这些小行星可能来自尚未确定的小行星类型。
2021-05-05 astro-ph.EP physics.geo-ph
A history of violence: insights into post-accretionary heating in carbonaceous chondrites from volatile element abundances, Zn isotopes, and water contents
碳质碳酸盐岩（CC）可能是水、挥发性和中等挥发性元素到地球的载体。调查这些元素的丰度，它们的相对挥发性，和同位素的状态变化的示踪元素，如锌，并将这些观测到的水含量，提供了至关重要的信息的过程中，这些物种的丰度和同位素签名的CC和其他行星机构。在这里，我们报告28 CC（20 CM，6 CR，1 C2-ung，和1 CV 3），以及微量元素数据的锌，在，锡，铊，铅，铋在16个样品（8 CM，6 CR，1 C2-ung，和1 CV 3），显示一系列的元素丰度从规范的情况下，强烈亏损。我们使用这些数据，水含量的数据，从文献和锌同位素研究挥发性物质的消耗，并区分封闭和开放的系统加热。微量元素数据已被用来构建CM和CR矿物元素之间的相对挥发度尺度。从挥发性最小到最大，CM型铝土矿中的氧化物为Pb-Sn-Bi-In-Zn-Tl，CR型铝土矿中的氧化物为Tl-Zn-Sn-Pb-Bi-In。这些观测结果表明，加热的CM和CR星云在彼此不同的条件下以及与太阳星云不同的条件下经历了挥发损失，例如不同的氧逸度。此外，大多数水和挥发性亏损样品高度富集重同位素Zn。总之，这些证据有力地表明，加热CM和CR陨石引起开放系统加热，剥离它们的水和挥发物伴随着，在后吸积冲击的影响。
2017-10-18 astro-ph.EP
The late formation of chondrites as a consequence of Jupiter-induced gaps and rings
本研究通过数值模拟发现木星早期形成会重塑原行星盘，催生尘埃环与第二代微行星，解释了球粒陨石晚期形成的时间差，同时抑制类地胚胎内迁，表明木星对塑造内太阳系有关键作用。
2025-10-22 astro-ph.EP
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals
本研究的主要目的是评估初始多孔材料的烧结对星子热演化的影响，并限制决定H球粒陨石母体结构和演化的基本参数的值。提出了一个新的代码模拟普通球粒陨石母体的热演化，最初是高度多孔的，并通过热压进行烧结，因为它们被加热的放射性核衰变。通过求解流体静力平衡方程和能量输送方程，计算了物体内部的压力和温度分层。颗粒材料的孔隙率通过热压由于自重而降低，随后通过求解用于粉末材料烧结的一组方程。对于颗粒材料的热导率，我们结合最近测得的数据高度多孔的粉末材料，相关的星子的表面层，与球粒陨石材料的热导率的数据，相关的强烈烧结的材料在更深的层。为了证明我们的新模型的能力，H球粒陨石母体的热演化重建。该模型从多孔体开始，该多孔体随后首先通过在低温下的“冷压”，然后通过在高于\approx 700 K的温度下的“热压”，即，硅酸盐烧结的阈值温度。热模型拟合的两个H的约束冷却历史Kernouve（H6）和Richardton（H5）。
2011-10-21 astro-ph.EP
Microporosity and parent body of the rubble-pile NEA (162173) Ryugu
对C型近地小行星的观测和对碳质陨石的实验室研究为C型小行星的高孔隙度提供了有力的证据。巨石微孔值来自于现场测量的表面的碎石堆NEA Ryugu的高达55%的显着高于富水CC样品，并可能表明不同的演化路径的母体Ryugu和母体的碳质碳酸盐岩，尽管光谱相似。在本研究中，我们计算的温度和孔隙度的演变早期太阳系的星子，以约束的范围内的参数，导致微孔隙度与Ryugu的高孔隙度的材料和可能的埋藏深度在表面观察到的巨石兼容。通过改变母体的关键属性，如吸积时间t0和半径R，对温度和孔隙度有很强的影响，并通过比较内部孔隙度分布与测得的巨石微孔，水合作用，和部分脱水的材料，我们约束内的字段（R，t0）-空间适合的机构，很可能已经产生这样的材料。计算结果表明，在富Ca-Al包体形成后，其母体的大小仅为几km，其早期吸积时间在<2- 300万年之间。一个渐进的最终孔隙度配置文件的最佳拟合机构表明生产的低密度和高密度巨砾从母体材料。相比之下，通过拟合碳酸盐岩地层数据获得的CI和CM辉长岩的母体性质表明，CAIs后的半径约为20-25 km，增生时间约为375万年。这些结果意味着人口公里大小的早期吸积多孔星子的母体Ryugu（和潜在的，其他NEAs）和人口较大的后期吸积少多孔母体的富水碳质碳酸盐。
2023-02-08 astro-ph.EP
Assessing the metal and rare earth element mining potential of undifferentiated asteroids through the study of carbonaceous chondrites
本研究通过ICP-MS和ICP-AES分析碳质球粒陨石，揭示了未分异小行星中过渡金属、亲铁和稀土元素的丰度分布，证实C型小行星是关键材料的潜在开采源。
2025-10-31 astro-ph.EP
Thermal Alteration of Labile Elements in Carbonaceous Chondrites
碳质球粒陨石是太阳系中最古老的可供研究的行星物质之一。CI群的元素丰度与太阳光球层的元素丰度相似。特别感兴趣的碳质球粒陨石组合物是不稳定的元素，蒸发和流动有效地在后增生母体加热事件。因此，它们可以记录整个小行星演化过程中的低温蚀变事件。然而，行星材料中不稳定元素移动的确切性质是未知的。在这里，我们的特点是热引起的运动的不稳定元素S，As，Se，Te，Cd，Sb，Hg在碳质辉长岩进行实验模拟热变质过程中的挥发性元素动员。在低至500 K的温度下，该过程导致某些元素的明显损失。这项工作建立在以前的原始陨石实验室加热实验，并显示了球粒陨石成分的温度漂移的敏感性。在不同的陨石群中，S和Hg等元素对温度的反应最活跃。原始陨石中的不稳定元素活动对于量化太阳系历史早期小行星上发生的元素分馏至关重要。这项工作与保持OSIRIS-REx飞行任务小行星（101955）Bennu的原始样本和限制Bennu过去的轨道历史有关。此外，我们讨论了近地小行星表面过程的热效应，包括“岩石彗星”，如（3200）法厄同的热历史。这项工作对于限制从小行星风化层中提取的蒸发水中污染物的浓度也至关重要，这是未来持续的机器人和人类空间探索就地资源利用的一部分。
2018-12-07 astro-ph.EP
Abundances of ordinary chondrites in thermally evolving planetesimals
球粒陨石是太阳系中最原始的天体之一，保存着其母体所经历的热变质程度的记录。这种热历史可以根据岩石学类型进行分类。我们调查了星子的热演化，以解释目前的丰度（称为秋季统计）的岩石学类型3 - 6普通陨石。我们进行了一些数值计算，其中的形成时间和大小的星子作为参数。我们发现，在2.0万年内形成的星子形成后，富钙铝包体（CAIs）可以包含所有的岩石学类型的普通方解石。我们的研究结果还表明，合理的情况下的星子形成，这是一致的秋天的统计数据，是半径大于60公里的星子开始形成约2.0万年后，CAIs和/或半径小于50公里的应该在1.5万年后，CAIs。因此，星子的热模拟是重要的，以揭示发生和数量的变质陨石，并为星子形成提供宝贵的见解。
2018-06-29 astro-ph.EP
Origin of hydrogen isotopic variations in chondritic water and organics
球粒陨石是小行星的岩石碎片，形成于早期太阳系的不同时间和日心距离。大多数球粒陨石群含有含水矿物，证明水冰和尘埃都是在其母小行星上堆积的。尽管如此，氢同位素组成（D/H）的水在不同的球粒陨石群仍然受到很大的限制，由于密切的混合物的水合矿物和有机化合物，其他主要的氢轴承相在球粒陨石。我们最近的工作，使用原位二次离子质谱分析的基础上，我们确定了水的H同位素组成在一个大的一组的碳酸盐样品（CI，CM，CO，CR，和C-未分组的碳质碳酸盐）和报告，在每个组的水显示出一个独特的和独特的D/H签名。基于与文献数据的比较，散装的碳酸盐和他们的水和有机物，我们的数据不支持的优势作用的母体过程中控制的D/H之间的碳酸盐的变化。相反，我们认为水和有机物的D/H特征主要是由原行星盘和分子云之间的相互作用形成的，这些分子云在几百万年的时间里间歇性地为原行星盘提供食物。由于富D星际水和/或有机物在南极物质中的保存只可能低于它们各自的升华温度（160和350-450 K），南极物质的H同位素特征取决于它们母体形成的时间和位置。
2021-05-22 astro-ph.EP physics.geo-ph
Distant formation and differentiation of outer main belt asteroids and carbonaceous chondrite parent bodies
小行星的挥发性成分提供了有关太阳系历史和地球挥发物起源的信息。波长为$<2.5\ {\rm μm}$的可见光和近红外观测表明，位于$2.5$ - $4\ {\rm au}$的外主带小行星与碳质球粒陨石之间存在遗传联系，碳质球粒陨石的同位素与地球上的挥发性元素相似。然而，最近的大型外部主带小行星的较长波长数据显示，在CC中不存在的氨化层状硅酸盐的$3.1\ {\rm μm}$吸收特征，并且不能容易地从目前距离稳定的材料中形成。在这里，通过结合AKARI空间望远镜收集的数据和水文，地球化学和光谱模型的水-岩反应，我们表明，具有$3.1\ {\rm μm}$吸收功能和CC的小行星的表面材料可以来自不同地区的一个单一的，水-岩-分化的母体。在高水岩比（$>4$）和低温（$<70^\circ$ C）下，含NH $_3$和CO $_2$的分异体的富水地幔内形成氨化层状硅酸盐。CC可以起源于以岩石为主的核心，这可能是优先采样的陨石的破坏和运输过程。我们的研究结果表明，多个大的主带小行星形成超越NH $_3$和CO $_2$雪线（目前$>10$ au），并可能被运送到目前的位置。地球的高氢碳比可以用这些富含水的祖先的增加来解释。
2021-12-19 astro-ph.EP physics.geo-ph
Microtextures in the Chelyabinsk impact breccia reveal the history of Phosphorus-Olivine-Assemblages in chondrites
钙钛矿磷酸盐矿物的地球化学和结构协会可以提供深入了解母小行星的地质历史，但其形成和变形的过程仍然缺乏约束。在这里，我们提出了一个定量评估的含磷矿物纹理的三个不同的冲击岩性（光，暗，熔融）的车里雅宾斯克（LL 5）普通球粒陨石使用扫描电子显微镜，电子探针，阴极发光，电子背散射衍射技术。相位协会，显微结构和磷酸盐的显微结构是非常可变的内部和之间的不同的冲击岩性在车里雅宾斯克陨石调查。我们观察到连续应变以及再结晶，无应变磷酸盐人口。再结晶颗粒（无应变子域）只存在于更强烈的冲击黑暗的岩性，表明磷酸盐生长在车里雅宾斯克早于初级冲击变质纹理的发展。这一破坏事件也记录了部分陨石的完全熔化，产生冲击熔融岩性，其中包含一个人口的富磷橄榄石颗粒。我们解释的纹理和相协会车里雅宾斯克已导致通过交代橄榄石置换初始磷酸盐生长，随后在早期冲击熔融的影响和随后的轻微冲击事件的主要变形。这个小事件似乎已经产生了一个亚群的磷酸盐，显示片状CL纹理，在光明和黑暗的岩性。最后，我们提出了一个新的分类方案来描述各种类型的磷橄榄石组合（类型I-III POAs），它可以用来分类的冲击变质事件，并定义相关的物理化学过程。
2021-03-01 astro-ph.EP
Investigating Organic Carbon and Thermal History of CM Carbonaceous Chondrites Using Spectroscopy and Laboratory Techniques
本研究综合拉曼光谱、XRD、VNIR与ATR反射光谱，分析八块CM球粒陨石及一块未分群碳质球粒陨石的有机碳、矿物组成与热变质历史。
2024-01-25 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Nebular history of an ultrarefractory phase bearing CAI from a reduced type CV chondrite
与普通CAI矿物相比，CAI中的超难熔（UR）相可能在更高的T下形成，因此它们可能对太阳星云中的非常高的T过程提供限制。我们报告了一个详细的表征UR阶段davisite轴承CAI从减少型CV球粒陨石。缺乏二次铁和/或富碱相和石灰橄榄石的出现表明，原始的化学和同位素组成保存在CAI。硅镁铝石仅出现在一个岩性单元中，该单元由三个化学和同位素不同的部分组成：i）$^{16}$贫氧区，具有反环带黄长石和硅镁铝石; ii）$^{16}$富氧区，由未环带的钙黄长石、透辉石和尖晶石组成; iii）尖晶石框架体，由$^{16}$富氧尖晶石和$^{16}$贫氧黄长石组成。CAI中化学和同位素不均匀性的随机分布与尖锐的边界表明其形成的矿物组合的聚合形成和处理分别在不同的时间和/或空间。虽然不能排除CAI的最终团聚之前的同位素交换，我们建议多孔CAI前体的化学和同位素组成的修改或同位素不同的矿物组合的聚集是替代方案的起源O-同位素的不均匀性在CAIs。在任何一种情况下，共存的空间和/或时间上不同的$^{16}$ O-丰富和-贫气体水库在太阳系形成的最早阶段是必需的。CAI中的颗粒尺度氧同位素不平衡表明CAI的形成后加热是短的，这可以通过CAI的快速向外传输来实现。辉石的高Ti $^{3+}$ /Ti $^{\mathrm{tot}}$比率和石灰橄榄石的存在证明了整个CAI形成过程发生在高度还原条件下。
2019-02-22 astro-ph.EP
Meteorites and the RNA World: Synthesis of Nucleobases in Carbonaceous Planetesimals and the Role of Initial Volatile Content
生命起源的基本组成部分-生命前体分子已在碳质化石中发现。这些有机分子向冥古宙地球的外源输送可能会引发达尔文池塘中第一批RNA分子在干湿循环期间的聚合。在这里，我们调查的RNA和DNA的核碱基腺嘌呤，尿嘧啶，胞嘧啶，鸟嘌呤和胸腺嘧啶内的母体星子碳质微球的形成。最新的热化学平衡模型与一维热力学星子模型耦合用于计算核碱基浓度。与之前的研究（Pearce & Pudritz 2016）不同，我们假设初始挥发物浓度更适合碳质球粒陨石母体的形成区。这代表了更准确的宇宙化学发现，这些天体已经形成内部，$\sim 2\mathrm{-}5\,\mathrm{au}$，温暖的区域太阳系。由于这些改进，我们的模型代表了腺嘌呤和鸟嘌呤的浓度测量碳质碳酸钙。我们的模型本身并没有重现这些陨石中尿嘧啶、胞嘧啶和胸腺嘧啶的测量结果。这可以通过核碱基之间的转化反应和胸腺嘧啶的潜在分解来解释。碳质小行星中的生命前有机物质的合成可以很好地解释为i）辐射加热，ii）水化学，涉及在微行星内部特定半径范围内的几个关键过程，其中水可以以液相存在，iii）初始挥发物含量减少（H $_2$，CO，HCN，CH $_2$ O）的原行星盘材料在母体区域相比，彗星的外部区域。
2022-11-11 astro-ph.EP
Density, porosity and magnetic susceptibility of the Košice meteorite shower and homogeneity of its parent meteoroid
体积和颗粒密度，孔隙度和磁化率的67个人的Košice H球粒陨石下降进行了测量。测定平均堆积密度和颗粒密度为3.43 g/cm $^\text{3}$，标准偏差（s.d.）0.11 g/cm $^\text{3}$和3.79 g/cm $^\text{3}$，s.d. 0.07 g/cm $^\text{3}$。孔隙度在4.2至16.1%的范围内。表观磁化率的对数（以10 $^\text{-9}$ m $^\text{3}$ /kg计）在5.17 ~ 5.49之间呈窄分布，平均值为5.35，s.d. 0.08.这些结果表明，所有研究的Košice陨石是相同的组成下至~g规模没有外来（非H）碎屑的存在，并类似于其他氢陨石。因此，科希策陨石是由同质流星体形成的同质陨石坠落。
2014-04-04 astro-ph.EP
The iron record of asteroidal processes in carbonaceous chondrites
在陆地研究中，铁的价态被用来追踪原生硅酸盐岩石的水解作用。在这里，我们使用类似的方法来表征二次过程，即热变质和水蚀变，影响碳质泥岩。在一系列36 CM、9 CR、10 CV和2 Cl样品上进行Fe-K边缘处的X射线吸收近边结构光谱。在所研究的四组碳质方解石中，观察到铁氧化指数（IOI = [2（（Fe 2+）+ 3（Fe 3+））]/FeTOT）与氢含量之间的相关性。然而，在CM组，其中一个渐进的蚀变序列已被定义，Fe 3+到Fe 2+的转换是观察到的水蚀变程度的增加。铁的这种还原可以通过第二相的矿物学演变来解释。在经历了一些热变质作用的少数CM辉长岩的情况下，除了水蚀变，氧化还原记忆的水蚀变是存在的：一个显着的分数3+ 2+ 0铁是存在的，连同铁，有时铁。从我们的数据集来看，CR曲线显示IOI的范围更广，从1.5到2.5。在所有考虑的CR沸石中，铁的三种氧化态共存。即使在变化最小的CR磷灰石中，Fe 3+的分数也可能很高（MET 00426为30%）。这一观察结果证实，氧化铁已被整合在形成细晶粒的无定形材料在基质中。最后，CV磁铁矿的IOI不反映基于金属和磁铁矿比例的还原/氧化分类，但与岩相类型密切相关。因此，CV方解石中铁的价态似乎与热历史关系最密切，而不是水蚀变，即使这些过程可以同时发生。
2021-04-01 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
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals II. Improved treatment of the compaction process
重建可以被分配到同一母体的单个陨石的热历史，可以得出母体的一般特征，这对行星形成过程有重要的线索。这就需要建立模型，通过短寿命的放射性物质，特别是26铝，加热这些物体，并通过热传导冷却，然后与陨石的冷却历史进行比较。星子材料的导热性主要取决于多孔材料的孔隙率，并通过在高温和高压下材料的烧结而改变。颗粒物质的压实是陨石母体热历史的关键过程。通过应用最初为冶金过程中的热等静压开发的概念，改进了压实过程的建模。它被扩展到一个二元混合物的基质和球粒，在陨石中观察到。通过与已发表的烧结实验数据的比较，它表明，该算法允许一个足够准确的建模的硅酸盐材料的压实。结果表明，烧结发生的特征温度是不同的基质或球粒为主的前体材料。我们采用新的方法来模拟的热演化的母体的Hxtes和确定一个改进的优化设置的模型参数为这个机构。
2014-11-11 astro-ph.EP
Laboratory mid-IR spectra of equilibrated and igneous meteorites. Searching for observables of planetesimal debris
陨石含有来自太阳系小行星的矿物质，这些小行星具有不同的性质（如大小，水的存在，核心形成）。我们提供了新的粉末陨石的中红外透射光谱，以获得小行星碎片的中红外光谱的模板。这对于解释过去和未来空间天文台的中红外光谱至关重要，如詹姆斯韦伯太空望远镜。我们发现，湿和干陨石，碳质和普通陨石和无球粒陨石和球粒陨石的透射光谱是明显不同的方式，可以区分在天文中红外光谱。光谱上区分不同陨石群（以及不同类型的母体）的两个观测值是辉石-橄榄石特征强度比和橄榄石光谱特征的峰值位移，这是由于橄榄石中铁浓度的增加。
2017-11-30 astro-ph.EP
Spectral variability on primitive asteroids of the Themis and Beagle families: space weathering effects or parent body heterogeneity?
忒弥斯是一个古老的、统计上可靠的小行星家族，居住在主带的外部，是2.5 $\pm$ 1.0 Gyr前发生的灾难性碰撞的结果。在古老的忒弥斯家族中，一个年轻的亚科，比格尔，形成于不到1000万年前，已经被确定。我们提出了在可见光和近红外范围内的22个忒弥斯和8个比格犬家庭成员的光谱调查的结果。研究的忒弥斯成员表现出广泛的光谱行为，而年轻的比格犬家庭成员看起来光谱蓝光谱斜率变化较小。最好的陨石光谱类似物发现的忒弥斯和比格家族成员是碳质陨石经历了不同程度的水蚀变，predictor CM 2，但也CV 3和CI，其中一些是球粒陨石样品是不寻常的或加热。我们扩展了光谱分析，包括在文献中提供的数据，忒弥斯和比格犬家庭成员，我们寻找光谱行为和物理参数之间的相关性，使用来自WISE数据的尺寸和大小值。对这一较大样本的分析证实了忒弥斯家族内的光谱多样性，并且比格尔成员往往更蓝，具有更高的光谱。这两个家族之间的差异可能部分是由于空间风化过程，这种风化过程以与S型小行星类似的方式作用于这些原始表面，即产生变红和变暗。然而，我们看到几个忒弥斯成员有类似于年轻的小猎犬成员的反射和光谱斜率。提出了替代方案，包括母体中的异质性，其成分随深度而变化，和/或抛射体碎片的生存成分与母体不同。
2016-01-20 astro-ph.EP
Photoluminescence of silicon-vacancy defects in nanodiamonds of different chondrites
光致发光光谱表明，硅杂质存在于一些纳米金刚石颗粒（ND）的晶格中的硅空位（SiV）的缺陷。富金刚石分离物中SiV带的相对强度取决于陨石的化学成分和ND颗粒的大小。最强的信号被发现的尺寸分离富集在小晶粒，从而证实了我们早先的结论，SiV缺陷优先驻留在最小的（小于2 nm）的晶粒。个别陨石富含钻石的分离物中SiV发光的相对强度的差异是由于其母体的热变质和/或纳米金刚石种群的不均匀采样的可变条件。在空气中退火可以消除SiV表面的sp2-碳，从而增强SiV的发光。SiV缺陷的强且明确的发光和吸收是在太空中定位冷（< 250 °C）纳米金刚石的有希望的特征。
2015-02-27 astro-ph.EP astro-ph.SR cond-mat.mes-hall
Meteorite Parent Body Aqueous Alteration Simulations of Interstellar Residue Analogs
一些碳质方解石家族富含生命前有机物，可能有助于地球和其他地方生命的起源。然而，复杂的可溶性有机分子的形成和化学演化的星际前体在相关的母体条件下还没有得到彻底的研究。在这项研究中，我们接近这个话题，通过模拟陨石母体水蚀变的星际残留类似物。胺和氨基酸的分布进行了定性和定量研究，并与关闭星际和陨石前生物有机丰度之间的差距。我们发现甲胺>乙胺>甘氨酸>丝氨酸>丙氨酸> \b{eta} -丙氨酸的丰度趋势在水蚀变前后没有变化，这表明一定的云条件对星际继承的陨石有机物的分布有影响作用。然而，当在125 °C下进行7天的水相处理时，这里研究的大多数胺和氨基酸的丰度变化约为2倍，α-与\b{eta} -丙氨酸比率的变化与水相蚀变的碳质陨石一致，表明陨石母体处理对星际继承的陨石有机物的分布具有影响作用。我们检测到α-丙氨酸的丰度高于\b{eta} -丙氨酸，这与通常在含水蚀变碳质方解石中观察到的情况相反;这些结果至少可以通过实验中缺乏矿物质和不溶性有机物相关材料来解释。非水蚀变样品中挥发性胺的高丰度表明，这些类型的星际挥发物可以有效地转移到小行星和彗星，支持星际有机物存在于太阳系物体的想法。
2023-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Linear Thermal Instability of a Condensing Gas-Particle Mixture, with Possible Application to Chondrites and Planetesimals
研究光学薄介质中热饱和气体与冷凝颗粒混合物的热不稳定性，发现该不稳定性可形成颗粒团块和空洞，有助于从汽化碎片中组装球粒陨石母体并形成星子。
2025-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Timing of thermal metamorphism in CM chondrites: implication for Ryugu and Bennu future sample return
碳质玄武岩通常被认为是类地行星的水和其他挥发物的潜在贡献者，因为它们中的大多数含有大量的含水矿物相。因此，碳质榴辉岩是地球的候选积木，阐明其热历史对于理解地球和类地行星的挥发性元素历史具有直接重要意义。一个显着的比例CM型碳质方解石热变质或加热，并失去了部分的水含量。这种加热事件的起源和时间仍然存在争议，因为它们可能发生在太阳系的第一个百万年，通过短暂的放射性加热，或者后来通过撞击引起的加热和/或太阳辐射。由于Rb比Sr更易挥发，而且一些加热的CM榴辉岩中Rb含量很低，因此可以使用基于87 Rb到87 Sr的放射性衰变的测年系统来确定与Rb和Sr分馏有关的加热事件的年代。在这里，我们利用87 Rb 87 Sr系统来确定5个CM榴辉岩的加热年代（PCA 02012、PCA 02010、PCA 91008、QUE 93005和MIL 07675）。我们发现，所有五个陨石的加热事件至少发生在太阳系形成后3 Ga。这样的时间排除了短暂的放射性加热作为这些陨石热变质的起源，并将这种加热事件与C型小行星碰撞家族的年龄联系起来。
2020-09-29 astro-ph.EP astro-ph.GA
Near-mid infrared spectroscopy of carbonaceous chondrites: Insights into spectral variation due to aqueous alteration and thermal metamorphism in asteroids
研究17块碳质球粒陨石1–25微米红外光谱，揭示水蚀变与热变质造成的谱带变化及矿物成因，为C型小行星成分和热演化提供依据。
2024-01-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Thermal history of the Erg Chech 002 parent body: Early accretion and early differentiation of a small asteroid
星子的吸积和分异过程的历史由不同的陨石群提供。他们对不同的母体层进行取样，揭示了金属硅酸盐分离的情况和原行星的内部结构。未分组的无球粒陨石Erg Chech 002（EC 002）添加到原始火成结壳样品组中。在这里，我们提出的模型，利用热年代学数据EC 002和适合的吸积时间和大小的母体这些数据。经铀校正的Pb-Pb、Al-Mg和Ar-Ar年龄表明，在CAIs后0.1Ma形成了一个半径为20-30 km的最佳拟合星子。它的内部熔融较早，并在0.5 Ma前分化，允许核和地幔形成，并有短暂的下地幔岩浆海洋，在陨石分层深度处熔融分数<25%。EC 002形成于0.8公里深的未分化地壳覆盖的部分分化区域。通过模拟与不同大小和速度的撞击物的碰撞，我们分析了EC 002从其原始母体和撞击现场的表面组成的最小弹射条件。岩浆洋区与EC 002的分层深度不同，说明它与EC 002的成因无关。我们的模型估计Al-Mg年龄的闭合温度为1060 K至1200 K。一个快速的母体冷却属性后期Ar-Ar年龄的局部再加热的另一个，后期的影响。
2023-02-24 astro-ph.EP
Temporally distributed parent body accretion in the C reservoir of the solar system
原行星盘的吸积过程产生了各种各样的小天体，它们在整个太阳系的多次洗牌事件中以及行星吸积的早期和晚期都发挥了至关重要的作用。热计时器对陨石的应用提供了矿物成分形成年龄的精确测年。核合成异常表明NC和C陨石和精确的母体（PB）年表之间的二分法，可以结合热演化模型，以约束早期太阳系的吸积和动力学过程的时间尺度。无球粒陨石PB被认为是早期增生，主要是在NC区域，而在C区域的晚期增生产生了大多数未分化的PB，如CR球粒陨石PB，形成晚至4马后CAIs。然而，更进化的CR相关陨石的存在也表明了更早的吸积时间。我们提出了建模证据的时间分布增生的母体的CR相关的陨石群，起源于C水库和范围从含水蚀变的方解石部分分化的原始无球粒陨石。PB的形成时间范围为太阳系形成后<1 Ma ~4 Ma，其中CR、Flensburg、NWA 6704和NWA 011的PB形成时间分别为~3.7 Ma、~1.5-2.75 Ma、<~0.6 Ma和<~0.7 Ma。这意味着，在C水库的增生过程中开始早在NC水库，并产生分化的PB与碳质组合物，除了未分化的C-磷酸盐PB。吸积时间与陨石的蚀变、变质或分异程度成反比。CI/CM、Ryugu和Tafassites PB的吸积时间分别为~3.75 Ma、~1-3 Ma和1.1 Ma，与陨石提出的热条件和蚀变条件吻合得很好。
2023-02-26 astro-ph.EP physics.geo-ph
Thermal History Of Cbb Chondrules And Cooling Rate Distributions Of Ejecta Plumes
有人提出，一些陨石，CB和CH陨石，含有在吸积过程中由于原行星碰撞而形成的物质。它们的熔滴（球粒）和FeNi金属被认为是在撞击羽流中蒸发和冷凝形成的。我们观察到，在CBB陨石的SO（骨架橄榄石）球粒有一个水泡状的纹理和富集难熔元素没有发现在正常球粒。由于纹理需要完全熔化，它们的最高液相线温度1928 K代表了推定羽流的最低温度。动态结晶实验表明，SO织构只能通过结晶过程中短暂的再加热事件产生部分溶解的橄榄石。在平滑粒子流体动力学（SPH）模拟中形成的喷出物羽流（Asphaug等人，2011年）作为自适应网格细化（AMR）代码FLASH4.3的3D建模的基础。与流体细胞一起移动的示踪粒子用于测量原位冷却速率。它们的冷却速率在峰值温度时约为10，000 K/hr，在羽流的密集区，1400-1600 K的冷却速率约为100 K/hr。一小部分细胞被认为是在任何一个时间加热，加热尖峰解释压缩的气体包裹在一个不均匀的斑片状羽。这些温度波动与结晶实验中所需的温度波动相当。对于第一次，我们发现实验和模型之间的协议，支持专门为CBB球粒的形成羽模型。
2018-03-09 astro-ph.EP
Different arrival times of CM and CI-like bodies from the outer Solar System to the asteroid belt
本研究通过N体模拟结合小行星带天体观测分布，发现CM类和CI类外太阳系天体分不同时期植入小行星带，明确二者起源区域与迁移驱动机制，得出球粒形成位置及类地行星水来源的相关结论。
2025-07-30 astro-ph.EP
Early Thermal Evolution of Planetesimals and its Impact on Processing and Dating of Meteoritic Material
陨石及其成分的放射性同位素年龄对小天体的演化提供了限制：吸积、热和水变质、分异、冷却和冲击变质的时间尺度。认识到短寿命核素（如26铝，60铁）的衰变热，是主要的热源驱动分化和变质，热模拟的小天体是最重要的设置个人陨石年龄数据到其母体的热演化的一般背景下，并得出一般结论的性质，行星积木在早期太阳系。一般来说，模型很容易解释铁陨石比铁陨石更古老，因为早期形成的微行星经历了更高浓度的短寿命核素和更严重的加热。然而，核心形成过程也可能延长到10 Ma后，形成的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。原始材料的多孔性的一般影响是，相对较小的天体（<几公里）也将分化，如果它们在CAIs后2 Ma内形成。一个值得探讨的特别有趣的特征是，一些小行星可能来自内部有差异的小行星的未分化外层。这可以解释某些陨石中存在的残留磁化是由于行星磁场造成的。
2013-12-12 astro-ph.EP
Cosmic History and a Candidate Parent Asteroid for the Quasicrystal-bearing Meteorite Khatyrka
独特的CV型陨石Khatyrka是唯一一个发现“准晶体”和伴生晶体Cu、Al合金（包括Khatyrkite和cupalite）的天然样品，它们被怀疑形成于早期太阳系。为了更好地了解这些外来相的起源，以及Khatyrka与其他CV陨石的关系，我们测量了来自Khatyrka的六个单独的，~40 μ m大小的橄榄石颗粒中的He和Ne。我们发现宇宙射线暴露年龄约为2-4 Ma（如果流星体直径<3 m，则更大）。橄榄石颗粒的U、Th-He年龄表明，哈蒂尔卡陨石经历了一次相对较近的（<600 Ma）冲击事件，这一事件产生的压力和温度条件足以形成陨石中发现的准晶和高压相。我们提出，Khatyrka的母体是大型K型小行星89 Julia，基于其独特的，但匹配的反射光谱，在过去的几个100 Ma（形成Julia家族）的撞击/冲击事件的证据，以及其位置接近强轨道共振，因此Khatyrka流星体可能在其相当短的宇宙射线暴露年龄内到达地球。
2018-03-09 astro-ph.EP
Volatile Delivery to Planets from Water-rich Planetesimals around Low Mass Stars
大多数的挥发性物质输送到吸积的类地行星的模型都假设水的载体的含水量与我们太阳系中的碳质陨石相似。在这里，我们认为，在许多行星系中的原始天体的含水量实际上可能要高得多，因为碳质陨石由于短寿命放射性同位素的加热而失去了一些原始的水，这些同位素驱动了母体的变化。使用N体模拟，我们探讨如何行星吸积将是不同的，如果超出水线的机构包含一个水团分数符合化学平衡计算，更类似于彗星，而不是更传统的水耗尽值。我们应用这个模型来考虑不同质量的恒星周围的行星形成，并确定宜居带行星和行星系结构的属性的趋势，可以通过正在进行的系外行星普查数据收集进行测试。将这些数据与模型预测的趋势进行比较，将有助于评估N体模拟和行星吸积研究中使用的初始条件在多大程度上可用于理解行星形成的这一阶段。
2015-02-26 astro-ph.EP
Formation of Ryugu's parent planetesimal beyond the CO$_{2}$ snow line from small pebbles: insights from thermal evolution modeling
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所生命理工学研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Hokkaido University（北海道大学地球行星科学系）；Faculty of Science, Ibaraki University（茨城大学理学部）；School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所理学院）；Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, Purdue University（普渡大学地球大气与行星科学系）
通过热演化模型约束龙宫母星子在CO$_2$雪线外由小卵石形成，发现其吸积年龄早于多数碳质球粒陨石母星子，核心卵石尺寸仅几毫米，解释了样品中无球粒陨石的现象。
2026-09-18 astro-ph.EP
Early volatile depletion on planetesimals inferred from C-S systematics of iron meteorite parent bodies
在类地行星的形成过程中，挥发性物质的损失可能会通过星云的加工、星子的分化和行星的吸积而发生。我们调查铁陨石作为档案的挥发性损失在星子处理。本文用热力学模型重建了岩浆铁陨石母体的碳含量。计算固/熔合金分配的C大大增加与液体S浓度和推断母体C浓度范围从0.0004至0.11重量%。母岩可分为2个组分群，以中、低C/S岩芯为特征。这两个都需要显着的星子脱气，变质脱挥发分的辉长岩样的前体是不够的，以占他们的C耗尽。星子核心形成模型，从封闭系统提取到脱气的一个完全熔融的身体，表明显着的开放系统硅酸盐熔融和挥发损失，需要匹配中，低C/S母体核心组合物。更大的亏损C相对于S是硅酸盐脱气的标志，表明母体核心组成记录的过程，影响复合硅酸盐/铁星子。裸露岩心的脱气剥离其硅酸盐地幔将耗尽S与可忽略不计的C损失，并不能解释推断的母体核心组成。因此，小天体分化过程中的去挥发作用是形成由星子和行星胚胎形成的类地行星的挥发性存量的关键过程。
2021-04-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chemical Abundances in the Externally Polluted White Dwarf GD 40: Evidence of a Rocky Extrasolar Minor Planet
我们目前的Keck/HIRES数据与模式大气分析的氦为主的污染的白矮星GD 40，在其中我们测量大气中相对于氦的9种元素的丰度：H，O，Mg，Si，Ca，Ti，Cr，Mn和Fe。除了氢与其他污染物的关系尚不确定之外，这种物质很可能是从GD 40的拱星尘埃盘吸积而来，其存在通过过量的红外辐射得到证明。这些数据最好用岩石行星物质的吸积来解释，其中重元素主要包含在氧化物中，来自一颗潮汐破裂的小行星，质量至少与朱诺号相当，可能与灶神星一样大。相对较低的氢丰度设定了推断母体中10%水质量的上限，而相对较高的难熔元素Ca和Ti丰度可能表明高温处理。虽然母体的整体组成与地球相似，但其85%以上的质量是由氧、镁、硅和铁组成的，我们发现n（Si）/n（Mg）= 0.30 +/-0.11，明显小于地球、太阳、太阳和附近恒星的比例。这一结果表明，分化发生在母体内。
2009-12-08 astro-ph.EP
Thermal decomposition as an activity driver of near-Earth asteroid (3200) Phaethon
本研究分析近地小行星法厄同的中红外光谱，发现其成分与Yamato群碳质球粒陨石相似，证实热分解释放气体是其活动驱动因素，为相关流星雨及陨石起源等研究提供新依据。
2023-11-10 astro-ph.EP
Reconstructing the Chelyabinsk event: pre-impact orbital evolution
车里雅宾斯克超级火流星是自1908年通古斯事件以来已知进入地球大气层的最大自然物体，它已成为了解，管理和减轻未来影响的模板。虽然这一事件已被详细记录，但母体撞击前的实际轨道仍有争议。在这里，我们使用改进的蒙特卡罗方法重新讨论这个问题，该方法包括撞击点的坐标，以计算撞击前轨道的最可能解（a = 1.62 au，e = 0.53，i = 3.97度，Ω i = 326.45和ω i = 109.71）。我们还使用简单但强大的统计测试来检查所有已发布的解决方案，以表明其中许多解决方案存在问题，无法在正确的时间产生影响。我们使用改进的轨道和N体模拟，重新审视一个假定的车里雅宾斯克小行星家族的动力学状态，并确认它可能与共振小行星2007 BD7和2011 EO40。此外，由于车里雅宾斯克陨石的分类已经很好地建立起来，对同一球粒陨石群和岩石类型的陨石坠落的搜索提供了一些证据，证明存在相关的LL5球粒陨石群。
2014-06-11 astro-ph.EP
Thermal history of matrix forsterite grains from Murchison based on high-resolution tomography
原行星盘是围绕着原恒星的富含尘埃和气体的结构。根据与原恒星的距离不同，这些尘埃被热处理到不同的程度，并吸积形成不同化学成分的物体。早期原行星盘中发生的原始吸积过程如球粒形成和金属偏析还不清楚。限制它们的方法之一是研究碳质方解石基质中的镁橄榄石颗粒的形态和组成。在这里，我们提出了高分辨率的ptychographic X射线纳米层析成像和多模态化学显微层析成像（X射线衍射和X射线荧光），揭示了早期的历史从默奇森CM2.5球粒陨石的基质中提取的镁橄榄石颗粒。三维电子密度图显示，在前所未有的分辨率（64 nm），球形夹杂物含有Fe-Ni，非常少的富硅玻璃和空帽（即，电子密度与接近真空的条件一致的体积）被捕获在镁橄榄石中。空隙的存在以及总体成分、岩石学结构和收缩计算与经历一次或多次加热事件的晶粒一致，加热事件的峰值温度接近镁橄榄石的熔点（$\sim$ 2100 K），随后冷却并收缩，与球粒形成条件一致。
2021-09-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
An 800-Million-Year-Old Impact Shower on the Terrestrial Planets from the Breakup of the Eulalia Parent Body
Southwest Research Institute（西南研究所）；Astronomical Institute, Charles University（查理大学天文研究所）；Albion College（阿尔比恩学院）
通过碰撞和动力学模型，将8亿年前的月球大型撞击事件与尤拉利亚小行星族的形成联系起来，表明其碎片进入木星3:1共振后导致月球和类地行星撞击率升高。
2026-06-03 astro-ph.EP
A Collective Trigger for Widespread Planetesimal Formation Revealed by Accretion Ages
University of Oxford（牛津大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Université Clermont Auvergne（克莱蒙奥弗涅大学）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；CNRS（法国国家科学研究中心）
研究通过吸积年龄揭示了小行星形成与盘中运动的同步性，表明半渗透屏障触发了小行星形成。
2026-02-19 astro-ph.EP
