New constraints on the delivery of cometary water and nitrogen to Earth from the 15N/14N isotopic ratio
使用15 N/14 N同位素比推导出彗星输送到地球的水量的新独立约束，测得彗星中的CN和HCN大约是现在地球的两倍。在合理的假设下，我们发现地球上只有百分之几的水可以归因于彗星，这与D/H的限制是一致的。我们的研究结果还表明，地球大气中的氮很大一部分可能来自彗星。由于奥尔特云和柯伊伯带彗星的15 N/14 N同位素比率没有不同，我们的估计适用于这两种类型的对象的贡献。
2009-06-29 astro-ph.EP
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
The persistence of oceans on Earth-like planets: insights from the deep-water cycle
在本文中，我们提出了一系列的模型，在超级地球经历板块构造的深水循环。深水循环可以通过参数化对流模型与挥发物再循环模型相结合来模拟。硅酸盐地幔的对流通过依赖于水的粘度与挥发性循环联系在一起。地表水含量的重要差异，发现不同的对流参数化。表面海洋更小，更持久的单层对流，而不是对流的边界层不稳定性。较小的行星最初有较大的海洋，但也比较大的行星更快地将水返回地幔。因此，超级地球在早期可能比较小的行星更不适合居住，但它们的可居住性（假设稳定的表面条件）将持续更长时间。
2015-01-05 astro-ph.EP
Solar wind origin of terrestrial water
地球水资源的起源是地球演化史上的一大奇迹。通常的解释是在地壳还没有形成的时候，水储存在地幔中，以及在晚期的重撞击期间彗星沉积水。这两种解释都有不同的问题-特别是当与火星和金星的进化相比时。在这里，我们讨论了早期地球磁层从太阳风中收集到的氢的可能作用。虽然太阳风捕获产生的水在今天非常小，但在行星形成后的第一个十亿年期间可能很重要，因为当时太阳风要强得多，地球磁层配置可能不同。我们估计，当我们假设地球偶极子作为一个收集器和早期的太阳风比今天强1000倍时，太阳风氢对地球水储量的贡献可达10%。我们甚至不能排除太阳风氢是地球水储量的主要贡献者。
2011-02-02 astro-ph.EP
Deep Water Cycling and Delayed Onset Cooling of the Earth
地球上发生的变化可以追溯到两种能源之一：太阳和地球的内能。地质时期的板块运动、火山活动、造山运动和地球表面的重塑都取决于地球的内能。构造活动由内能驱动，并影响能量被利用的速率，即，我们星球的冷却速度。岩石学数据表明，在地质历史上，冷却并不是以恒定的速率发生的。直到25亿年前，内部冷却是温和的，然后增加（图1）。当地球冷却时，它在岩石内部（地壳和地幔）和表面之间循环水。水会影响地幔岩石的粘性，从而影响构造运动的速度，并通过关联影响地球冷却。我们提出了一套热构造历史模型，再加上深水循环，以表明岩石学约束的变化，地球的冷却速率可以解释的变化，在地质时期的深水循环。冷却速率的变化并不需要地球的全球构造模式发生变化。它可以解释为地球内部和地表之间水循环平衡的变化。这种水循环变化的性质和时间可以与陆壳性质的变化和大气中氧气的相关上升相关联。预测氧气的增加应该与地球冷却速率的变化及时相关，这与数据限制是一致的。
2018-01-27 astro-ph.EP
Most Super-Earths Have Less Than 3% Water
本研究构建超级地球内部-大气联合模型，结合系外行星观测推断其种群层面总水质量分数1σ上限≲3%，且该上限与原始氢大气和岩浆洋反应产水的机制相符，或指向类地行星水起源的统一途径。
2024-12-16 astro-ph.EP
Water Evolution & Inventories of Super-Earths Orbiting Late M Dwarfs
本研究模拟了晚期 M 矮星宜居带内类地行星的水循环与流失，发现初始水量决定其最终演化为类地表面、海洋世界或干涸表面，且 Dune 行星可能比预期更少。
2024-08-27 astro-ph.EP
Keeping M-Earths Habitable in the Face of Atmospheric Loss by Sequestering Water in the Mantle
地球地幔和地表之间的水循环以前曾被建模并外推到岩石系外行星，但这些研究忽略了宿主恒星。M型矮星比类太阳恒星更常见，至少有可能拥有温带岩石行星（M型地球）。然而，M矮星在其整个生命周期都很活跃;特别是，在其早期演化过程中的X射线和极紫外线（XUV）辐射会导致轨道行星上的大气层迅速流失。到达M-地球的辐射热通量增加导致更温暖，更潮湿的上层大气，而XUV辐射可以光解水分子并驱动氢和氧逃逸到太空。在这里，我们提出了一个耦合模型的深水循环和水流失到空间的M-地球，以探讨这些行星是否可以保持宜居，尽管他们的挥发性演变。我们使用一个循环参数化占地幔脱气对海底压力的依赖，再气化对地幔温度的依赖，以及水对地幔粘度和热演化的影响。我们假设M矮星的XUV辐射随时间呈指数下降，能量有限的水损失效率为30%。我们探讨了循环和空间损失对行星水库存和水分配的影响。行星表面因损失而变干可以再水化，只要地幔中有足够的水，一旦损失率在以后降低，就可以脱气。对于给定的失水率，关键参数是早期的地幔翻转时间尺度：如果地幔翻转时间尺度比失水时间尺度长，那么地球可能会保留一些水。
2020-06-17 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
Impact of photoevaporative mass loss on masses and radii of water-rich sub/super-Earths
凌日测光的最新进展为超级地球的内部打开了一扇新的窗口。根据测量的半径和质量，我们可以推断行星的内部成分。最近发现，超级地球的组成多种多样。这种多样性被认为是由挥发性含量的多样性引起的。挥发性成分的稳定性有待检查，因为热的超级地球经历了光蒸发质量损失。虽然有几项研究调查了光蒸发质量损失对氢氦包层的影响，但很少有研究涉及对水蒸气包层的影响。为了获得对未来观测的理论预测，我们还研究了经历了光蒸发质量损失的富水子/超级地球的质量、半径和半长轴之间的关系。我们模拟的内部结构和演变的子/超级地球，包括岩石的核心由水包围，包括质量损失由于恒星XUV驱动的能量有限的流体动力学逃逸。我们发现，光蒸发质量损失有一个显着的影响，热子/超地球的演变。然后，我们推导出阈值行星的质量和半径，低于该行星完全失去其水包层作为初始水含量的函数，并发现有最小的阈值质量和半径。我们约束域中的行星质量，半径和半长轴的参数空间中，子/超级地球永远不会保留水信封在1-10 Gyr。这将为理解近距离低质量行星的起源提供重要信息。然而，目前恒星XUV通量及其加热效率的不确定性使我们无法得出可靠的结论。尽管如此，这似乎是一个强有力的结论，开普勒行星候选者包含大量的岩石亚/超级地球。
2014-01-10 astro-ph.EP
Was Earth's water acquired locally during the earliest phases of the Solar System formation?
本文通过计算化学方法，利用水冰结合能的高斯分布模型，提出地球水可能在太阳系形成早期于原太阳星云雪线内就地获得，无需外部输送。
2025-07-05 astro-ph.EP
Stratospheric Temperatures and Water Loss from Moist Greenhouse Atmospheres of Earth-like Planets
一个辐射对流气候模式被用来计算平流层温度和水蒸气浓度的无臭氧大气比现代地球温暖。冷，干燥的平流层预测在低地面温度，与最近的三维计算。然而，当地面温度高于350 K时，平流层变暖，水蒸气成为上层大气的主要成分，使水通过光解和氢逃逸而损失。因此，一个“潮湿的温室”的解释，从金星，或一些系外行星接收相当数量的恒星辐射的水损失，仍然是一个可行的假设。这种大气上部的温度远低于灰色大气的估计温度，在使用一维模型进行“逆”气候计算以确定宜居带边界时，应考虑到这一因素。
2015-10-13 astro-ph.EP
Formation of aqua planets with water of nebular origin: Effects of water enrichment on the structure and mass of captured atmospheres of terrestrial planets
最近对具有类似地球日照的系外行星的探测吸引了人们越来越多的兴趣，即在太阳系之外，类似地球的水行星是多么常见。虽然类地行星通常被认为捕获了冰冷或富含水的微行星，但星云起源的原始大气本身可以通过大气中的氢与来自微行星或岩浆海洋的氧化矿物质的氧化而产生水。从热力学上讲，正常的氧缓冲剂产生的水的摩尔数与氢相当或更高。因此，原始大气可能高度富集水蒸气;然而，原始大气一直被认为具有太阳丰度。在这里，我们整合了这样一个丰富的大气层的亚地球嵌入在一个原行星盘周围的M矮星0.3 $M_\odot$的1D结构和调查的影响，水富集对大气的性质，重点是水量。我们发现，混合良好、高度富集的大气比太阳丰富的大气质量大几个数量级，即使是火星质量的行星也可以获得与现在地球海洋相当的水。虽然接近火星质量的行星可能会通过圆盘分散和光蒸发失去捕获的水，但这些结果表明，具有类似地球水含量的次地球比以前预测的要多。然而，类地行星究竟能获得多少水，并能保留多少水，以防止随后的损失，这取决于水的生产效率、在大气和岩浆海洋中的混合以及光蒸发，未来应对此进行详细的调查。
2020-06-16 astro-ph.EP
Evolution of a Water-rich Atmosphere Formed by a Giant Impact on an Earth-sized Planet
本研究模拟地球质量行星巨撞击后H₂-He-H₂O大气的光致质量损失，阐明核心成分与大气质量分数如何决定富水大气的形成及轨道分布。
2023-09-27 astro-ph.EP
The Role of Magma Oceans in Maintaining Surface Water on Rocky Planets Orbiting M-Dwarfs
本研究通过0维箱式模型揭示，岩浆海洋的持续时间和深水循环可帮助M矮星周围的类地行星保留表面水，维持宜居条件，避免干燥。
2023-10-11 astro-ph.EP
Climates of Warm Earth-Like Planets III: Fractional Habitability from a Water Cycle Perspective
行星表面的可居住部分对于表面生物特征的可探测性很重要。可居住区域的范围和分布受到控制地球气候、大气环流和水文循环的外部参数的影响。我们使用ROCKE-3D大气环流模式探索这些问题，重点是陆地水通量，从而在陆地上存在复杂的生命的潜力。作为一个函数的太阳能和行星旋转的类地世界与零的引力和偏心率绕太阳的可居住性进行检查。我们使用干旱指数来评估部分可居住性，该指数衡量土地的净供水量。随着日照和日照长度的增加，类地行星变得“超级宜居”（比地球更大的宜居表面积），因为它们的气候变得更加稳定，让人想起地球上过去的温暖时期，那时复杂的生命丰富而广泛。然而，旋转最慢、辐射最高的行星所处的水文环境与地球上的任何行星都不同，高纬度地区的条件非常温暖、潮湿，但降雨和地下水储存量很少。随着太阳辐射的增加，云层越来越模糊地表，但能见度会随着自转周期的适度增加而提高。因此，适度缓慢旋转的岩石行星与日照接近或略大于现代地球的似乎是有前途的目标，为未来的直接成像任务的表面特性。
2019-10-08 astro-ph.EP
Detecting and Characterizing Water Vapor in the Atmospheres of Earth Analogs through Observation of the 0.94 Micron Feature in Reflected Light
岩石类地行星的特征是未来大型地面和空间望远镜的一个重要目标。为了支持开发一个有效的观测策略，我们应用贝叶斯统计推断来解释多云的真实地球模拟物，包括在其大气水蒸气混合比的不同传播的光谱。我们专注于检测含水的世界，其大气水蒸气含量通过强0.94 $\,μ$ m H $_2$ O吸收功能，与几个观测配置。在评估行星的可居住性时，水蒸气是一个必不可少的路标，确定它的存在对于审查行星是否适合承载生命非常重要。我们发现，R=140光谱的吸收功能相结合的同相绿色光学光度点在$0.525-0.575\,μ$ m是能够区分的世界与小于$0.1\times$地球一样的水蒸气水平的世界与$1\times$地球一样的水平或更高的信噪比为5或更好的$2σ$的信心。在相同置信度下，当信噪比为10或更高时，此配置可以区分$0.01\times$和$0.1\times$类地电平。然而，即使在信噪比为15的情况下，这种配置对水蒸气混合比的强约束仍然是难以捉摸的。我们发现，添加同相光学光度点并没有显着帮助表征的H $_2$ O混合比，但使大气臭氧水平的上限。最后，我们发现，一个0.94 $\,μ$米光度点，而不是光谱，结合绿色光学点，未能产生有意义的信息，大气中的水含量。
2019-11-20 astro-ph.EP
Inner Edge of Habitable Zones for Earth-sized Planets with Various Surface Water Distributions
当行星接收到的日射量超过一个称为失控阈值的临界值时，液态表面水就会完全蒸发，形成宜居带的内边缘。因为陆地行星可以从干燥的热带地区发出大量的辐射，它们比水行星有更高的失控阈值。在这里，我们系统地研究了失控的各种地表水分布的阈值使用三维动力学大气模式。随着干表面积的增加，赤道均匀地表水分布的失控阈值从水行星制度的典型值（~ 130%S0）增加到陆地行星制度的典型值（~ 155%S0），其中S 0是目前地球的日射量。虽然这一结果是类似于以前的工作考虑纬向均匀的地表水分布，失控阈值的陆地行星制度是相当低的，以前的工作相比。这是因为热带大气的一部分总是潮湿的，为均匀的情况下。我们还考虑了由地球、火星和金星地形决定的地表水分布。我们发现，它们的失控阈值接近于地球均匀情况下的失控阈值，并且在水行星和陆地行星制度之间的边界处的水量约为地球海洋的10%。这清楚地表明，失控阈值并不是由中心恒星的光度唯一决定的，而是由类地水行星本身的表面水分布引起的。
2019-08-16 astro-ph.EP
UV Transmission in Natural Waters on Prebiotic Earth
紫外线（UV）在生命起源的表面理论中起着关键作用，许多研究都集中在限制早期地球上UV辐射的大气传输。然而，紫外线传输的天然水域，其中起源的生命化学（前生物化学）被假定发生的约束很差。在这项工作中，我们结合实验室和文献衍生的吸收光谱的潜在的水相益生元紫外线吸收剂与文献估计其浓度在早期地球上的海洋和陆地天然水域约束益生元紫外线环境，并考虑益生元化学的影响。我们发现，前生物淡水在紫外线下基本上是透明的，与一些前生物化学模型的假设相反。一些水域，例如，像碳酸盐湖这样的高盐度水域可能缺乏短波（$\leq220$ nm）UV通量。更引人注目的是，含铁的水可以被强烈地紫外线屏蔽，特别是如果Fe $^{2+}$形成高紫外线吸收物质，如Fe（CN）$_6^{4-}$。这样的水可能是令人信服的场地，紫外线厌恶的生命起源的情况下，但不利于一些紫外线依赖的益生元化学。即使通过吸收剂的光化学转化而衰减，UV光也可以触发光化学（例如，由卤化物照射产生$e^{-}_{aq}$），其可能对益生元合成具有建设性和破坏性作用。引发含有这种吸收剂的水的益生元化学必须自洽地解释这些转化的化学效应。早期地球上天然水体中Fe $^{2+}$的形态和丰度是一个主要的不确定性，应该优先进行进一步的调查，因为它在前生物天然水体中的紫外线传输中起着重要作用。
2021-10-01 astro-ph.EP
Dependence of the onset of the runaway greenhouse effect on the latitudinal surface water distribution of Earth-like planets
液态水是影响类地行星气候和可居住性的最重要物质之一。当行星接受的日射量超过一定值时，液态水就会完全蒸发，这个值被称为失控的温室阈值。这个门槛形成了宜居带的最内部界限。在这里，我们调查的地表水的分布对失控的温室效应阈值地球大小的行星使用三维动态大气模型。我们考虑了一个1巴的大气层，其组成与目前地球的大气层相似，地表水呈带状均匀分布。正如以前的研究已经表明，我们还认识到两种气候制度：陆地行星制度，其中有干燥的低纬度和潮湿的高纬度地区，和水行星制度，这是全球潮湿。我们发现，每个政权是由哈德利环流的宽度，地表水的量，和行星地形控制。我们发现，失控的温室阈值不断变化的地表水分布从约130%（水行星）到180%（陆地行星的极端情况下），目前在地球轨道上的日射量。我们的研究结果表明，宜居带的内边缘不是一个单一的尖锐边界，而是一个边界，其位置取决于行星表面条件，如地表水的数量。由于陆地行星有更宽的宜居带和更少的云层覆盖，陆地行星将是未来观测行星宜居性的好目标。
2018-01-22 astro-ph.EP
Search for water in a super-Earth atmosphere: High-resolution optical spectroscopy of 55 Cancri e
我们提出了高分辨率的光学光谱分析的四个凌日55 Cnc e，低密度，超级地球，轨道附近的类太阳恒星在18小时内。根据行星的体积密度推断，这颗行星有一个相当大的外壳，根据质量半径关系，它可能是一个低质量的扩展大气层，也可能是一个高质量的致密大气层。我们的观察调查后一种情况下，水作为主导物种。我们利用多普勒互相关技术，高光谱分辨率和我们的观测的大波长覆盖范围的优势，寻找数以千计的光学水吸收线的签名。利用我们在斯巴鲁望远镜上的HDS和加拿大-法国-夏威夷望远镜上的ESPaDOns的观测，我们能够对55 Cnc e的平均分子量设定10 g/mol的3 σ下限富水（体积混合比>10%），光学薄大气，这对应于约80 km的大气尺度高度。我们的研究标志着首次在超级地球大气层中寻找水的高光谱分辨率搜索，并表明有可能在附近的超级地球大气层中使用高分辨率过境光谱与当前的地面仪器恢复已知的水蒸气吸收信号。
2017-05-08 astro-ph.EP
Water loss from Earth-sized planets in the habitable zones of ultracool dwarfs: Implications for the planets of TRAPPIST-1
超冷侏儒（UCD; $T_{\rm eff}<\sim3000~$ K）在$\sim$ 1 Gyr后冷却到主序列上。对于褐矮星来说，这种冷却永远不会停止。它们的宜居带（HZ）因此至少在它们生命的第一个Gyr期间向内延伸。假设它们拥有水，在UCD的HZ中发现的行星在进入HZ之前经历了失控的温室阶段，对于液态水来说太热了。有人提出，这类行星是在早期阶段的高温下变干的，并以干燥世界的形式进入HZ。在这里，我们考虑到最近的上限UCD的XUV发射和使用一维辐射流体动力学模拟在此前HZ热阶段的水分损失模型。我们讨论了整个UCD的范围，但也关注最近在$0.08~M_\odot$矮TRAPPIST-1周围发现的行星。尽管假设水的FUV光解和XUV驱动的氢逃逸最大化，但我们发现行星可以在UCD的HZ中保留大量的水，在$0.04$ - $0.06~M_\odot$范围内具有最佳点。我们还研究了TRAPPIST-1系统使用所观察到的XUV通量的限制。我们发现TRAPPIST-1b和c可能已经失去了多达15个地球海洋，而行星d -可能在HZ内-可能已经失去了不到1个地球海洋。根据它们最初的含水量，它们可能有足够的水来保持可居住。TRAPPIST-1行星是大气特征的关键目标，可以对UCD周围的水侵蚀提供强有力的限制。
2016-10-06 astro-ph.EP
The runaway greenhouse radius inflation effect - An observational diagnostic to probe water on Earth-size planets and test the Habitable Zone concept
类似于地球的行星-但辐射略多-预计将进入失控的温室状态，所有表面水迅速蒸发，形成光学厚的H2O主导的大气层。对于地球来说，这种极端的气候转变被认为只会在太阳光度增加约6%的情况下发生，尽管这种转变发生的确切极限仍然是一个备受争议的话题。一般来说，失控的温室效应被认为是地球大小的温带行星演化的基本过程。使用一维辐射对流气候计算，考虑到厚的，热水蒸汽占主导地位的大气，我们评估了失控后温室大气的过境大气厚度，并发现它可能达到一千多公里（即，地球半径的几十%）。这种突然的半径膨胀--由失控的温室引起的转变--可以通过正在进行的和即将进行的太空任务（如TESS、CHEOPS和PLATO）进行统计检测（结合使用地面摄谱仪（如ESTERO、CARMENES或SPIRou）进行的精确径向速度质量测量），甚至在多行星系统的特殊情况下，如TRAPPIST-1（当质量和半径将以足够好的精度已知时）。这一结果为社区提供了一个观测测试（1）失控温室的概念，定义了传统的宜居带的内边缘，和失控温室过渡的确切限制。特别是，这可以提供一个经验性的测量辐射在地球类似物从温和的过渡到失控的温室气候状态。这种天文测量将使人们有可能从统计上估计地球离失控的温室有多近。(2)在温和的、地球大小的系外行星中存在水（以及统计上的丰度）。
2019-06-08 astro-ph.EP
Variability of Water and Oxygen Absorption Bands in the Disk-Integrated Spectra of the Earth
我们研究的主要大气吸收功能的变化，在磁盘集成的地球光谱与未来的应用，地球类似物的想法，集中在昼夜时间尺度。我们首先分析EPOXI任务提供的地球观测数据，发现H2O和O2波段吸收深度的5-20%的分数变化，这两种分子在观测范围内具有主要特征。通过与地球观测卫星云图资料的相关分析，发现它们的变化模式主要是由于云量分布不均匀造成的。为了定量地解释观测到的变化，我们考虑一个简单的不透明云模型，该模型假设云层完全阻挡云层以下大气的光谱影响，相当于假设入射光在云顶水平完全散射。该模型是相当成功的，并再现EPOXI数据从像素级EOS云/水蒸气数据。H2O和O2波段日变化模式的差异归因于这些分子物种在大气中的不同垂直和水平分布。在地球上，大气水蒸气的不均匀分布是由于其与行星表面上的液相和固相H2O的交换在与大气混合时间相比短的时间尺度上存在。如果在地球类似物的光谱中检测到这种变化模式的差异，它将提供关于其大气层不均匀成分的信息。
2012-12-27 astro-ph.EP
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
Survival Function Analysis of Planet Size Distribution
应用生存函数分析开普勒系外行星候选者的行星半径分布，我们已经确定了两个自然划分的行星半径在4个地球半径和10个地球半径。这些划分对行星形成和内部结构模型产生了限制。4个地球半径的划分将小型系外行星与上方的大型系外行星分开。当结合最近发现的半径差距在2个地球半径，它支持治疗行星2-4地球半径作为一个单独的群体，可能是水世界。因此，对于围绕太阳型FGK主序星的行星，我们认为2个地球半径是贫水和富水行星之间的距离，4个地球半径是贫气和富气行星之间的距离。我们确认，在4至10个地球半径之间的生存函数的斜率比两端都要浅，这表明在4至10个地球半径之间的行星相对较少，即那里的亚土星沙漠。我们称它们为过渡行星，因为它们在贫气体的小行星和气体巨星之间形成了一座桥梁。因此，我们提出以下分类方案：（<2地球半径）岩石行星，（2-4地球半径）水世界，（4-10地球半径）过渡行星，和（>10地球半径）气体巨星。
2018-04-12 astro-ph.EP
Structure and Dynamics of Cold Water Super-Earths: The Case of Occluded CH4 and its Outgassing
我们研究了甲烷在富含水的超级地球周围的外部水包层中的传输，并估计了其释放到大气中的气体。我们研究了甲烷对水地幔热力学和力学的影响。我们发现，包括甲烷在水基质中引入了一个新的阶段（填充冰），导致更热的行星内部。这种效应使得超离子和网状相可以被相对较低质量的行星所接近，缺乏H/He大气。我们模拟了行星地壳的热和结构剖面，并讨论了五种可能的地壳制度。甲烷笼形物在地下的形成显示出抑制地下海洋的形成。这种效应导致岩石圈上的应力增加，使冰板块构造模式成为可能。分析了构造板块的动力学。我们推导出翻转和重铺时间尺度，以及下面的扩展中心的熔体分数。冰幔动力学被认为是重要的评估大气的组成。建立了甲烷释放通量与构造模式动力学之间的关系。我们给出了数值估计的全球释气率的甲烷进入大气。
2014-07-29 astro-ph.EP
Survival Function Analysis of Planet Size Distribution with GAIA Data Release 2 Updates
应用生存函数分析的开普勒确认/候选行星的行星半径分布，我们已经确定了两个自然划分的行星半径在4个地球半径和10个地球半径。这些划分对行星形成和内部结构模型产生了限制。4个地球半径的划分将小型系外行星与上方的大型系外行星分开。当结合最近发现的半径差距在2个地球半径，它支持治疗行星2-4地球半径作为一个单独的群体，可能是水世界。对于围绕太阳型FGK主序星的行星，我们认为2个地球半径是贫水行星和富水行星之间的距离，4个地球半径是贫气行星和富气行星之间的距离。我们确认，在4至10个地球半径之间的生存函数的斜率比两端都要浅，这表明在4至10个地球半径之间的行星相对较少，即那里的亚土星沙漠。我们称它们为过渡行星，因为它们在贫气体的小行星和气体巨星之间形成了一座桥梁。因此，我们提出以下分类方案：（<2地球半径）岩石行星，（2-4地球半径）水世界，（4-10地球半径）过渡行星，和（>10地球半径）气体巨星。
2018-07-03 astro-ph.EP
Rapid Water Loss can Extend the Lifetime of the Planetary Habitability
提出了两种适合居住的行星状态：一种是像地球一样的水行星，另一种是有少量水的陆地行星。与水行星相比，陆地行星在更大的太阳辐射下保持液态水。水的流失可能会把一个水行星变成一个陆地行星，并且这个行星可以比它保持一个水行星更长的时间。我们计算不同的初始水库存和不同的距离，从中央恒星的行星演化与氢逃逸。我们发现有两个条件可以使一个水行星演化为陆地行星：一个是表面水的临界量M_ml，它与一个行星是陆地行星相一致;另一个是大气层中水蒸气的临界量M_cv，它定义了失控的温室状态的开始。我们发现，当M_cv = 3 m，M_ml = 5%时，初始海洋质量小于地球海洋质量10%的类地水行星可以演化为陆地行星。这样的行星可以保持液态水在其表面上的另一个2 Gyrs。初始水含量和M_cv是划分行星演化路径的重要参数，我们的结果表明，大量氢逃逸可能是另一种可居住行星的新开始，而不是其可居住性的终结。
2015-09-12 astro-ph.EP
Higher Water Loss on Earth-like Exoplanets in Eccentric Orbits
本研究使用WACCM6模型模拟发现，偏心轨道类地系外行星平流层水汽含量约为圆轨道的五倍，导致氢和海洋损失率增加约三倍，且透射光谱水吸收特征更强，成为未来观测首选目标。
2023-06-19 astro-ph.EP
Water Trapping on Tidally Locked Terrestrial Planets Requires Special Conditions
地表液态水是标准行星可居住性的必要条件。对M星周围潮汐锁定行星的大气环流的计算表明，这种特殊的轨道结构有助于将大量的水捕获在夜晚一侧的厚达200厘米的冰中，可能会将所有的液态水从白天一侧移走，而白天是光合作用的可能场所。我们研究这个问题，使用一个全球气候模式，包括耦合大气，海洋，陆地和海冰组件以及大陆冰盖模式驱动的气候模式输出。对于一个水世界，我们发现表面风将海冰向白天输送，海洋将热量向夜晚输送。因此，夜侧海冰仍然是O（10米）厚和夜侧水截留是微不足道的。如果一颗行星在其夜晚一侧有大型大陆，如果地热通量与地球相似或更小，它们可以生长O（1000米）厚的冰盖。因此，当板块构造将其大陆推向夜晚时，具有与地球相似的水补充的行星将经历海平面的大幅下降，但不会经历完全的白天干燥。只有那些地热通量低于地球的行星，它们的大部分表面被大陆覆盖，并且地表水储量为地球的O（10%），才容易受到完全的水捕获。
2014-11-03 astro-ph.EP
The when and where of water in the history of the universe
不可否认，我们所知的生命依赖于液态水。很难想象有什么生化机器不需要水。在地球上，生命适应最多样化的环境，一旦建立，它就非常有弹性。考虑到水是宇宙中常见的化合物，似乎有可能（甚至可能）有一天我们会在宇宙的其他地方找到生命。在这项研究中，我们回顾了水作为生命所必需的化合物的主要方面：自从大爆炸以来，它何时出现，以及它在不同的宇宙站点中传播。然后，我们描述了水和生命之间的密切关系，正如我们所知道的。
2018-03-05 astro-ph.EP
A D/H Ratio Consistent with Earth's Water in Halley-type Comet 12P from ALMA HDO Mapping
本研究利用 ALMA 对哈雷型彗星 12P 的 HDO 测绘，测得彗发水 D/H 比为 (1.71±0.44)×10⁻⁴，与地球海洋水一致，暗示奥尔特云水冰与地球水可能同源。
2025-08-08 astro-ph.EP
Extreme Water Loss and Abiotic O$_2$ Buildup On Planets Throughout the Habitable Zones of M Dwarfs
我们表明，类地行星的宜居带的M矮星年龄比$\sim$ 1 Gyr可能已经在失控的温室几百万年后，由于恒星的扩展前主序星阶段，提供他们的形式与丰富的地表水。这种长时间失控的温室可能会导致行星进化与地球不同。在这个早期失控阶段，水蒸气和氢/氧逃逸到太空的光解可能导致整个宜居带的行星失去几个地球海洋的水，无论逃逸是能量有限还是扩散有限。我们发现，水的损失量与行星质量成比例，因为扩散限制的氢逃逸通量与行星表面重力成正比。除了经历潜在的干燥之外，表面氧气吸收效率低下的行星可能会积累数百到数千条非生物产生的O $_2$，导致潜在的生命误报。O $_2$的积累量也与行星质量成比例;我们发现O $_2$以恒定的速度积累，这是由扩散控制的：在地球质量的行星上，$\sim$ 5巴/百万年，在超级地球上，高达$\sim$ 25巴/百万年。因此，最近在宜居带发现的一些超级地球，如GJ 667 Cc，由于失去了多达10个地球海洋的水，可能已经积累了多达2000巴的O $_2$。一颗行星的命运在很大程度上取决于极紫外线通量、失控状态的持续时间、初始水含量以及表面吸收氧气的速率。在一般情况下，我们发现，高光度的初始阶段可能会妥协的可居住性许多类地行星绕低质量恒星。
2014-12-02 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
Influence of the water content in protoplanetary discs on planet migration and formation
原行星盘的温度和密度分布主要取决于微米级尘埃颗粒的质量分数及其化学成分。大量的微米大小的颗粒导致圆盘的整体加热，因此水冰线远离恒星。在保持固定的尘埃丰度的情况下，圆盘内部水分的增加会增加圆盘结冰区域的温度，并降低内部区域的温度。具有较大硅酸盐分数的盘具有相反的效果。在这里，我们将探讨尘埃成分和丰度对行星形成和迁移的影响。我们发现，低水含量的磁盘只能维持向外迁移的行星高达4个地球质量，而向外迁移的磁盘具有较大的水含量持续到8个地球质量在磁盘演化的后期阶段。因此，如果水的丰度很低，没有达到逃逸气体吸积的冰冷行星核心可以迁移到靠近主恒星的轨道。我们的结果意味着，在系外行星调查中发现的热和温暖的超级地球可能是在冰线之外形成的，因此含有很大一部分水。这些富含水的超级地球应该主要围绕低氧丰度的恒星运行，其中低氧丰度是由低水-硅酸盐比率或整体低金属含量造成的。
2016-03-03 astro-ph.EP
The atmospheric circulation of the super Earth GJ 1214b: Dependence on composition and metallicity
我们提出了三维大气环流模式的GJ 1214 b，2.7地球半径，6.5地球质量的超级地球的MEarth调查发现。在这里，我们探索行星的循环作为大气金属含量和大气成分的函数，模拟具有低平均分子量（即，H2为主）和高平均分子量（即水和CO2为主）。我们发现，具有低平均分子量的大气层在红外光球层以上的压力下具有强烈的昼夜温度变化，导致赤道超旋转。对于这些大气，随着金属丰度的增加，大气不透明度的增强导致大气加热变浅，昼夜温度变化更大，因此超旋转更强。相比之下，具有高平均分子量的大气比低平均分子量的大气具有更大的昼夜和赤道到极点的温度变化，但是不透明度结构和能量收支的差异导致射流结构的差异。以水为主的大气环流主要由赤道超旋转控制，而以CO2为主的大气环流则主要由高纬度急流控制。通过比较出射通量谱和光变曲线为50倍的太阳和水为主的成分，我们表明，观测排放可以打破简并在确定大气成分的GJ 1214 b。在以水为主的大气中，不透明度随波长的变化导致水带内的相位变化较大，水带外的相位变化较小。然而，50倍的太阳大气在水波段内产生小的变化，在其他特征波长处产生大的相位变化。与凌日观测相比，这些观测对云、凝结物和霾的敏感度要低得多。
2014-03-04 astro-ph.EP
Characterizing Earth-like Planets Using a Combination of High-Dispersion Spectroscopy and High-Contrast Instruments: Doppler-shifted Water and Oxygen Lines
未来的径向速度、天体测量和直接成像调查将在不久的将来在宜居带内发现附近地球大小的行星。我们如何在那些非凌日行星上寻找水和氧气呢？我们表明，高色散光谱和coronagraphic技术相结合，是一种很有前途的技术来检测分子线印在散射光的类地行星（ELP）。在该方法中，行星信号通过多普勒频移从大地吸收光谱分离。假设一个长期的观测活动（10天的曝光），使用高色散光谱仪（R=50,000）与斑点抑制30米的望远镜，我们模拟的光谱ELP周围的M矮星（其恒星有效温度为2750-3750 K）在5 pc。进行互相关分析的分子线的光谱模板，我们发现，原始对比的$10^{-4}$和$10^{-5}$（使用Y，J，和H带）需要检测水蒸气在3 $σ$和16 $σ$水平，分别为$T_\star$ =3000 K。氧1.27 $μ$ m波段的6 $σ$检测需要$10^{-5}$的原始对比度。我们还研究了可能的系统，不完整的斑点减法，大地线的校正。当它们不完美时，在交叉关联函数中出现大地水信号。然而，我们发现行星信号与速度差产生的信号是分离的。我们还发现，凤凰光谱中的本征水线太弱，影响水检测的结果。我们的结论是，高色散光谱和高对比度的仪器相结合，可以是一个强大的手段来表征ELP在极大的望远镜时代。
2015-02-21 astro-ph.EP
Simulated Direct Imaging Detection of Water Vapor For Exo-Earths
可居住的行星通常被定义为能够维持表面液态水的类地行星。因此，大气中的水蒸气可以成为可居住性的关键指标。因此，以适居性为主题的系外行星调查强调探测目标的水蒸气特征。最近研究了利用反射光对系外行星直接成像的各种概念飞行任务，包括HabEx和LUVOIR概念。在这里，重要的是要了解如何在反射光直接成像-再加上中等分辨率的光谱学-可以用来检测各种水蒸气量在类地行星大气。为了研究类地系外行星的水蒸气检测，我们在水蒸气柱质量的网格上生成反射光谱，并使用仪器模型来探索在可见光或近红外波长处进行光谱特征检测所需的积分时间。低分辨率的近红外光谱通常是最佳的检测水蒸气在大气中的类地系外行星时，使用反射光直接成像。这适用于干燥或寒冷的类地行星，其大气层中含有相对较少的水蒸气。大气中富含水蒸气，例如行星经历潮湿或失控的温室，可以在可见光波段有效地检测到水蒸气。了解系外行星的大小、温度和相对于宜居带的位置等细节有助于确定大气特征的适当波长范围。总的来说，对类地系外行星的水蒸气探测对于未来的直接成像任务来说是相当可行的。
2019-12-04 astro-ph.EP astro-ph.IM
We Drink Good 4.5-Billion-Year-Old Water
水对于地球上生命的出现和进化至关重要。最近对类似于我们自己的早期形成的行星系中的水含量的研究表明，水是一种丰富且无处不在的分子，最初是在微小星际尘埃颗粒的表面通过冷冻氧气的加氢合成的。然后，水进入升华/冻结的循环，贯穿行星系形成的连续阶段，即热的科里诺斯和原行星盘，最终被合并成行星、小行星和彗星。在地球和早期形成的行星系中测量到的重水数量表明，相当大一部分陆地水是从太阳系形成的第一阶段继承而来的，已经有45亿年的历史了。
2022-12-11 astro-ph.EP
Superionic silica-water and silica-hydrogen compounds under high pressure
硅、水和氢被认为是天体的主要成分，对天王星和海王星等巨行星的形成和演化有重要影响。因此，研究它们在行星条件下的状态和可能的反应是非常重要的。在此，我们利用先进的晶体结构搜索和第一性原理计算，在Si-O-H系统中，我们发现硅-水化合物（SiO2）2（H2O）和硅-氢化合物SiO2 H2可以分别在450和650 GPa以上的高压下存在。进一步的模拟显示，在对应于天王星和海王星内部的高压和高温条件下，这些化合物表现出超离子行为，其中质子像液体一样自由扩散，而硅和氧框架固定为固体。因此，这些超离子硅水和硅氢化合物可能是巨星深部地幔或核的重要组成部分，也为巨星异常磁场提供了另一种来源。最常见的天然材料在高压下的这些意想不到的物理和化学性质为理解一些深奥的问题提供了关键线索，包括巨行星核心的分层和侵蚀，并为建立太阳巨星和系外行星的可靠模型提供了线索。
2021-07-29 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
Optimal Measures for Characterizing Water-rich Super-Earths
超级地球的探测和大气特征是系外行星科学的主要前沿之一。目前，正在进行广泛的努力来探测超地球大气中的分子，特别是H2O。在目前的工作中，我们开发了一套系统的策略来识别和观察潜在的富含H2O的超级地球，这些超级地球提供了使用现有仪器表征其大气的最佳前景。首先，我们提供了分析处方，并讨论了需要考虑的因素，同时规划和解释观测超地球半径和光谱。我们讨论了如何在不同的光谱带通观测约束不同的大气性质的超级地球，包括半径和温度的行星表面以及平均分子质量，化学成分和热剖面的大气。特别是，我们警告说，在某些带通测量的半径可能会引起偏见的内部组成的解释。其次，我们调查的H2O丰富的超地球大气的探测能力，使用HST WFC3摄谱仪作为行星属性和恒星亮度的函数。我们发现，与GJ 1214 b等较冷的行星相比，围绕明亮恒星（如55 Cancri e）运行的高辐射超级地球提供了更好的大气特征候选者，即使后者围绕低质量恒星运行。除了是透射和发射光谱学的更好候选者之外，较热的行星提供了更高的无云大气的可能性，这极大地有助于光谱的观察和解释。最后，我们提出了两个超级地球，GJ 1214 b和55 Cancri e的案例研究，使用现有的数据和模型的内部和大气。
2014-09-15 astro-ph.EP
Sensitivity of the Atmospheric Water Cycle within the Habitable Zone of a Tidally-Locked, Earth-like Exoplanet
同步轨道，潮汐锁定的系外行星，其向阳面面对恒星，而其永久黑暗的黑夜面围绕昏暗的恒星运行，是宜居性的主要候选者。对这些行星的模拟经常显示出维持类似地球的气候和完整的水文循环的潜力。在这里，我们研究的敏感性大气水循环恒星通量的变化，并描述了主要的基本机制。在一个缓慢旋转，潮汐锁定类地大气模型中，恒星辐照度从一个可居住区控制模拟的一个小的（约10%）增加的反应进行了检查。水循环的增强是对恒星辐照度增加的响应。虽然蒸发量的增加与恒星辐射的增加类似，但平均环流的昼夜能量输送对行星的降水变化至关重要。在温暖的气候中，能量输送的效率提高，形成了星下降水的增加。在夜面，由于能量输送的增加和长波辐射的增加之间的大的抵消，降水变化是弱的。昼夜能量输送效率对大气垂直层结的变化很敏感。由于对流层上层温度梯度较弱，亚恒星区域保持潮湿的水汽，亚恒星地面温度和比湿度的变化控制着行星层结随变暖而增加。这表明，一个缩放的夜面的降水量的基础上，亚恒星表面的热力学变化，一个敏感性，在更广泛的恒星辐照度的变化。
2020-07-08 astro-ph.EP
Water Vapour Transit Ambiguities for Habitable M-Earths
本研究利用3D气候模拟生成合成凌星光谱，发现陆地覆盖和大气质量的相互依赖效应导致水蒸气凌星信号存在模糊性，难以据此推断岩石行星的表面条件或气候状态。
2024-02-19 astro-ph.EP
Thermal evolution and structure models of the transiting super-Earth GJ 1214b
行星GJ 1214 b是第二个已知的超级地球，具有测量的质量和半径。它围绕着一颗安静的M星运行，与CoRoT-7 b相比，它接收到的质量损失驱动X射线和紫外线辐射要少得多，因此内部的成分可能非常不同，包括很大一部分的水。我们模拟GJ 1214 b的内部假设一个两层（信封+岩石核心）结构，其中信封材料是H/He，纯水，或H/He和H2O的混合物。在这个框架内，我们执行模型的热演化和收缩的星球。我们讨论了可能的成分，是一致的Mp=6.55 ME，Rp=2.678 RE，年龄τ =3-10 Gyr，和大气的辐照水平。这些条件要求，如果水存在于内部，则它必须保持在流体状态，这对磁场产生具有重要影响。这些条件还要求气氛具有向下延伸至80-800巴的深等温区域，这取决于组成。我们的研究结果支持了这颗行星富含金属的H/He大气的建议，因为我们发现缺乏H/He大气的水世界模型需要超过6：1的难以置信的大水岩比。相反，我们倾向于一个高水团分数（~0.5-0.85）的H/He/H2O信封，类似于最近的天王星和海王星的深信封模型。即使在氢/氦包层中有很高的水团比例，一般来说，行星的整体成分可以有太阳下的水：岩石比例。干，富水，纯水信封模型不同的观测显着水平，其潮汐勒夫数k2分别为~0.018，0.15，和0.7。
2011-03-08 astro-ph.EP
Super-Earth masses sculpted by pebble isolation around stars of different masses
我们发展了一个卵石驱动的模型来研究质量范围在0.08和1太阳质量的恒星周围行星的形成和演化。用群体合成的方法模拟了大量单个原行星胚胎的生长和迁移。我们测试两个假设的胚胎出生地点：在水冰线或日志均匀分布在整个原行星盘。本文研究了两类具有不同湍流粘性参数α（1 e-3和1 e-4）的盘，以揭示原行星向外迁移的作用。形成的行星与观测到的系外行星的质量，半长轴，金属丰度和水含量进行比较。我们发现，气体巨行星很可能形成时的特征盘尺寸较大，磁盘吸积率较高，磁盘更丰富的金属和/或他们的恒星主机更大质量。我们的模型表明：1）超级地球的特征质量由卵石隔离质量决定。超级地球的质量随其恒星质量的增加而线性增加，相当于一颗M-矮星周围有一个地球质量，一颗太阳质量的恒星周围有20个地球质量。2)低质量的行星可以在具有各种金属丰度的恒星周围形成，而大质量的气体巨行星更倾向于在富含金属的恒星周围生长。3)主要由硅酸盐组成的超级地球行星，具有相对较低的水分数，可以在弱湍流盘中的水冰线处由原行星胚胎形成，其中向外迁移受到抑制。然而，如果胚胎是在一个很大的径向距离范围内形成的，那么超级地球最终将在水团中具有独特的双峰组成。我们的模型成功地定量再现了几个重要的观察到的性质的系外行星和相关性与他们的恒星主机。
2019-09-02 astro-ph.EP
Theoretical Reflectance Spectra of Earth-Like Planets through Their Evolutions: Impact of Clouds on the Detectability of Oxygen, Water, and Methane with Future Direct Imaging Missions
在不久的将来，将有可能通过反射光谱法，利用拟议的LUVOIR和HabEx任务等未来望远镜，对宜居带内的类地行星进行大气特征分析。虽然以前的研究已经考虑了云对类地行星反射光谱的影响，但考虑到广泛的云特性的分子可探测性以前尚未详细探索。在这项研究中，我们探讨了云的高度和覆盖率对不同地质时期类地行星的反射光谱的影响，并研究了$\mathrm{O_2}$，$\mathrm{H_2O}$和$\mathrm{CH_4}$的可探测性与测试参数的未来任务的概念，LUVOIR，使用以前设计的WFIRST-AFTA的日冕噪声模拟器。考虑到一个类地行星位于5 pc的距离，我们发现，对于拟议的LUVOIR望远镜，探测到$\mathrm{O_2}$ A波段特征，（0.76 $\mathrmμ$ m）将需要大约100、30和10小时，用于为现代地球O $_2$丰度为10%、50%和100%的大气建模的大部分云参数空间，分别特别是，对于现代地球O $_2$丰度的{$\gtrsim 50$ \%}的情况，只要存在具有$\gtrsim 20\%$的全球覆盖的较低高度（$\lesssim 8$ km）的云，就可以用$\lesssim 10$小时的积分时间检测到该特征。然而，对于现代地球$\mathrm{O_2}$丰度的1%的情况，我们模拟的所有云参数将需要100多个小时。
2019-04-01 astro-ph.EP
H4O and other hydrogen-oxygen compounds at giant-planet core pressures
高压下的水和氢构成了巨行星内部的很大一部分。利用从头算随机结构搜索方法，我们研究了水，氢和氢氧化合物的基态晶体结构。我们发现，在超过14毫巴的压力下，过量的氢被纳入冰相，形成一个新的结构与H4 O化学计量。我们还预测了两个新的基态结构，P2_1/m和I4/mmm，后C2/m水冰。
2012-09-15 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
Nitrogen Oxide Concentrations in Natural Waters on Early Earth
生命起源研究的一个关键挑战是估计与化学途径有关的物种的丰度，这些化学途径被认为有助于早期地球上生命的出现。溶解的氮氧化合物阴离子（NO $_{X}^{-}$），特别是硝酸根（NO $_{3}^{-}$）和亚硝酸根（NO $_{2}^{-}$），已经在从RNA的寡聚化到蛋白质代谢的出现的多种生命起源化学中被调用。最近的工作已经计算了NO $_{X}^{-}$从前生物大气到海洋的供应，并报告了稳态[NO $_{X}^{-}$ ]在所有合理的参数空间中都很高。这些发现基于这样的假设，即除非在热液喷口进行处理，否则NO $_{X}^{-}$在天然水域中是稳定的。在这里，我们表明，NO $_{X}^{-}$是不稳定的还原环境中的早期地球。由于紫外线光解和还原铁（铁$^{2+}$）的反应抑制[NO $_{X}^{-}$ ]的几个数量级相对于过去的预测。对于pH $=6.5-8$和$T=0-50^\circ$ C，我们发现NO [$_{X}^{-}$ ] $<1~μ$ M最可能存在于原生海洋中。另一方面，具有良好排水特性的益生元池塘可能具有持续的[NO $_{X}^{-}$ ] $\geq 1~μ$ M。与现代地球一样，在生命起源前的地球上，大多数NO $_{X}^{-}$应该以NO $_{3}^{-}$的形式存在，因为它的稳定性要高得多。这些发现告诉我们，在早期地球上可能存在某种生命前的化学物…
2019-02-20 astro-ph.EP
A 1D microphysical cloud model for Earth, and Earth-like exoplanets. Liquid water and water ice clouds in the convective troposphere
恒星和系外行星的大气层之间的一个显着差异是后者大气层中存在凝聚粒子（云或雾）。本文的主要目标是发展一个自洽的微物理云模式，用于一维大气程序，它可以再现一些观测到的地球的属性，如平均湿度，地面温度，和全球能量收支。云模型的设计是计算效率高，易于实现，并适用于广泛的大气参数的行星在宜居带。我们使用一个一维的，无云，辐射对流，光化学平衡代码最初开发的Kasting，巴甫洛夫，塞古拉，和合作者作为我们的多云大气模型的基础。云模型是基于气象学界对地球云所使用的模型。模型的自由参数为凝结核的相对湿度、数密度和降水效率。在一维模型中，云覆盖率不能自洽确定，因此我们将其视为自由参数。我们将该模型应用于地球（气溶胶数密度为100 cm^-3，相对湿度为77%，液态云占比为40%，冰云占比为25%），发现需要0.8的降水效率才能重现地球的降水量、平均地面温度和全球能量收支。我们进行模拟，以确定如何的云模型的自由参数的影响，一个星球的温度和气候。我们发现行星气候对液态水云分数和降水效率的变化最为敏感。我们的云模型的优点是，云的高度和液滴的大小是自洽计算，这两者都影响气候和太阳系外行星。
2012-08-24 astro-ph.EP physics.ao-ph
Migrating Jupiter up to the habitable zone: Earth-like planet formation and water delivery
一些观测工作已经表明，在类太阳恒星周围存在着覆盖着广泛的半长轴的质量为1000的行星。我们的目标是分析周围的行星形成过程的太阳类恒星，主机在中等距离范围从$\sim$ 1 AU到2 AU的一个小行星质量的行星。我们的研究重点是类地行星的形成和演化以及系统宜居带（HZ）的水输送。我们的目标也是分析所产生的系统的长期动态稳定性。一个半解析模型被用来定义一个原行星盘的属性，产生一个银星质量的行星周围的雪线，这是位于$\sim$ 2.7天文单位的太阳质量的恒星。然后，它被用来描述胚胎和星子在气相中的演化，直到形成的100亿质量的行星，我们使用的结果作为初始条件，进行行星吸积的N体模拟。我们的模拟产生了三种不同类型的行星在HZ：“水世界”，与质量之间的2.75 $M_{\oplus}$和3.57 $M_{\oplus}$和水含量的58%和75%的质量，类地行星，质量范围从0.58 $M_{\oplus}$到3.8 $M_{\oplus}$和水含量小于1.2%的质量，和“干世界”，模拟显示没有水。一个相关的结果表明，在HZ中，一颗质量为1000亿美元的行星和一颗类地行星有效共存，其中水的质量百分比与地球相当。此外，我们的研究表明，这些行星系至少在1 Gyr内是动态稳定的。在太阳型恒星周围1.5 au - 2 au处有一颗质量为1000亿的行星的系统具有天体生物学的意义。这些系统很可能在HZ中拥…
2017-08-01 astro-ph.EP
Formation of the four terrestrial planets in the Jupiter-Saturn chaotic excitation scenario: fundamental properties and water delivery
Kindai University（近畿大学）；Center for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台天体计算物理中心）；Planetary Exploration Research Center, Chiba Institute of Technology（千叶工业大学行星探索研究中心）
研究通过木星-土星混沌激发情景分析，发现四颗类地行星的形成与水输送机制相关，并揭示了地球水含量的来源。
2026-02-19 astro-ph.EP
Constraints on Climate and Habitability for Earth-like Exoplanets Determined from a General Circulation Model
可居住性的传统定义要求丰富的液态地表水在地质时间尺度上持续存在。水在其每一个热力学阶段都与太阳辐射和热辐射相互作用，是强烈的气候反馈的原因。因此，对宜居带的评估要求模型包括对地质时期水文循环的完整处理。在这里，我们使用社区大气模型从国家大气研究中心研究气候的演变，为类地行星在恒定的二氧化碳，在广泛的恒星通量从F-，G-和K-矮星主序星。在每颗恒星周围，我们发现四种稳定的气候状态，它们由相互排斥的全球平均地面温度（Ts）定义：雪球（Ts < 235 K），水带（235 K < Ts < 250 K），温带（275 K < Ts < 315 K）和潮湿温室（Ts > 330 K）。每一个都被突然的气候转变所分隔。热带、温带和凉爽潮湿的温室气候可以分别维持开放的海洋，防止海冰融化和氢逃逸过程，从而构成可居住的世界。我们认为最温暖的可能的可居住的行星具有Ts ~ 355 K，在这一点上，扩散有限的水损失可以在~1 Gyr内消除地球海洋。在类似地球的温度和压力下，如CO2，如果没有长时间尺度的非冷凝温室物种的调节，由于主序星增亮，F-，G-和K-矮星周围的可居住性可以分别维持在~2.2，~2.4和~4.7 Gyr的上限。
2017-02-10 astro-ph.EP
The Earth as an extrasolar transiting planet - II: HARPS and UVES detection of water vapor, biogenic O$_2$, and O$_3$
凌日系外行星的大气成分可以在凌日期间通过光谱学来表征。对于地球孪生兄弟的过境，模型预测生物$O_2$和$O_3$应该是可检测的，以及水蒸气，一种与我们在地球上所知的可居住性有关的分子。其目的是以最高的光谱分辨率测量地球半径与波长$λ$（或大气厚度$h(λ)$）的关系，以充分表征地球作为凌日系外行星的特征。我们目前的观测月食的21-12-2010。从月球上看，地球遮住了太阳，打开了地球大气层透射光谱的通道。我们使用HARPS和UVES摄谱仪从3100到10400 Ang拍摄半影和本影高分辨率光谱。望远镜上方水蒸气量的变化损害了UVES数据的质量。我们在数据处理中对这种影响进行了校正。我们用三种不同的方法分析数据。第一种方法是基于对半影光谱的分析。第二种使用单个半影光谱，第三种使用所有半影和本影光谱。使用三种方法获得两种仪器的$h(λ)$曲线。第一种方法给出了最好的结果，与模型一致。第二种方法似乎对太阳光谱线相对于大地线的多普勒频移更敏感。第三种方法利用了使结果产生偏差的本影光谱，但可以从第一种方法的结果中对此进行后验校正。这3种方法清楚地显示了地球大气中瑞利散射的光谱特征以及H $_2$ O、O $_2$和O $_3$的波段。检测到钠。在没有大气扰动的情况下，我们证明了E-ELT理论上能够在8小时的积分时间内探测到10秒差距的地球孪生子的$O_2$ A波段。
2014-02-12 astro-ph.EP
