Early water delivery to terrestrial planet regions during the stages of Jupiter's formation and migration in the Grand Tack model
气体巨星的形成和随后的迁移可能会显著影响太阳系的物质混合。在这项研究中，我们使用N-体模拟来调查有多少水被输送到该地区的类地行星形成在木星的生长和迁移阶段的大塔克模型。我们发现木星的成长伴随着大量的物质输送，大量的水（基于最小质量太阳星云的初始微行星分布，大约是地球海洋质量的10倍）被输送到类地行星区域。在木星的迁移阶段，释放的总量进一步增加（总量约为地球海洋质量的10-40倍），这对模拟参数的依赖性较小。此外，在这些阶段，类地行星还没有完全发育成熟。因此，在这些早期阶段提供的水可以在原行星和/或地球生长的核心形成期间与金属铁相互作用。由于水分子中的氢可以溶解到它们的核心中，这可以解释目前地球核心中观察到的密度不足。值得注意的是，木星可能在解释非碳质（NC）和碳质（CC）陨石之间同位素组成的二分法中扮演着重要的“屏障”角色。这项研究的结果表明，木星的增长需要一些NC和CC材料的混合。
2023-02-01 astro-ph.EP
Outward migration of Jupiter and Saturn in 3:2 or 2:1 resonance in radiative disks: implications for the Grand Tack and Nice models
嵌入气体原行星盘中，木星和土星自然陷入3：2共振并向外迁移。这是Grand Tack模型的基础。然而，以前的流体动力学模拟仅限于等温磁盘，具有中等的纵横比和粘度。在这里，我们模拟的气体巨星的轨道演化盘粘性加热和辐射冷却。我们发现木星和土星在中等质量（$M_{disk} \approx M_{MMSN}$，MMSN是“最小质量太阳星云“）盘中以3：2共振向外迁移，粘性应力参数$α$介于$10^{-3}$和$10^{-2} $之间.在相对低质量的圆盘（$M_{disk} \lesssim M_{MMSN}$）中，木星和土星以2：1的共振被捕获，甚至可以在低粘度圆盘（$α\le 10^{-4}$）中向外迁移。这种盘具有非常小的纵横比（$h\sim 0.02-0.03$），其有利于在2：1共振中捕获后向外迁移，如通过等温运行所证实的，其导致$h \sim 0.02$和$α\le 10^{-4}$的类似结果。我们还从我们的流体动力学模拟结果开始，包括2-3个冰巨星，进行了外太阳系的N体运行。气体盘扩散后，一个尼斯模型的不稳定性开始与木星和土星在2：1共振的结果在良好的太阳系的类似。我们的结论是，在一个寒冷的太阳星云，木星和土星之间的2：1共振可以导致系统向外迁移，这可能代表了太阳系演化的另一种情况。
2014-10-02 astro-ph.EP
The formation of the Galilean moons and Titan in the Grand Tack scenario
在年轻太阳系的大钉（GT）场景中，木星形成于距离太阳3.5天文单位之外，并迁移到接近1.5天文单位的地方，直到它遇到与土星的轨道共振。这两颗行星被认为向外迁移了几个$10^5$年，木星最终在5天文单位。GT的初始条件以及木星迁移和伽利略卫星形成之间的时间仍然没有被探索。我们研究的形成木卫三和木卫四，这两个组成的~50%的H $_2$ O和岩石，在GT的情况下。我们研究为什么他们缺乏稠密的大气层，而土卫六是由一个厚厚的N $_2$信封包围。我们模拟了一个轴对称的环行星盘（CPD）在木星周围的流体静力平衡。CPD是由粘性加热，木星的光度，吸积加热和太阳变暖。在CPD的H $_2$ O冰线的位置，这是至关重要的大质量卫星的形成，计算在不同的太阳距离。我们评估伽利略大气层的损失，由于高能辐射从年轻的太阳。木卫三和木卫四不可能在木星的GT期间吸积H $_2$ O，因为它的CPD（如果仍然活跃的话）温度太高，不能容纳冰，而且比木卫三当时的轨道小得多。从热的角度来看，伽利略卫星可能有重要的大气层，但这些大气层可能在< $10^5$年的GT期间被太阳XUV辐射侵蚀。木星和伽利略卫星形成于4.5（+/- 0.5）天文单位之外，并且在建议的GT之前。此后，木星的CPD应该是干燥的，并且微行星的延迟吸积应该创造了富含水的木卫一和木卫二。虽然伽利略的大气层在GT期间会消失，但土卫六会在土星自己的轨道上形成…
2015-06-26 astro-ph.EP
Two phase, inward-then-outward migration of Jupiter and Saturn in the gaseous Solar Nebula
最近的研究表明，如果巨行星经历了向内然后向外的迁移，类地行星和小行星带可以重现（“大钉”; Walsh et al 2011）。向内迁移发生在木星打开一个缺口时，II型向内迁移。当土星到达质量间隙并与木星发生3：2共振时，行星会向外移动。其目的是测试Grand Tack模型的可行性，并研究木星和土星从10个地球质量的核心成长过程中的动态演变。我们已经进行了数值模拟，使用基于网格的流体动力学代码。我们大多数的模拟假设一个等温状态方程的磁盘，但一个子集使用完全辐射版本的代码。对于一个等温盘，木星和土星的两相迁移是非常强大的，并独立于这些行星的质量增长的历史，如果磁盘是足够冷。对于辐射盘，我们发现一些结果与两相迁移和其他更复杂的行为。我们构建了一个简单的，1-D模型的不断发展的粘性磁盘计算磁盘的辐射特性的演变：磁盘从辐射到等温从其最外层区域向内的时间过渡。我们表明，一个两相迁移是一个自然的结果，即使在有限的假设下，等温条件是必需的。因此，我们的模拟提供了强有力的支持，大塔克的情况。
2011-07-28 astro-ph.EP
The effect of collisional erosion on the composition of Earth-analog planets in Grand Tack models: Implications for the formation of the Earth
撞击引起的地球早期地壳的侵蚀在地球的天体增生过程中可以显着改变散装硅酸盐地球的原始化学成分（BSE，即地壳的成分添加到现在的地幔）。特别是，它可以特别有效地改变元素的丰度具有很强的亲和力硅酸盐熔体（即不相容元素），因为早期分化地壳优先富集在这些。在这里，我们进一步开发了一个侵蚀模型（EROD）来量化碰撞侵蚀对BSE最终组成的影响。结果进行比较，目前的BSE组成模型和地球的吸积过程的限制。BSE的化学成分的演变造成的地壳剥离计算约50个地球类似物的背景下的大钉模型的整个吸积历史。所选化学元素的不相容程度范围很广。我们发现，最不相容的亲石元素，如Rb，Th或U在BSE的最大损失40wt%，可以预期当地壳形成从低部分熔融速率。因此，取决于在增生过程中的地壳形成过程的确切性质和增生历史本身，难熔亲岩元素（RLE）可能不会在BSE中的南极相对比例。在这种情况下，可能需要根据这些元素的地球化学不相容性对目前的疯牛病估计进行校正。或者，如果RLE确实在BSE中处于相对比例，则应质疑在影响BSE化学成分方面有效的吸积情景。
2022-10-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
Water Delivery and Giant Impacts in the 'Grand Tack' Scenario
一个新的类地行星形成模型（Hansen 2009，Walsh et al. 2011）探索了截短的原行星盘中的吸积，发现这样的配置能够重现太阳系中行星之间的质量分布，特别是地球/火星质量比，早期的模拟通常无法匹配。沃尔什等人测试了一种可能的机制来截断圆盘-木星和土星的两个阶段，向内然后向外迁移，正如在许多巨大行星形成的流体动力学模拟中发现的那样。除了截断圆盘和产生更真实的地球/火星质量比之外，巨行星的迁移还使小行星带充满了两种不同的天体-内带充满了起源于3天文单位以内的天体，外带充满了起源于巨行星之间和之外的天体（以下称为“原始”天体）。我们发现，在行星形成期间，行星将从分散到行星交叉轨道上的原始星子中吸积其总质量的1-2%。假设原始微行星中的水团质量分数为10%，该模型提供的水总量与今天地球上的水总量相当。虽然行星质量的径向分布和它们轨道的动力学激发与观察到的系统很好地匹配，但我们发现最后一次巨大的撞击通常早于2000万年，并且在该事件之后大量的质量被吸积。然而，在所有模拟中形成的27颗大于地球质量一半的行星中，有5颗确实经历了大的晚期撞击和随后的吸积，这与月球形成撞击的日期和该事件后地球吸积的估计质量一致。
2014-07-11 astro-ph.EP
Isotopically distinct terrestrial planets via local accretion
将陨石数据的同位素约束与行星形成的动力学模型相结合，有利于确定类地行星形成的最佳模型。先前的研究表明，在经典模型和大粘性模型中重现地球和火星独特同位素组成的可能性非常低。在Grand Tack模型的框架下，火星的同位素与地球不同，它必须在非常特定的条件下形成。在这里，我们进行了一个相当新的和未经探索的模型-耗尽光盘模型-的测试。它的前提是，从火星轨道到更远的原行星盘内部的区域质量耗尽，使得火星没有足够的物质成长为更大的尺寸。我们的目标是测试地球和火星不同的同位素组成是否是这个模型的自然结果。我们发现，类地行星大多在局部吸积物质，并有足够明显的补给区。如果在原行星盘的类地行星区域存在同位素梯度，那么地球和火星，甚至金星，都可以有不同的同位素组成。我们的研究结果表明，内太阳系中的物质很可能没有经历实质性的混合，使潜在的同位素梯度均匀化，这与大塔克模型相反，大塔克模型中的类地行星的喂养区几乎是相同的，因为木星的迁移混合了物质。
2020-08-20 astro-ph.EP
Capture and migration of Jupiter and Saturn in mean motion resonance in a gaseous protoplanetary disc
我们研究了木星和土星嵌入在一个气态的，太阳星云型盘的流体动力学模拟与FARGO2D1D代码的动力学演化。我们研究了行星轨道的不同初始间隔Δ a_SJ的演变，以调查它们是否被捕获在平均运动共振（MMR）中以及行星随后的迁移方向（向内或向外）。我们还提供了一个评估的行星的轨道动力学在不同时期的土星的增长。我们发现初始紧轨道构型的演化依赖于Δ aSJ的值。这意味着，大塔克模型中提出的演化取决于木星和土星的精确初始轨道及其形成的时间尺度。在1：2 MMR中捕获和向内或（几乎）停滞的迁移非常有利。在其限度内，我们的工作表明，与木星和土星的共振捕获相关的反向迁移可能是一种低概率的进化情景，因此其他拥有巨行星的行星系预计不会经历类似于大追踪的进化路径。
2020-01-25 astro-ph.EP
Earth and Terrestrial Planet Formation
地球的生长和组成是整个太阳系中行星形成的直接结果。我们讨论了已知的太阳系的历史，提出的生长阶段和行星形成的早期阶段可能是由卵石生长过程。卵石是小天体，它与星云气体的强相互作用导致了显著的新的吸积机制，形成星子和行星胚胎的生长。许多流行的模型的后期阶段的行星形成。经典模型中的巨行星在固定的轨道上运行，这与已知的太阳系的历史并不一致，也不能建立一个高的地球/火星质量比，而且在许多情况下，也是内部不一致的。成功的Grand Tack模型创造了一个小火星，一个潮湿的地球，一个逼真的小行星带和类地行星的质量轨道结构。在Grand Tack情景中，地球的增长曲线最接近Weibull模型。决定地球和金星组成的补给区遵循木星确定的特定模式，而火星和地球上最后一个巨大撞击物忒伊亚的补给区似乎随机取样地球盘。后期的吸积质量几乎均匀地对圆盘进行采样。
2015-02-12 astro-ph.EP
Quantitative estimates of impact induced crustal erosion during accretion and its influence on the Sm/Nd ratio of the Earth
类地行星形成的动力学情景涉及巨型行星对太阳系内部的强烈扰动，导致撞击速度加快，随后发生碰撞侵蚀。我们定量地估计碰撞侵蚀对地球组成的影响，并估计它如何提供有关其形成的动力学背景的信息。我们在太阳系形成情景的背景下模拟和量化了地壳的侵蚀，包括经典模型和在气体盘阶段调用木星轨道迁移的大钉情景（Walsh等人，2011; Raymond等人，2018年）。我们发现，碰撞侵蚀的早期地壳是不太可能产生超过约6%的Sm/Nd比在陆地岩石样品相比，大多数模拟。只有Grand Tack的模拟，其中最后一次对地球的巨大撞击发生在太阳系形成开始后的5000万年之后，才能解释这种偏移。然而，这一时间框架与目前对月球形成影响的宇宙化学和动力学估计是一致的（Chyba，1991年; Walker，2009年; Touboul等人，2007，2009，2015; Pepin和Porcelli，2006; Norman等人，2003; Nyquist等人，2006; Boyet等人，2015年）。由于放射成因系统的半衰期，这种晚期Sm/Nd比值分馏不太可能导致地球岩石中$^{142}$ Nd过量20 ppm。此外，Sm/Nd比值中如此大的和晚期的分馏将相应地引起$^{143}$ Nd/ $^{144}$ Nd比值中的未观察到的异常。考虑到我们的研究结果，与后期月球形成的影响，大塔克模型不能很容易地与Nd同位素地球…
2021-03-09 astro-ph.EP physics.geo-ph
Terrestrial Planet Formation Constrained by Mars and the Structure of the Asteroid Belt
要重现大的地球/火星质量比，需要原行星盘内1到3天文单位之间的固体物质有很强的质量损耗。Grand Tack模型调用了巨行星的特定迁移历史，以消除最初超过1 AU的大部分质量，并动态地激发小行星带。然而，人们也可以援引一个陡峭的密度梯度所产生的向内漂移和堆积的小颗粒引起的气体阻力，已被提出来解释形成的近距离超级地球。在这里，我们表明，小行星带的轨道激发提供了一个至关重要的约束，对这种情况下的太阳系。我们进行了一系列的模拟类地行星的形成和小行星带的演变开始从磁盘的星子和行星胚胎具有不同的径向密度梯度，包括木星和土星的近圆形和共面轨道。密度梯度较浅的小行星通过重力自搅拌再现了小行星带的动力学激发，但形成的火星类似物比真正的行星质量大得多。相比之下，表面密度梯度与$r^{-5.5}$成比例的圆盘再现了地球/火星的质量比，但使小行星带处于比真实带冷得多的动态状态。我们的结论是，没有磁盘的轮廓可以同时解释的类地行星和小行星带的结构。小行星带一定是被耗尽了，并被不同的机制动态地激发了，例如，在Grand Tack情景中。
2015-08-06 astro-ph.EP
Effects of Dynamical Evolution of Giant Planets on the Delivery of Atmophile Elements During Terrestrial Planet Formation
最近的观测开始揭示原恒星盘和太阳系以外行星的组成。本文探讨了巨行星动力学演化对类地行星组成的影响。我们用一个简单的凝聚模型估算了这些岩石行星的初始组成，并数值研究了太阳系几种不同形成模型中形成的行星的组成。我们发现，难熔元素和中等挥发性元素的丰度几乎不依赖于形成模式，并且所有的模式都可以重现地球上这些元素的丰度。另一方面，亲大气元素的丰度则取决于冰质星子向内盘的散射速率以及内盘星子的混合速率。对于经典的形成模型，这两种机制都不是有效的，大气元素在类地行星最后组装过程中的吸积似乎是困难的。对于Grand Tack模型，这两种机制都是有效的，这导致了内盘中亲大气元素的相对均匀的吸积。还可能具有“混合”场景，其中混合不是非常有效，但是散射是有效的。在这种情况下，大气元素的丰度随轨道半径的增加而增加。这种情况可能发生在一些太阳系外的行星系中，这些行星系没有巨行星或没有来自巨行星的强烈扰动。我们还确认，大钉的情况下，导致小行星类似物的分布，岩石星子往往存在内部冰冷的，并表明他们的整体组成是一致的S-型和C-型的微行星，分别。
2015-12-27 astro-ph.EP
Comparisons of the core and mantle compositions of earth analogs from different terrestrial planet formation scenarios
地核和地幔的化学成分提供了对导致其形成的过程的深入了解。另一方面，N体模拟通常不包含化学信息，并且只试图再现类地行星的质量和轨道。这些模拟可以分为四个潜在的可行的方案太阳系形成（经典，环，大钉，早期不稳定），我们共编译433 N体模拟。我们使用熔融标度定律结合地核形成的多阶段模型，将这些模拟的输出与地核和地幔的化学成分联系起来。我们发现地球类似物的组成在很大程度上取决于平衡胚胎核心的分数和N体模拟中的初始胚胎质量。在考虑岩浆海洋的生命周期时，模拟类型可能很重要，其中Grand Tack模拟在最后一次巨大撞击后有最大数量的物质增生。然而，由于地球地幔成分对不同参数的敏感性和N体模拟的随机性，我们不能排除任何吸积情景或初始胚胎质量。将地球类似物经历的最后一次胚胎撞击与特定的月球形成情景进行比较，我们发现月球形成撞击的特征取决于N体模拟中的初始条件，其中较大的初始胚胎质量促进较大和较慢的月球形成撞击物。火星大小的初始胚胎最符合典型的打了就跑的场景到一个固体地幔。我们的研究结果表明，约束平衡的冲击器核心和N体模拟的初始胚胎质量的分数可能是重要的了解地球的吸积历史和月球形成的影响的特点。
2023-02-21 astro-ph.EP
The curious case of Mars formation
行星形成的动力学模型与来自火星陨石的宇宙化学数据相结合，表明火星的同位素组成与地球不同。形成模型与陨石数据的协调要求火星比现在的位置更远离太阳。在这里，我们通过比较两个$N$天体行星形成模型的输出，更详细地评估这种成分差异。这些行星形成模型中的第一个模拟了所谓的“经典”情况，其中木星和土星保持在它们当前的轨道上。我们比较这些结果与另一个模型的基础上的“大钉”，其中木星和土星迁移通过原始小行星带。我们估计组装成地球和火星的球粒陨石的平均分数假设，最初的固体盘只包括内部区域的顽火辉石球粒陨石成分的来源，和外部区域的普通球粒陨石。这些分析的结果表明，这两个模型往往产生地球和火星的类似物的吸积区重叠。经典的情况下票价更好地形成火星与其记录的组成（29%至68%顽火辉石球粒陨石加上32%至67%普通球粒陨石），虽然火星类似物通常太大。然而，如果我们在火星类似物上考虑质量的限制，经典模型并不能更好地工作。我们还进一步计算了火星地幔中$^{17} \rm O$、$^{50} \rm Ti$、$^{54} \rm Cr$、$^{142} \rm Nd$、$^{64} \rm Ni$和$^{92} \rm Mo$的同位素组成。我们发现，计算得到的火星地幔中上述元素的同位素组成与实测值吻合是可能的，但由此产生的不确定性太大，不能很好地制约火星早期的动力学演化和诞生地。
2018-06-13 astro-ph.EP
The Delivery of Water During Terrestrial Planet Formation
在类地行星区域形成的行星积木可能非常干燥，但地球上的水相对丰富。我们回顾了各种机制提出的起源水的类地行星。已经提出了各种就地机制，这些机制允许将水并入类地行星区域的局部星子或从局部来源进入行星本身，尽管所有这些机制都有困难。彗星也被提议作为水源，尽管可能存在符合同位素限制的问题，并且输送效率非常低，以至于可能难以以这种方式输送甚至一个地球海洋的水。最有希望的供水途径是雪线以外的物质的吸积，类似于碳质的方解石，随着行星的生长，这些物质分散到类地行星区域。详细讨论了两种主要情况。第一种是经典的场景，在这种场景中，巨行星大致从它们的最终位置开始，类地行星区域的星子和胚胎盘一直延伸到外部小行星带区域。第二种是“大钉”情景，即巨行星早期向内和向外的迁移将雪线以外的物质注入小行星带和类地行星区域，在那里它们可以被不断生长的行星吸积。在这两种情况下，都有足够的水被输送到类地行星。虽然Grand Tack方案提供了更好的适应大多数约束条件，即火星的小质量，但在这里讨论的名义情况下，行星可能形成得太快。这种差异可能会减少作为一个更广泛的初始条件进行了探讨。最后，我们讨论了几个最近的模型，可能有重要的影响，水输送到类地行星。
2018-02-10 astro-ph.EP
Formation of Terrestrial Planets
在过去的十年里，我们对类地行星形成的理解取得了重大进展。但关键问题依然存在。在这篇评论中，我们首先解决的100公里尺度的星子的尘埃凝结和浓度的结果，目前的模型有利于流动的不稳定性的增长。微行星通过卵石和微行星的吸积作用成长为火星大小（或更大）的行星胚胎。内太阳系最终组装的模型必须符合与类地行星和小行星有关的限制，包括它们的轨道和成分分布以及推断的生长时间尺度。目前的两个模型-大钉和低质量（或空的）原始小行星带假设-都符合经验限制，但都有关键的不确定性，需要进一步研究。我们提出了近距离超级地球的形成模型-最接近我们自己的类地行星，尽管它们的形成历史非常不同-和气体巨系统中的类地系外行星。我们解释了为什么超级地球系统不能形成原位，而是可能是向内的气体驱动的迁移，然后由紧凑的共振链中断的结果。太阳系不太可能拥有一个早期的超级地球系统;相反，木星的早期形成可能阻止了冰巨人的向内迁移。最后，我们提出了一系列事件，可以解释为什么我们的太阳系看起来不同于99%以上的系外行星系统。
2018-03-23 astro-ph.EP
The cool and distant formation of Mars
火星的质量约为地球的九分之一，被广泛认为是一个搁浅的行星胚胎，从未成为一个完全成长的行星。目前流行的行星形成理论预测，火星在地球和金星附近形成，随后分散到现在的位置。在这种情况下，这三颗行星的组成预计将彼此相似。然而，火星陨石的大量元素和同位素数据表明，火星组成的关键方面与地球明显不同。这表明火星在最初的吸积过程中形成于陆地供给带之外。因此，火星很可能总是比地球离太阳远得多;它的生长在早期就受到阻碍，质量也相对较低。在这里，我们确定了一个潜在的动力学路径，形成火星的小行星带，并保持它以外的地球的吸积区，而在同一时间占严格的年龄和成分的限制，以及质量差异。我们不寻常的路径（大约2%的概率）是基于类地行星形成的大塔克场景，其中木星的径向迁移引力雕刻了火星当前位置的星子盘。我们的结论是，火星的形成需要一个特定的动力学路径，而这是不太有效的地球和金星。我们进一步预测，火星的挥发性预算很可能与地球不同，金星形成的距离我们的星球足够近，预计它将具有几乎相同的组成。
2017-04-01 astro-ph.EP
Terrestrial Planet Formation at Home and Abroad
我们回顾了类地行星形成领域的现状，目的是了解内太阳系和低质量系外行星的形成。本文综述了从微行星到行星胚胎以及从胚胎到类地行星的吸积动力学和时间尺度。我们讨论了径向混合和水输送，行星自旋和有关磁盘和胚胎属性的参数的重要性。接下来，我们将吸积模型与系外行星联系起来。我们首先解释了为什么观测到的热超级地球可能是通过原位吸积或向内迁移形成的。我们展示了如何通过巨行星迁移和动力学不稳定性机制改变气体巨星系统中的类地行星形成。地球吸积的标准模型无法再现内太阳系。“大钉”模型解决了这个问题，使用的想法首先发展到解释巨大的系外行星。最后，我们讨论了大多数类地行星系统是否以与我们相同的方式形成，并强调了当前一代模拟中缺少的关键成分。
2014-09-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the Formation of the Four Terrestrial Planets in the Solar System
为了重现太阳系类地行星（类似物）的轨道和质量，大多数研究都将模拟作为一个批次进行仔细审查。然而，在文献中没有足够的讨论在同一系统（类似系统）中同时形成行星类似物的可能性。为了解决这个问题，我们进行了540 N-体模拟的原行星盘的典型模型在文献中的代表。我们总共确定了194个包含至少三个类似物的类似系统，但只有17个系统同时包含四个类地行星的类似物。通过对我们的模拟系统的分析，我们发现，与真正的行星相比，基于Grand Tack模型的典型结果的截断盘产生了水星和火星的类似物，这些类似物的动力学温度太低，并且离金星和地球的类似物太近。此外，所有的水星类似物都太大了，而大多数火星类似物都比火星更大。此外，在这些系统中，形成月球的撞击时间太早，事件发生后增加的额外质量太大。因此，这种被截断的盘不能解释类地行星的形成。结果表明，形成这4颗类地行星所需的盘具有以下性质：1）质量集中在0.7-0.9 ~1.0- 1.2au的狭窄核心区，2）从0.3- 0.4au开始的内区成分，3）从1.0- 1.2au开始的质量较小的成分，4）从0.7 - 0.9 ~ 1.2au开始的质量较小的成分，4）从0.3- 0.4au开始的质量较小的成分，5）从1.0- 1.2au开始的质量较小的成分。4）胚胎而不是星子携带大部分的磁盘质量;和5）木星和土星放置在偏心轨道。
2019-09-09 astro-ph.EP
Influence of planetary gas accretion on the shape and depth of gaps in protoplanetary discs
众所周知，巨大的行星有能力在其诞生的气态原行星盘上打开深深的缝隙。然而，目前还不清楚气体在不断增长的行星上的吸积如何影响它们不断增长的间隙的形状和深度。我们用Fargo-2D 1D代码进行了等温流体动力学模拟，该代码假设行星在0.1至260 AU的完整圆盘内吸积气体。气体吸积程序使用一个汇细胞的方法，其中不同的吸积率是用来应付广泛的气体吸积率在文献中引用。我们发现，行星气体吸积率增加较大的磁盘长宽比和更大的粘度。我们的主要结果表明，气体吸积对间隙开放质量有重要影响：我们发现，当圆盘对行星质量的变化反应缓慢时（即，在低粘度下），间隙打开质量与行星吸积速率成比例，较高的气体吸积速率导致较大的间隙打开质量。另一方面，如果盘响应时间短（即，在高粘度下），然后气体吸积帮助行星雕刻出一个很深的缺口。因此，较高的行星气体吸积速率导致较小的间隙开放质量。我们的研究结果有重要的影响，从光盘观测的行星质量的推导：根据行星气体吸积率，从ALMA观测导出的质量可能会关闭高达2倍。我们讨论的结果，在间隙开放质量的变化对行星系的演化的基础上的大钉方案的例子。行星的气体吸积也会影响恒星的气体吸积，由于存在气体吸积行星，影响很小。
2020-11-29 astro-ph.EP
Compositional evolution during rocky protoplanet accretion
地球在其丰富的难熔亲石元素中表现出非亲石性，这对我们理解地球的形成和演化提出了一个重要问题。有人认为，这种非南极组成可能是由原来南极组成的分化星子的碰撞侵蚀解释的。在这项工作中，我们提出了N-体模拟的类地行星形成跟踪行星胚胎从星子的增长。我们模拟的演变，通过失控和寡头的增长阶段下的大钉模型和巨行星的情况下。这些模拟包括一个最先进的碰撞模型，它允许多种碰撞结果，如吸积，侵蚀和弹跳事件，从而能够跟踪不断变化的吸积星子的核心质量分数。我们发现，在这个中间阶段生长的胚胎行星形成表现出一系列的核心质量分数，并与显着的动力学激发，足够的地幔可以剥离生长的胚胎占地球的非南极铁/镁比。我们还发现，有一个很大的多样性，在组成的残留星子，通过碰撞产生的富含铁和硅酸盐的碎片。
2015-09-24 astro-ph.EP physics.geo-ph
Magnitude and timing of the giant planet instability: A reassessment from the perspective of the asteroid belt
今天人们普遍认为，我们的太阳系经历了一个阶段，在此期间，巨行星的轨道变得非常不稳定。近年来，许多研究已经确定了这种事件的痕迹，并为这种事件的发生提供了合理的理由。然而，不稳定性的大小（就轨道变化而言）和时间（就气盘的扩散而言，是早是晚）仍然是一个公开的辩论。类地行星似乎设置了严格的约束：要么巨行星不稳定发生得很早，而类地行星仍在形成，要么木星和土星的轨道必须冲动地彼此分离，在半长轴上有足够大的“跳跃”（Brasser et al. 2009; Kaib and Chambers 2016），以使类地行星保持稳定。由于大的轨道跳跃是一个低概率事件，早期不稳定性假说似乎是有利的。然而，假设不稳定幅度不同，小行星带也会以不同的方式演化。这两个约束条件需要相互匹配，以使一个场景优于另一个场景。Morbidelli等人（2010年）考虑到小行星最初的动力学冷盘，得出结论认为，需要一个巨大的跳跃来重建当前的小行星带。在这里，我们确认了相同的结论，但考虑到小行星群已经在离心率方面受到强烈激发，例如在Grand Tack情景中产生的小行星群（Walsh等人，2011年）。由于小行星是在气体盘被移除后才存在的，与类地行星不同，无论不稳定性发生的早或晚，这种对巨行星跳跃宽度的限制都是有效的。因此，在这个阶段，假设早期不稳定性似乎没有提供任何优势，在概率重建的太阳系结构。
2016-06-14 astro-ph.EP
Formation of Terrestrial Planets
本综述总结类地行星形成研究进展，涵盖尘埃凝聚、流不稳定性、星子与胚胎生长、晚期撞击，并比较三种内太阳系模型及系外行星差异成因。
2024-11-05 astro-ph.EP
Accretion and differentiation of the terrestrial planets with implications for the compositions of early-formed Solar System bodies and accretion of water
为了测试行星吸积和分化的情况下，我们集成了一个多阶段的核幔分化模型与N体吸积模拟。胚胎和星子之间的碰撞导致岩浆海洋的形成和核心形成的事件。核心形成模型结合了严格的化学质量平衡与金属硅酸盐元素分配数据。对组合模型的主要约束是地球原始地幔的组成，火星地幔的组成，以及地球和火星金属核的质量分数。该模型通过最小二乘最小化进行优化，最多可使用5个拟合参数，包括金属硅酸盐平衡压力和1 - 4个定义原始体起始成分的参数。该集成模型已被应用于6大粘性模拟。广泛的参数空间的研究表明：地球的吸积是不均匀的，金属-硅酸盐平衡压力随着吸积的进展而增加，并且在每次撞击时是核幔边界压力的60 - 70%，并且在每次核心形成事件期间，撞击物核心的大部分（70 - 100%）金属与原行星的硅酸盐地幔的小部分平衡。只有当起源于太阳附近的天体（<0.9 - 1.2天文单位）高度还原，而超出这一距离的天体则越来越氧化时，才能获得与地球地幔成分的可接受拟合。火星地幔的FeO含量主要取决于火星形成胚胎起源的日心距离。最后，地球核心预计含有8 - 9重量%的硅，2 - 4重量%的氧和10 - 60 ppm的氢，而火星核心预计含有低浓度（<1重量%）的硅和O。
2014-10-13 astro-ph.EP
Asteroids were born bigger: An implication of surface mass ablation during gas-assisted implantation into the asteroid belt
本研究模拟木星、土星迁移与气体盘表面烧蚀对植入小行星带星子的影响，表明多数成分星子会缩小并使SFD变陡，暗示最大C型小行星诞生时更大。
2023-12-08 astro-ph.EP
Highly Siderophile Elements in the Earth's Mantle as a Clock for the Moon-forming Impact
根据普遍接受的假设，对地球的最后一次巨大撞击形成了月球，并通过熔化地球的地幔开始了核心形成的最后阶段。地球化学的一个关键目标是确定这一事件的日期，但已经提出了不同的年龄。有些人认为月球形成的时间较早，大约在太阳系第一批固体凝结后3000万年（Myr），而另一些人则认为在凝结后5000万年（甚至可能晚至100 My）。在这里，我们表明，在99.9%的置信水平下，排除了在凝结后4000万年或更早的月球形成事件。我们使用大量的N体模拟来证明最后一次对类地行星的巨大撞击的时间与随后在被称为晚吸积的时代增加的质量之间的关系。随着最后一次巨大撞击的延迟，后期吸积的质量以可预测的方式减少。这种关系存在于类地行星形成的经典情景和大塔克情景中，并且在广泛的磁盘条件下都成立。地球地幔中高亲铁元素的富集限制了晚吸积期地球中的铁磁性物质。使用HSE丰度测量，我们确定了自冷凝以来的95 +/- 32 Myr的月球形成年龄。存在的可能性是，一些晚期的抛射体被区分，并在地幔中留下了不完整的HSE记录。即使在这种情况下，各种同位素约束强烈表明，后期吸积的质量不超过地球质量的1%，因此HSE时钟仍然严格限制了月球形成事件的时间，大大晚于凝结后的40 My。
2015-04-06 astro-ph.EP
Connecting planet formation and astrochemistry: C/O and N/O of warm giant planets and Jupiter-analogs
（节略）行星大气的化学成分一直被认为储存了关于行星何时何地吸积其物质的信息。从理论上预测这种化学成分是将观测研究与控制行星形成的基本物理学联系起来的关键一步。作为我们以前工作中对热彗星研究的后续行动，我们提出了一个从与我们以前工作中使用的相同的小行星形成种群合成模型中提取的暖彗星种群（半长轴在0.5-4 AU之间）。我们计算的天体化学演化的原行星盘包括在这个人口预测的碳/氧（C/O）和氮/氧（N/O）比的磁盘气体，冰和耐火材料的来源，吸积极大地影响了产生的C/O和N/O在大气中的巨行星。我们确认，我们以前发现的主要序列（吸积固体质量和大气C/O之间）在很大程度上是由目前的人口合成暖彗星再现。因此，当出生盘具有太阳或更低的金属丰度时，大多数人口沿着经验推导的质量-金属丰度关系下降。由高金属丰度（[Fe/H] $>$ 0.1）的盘形成的行星导致化学性质更加分散，这可以解释在质量-金属丰度关系中发现的一些分散。结合预测的C/O和N/O比表明，木星不属于我们的合成行星群，这表明它可能不是在进入大钉之前在太阳系的内部5 AU形成的。这一结果与最近对木星大气层化学成分的分析相一致，后者表明它的大部分重元素丰度都在距离太阳数十个天文单位的地方。
2020-09-07 astro-ph.EP
Formation of Venus, Earth and Mars: Constrained by isotopes
本文从不同的行星形成模型和来自182 Hf-182 W、U-Pb、亲石-亲铁元素、来自行星构造块的48 Ca/44 Ca同位素样品、金星和地球大气中的36 Ar/38 Ar、20 Ne/22 Ne、36 Ar/22 Ne同位素比值等方面讨论了类地行星形成的认识现状。地球深部地幔中预期的太阳3 He丰度和地球的D/H海水比率，揭示了早期原行星的吸积时间。可以解释不同同位素比的吸积情景，包括大约在月球形成之后的月球形成事件。5000万年，支持地球质量的大部分（>80%）最有可能在10- 3000万年内增加的理论。通过对上述同位素的综合分析，我们发现，在最初的~4-5百万年（原行星盘的近似寿命）内，原地球吸积了0.5-0.6百万年。对于金星来说，现有的大气惰性气体数据太不确定，无法准确地限制行星的吸积情况。然而，根据现有的Ar和Ne同位素测量，我们发现原金星在盘消散之前可能已经增长到0.85-1.0 MVenus。经典的类地行星形成模型一直在努力在原行星盘的典型寿命内从最微小的材料中快速生长出大型行星胚胎。卵石吸积可以解决这个长期存在的时间尺度争议。卵石吸积和流动不稳定性产生大的星子，在早期吸积阶段成长为火星大小和更大的行星胚胎。吸积的后期阶段可以用Grand-Tack、环带或耗尽盘模型很好地解释。卵石吸积和星子吸积/巨行星撞击的相对作用知之甚少，应该用包括卵石和多颗原行星的N体模拟来研…
2021-02-11 astro-ph.EP
Impact chronology of leftover planetesimals
本研究利用三种类地行星形成模型的残余星子进行N体模拟，拟合出四阶段撞击衰减时间尺度，并约束太古代撞击主要源于残余星子，初始近日点分布决定下降速率。
2025-08-08 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
The Solar System could have formed in a low-viscosity disc: A dynamical study from giant planet migration to the Nice model
本文通过流体动力学与N体模拟，研究低粘度原行星盘中巨行星共振链的形成与演化，发现约1%的构型可从冷低粘度盘最终拟合太阳系，为太阳系巨行星动力学历史提供了自洽解释。
2024-06-28 astro-ph.EP
Solar System Formation in the Context of Extra-Solar Planets
系外行星调查证实了人类（以及所有青少年）最担心的事情之一：我们很奇怪。如果我们的太阳系用现在的地球技术来观察--把我们的系统和系外行星放在同一个基础上--木星是唯一可以探测到的行星。外星系的统计数据表明，太阳系在类太阳恒星中的异常率约为1%（或在所有恒星中的异常率约为0.1%）。但为什么我们不同呢？太阳系和系外行星系统的成功形成模型依赖于两个关键过程：轨道迁移和动力学不稳定性。接近超级地球或次海王星的系统需要大量的固体径向向内运动，无论是漂移毫米到厘米大小的鹅卵石还是迁移地球质量或更大的行星胚胎。我们认为，无论它们的形成模式，超地球系统的后期演化涉及到迁移到链的平均运动共振，通常其次是不稳定时，磁盘消散。这种模式可能在巨行星系统中也普遍存在。我们提出了三个模型的内部太阳系形成-低质量的小行星带，大钉，早期不稳定模型-每个调用迁移和不稳定的组合。我们确定了行星系形成的分叉点。我们提出了一系列的事件来解释为什么我们的太阳系是如此奇怪。木星核心的形成速度一定足够快，足以通过阻挡向内漂移的鹅卵石来抑制地球积木的生长。木星/土星的质量比在巨大的系外行星中是罕见的，但可能需要维持木星的宽轨道。巨行星的不稳定性一定是温和的，木星和土星之间没有近距离接触，这在更大的（系外行星）背景下也是不寻常的。因此，我们的太阳系是多个不寻常但并非闻所未闻的事件的结果。
2018-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Origin of Earth's water: sources and constraints
我们回顾了关于地球水的起源的知识状态。经验上的限制来自对太阳系天体和地球本身的化学和同位素测量。动力学模型已经揭示了地球形成期间向地球输送水的途径;大多数模型都与类地行星形成的特定模型相关联。与此同时，磁盘化学模型专注于确定行星构建块的同位素比率如何作为径向距离和时间的函数而变化，定义沿着这些路径传输的物质的标记。碳质球粒陨石--外小行星带的代表--与地球的水同位素相匹配（尽管地幔柱在较低的D/H下测量）。但是这种联系是如何建立起来的--地球上的水是否起源于小行星（就像经典的类地行星形成模型一样）？或者，更有可能的是，地球上的水是从与含水小行星相同的母体中输送出来的（例如，外部污染，如在大钉模型）？我们认为外小行星带--内、外太阳系的边界--是新发现的下一个前沿。外小行星带包含一群冰体，在12个主带彗星（MBC）上看到了挥发物驱动的活动;其中7个在反复的近日点通道上表现出升华驱动的活动。MBCs的同位素特征的测量将提供盘模型和动力学模型之间的链中的重要缺失环节。最后，我们推断岩石系外行星。迁移是唯一可能产生富含水的行星的机制，其中水的质量百分比超过百分之几（即使有迁移，一些行星也是纯岩石）。虽然水的流失机制仍有待更详细的研究，但我们预计水应该被输送到绝大多数岩石系外行星。
2019-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
