Magmatic sulfides in the porphyritic chondrules of EH enstatite chondrites
为了研究硫化物球粒形成过程中气体-熔体相互作用的作用，用背散射电子显微镜和电子探针研究了Sahara 97096 EH 3顽火辉石球粒陨石中17个斑状球粒内硫化物的性质和分布。硫铁（FeS）系统存在，是EH 3球粒陨石球粒中最丰富的硫化物。它被发现或poikilitically封闭在低钙辉石或分散在玻璃质的中稳态。在所研究的球粒中，约60%的球粒中含有奥硅钙石（CaS）和菱硅钙石[（Mg，Fe，Mn）S]。虽然奥硅钙石是优先存在于中稳态，niningerite与二氧化硅通常观察到与硫铁矿和低钙辉石接触。球粒中孔含有高丰度的碱和挥发性元素以及二氧化硅。我们的数据表明，大多数的硫化物中发现的EH 3球粒陨石是岩浆矿物，形成后溶解的S从富含挥发分的气体环境到熔融球粒。硫陨硫铁矿的形成是通过硫在贫铁球粒熔体中的溶解度，随后是硫化物饱和，这导致不混溶的硫化铁液体从硅酸盐熔体中分离出来。在高温球粒形成事件期间，FeS饱和开始于低钙辉石结晶的同时或之前。高分压下的S和SiO的proglutamine气体-熔体相互作用导致形成的niningerite-silica协会通过先前形成的FeS和低钙辉石的不稳定。我们还建议，形成的奥硅钙石发生通过贫Fe球粒熔体中的硫化物饱和，在适当的S浓度，由于高聚合度和高Na-含量的球粒熔体，这使得在熔体中的CaO的活性增强。
2016-09-28 astro-ph.EP
The formation conditions of enstatite chondrites: Insights from trace element geochemistry of olivine-bearing chondrules in Sahara 97096 (EH3)
我们报告在原位LA-ICP-MS微量元素分析的硅酸盐相的橄榄石轴承球粒在撒哈拉97096（EH 3）顽火辉石球粒陨石。大多数橄榄石和顽火辉石的稀土元素（REE）模式相媲美的我型球粒在普通的陨石。因此，它们可能具有类似的火成岩起源，可能在类似的氧化还原条件下。然而，中静态经常显示负Eu和/或Yb（和更罕见的Sm）异常，显然是不平衡的橄榄石和顽火辉石。我们认为，这反映了结晶的oldhamite在硫化事件中，已经推断的其他人，在此期间的中稳态熔融，在那里的互补积极的Eu和Yb异常oldhamite表现出可能会出现由于这些元素的二价态。大部分火成奥铁榴石可能因惯性加速度或表面张力效应而被从球粒中排出，并导致EH球粒陨石外部发现大量不透明结核。在两个球粒，橄榄石和顽火辉石表现出负斜率的稀土元素模式，这可能是一个极端的表现的一般现象（可能与近液相线分区）的基础上观察到的轻稀土元素过剩的大多数球粒硅酸盐相对于平衡预测。在这两个球粒之一的硅酸盐相显示互补的Eu，Yb和Sm异常提供了直接的证据，这些元素的二价态的假设发生在某个阶段的形成水库顽火辉石。我们的工作支持的想法，顽火辉石的特性可能不需要在高C/O比的冷凝序列，因为一直认为。
2016-06-01 astro-ph.EP
Early evolution of the solar accretion disk inferred from Cr-Ti-O isotopes in individual chondrules
陨石球粒中的同位素异常是太阳吸积盘中混合和传输过程动力学的重要线索。这些异常已被解释为表明无论是盘范围内的球粒运输或球粒前体的局部异质性。然而，所有以前的研究都依赖于单一元素（Cr，Ti或O）的同位素数据，这无法区分陨石球粒同位素异常的来源和前体特征。在这里，我们获得了第一个合并的O，Ti和Cr同位素数据的顽火辉石，普通和碳质陨石的个别球粒。非碳质（NC）辉长岩球粒具有相对均匀的Δ 17 O、ε 50 Ti和ε 54 Cr，与其寄主辉长岩的成分相似。相比之下，来自碳质陨石（CC）的球粒具有更多变的成分。虽然分析的CC和NC球粒的成分可能重叠的ε 50 Ti，ε 54 Cr，或Δ 17 O，在多同位素空间中没有CC球粒图在NC陨石的成分领域，没有NC球粒图在CC陨石领域。因此，我们的数据揭示了一个基本的同位素之间的差异NC和CC球粒，这是不一致的整个磁盘之间的NC和CC水库球粒运输。相反，CC球粒之间的同位素变化反映了当地的前体不均匀性，这最有可能是由于NC样尘埃和化学上不同的尘埃成分之间的混合，这些成分与CAIs和AOA的同位素相似。相同的混合过程，但在更大的盘宽范围内，可能负责建立NC和CC水库的不同同位素组成，这代表了内外盘，分别
2020-09-18 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
TEM analyses of in situ presolar grains from unequilibrated ordinary chondrite LL3.0 Semarkona
我们研究了六个前太阳能颗粒从非常原始的地区的矩阵在非平衡的普通球粒陨石Semarkona与TEM。这些颗粒包括一种SiC、一种氧化物（Mg-Al尖晶石）和四种硅酸盐。对位于陨石宿主内的前太阳颗粒的结构和元素组成的研究有可能提供有关整个颗粒历史的条件和过程的信息。我们的分析表明，SiC和尖晶石晶粒是化学计量的，结晶良好。相比之下，大多数硅酸盐颗粒是非化学计量的并且结晶不良。这些发现与以前的行星际尘埃颗粒和南极陨石的前太阳颗粒的TEM研究是一致的。我们解释的结晶性差，非化学计量，更多的Fe-而不是Mg-丰富的组合物，和/或组成的不均匀性的特点，通过冷凝在非平衡条件下形成。母体蚀变的证据包括SiC颗粒和一个硅酸盐颗粒上带有活动元素（S或Fe）的边缘。在星际介质、太阳星云和/或母天体上的次级加工的其他特征没有被观察到，或者可以用星周包层中的过程来更好地解释。一般来说，次级过程（例如，离子辐照、颗粒-颗粒碰撞、热变质、水蚀变）。这一发现强调了额外的TEM研究的前太阳粒位于Semarkona的原始矩阵区域的需要，以解决我们的知识的差距前太阳粒人口增生到普通的陨石。
2022-05-09 astro-ph.EP physics.chem-ph physics.geo-ph
Chondrules in enstatite chondrites
我们审查硅酸盐球粒和金属硫化物结核在不平衡顽火辉石（EH 3和EL 3）。其独特的矿物组合，具有各种各样的不透明相，氮化物，几乎不含FeO的顽火辉石等，证明了异常还原的条件。虽然这些长期以来一直被归因于超太阳C/O比的凝聚序列，其中最早的凝聚物中含有富含奥长石的结核，但相对氧化的局部前体的证据表明，它们的特殊性可能是在球粒形成过程本身中获得的。硅酸盐相可能已经硫化，然后在O-贫和S-丰富的环境中，在EH 3辉长岩金属硫化物结核可能起源于硅酸盐球粒，而在EL 3可能是影响产品。天体物理学的设置（星云或行星），实现了这样的条件，无论是在水的耗尽或在干燥的有机硅酸盐混合物的富集，是不确定的，但最有可能位于雪线内，与大多数EC硅酸盐的地球一样的氧同位素签名一致，几乎没有数据限制其时代。
2017-10-03 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
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
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
Trace element geochemistry of CR chondrite metal
我们报告的微量元素分析激光烧蚀电感耦合等离子体质谱法的金属颗粒从9个不同的CR晶体，区分颗粒球粒内部（"内部晶粒"），球粒表面壳（"边缘晶粒"）和矩阵（"孤立的晶粒"）。除了少数异常颗粒，镍标准化的微量元素模式是相似的所有三个岩相设置，主要是未分馏的难熔亲铁元素和贫化挥发性金，铜，银，硫。所有类型的颗粒被解释为来自一个共同的前体近似的最不熔化，细粒度的对象在CR陨石。这也排除了金属蒸气的再凝结作为大量边缘颗粒的来源。金属前体可能是由不完全冷凝形成的，有证据表明，在与较低温度的铂族元素（PGE）贫化冷凝物混合之前，高温隔离了富铂族元素（PGE）的冷凝物。富含Ni的内部晶粒的圆形形状表明在缓慢冷却（1 - 100 K/h）时熔融并与硅酸盐平衡，主要是通过Fe的氧化/蒸发。我们建议，镍贫，变形边缘颗粒，通常包括在富含辉石的外围常见的I型球粒，结果不太激烈的处理的边缘增生到球粒后，由内部记录的熔融事件。这意味着要么有两个单独的加热事件，分别形成橄榄石/内部颗粒和辉石/边缘颗粒，在这两个事件之间，尘埃被堆积在球粒周围，要么有一个单一的高温事件，其中球粒边缘记录了一个晚期的“淬火阶段”，在这种情况下，尘埃堆积在球粒上，而它们是熔融的。在后一种情况下，球粒形成区的尘埃浓度很高。
2015-02-06 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
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
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
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
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
Origin of isolated olivine grains in carbonaceous chondrites
我们报告的微观，阴极发光，化学和O同位素测量的FeO-穷人孤立的橄榄石颗粒（IOG）在碳质的Alkantes Allantis（CV 3），西北非洲5958（C2-ung），西北非洲11086（CM 2-an），艾伦山77307（CO3.0）。与真正的I型陨石球粒在岩石学、化学和同位素方面的普遍相似性证实了IOG是从它们衍生出来的。的同心CL分区，反映了耐火元素的减少向边缘，并经常镶边顽火辉石作为证据的相互作用的IOG与气体作为独立的对象。这表明它们是在陨石球粒仍处于部分熔融状态时被溅出的。富CaO耐火镁橄榄石，这是有限的$Δ^{17}O < -4\permil$可能逃脱平衡在较低的温度，因为它们的大尺寸和可能更快的淬火。因此，IOG见证了球粒形成区的频繁碰撞。
2021-01-25 astro-ph.EP
Chondrule heritage and thermal histories from trace element and oxygen isotope analyses of chondrules and amoeboid olivine aggregates
我们报告相结合的氧同位素和矿物尺度的微量元素分析的变形橄榄石聚集体（AOA）和球粒在未分组的碳质球粒陨石西北非洲5958。在AOA的橄榄石的微量元素地球化学，第一次测量的LA-ICP-MS，是一致的冷凝的起源，虽然其稀土元素（REE）模式的浅斜率尚未得到物理解释。铁镁硅酸盐在I型球粒类似于那些在其他碳质方解石的地球化学和同位素，我们发现之间的相关性16 O富集和橄榄石中的许多不相容元素。不相容元素浓度的变化可能涉及到不同量的橄榄石结晶过程中的一个亚等温阶段的球粒形成事件，其持续时间可能与当地的固体/气体比，如果这是最近提出的氧同位素比的决定因素，可能是numerous相关。虽然水蚀变耗尽了许多球粒mesostases的稀土元素，一些球粒显示可识别的制服组II样的模式支持的想法，球粒的直接前体星云凝聚。
2018-12-10 astro-ph.EP
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
Abundance, Sizes, and Major Element Compositions of Components in CR and LL Chondrites: Formation from Single Reservoirs
本文通过X射线元素图系统测定Semarkona和Renazzo中球粒与基质的丰度、尺寸及主量元素组成，发现球粒与基质在Mg/Si和Fe/Si上互补，为球粒形成和吸积的单一储库模型提供了关键约束。
2024-07-06 astro-ph.EP physics.geo-ph physics.space-ph
Chondrule size and related physical properties: a compilation and evaluation of current data across all meteorite groups
陨石球粒的物理性质的研究通常没有陨石的其他性质，如矿物学，岩石学，化学和同位素组成，那么受到重视。在球粒的各种物理性质中，球粒大小对于将陨石分类为化学组尤其重要，因为每个化学组都具有不同的球粒大小频率分布。了解陨石球粒的物理特性对于开发陨石球粒形成的天体物理模型和了解如何在空间探索中利用小行星资源也至关重要。为了检验我们目前对球粒尺寸的了解，我们对现有的球粒尺寸文献数据进行了汇编和评论。我们包括所有的球粒陨石化学群，以及acrylcoite原始无球粒陨石，其中一些含有残余球粒。我们还汇编和审查目前的文献数据，其他天体物理学相关的物理性质（球粒质量和密度）。最后，我们简要地研究了一些额外的物理方面的陨石球粒，如频率的化合物和陨石坑的陨石球粒。这个汇编的目的是为陨石学家和天体物理学家提供一个有用的资源。
2014-08-27 astro-ph.EP
On the aerodynamic redistribution of chondrite components in protoplanetary disks
尽管原始陨石（陨石）的成分大致与太阳相同，但它们在化学、同位素和岩相学性质上存在差异，特别是碳质陨石和非碳质陨石之间的一级二分法。在这里，我们调查分析的动力学的组成部分（球粒，耐火夹杂物，金属/硫化物和基质颗粒）在原行星盘之前，他们在球粒陨石母体纳入。我们发现的动力学的固体，受气体阻力，基本上是由“气固解耦参数”$S\equiv \textrm{St}/α$，无量纲停止时间的湍流参数的比率控制。当$S$超过1时，固体颗粒相对于气体的解耦是显著的。预计$S$将随着时间和日心距离的增加而增加。根据（i）难熔包裹体的丰度、（ii）基质的比例、（iii）亲石元素丰度和（iv）球粒的氧同位素组成，我们认为非基质的变质组分在碳质辉长岩增生时具有$S<1$，而在其他辉长岩增生时具有$S>1$。这表明，平均而言，碳质方解石的增生早于其他方解石，难熔包裹体与其宿主碳质方解石有遗传关系。
2012-04-19 astro-ph.EP
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
Origin of isotopic diversity among carbonaceous chondrites
本文通过Cr、Ti和Te同位素数据揭示碳质球粒陨石的同位素变化源于难熔包体、球粒和CI型基质三种成分的混合，并提出盘内压力陷阱对尘埃的富集促进了外太阳系碳质球粒陨石母体的吸积。
2023-03-07 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
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
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
Chondrule formation via extended winds in the early solar system
球粒陨石被认为是太阳星云的组成部分，而我们的太阳系就是由太阳星云形成的。它们是硅酸盐和氧化物物体（球粒和耐火夹杂物）的混合物，经历了极高的温度，设置在相对较冷的基质中。陨石的普遍存在表明它们是通过一个非常普遍的过程形成的，与恒星和行星形成密切相关，但是几十年来，负责机制的性质和属性仍然不清楚。然而，陨石球粒和耐火内含物提供的热太阳星云的证据，似乎与天体物理学对恒星形成的观察不一致。这强烈地表明，原恒星盘--恒星和行星形成的气体和尘埃的螺旋盘--相对较冷，并且表现出典型的温度，不足以在主小行星带中含有球粒的陨石所采样的径向距离处熔化和蒸发硅酸盐矿物。在这里，我们提出了计算的动力学和热结构的原恒星磁盘，加速风从磁盘表面。这些风通常与年轻的恒星物体有关，是早期太阳系的类似物。我们还提出了在这样的风中的尘埃颗粒的处理模型，表明这些流出物是合适的球粒形成的网站。
2012-01-18 astro-ph.EP
Variable refractory lithophile element compositions of planetary building blocks: insights from components of enstatite chondrites
球粒陨石是太阳系历史最早阶段遗留下来的物质沉积物。基于其未分化的性质和较少分离的化学成分，陨石被广泛认为是类地行星及其胚胎的未加工的构建块。类地行星的化学成分模型通常发现，在大块天体中，难熔亲石元素（RLE）的相对丰度（“恒定RLE比规则”），基于陨石和太阳光球之间RLE比的有限变化。在这里，我们表明，RLE比，如Nb/Ta，Zr/Hf，Sm/Nd和Al/Ti，分馏从太阳值的球粒顽火辉石（EC）。个别EC球粒的分馏RLE比文件不同的亲硫亲和性的RLE高度还原环境和分离的RLE轴承硫化物硅酸盐球粒形成之前和/或期间。与此相反，散装EC有太阳一样的RLE比，表明物理分选的硅酸盐和硫化物是可以忽略不计的EC母体的吸积之前和期间。同样，如果地球的吸积是由EC类物质主导的，正如多种同位素系统学所支持的那样，吸积盘中硅酸盐和硫化物的物理分选不应该发生在地球的构建块中。或者，地球的前体可能是高温星云物质，在RLE分馏之前由于含RLE硫化物的沉淀而冷凝。经历了选择性的硅酸盐或金属/硫化物相的去除或吸积的高度还原的行星，如水星，可能有分馏，非太阳的整体RLE比率。
2021-05-30 astro-ph.EP
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
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
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
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
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
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
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
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
Chondrule formation in the outer disk from the primary three-dimensional chemical composition of CM chondrules
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学恒星与行星形成中心、地球研究所）
通过分析CM球粒陨石的66个球粒及细粒环边的元素组成与三维形态，提出外盘球粒形成的“微球粒优先”场景，揭示局域熔融与聚集的关键作用。
2026-08-14 astro-ph.EP
Building Earth with pebbles made of chondritic components
本文提出用金属颗粒、球粒、CAIs和AOAs等球粒质组分混合物通过卵石吸积构建地球，其主量元素和Cr-Ti同位素均匹配地球，且以碳质组分为主，证明该机制可在太阳星云寿命内形成类地行星。
2025-07-21 astro-ph.EP
Chondrule trace element geochemistry at the mineral scale
我们报告微量元素分析的矿物相球粒从碳质陨石（Vigarano，Renazzo和Acfer 187），进行了激光烧蚀电感耦合等离子体质谱。这三颗陨石的结果都是相似的。中稳态具有10-20 X Cl的稀土元素（REE）浓度。低钙辉石的轻稀土（LREE）和重稀土（HREE）分别接近0.1 × CI和1 × CI。橄榄石的重稀土元素浓度为0.1-1 x CI，轻稀土元素浓度为10-2 x CI。粗粒橄榄石晶体往往有最分馏的稀土元素模式，平衡分配的指示。在大多数富含辉石的球粒中，低钙辉石往往具有最低的REE浓度。I型球粒似乎经历了显著程度的分批结晶（与分步结晶相反），这需要低于1-100 K/h的冷却速率。这将填补火成岩CAIs和II型球粒之间的空白。稀土元素丰度和辉石模式之间的关系可以理解为由于向球粒熔体中添加二氧化硅而稀释，如Libourel等人（2006）的气体-熔体相互作用情景。快速冷却速率（1000 K/h的顺序），这似乎记录低钙辉石，与橄榄石的更多样化的记录相比，可能指向一个非线性的冷却历史，或表明形成的辉石丰富的球粒边缘是一个事件不同的内部结晶。
2015-02-06 astro-ph.EP
A Critical Examination of the X-Wind Model for Chondrule and Calcium-rich, Aluminum-rich Inclusion Formation and Radionuclide Production
陨石数据，特别是关于球粒和富钙，富铝夹杂物（CAIs），以及太阳星云中短寿命放射性核素（SLR）的同位素证据，可能会限制行星系的形成。解释这些数据需要天体物理模型，Shu等（1996）及其合作者提出的“X风”模型已被用于解释球粒、CAIs和SLR的起源。它假定陨石球粒和CAIs在距离原恒星< 0.1天文单位的地方被热处理，然后被磁离心流出物抛到2-3天文单位的区域，被合并成陨石。在这里，我们批判性地研究X风模型的关键假设和预测。我们发现了一些内部的不一致：理论和观测表明，在0.1天文单位没有固体物质存在;粒子在0.1天文单位不能逃脱被吸积到恒星;粒子在0.1天文单位将碰撞的速度高到足以摧毁他们;热溅射将阻止粒子的增长;和发射的粒子在磁离心流出没有建模，可能是不可能的。我们还确定了一些不正确的预测的X-风模型：氧逸度的CAIs形式是数量级太氧化;球粒冷却速率的数量级低于所经历的禁止橄榄石球粒;球粒矩阵的互补性没有预测;和SLR没有产生在其观察到的比例。我们的结论是，X风模型是不相关的球粒和CAI的形成和SLR的生产。我们讨论了更合理的模型球粒和CAI的形成和SLR生产。
2010-11-15 astro-ph.EP
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
Formation of rims around chondrules via porous aggregate accretion
球粒通常被细粒边缘或火成边缘包围。这些轮辋的属性反映了他们的形成历史。虽然细粒边缘的形成是通过尘埃颗粒在球粒上的吸积来模拟的，但由于尘埃颗粒的生长时间尺度比吸积要短，因此吸积之后应该是尘埃颗粒的生长。在本文中，我们调查的轮辋的形成，考虑到多孔尘埃聚集体的增长。我们估计的边缘厚度作为一个函数的球粒分数在一个时间时，尘埃聚集体吸积到球粒被切换到这些球粒之间的碰撞。我们的估计是一致的，在普通花岗岩细粒边缘的测量厚度。然而，那些火成的边缘比我们估计的要厚。在重熔事件中，岩浆边缘的厚度会增大。
2021-05-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
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
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
Multiple and Fast: The Accretion of Ordinary Chondrite Parent Bodies
虽然普通陨石和陨石的岩石学，化学和同位素研究在很大程度上帮助建立了星子形成及其演化的最早事件的年表，但有几个问题不能仅通过实验室测量和/或实验来解决。在这里，我们提出了几个新的限制普通球粒陨石母体的形成和演化的基本原理（并通过扩展大多数星子），从新的光谱测量和矿物学分析的主带S型小行星（83个对象）和不平衡的普通球粒陨石（53个样品）。基于后者，我们建议光谱数据可以用来区分是否一个普通的球粒陨石是在其母体的表面附近或内部形成的。如果这些限制是正确的，建议的影响包括：一）大群组成相似的小行星是小行星形成的自然结果，因此，在一个给定的类陨石可以来自多个母体;（二）大面积（高达~ 200公里）S型主带小行星暴露了大部分原始天体的内部，可能是早期太阳系中小行星（直径<10公里）撞击的结果（Ciesla等人，2013年）; iii）H球粒陨石母体的吸积持续时间可能很短（瞬时或小于10^5年，但肯定不会长达100万年）; iv）LL类天体比H类天体更靠近太阳形成，这可能是吸积前原行星盘中球粒的径向混合和尺寸分选的结果。
2014-05-27 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
Origin of moderately volatile elements in Earth inferred from mass-dependent Ge isotope variations among chondrites
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
本研究通过测定碳质球粒陨石和顽火辉石球粒陨石的Ge同位素组成，发现地球中等挥发性元素源自约2:1的CI与顽火辉石球粒陨石混合，且晚期有富挥发分碳质球粒陨石物质加入，为地球挥发分起源提供了新约束。
2025-05-10 astro-ph.EP
Structure, composition, and location of organic matter in the enstatite chondrite Sahara 97096 (EH3)
采用一系列分析技术研究了非平衡顽火辉石球粒陨石Sahara（SAH）97096的不溶性有机质。由于顽火辉石被认为是在还原环境中形成的，温度高于碳质辉石，因此它们构成了一种有趣的比较材料，可以测试太阳系中IOM的非均质性，并限制可能影响IOM的过程在太阳系演化过程中。SAH 97096 IOM是在原地发现的：作为主要在球粒周围出现的细粒基质网络中的亚微米颗粒，以及作为金属结核中的夹杂物，其中碳质物质似乎更石墨化。这两种情况下的IOM具有非常相似的$δ^{15}N$和$δ^{13}C$ ;这支持金属中的石墨化夹杂物可以通过基质IOM的金属催化石墨化形成的想法。从SAH 97096的新鲜部分和陆地风化部分提取的IOM之间的详细比较表明，尽管后者的矿物蚀变程度很高，但两个IOM样品之间的相似性。孤立的IOM表现出一种异构的多芳族大分子结构，有时高度石墨化，没有任何可检测到的自由基和氘的异质性，并具有平均H-和N-同位素组成的范围内观察到的碳质方解石的值。它包含一些亚微米大小的区域，高度富集$^{15}N$（$δ^{15}N$高达1600 permil）。这些观测结果强化了这样一种观点，即在碳质陨石中发现的IOM是太阳系中普遍存在的一种常见成分。SAH 97096 IOM的大部分特征可以通过该主要组分的热改性来解释。
2015-02-01 astro-ph.EP
The Effect of Jupiter's Formation on the Distribution of Refractory Elements and Inclusions in Meteorites
我们提出了一个全面的太阳原行星盘的演化模型，构造来解决陨石的“CAI存储”问题。我们预测富钙，富铝夹杂物（CAIs）和耐火亲石元素的中心假设下，木星的$\sim 30 \, M_{\oplus}$核心形式在约3 AU在约0.6百万年左右，并打开了一个缺口CAIs被困在木星以外的压力最大，碳质方解石形成。在木星轨道内，CAIs被空气动力学阻力耗尽;普通的和顽火辉石在那里形成。对于16块陨石和无球粒陨石，我们回顾了它们的CAI和耐火材料丰度及其形成时间的陨石数据，受放射性定年法和热模型的约束。我们预测它们的形成位置，发现与其他位置信息（水含量，小行星光谱和母体）的良好一致性。我们预测的颗粒的大小集中的湍流为每个球粒陨石，找到很好的匹配每个球粒陨石的平均球粒直径。这些隐密的陨石母体由湍流集中的局部物质迅速聚集而成，通常不会迁移太远。我们预测CI钙钛矿相对于太阳贫难熔亲石元素，约12%（0.06 dex）。我们约束的湍流参数$α$在磁盘中的变化，并找到一个有限的作用磁旋转不稳定性，有利于流体动力学不稳定性在外盘，加上磁盘风在内盘。至少在300万年到400万年之间，气体在木星外部存在，但在木星内部耗尽，太阳星云是一个过渡盘。
2018-08-09 astro-ph.EP
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
Fine-grained rim formation via kinetic dust aggregation in shock waves around evaporating icy planetesimals
细粒边缘（FGR）经常发现在原始陨石球粒周围。FGR的显著特征是其亚微米尺寸和无孔性质。球粒周围FGR的典型厚度为10- 100 $μ$ m。最近，一个新的想法被提出来解释FGR的起源：球粒和细小尘埃颗粒之间的高速碰撞，称为动力学尘埃聚集过程。实验研究表明，在真空中，当撞击速度约为0.1- 1 km/s时，（亚）微米尺寸的陶瓷颗粒可以粘附在陶瓷基底上。在这项研究中，我们研究的可能性FGR形成通过动力学尘埃聚集在球粒形成的冲击波。当未分化的冰质微行星产生冲击波时，由于冰质微行星的蒸发，细小的尘埃颗粒将从行星表面释放出来。我们考虑了冲击波阵面后面的球粒动力学，并基于简单的一维计算通过动力学尘埃聚集计算FGR的增长。我们发现，在蒸发的冰质星子周围的激波中，会形成厚度为10- 100 $μ$ m的无孔FGR。
2022-02-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Abundance, distribution, and origin of 60Fe in the solar protoplanetary disk
陨石含有短寿命放射性核素的残余衰变产物，这些放射性核素在小行星和行星形成时存在于原行星盘中。一些研究报告指出，铁陨石中的60 Fe（t1/2=2.62+/-0.04 Myr）丰度很高（60 Fe/56 Fe ~6*10-7），这表明行星物质包含了恒星核合成的新鲜产物，这些产物是由一颗或几颗在新生太阳附近爆炸的大质量恒星喷出的。测定了全岩和分异无球粒陨石组分的58 Fe/54 Fe和60 Ni/58 Ni同位素比值（ureilites，aubrites，HEDs，and angrites），unequilibrated ordinary Alcantes Semarkona（LL3.0）和NWA 5717（未分组的岩石类型3.05），富含金属的碳质球粒陨石Gujba（CBa）和其他几种陨石（CV，EL H，LL陨石; IIIAB，IVA，IVB铁陨石）。我们从这些测量中得出了一个低得多的初始60 Fe/56 Fe比（11.5+/-2.6）*10-9，并得出结论，60 Fe均匀分布在行星体之间。这个低比率与从银河系背景中推导出的60 Fe一致（根据伽马射线观测，星际介质中的60 Fe/56 Fe =2.8*10-7），并且如果太阳物质通过一个或几个大质量恒星的外层风被污染，则可以与陨石中的高26 Al/27 Al =5*10-5相一致（例如，一颗沃尔夫-拉叶星）富含26铝，贫60铁。我…
2012-12-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
