High obliquity, high Angular Momentum Earth as Moon origin revisited by Advanced Kinematic Model of Earth-Moon System
Matija Cuk et.al（2016）提出了一个新的模型，用于我们的天然卫星月球的诞生和潮汐演化，它是由高密度，高角动量地球赤道平面上的撞击产生的陆地碎片产生的。本文根据先进的运动学模型（AKM）对他们的研究结果进行了批判性的检验，该模型包括地球轨道度（α）、月球轨道面倾角（α）、月球轨道度（β）和月球轨道偏心率（e）。对于真实的地月系统，从45 R_{E}到60.33 R_{E}（R_{E}为地球半径），追踪了地月、α、β、e和（月长）/（日长）或LOM/LOD的演化历史。结果表明，AKM的有效应用范围为45 R_{E} ~ 60.33 R_{E}。α、β、e的演化与Matija Cuk et.al（2016）的模拟结果一致，但地球的结晶度演化在45 R_{E}处有一个转折点。根据AKM的说法，早于45 RE地球应该达到零度结晶度，以达到现代值23.44°结晶度。Cuk等人（2016）没有解释如何实现这一点。AKM是正确的，因为使用协议交换算法（在S6 SOM中描述），AKM成功地给出了过去1.2 Gy时间跨度的观测LOD曲线的精确理论形式，为地震和突然火山爆发的早期预警和预测方法开辟了道路（参见SOM的S7）。
2020-03-29 astro-ph.EP
Tidal Evolution of the Earth-Moon System with a High Initial Obliquity
月球的巨大撞击起源被普遍接受，但月球形成的许多方面仍然知之甚少和有争议。Escheruk等人（2016年）提出，一次撞击使地月系统具有高的倾斜度和角动量，可以解释月球的轨道倾角和同位素与地球的相似性。在这种情况下，拉普拉斯平面转变期间的不稳定性，当月球轨道从地球形状的引力影响转变为太阳的引力影响时，既会将系统的角动量降低到今天的值，又会产生月球的轨道倾角。最近，Tian和Wisdom（2020）发现了拉普拉斯平面转变的新动力学约束，并得出结论，地月系统不可能从具有高重复性的初始状态演化而来。在这里，我们证明了具有初始高重复性的地月系统可以演化到目前的状态，我们确定了一个自旋轨道长期共振作为一个关键的动力学机制，在拉普拉斯平面过渡的后期阶段。Tian和Wisdom（2020）的一些模拟没有遇到这种后期长期共振，因为他们的模型抑制了潮汐和由此产生的倾斜阻尼。我们的研究结果表明，一个巨大的影响，离开地球的高角动量和高的结晶度（$θ> 61^{\circ}$）是一个很有前途的方案来解释地球-月球系统的许多属性，包括它的角动量和结晶度，地球和月球的地球化学，以及月球倾角。
2021-07-07 astro-ph.EP
Moon-packing around an Earth-mass Planet
太阳系中的所有4颗巨行星都拥有多个卫星系统，而类地行星最多只能拥有2个卫星。地球可以捕获小行星作为临时卫星，这就引出了一个问题，即有多少卫星可以稳定地绕地球或地球质量的系外行星运行。我们进行了一系列的N体模拟的紧密间隔的等质量的卫星在嵌套的轨道上围绕地球质量的行星绕着太阳一样的恒星。最里面的卫星开始接近主行星的洛希半径，系统被包装，直到最外面的卫星开始接近单卫星的稳定极限。卫星的初始间距遵循一种迭代方案，该方案通常用于研究围绕单个恒星的紧凑行星系。对于三月系统，我们生成MEGNO图来计算周期性和混乱区域并识别不稳定的MMR。我们的计算表明，卫星的最大数量取决于卫星（谷神星，冥王星和月球质量）的假设质量，这些质量可以在紧密的环境中保持稳定的轨道。通过我们的N体模拟，我们发现稳定的配置多达7个$\pm$ 1谷神星质量，4个$\pm$ 1冥王星质量，3个$\pm$ 1月球质量的卫星。然而，向外的潮汐迁移可能会在类太阳恒星的10 Gyr恒星寿命内稳定轨道上的卫星数量中发挥重要作用。
2022-08-07 astro-ph.EP
N-Body Simulation of the Formation of the Earth-Moon System from a Single Giant Impact
巨型撞击假说是地月系统形成的主要理论。已经建立了模型，可以产生一个具有适当质量和成分的碎片盘来创造我们的月球。模型也被创造出来，从一个碎片盘开始，最终合并成一个月球。到目前为止，还没有一个模型可以在一次模拟中产生稳定的地月系统。在这里，我们结合了这一领域最近发表的两个想法，以及一个新的引力中心模型，并生成这样一个模拟。此外，我们展示了如何的方法可以产生一个异质的，缺铁的月球从两个碰撞机构的地幔材料制成，和由此产生的地球的赤道面是显着倾斜的黄道面。模拟的准确性增加了我们的月球是由两个天体的暴力结合而产生的理论的可信度。
2013-07-26 astro-ph.EP
Tidal evolution of the Moon from a high-obliquity, high-angular-momentum Earth
在月球起源的巨大撞击假说中，月球是从赤道环地圆盘吸积而来;然而，目前月球轨道倾角为5度，需要一个后续的动力学过程，这一过程仍有争议。此外，巨大撞击理论也受到月球与地球相似的同位素组成的挑战。在这里，我们表明，潮汐耗散由于月球的潮汐演化过程中的一个重要影响，过去的月球倾角必须是非常大的，无视理论解释。我们提出了一个新的潮汐演化模型，从月球在赤道轨道上围绕一个最初快速旋转，高密度的地球，这是一个可能的结果巨大的影响。利用数值模拟，我们表明，太阳对月球轨道的扰动自然会引起一个大的月球倾角，并从地月系统中删除角动量。我们的潮汐演化模型支持最近的高角动量巨型撞击情景，以解释月球的同位素组成，并提供了一条新的途径，以达到地球的气候有利的低盐度。
2018-02-09 astro-ph.EP
Determination of the Optimal Elliptical Trajectories Around the Earth and Moon
本文研究地月间穿梭机的周期轨道，通过考虑地球、月球和太阳引力影响，确定使推进需求及月球 $Δ\, v$ 需求最小化的轨道偏心率，显著降低燃料消耗。
2023-08-02 astro-ph.EP
Multiple Impact Origin for the Moon
月球起源于一次巨大撞击的假说可以解释地月系统的某些方面。然而，在不违反角动量约束的情况下，很难将巨大的撞击模型与地球和月球的成分相似性相协调。此外，成功的巨型撞击情景需要非常具体的条件，这样它们发生的概率就很低。在这里，我们提出的数值模拟表明，月球可能是一系列各种较小的碰撞的产物。在这种情况下，每一次碰撞都会在原地球周围形成一个碎片盘，然后这些碎片盘聚集形成一个小卫星。小卫星潮汐式地向外移动，并可能合并形成月球。我们发现，在月球下的小卫星是一个共同的结果，预计在早期的太阳系的原地球上的影响，并发现行星的旋转是有限的影响角动量流失。我们的结论是，假设有效合并的小卫星，一个多个影响的情况下，可以解释形成的地月系统与其目前的属性。
2019-03-06 astro-ph.EP
The Tethered Moon
我们地址的热历史后，月球形成的影响，考虑到潮汐加热和热覆盖的大气。大气层为地球冷却的速度设定了一个上限，约为100 W/m^2。液态岩浆海洋冷却超过2-10百万年，更长的时间对应于高角动量事件。潮汐加热主要集中在刚开始冻结的地幔物质中。大气对冷却的控制在粘度依赖的潮汐加热和岩浆海洋的温度依赖的粘度之间建立了负反馈。虽然反馈保持不变，但月球轨道的演变受到地球大气层适度辐射冷却率的限制。轨道演化比传统的常数Q模型慢几个数量级，这促进了共振捕获。当地球熔化时，早期会遇到离心共振。被逃逸共振捕获似乎是确定的，但不太可能产生很大的偏心率，因为它是在地球熔融的早期遇到的，并且Q_Earth >> Q_Moon。当月球位于~20 R_Earth和~40 R_Earth之间时，地球中的潮汐耗散变得更有效（Q_Earth << Q_Moon）。如果月球的偏心率变得很大，这就是它这样做的时候，也许为其他一些过程奠定了基础，在月球的倾角上留下了印记。
2015-08-06 astro-ph.EP
Accretion of Saturn's Inner Mid-sized Moons from a Massive Primordial Ice Ring
土星的环是岩石贫乏，包含90%-95%的冰质量。作为一个群体，土星的卫星内部，包括特提斯也约90%的冰。土卫三本身的岩石质量小于6%，而其外邻土卫四的岩石质量大于40%。在这里，我们模拟了一个巨大的原始冰丰富的环和卫星的生产环材料传播超过罗氏限制的演变。我们描述的Roche内环的解析模型，并使用N体代码来描述超过Roche极限的材料。我们跟踪的吸积和衍生卫星的相互作用，包括潮汐与行星的相互作用，假设潮汐耗散因子为土星的$Q~10^4$。我们发现，环扭矩和捕获的卫星相互共振产生一个系统的冰丰富的内卫星，向外延伸到大约特提斯的轨道在$10^9$年，即使相对缓慢的轨道膨胀，由于潮汐。由此产生的卫星质量和半长轴分布类似于土卫一、土卫二和土卫三。我们估计的质量岩石交付到卫星的外部彗星撞击在后期重轰炸。我们发现，内卫星接收的岩石质量与它们目前的岩石总含量相当，而土卫四和土卫五接收的岩石数量级低于它们目前的岩石含量。这表明外部污染可能是内卫星岩石的主要来源，土卫四和土卫五是由更多的岩石形成的。再现岩石在当前内卫星中的分布是具有挑战性的，并且似乎需要大的撞击物随机性和/或在初始环中存在一些岩石。
2017-02-14 astro-ph.EP
Tidal evolution of packed moon systems around an Earth-mass planet
East Texas A&M University（东德克萨斯农工大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
研究地球质量行星周围紧密堆积卫星系统的潮汐演化，用REBOUND N体积分器及相关模块，在多种潮汐耗散参数下评估稳定性，发现地球质量行星可稳定容纳不同质量卫星数，其多卫星系统的存在依赖潮汐耗散，十亿年尺度下潮汐要更弱。
2026-07-17 astro-ph.EP
The thermal-orbital evolution of the Earth-Moon system with a subsurface magma ocean and fossil figure
人们提出了各种理论来解释月球目前的倾斜轨道。我们通过重建月球的热轨道历史来测试这些理论的可行性。我们建立在过去的热轨道模型，并纳入了月球的数字，包括化石图组件的演变。月球岩浆海洋中的倾斜潮汐加热会产生快速的倾斜阻尼，使早期的倾斜难以存活到今天。只有当早期月球的固体比现在的耗散小的时候，早期的倾角才能保持。如果拉普拉斯平面转变的不稳定性是倾斜的来源，那么月球必须缓慢地后退，这与先前发现的早期地球弱耗散一致。如果在月球形成后的1亿4000万年内与微行星的无碰撞激发了倾斜，那么月球必须迅速迁移，以通过33个地球半径的卡西尼状态转换，并达到有限的倾斜阻尼期。这个化石可能是在16个地球半径之前建立的，以匹配今天的2度重力场观测。
2022-09-02 astro-ph.EP
On the Spin-axis Dynamics of a Moonless Earth
一颗行星质量的变化受高质量比卫星存在的影响。例如，地球的稳定性是由月球，并会经历混乱的变化，在月球的缺席。反过来，这种变化可能导致大气环流的大规模变化，使自旋轴动力学成为理解气候的核心问题。动力强迫气候变化的相关量是混沌扩散率。因此，在这里，我们重新审视的自旋轴演化的无月地球的背景下，一个简化的微扰框架。我们提出的特征李雅普诺夫系数以及混沌扩散率的分析估计，并表明，即使在没有月球，在地球上的随机变化是足够慢，不排除长期的可居住性。我们的计算结果与已发表的数值实验结果一致，并以简单直观的方式说明了假定系统的基本动力学结构。
2014-04-29 astro-ph.EP
A New Disintegrative Capture Theory for the Origin of the Moon
导致月球形成的物体开始时与地球绕太阳的轨道相同，但在地球的L4。这颗原月球（PM）的质量比通常的巨型撞击（GI）物体“忒伊亚”小4倍，并被捕获到地球轨道。它有一个32%的铁-镍-硫核心支撑着一个发电机，这解释了磁化的月球岩石。在被捕获后，它被潮汐力撕裂，它的铁核和它的一些岩石地幔以一个非常平坦的角度贴在地球表面（产生了“晚期单板”）。潮汐剥离后，剩余的PM岩石被驱离地球约3.8倍的地球半径，形成了现在的月球。GI理论有几个问题：与地质学证据相反，猛烈的碰撞融化了整个地球。月球本身也必须从碰撞产生的蒸汽云中凝结出来，但有证据表明月球不是从蒸汽中凝结出来的。在新的理论中，我们所知道的月球可能只有38 - 39亿岁，而不是通常假设的4.56亿岁。这就是PM的时代。月球上的矿物可能和地球一样古老，但在捕获和暂时解体的过程中会重新排列。如果月球真的像所推测的那样年轻，它的起源将与地球上生命的开始相吻合，这在GI理论中是无法解释的。手稿问道：“月球是从里到外翻转的吗？”答案是：“基本上是的。"
2012-04-11 astro-ph.EP
Formation of embryos of the Earth and the Moon from the common rarefied condensation and their subsequent growth
月球和地球的胚胎可能是由于共同的母体稀薄凝聚体收缩而形成的。这种凝聚所需的角动量，在很大程度上可以在两个产生母体凝聚的稀薄凝聚的碰撞中获得。考虑到月球和地球的胚胎随后的生长，达到地月系统当前角动量所需的形成胚胎的总质量可能低于地球质量的0.01。由于月球和地球的铁元素本来就很贫乏，而月球的铁元素丰度很低，因此，月球胚胎的质量最多应该增加1.3倍。由于星子在无气体介质中的积累，地球胚胎的质量最大增加了三倍，目前地球上的铁丰度还没有达到。如果假设胚胎仅仅是通过积累固体星子（没有从胚胎中喷出物质）而生长的，那么很难在胚胎中以任何初始丰度再现当前月球和陆地的铁丰度。为了重现当前的月球铁丰度，从地球胚胎喷射并落入月球胚胎的物质数量应该比直接落入月球胚胎的星子的总质量和月球胚胎的初始质量之和大一个数量级，如果原始胚胎具有与星子相同的铁丰度，那么月球胚胎是由母体凝聚形成的。合并到月球胚胎中的大部分物质可能会在与星子（和较小的天体）的多次碰撞中从地球中喷出。
2020-03-22 astro-ph.EP
Earthshine as an Illumination Source at the Moon
在月球夜晚，地球光照是月球表面自然照明的主要来源，并且在永久阴影区域内的位置永远不会接受阳光直射。因此，地照可能使探索月球上隐藏在太阳照射之外的区域成为可能。来自地照的热通量也可能影响最冷地区挥发物的运输和冷捕集。在这项研究中，地球的光谱辐射在月球上使用一套地球光谱模型使用虚拟行星实验室（VPL）的三维建模能力。在月球上，来自地球的宽带半球形辐照度接近0相位，约为每平方米0.15瓦，太阳反射和热发射的贡献相当。在模拟的时间范围内，跨越两个月球，地球的热辐照变化小于几毫瓦每平方米的云的变化和从南到北的运动的子观测位置的结果。在太阳波段，地球在相位角为0.7微米的日平均光变曲线，靠近众所周知的植被“红边”，地球反射的太阳辐射显示出明显的日调制，这是由于投影陆地的纵向不对称性以及云的分布。< 60 degrees is well fit using a Henyey Greenstein integral phase function. At wavelengths >本文提出了一种简单的可调系数公式，用于估算地球在月球上的半球辐照度随波长、相位角和子观测者坐标的变化。它表明，地照是足够明亮，作为一个自然的照明源，从月球表面的光学测量。
2019-03-30 astro-ph.EP
Creating an Isotopically Similar Earth-Moon System with Correct Angular Momentum from a Giant Impact
大撞击假说是解释月球形成的主要理论。然而，它无法产生一个具有正确角动量的同位素相似的地月系统，这给它的有效性蒙上了阴影。计算机产生的影响已经成功地产生了具有我们观察到的许多物理特性的虚拟系统。然而，解决地球和月球之间的同位素相似性以及正确的角动量已被证明是具有挑战性的。平衡和离心共振已被提出作为协调模型的手段。然而，这两项研究都在伦敦皇家学会的一次会议上被拒绝。主要的关切是，模型是多阶段的，过于复杂。在这里，我们提出了初始的影响条件，产生一个地球-月球系统的角动量和同位素属性是正确的。模型简单明了，结果是影响的自然结果。
2016-11-08 astro-ph.EP
Optimal transfers from Moon to $L_2$ halo orbit of the Earth-Moon system
本文在地月圆型限制性三体问题框架下，利用 $L_2$ halo 轨道稳定流形与单次机动，通过 NLP 优化停泊轨道和转移轨道参数，为 Cubesat 获得低 $ΔV$、飞行时间合适的月球至 halo 轨道转移方案。
2023-07-23 astro-ph.EP
Primordial Earth mantle heterogeneity caused by the Moon-forming giant impact
月球形成的巨大撞击假说成功地解释了地月系统的动力学性质，但仍然受到地球和月球地幔同位素指纹相似性的挑战。此外，最近的地球化学证据表明，地球的地幔保留了古老的（或“原始”）不均匀性，早于月球形成的巨大影响。使用一种新的流体动力学方法，我们在这里表明，月球形成的巨大的影响导致一个分层的开始条件的地幔演化。地球的上层在成分上类似于月球演化出来的圆盘，而下层则保留了原地球的特征。只要这种预测的成分分层可以在随后数十亿年的地球地幔对流中至少部分地保留下来，月球和可接近的地球地幔之间的成分相似性是现实和高概率的月球形成撞击情景的自然结果。在现代地球中原始异质性的保存不仅调和了地球化学的限制，但也符合最近的地球物理观测。此外，为了有效保存原地球储层，地月系统的整体组成可能会系统地向南极值转移。
2019-04-04 astro-ph.EP physics.geo-ph
Habitability of Earth-type Planets and Moons in the Kepler-16 System
我们证明，可居住的地球质量的行星和卫星可以存在于开普勒-16系统，已知主机周围的恒星双星土星质量的行星，通过调查他们的轨道稳定性在标准和扩展的宜居带（HZ）。我们发现，类卫星（S型）轨道的地球质量的行星是可能的标准HZ直接附近的开普勒-16 b，从而构成可居住的系外卫星。然而，地球质量的行星不可能存在于标准HZ内围绕两个恒星组成部分的行星状（P型）轨道中。然而，P型地球质量的行星可以存在优于土星行星在扩展HZ有关相当增强回暖的行星大气，如果促进。我们简要地讨论了潜在的可探测性，这种可居住的地球质量的卫星和行星定位在卫星和行星轨道，分别。下P型轨道和上P型轨道的范围分别在0.657 ~ 0.71 AU和0.95 ~ 1.02 AU之间。
2012-02-22 astro-ph.EP
The Earth-Moon system as a typical binary in the Solar System
地球和月球的固体胚胎，以及海王星外的双星，可能是由于稀薄凝聚体的收缩而形成的，这是双星的母体。形成卫星系统所需的凝聚角动量主要是在两个稀薄凝聚碰撞时获得的。地月系统的母凝聚质量最小值约为地球质量的0.02。除了主碰撞之后形成了地球和月球胚胎的母凝聚体之外，母凝聚体与另一个凝聚体之间可能还有另一次主碰撞。第二次主要碰撞（或一系列类似的碰撞）可能会改变地球的倾斜。根据与胚胎碰撞的微行星的偏心率，月球在固体积累阶段可以获得其质量的0.04-0.3倍，而成长中的地球的质量增加了10倍。
2016-07-24 astro-ph.EP
The iodine-plutonium-xenon age of the Moon-Earth system revisited
从碘-钚-氙同位素系统学，我们重新评估的地球-大气系统的早期演化的时间限制，并推断，对月球形成的事件。两种绝灭的放射性核素（129 I，T1/2 = 15.6Ma和244 Pu，T1/2 = 80 Ma）在地球内部分别产生了放射成因的129 I和裂变成因的131- 136 I，它们在地幔和大气中的成分中都有相关的同位素指纹。最近对太古代岩石的研究表明，氙原子已经从地球大气中消失，并在很长的地质时期内发生同位素分馏，至少直到太古宙结束。在这里，我们建立了一个模型，考虑到这些结果。修正后的地球大气层的闭合年龄与计算的地幔年龄一致。地球-大气层的最小碰撞形成间隔为太阳系形成后40（-10+20）Ma，这也可以确定月球形成的时间。
2015-11-03 astro-ph.EP
Growth of the Moon due to bodies ejected from the Earth
本文研究了从地球抛射天体的轨道演化，发现这些天体落入月球的概率较低，不足以使月球胚胎在当前轨道上生长至现有质量，支持月球在地球附近形成并生长的观点。
2024-05-30 astro-ph.EP
On the Origin of Earth's Moon
大撞击是目前公认的地球月球形成的主要理论。成功的月球起源假设应该能够解释月球的化学成分（挥发性成分和稳定同位素比），月球的初始热状态，以及系统的整体物理和动力学特性。水文程序对月球形成的模拟一直能够与整体性质相匹配，但最近，对原月盘演化的更详细的工作已经对月球化学的起源及其早期热历史产生了深刻的见解。在这里，我表明，社区已经构建了一个端到端的月球起源理论的元素，符合绝大多数的观测约束。尽管近年来取得了很大进展，但新的月球样本、对撞击产生的圆盘过程的澄清以及对碰撞参量空间的更广泛探索，可能会使人们对这一基本的、具有独特挑战性的地球物理问题有更多的了解。
2017-11-12 astro-ph.EP
Celestial Mechanics and Polarization Optics of the Kordylewski Dust Cloud in the Earth-Moon Lagrange Point L5 Part II. Imaging Polarimetric Observation: New Evidence for the Existence of Kordylewski Dust Cloud
装有偏振镜的望远镜可以研究地球大气层的中性点、日冕、太阳系的行星/卫星表面、遥远的恒星、星系和星云。这些例子很好地证明了偏振测量是一种从空间扩展现象中收集天文信息的有用技术。有两个神秘的天体，也可以有效地研究与成像偏振，即Kordylewski尘埃云（KDC）位于L4和L5三角拉格朗日天平动点的地月系统。虽然在1961年波兰天文学家Kazimierz Kordylewski通过摄影观察到L5点附近有两个明亮的斑块，但许多天文学家认为这些尘埃云并不存在，因为太阳、太阳风和其他行星的引力扰动可能会破坏地球和月球的L4和L5拉格朗日点的稳定作用。利用地面成像偏振测量技术，我们提出了地月系统L5点附近存在KDC的新的观测证据。除了望远镜、卷云或飞机的凝结尾引起的伪影外，唯一的解释仍然是太阳光对L5点周围收集的粒子的偏振散射。通过我们对KDC的偏振检测，我们认为重新考虑Kordylewski开创性的光度观测是合适的。本文第一部分给出的地月系统L5点尘埃云形成的模拟结果支持了我们的偏振证据。
2019-10-16 astro-ph.EP
Scaling in global tidal dissipation of the Earth-Moon system
月球以$v=3.8$ cm/年$^{-1}$的速度，通过与地球海洋的潮汐相互作用，在一个特征时间$r/v=10^{10}$ Gyr内迁移到$r_{\leftmoon}\simeq3.8\times10^{10}$ cm。我们得出的全球耗散，涵盖了整个历史，在过去的4.52 Gyr的缩放。过去在相对较短的潮汐周期的非共振潮汐相互作用揭示了需要缩放{振幅}。本文用阻尼$ε= h F/(2Q_0)$模拟宽谱海浪中复杂的时空动力学和耗散的全局特性，其中$h$是潮波振幅，$F$是潮频率，$Q_0$是当前时刻的$Q$因子。它满足$Q_0\simeq 14$的迁移时间和月球年龄的一致性与观测的近共振状态今天。它显示了月球从接近罗氏极限的不稳定近同步轨道（可能位于原月盘中）的惊人快速驱逐。地球从最初的$\sim30\%$分裂的月球快速旋转下来，有利于早期形成全球气候。我们的理论表明，卫星可能对潜在的宜居系外行星同样有利。
2016-09-20 astro-ph.EP
Formation of the Earth and Moon: Influence of Small Bodies
本文讨论了地球和月球形成时小天体撞击地球和月球的模型。结果表明，从巨行星和外部小行星带的供给区向地球输送的冰的总质量可能与地球海洋的总质量相当。最初穿越木星轨道的物体可能主要在最初的100万年内成为地球穿越者。最初位于距离太阳4到5天文单位（天文单位）的天体与地球的大多数碰撞发生在最初的一千万年。天王星和海王星带的一些天体可能在2000多万年后坠落到地球上。从它们与太阳的初始距离约为3到3.5 AU，对于只考虑行星引力影响的模型来说，一些天体可能会在几十亿年内落在地球和月球上。与地球相撞的天体数量与月球相撞的天体数量之比，对于来自类地行星补给区的星子来说，主要在20到40之间变化。对于最初位于距离太阳超过3天文单位的天体，这个比率主要在16.4和17.4之间。来自类地行星与月球的补给区的星子碰撞的特征速度在8到16公里/秒之间变化，取决于星子轨道的半长轴和偏心率的初始值。来自木星和土星供给区的天体与月球的碰撞速度主要在20 ~ 23 km/s之间。
2021-12-11 astro-ph.EP
The energy budget and figure of Earth during recovery from the Moon-forming giant impact
在形成月球的巨大撞击之后的最初几百万年内量化地球的能量预算对于理解地球的初始热状态和月球潮汐演化的动力学至关重要。撞击后，该天体基本上被蒸发并迅速旋转，与我们今天所知的行星非常不同。随后地球的能量收支的演变，因为身体冷却和角动量在月球潮汐衰退期间转移，尚未准确计算所有相关的能量成分。在这里，我们使用巨型撞击模拟和行星结构模型来计算地球演化阶段的能量预算。我们表明，地球的形状和内部结构发生了很大的变化，在其后的影响演变和动能，潜力，和内能的变化都是显着的。这些变化对潮汐衰退的动力学和早期地球的热结构具有重要意义。
2019-10-01 astro-ph.EP
How common are Earth-Moon planetary systems?
地球上相对巨大的月球是通过对原地球的巨大撞击而形成的，它在我们星球上生命的发展中发挥了重要作用，无论是在海洋潮汐的历史和强度方面，还是在稳定我们星球的混乱旋转方面。在这里，我们表明，围绕类地行星运行的大质量卫星并不罕见。Morishima等人进行了大量模拟，2010年，类地行星在宜居带的形成，为我们的研究提供了原始的模拟数据。我们使用的碰撞参数的限制，可以保证形成一个环行星盘后，原行星碰撞，可以形成一个卫星和研究的碰撞历史和长期演变的卫星定性。此外，我们估计和量化的不确定性，在我们的研究的每一步。我们发现，具有产生双行星系所需能量和轨道参数的巨大撞击确实发生在超过12个类地行星中的1个拥有大质量卫星，低端估计为45分之1，高端估计为4分之1。
2011-05-23 astro-ph.EP
Space-based weather observatory at Earth-Moon Lagrange point L1 to monitor earth's magnetotail effects on the Moon
月球赤铁矿是由月球表面的铁被地球高层大气中的氧气氧化而形成的。月球表面不断受到来自太阳的太阳粒子的影响。然而，地球的磁尾阻挡了99%的太阳风，并提供了机会窗口，当月球处于满月阶段时，通过磁尾将氧气从地球的高层大气输送到月球。在这里，我们建议在地月L1拉格朗日点放置一个空间天气观测站，携带一个关键的有效载荷，以研究地球的磁尾如何导致月球表面生锈。空间天气观测站利用拉格朗日站的先进光谱传感器监测地球磁场对月球的影响。地月L1拉格朗日点是空间天气观测的关键位置，因为靠近该点的航天器几乎可以无障碍地看到月球。高阶解析近似所需的数值方法已经实现了更准确的预测。
2021-08-10 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.space-ph
Investigation of optimal transfers to retrograde co-orbital orbits in the Earth-Moon system
本研究基于地月系统逆行共轨平均运动共振的最新发现，分析该共振并优化双脉冲轨道转移技术，得出低成本转移可行的结果，可为未来任务提供支持并提升任务效率。
2025-04-15 astro-ph.EP
A Magnetized, Moon-Forming Giant Impact
月球被认为是在行星质量体与原地球之间的巨大撞击之后形成的。在一个典型的巨大撞击场景中，一个由蒸汽、液体和固体碎片组成的圆盘在原地球周围形成，并在可能的几十年演变之后凝结形成月球。利用最先进的数值模拟，我们研究了磁场对月球形成的巨大撞击的动力学效应。我们表明，湍流产生的碰撞本身，剪切的边界层之间的碰撞后的碎片领域和原地球，和湍流的蒸汽组成部分的磁盘放大的领域动态显着的强度。磁驱动的湍流促进了原月盘中的角动量输运。碎片物质被吸积到原地球上，使月球形成的效率降低，而磁盘被迫扩展到更大的半径，在其外缘冷却。磁场加速了原月盘蒸汽成分的演化，加速了月球的形成。
2020-10-09 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
Chromium isotopic homogeneity between the Moon, the Earth, and enstatite chondrites
在陨石中表现出非质量依赖性同位素变化的元素中，铬（Cr）一直是争论地球和月球之间同位素同质性的核心。然而，月球的54 Cr同位素组成仅依赖于两个样本，其定义的平均值与地球标准略有不同。在这里，通过确定17个月球，9个陆地和5个顽火辉石球粒陨石样品的铬同位素组成，我们重新评估这些不同的行星体之间的同位素相似性，并提供了第一个可靠的估计月球。平均而言，陆地和顽火辉石样品显示相似的eps_54Cr。另一方面，月球样品显示与地球和顽火辉石样品相比，53 Cr和54 Cr的变量过量，具有相关的eps_53 Cr和eps_54 Cr（53 Cr/52 Cr和54 Cr/52 Cr比值标准化为Cr标准的50 Cr/52 Cr比值的每10，000偏差）。与以前的建议不同，我们首次表明，宇宙辐照可以显着影响月球物质的铬同位素组成。此外，我们还建议，而不是溅射反应，中子俘获效应是控制月球火成岩的铬同位素组成的主导过程。eps_53Cr和eps_54Cr以及150 Sm/152 Sm比值之间的相关性支持了这一点。经过这些影响的校正，平均eps_54Cr的月球是无法区分的陆地和顽火辉石球粒陨石材料，加强了地球-月球-顽火辉石球粒陨石系统的均匀性的想法。这与月球形成的最新设想相一致，表明在对快速旋转的地球进行高能撞击后，月球形成了有效的物理均质化，并且/或者与撞击物起源于与地球和顽火辉石相同的原行星盘内的同…
2017-12-07 astro-ph.EP
Dynamical Evolution of the Earth-Moon Progenitors - Whence Theia?
我们提出了一个模型太阳系与五个类地行星（开始~30-50万年后形成的原始太阳系机构）的整合，以确定参数空间的首选区域，导致巨大的影响，导致月球的形成。我们的研究结果表明，选择半长轴和偏心忒伊亚（原月球）在这个时代可以产生一个后期的巨大的影响，假设水星，金星和火星是在目前的轨道附近。我们发现，在我们的模拟开始的那个时代，忒伊亚可能的半长轴取决于假设的地月祖先的质量比（8/1，4/1或1/1）。类地行星的低离心率通常是在我们的整合开始的时代，当祖先有相似的半长轴时产生的。此外，我们表明，平均运动之间的共振类地行星和巨行星的扰动可以影响系统的动力学演化，导致后期的巨撞击。
2014-10-27 astro-ph.EP
Impact of a moon on the evolution of a planet's obliquity: a non-resonant case
我们调查如何变化的的一个假设的外地球的倾斜度（轴向倾斜）是由一个卫星的存在下，一个外月球的影响。也就是说，我们分析和数值研究如何的范围内的太阳系外，地球和系外行星的变化，如果一个系外月球被添加到一个系统，包括太阳，系外地球。我们说，如果外月球的影响是稳定的，那么在加入外月球后，撞击的范围会减小，而如果随着外月球加入系统，范围会增加，那么我们称之为不稳定的影响。这个问题被认为是在一个一般的设置。假设外地球是刚性的，轴对称的，几乎是球形的，最大和最小的主惯性矩之间的差异是一个小参数的问题。假设天体的轨道是准周期的，我们应用时间平均来研究与各自周期相比较大的地球外自转。假设非共振频率。我们确定了一类系统，我们证明了分析的影响外月球是稳定的，一类是不稳定的。我们还研究了如何在一个特定的系统，包括一个恒星和两个行星的影响数值上改变的几何形状的外月球和第二颗行星的轨道和初始的轨道。
2021-01-09 astro-ph.EP
Radiation Environment In Earth-Moon Space: Results From RADOM Experiment Onboard Chandrayaan-1
辐射监测器（RADOM）有效载荷是Chandrayaan-1飞行任务上的一个微型剂量计-光谱仪，用于监测近地空间和月球空间的局部辐射环境。RADOM测量了近地空间、途中和月球轨道高能粒子的总吸收剂量和沉积能量谱。RADOM是在Chandrayaan-1发射后不久启动的第一个实验，并一直运行到任务结束。本文总结了RADOM在月球1号任务的整个生命周期中进行的观测和一些显着的结果。
2010-12-09 astro-ph.EP
Hydrodynamical simulations of proto-Moon degassing
本研究利用二维含时 FARGOCA 流体动力学模拟，证明潮汐辅助逃逸可使月球岩浆洋在约1800–2000 K下去挥发分，并解释 Na、K 亏损及月面重新吸积的前后侧二分性。
2024-12-02 astro-ph.EP
A Motivating Exploration on Lunar Craters and Low-Energy Dynamics in the Earth -- Moon System
众所周知，月球表面的大多数陨石坑是由太阳系的小天体碰撞造成的。主带小行星，由于不同类型的共振，可以接近类地行星，实际上是造成这种现象的主要原因。我们的目标是调查的影响分布在月球表面的低能量动力学可以提供。作为一级近似，我们在圆形限制性三体问题的框架内，利用了与地月系统平衡点L_2周围的中心不变流形相联系的双曲不变流形。以几个能级的过境轨道，我们寻找与月球表面相交的轨道，我们试图定义经度和纬度的到达和月球陨石坑密度之间的关系。然后，考虑双圆限制性四体问题，加入太阳的引力作用.作为进一步的探索，我们假设月球表面的撞击密度是均匀的，寻找这些碰撞轨迹必须来自的地月邻近区域。事实证明，来自高能撞击的低能喷射物也是我们正在考虑的现象的原因。
2010-04-09 astro-ph.EP
Asymmetric impacts of near-Earth asteroids on the Moon
最近对月球陨石坑的研究揭示了月球表面放射状陨石坑的不对称分布。这种不对称性与月球的同步旋转有关：与后半球相比，前半球上的射线陨石坑密度更高。放射状陨石坑通常代表最年轻的撞击。本文的目的是检验以下假设：（一）近地小行星群是造成射线状陨石坑的撞击物的来源，以及（二）这一抛射体群的撞击定量地解释了观测到的不对称性。我们对代表近地小行星的大量试验粒子的轨道演变进行了数值模拟，以便直接确定它们对月球的撞击通量。模拟分两个阶段进行。在第一阶段中，我们获得了近地小行星在地球活动范围内的遭遇统计数据。在第二阶段，我们计算了月球表面相遇粒子的直接撞击通量;后一阶段的计算被限制在地球活动范围内。根据已知近地小行星的去偏轨道分布产生了稳态合成近地小行星群。我们发现，近地小行星确实有一个不对称的影响流量在月球上：顶点到antapex比为1.32 +/- 0.01。然而，观察到的射线坑分布的不对称性明显更明显：顶点与前顶点的比率为1.65 +/- 0.16。我们的研究结果表明，存在一个未被发现的人口较慢（低冲击速度）的弹丸，如人口的对象几乎与地球共轨;年轻的月球陨石坑需要更多的观测研究，以确保这一结论。
2010-05-27 astro-ph.EP
Immediate origin of the Moon as a post-impact satellite
传统上认为，月球是由早期地球上的巨大撞击所喷射出的碎片合并而成的。然而，这样的模型很难解释地球和月球岩石的相似同位素组成，同时也解释了系统的角动量，潜在撞击场景的细节也引发了激烈的争论。在模拟的高分辨率阈值之上，我们发现巨大的撞击可以立即将一颗质量和铁含量与月球相似的卫星置于远离地球洛希极限的轨道上。即使是最初通过罗氏极限的卫星也可以可靠地和可预测地生存下来，通过部分剥离然后扭转到更宽，更稳定的轨道上。此外，这些直接形成的卫星的外层是在较冷的内部熔化的，由大约60%的原地球材料组成。这可以缓解月球类似地球的同位素组成与撞击物预期的不同特征之间的紧张关系。立即形成为月球的早期轨道和演化开辟了新的选择，包括一个高度倾斜的轨道来解释月球倾斜的可能性，并为月球的起源提供了一个更简单的单阶段场景。
2022-10-04 astro-ph.EP
Celestial Mechanics and Polarization Optics of the Kordylewski Dust Cloud in the Earth-Moon Lagrange Point L5 Part I. 3D Celestial Mechanical Modelling of Dust Cloud Formation
自1772年发现两个在相互引力作用下运动的天体的引力场中的三角形拉格朗日点L4和L5以来，天文学家在太阳-木星、太阳-地球、太阳-火星和太阳-海王星系统的这些点周围发现了大量的小天体。地球和月球的L4和L5点可能由于太阳的引力摄动而空无一物。然而，在1961年，Kordylewski在L5点附近发现了两个明亮的斑块，这可能意味着行星际粒子的积累。从那时起，这种形成被称为Kordylewski尘云（KDC）。到目前为止，只有很少的计算机模拟研究了KDC的形成和特性。为了填补这一空白，我们研究了一个由太阳、地球、月球和一个测试粒子组成的三维四体问题，分别进行了186万次的研究。我们映射的颗粒聚集的大小和形状没有逃脱系统早于3650天左右的L5的积分时间。本文的第二部分给出了L5附近可能存在的KDC的偏振观测结果。
2019-10-16 astro-ph.EP
The Moon-forming Impact as a Constraint for the Inner Solar System's Formation
本文利用月球形成对卵石吸积模型施加约束，指出其概率极低且无法解释地月成分差异，从而支持内太阳系类地行星由混沌碰撞增长形成。
2024-11-22 astro-ph.EP
Vapor drainage in the protolunar disk as the cause for the depletion in volatile elements of the Moon
相对于地球而言，月球岩石中的Rb、K和Zn等中等挥发性元素严重缺乏。确定这种消耗的原因对于理解在月球形成的巨大撞击之后地月系统如何演变非常重要。我们测量了月球和陆地岩石的Rb同位素组成，以了解为什么中度挥发性元素在月球上耗尽。结合我们的新测量和以前的数据，我们发现月球的87 Rb/85 Rb比地球高出+0.16 permil。这种同位素组成与Rb蒸发到~ 99%饱和的蒸汽介质中是一致的。在这种饱和度下的蒸发也可以解释以前记录的月球岩石相对于地球的K，Ga，Cu和Zn同位素分馏。我们表明，一个可能的设置，实现相同的饱和度后，蒸发的元素与这种不同的挥发性是通过粘性排水部分蒸发到地球上的原月盘。在α盘模型的框架中，解释此处计算的~99%饱和度所需的α粘度为0.001至0.01，这与粘度由磁旋转不稳定性控制的蒸汽盘一致。
2019-10-18 astro-ph.EP
Gallium isotopic evidence for extensive volatile loss from the Moon during its formation
行星物质中挥发性元素的分布和同位素组成是描述早期太阳系和月球形成的关键。月球和地球在化学和同位素方面非常相似。然而，月球上的挥发性元素高度枯竭，这种枯竭的起源仍然存在争议。我们提出了镓同位素和元素测量在一个大的月球样本，以限制这种挥发性耗尽的起源。我们发现，虽然Ga具有不同于锌的地球化学行为，但与硅酸盐地球相比，这两种元素在月海玄武岩和镁套岩中的较重同位素中表现出系统的富集，这表明全球范围的耗尽事件。另一方面，铁斜长岩的同位素不均匀，表明Ga在月球表面通过挥发和冷凝进行二次分布。地球和月球Ga同位素的差异和地壳铁斜长岩同位素的不均一性表明，挥发性亏损发生在巨大的冲击和月球岩浆的海洋阶段。这些结果表明，月球在整个蒸发事件中失去了挥发性元素，现在与地球相比相对干燥。
2017-08-10 astro-ph.EP
Migration of bodies ejected from the Earth and the Moon
Vernadsky Institute of Geochemistry and Analytical Chemistry of RAS（俄罗斯科学院维尔纳茨基地球化学与分析化学研究所）
研究了从地球和月球抛出的天体迁移，分析了不同速度下与地球、月球及其它行星碰撞的概率。
2024-11-08 astro-ph.EP
Melting and Mixing States of the Earth's Mantle after the Moon-Forming Impact
地球的月球被认为是在大约45亿年前由地球和撞击物之间的撞击形成的。这次撞击可能是如此的猛烈，以至于它可能混合和均匀化了地球的地幔。然而，这一观点似乎与地球化学研究不一致，这些研究表明地球的地幔没有被撞击混合。另一个可能的结果是，这一高能撞击熔化了整个地幔，但地幔熔化的程度还没有得到很好的理解，尽管它肯定对地球内部和大气的后续演化产生了重大影响。为了了解地球地幔的初始状态，我们使用平滑粒子流体动力学（SPH）对三种不同的模型进行了巨大的撞击模拟：（a）标准：一个火星大小的撞击物撞击原地球，（b）快速旋转的地球：一个小撞击物撞击快速旋转的原地球，（c）亚地球：两个半地球大小的行星碰撞。我们使用两种类型的状态方程（MgSiO 3液体和镁橄榄石）来描述地球的地幔。我们发现，地幔在（a）中仍然是未混合的，但在（b）和（c）中可能是混合的。混合的程度在（c）中是最广泛的。因此，（a）与地幔不均匀性的保存最一致，（c）可能最不一致，而（b）可能介于两者之间。我们确定，地球的地幔成为大部分熔融的影响，在所有的模型。状态方程的选择并不影响这些结果。此外，我们的研究结果表明，地幔物质的熵增益的巨大影响不能很好地预测的Rankine-Hugoniot方程。此外，我们表明，地幔可以保持不混合的月球形成的时间尺度上，如果它不成为混合的影响。
2015-06-16 astro-ph.EP
Origin of the lunar inclination from tidal interaction of multiple-moon system
School of Physics, Henan Normal University（河南师范大学物理学院）
本文探讨了多月系统中地球与月球之间的潮汐作用如何导致月球轨道倾角增大，解释了月球形成初期较大的倾角成因。
2026-03-31 astro-ph.EP astro-ph.HE
Formation of the Moon: a new mechanism
了解月球的形成机制不仅对研究月球本身，而且对研究太阳系和太阳系外行星系中其他行星和卫星的演化、形成、可居住性和结构都是必要的。在本文中，我提出了一个月球形成的机制。我认为月球是从地球起源的同一个气体云中形成的。认为卫星只能在行星形成的同时形成，并且是平行的、同时的过程，而新月不可能在成熟的太阳系中形成。地月系统在自然界中并不是一个特殊的例外;相反，它遵循着其他行星或卫星进化而来的相同规律。这一观点成功地阐明了盘形成和月球从盘中聚集之间发生了什么。
2014-02-01 astro-ph.EP
Near/Far Side Asymmetry in the Tidally Heated Moon
利用粘弹性质量弹簧模型模拟跟踪潮汐扰动体内部的热分布，我们测量了在地球偏心轨道上的自旋同步月球地壳加热的不对称性。由于地球潮汐场的八极阶矩，在月球与地球的几个地球半径范围内，我们发现在月球壳层中单位面积的潮汐加热是不对称的，并且在其近侧比远侧高10 ~ 20%。潮汐加热降低了地壳基底热通量和岩浆海洋结晶速率。假设局部地壳生长速率取决于局部基底热通量和潮汐加热在纬度和经度上的分布，热传导模型表明，适度不对称和生长的月球地壳可以保持其不对称性。近/远侧不对称的潮汐加热可能是月球地壳不均匀生长的触发因素。
2019-04-10 astro-ph.EP
A constraint on the density of Jupiter's moon Thebe from primordial dynamics
本研究通过模拟艾奥迁移对阿马尔塞和忒拜的共振牧羊效应，推导出忒拜密度下限，为木星内卫星演化模型提供可检验的约束。
2025-08-13 astro-ph.EP
Ancient eclipses and long-term drifts in the Earth - Moon system
我们利用古代日食观测资料研究地月系统的异常现象.我们确定了公元400年至1800年在印度部分地区记录的9组异常日食，根据NASA的模拟，这些日食应该完全错过了次大陆（Espenak和Meeus，2011）。我们表明，调和异常日食所需的月球位置的典型校正相对较小，并且与最近一段时间观察到的日长波动一致。然后，我们调查地球的转动惯量的变化，由于不同的加速度的土地和水，可以解释这种差异。我们发现，80%的差异发生在月球的赤纬大于10度，接近其主要静止点28度时，而它在这一地区花费了46%的时间。我们用有限元方法模拟月球重力与陆地和水的微分相互作用，考虑陆地和水团。我们表明，日食误差的结果是一致的估计一个小的差分加速度时，月球是在高纬度地区的土地。然而，我们遇到一些例子，从模拟研究的结果不能解释的现象。因此，我们建议，dT校正必须与其他一些机制相结合，可能是一个小的垂直振荡，在月球的旋转平面与几百年的顺序，以实现所需的调整，在日食地图。
2013-07-31 astro-ph.EP
Complex crater formation by oblique impacts on the Earth and Moon
几乎所有的陨石撞击都发生在斜入射角，但撞击角对陨石坑大小的影响还没有很好的了解，特别是对于大陨石坑。为了提高斜撞击坑的缩放，我们提出了一套模拟复杂的陨石坑形成在地球和月球上的冲击角度，速度和冲击器的大小范围。我们发现，陨石坑直径大于预测的现有的比例关系的倾斜的影响和影响陡于45 $^{\circ}$显示小的依赖性。弹坑的深度、体积和直径以不同的方式取决于撞击角度，因此，相对较浅的弹坑是由更倾斜的撞击形成的。我们的模拟结果有影响的陨石坑人口是如何确定的撞击人口，反之亦然。我们的研究结果表明，现有的方法来解释撞击的可能性可能会低估的陨石坑的数量大于一个给定的大小高达40%。
2022-09-08 astro-ph.EP
Investigation of the Initial State of the Moon-Forming Disk: Bridging SPH Simulations and Hydrostatic Models
根据标准的巨型撞击假说，月球是由原始地球和火星大小的撞击物碰撞产生的部分蒸发的圆盘形成的。盘的初始结构显着影响月球的形成过程，包括月球的质量，它的吸积时间尺度，以及它与地球的同位素相似性。撞击事件的动力学决定了一个接近流体静力的月球形成盘的初始结构。然而，流体静力学和流体动力学模型已经分别研究，它们之间的联系以前没有得到很好的量化。在这里，我们展示了在何种程度上可以推断出平滑粒子流体动力学（SPH）模拟的磁盘的属性。利用SPH输出的熵、角动量和质量分布作为近似守恒量，计算了二维盘结构。我们调查了四种不同的模型：（a）标准的，规范的巨型撞击模型，（b）快速旋转的地球，一个快速旋转的地球和一个小的撞击物之间的碰撞，（c）子地球，两个物体之间的碰撞与地球质量的一半，和（d）中间，两个机构的碰撞，其质量比为7：3。我们的SPH计算表明，初始盘具有近似均匀的熵。快速旋转的地球和次地球的情况下，磁盘更热，更多的蒸发（80-90%的蒸汽）比标准的情况下（20%）。中间情况介于这些值之间。在高度蒸发的情况下，我们的程序未能建立一个独特的表面密度分布的磁盘，因为磁盘是不稳定的，根据瑞利准则。在这些情况下，我们估计非唯一的磁盘模型保存全球数量。我们还开发了一个半解析模型的磁盘的热结构，它只需要两个输入：平均熵和磁盘的表面密度。
2014-01-14 astro-ph.EP
Tidal pull of the Earth strips the proto-Moon of its volatiles
关于月球的形成，流行的模型认为是行星胚胎与原地球\citep{Canup_2004, Cuk_Stewart_2012}之间的巨大撞击。尽管与地球地幔相比，月球上的难熔元素的同位素和化学丰度相似，但挥发性物质\citep{Wolf_Anders_1980}却很贫乏。目前的模型倾向于通过地月碎片盘\citep{Charnoz_Michaut_2015,Canup_2015,Lock_2018}中的原月球的不完全凝聚进行脱挥发分。然而，对这一原月盘的物理学知之甚少，地球强大的引力场\citep{Nakajima_Stevenson_2014}抑制了气体的热逃逸。在这里，我们调查了一个简单的过程，其中地球的潮汐拉力促进了强烈的流体动力学逃逸的液体表面的熔融原月球组装在3-6地球半径。这种潮汐驱动的大气逃逸在$\sim 1600-1700$ K温度下持续不到1 Kyr，再现了测得的月球K和Na的消耗。
2021-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
