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
Volatile loss following cooling and accretion of the Moon revealed by chromium isotopes
地球和月球岩石在耐火元素方面具有化学和同位素相似性，这表明它们有共同的前身。相比之下，与地球地幔相比，月球岩石中挥发性元素的显着耗尽以及重同位素的富集表明月球经历了挥发性物质的蒸发损失。然而，在蒸发过程中是否平衡，如果是这样，在什么条件下（温度，压力和氧逸度）仍然不受约束。铬可能揭示了这个问题，因为它有几个化学稳定的氧化气体物种，可以区分动力学和平衡状态。在这里，我们提出了在陆地和月球岩石中的高精度铬同位素测量，揭示了在月球中的铬的较轻的同位素富集相比，地球地幔由100 +/- 40 ppm每原子质量单位。这一观察结果与铬分区成富氧气相与原月球平衡，从而稳定的氧化铬物种是同位素重的氧化铬相比，在月球熔体。1600至1800 K的温度和氧逸度附近的法雅岩磁铁矿石英缓冲区需要解释地球地幔和月球之间的元素和同位素的差异铬。这些温度远低于巨大撞击后的模拟温度，这意味着挥发性损失并不是在撞击的同时发生的，而是在月球冷却和吸积之后发生的。
2018-12-24 astro-ph.EP
On the origin and composition of Theia: Constraints from new models of the Giant Impact
知道忒伊亚的同位素组成，这颗原行星在形成月球的巨大撞击中与地球相撞，可以提供关于类地行星形成后期太阳系内部均匀化状态的有趣见解。我们使用已知的同位素和模拟的地球和月球的块状硅酸盐地幔的化学成分，并将它们与不同的巨型撞击模型相结合，计算在每个模型中的O，Si，Ti，Cr，Zr和W的忒伊亚同位素组成的可能范围。我们将这些范围与碳质陨石、火星和其他太阳系物质的同位素组成进行了比较。在没有撞击后同位素重新平衡的情况下，最近提出的巨型撞击的高角动量模型（“撞击-裂变”，Cuk和Stewart，2012年;“合并”，Canup，2012年）允许-以狭窄的边缘-类似于CI-陨石和火星的忒伊亚。“肇事逃逸”模型（Jumfer等人，2012年）允许忒伊亚类似于顽火辉石和其他类似地球的物质。如果地球和月球从原地球和忒伊亚的体地幔中继承了不同的地幔FeO含量，那么高角动量模型不能解释观测到的差异。然而，无论是撞击逃逸模型还是经典的或“规范的”巨撞击模型，都自然地将这种差异解释为两个具有不同FeO的地幔的简单混合物的结果。因此，调和地球和月球的同位素相似性和FeO不同性的最简单方法是拥有类似地球的同位素组成和更高（~20%）的地幔FeO含量的忒伊亚。
2014-10-15 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
Origin of the Moon's Earth-like isotopic composition from giant impact on a differential rotating proto-Earth
本文提出差异旋转原地球模型，说明小于火星大小天体的大撞击可形成主要由原地球物质构成且角动量符合约束的环地碎片盘，从而解释月球与地球同位素组成的相似性。
2025-05-14 astro-ph.EP astro-ph.HE
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
Chemical Fractionation in the Silicate Vapor Atmosphere of the Earth
尽管月球起源问题的重要性，月球的化学成分并不确切。然而，近年来，月球样品的同位素组成已被确定为高精度，并发现与地球地幔无法区分，尽管在太阳系广泛的同位素异质性。在巨型撞击假说的背景下，如果原月球盘和撞击后的地球经历湍流混合成为一个单一的均匀的水库，而系统是广泛熔化和部分蒸发，这种同位素均匀性的水平可以演变。在不存在液-气分离的情况下，这样的模型导致月球继承了陆地岩浆海洋的化学成分。因此，湍流混合模型提出了硅酸盐地球和月球之间化学差异的问题。在这里，我们将探讨与月球成分相关的一种环境中液体-蒸汽分离的后果：大撞击后地球的硅酸盐蒸汽大气。我们使用模型大气来量化降雨通过富集蒸气中的高层大气而产生化学差异的程度，并表明合理的参数可以产生硅酸盐月球相对于地球的FeO/MgO比的假设增强地幔。此外，我们表明，液-气分离也产生可测量的质量依赖的同位素偏移之间的硅酸盐地球和月球和精确的硅同位素测量可以用来限制在月球历史的最早时期的化学分馏的程度。这种方法有可能解决关于月球化学成分的长期问题。
2010-12-24 astro-ph.EP
The origin of the Moon within a terrestrial synestia
巨大撞击假说仍然是月球起源的主要理论。然而，目前的模型很难解释月球的成分和同位素与地球的相似性。在这里，我们提出了一个新的月球起源模型。高能、高角动量的巨型撞击可以产生一个超过共转极限（CoRoL）的撞击后结构，该极限定义了共转物体可能的最热状态和角动量。在一个典型的超CoRoL天体中，传统的地幔、大气和盘的定义都不合适，该天体形成了一种新型的行星结构，称为合星。使用冷却synestia结合动力学，热力学和地球化学计算的模拟，我们表明，卫星形成从synestia可以产生我们的月球的主要特征。我们发现，冷却驱动混合的结构，和冷凝产生的卫星轨道内的synestia，由数十条散装硅酸盐地球（BSE）蒸汽包围。小卫星和成长中的卫星被蒸汽加热，直到第一个主要元素（Si）开始蒸发并缓冲温度。小卫星在硅酸盐蒸发的温度和结构的压力下与BSE蒸汽平衡，建立了月球同位素组成和中等挥发性元素的模式。最终，冷却的合星体在月球轨道内消退，结束了月球吸积的主要阶段。我们的模型改变了月球起源的范式，从指定一个特定的影响方案，以实现月球形成synestia。在类地行星形成的末期，产生潜在的月球形成合星的巨大撞击是很常见的。
2018-02-28 astro-ph.EP
Methodologies for 176Lu-176Hf Analysis of Zircon Grains from the Moon and Beyond
研究提出测量地外锆石Hf同位素的两阶段洗脱方法，结合ID-TIMS U-Pb定年和中子俘获效应修正，应用于阿波罗月球锆石，模型年龄与文献一致，为月球岩浆洋结晶年代学提供新工具。
2023-11-18 astro-ph.EP
Forming the Moon from terrestrial silicate-rich material
最近对月球岩石同位素组成的高精度测量表明，大块硅酸盐地球和月球显示出出乎意料的高度相似性。这与广泛接受的月球形成巨型撞击模型的经典动力学模拟的主要结果之一不一致，即月球的大部分质量来自撞击物，而不是地球。在不改变巨型撞击模型的主要前提的情况下，解决这种差异需要在撞击后对地球和撞击物材料的广泛元素（包括O，Si，K，Ti，Nd和W）进行全面的同位素均匀化。即使这个过程可以解释O同位素的相似性，它也不太可能适用于更重的难熔元素。鉴于这些地球化学数据，围绕着巨大撞击模型的不确定性越来越大，应该探索月球形成的替代假设。在本文中，我们重新审视了月球直接由地球地幔物质形成的假设。我们表明，这种情况下的动态需要大量的能量，几乎是瞬间产生的额外的能量。这种额外能量的唯一已知来源是核裂变。我们表明，这是可行的，形成月球通过地球的核爆炸引发的地球核幔边界（CMB）的硅酸盐物质喷射，造成冲击波传播通过地球。对这种情况的流体动力学模拟表明，爆炸产生的等离子体迅速膨胀，产生冲击波，破坏并驱逐上覆的地幔和地壳物质。
2013-01-11 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 primordial origin for the composition similarity between the Earth and the Moon
地月系统的大部分性质都可以用行星胚胎与生长中的地球在吸积过程后期的碰撞来解释。模拟显示，最终聚集形成月球的大部分物质来自撞击物。然而，对地球和月球同位素组成的分析表明它们非常相似。相比之下，其他太阳系天体的组成与地球和月球有很大不同。这对大撞击假设提出了一个重大挑战，因为形成月球的撞击物被认为在成分上也与原始地球不同。在这里，我们在一系列行星吸积的模拟中跟踪生长行星的进食区，以测量形成月球的撞击物的成分。我们发现，在同一模拟中形成的不同行星具有不同的成分，但巨型撞击物的成分在系统上与它们撞击的行星更相似。很大一部分行星撞击物对具有几乎相同的组成。因此，地球和月球在成分上的相似性可能是一次晚期巨大撞击的自然结果。
2015-02-25 astro-ph.EP
"Isocrater" impacts: Conditions and mantle dynamical responses for different impactor types
不同类型和大小的撞击物在一定条件下可以在行星上产生相同直径的最终陨石坑。我们从比例定律中推导出这种“等速率撞击”的条件，以及描述不同撞击物如何影响目标行星内部的关系;这些关系对于太小而无法影响地幔的撞击也是有效的。分析表明，在一个给定的等径线撞击，小行星撞击产生的异常在较小的空间范围内比彗星或类似的撞击内部。内部的差异可能有助于根据地球物理观测来确定形成特定陨石坑的抛射体的特征，并可能提供一种可能性，以帮助限制古代撞击物人口的人口统计。对水星、金星、月球和火星形成盆地的一系列数值模型说明了不同类型的撞击物对不同行星的动力学影响。它表明，大规模撞击的特征可能会在火星、月球和水星上保留到现在，那里的对流不那么强烈，大部分异常与不断增长的盖子合并。另一方面，它们的特征在金星上早就被破坏了，金星上强烈的对流和反复出现的岩石圈不稳定性消除了更大的相干异常。
2018-02-23 astro-ph.EP
Moonfalls: Collisions between the Earth and its past moons
在类地行星形成的最后阶段，行星主要通过与大型行星胚胎的巨大撞击而成长。地球的月球被认为是通过其中一次撞击形成的。然而，由于原地球经历了许多次巨大的撞击，几颗卫星自然会通过一系列的多次（包括较小规模的）撞击形成。每一次撞击都可能形成一个亚月球质量的小卫星，它与原地球的引力相互作用，也可能与以前形成的小卫星相互作用。这种相互作用导致小卫星与小卫星合并、小卫星抛射或小卫星落入地球。后一种可能性，导致低速小卫星-地球碰撞是第一次探讨这里。我们利用SPH模拟，并考虑一系列的小卫星质量，碰撞的影响角度和初始的原地球自转速率。我们发现，放牧/潮汐碰撞是最频繁的，并产生可比分数的吸积材料和碎片。后者通常聚集在较小的小卫星中，这些小卫星可能会在以后与其他小卫星相互作用。其他碰撞几何体更为罕见。正面碰撞不会产生太多碎片，实际上是完美的合并。中等撞击角度导致碎片质量分数在2-25%的范围内，其中大部分材料未结合。逆行碰撞产生的碎片多于逆行碰撞，后者的比例取决于原地球的初始自转速率。月球的坠落可以轻微地改变原地球的自转速率。堆积的月落物质是高度局部化的，可能解释了陆地岩石中高度亲铁元素的同位素不均匀性，并可能形成原始的超大陆地形特征。我们的结果可以用于简单的标度律，并适用于n体的地球和月球的形成研究。
2018-04-30 astro-ph.EP
Impact Dynamics of Moons Within a Planetary Potential
目前的月球起源假设表明，地球的月球可能是由两个（或更多）较小的小卫星合并而成的。多卫星的动力学研究发现，这些卫星系统是不稳定的，导致小卫星碰撞或失去一个或多个小卫星。我们进行光滑粒子流体动力学（SPH）的影响模拟的两个轨道内的行星引力势的小卫星，并发现，经典的结果，两个机构在自由空间中的影响被改变的侵蚀质量损失是更显着的减少距离的行星。根据吸积的条件，每个小卫星都可能有不同的同位素特征，因此，我们评估了合并过程中的初始混合，以估计未来对表面变化的测量是否可以区分月球起源的情况（单个与多个小卫星）。我们发现，在吸积制度，表面混合是有效的，但在打了就跑制度，只有少量的材料之间的机构转移的大小相当的影响机构。然而，预计会发生一系列打了就跑的撞击，这将加强表面混合。总的来说，我们的研究结果表明，大规模的异质性只能从合并的巨大不同的组件质量。由相当大小的成分合并而成的卫星表面几乎没有物质不均匀性，这种撞击是首选的，因为相对较大的撞击物产生更多的熔体，延长了月球岩浆的海洋阶段。
2019-04-04 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
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
Evidence for transient atmospheres during eruptive outgassing on the Moon
月球巨大撞击形成后的事件被认为导致了挥发性耗尽和同时发生的中等挥发性元素（MVE）同位素的质量分馏。围绕这一事件的详细过程和条件仍然模糊不清，没有统一的一个单一的模型，所有挥发性元素和化合物。利用现有的数据，包括新的Zn同位素数据的8个月球样品，我们证明，MVE在月球上的同位素分馏是最好的表示非理想瑞利蒸馏，接近分馏因子α使用蒸发同位素的减少质量。通过这些计算，当月球MVE同位素数据归一化为普通或顽火辉石（ΔMoon-OC，EC）而不是块状硅酸盐地球（BSE）组成时，可以获得最佳拟合数据。这一分析进一步表明，根据月球岩石的硫同位素组成，月球形成的母体不可能将硫分配到其核心。ΔMoon-OC、EC和模拟的非理想瑞利分馏之间的最佳拟合由对应于90 +/-4%饱和指数的斜率定义。相比之下，较老的高地套件的饱和度指数为75 +/-2%，表明在月海玄武岩喷发期间气相压力较高。这提供了第一个切实的证据，表明月球在至少38亿至30亿年前的月海玄武岩喷发事件中被稀薄的大气层所掩盖，并意味着MVE同位素分馏主要发生在月球吸积之后。
2020-10-15 astro-ph.EP
A systematic survey of Moon-forming giant impacts: Non-rotating bodies
本文系统模拟非旋转天体的成月巨大撞击，给出形成足够质量原月盘所需的最小初始角动量，并指出高撞击体—目标质量比的低速撞击更符合地月同位素约束。
2023-07-12 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
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
On the probability of the collision of a Mars-sized planet with the Earth to form the Moon
月球的形成问题至今还没有得到令人满意的解释。虽然这是一个普遍接受的假设，即地球上最后一次巨大的撞击发生在类地行星形成后的大约5000万到1亿年之间，形成了我们的天然卫星，但仍然有许多悬而未决的问题，例如这两个天体的同位素组成是相同的。在我们的研究中，我们将不处理这些化学成分的问题，而是进行纯粹的动力学研究，以找出火星大小的天体在类地行星形成后不久与地球相撞的概率。为此，我们假设在金星和地球之间，分别是地球和火星，与其他类地行星同时形成。我们已经对这样一个有4颗内行星的行星系进行了大规模的n体整合（我们排除了水星，但假设前面提到的另一个天体），时间长达数千万年。我们的研究结果导致的碰撞速度的统计估计，以及碰撞角度，然后将作为进一步调查的基础上，详细的SPH计算。我们发现一个最有可能的起源地球撞击在半长轴约。1.16古猿阿
2015-06-30 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
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
Sulfur in the Moon and Mercury
本文综述月球与水星上硫的丰度、分布及控制过程，整合55年月岩样品与MESSENGER观测，并展望BepiColombo的研究价值。
2024-10-24 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
Origin of the Moon and Lunar Water
本文考察了包括多撞击模型在内的三种月球形成理论，指出不同模型对月球水数量、分布及同位素组成结论不同，并发现月球极区存在约1公里厚的永久冻土层。
2023-10-25 astro-ph.EP physics.ao-ph
Tidal Evolution of the Evection Resonance/Quasi-Resonance and the Angular Momentum of the Earth-Moon System
高角动量撞击形成月球可能解释了地月同位素的相似性，但是，撞击后的角动量需要在月球形成后减少2倍或更多到目前的值（1 L_EM）。当月球近地点进动周期等于一年时，捕获到逃逸共振中，可以消除多余的角动量。然而，适当的角动量去除似乎敏感的潮汐模型和选定的潮汐参数。在这项工作中，我们使用一个恒定的时间延迟潮汐模型来探索月球的轨道演变通过evection。我们发现，退出正式evection发生早，随后，月球进入准共振制度，evection仍然规定月球偏心率，即使共振角不再振动。虽然不是共振，但在准共振期间，角动量不断地从地月系统中移除，并转移到地球的日心轨道。最终的角动量，由准共振逃逸的时间决定，是月球和地球潮汐强度比和地球潮汐耗散绝对速率的函数。我们考虑了一个物理驱动的地球潮汐耗散的地幔冷却从熔融到部分熔融状态的模型。我们发现，随着地幔的固化，地球耗散的增加使月球脱离了准共振状态。对于包含>2 L_EM的撞击后系统，准共振逃逸后的最终角动量值仍然显著高于当前的地月值。
2020-08-07 astro-ph.EP physics.space-ph
Late accretion to the Moon recorded in zircon (U-Th)/He thermochronometry
我们对月球撞击-熔融角砾岩14311进行了锆石（U-Th）/He（ZHe）分析，目的是利用锆石在长时间间隔内积累的辐射损伤来检测低温或短暂的撞击事件，这些事件以前无法使用传统的同位素测年技术。我们的ZHe数据记录了一个连贯的年龄与有效铀浓度（eU）的趋势，其特征是来自低（<75 ppm）eU锆石颗粒的年龄>3500 Ma，高eU（>100 ppm）谷物的110 Ma日期。这些日期群体之间的进展是明显的中间（75-100 ppm）eU颗粒。热历史建模限制了在撞击期间和之后的允许温度和冷却速率。建模表明，数据是最简单的解释，在ca的影响事件。3950年，马。110 Ma，并将加热事件的允许温度限制在3950-110 Ma之间。在月球表面的太阳循环热效应的建模排除了这一解释的ca。110马哲枣。我们提出了一个样品历史的特点是锆石复位在ca。3950 Ma的瞬时撞击事件，随后在约3950 Ma的撞击过程中加热。110 Ma，将样品喷射到其收集点附近。我们的数据表明，锆石有可能保留4 He在巨大的时间尺度（>3950百万年），从而提供了一个有价值的新的热时计探测月球样品的影响历史，火星或小行星陨石。
2017-11-07 astro-ph.EP
Analytical Model for the Tidal Evolution of the Evection Resonance and the Timing of Resonance Escape
与地球的高角动量巨型撞击可以产生一个硅酸盐同位素组成与地球地幔几乎相同的月球，这与地球和月球岩石的观测结果一致。然而，这样的事件需要随后的角动量去除，以与当前的地月系统保持一致。早期的月球可能已经被捕获进入了轨道共振，发生在月球近地点岁差周期等于一年的时候。有人提出，在一次高角动量的巨行星撞击后，地球-月球对中多余的角动量被移走，并转移到地球绕太阳的轨道上。然而，先前的N体积分表明，这一结果取决于潮汐模型和选定的潮汐参数。在这里，我们研究月球的遭遇用互补的分析描述和Mignard潮汐模型的逃逸。当月球与近地点的月球经度共振时，如果潮汐演化充分激发了天平动振幅，就会发生脱离共振的现象。由形式矢量产生的角动量损耗取决于共振维持的时间。我们估计，共振逃逸发生的早期，导致只有一个小的减少（~几个到10%）在地月系统的角动量。正如先前所建议的那样，由于高角动量撞击而形成的月球将需要其他角动量去除机制，而不是标准的逃逸天平动。
2020-05-01 astro-ph.EP physics.space-ph
Evolution of the protolunar disk: dynamics, cooling timescale and implantation of volatiles onto the Earth
据认为，月球是从最后一次巨大撞击地球后聚集的原月盘中吸积而来的。由于其高温，原月盘可以作为一个热化学反应器，在将材料纳入月球之前对其进行处理。突出的问题，如脱挥发分和istotopic进化与磁盘的演变，但其寿命，动力学和热力学是未知的。在这里，我们数值探讨长期粘性演化的原月盘使用一维模型，不同的阶段（蒸汽和冷凝）垂直分层。粘性加热，辐射冷却，相变和引力不稳定性的帐户，而月球的吸积是不考虑的时刻。气、液、固相的粘性决定了盘的演化。我们发现：（1）蒸汽在大约10年内凝结成液体;（2）盘的大部分质量向内流动，形成1到1.7地球半径之间的热而致密的液体盘，在这个区域，液体是引力稳定的，可以积聚;（3）盘最终在1000到100，000年内凝固。粘性加热永远不会被辐射冷却所平衡。如果汽相是异常粘稠的，例如由于磁旋转不稳定性，大多数磁盘挥发性成分被输送到地球，留下一个富含耐火元素的磁盘。这为形成挥发物耗尽的月球开辟了一条道路，并表明失踪的月球挥发物今天被埋在地球中。盘冷却的时间尺度可能足够长，以允许行星盘同位素平衡。然而，由于其多相结构的复杂性，盘物理仍然存在很大的不确定性。
2015-07-22 astro-ph.EP
Oxygen isotope fractionation in the Martian atmosphere induced by CO$_2$ photolysis and O$_3$ formation
Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（地球生命研究所，东京科学大学）；Department of Earth and Space Sciences, University of Washington（华盛顿大学地球与空间科学系）；Department of Geophysics, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科地球物理学科）；Department of Complexity Science and Engineering, Graduate School of Frontier Sciences, The University of Tokyo（东京大学前沿科学研究生院复杂科学与工程系）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家科学研究委员会）；Research Center for Advanced Science and Technology, The University of Tokyo（东京大学先进科学技术研究中心）；Department of Earth and Planetary Sciences, School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学大学理学院地球行星科学系）；Faculty of Environment and Information Studies, Keio University（庆应义塾大学环境信息学部）
研究火星大气中氧同位素分馏，通过开发含CO₂光解和O₃形成相关氧同位素分馏的一维光化学模型，发现化学分馏过程使逃逸物种重氧同位素贫化，增强氧向太空逃逸相关分馏，MMX任务或可探测。
2026-07-14 astro-ph.EP
Solar System formation
在这篇综述中，我们对太阳系早期历史的认识发生了三次重大变化。1)早期分化：一些最近的结果支持的想法，原行星的形成和分化发生部分同时比CAI的形成。首先，一些铁陨石，eucrites和angrites比球粒甚至比CAI更古老的发现。其次，铁陨石可能是早期分裂的星子的碎片，从类地行星地区散布到主带。最后，陨石球粒含有星子物质的碎片。2)地球和月球：平衡机制解释了地球和月球相同的氧同位素组成。此外，它已经表明，地球和月球的地幔有相同的182 ^W异常，与以前所认为的相反。因此，形成月球的撞击应该发生在182 Hf放射性消失之后，大约在太阳系形成后6000万年。这一新的数据与新的N体数值模拟的最后阶段的类地行星形成，其中巨大的影响发生在大约1亿年。3)巨行星和尼斯模型：如果行星处于共振状态，相互靠近，那么原行星盘中的巨行星的迁移可以被阻止。在"尼斯模型“中，太阳系的4颗外行星在气盘消散后处于紧凑的构型。几亿年后，一个全球性的不稳定性驱使行星在它们现在的轨道上运行，产生了晚期重轰炸。在这个框架中，我们的太阳系的许多特征都可以得到解释。
2009-03-17 astro-ph.EP
Heterogeneous accretion of Earth inferred from Mo-Ru isotope systematics
陨石和块状硅酸盐地球（BSE）的Mo和Ru同位素组成为地球建筑材料的来源提供了重要线索。先前的研究认为，非碳质（NC）和碳质（CC）陨石群共同定义了钼-钌的“宇宙”相关性，而BSE图对这种相关性的延伸。这些观测结果被认为是地球最后10-15%的吸积物质来自于一个均匀的内部盘储层，其同位素组成类似顽火辉石。在这里，使用新的钼和钌同位素数据以前未经调查的陨石群，我们表明，钼-钌相关性只存在于NC陨石，和BSE和CC陨石脱落这种钼-钌相关性。这些观测表明，地球吸积的最后阶段是异质的，由NC和CC材料的混合物组成。钼钌同位素系统是最好的占无论是NC遗产的后期单板结合CC遗产的月球形成的巨大的冲击，或由混合NC-CC组合物的两个组件。CC机构参与地球的后期增生组合与核幔分化的化学模型是一致的，它主张增加更多的氧化和挥发性丰富的物质对地球的形成结束。因此，这项研究解决了均匀吸积模型的基础上先前的解释陨石的钼，钌系统和地球的非均质吸积的化学证据之间的不一致。
2020-01-15 astro-ph.EP
Composition, Structure and Origin of the Moon
Institute of Geochemistry and Petrology, ETH Zürich（地球化学与岩石学研究所，苏黎世联邦理工学院）；Department of Earth and Environmental Sciences, University of Rochester（地球与环境科学系，罗切斯特大学）；Institute of Geophysics, ETH Zürich（地球物理学研究所，苏黎世联邦理工学院）
本文通过地球物理和地球化学数据，探讨月球的组成、结构和起源，发现月球核心可能形成于特定条件，且月球与地球地幔可能由同源物质构成。
2024-08-29 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
Tides on Lava Worlds: Application to Close-in Exoplanets and the Early Earth-Moon System
本研究提出适配岩浆洋相变的潮汐响应解析模型，应用于早期地月系统与近距离系外行星，修正了月球退行预测，揭示熔岩表面对行星自旋轨道演化及表面温度的关键影响。
2024-12-10 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Hydrodynamic escape from the proto-lunar disk and the origin of the Earth-Moon volatile dichotomy
SETI Institute（SETI研究所）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）；University of Arizona（亚利桑那大学）；ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院）
研究揭示月球前盘挥发性物质通过水动力流出被移除，解释了地球与月球挥发性元素丰度差异的成因。
2026-09-30 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Evidence of a hydrated mineral enriched in water and ammonium molecules in the Chang'e-5 lunar sample
本研究在嫦娥五号月壤中发现含水约41 wt%的铵镁水合矿物 (NH4)MgCl3·6H2O，排除了地球污染和火箭尾气来源，揭示了月球复杂脱气历史及其资源潜力。
2024-06-28 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.geo-ph
Terrestrial Planet Formation from Two Source Reservoirs
本文通过上千次动力学模拟提出类地行星形成的双储库模型，解释内行星轨道质量、地球化学组成及地火同位素差异，并推断忒伊亚与原地球具有相似吸积历史。
2025-07-20 astro-ph.EP
Enhanced mixing in giant impact simulations with a new Lagrangian method
巨型撞击（GI）在行星形成的后期阶段很常见。光滑粒子流体动力学（SPH）方法被广泛用于模拟这种剧烈碰撞的结果，一个突出的例子是月球的形成。然而，在计算天体物理学的各个领域的十年的数值研究表明，SPH的标准制定遭受几个缺点，如人工表面张力和它的倾向，迅速阻尼湍流运动的尺度远远大于物理耗散尺度，都导致混合的抑制。为了量化这些限制是多么严重的建模时，我们进行了模拟与相同的初始条件进行了比较与标准SPH以及与新的拉格朗日无网格有限质量（MFM）方法在GIZMO代码。我们确认缺乏的冲击器和目标之间的混合时，SPH是采用，而MFM是能够驱动有力的亚音速湍流，并导致显着的两个机构之间的混合。具有人工传导性的现代SPH变体，不同的水力配方或降低的人工粘度，不会显著改善混合。在这两种方法中，角动量同样守恒，但MFM不会受到人为粘性引起的虚假运输的影响，从而导致原月球盘的角动量略高。此外，SPH初始条件在核幔边界处表现出非物理的密度不连续性，这在MFM中很容易消除。
2018-11-23 astro-ph.EP
Creation and Evolution of Impact-generated Reduced Atmospheres of Early Earth
地球上生命的起源似乎需要一个高度还原的早期大气，富含CH 4，H2和NH3，但地质证据表明，地球的地幔一直相对氧化，其排放物主要是CO2 H2O和N2。这个矛盾可以通过利用“后期饰面”中固有的还原能力来解决，即，地球在月球形成撞击后所积累的物质。同位素证据表明，晚期的单板由极度干燥、高度还原的太阳系内部物质组成，这表明地球的海洋在晚期单板出现时已经存在。晚期单板的铁和地球水之间反应的主要初级产物是H2。海洋蒸发的影响会产生高压和长时间的冷却，有利于CH 4和NH3。影响太小，蒸发海洋的CH 4和NH3的产量要低得多，除非（i）催化剂可以加速它们的形成，或者（ii）从预先存在的地壳或地幔物质中提取额外的还原力。短暂的H2-CH 4大气以光化学的方式演化，以太阳辐射和氢逃逸所确定的速率生成含氮碳氢化合物，其时间尺度可达数千万年，累积有机产量可达半公里。大约有一个氢的海洋逃逸。甲烷消失后的大气通常富含H2和CO，最终氧化为CO2的速率受到水光解和氢逃逸的限制。
2020-02-25 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
Did Earth eat its leftovers? Impact ejecta as a component of the late veneer
地幔中存在高度亲铁元素表明，地球质量的一小部分是在最后一次巨大撞击后的“晚期吸积”阶段产生的。“关于晚期增生物质的性质和晚期增生天体的大小，目前正在进行辩论。地球在同位素上看起来与顽火辉石、顽火辉石和无球粒陨石最为相似。有人认为，晚期的吸积作用一定是由起源于内部盘的类顽火辉石体所主导，而不是普通的或碳质的顽火辉石。在这里，我们研究的起源'剩余'星子存在于内盘吸积模拟的后期阶段。动力激发的行星形成产生了具有相似起源的行星和胚胎，这表明形成月球的撞击物可能具有与原始地球非常相似的稳定同位素组成。通常，一些与类地行星起源相似的小行星大小的天体在主要生长阶段结束时留下。化学性质最相似的微行星通常是数百万年前原行星的碎片。如果这些类似的起源天体后来被行星吸积，它们将代表与地球成分自然匹配的后期吸积质量。在巨大撞击阶段存在的小行星大小的天体可能具有大的核心质量分数，其核心起源与原始地球相似。这些机构是一个重要的潜在来源，高度亲铁元素。残留的星子的核心分数的范围复杂的简单推断的质量和起源晚吸积的基础上，在地幔中的高度亲铁元素。
2022-04-08 astro-ph.EP
Evidence for multiple magma ocean outgassing and atmospheric loss episodes from mantle noble gases
与巨大撞击相关的能量足够大，足以在地球吸积过程中产生全球岩浆海洋。然而，地球化学证据需要一个陆地岩浆海洋是稀缺的。在这里，我们提出的证据，至少有两个独立的岩浆海洋出气事件在地球上的基础上的比例原始3 He到22 Ne在现今地幔。我们证明，亏损地幔3 He/22 Ne比至少为10，而一个更原始的地幔水库有一个3 He/22 Ne比为2.3至3。地幔库的3 He/22 Ne比高于地球挥发物的可能来源，包括太阳星云的1.5比。因此，一个行星过程必须提高地幔的3 He/22 Ne比率。结果表明，长期的板块构造活动并不能使地幔3 He/22 Ne比值升高，甚至有可能降低，而重力吸积的星云大气向原地球岩浆海的内吸解释了原始地幔库中3 He/22 Ne和20 Ne/22 Ne比值的变化。增加地幔3 He/22 Ne比的值为10的耗尽地幔需要至少两个情节的大气吹离和岩浆海洋释气与巨大的影响，在随后的陆地吸积。在一个由地幔柱采样的原始储层中保存了低的3 He/22 Ne比值，这表明后来的巨大撞击，包括形成月球的巨大撞击，并没有产生一个完整的地幔岩浆海洋。与巨大撞击相关的大气损失事件提供了对地球亚南极C/H、N/H和Cl/F元素比的解释，同时保留了南极同位素比。如果是这样的话，在最后一次大撞击之前，有相当大比例的陆地水和潜在的其他主要挥发物被吸积，否则分馏的元素比率将被后期的单板所覆盖。
2014-03-04 astro-ph.EP
Sulfuric acid as a cryofluid and oxygen isotope reservoir of planetesimals
本文提出太阳系分子云中富集 $^{17,18}$O 的 SO 和 SO$_2$ 经原行星盘和微行星阶段演化为硫酸，解释了 Acfer 094 陨石中后成合晶 24% 的氧同位素富集，揭示硫酸作为微行星低温流体和氧同位素储库的关键作用。
2022-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Terrestrial atmospheric ion implantation occurred in the nearside lunar regolith during the history of Earth's dynamo
本研究通过三维磁流体力学数值模拟，结合现代与太古代地球大气条件，发现月球仅在地球磁尾内时会有效接收地球大气离子，且月壤非太阳贡献源于地球发电机长期作用，为地球古大气研究提供新线索。
2024-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
