Runaway climate cooling of ocean planets in the habitable zone: a consequence of seafloor weathering enhanced by melting of high-pressure ice
在宜居带中被厚厚的海洋覆盖的类地行星（被称为海洋行星）在大多数情况下被推断为具有极热的气候。这是因为海底的${\rm H_2O}$高压（HP）冰阻止了化学风化，从而阻止了大气CO $_2$的去除。然而，以前的研究忽略了高压冰的融化和来自大洋地壳的热通量的水平变化。在这里，我们研究是否高的热通量附近的洋中脊融化的高压冰，从而消除大气${\rm CO_2}$。我们开发了一个地球大小的海洋行星与板块构造不同的海洋质量，其中包括高压冰融化，海底风化和碳酸盐-硅酸盐地球化学碳循环的影响的综合气候模型。我们发现洋中脊附近的热通量高到足以融化冰，使海底风化。与以前的理论预测相反，我们表明，具有巨大海洋的类地行星的气候陷入极冷的（或雪球状态）与CO $_2$ -贫大气。这种极端寒冷的气候主要是因为高压冰融化将海底温度固定在融化温度，从而保持高风化通量，而不管地面温度如何。我们估计，海洋行星的海洋质量是地球海洋质量的几十倍，不再保持温和的气候。这些结果表明，即使在太阳系以外的宜居带中也存在气候极冷的类地行星，因为行星形成理论预测的富含水的行星频率很高。
2019-07-12 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
Unified simulations of planetary formation and atmospheric evolution II: Rapid disk clearing by photoevaporation yields low-mass super-Earth atmospheres
超级地球拥有低质量的H $_2$ /He大气（通常小于10%质量）。然而，超级地球大气层的起源尚未确定。我们研究了在超级地球及其大气形成过程中，光蒸发快速清除盘的作用。我们进行统一的模拟超级地球的形成和大气演变的不断发展的磁盘，考虑光蒸发风和磁驱动的磁盘风。对于行星核的生长模式，我们考虑了两种情况下，行星胚胎生长的卵石吸积和没有。我们的主要发现总结如下。(i)大气吸积的时间跨度缩短了快速磁盘耗散由于光蒸发，这阻止了超级地球的核心吸积大量的大气。(ii)即使在没有卵石吸积的情况下，行星核通过胚胎吸积快速增长，失控气体吸积的开始也会延迟，因为胚胎吸积的隔离质量很小。与快速的磁盘清理一起，可以避免大质量大气的吸积。(iii)在快速的磁盘清理之后，一些高偏心率的胚胎可以留在外轨道上。此后，这些胚胎可能会与超级地球相撞，导致吸积大气的有效撞击侵蚀。因此，我们发现具有低质量H $_2$ /He大气的超级地球是由考虑现实磁盘演化的N体模拟自然产生的。
2020-07-27 astro-ph.EP
Thermal effects of late accretion to the crust and mantle of Mercury
在太阳系吸积阶段后期对水星的撞击轰击（约1000年）。4.4到3.8 Ga）造成了相当大的机械，化学和热改造的硅酸盐储层（地壳和地幔）。视撞击物的频率、大小和速度而定，其影响包括区域和全球范围的地壳熔融以及水星地幔的热扰动。我们使用一个三维瞬态加热模型来测试早期（前托尔斯泰）水星地幔和地壳的两个轰击方案的影响。结果表明，最大的（直径大于100公里）机构的罕见的影响提供了足够的热量，浅汞地幔产生高温超镁（科马提质s.s.）融化。撞击加热导致喷发（洪水）火山活动可以解释在水星表面，空间环境，地球化学测距（信使）任务期间观察到的epennial高镁区（HMR）。我们发现，晚期的水星吸积导致了体积显著的地壳熔融（小于58vol. %），地幔加热和熔体产生，再加上广泛的表面重塑（小于100%），也解释了为什么它最古老的陨石坑记录被有效地抹去，与陨石坑计数统计数据一致。
2017-11-14 astro-ph.EP
Reduced gas accretion on super-Earths and ice giants
大部分的巨行星都有气体包层，这些气体包层仅占其总质量预算的10%左右。这样的行星存在于太阳系（天王星，海王星），并经常在短时间内观察到其他恒星（所谓的超级地球）。与这些观察相反，基于流体静力学包层演化的理论计算认为，这种低质量的包层不能维持在超过5个地球质量的核心周围。相反，在名义上的圆盘条件下，这些行星会在原行星盘的寿命内通过失控的气体吸积获得大量的外壳。在这项工作中，我们表明，行星信封不是在流体静力平衡，减缓信封的增长。一系列的三维，全球性的，辐射流体动力学模拟揭示了一个稳定的状态下的气体流动，进入通过极点和退出的光盘中平面。气体在大约10个轨道时间尺度内被推过外壳。在星盘中没有明显的尘埃耗尽的区域，当气流进入内部深处时，大约五个地球质量的核心上的封套吸积可能会停止。堆积的固体在对流内部深处升华，但提供不透明度的小颗粒被困在流动中，不会沉降，这进一步防止了快速的包膜堆积。然而，当核心变得比典型的超级地球更大，超过15个地球质量，并且最好是当盘不透明度低于kappa=1 cm^2/g时，可以达到失控气体吸积的过渡。这些发现为超级地球核心周围典型的低质量包层提供了解释。
2017-08-02 astro-ph.EP
Impact degassing and atmospheric erosion on Venus, Earth, and Mars during the late accretion
众所周知，类地行星的大气层在吸积后期由于撞击、脱气和大气侵蚀而发生了变化。尽管这些过程具有共性，但在金星、地球和火星现今大气中稀有气体和氮的丰度之间存在明显的差距--大约两个数量级。行星表面的元素分配被认为在~ 4Ga的三个行星之间有显著的不同：金星上失控的温室，地球上的碳-硅酸盐循环和海洋形成，以及火星上的CO2-冰和H2O-冰形成。利用数值模式研究了金星、地球和火星吸积后期大气演化中元素分配的影响。我们设定了地球和火星上CO2和H2O分压的上限，这对应于相平衡和碳硅酸盐循环的状态。地球和火星的最终N2质量分别缩小了~40%和~15%。元素分区的效果被认为是不足以重现的差距。对于金星来说，原始大气层在晚期吸积过程中的幸存可能部分地解释了现在的大气层。而在火星上，由于太阳极端紫外线和风引起的大气逃逸也可能影响大气演变。
2018-05-18 astro-ph.EP
Super-Earth Atmospheres: Self-Consistent Gas Accretion and Retention
一些最近发现的短周期地球到海王星大小的系外行星（超级地球）具有低的观测平均密度，这只能用大量的气体大气来解释。在这里，我们研究的条件允许吸积和保留这样的气氛。我们自洽耦合星云气体吸积到岩石核心和气体信封随后的演变后，分散的原行星盘。具体来说，我们解决了由于光蒸发和行星冷却造成的质量损失。我们发现，行星在盘的分散（即使没有光蒸发）之后会脱落它们的外层（数十个质量），它们的大气层在几百万年内收缩到与下面的岩石核心半径相当的厚度。在这个阶段，大气中含有比核心更少的粒子（相当于比行星质量的百分之几轻），可以被来自冷却核心的热量吹走，而较重的大气冷却并收缩的时间尺度最多为Gyr。通过将质量损失时间尺度与吸积时间相关联，我们分析确定了质量-温度平面中的一个适居区，在该区域中可以找到低密度的超级地球：行星必须足够大，足够冷，才能吸积并保持其大气层，同时不要太大或太冷，这样它们就不会进入失控的吸积并成为气体巨星（行星）。我们将我们的结果与观测到的超级地球人口进行比较，发现低密度行星确实集中在理论允许的区域。我们的分析和直观的模型可以用来研究可能的超级地球形成的情况。
2016-04-16 astro-ph.EP
Physical properties of MgO at deep planetary conditions
使用从头算分子动力学模拟，我们计算的物理性质的MgO在延伸的条件下，从地球地幔中遇到的那些在巨大的行星内部，如木星的预期。我们特别注意在这个大密度范围内的高压熔化温度，因为这是建立精确的行星内部模型的关键因素，并对内核进行逼真的描述。我们比较我们的模拟结果与以前的从头计算，到目前为止，已被限制在对应于地幔的压力范围和稳定性的B1-B2过渡约6毫巴。我们提供了我们的结果为EOS和高压熔化曲线的参数形式直接用于行星模型。最后，我们比较了我们的预测的高压熔化温度与各种内部配置文件，以推断在不同类型的行星和系外行星的MgO的核心内的分化层的状态。
2018-05-31 astro-ph.EP
Decaying shock studies of phase transitions in MgOSiO2 systems: implications for the Super-Earths interiors
本文报道高压下方镁石（MgO）、顽火辉石（MgSiO_3）和镁橄榄石（Mg_2SiO_4）相图的实验研究。用激光驱动衰减激波测量了MgO、MgSiO_3和Mg_2SiO_4在0.2 - 1.2TPa、0.12 - 0.5TPa和0.2 - 0.85TPa范围内的压力-温度曲线。在0.47 TPa和9860 K下观察到MgO中的熔融特征，而在MgSiO3和Mg2SiO4中均未观察到相变。在0.55TPa-12760K、0.15TPa-7540K、0.2TPa-5800K范围内，MgO、MgSiO3和Mg_2SiO_4液体的反射率分别增加。与SiO2相反，这些化合物的熔化和金属化不一致，这意味着在熔化线附近存在导电性差的液体。这对超级地球地幔发电机的产生具有重要意义。
2016-04-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Stochastic accretion of the Earth
相对于南极陨石，地球的挥发性元素已经耗尽，这是它可能的组成部分。这种贫化的程度随着冷凝温度的降低而增加，并且近似于累积正态分布，这与任何球粒陨石不同。然而，位于分布范围中部的中度挥发性元素具有球粒陨石同位素比，这与部分蒸发/冷凝损失的预期相反。在这里，我们调和这些观察表明，使用N-体模拟，地球吸积随机从许多前体机构，其可变的组成反映了它们形成时的温度。撞击引起的大气损失只有在原地球很小的时候才有效，此后吸积的元素保留了近南极的同位素比例。地球的组成是复制时，初始温度的星子胚胎大小的机构是由磁盘吸积率（1.08 $\pm$ 0.17）$\times$ 10 $^{-7}$太阳质量/年，虽然他们可能会受到扰动的$^{26}$铝加热机构形成于不同的时间。该模型意味着日心梯度的成分和快速的星子形成$\sim$ 1百万年内，符合放射性挥发物耗尽地球的年龄。
2022-07-17 astro-ph.EP
In-situ Accretion of Hydrogen-Rich Atmospheres on Short-Period Super-Earths: Implications for the Kepler-11 Planets
最近发现的低密度超级地球的轨道周期短的动机，我们已经调查了原位吸积的H-He大气的岩石体嵌入在消散的温暖的磁盘，通过模拟准静态演化的大气连接到周围的磁盘。我们已经发现，大气演化有两个明显不同的结果，这取决于岩石体的质量：虽然大质量岩石体上的大气经历了失控的盘-气体吸积，但轻岩石体上的大气在盘扩散期间经历了显着的侵蚀。在大气侵蚀过程中，以往被忽视的岩体热含量起着重要作用。我们还认识到，在本研究中感兴趣的质量范围内，大气质量对盘温度相当敏感。我们的理论被应用到最近探测到的绕开普勒-11轨道运行的超级地球，以研究行星是岩石为主的相对厚的H-He大气层的可能性。该应用程序表明，原位形成的结构建模推断的相对厚的氢-氦气氛是可能的，只有在有限的条件下，即相对缓慢的磁盘耗散和/或凉爽的环境。这项研究表明，低密度超级地球为理解行星吸积和盘演化提供了重要线索。
2012-04-24 astro-ph.EP
Homogeneous accretion of the Earth in the inner Solar System
ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）
研究通过分析多种同位素异常，证明地球仅由太阳系内均匀物质形成，且其成分在吸积过程中未变化，与任何陨石不同。
2026-04-13 astro-ph.EP
Forming Earth-like and Low-Mass Rocky Exoplanets Through Pebble and Planetesimal Accretion
本研究通过修改版SyMBA模拟，发现卵石吸积可在0.49至1.00倍太阳质量恒星周围形成类地行星，但宜居带留存率低，且无法解释TRAPPIST-1系统形成。
2025-05-24 astro-ph.EP
Impact-induced Vaporization During Accretion of Planetary Bodies
本文利用第一性原理分子动力学模拟和熵计算提出蒸汽形成判据，确定行星吸积晚期撞击引发汽化的最小速度阈值，并揭示汽化在类地行星早期环境塑造中的普遍性和关键作用。
2025-02-07 astro-ph.EP
Ohmic dissipation during the formation of super-Earth
本研究探讨了欧姆耗散对行星热结构和冷却收缩的影响，发现其能延缓气体吸积并中止失控吸积，从而促进超级地球的形成。
2023-06-09 astro-ph.EP
Accretion and Evolution of ~2.5 Earth-mass Planets with Voluminous H/He Envelopes
根据核吸积模型，对海王星大小范围内具有低质量但体积庞大的H_2/He气体包层的行星的形成进行了详细的数值模拟。形成的位置范围从0.5到4天文单位从1太阳质量的恒星被认为是。最后一颗行星的重元素核心是2.2- 2.5地球质量，外壳是0.037- 0.16地球质量。形成过程持续了200万年或更短的时间，之后行星以恒定的质量演化，直到几个Gyr的年龄。对于假设的平衡温度为250，500和1000 K，它们的计算最终半径与开普勒航天器观测到的半径进行比较。对于开普勒-11 f的特殊情况下，我们解决的问题，它是否可以在原地形成，或是否从形成的位置更远的磁盘迁移是必需的。
2014-07-05 astro-ph.EP
Shaping the Mantle: The Role of Superheated Core After Giant Impacts
College of Earth and Planetary Sciences, Chengdu University of Technology（成都理工大学地球与行星科学学院）；CAS Center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越创新中心）
研究通过SPH模拟揭示巨撞击后超高温核心引发二次地幔熔融，影响地幔热演化路径及基底熔融层形成。
2025-12-09 astro-ph.EP
How Flow Isolation May Set the Mass Scale for Super-Earth Planets
最近许多关于行星形成的研究都集中在通过颗粒的吸积来生长行星上，这些颗粒的空气动力学特性使它们与星云气体的耦合程度很低，这一理论通常被称为“卵石吸积”。虽然卵石吸积可以改善一些纯粹由引力过程引起的增长问题，但与对系外行星系统的观测相比，它还有其他问题。一个特别值得关注的问题是，绝大多数行星最终会成长为“超级地球”或“次海王星”，质量在2-10 $M_\oplus$之间。一旦行星达到这个质量尺度，通过卵石吸积生长的时间尺度是如此之快，以至于在这里普遍结束生长是困难的。在这项工作中，我们强调了这个问题，详细使用我们以前发表的卵石吸积模型，并提出了一个可能的解决方案：增长的行星的大气和气体盘之间的反馈抑制吸积较小的颗粒大小，迫使他们周围流动的增长的行星，而不是被吸积。对于合理的基准盘参数，一旦行星达到超地球质量，这种“流动隔离”将抑制所有可用颗粒尺寸的吸积。我们还表明，这种“流动隔离质量”的特点同意以前发表的\textit{Kepler}行星中确定的趋势。
2020-08-19 astro-ph.EP
Late Accretion and the Late Veneer
地球化学界引入晚单板的概念来解释地幔中高度亲铁元素的丰度及其相对于彼此的比例。然而，在地球吸积的复杂情况下，涉及到小行星的撞击和巨大的撞击，从南极和分化的弹丸，这是不明显的“晚单板”实际上对应。事实上，地球的分化过程可能是间歇性的，在早期阶段（所有金属都沉入地核）和晚期阶段（地核是一个与地幔分离的封闭实体）之间，大概没有明确的过渡。此外，地球吸积模型的建立者引入了“晚期吸积”的概念，这是指月球形成事件后地球吸积的物质。本章的主要目的是描述晚单板、晚增生以及两者之间的关系。
2014-11-17 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
Most super-Earths formed by dry pebble accretion are less massive than 5 Earth masses
我们从自洽的尘埃增长模型研究了岩石行星的形成。特别是，我们的目标是计算一个岩石行星的最大核心质量，可以维持一个薄的H-He大气，以解释开普勒的大小分布的第二个峰值。我们通过冰线内的卵石吸积来模拟行星的生长。卵石通量计算自洽尘埃生长通过求解对流扩散方程为代表的灰尘大小。包括粉尘在水冰线上的凝结、漂移、破碎和升华。光盘的演变计算$α$光盘从中央恒星的光蒸发。行星是从一个月球质量的胚胎中通过硅酸盐卵石的吸积和气体的吸积而成长起来的。我们分析了不同初始椎间盘质量、$α$粘度、椎间盘金属含量和胚胎位置的影响。最后，我们计算了由于蒸发造成的大气质量损失。我们发现，在冰线内，破碎屏障决定了卵石的大小，这导致不同的圆盘粘度不同的行星生长模式。在冰线内的卵石隔离质量通常衰减到低于5 M $_{\oplus}$的值在第一个百万年的磁盘演变，限制核心群众的价值。在计算了大气质量损失后，我们发现核心在$\sim$ 4 M $_{\oplus}$以下的行星大气层被完全剥离，少数4-5 M $_{\oplus}$核心保留着稀薄的大气层，使它们处于开普勒尺寸分布的间隙/第二峰值。总的来说，我们发现岩石行星只在低粘度盘（$α\lesssim 10^{-4}$）中形成。当$α\geq 10^{-3}$时，岩石天体不会超过火星质量。干卵石吸积最典型的结果是质量从火星到$\sim$ 4 M $_{\oplus}$的类地…
2020-10-06 astro-ph.EP
Depletion of moderately volatile elements by pebble accretion in Earth-like planets
University of New Mexico（新墨西哥大学）
研究通过石英颗粒吸积导致类地球行星中中等挥发性元素的耗尽，发现原行星质量、大气层排气时间尺度和颗粒组成对挥发性物质耗尽有显著影响。
2026-01-13 astro-ph.EP
Melting the core of giant planets: impact on tidal dissipation
巨行星被认为拥有中央致密的岩石/冰核，这是其形成的核心吸积情景的关键演员。与此同时，它们的一些组分在巨行星中心区域的温度和压力制度中是不稳定的，只有从头算EOS计算才能解决物质状态的问题。在这个框架内，一些工作表明，必须考虑到包层中核心材料的侵蚀和重新分布。因此，这些复杂的机制可能会深刻地改变巨行星的内部，木星和土星已经获得了强烈的潮汐耗散的特征。解释这种耗散的最佳候选者是中央致密核中的粘弹性耗散和流体对流包络中作用于潮汐惯性波的湍流摩擦。在这项工作中，我们研究的后果可能熔化的中心区域的效率，这些机制。
2015-10-19 astro-ph.EP
Shaping the Mantle: The Role of the Superheated Core After Giant Impacts
研究通过SPH模拟揭示巨撞击后超热核心引发二次地幔熔融，影响地幔热演化路径及基底熔融层形成。
2025-11-25 astro-ph.EP
A pebble accretion model for the formation of the terrestrial planets in the Solar System
在年轻恒星周围的原行星盘中有大量毫米大小的卵石。原始陨石内部的球粒--由尘埃、聚集体、卵石的熔化或微行星之间的碰撞形成--具有相似的尺寸。卵石吸积对类地行星形成的作用仍然不清楚。在这里，我们提出了一个模型，向内漂移的鹅卵石饲料的增长类地行星。金星、地球、忒伊亚（后来与地球相撞形成月球）和火星的质量和轨道都与围绕火星轨道形成的原行星上的鹅卵石吸积一致，并在成长过程中迁移到最终位置。地球和火星的同位素组成是由两代卵石的吸积在质量上相匹配的，携带着不同的同位素特征。最后，我们表明，地球的水和碳预算可以提供卵石从早期的一代之前，气体信封变得足够热，蒸发挥发物。
2021-02-17 astro-ph.EP
Chemistry of atmospheres formed during accretion of the Earth and other terrestrial planets
我们使用化学平衡和化学动力学计算来模拟通过加热不同类型的碳质、普通和顽火辉石材料释放的挥发物的化学性质作为温度和压力的函数。我们的研究结果预测了地球和其他类地行星吸积过程中释气形成的大气成分。CI和CM碳质耐火材料的放气产生与冲击实验结果一致的富H2O（蒸汽）气氛。然而，其他类型的绝热材料的释气产生由其他气体主导的气氛。普通（H、L、LL）和高铁顽火辉石（EH）材料的除气产生富H2气氛，CO和H2O是第二和第三最丰富的气体。低铁顽火辉石（EL）的脱气产生富含CO的气氛，H2、CO2和H2O是下一个最丰富的气体。CV碳质耐火材料的排气产生富含CO2的气氛，H2O是第二丰富的气体。我们的研究结果预测，在地球和火星的吸积过程中形成的大气可能是富H2的，除非吸积的物质主要是CI和CM的碳质磷灰石材料。我们还预测在高温（1500-2500 K）的吸积大气中有大量的S，P，Cl，F，Na和K。最后，我们的结果可能是有用的解释吸积太阳系外的类地行星的光谱观测。
2009-09-22 astro-ph.EP
Reconciling Magma-Ocean Crystallization Models with the present-day Structure of the Earth's mantle
类地行星被认为在其历史的早期经历了大规模的融化。分馏在岩浆-海洋冻结导致不稳定的分层内的相关堆积层，由于进步的铁富集向上，但增量堆积物翻转MO结晶过程中的影响仍有待探讨。在这里，我们使用的地球动力学模型与移动边界的方法来研究对流和混合内不断增长的累积层，此后在完全结晶地幔。对于分离结晶，堆有效地搅拌由于随后的增量翻转，除了强烈富铁的后期堆，坚持作为一个稳定的分层层在地幔的底部数十亿年。不太极端的结晶情况可能会导致更微妙的分层。在任何情况下，长期保存的至少一薄层的极其丰富的累积与Fe#>0.4，正如我们所有的模型预测，是不符合地震的限制。然而，根据比例关系，我们推断，最后阶段的富铁岩浆海洋堆积物最初形成的表面附近应该翻转为小底辟，因此在下沉过程中经历了熔融和反应与寄主岩石。由此产生的中度富铁交代/混合岩石组合应该积累在地幔的基础上，潜在的美联储间歇性的基底岩浆海洋，并保存到今天。这种中等富铁的岩石组合可以调和现今下地幔中大的低剪切波速度区的物理性质。因此，我们揭示Hadean熔融和岩石反应过程中整合岩浆海洋结晶模型与地震层析成像快照。
2018-01-03 astro-ph.EP
The efficient delivery of highly-siderophile elements to the core creates a mass accretion catastrophe for the Earth
Institute of Astronomy, University of Cambridge（剑桥大学天文学研究所）；Université de Paris, Institut de Physique du Globe de Paris, CNRS（巴黎大学巴黎地球物理学院，法国国家科学研究中心）；Imperial College London（伦敦帝国理工学院）；Department of Earth Sciences, University of Cambridge（剑桥大学地球科学系）
研究指出，大型撞击体的金属会沉入地核，导致HSEs在地幔中无痕迹，但考虑到碰撞体大小分布，需大量金属进入地核，与观测到的HSE浓度矛盾，建议通过高效粉碎或氧化物质吸收来解决。
2026-03-18 astro-ph.EP
Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: How the radial pebble flux determines a terrestrial-planet or super-Earth growth mode
超级地球被发现在比地球更紧密的轨道上，围绕超过三分之一的主序星运行。有人提出，超级地球是类似的类地行星，通过行星胚胎的相互吸积形成，但在圆盘中比太阳原行星盘密度大得多。相反，我们认为，类地行星和超级地球有两个不同的形成途径，是由光盘的卵石水库。通过数值积分，结合卵石吸积和N-体重力胚胎之间，我们表明，在卵石质量通量的一个因素的差异是足以改变从陆地到超地球生长模式的演变。如果卵石的质量流量很小，那么冰线内的初始胚胎生长缓慢，不会大量迁移，导致当气盘消散时，火星质量胚胎的分布很广。没有气体存在，胚胎变得不稳定，少量的类地行星通过相互碰撞形成。最后的类地行星最多有5个地球质量。相反，如果卵石的质量通量很高，那么冰线内的初始胚胎迅速变得足够大，可以通过气盘迁移。胚胎集中在圆盘的内边缘，通过相互融合加速生长。这导致形成了一个由5到20个地球质量范围内的紧密间隔的超级地球系统，以卵石隔离质量为边界。一般来说，这些超级地球系统在气盘消失后的不稳定性会触发额外的合并事件，并将系统从共振链中驱逐出去。卵石通量--控制着两种生长模式之间的转变--可能受到圆盘中最初的固体储存库的调节，或者受到更遥远的巨行星的存在的调节，这些巨行星可以阻止卵石的径向流动。
2019-02-22 astro-ph.EP
Carbon cycling and habitability of massive Earth-like exoplanets
随着被探测到的太阳系外岩石行星数量的增加，它们的表面是否适合居住的问题变得越来越重要。在地球上，长期的碳酸盐硅酸盐循环能够在超过一百万年的时间尺度上调节地面温度。升高的温度增强了风化作用，从大气中去除了CO $_2$，并将其俯冲到地幔中。在洋中脊，CO $_2$从内部进入大气。碳脱气通量受洋中脊下熔融深度和扩张速率的控制，并受与压力和温度相关的地幔粘度的影响。温度和压力对地幔脱气的影响对于更大质量的行星变得越来越重要。在这里，我们耦合不同质量的类地行星的热演化模型与长期碳循环模型，并评估其地面温度的演变。我们发现，在4.5 Gyr的扩展率增加与行星质量高达3 $M_\oplus$，因为温度依赖性的粘度占主导地位，其压力依赖性。对于质量更大的行星，压力依赖性占主导地位，板块运动减慢。此外，4.5 Gyr时的有效熔化深度作为行星质量的函数，在3 $M_\oplus$时达到最大值。总的来说，在4.5 Gyr时，脱气速率以及因此地面温度在3 $M_\oplus$时具有其最大值。这项工作强调，在预测系外行星的可居住性时，应该考虑年龄和质量。尽管存在这些影响，长期碳循环仍然是调节大质量类地行星地面温度的有效机制。
2021-10-07 astro-ph.EP
Simulations of micrometeoroid interactions with the Earth atmosphere
微流星体（尺寸在几个$μ$ m到$\sim$ 1 mm之间的宇宙尘埃）在每年流向地球的地外物质流中占主导地位。我们调查微流星体穿越大气层时发生的物理过程的范围。我们计算的时间（和高度）依赖的质量损失，能量平衡，和动态，以确定哪些过程决定他们的生存范围的进入条件。建立了一个微流星体与大气相互作用的通用数值模式。对于不同的进入条件（例如初始半径、入射速度和角度），同时求解运动、能量和质量平衡方程。在能量方程和质量平衡中考虑了几种不同的物理过程，以便了解它们在微流星体-大气相互作用期间的相对作用和演变。特别是，分析微流星体的热历史，我们包括在能量平衡：与大气粒子的碰撞，微流星体辐射发射，蒸发，熔化，溅射和烧蚀质量的动能。低的进入速度和掠入射角有利于微流星体的生存。在那些幸存下来的，我们的模型区分（1）微流星体谁达到熔化温度和熔化是最有效的质量损失机制，和（2）微流星体的烧蚀由于蒸发造成的大部分质量损失。熔化是最有效的冷却机制。溅射引起的质量损失可以忽略不计。
2013-02-18 astro-ph.EP physics.geo-ph physics.space-ph
Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: Hot super-Earth systems from breaking compact resonant chains
至少有30%的主序星的行星大小在1到4个地球半径之间，轨道周期小于100天。我们使用N体模拟，包括一个模型的气体辅助卵石吸积和磁盘-行星潮汐相互作用，研究超级地球系统的形成。我们表明，完整的卵石质量库在热超级地球或热海王星（$\lesssim15M_{\oplus}$）和可能成为气态巨行星（$\gtrsim15M_{\oplus}$）的超大质量行星核心之间产生了分歧。在模拟中，中等卵石通量的行星会生长出多个超级地球质量的行星，这些行星会向内迁移，并在圆盘的内缘堆积，形成长长的共振链。我们遵循这些系统的长期动力学演化，并使用观测到的行星对的周期比分布来约束我们的模型。高达$\sim$ 95%的共振链在气盘分散后变得动态不稳定，导致后期碰撞阶段，打破了原始的共振配置。我们的模拟自然匹配的观察时，他们产生的不稳定系统的主要部分（$\gtrsim95\%$）与稳定的共振链（$\lesssim5\%$）的喷洒（Trappist-1系统代表这样的例子）。我们的研究结果表明，超级地球系统是固有的多重（${\rm N\geq2}$）和观察到的单行星凌日过多的结果是相互倾斜激发的行星-行星不稳定性。在模拟中，行星种子最初分布在内部和外部磁盘，接近超级地球（删节）。
2021-04-19 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 growth of super-Earths: the importance of a self-consistent treatment of disc structures and pebble accretion
原行星盘的条件是各种行星形成机制的决定因素。我们提出了一个框架，它结合了自洽盘结构的行星胚胎通过卵石吸积的增长率的计算，以研究超级地球的形成。我们首先进行2D流体动力学模拟的内部光盘，考虑与多个化学物种和其相应的大小和组成依赖的不透明度的粒度分布。由此产生的长宽比几乎随轨道距离而恒定，从而产生径向恒定的卵石隔离质量，即卵石吸积停止的质量。这支持了开普勒观测中的“豆荚中的豌豆”约束。导出的卵石尺寸被用来计算行星胚胎通过卵石吸积的增长率。具有低湍流水平（通过$α$ -粘度表示）和/或高粉尘破碎速度的圆盘允许较大的颗粒，因此导致较小的卵石隔离质量，反之亦然。与此同时，小卵石尺寸导致低吸积率。我们发现，有一个卵石隔离质量和增长的时间尺度之间的权衡与最佳的一组参数是一个$α$ -粘度的$10^{-3}$和尘埃破碎速度为10米/秒，主要是为初始气体表面密度（在1 AU）大于1000 $\rm{g/cm^2}$。因此，圆盘结构和卵石大小之间的自洽处理对于行星形成模拟至关重要。
2021-03-22 astro-ph.EP
The Preservation of Super Earths and the Emergence of Gas Giants after Their Progenitor Cores have Entered the Pebble Isolation Phase
超级地球的无处不在表明它们能够被保留在低质量恒星周围的出生盘中，而系外行星的质量分布表明一些核心已经通过从太阳型恒星在1AU处失控的气体吸积转变为气体巨星。在本文中，我们表明，过渡到失控的气体吸积的核心可能是自我阻碍的增加后，他们已经获得了足够的质量（通常为10 Mearth）进入卵石隔离阶段的粮食不透明度在他们的信封。毫米-米大小的卵石在其迁移障碍的积累，提高了他们的局部破碎率。新产生的亚毫米颗粒穿过屏障，提高有效尘埃不透明度，减少芯包层中的辐射通量。这些影响足以抑制过渡到失控吸积和保存超级地球在恒星附近（0.1 AU），虽然包层和磁盘之间的熵平流可以进一步降低吸积率。在中间距离（1AU）从他们的宿主恒星，在尘埃不透明度的升级占主导地位的熵平流在拖延过渡到失控吸积的边缘卵石孤立的核心。在几个天文单位之外，在盘状气体严重耗尽之前，更大质量的核心转变为气体巨星是可以实现的。这一要求可以通过迁移卵石的有序吸积或通过寡头原行星胚胎的合并来满足大尺度高度的扩展盘，并且可以解释长周期气体巨星和近距离超级地球的相关发生。
2020-05-22 astro-ph.EP
Unified simulations of planetary formation and atmospheric evolution: Effects of pebble accretion, giant impacts, and stellar irradiations on super-Earth formation
已经发现了大量的超级地球，并且通过透射光谱也观察到了过境超级地球的大气。几条观测证据表明，大多数超级地球并不拥有大量的H $_2$ /He大气。然而，超级地球上质量较小的大气层的吸积和保留对行星形成理论提出了挑战。我们考虑了以下三种机制：（i）由卵石吸积产生的包层加热，（ii）巨大撞击过程中的质量损失，以及（iii）由恒星X射线和EUV光蒸发产生的大气损失。我们研究这些机制是否会影响超级地球周围形成的大气量。我们开发了一个代码相结合的N体模拟卵石驱动的行星形成和大气演化模拟。我们表明，我们的模拟结果很好地再现了观测到的超级地球的轨道特性。然而，（i）加热卵石吸积停止磁盘分散之前，（ii）巨大的影响事件的频率太低，雕塑大规模的大气，和（iii）许多超级地球具有H $_2$ /He大气层的$\gtrsim 10$重量%的生存对恒星辐射为1 Gyr。因此，可能需要其他机制，如抑制气体吸积来解释超级地球的质量较小的大气（$\lesssim 10$ wt%）。
2020-03-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
The "Breaking The Chains" migration model for super-Earths formation: the effect of collisional fragmentation
轨道周期小于100天的行星在1-4个地球半径之间非常常见。迁移模型提出，超级地球向内迁移，并在平均运动共振链中堆积在磁盘内边缘。在气体盘分散之后，模拟表明，超级地球的引力相互作用可以自然地打破它们的共振配置，导致巨大撞击的后期阶段。不稳定阶段是匹配观测系统轨道间距的关键。然而，大多数以前的模拟都将碰撞建模为完美的吸积事件，忽略了碎片化。在这项工作中，我们调查的影响，不完善的吸积上打破链的情况。我们进行了N体模拟从分布的行星胚胎和建模的影响卵石吸积和迁移的气体盘。我们的模拟也遵循了气体盘耗散后的长期动力学演化的超级地球。我们比较了碰撞被视为完美的合并事件与不完美的吸积和碎片被允许的模拟结果。我们的结论是，完美的吸积是一个合适的近似在这个制度，从动力学的角度来看。虽然碎裂事件很常见，但在典型的“后期不稳定阶段”，只有约10%的系统质量被碎裂，碎片大多被幸存的行星重新捕获。与忽略碎裂的模拟相比，碎片的这一有限的总质量证明不足以从质量上改变最终系统的动力学配置-例如促进强动力学摩擦或残余迁移。
2021-10-29 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
Chemistry of the Earth's Earliest Atmosphere
在这一章中，我们描述了地球形成期间和之后不久的早期大气化学，那里几乎没有地质记录。我们回顾了地球大气的第二个起源的论点，即在吸积过程中和/或吸积后，而不是通过捕获的太阳星云气体放气。然后，我们讨论了挥发物的来源，地球吸积陨石作为类似的物质存在于太阳星云。下一节回顾地球吸积过程中的加热。随后，我们描述了化学的硅酸盐蒸汽，蒸汽和气体阶段的大气演化的早期地球。最后，我们总结了尚未解决的关键问题。
2012-10-01 astro-ph.EP
The Effect of Accretion Rate and Composition on the Structure of Ice-rich Super-Earths
我们可以合理地假设，行星的结构及其内部成分的分布是由其形成历史决定的。因此，我们跟踪一个行星从一个小胚胎到其随后的演化的成长。我们估计吸积率范围的基础上，原行星盘模型在足够大的距离，从中央恒星，水冰是一个主要组成部分。我们假设吸积物质是硅酸盐岩石和冰的混合物，没有H-He包层，因为吸积时间尺度比星云气体消散所需的时间长得多。我们采用了一个热演化模型，包括吸积加热，放射性能量释放，冰和岩石的分离。以Safronov参数和冰岩比作为自由参数，我们计算了不同参数组合下的增长和演化序列，对于4.6 Gyr。我们发现最终的结构显着依赖于这两个参数。低的初始冰岩比和高的吸积速率，每一个都导致加热速率增加，导致形成扩展的岩石核心，而相反的条件使组成几乎不变，并导致相对较低的内部温度。当岩石核形成时，富含冰的外地幔仍然包含与冰混合的岩石。我们发现，相当一部分的冰蒸发吸积，根据参数，并假设它是失去了，因此最终的表面成分和体积密度的行星不一定反映原行星盘组成。
2022-06-26 astro-ph.EP
About the loss of a primordial atmosphere of super-Earths by planetesimal impacts
我们认为行星由水冰和岩石组成，远离中心恒星。在早期的一项研究中，通过连续吸积计算行星的生长，我们发现大部分冰在吸积时蒸发，形成了水蒸气大气。在这里，我们认为吸积作为一个离散系列的星子的影响（顺序$10^8$），在同一时间依赖的吸积率，并调查的命运的蒸汽，作为其相互作用的吸积星子。我们发现有很大一部分蒸气逸出。剩余的部分可能会在停止吸积和表面冷却后形成外层冰。逃逸的水团可能会显著改变行星的冰岩比。我们调查的影响，不同的选择参数，如冰岩比，星子的大小分布，和冲击速度。我们发现，星子的大小分布有一个可以忽略不计的影响，并解释了为什么。相比之下，冰岩比和冲击速度影响的保留水体的分数相当大。
2023-02-12 astro-ph.EP
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
Concurrent effects of gas drag and planet migration on pebble accretion
我们研究了迁移行星（$10<M_p<20$地球质量）的影响，在一个辐射盘卵石的动力学使用二维双流体模拟进行的RoSSBi代码。由迁移行星引起的波动和对气体的拖曳反作用的共同作用产生了卵石通量的复杂演化。波浪激发了纬向流，这些纬向流起到了灰尘陷阱的作用，并积聚了卵石。由于拖曳反作用，开尔文-亥姆霍兹不稳定性发展，产生湍流尘埃环，其中包含几个地球质量的固体，那里可能形成微行星。行星质量越大，尘埃环发展得越快。在与行星迁移的竞争中，这个过程触发了几个尘埃环，径向分离尺度为$1/M_p$。我们发现了围绕$13$地球质量的转变。在那之下，卵石停在行星轨道的内侧，但卵石在行星上的吸积是持续的。在此之上，尘埃环区域的阻力反作用在行星迁移时改变了压力分布，这限制了卵石吸积的进一步增长。这种新的{ \it卵石隔离质量}比文献中经常报道的低约2倍。这减少了超级地球行星的整体形成时间尺度，同时有利于它们在圆盘消散后的生存，因为进一步的吸积被扼杀。最后，我们的研究结果支持一个混合模型的形成木星通过卵石和星子吸积。
2020-09-10 astro-ph.EP
Save the Planet, Feed the Star: How Super-Earths Survive Migration and Drive Disk Accretion
行星形成的两个长期存在的问题包括：（1）了解行星是如何在迁移中幸存下来的;（2）阐明原行星盘分散的过程，特别是它们是如何与中心恒星吸积的。如果行星周围的盘状气体没有固有的扩散系数（“粘性”），我们可以在解决这两个问题上走很长的路。在无粘性的层流盘中，行星很容易将气体排斥出轨道。在短时间尺度上，零粘度气体在行星轨道内积累，以减缓I型迁移的数量级。在更长的时间尺度上，多个超级地球（分布在$\sim$ 0.1- 10 AU之间）可以将非粘性气体从行星际空间中扭转出来，要么向内喂养它们的恒星，要么向外被风吹走。我们探索这张图片与2D流体动力学模拟地球和超级地球嵌入在无粘性磁盘，确认他们的缓慢/停滞迁移，即使在富含气体的条件下，并显示磁盘传输率范围高达$\sim$ $10^{-7} M_\odot~{\rm yr^{-1}}$和规模为$\dot{M} \propto ΣM_{\rm p}^{3/2}$，其中$Σ$是磁盘表面密度和$M_{\rm p}$是行星质量。最初夹在两颗行星之间的气体被扭转过去，进入内外盘。总而言之，足够紧凑的超级地球系统可以清除它们的出生盘气体，在一个可能是复杂和不稳定的扩散历史中，但可以想象的是，在百万年的时间尺度上，这将导致类似于过渡盘特征的大规模气体耗尽。
2017-03-24 astro-ph.EP
Mars' formation can constrain the primordial orbits of the gas giants
最近的高精度陨石数据推断，火星在太阳系开始的1000万年内迅速完成了它的吸积，并且有一个不完全与地球重叠的吸积区。在这里，我们提出了一个详细的研究吸积区的行星胚胎的高分辨率模拟的星子在一个磁盘。我们发现，所有对木星和土星在其当前偏心轨道（EJS）上的模拟都会导致快速形成的火星和地球区域胚胎之间存在类似的吸积区。另一方面，假设木星和土星（CJS）的轨道更圆，则有更高的机会形成火星，其吸积区不完全由地球和金星区域胚胎主导，但CJS形成火星的速度通常比EJS慢。通过用平均重叠系数（OVL）进一步量化不同区域胚胎吸积区之间的重叠程度，我们发现CJS的OVL与地球和火星的南极同位素混合模型的OVL显示出更好的匹配，这表明巨行星在气盘消散期间可能居住在比今天更圆的轨道上，与它们建议的不稳定前轨道相匹配。更多的样本，包括来自水星和金星的样本，可能会证实这一假设。
2021-04-07 astro-ph.EP
Detailed Calculations of the Efficiency of Planetesimal Accretion in the Core-Accretion Model
我们提出的结果的一个详细的研究的吸积率的星子的核心吸积模型中的一个不断增长的原木星。使用一个新开发的代码，我们准确地结合了详细的三体轨道计算与气体阻力的经历在原行星的信封中的星子通过。我们发现，星子的运动被激发的程度，遇到的原行星信封变得如此之快，冲压压力打破了星子在大多数遇到。因此，吸积速率在很大程度上与微行星的大小和组成无关。对于我们探索的行星在距离太阳5.2天文单位处形成的情况，在一个固体表面密度为6 g/cm^2的圆盘中（Lozovsky et al. 2017），我们计算的吸积速率在几个方面与那些作者假设的不同。我们发现，在气体快速吸积开始之前的前1.5 × 10^6年里，只有4-5 M地球被吸积。大部分的质量，大约10 M地球，是与这种快速的气体吸积同时吸积的。此外，我们发现，质量吸积率仍然很小，但非零，至少在100万年后，和额外的0.3-0.4 M_地球吸积在这段时间内。这种后期的吸积，加上气体的快速流入，可能导致吸积的物质在整个外部区域混合，并可能解释木星包层中高Z物质的增强。
2020-06-21 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
Reconstructing the late accretion history of the Moon
高度亲铁元素（HSEs）追踪行星晚期吸积的重要性早已被认识到。然而，月球吸积历史的确切性质仍然是个谜。地球和月球之间的HSE预算存在显著的不匹配，地球的HSE比月球的HSE要多得多。已经提出了几种方案来解释这一难题，包括几个大的撞击物向地球输送HSE，动态冷轨道上的卵石大小的物体吸积增强了地球的引力聚焦因子，以及在~4.10 Gyr之前撞击通量大大减少的“地球引力模型”。然而，大多数这些模型假设一个高的撞击物保留比f（撞击物质量保留在目标上的分数）的月球。在这里，我们进行了一系列的影响模拟，以量化f值，然后通过蒙特卡罗程序制定一个单调衰减的影响通量，计算质量吸积到月球地壳和地幔的历史。我们发现，月球整个撞击历史的平均f值比之前估计的低3倍。我们的研究结果表明，为了与月球地壳和地幔的HSE预算相匹配，HSE的保留应该在大约4.35 Gyr前开始，当时大多数月球岩浆海洋已经凝固。在4.35 Gyr之前增加的质量必须在月球地幔结晶期间失去HSE到月球核心。低的撞击物保留率和HSE在月球地幔中的后期保留相结合，为月球后期吸积质量相对于地球的明显不足提供了一个现实的解释。
2020-11-27 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
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Accretion Processes
在行星科学中，吸积是固体聚集形成越来越大的物体并最终产生行星的过程。初始条件是气体和微观固体颗粒的圆盘，总质量约为气体质量的1%。人口增长必须有效和迅速。有效，因为太阳原行星盘中固体的原始总质量可能是大约300个地球质量，而合并到行星中的质量是大约100个地球质量。快速，因为巨行星的核心必须增长到数十个地球质量，以便在后者分散之前从圆盘中捕获大量的氢和氦，即在数百万年内。可能不是一个吸积过程，而是几个，这取决于吸积作用的规模。第一个过程是微小的灰尘粘到较大的颗粒和鹅卵石上。第二个过程是形成一个中间类别的物体，称为星子。第三个吸积过程是从微行星到行星。实际上，这一步可能涉及几个过程，从微行星之间的碰撞凝聚到气体阻力作用下的小粒子吸积，再到原行星之间的巨大碰撞。本章将从历史的角度详细介绍所有这些过程：即从过去几十年研究的经典过程到最近几年揭示的过程。
2018-03-18 astro-ph.EP
Formation, stratification, and mixing of the cores of Earth and Venus
地球拥有一个持续的、内部产生的磁场，而在金星上没有发现发电机的痕迹，无论是现在还是过去，尽管很高的地面温度和最近的地表重建事件可能已经消除了古地磁的证据。一个地球体是否能够通过其金属流体核内的对流维持内部产生的磁场，部分取决于其初始热力学状态和组成结构，而这两者又由吸积和分异过程决定。在这里，我们表明，地球和金星一样的行星的核心应该增长稳定的成分分层，除非受到后期高能撞击。它们之所以这样做，是因为在吸积过程中，随着金属-硅酸盐平衡的温度和压力增加，更高丰度的轻元素被掺入到下沉形成核心的液态金属中。我们模拟这个过程，并确定这建立了一个稳定的分层，抵抗对流，抑制发病的地球发电机。然而，如果发生晚期高能撞击，它可能会机械地搅动地核，形成一个单一的均匀区域，在这个区域内，一个持久的地球发电机将运行。虽然地球的吸积已经被一个可能有足够能量混合核心的晚期巨型撞击打断（例如形成月球的撞击），但我们假设金星的吸积的特征是没有这种高能巨型撞击，并保留了其原始的分层。
2017-10-04 astro-ph.EP
Migration and Growth of Protoplanetary Embryos II: Emergence of Proto-Gas-Giants Cores versus Super Earths' Progenitor
几乎$15-20%$的太阳型恒星包含一个或多个气体巨行星。根据地核吸积的设想，在获得它们的气体包层之前，必须形成质量是地球质量十倍或更大的超临界地核。将气态巨行星的形成概率与其出生盘中气体和固体的供应联系起来是很自然的。然而，更多的超级地球人口表明：1）行星的构建材料并不短缺，2）气体巨星的生长障碍可能与它们是否可以合并成超临界核心有关，3）超级地球可能是失败的核心，在严重耗尽之前没有达到足够的质量来启动有效的气体吸积。在这里，我们构建了一个模型的基础上的假设，原行星胚胎广泛迁移之前，他们组装成真正的行星。我们构造了一个厄米-胚胎代码的基础上统一的粘性照射盘模型和处方的胚胎盘潮汐相互作用。该代码用于模拟1）胚胎的会聚迁移，以及2）它们的近距离接触和凝结。在太阳型恒星的祖先周围，气体巨行星的祖先超临界质量核心主要形成于具有相对较高（$\gtrsim 10^{-7} M_\odot$ yr $^{-1}$）质量吸积率的原恒星盘中，而超级地球系统（失败的核心）更有可能出现在具有适度质量吸积率的出生盘中，这是由于平均运动共振势垒和保留效率。
2014-10-29 astro-ph.EP
