Mercury's capture into the 3/2 spin-orbit resonance including the effect of core-mantle friction
水星的自转目前被捕获在3/2自旋轨道共振与轨道平均运动。捕获机制被很好地理解为与太阳的潮汐相互作用结合行星摄动的结果。然而，现在几乎可以肯定的是，水星有一个液体的核心，这应该会导致在核幔边界的粘性摩擦的自旋演化的贡献。这最后一个效应大大增加了所有自旋轨道共振的捕获机会，对于2/1共振是100%，从而阻止了行星进化到目前观察到的配置。在这里，我们表明，对于一个给定的共振，由于水星轨道的混沌演化可以驱动其偏心率非常低的值在行星的历史，任何以前的捕获可以不稳定的偏心率变得低于一个临界值。在我们对水星1000个4 Gyr轨道的数值积分中，99.8%的时间自旋终止在自旋轨道共振中，特别是在以下三种配置之一中：5/2（22%），2/1（3/2%）和3/2（26%）。虽然目前的3/2自旋轨道共振是不是最有可能的结果，我们也表明，在这种共振的捕获概率可以增加到55%或73%，如果在过去的水星偏心率下降到临界值0.025或0.005以下，分别。
2009-01-13 astro-ph.EP
Silicon isotopes reveal recycled altered oceanic crust in the mantle sources of Ocean Island Basalts
洋岛玄武岩（OIB）中硅同位素的研究具有区分地幔地球化学非均匀性起源的不同模式的潜力。相对大的（每密耳几个原子质量单位）Si同位素分馏发生在低温环境中溶解的Si的生物化学和地球化学沉淀过程中，其中沉淀物优先富集在较轻的同位素相对于溶解的Si。相比之下，只有一个有限的范围内（每密耳十分之一）的硅同位素分馏已被观察到从高温火成岩过程。因此，硅同位素可能是有用的示踪剂的地壳物质的存在OIB地幔源区经历了相对较低的温度表面过程的方式类似于其他稳定的同位素系统，如氧。确定地幔的同位素组成对于使用Si同位素系统作为与其他行星体（例如，月球、火星、小行星）。在这里，我们提出了第一套全面的高精度硅同位素数据获得的MC-ICP-MS的不同套件的OIB。样品来自太平洋、大西洋和印度洋洋盆的洋岛，包括EM-1、EM-2和HIMU地幔组分的代表性端元。平均而言，硅同位素组成的OIB一般与以前的估计散装硅酸盐地球的硅同位素组成。尽管如此，仍存在一些小的系统性变化;具体来说，大多数HIMU型（曼加亚;佛得角;加那利群岛的拉帕尔马）和冰岛OIB富含较轻的Si同位素，这与其地幔来源中再循环的蚀变洋壳和岩石圈地幔一致。
2016-08-03 astro-ph.EP
Mercury's crustal thickness correlates with lateral variations in mantle melt production
水星的地壳结构复杂，是十亿年火山活动的结果。信使号航天器从轨道上确定了化学成分的表面变化。结合这些测量与实验室实验的部分熔融，我们估计的表面密度和地幔熔融程度的变化，需要产生地表岩石。如果表面密度代表深部地壳密度，则北半球一半以上的地壳厚度变化可以用地幔熔融的横向变化来解释。地壳在镁贫乏的北部火山平原以下较薄，而最厚的地壳位于西半球中北纬的富镁地区。因此，富镁区域不是由于早期的撞击，而是由于广泛的地幔熔融。在地球上的洋壳中也观察到了厚度-熔融关系，这可能是类地行星的一个共同特征。
2020-11-30 astro-ph.EP physics.geo-ph
An Earth-sized exoplanet with a Mercury-like composition
地球、金星、火星和一些太阳系外的类地行星的质量和半径与大约30%的金属核和70%的硅酸盐地幔的质量分数一致。在太阳系的内部边界，水星的组成完全不同，其质量分数约为70%的金属核心和30%的硅酸盐地幔。提出了几种形成或演化方案来解释这种富含金属的组合物，如巨大的影响，地幔蒸发，或在原行星盘的内边缘的硅酸盐耗尽。这些设想仍在激烈辩论中。在这里，我们报告了一个多凌行星系（K2-229）的发现，其中内行星的半径为1.165+/-0.066地球，质量为2.59+/-0.43地球。因此，这颗地球大小的行星具有与水星相容的核心质量分数，而根据主恒星化学，它被认为与地球相似。这个较大的水星类似物要么是以非常特殊的成分形成的，要么是从那以后演化而来的，例如失去了部分地幔。对像K2-229 b这样的类水星系外行星的进一步表征将有助于将水星的详细原位观测（与信使号和BepiColombo一起）纳入太阳和太阳系外类地行星形成和演化的全球背景。
2018-05-22 astro-ph.EP
The influence of a fluid core and a solid inner core on the Cassini sate of Mercury
我们提出了一个模型的卡西尼状态的水星，包括一个内核，流体核心和地幔。我们的模型包括内部区域之间的惯性和重力力矩，以及流体核心边界处的粘性和电磁（EM）耦合。我们表明，水星的内部区域之间的耦合是足够强的地幔自旋轴的磁致伸缩性偏离一个刚性的行星不超过0.01弧分。随着内核尺寸的增大，地幔的结晶度减小，但大的和没有内核的地幔结晶度之间的变化被限制在0.015弧分。EM耦合比内核边界处的粘性耦合强，并且如果内核磁场强度高于0.3 mT，则将流体和固体内核锁定为共同的进动运动。由于地幔和内核之间的强引力耦合，内核越大，这个共同旋进的内核就越与地幔对齐，极区的转动惯量越接近刚性行星的预期值。极转动惯量与地幔自转轴之间的偏差随内核尺寸的增大而增大，但不超过0.007弧分。我们的研究结果意味着，地幔自旋轴和极转动惯量的测量精度应该在目前的测量误差水平上一致，并且不能与刚性行星的精度区分开来。
2021-12-31 astro-ph.EP physics.geo-ph
A Pyroxenite Mantle on Mercury? Experimental Insights from Enstatite Chondrite Melting at Pressures up to 5 GPa
本文通过在最高5 GPa压力下对经修改的EH4 Indarch顽火辉石球粒陨石进行部分熔融实验，揭示水星若由此类球粒陨石形成，其地幔可能主要为辉石岩成分，且熔体成分与水星表面区域特征相符。
2025-04-14 astro-ph.EP physics.geo-ph
Mercury, Moon, Mars: Surface expressions of mantle convection and interior evolution of stagnant-lid bodies
相对于地球而言，滞盖体内部的演化更容易建模和预测，因为没有与板块构造物理学相关的大的不确定性，其开始时间和地球历史的效率。然而，对这些天体的观测记录相对于地球来说既稀少又稀疏。它仅限于数量有限的样本和对数十亿年之久的表面进行的各种遥感测量，这些表面的实际年龄难以精确确定。因此，将这些观测结果结合成行星内部热和对流演化的连贯图像是一项重大挑战。在这一章中，我们审查的关键过程和（主要是地球物理）观测的限制，可以用来推断全球的地幔对流和热演化的内部的水星，月球和火星，三个主要的地球机构，其中一个停滞的盖子可能存在于整个历史的大部分。
2019-12-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
Modelling of thermal stratification at the top of a planetary core: Application to the cores of Earth and Mercury and the thermal coupling with their mantles
本文提出了一种新的数值方法来求解一维球壳导热问题。该计划采用的解决方案的传导方程在每个间隔所选择的离散化是有效的，如果在间隔边界的通量是恒定的时间。这种分段定常通量（PWSF）数值格式在空间域上是连续的和可微的，便于在能量守恒的行星核热演化模型中实现，当热通量为亚绝热时，核幔边界下形成了传导分层层。一个随时间变化的分层区域上的行星体的一般演变的影响进行检查，在施加一个绝热温度分布的核心。通过考虑分层的行星核心的热通量是亚绝热的，在冷却速率的径向变化被占，而在其他方面的核心的能量分布是固定的强加的热量。在热分层区域的生长过程中，核心的深部比核心的外部冷却得更快。因此，如果考虑成层区，则内核的尺寸增大，核幔边界处的温度和热通量分别增大。对地球来说，影响可能很小，在对分层区域本身不特别感兴趣的热演化研究中可以忽略不计。对水星来说，这些影响要大得多。例如，如果忽略热分层，内核的年龄可能会被低估几十亿年。考虑到水星核心的热分层也增加了地幔温度，导致更大的热通量进入岩石圈，并抑制了地幔对流。
2021-05-17 astro-ph.EP physics.geo-ph
Nucleation and growth of iron pebbles explains the formation of iron-rich planets akin to Mercury
形成富含铁的水星的途径仍然是个谜。水星的核心占行星质量的70%，这意味着相对于硅酸盐来说，铁的含量显著富集，而它的地幔则强烈缺乏氧化铁。高核心质量分数传统上归因于硅酸盐的蒸发损失，例如在巨大的撞击之后，但水星地幔中中等挥发性元素的高丰度与其形成期间达到远高于1，000 K的温度不一致。在这里，我们探讨了从太阳组成的气体中冷却下来的原行星盘的热内部区域的固体粒子的成核。铁的高表面张力导致铁颗粒均匀地成核（即，不在更难熔的基底上）。低成核速率导致大铁卵石在稀疏的成核铁纳米颗粒上沉积生长。无铁MgSiO $_3$形式的硅酸盐在相似的温度下成核，但由于成核颗粒的数量高得多而获得较小的尺寸。这导致大的铁颗粒与具有低十倍斯托克斯数的硅酸盐颗粒的化学分离。我们认为，这样的条件导致形成富铁星子的流动不稳定性。在这一观点中，水星是由富含铁的微行星与太阳系下丰富的高度还原的硅酸盐物质吸积而形成的。我们的研究结果意味着，已知绕太阳和其他恒星运行的富铁行星不需要经历地幔剥离撞击。相反，它们的形成可能是原行星盘温度波动和不同晶体物质通过随后的成核过程化学分离的直接结果。
2022-04-08 astro-ph.EP
Lithospheric loading model for large impact basin where mantle plug presents
岩石圈是地球外部的刚性部分，通常由地壳和部分地幔组成。描述岩石圈的物理性质是研究其演化的关键。通过对岩石圈内与质量相关的载荷进行建模，可以根据重力和地形数据推断岩石圈弹性厚度等物理参数。然而，在碰撞盆地地区，低地形-重力相关性和急剧变化的导纳在一个狭窄的球谐度从负到正，使该模型不适用。在这项工作中，我们将地幔隆起结构通常形成在碰撞盆地地区的岩石圈负荷模型。根据全球地壳厚度模型，推断了该地幔隆起构造的壳幔边界。在地表和壳幔边界计算偏转岩石圈的重力异常，然后将理论重力导纳和重力相关与观测数据进行比较。我们在火星上的Argyre和Isidis盆地使用这种地幔载荷模型对参数进行了采样，并使用了InSight任务的新型地壳厚度模型。我们的工作表明，适当的建模的影响引起的负载是至关重要的，以了解行星岩石圈的物理特性的盆地地区。
2023-02-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Modification of the composition and density of Mercury from late accretion
晚期增生是一个强烈调制水星表面地貌和地球化学特征的过程。然而，撞击物的命运及其在撞击时期对水星表面的影响尚不清楚。利用Monte-Carlo方法和撞击坑分析方法，我们研究了水星晚期吸积的物理和化学结果。考虑到后期吸积的不确定性，我们开发了以下参数的比例律作为撞击速度和后期吸积总质量的函数：（1）地壳侵蚀深度，（2）表面重塑的程度，和（3）从撞击物物质中吸积的质量。现有的动力学模型表明，水星经历了强烈的撞击轰击（总质量为$\sim 8 \times 10^{18} - 8 \times 10^{20}$ kg，典型的撞击速度为$30-40$ km s $^{-1}$）后，$4.5$ Ga。据此，我们发现晚期的吸积作用可以使水星早期地壳的厚度减少50米到10公里，但其核幔比的变化可以忽略不计。另一种可能是，早期太阳系中假定的分化微行星的地幔可能更容易被移除，并且它们各自的核心部分增加，如果水星最终从这些物体中吸积。虽然陨石坑是值得注意的擦除旧的地质表面记录在水星上，我们表明，$\sim 40-50$重量%的撞击物的外生物质，包括挥发性轴承材料，可以异质植入水星的表面作为后期单板（$>3\times 10^{18}-1.6 \times 10^{19}$公斤）。大约一半的撞击物的物质被蒸发，其余的在撞击时完全熔化。我们希望我们的理论结果和即将到来的水星表面观测，包括BepiColombo…
2020-08-19 astro-ph.EP
A colossal impact enriched Mars' mantle with noble metals
一旦类地行星基本完成了它们的组装，吸积过程中遗留下来的星子就会继续轰击。火星地幔中高亲铁元素（HSE）丰度表明其晚期吸积补充量为0.8wt.%;地球和月球获得了额外的0.7重量%和0.02重量%，分别不成比例的高地球/月球吸积比可以解释为随机增加了一些剩余的谷神星大小的天体，这些天体优先瞄准地球。在这里，我们表明，火星的后期吸积预算也需要一个巨大的影响，一个合理的可见的残余是半球的二分法。在火星地幔中添加足够的HSE需要一个直径至少为1200公里的撞击物在大约2000年之前撞击火星。4430 Ma，此时地壳正在形成。因此，这种二分法可能是火星地壳最古老的地球物理特征之一。喷射出的碎片可能是其卫星的源材料。
2017-06-07 astro-ph.EP
Giant Impact onto a Vesta-Like Asteroid and Formation of Mesosiderites through Mixing of Metallic Core and Surface Crust
中菱陨石是一种由硅酸盐和铁镍金属混合而成的石铁陨石。中陨铁硅酸盐和金属被认为分别来自一颗分化的小行星的地壳和金属核。相比之下，中菱铁矿很少包含橄榄石，而橄榄石主要包含在地幔中。虽然巨大的撞击被认为是一种可能的机制，使地壳和金属物质混合形成中陨星，但这种巨大的撞击如何在不包括地幔物质的情况下形成中陨星状物质并不明显。我们使用光滑粒子流体动力学方法对巨大撞击差异化小行星进行了数值模拟，以研究混合物质在生成物体上的详细分布。对于目标体的内部结构，我们使用了从小行星灶神星的岩浆海洋结晶模型导出的薄地壳模型和从黎明探测器对灶神星的近距离观测中建议的厚地壳和大核模型。在前一个模型的模拟中，金属核心的挖掘需要几乎灾难性的影响，地幔暴露在大面积的表面。因此，在其表面产生的石铁物质很可能包含地幔物质，很难产生中菱铁矿样物质。相反，在后一种模型的模拟中，地幔物质仅在撞击地点暴露，即使撞击挖出了金属核，也有可能形成地幔物质很少的表面和类中菱铁矿物质。因此，我们的模拟表明，一个内部结构与厚地壳和一个大的核心是更有可能作为一个中陨铁母体，而不是从传统的岩浆海洋模型推断的薄地壳内部结构。
2022-02-14 astro-ph.EP physics.geo-ph
Terrestrial Planet Evolution in the Stagnant-Lid Regime: Size Effects and the Formation of Self-Destabilizing Crust
正在进行的类地系外行星的发现突出了研究各种初始条件下行星演化的重要性。我们进行热演化模拟的一般类地行星的质量范围从火星到10个地球质量的停滞盖制度，最自然的对流模式与强烈的温度依赖性粘度。由于相当大的不确定性周围的地幔流变压力的依赖性，我们选择专注于端元的情况下，压力无关的潜在粘度，粘度不随深度沿绝热温度梯度变化。我们采用主成分分析和线性回归捕捉一阶系统的可能的进化方案，从大量的模拟运行。随着行星质量的增加，地壳厚度和地幔加工的程度都预计会减少，这种尺寸效应也可以通过简单的尺度分析得出。板块构造的可能性是使用考虑到韧性和脆性变形机制的地幔流变学来量化的。与早期的尺度分析一致，岩石圈水化作用的影响主导了行星质量的影响。玄武岩榴辉岩相变的行星地壳的可能性被发现增加与行星质量，我们认为，大规模的类地行星可能会逃脱停滞盖制度，通过形成一个自我不稳定的致密榴辉岩层。
2012-10-14 astro-ph.EP
The effect of core formation on surface composition and planetary habitability
一个分化的行星地幔的熔融生产力主要由其铁含量控制，而铁含量本身近似于行星的核心质量分数（CMF）。在这里，我们表明，估计系外行星的CMF允许强大的预测的厚度，成分和矿物学的衍生地壳。这些预测的地壳成分允许限制放置在表面和深层行星内部之间的挥发性循环，与可居住的行星表面的演变的影响。具有大型类地CMF（$\geq$ 0.32）的行星将呈现出薄壳，无法有效地将地表水和其他挥发物输送到下面的地幔中。相比之下，具有较小CMF（$\leq$ 0.24）和更高，类似火星的地幔铁含量的岩石行星将发展能够稳定含水矿物的厚壳，这可以有效地将挥发物隔离到行星内部，并在与演化相关的时间尺度上去除表面水。核心形成的程度对随后的行星表面环境有着深远的影响，并可能为寻找可居住的类地系外行星提供额外的限制。
2021-04-21 astro-ph.EP
Impact Plasma Amplification of the Ancient Mercury Magnetic Field
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Michigan（密歇根大学）；Curtin University（科廷大学）；University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学）
本研究通过撞击模拟证实，水星古代撞击产生的等离子体可放大磁场并以冲击剩余磁化形式记录在地壳中，解释了水星地壳剩余磁化的成因，为重建水星发电机历史提供了新机制。
2025-10-02 astro-ph.EP physics.space-ph
"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
Investigation of Venus' thermal history, crustal evolution, and core dynamics with a coupled interior-lithosphere-atmosphere model
University of Washington（华盛顿大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）
本文通过联合模型预测金星未观测到的特征及火山喷发质量通量，发现四种演化路径，揭示关键参数对地磁场和火山活动的影响，支持金星仍具火山活动。
2026-03-18 astro-ph.EP
Deviation of Mercury's spin axis from an exact Cassini state induced by dissipation
我们计算预测水星的自旋轴从一个确切的卡西尼状态所造成的潮汐耗散，粘性和电磁（EM）摩擦的核心-地幔边界（CMB）和内核边界（ICB）的偏差。CMB处的粘性摩擦产生相位超前，ICB处的粘性摩擦和EM摩擦产生相位滞后;偏差的大小取决于内核尺寸、运动粘度和磁场强度，但不能超过上限。对于小的内核，CMB处的粘性摩擦导致0.027弧秒的最大相位超前。对于一个大的内核（半径$>1000$ km），电磁摩擦在ICB产生最大的相位滞后，但它不超过0.1弧秒。流体和固体核的错位引起的弹性形变在由粘性和电磁耦合引起的相位超前/滞后中起一阶作用，并与潮汐变形引起的地幔热性扰动相当。潮汐耗散导致相位滞后，其幅度（单位为角秒）由经验关系式（80/Q）给出，其中Q是品质因数; Q=80导致约1角秒的相位滞后。具有大约10^{17} Pa·s或更低的低粘度的大内核可显著影响$Q$，并因此显著影响所产生的相位滞后。观测结果表明，有限的地幔相位滞后（<10弧秒）意味着整体地幔粘度的下限约为10^{17} Pa·s。
2022-04-04 astro-ph.EP physics.geo-ph
The Solar wind prevents re-accretion of debris after Mercury's giant impact
水星拥有一个巨大的铁核，以及相应的高体积密度。为了解释如此大的铁含量，已经提出了许多假设。一个长期存在的观点认为，水星曾经拥有一个更大的硅酸盐地幔，在太阳系历史早期的一次巨大撞击中被移除。这个想法的一个核心问题是，从水星喷出的物质通常会在很短的（~百万年）时间尺度后重新聚集到行星上。在这里，我们表明，原始的太阳风将提供足够的阻力后，喷射碎片，以消除他们从水星交叉轨道之前，重新影响行星的表面。具体来说，年轻的太阳可能拥有更强的风，快速旋转和强大的磁场。根据大撞击发生的时间，与这股风相关的冲压压力会将粒子向外推入太阳系，或者向内推向太阳，在亚百万年的时间尺度上，这取决于喷射碎片的大小。因此，巨型撞击假说仍然是一个可行的途径，以消除行星地幔，无论是在水星和太阳系外行星，特别是那些接近年轻恒星的强风。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the relative importance of thermal and chemical buoyancy in regular and impact-induced melting in a Mars-like planet
我们运行了几个系列的二维数值地幔对流模拟代表理想化形式的热化学演化的火星般的行星。为了研究熔融地幔成分浮力的重要性，建立了两个模型，一个模型考虑了地幔成分对浮力的贡献，另一个模型只考虑地幔成分对浮力的贡献。在几个模型对中，引入了单个大撞击作为额外强局部异常的原因，并跟踪了它们在对流地幔框架中的演变。这些模型证实，由地幔定期熔融耗尽提供的额外浮力可以建立一个全球稳定的对流地幔分层和节流地壳生产。此外，成分浮力是必不可少的稳定和保存当地的岩石圈下面的成分异常，并提供了一个可能的解释，在火星地幔中存在独特的，长寿的水库。然而，用地球物理手段探测这种异常可能是困难的;它们预计将通过重力测量而不是地震或热流测量来探测。结果进一步表明，如果忽略撞击引起的地幔密度异常，地壳厚度可能被局部高估约20公里。
2017-08-12 astro-ph.EP
Magmatic intrusions control Io's crustal thickness
木卫一是太阳系中火山活动最活跃的天体，它通过喷发炽热的熔岩而失去热量。热量由潮汐加热提供，并被认为是通过岩浆分离通过地幔传递的，这种传递方式使它与对流的类地行星不同。我们提出了一个模型，耦合岩浆运输的潮汐热的火山系统在地壳中，以确定地壳厚度，岩浆侵入和喷发率的控制。我们证明，岩浆侵入是木卫一的地壳热平衡的一个关键组成部分，约80%的岩浆交付到地壳的基础必须侵位和冻结的深圳湾，以配合地壳厚度的粗略估计。当岩浆从部分熔融的地幔上升进入地壳时，形成了一个解压缩的边界层，这可以解释高熔体分数区域的推断观测结果。
2020-05-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
A new estimate for the age of highly-siderophile element retention in the lunar mantle from late accretion
在月球形成之后，后期的类地行星吸积强烈地改变了硅酸盐壳和地幔的物理和化学性质。这种变化的形式是通过撞击熔化，以及迟来的挥发物和高度亲铁元素（HSEs）的加入。目前的争论集中在月球HSE记录是否代表其整个晚期吸积历史，或者这些只在特定时间后保留在地幔和地壳中，如果是这样，何时。在这里，我们采用改进的蒙特卡罗影响模拟到月球和火星的后期吸积，并提出了一个更新的年表的基础上新的动力学模拟剩余的星子和E带。我们考虑到碰撞物质的低效保留。我们计算了月球和火星上的陨石坑和盆地密度，撞击这些行星的最大物体以及它们吸积的物质数量。输出被用来推断在特定时间段剩余的星子的质量，然后将其与月球HSE丰度进行比较。从这个估计，我们计算出一个优选的月球HSE保留年龄约。4450 Ma，这意味着模拟的月球地幔HSE丰度几乎可以追溯到所有的月球晚期吸积。根据我们的结果，月球高地的表面年龄至少为4370 Ma。我们发现，4500 Ma时直径Di<300 km的剩余星子的质量最适合陨石坑年代学，大约为2 × 10 ^{-3}地球质量（ME），而E带的质量固定为4.5 × 10 ^{-4}我们还发现，一个剩余的星子质量超过0.01 ME的结果在月球HSE保留年龄比月球分化的主要事件年轻和地壳的形成，这反过来又违反了地球晚期吸积的时间和强度的地球化学约束（Mojzsis等人，2019年）。
2021-02-17 astro-ph.EP
From stars to diverse mantles, melts, crusts and atmospheres of rocky exoplanets
本综述阐述了预测岩石质系外行星成分与矿物学的逻辑，揭示了恒星丰度如何通过T-P-X矿物组合计算及地幔熔融过程影响行星地壳成分，并评估了观测光谱对探测这种成分差异的灵敏度。
2024-04-23 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Stellar Chemical Clues As To The Rarity of Exoplanetary Tectonics
地球构造过程控制着陆壳的形成，控制着其独特的深水和碳循环，对地表的可居住性至关重要。地球上稳定状态板块构造的一个主要驱动力是冷俯冲板块下沉到下面的地幔。这种下沉是岩石圈热收缩和玄武质洋壳与岩石圈地幔变质转变共同作用的结果。后一种效应取决于行星的整体组成，例如，构成类地行星的主要元素镁、硅、铁、钙、铝和钠，在银河系中含量各不相同。我们提出了热力学相平衡计算行星分化计算熔体成分和地幔矿物学，并表明，一个星球的耐火材料和中等挥发性元素丰度控制类地行星的可能性，产生地幔衍生，熔融提取地壳下沉。与地球相比，那些具有较高浓度Si和Na丰度的行星不太可能经历持续的构造。我们发现，与太阳/地球相比，在银河系中观察到的恒星成分范围中，只有1/3可能拥有能够维持密度驱动构造的行星。在这个组成范围之外的系统不太可能产生能够通过构造调节其气候的行星，并且可能不适合我们所知道的生命。
2017-07-03 astro-ph.EP
The origin of the terrestrial planets
本文提出类地行星形成的新模型：忒伊亚撞击地球形成火星和月球，并解释地球海洋盆地、板块构造及宜居条件；水星被弹射进太阳对流区，解释太阳自转异常，结果由质量平衡和轨道特征定量支持。
2023-05-29 astro-ph.EP
A pre-Caloris synchronous rotation for Mercury
水星被锁定在一个自旋轨道共振中，每绕太阳两圈，它就绕自转轴旋转三圈。目前对这种独特状态的解释假设这颗行星的初始旋转是缓慢而快速的，潮汐扭矩使行星的旋转减速到这种共振。当核幔边界摩擦占，捕获到3/2共振发生的概率为26%，但最有可能的结果是捕获到一个高阶共振。在这里，我们表明，如果水星的初始旋转是逆行，这颗行星将被捕获到同步旋转的概率为68%。撞击坑形成率的强烈空间变化在这个时候已经存在，这些都被证明是与水手10号和信使号观测到的前卡洛里撞击盆地的分布相一致的。大型成盆撞击事件所产生的动量使脱离这种高度稳定的共振成为可能，随后在有利的条件下捕获到3/2共振中。
2011-12-11 astro-ph.EP
Polluted White Dwarfs Reveal Exotic Mantle Rock Types on Exoplanets in our Solar Neighborhood
先前的研究假设，一些受污染的白矮星记录了类似大陆的花岗岩地壳-这在地球上很丰富，可能是板块构造的唯一标志。但这些推论只来自少数几个元素，没有一个能定义岩石类型。因此，我们提出了第一次估计的岩石类型的系外行星，一旦轨道污染的白矮星-恒星的大气成分记录下降的以前轨道行星物体-检查的情况下，镁，硅，钙和铁的测量精度。我们没有发现陆壳或其他地壳类型的证据，即使在校正了地核形成之后。然而，这些系外行星的硅酸盐地幔是可以辨别的：一个例子是类似地球的，但大多数在成分和矿物学上都是外来的。由于这些系外行星的成分分布超过了附近4,000颗以上的主序星，它们独特的硅酸盐成分不太可能反映母星成分的变化。相反，被污染的白矮星揭示了我们太阳系附近的行星种类比目前所认识的要多，因此具有独特的行星吸积和分化路径，在我们的太阳系中没有直接的对应物。这些需要新的岩石分类方案，石英+斜方辉石和方镁石+橄榄石组合，这是这里提出的。
2021-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Mercury (Hg) in meteorites: variations in abundance, thermal release profile, mass-dependent and mass-independent isotopic fractionation
我们测量了一组陨石中汞的浓度、同位素组成和热释放剖面，包括陨石和无球粒陨石。我们发现不同陨石之间的汞浓度变化很大（约100克）。10 ppb至14'000 ppb），最高浓度数量级高于预期的本体太阳系硅酸盐值。从热释放曲线（150至650 °C）中存在的几种不同的汞载体相来看，我们认为这些变化不太可能主要是由于陆地污染造成的。陨石的汞丰度与岩石类型或汞同位素的质量分馏无关。大多数碳质辉长岩显示奇数同位素199 Hg和201 Hg的富集与质量无关。我们表明，富集不是核合成，因为我们没有找到相应的核合成赤字196汞。相反，它们可以部分解释为汞蒸发和再沉积过程中加热小行星从原始放射性核素和后期的影响加热。非碳质碳酸盐岩、大多数无球粒陨石和地球在气相汞中没有表现出这种富集。然而，这里研究的所有陨石都含有相对于地球地壳平均值的轻汞同位素（δ 202 Hg = ~-7至-1），这可能表明地球已经失去了其原始汞的很大一部分。然而，约2%的碳质沉积物的后期增生，被认为是地球水、碳、氮和惰性气体存量的原因，也可能是地球目前汞收支的大部分或全部原因。在这种情况下，地壳中同位素重的汞必然是地表和地球深部储层之间同位素分馏的结果。
2016-03-07 astro-ph.EP
Explaining Mercury via a single giant impact is highly unlikely
类地行星形成的经典情景的特征是月球到火星质量行星胚胎之间的巨大撞击阶段。虽然经典的模型和它的修改已经产生了足够的类似物的外部三个类地行星，水星的起源仍然难以捉摸。与地球相比，水星的高核心质量分数特别突出。在碰撞假说中，这一特征长期以来被解释为两颗大质量原行星之间高能巨大撞击的结果。在这里，我们重新审视了经典的类地行星形成的场景，重点是巨大的影响的结果。我们已经进行了大量的N体模拟考虑不同的初始分布的行星胚胎和星子。我们的模拟测试了不同巨行星配置的影响，从几乎圆形到非常偏心的配置。我们比较了巨大的影响，在我们的模拟与那些更有可能占水星和月球的形成，根据平滑的流体动力学模拟。在我们所有的模拟中，都观察到了可能导致月球形成的撞击事件，占所有巨大撞击的20%，与预期的月球形成事件条件范围一致。另一方面，通过单一的巨型撞击形成汞的事件是非常罕见的，占所有巨型撞击的不到1%。我们的研究结果表明，产生水星作为一个单一的巨大的影响，剥离地幔的分化行星物体与地球一样的铁硅酸盐比例是具有挑战性的，可能需要替代方案（例如多次碰撞）。
2022-07-29 astro-ph.EP
Electrical and seismological structure of the martian mantle and the detectability of impact-generated anomalies
我们从受盆地形成陨石撞击影响的火星地幔对流模型的结果中推导出合成电导率、地震速度和密度分布。的电导率功能的中间最低的强烈耗尽的最顶部的地幔，夹在下地壳的高电导率和一个平稳的增加几乎恒定的高值在深度大于400公里。整体声速在整个地幔中几乎平稳地增加，只有一个显著的变化出现在$β$ -橄榄石附近1100公里的深度。对撞击的地下痕迹的可探测性进行的评估表明，至少如果从冲击熔化的目标中有效地提取熔化物，那么撞击的特征在两个观测点中都是可见的，但即使对于大型盆地，它也不总是特别明显;具有广泛的空间和时间覆盖范围的观测将提高其可探测性。电磁测深可能提供另一种可能性来研究地幔的性质，特别是在撞击结构的区域。与地震学和重力测量学相比，它在火星内部的应用迄今为止还没有得到多少考虑。特别令人感兴趣的是它限制地幔含水量的潜力。通过将撞击结构的电磁探测数据与模型预测进行比较，也有可能回答撞击产生的熔体的提取效率这一悬而未决的问题。
2021-02-06 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
Collisional stripping of planetary crusts
对行星吸积和演化的地球化学研究已经援引了不同程度的碰撞侵蚀来解释行星和陨石之间整体成分的差异。在这里，我们进行一个完整的，动态的评估“地壳剥离”过程中的增生和其关键的地球化学后果。我们提出了光滑粒子流体动力学模拟之间的碰撞分化岩石星子和行星胚胎。我们发现，地壳是优先失去相对于地幔的影响，我们已经制定了一个比例法则，近似质量的地壳仍然是最大的残余。使用这个比例律和最近的一组N-体模拟，我们估计的最大影响地壳剥离不相容元素丰度在吸积的行星胚胎。我们发现，平均三分之一的初始地壳剥离胚胎，因为他们增生，这导致减少约20%的预算的产热元素，如果剥离的地壳不重新增生。结壳的侵蚀可导致不相容元素的非亲铁性比率，但这种影响的程度敏感地取决于结壳形成熔融过程的细节。Lu/Hf系统被划分为多种地壳形成情景。利用eucrites（星子硅酸盐熔融的产物，被认为代表灶神星的地壳）作为星子地壳在吸积过程中部分丢失的Lu/Hf的指示，我们预测地球今天可能演化为超地幔176-Hf/177-Hf（3-5 ppm）。这样的值与对地球整体的成分估计是一致的。行星壳在吸积过程中的剥离可导致亲石元素的整体组成发生可检测的变化，但分馏相对微妙，对再吸积的效率很敏感。
2017-12-07 astro-ph.EP
Three-dimensional SPH simulations of the Caloris basin-forming impact: basin scaling, the gravity anomaly, and antipodal effects
University of Zurich（苏黎世大学）；University of Bern（伯尔尼大学）
通过pkdgrav3代码开展三维SPH模拟，明确卡路里盆地的形成条件、正重力异常的地幔抬升起源及对跖地形的形成机制，揭示喷出物汇聚的关键作用。
2026-08-28 astro-ph.EP
Effects of the librationally induced flow in Mercury's fluid core with an outer stably stratified layer
本文研究水星流体核顶部稳定分层对88天平动驱动流动的影响，发现流动强烈依赖分层强度，但对天平动振幅影响可忽略，且可能产生约1%偶极场强度的感应磁场。
2023-08-30 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Birth and decline of magma oceans. Part 2: wobbling thermal history of early accreted planetesimals
一个理论模型，描述了一个悬浮液的演变，其中晶体可以沉积形成一个密集的累积或可能产生一个轻的浮选地壳已在一个配套文件中推导出来。我们用这个模型来研究在太阳系形成的非常早期阶段的早期吸积行星体的热历史。我们研究所需的条件，形成和保存浮选结壳和基底堆，以及星子的热演化的影响。计算了由$\rm{^{26}Al}$和$\rm{^{60}Fe}$衰变产生内部加热的早期吸积星子的温度演化。对于半径为$R>30\, \rm{km}$的星子，部分熔融达到40%，星子经历流变转变并形成岩浆海洋，即：一种悬浮液，晶体可以从中分离并形成漂浮的外壳和/或致密的堆积物。由于绝热浮壳的形成，这一岩浆洋幕的特征是相对较长的时间寿命，缓慢的冷却速率，和弱的表面热通量。该模型还预测了一个周期性的演变，地壳增厚的情节与熔融引起的地壳变薄的情节交替。这些循环反过来又产生了振荡的热历史，并防止了星子的热加热失控。在岩浆洋幕末期，当晶体含量大于60%时，星子地幔发生向固态对流的转变。该阶段的特征在于高粘性剪切应力，其倾向于侵蚀先前形成的晶体沉积物。然而，这一侵蚀过程的时间尺度大于星子的寿命。因此，固态演化可以描述为一个良好的混合地幔嵌入一个亚稳定地壳和保存在其底部的堆晶。
2021-08-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
Interior Dynamics and Thermal Evolution of Mars -- a Geodynamic Perspective
在过去的几十年里，全球地球动力学模型已被用来研究类地行星的热演化。随着计算能力的提高和数值技术的改进，这些模型变得更加复杂，模拟现在能够使用高分辨率的3D球壳几何形状，并考虑到强烈变化的粘度，适用于地幔物质。在这项研究中，我们回顾了全球三维地球动力学模型，已被用来研究火星的热演化和内部动力学。我们将讨论如何将这些模型与当地和全球的观测相结合，以约束地球的热历史。特别是，我们使用最近的洞察力估计地壳厚度，上地幔结构和核心大小，以展示这些约束如何与3D地球动力学模型相结合，以提高我们对火星内部动力学，现今热状态和温度变化的理解。
2022-08-18 astro-ph.EP
Thermal history of the Erg Chech 002 parent body: Early accretion and early differentiation of a small asteroid
星子的吸积和分异过程的历史由不同的陨石群提供。他们对不同的母体层进行取样，揭示了金属硅酸盐分离的情况和原行星的内部结构。未分组的无球粒陨石Erg Chech 002（EC 002）添加到原始火成结壳样品组中。在这里，我们提出的模型，利用热年代学数据EC 002和适合的吸积时间和大小的母体这些数据。经铀校正的Pb-Pb、Al-Mg和Ar-Ar年龄表明，在CAIs后0.1Ma形成了一个半径为20-30 km的最佳拟合星子。它的内部熔融较早，并在0.5 Ma前分化，允许核和地幔形成，并有短暂的下地幔岩浆海洋，在陨石分层深度处熔融分数<25%。EC 002形成于0.8公里深的未分化地壳覆盖的部分分化区域。通过模拟与不同大小和速度的撞击物的碰撞，我们分析了EC 002从其原始母体和撞击现场的表面组成的最小弹射条件。岩浆洋区与EC 002的分层深度不同，说明它与EC 002的成因无关。我们的模型估计Al-Mg年龄的闭合温度为1060 K至1200 K。一个快速的母体冷却属性后期Ar-Ar年龄的局部再加热的另一个，后期的影响。
2023-02-24 astro-ph.EP
Global Scale Impacts
全球规模的撞击改变了目标小行星很大一部分的物理或热状态。具体的影响包括加积、家族形成、重塑、混合和分层、冲击和摩擦加热、碎裂、物质压实、扩张、地幔和地壳剥离以及地震退化。破译小行星和陨石中全球规模撞击的复杂记录，将使我们了解原始行星形成过程及其产生的人口，以及随着碰撞变得更快和更少，它们随时间的演变。我们提供了这些想法的简要概述，并介绍了模型。
2015-04-09 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
Effect of width, amplitude, and position of a core mantle boundary hot spot on core convection and dynamo action
在类地行星的液态铁核内，对流和由此产生的全球磁场都受到上覆岩石地幔的控制。下地幔的热结构决定了有多少热量可以从地核逸出。热的下地幔特征，例如巨大撞击的热足迹或热地幔柱，将局部地减少通过核幔边界（CMB）的热通量，从而削弱核对流并影响磁场产生过程。在这项研究中，我们数值研究如何参数化热点在CMB与任意大小，振幅和位置影响核心对流，因此发电机。热通量异常的影响是量化的全球流动对称性的变化，如赤道反对称，轴对称（EAA）纬向流的出现。对于纯流体动力学模型，EAA对称性尺度几乎与CMB的振幅和大小呈线性关系，而自洽发电机模拟通常揭示要么抑制或大幅增强EAA对称性，主要取决于热通量异常的水平程度。我们的研究结果表明，长度尺度的异常应在同一数量级的外核半径显着影响流场对称性。作为对火星的暗示，在我们的模型范围内，研究得出结论，由CMB热通量异常修改的古代核心场无法将地壳非均匀磁化到火星上南北不对称的现今水平。使用我们的模型得到的磁场不是不够不对称，或者当它们足够不对称时，显示出快速的极性反转，这与厚的单向磁化不相容。
2015-11-04 astro-ph.EP physics.flu-dyn physics.geo-ph
The effect of collisional erosion on the composition of Earth-analog planets in Grand Tack models: Implications for the formation of the Earth
撞击引起的地球早期地壳的侵蚀在地球的天体增生过程中可以显着改变散装硅酸盐地球的原始化学成分（BSE，即地壳的成分添加到现在的地幔）。特别是，它可以特别有效地改变元素的丰度具有很强的亲和力硅酸盐熔体（即不相容元素），因为早期分化地壳优先富集在这些。在这里，我们进一步开发了一个侵蚀模型（EROD）来量化碰撞侵蚀对BSE最终组成的影响。结果进行比较，目前的BSE组成模型和地球的吸积过程的限制。BSE的化学成分的演变造成的地壳剥离计算约50个地球类似物的背景下的大钉模型的整个吸积历史。所选化学元素的不相容程度范围很广。我们发现，最不相容的亲石元素，如Rb，Th或U在BSE的最大损失40wt%，可以预期当地壳形成从低部分熔融速率。因此，取决于在增生过程中的地壳形成过程的确切性质和增生历史本身，难熔亲岩元素（RLE）可能不会在BSE中的南极相对比例。在这种情况下，可能需要根据这些元素的地球化学不相容性对目前的疯牛病估计进行校正。或者，如果RLE确实在BSE中处于相对比例，则应质疑在影响BSE化学成分方面有效的吸积情景。
2022-10-21 astro-ph.EP physics.geo-ph
Earth and Mars -- distinct inner Solar System products
类地行星的组成记录了行星吸积、核幔和壳幔分异以及表面过程。在这里，我们比较了地球和火星的成分模型，以揭示它们的特征和形成过程。地球和火星同样富含难熔元素（1.9 $\times$ CI），尽管地球比火星更易挥发，氧化程度更低。它们的化学成分是由星云分馏确定的，中度挥发性元素的后增生损失贡献可以忽略不计。行星挥发性元素耗尽的程度可能与吸积物质中球粒的丰度、行星的大小及其吸积时间尺度有关，这为水星、金星、形成月球的巨大撞击物和原地球的组成和起源提供了见解。在星云盘的形成前后，地球可能比火星和南极小行星吸积了更多的球粒和更少的矩阵状物质，从而建立了其显著的挥发性耗尽。一个氧化的，分化的火星样的巨大影响（即，在月球上形成的碎片环（主要是由原地球的地幔组成），是一个挥发性物质耗尽、还原的原地球。类火星撞击物加入的硅酸盐地球中的亲铜和亲铁元素被硫化物熔体萃取到地核中。相比之下，火星的组成表明它在几乎均匀的氧化条件下快速吸积少量的球粒。火星的快速冷却和早期发电机的损失可能导致了板块构造和地表水的缺乏，以及现在的低表面热通量。地球和火星之间的这些相似之处和不同之处使得前者适合居住，而另一个则不适合居住。
2021-02-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
The Metal-Silicate Partitioning of Carbon During Earth's Accretion and its Distribution in the Early Solar System
碳是地球上生命存在和进化的基本元素。它在地壳和地幔（块状硅酸盐地球，BSE）中的丰度令人惊讶地高，因为碳在低压和低温下具有强烈的亲铁性（金属爱好），因此在吸积过程中应该几乎完全分离到地核中。BSE中碳浓度的估计值在100-260 ppm之间，远高于基于简单的核幔分异模型的预期。在这里，我们通过实验表明，在地球核心形成的假定条件下，（49-71 GPa和3600-4000 K），在这些条件下，碳的亲铁性明显低于低压下（$\leq$ 13 GPa）和温度（$\leq$ 2500 K）的先前大容量压机研究，但至少比最近基于与我们类似的实验方法提出的亲铁体多一个数量级。使用我们的新数据以及先前发表的结果，我们得到一个新的参数化的压力-温度依赖性的金属-硅酸盐分配的碳。我们应用这个参数化模型，结合行星形成和核幔分化，是基于天体物理学的N体吸积模拟。由于在高温下升华，分化的微行星几乎完全耗尽了碳，BSE中几乎所有的碳都是由来自外太阳系的完全氧化的碳质球粒陨石物质的吸积增加的。在整个吸积过程中，碳不断地被添加到地幔中，在吸积结束时，其浓度达到BSE范围内的值（例如140 $\pm$ 40 ppm）。相应的最终核心和整体地球碳浓度分别为1270 $\pm$ 300 ppm和495 $\pm$ 125 ppm。
2022-02-14 astro-ph.EP physics.geo-ph
The role of impact and radiogenic heating in the early thermal evolution of Mars
提出了考虑核-幔分异和核-幔-壳分异的火星行星分异模型。通过考虑短寿命核素~（26）Al和~（60）Fe的辐射加热，对火星早期热演化进行了数值模拟，模拟时间跨度可达早期太阳系的最初2500万年（Ma）。在火星吸积过程中的冲击加热的影响也纳入了模拟。火星的早期吸积需要短寿命的核素在加热过程中发挥重要作用。26 Al与撞击加热一起可以为整个主体提供足够的热能，以基本上熔化并触发行星尺度的分化。这与完全基于撞击加热的热模型相反，撞击加热不能产生广泛的熔化和行星分化。火星的早期吸积可能发生在太阳系早期的~1.5 Ma，如果火星在~1 Ma的时间尺度上吸积，可能会导致火星的实质性分化。这似乎与火星陨石的年代记录一致。
2014-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical and collisional constraints on a stochastic late veneer on the terrestrial planets
鉴于它们在分化过程中倾向于被纳入地核，地球地幔中的高度亲铁元素被认为是在巨大撞击阶段结束后作为“晚期饰面”被增生的。Bottke等人（2010年）提出，如果晚期单板的特征是大型（D = 1000- 4000 km）撞击物，则可以解释大的地月HSE丰度比。在这里，我们模拟了类地行星在一个随机的晚期单板阶段从吸积结束，直到开始的晚期重轰击~ 5亿年后的演变。我们表明，由大型（D > 1000 km）天体主导的0.05地球质量的晚期单板种群自然地向地球提供了~0.01地球质量的单板，与约束一致。类地行星的偏心率和倾角是由与最大的晚期单板天体的近距离接触所激发的。我们发现，当a）类地行星的单板前角动量亏损AMD_0小于当前角动量亏损AMD_now的一半，或b）AMD_0 <= AMD_now且单板仅限于较小的天体（D_max <= 2000 km）时，它们的单板后轨道与理论值最吻合。单板对金星、地球和火星的影响主要是增生性的，但对水星和月球的影响主要是侵蚀性的。在约20%的模拟中，发生了一次高能撞击，可能会去除超过25%的水星质量，从而增加其铁的质量分数。我们表明，由于较大撞击的侵蚀性质，月球不能从大于500- 1000公里的物体上吸积任何物质。如果晚期的单板包括大型撞击物（D >= 500- 1000 km），而不管它们的大小分布，只要地球的单板大部分来自大型天体，就可以解释大的地球-月…
2013-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
