The late formation of chondrites as a consequence of Jupiter-induced gaps and rings
Rice University（莱斯大学）
本研究通过数值模拟发现木星早期形成会重塑原行星盘，催生尘埃环与第二代微行星，解释了球粒陨石晚期形成的时间差，同时抑制类地胚胎内迁，表明木星对塑造内太阳系有关键作用。
2025-10-22 astro-ph.EP
Multiple and Fast: The Accretion of Ordinary Chondrite Parent Bodies
虽然普通陨石和陨石的岩石学，化学和同位素研究在很大程度上帮助建立了星子形成及其演化的最早事件的年表，但有几个问题不能仅通过实验室测量和/或实验来解决。在这里，我们提出了几个新的限制普通球粒陨石母体的形成和演化的基本原理（并通过扩展大多数星子），从新的光谱测量和矿物学分析的主带S型小行星（83个对象）和不平衡的普通球粒陨石（53个样品）。基于后者，我们建议光谱数据可以用来区分是否一个普通的球粒陨石是在其母体的表面附近或内部形成的。如果这些限制是正确的，建议的影响包括：一）大群组成相似的小行星是小行星形成的自然结果，因此，在一个给定的类陨石可以来自多个母体;（二）大面积（高达~ 200公里）S型主带小行星暴露了大部分原始天体的内部，可能是早期太阳系中小行星（直径<10公里）撞击的结果（Ciesla等人，2013年）; iii）H球粒陨石母体的吸积持续时间可能很短（瞬时或小于10^5年，但肯定不会长达100万年）; iv）LL类天体比H类天体更靠近太阳形成，这可能是吸积前原行星盘中球粒的径向混合和尺寸分选的结果。
2014-05-27 astro-ph.EP
Laboratory mid-IR spectra of equilibrated and igneous meteorites. Searching for observables of planetesimal debris
陨石含有来自太阳系小行星的矿物质，这些小行星具有不同的性质（如大小，水的存在，核心形成）。我们提供了新的粉末陨石的中红外透射光谱，以获得小行星碎片的中红外光谱的模板。这对于解释过去和未来空间天文台的中红外光谱至关重要，如詹姆斯韦伯太空望远镜。我们发现，湿和干陨石，碳质和普通陨石和无球粒陨石和球粒陨石的透射光谱是明显不同的方式，可以区分在天文中红外光谱。光谱上区分不同陨石群（以及不同类型的母体）的两个观测值是辉石-橄榄石特征强度比和橄榄石光谱特征的峰值位移，这是由于橄榄石中铁浓度的增加。
2017-11-30 astro-ph.EP
Meteorites and the RNA World: Synthesis of Nucleobases in Carbonaceous Planetesimals and the Role of Initial Volatile Content
生命起源的基本组成部分-生命前体分子已在碳质化石中发现。这些有机分子向冥古宙地球的外源输送可能会引发达尔文池塘中第一批RNA分子在干湿循环期间的聚合。在这里，我们调查的RNA和DNA的核碱基腺嘌呤，尿嘧啶，胞嘧啶，鸟嘌呤和胸腺嘧啶内的母体星子碳质微球的形成。最新的热化学平衡模型与一维热力学星子模型耦合用于计算核碱基浓度。与之前的研究（Pearce & Pudritz 2016）不同，我们假设初始挥发物浓度更适合碳质球粒陨石母体的形成区。这代表了更准确的宇宙化学发现，这些天体已经形成内部，$\sim 2\mathrm{-}5\,\mathrm{au}$，温暖的区域太阳系。由于这些改进，我们的模型代表了腺嘌呤和鸟嘌呤的浓度测量碳质碳酸钙。我们的模型本身并没有重现这些陨石中尿嘧啶、胞嘧啶和胸腺嘧啶的测量结果。这可以通过核碱基之间的转化反应和胸腺嘧啶的潜在分解来解释。碳质小行星中的生命前有机物质的合成可以很好地解释为i）辐射加热，ii）水化学，涉及在微行星内部特定半径范围内的几个关键过程，其中水可以以液相存在，iii）初始挥发物含量减少（H $_2$，CO，HCN，CH $_2$ O）的原行星盘材料在母体区域相比，彗星的外部区域。
2022-11-11 astro-ph.EP
Cavitating bubbles in condensing gas as a means of forming clumps, chondrites, and planetesimals
本文提出冷凝气体中的辐射-冷凝不稳定性可引发空化式坍缩，将颗粒冷凝物压实成团块乃至星子，并通过模拟硅酸盐蒸气气泡的冷凝坍缩验证该机制，进而探讨其对 CB/CH 球粒陨石母体形成的意义。
2024-09-04 astro-ph.EP
Photophoretic separation of metals and silicates: the formation of Mercury like planets and metal depletion in chondrites
水星未经压缩的高质量密度表明，这颗行星主要由铁组成，要么是金属（主要是铁镍），要么是硫化铁。信使号水星任务的最新结果暗示了水星的低温历史，这对解释高金属含量的撞击地幔剥离或蒸发的标准形成模型提出了质疑。像水星一样，两颗最小的太阳系外岩石行星，CoRoT-7 b和开普勒-10b，被发现具有高密度。由于它们的轨道靠近它们的主星，这表明富含铁的内行星可能不是太阳系的累赘，而是行星形成的一般计划的一部分。从未分化的镁铝榴石中还知道，金属与硅酸盐的比例变化很大，这必须归因于行星前的分馏过程。由于这种分馏作用，大多数铁的母体--其中大多数起源于小行星带--相对于太阳系的平均丰度来说，铁的含量是贫化的。导致太阳星云中金属硅酸盐分馏的天体物理过程基本上是未知的。在这里，我们考虑电泳力。由于这些力特别作用于辐射固体，它们可能对形成于原行星盘内缘的星子的组成起重要作用。光泳可以将高导热性材料（铁）与低导热性固体（硅酸盐）分离。我们认为，硅酸盐优先被推入光学厚盘。随后在边缘向外移动的星子形成导致靠近恒星的金属丰富的星子和在星云更远的地方的金属耗尽的星子。
2013-05-03 astro-ph.EP
Diffusion of Oxygen Isotopes in Thermally Evolving Planetesimals and Size Ranges of Presolar Silicate Grains
前太阳颗粒是在陨石中发现的小颗粒，其同位素组成与太阳系中的物质有很大不同。如果前太阳颗粒中的某些同位素在嵌入陨石母体时扩散到其颗粒尺寸之外，则其同位素组成可能会被冲洗掉，因此这些颗粒不再被识别为前太阳颗粒。我们探索这种可能性的第一次通过自洽模拟的星子的热演化和扩散长度的$^{18}$ O在太阳前硅酸盐颗粒。我们的研究结果表明，小于$\sim$ 0.03 $μm$的前太阳硅酸盐颗粒不能保持其原始同位素组成，即使宿主星子经历了低至600 $^{\circ}$ C的最高温度。由于该温度对应于岩石学类型3方解石所经历的温度，同位素扩散可以将在这种方解石中发现的前太阳硅酸盐颗粒的尺寸限制为大于$\sim$ 0.03 $μm$。我们还发现，在加热到700-800 $^{\circ}$ C的星子中，$^{18}$ O的扩散长度达到$\sim$ 0.3-2 $μm$。这表明，如果太阳前颗粒的原始尺寸跨越从$\sim$ 0.001 $μm$到$\sim$ 0.3 $μm$的范围，就像在星际介质中一样，那么太阳前颗粒的同位素记录在这种高度热化的母体中可能几乎完全丢失。我们认为，同位素扩散可能是控制某些类型的方解石中前太阳颗粒的大小分布和丰度的关键过程。
2017-01-23 astro-ph.EP
Linear Thermal Instability of a Condensing Gas-Particle Mixture, with Possible Application to Chondrites and Planetesimals
研究光学薄介质中热饱和气体与冷凝颗粒混合物的热不稳定性，发现该不稳定性可形成颗粒团块和空洞，有助于从汽化碎片中组装球粒陨石母体并形成星子。
2025-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Possible Ribose Synthesis in Carbonaceous Planetesimals
生命的起源可能是由达尔文池塘中的第一个RNA分子在干湿循环中聚合而引发的。在碳质化石中发现了关键的生命构成单元核糖。它的外源性传递到冥古宙地球可能是RNA世界出现的关键一步。在这里，我们调查核糖的形成，通过一个简化的版本内的碳质球粒陨石母体的formose反应。在我们以前研究的基础上，我们用相同的耦合物理化学模型计算了不同大小和加热历史的星子中核糖的丰度。我们进行实验室实验，使用催化剂存在于碳质碳酸盐中，以推断在甲醛反应期间形成的所有戊糖（5Cs）中核糖的产率。这些实验室产量用于调整我们的理论模型，该模型只能预测5Cs的总丰度。我们发现计算出的核糖丰度与碳质球粒陨石中测量的丰度相似。我们讨论了核糖的化学分解和保存的可能性和派生的时间和地点在星子的限制。总之，含水甲醛糖反应可能产生碳质碳酸盐中的大部分核糖。结合我们之前对核碱基的研究，我们发现RNA世界的生命构建模块可以在母体内合成，然后传递到早期的地球上。
2022-04-04 astro-ph.EP physics.chem-ph
A Radiative Heating Model for Chondrule and Chondrite Formation
我们建议，球粒和陨石一起形成的一个简短的辐射加热事件所造成的密切接触的一个小的（米到公里尺度），原始的星子（SPP）与白炽熔岩的表面上的一个大的（100公里尺度）分化的星子（LDP）。在我们的方案中，球粒陨石石化发生热等静压（HIP）的同时球粒形成，根据互补性和集群的限制。在t=0附近形成的LDPs的热模型预测，将有一个非常窄的时间窗口，与球粒形成时期相一致，在此期间，地壳足够薄，经常因撞击、火山作用和/或地壳沉降而破裂，将热岩浆释放到其表面。我们计算的加热曲线比星云模型的“闪热”特征更平缓和对称，但符合实验岩石学的限制。SPP本身是一个合理的来源过剩的O，Na和Si蒸汽压（相比太阳星云的环境），这是所需的球粒观测。实验室实验表明，FeO贫斑状橄榄石球粒，最大的球粒，可以使用加热和冷却曲线预测的“飞越”模型。如果球粒陨石是球粒陨石石化的副产品，那么它们在良好石化的球粒陨石物质中的高体积丰度并不能证明它们曾经在太阳系中广泛分布。相对罕见的事件，如这里模拟的飞越，可以解释它们在陨石记录中的丰度。
2019-03-28 astro-ph.EP
Early Thermal Evolution of Planetesimals and its Impact on Processing and Dating of Meteoritic Material
陨石及其成分的放射性同位素年龄对小天体的演化提供了限制：吸积、热和水变质、分异、冷却和冲击变质的时间尺度。认识到短寿命核素（如26铝，60铁）的衰变热，是主要的热源驱动分化和变质，热模拟的小天体是最重要的设置个人陨石年龄数据到其母体的热演化的一般背景下，并得出一般结论的性质，行星积木在早期太阳系。一般来说，模型很容易解释铁陨石比铁陨石更古老，因为早期形成的微行星经历了更高浓度的短寿命核素和更严重的加热。然而，核心形成过程也可能延长到10 Ma后，形成的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。原始材料的多孔性的一般影响是，相对较小的天体（<几公里）也将分化，如果它们在CAIs后2 Ma内形成。一个值得探讨的特别有趣的特征是，一些小行星可能来自内部有差异的小行星的未分化外层。这可以解释某些陨石中存在的残留磁化是由于行星磁场造成的。
2013-12-12 astro-ph.EP
Dynamic evolution of major element chemistry in protoplanetary disks and its implications for chondrite formation
球粒陨石可能是地球的组成部分，而确定最能代表地球的球粒陨石群是解决早期地球状态的关键。然而，钙钛矿的起源仍然存在争议，部分原因是它们令人困惑的主要元素组成，有些表现出Al，Ca和Mg的耗尽。基于一个新的原行星盘的热化学演化模型，我们表明，具有类似于普通和顽火辉石的耗尽模式的星子可以起源于顽火辉石蒸发的1-2 AU。在顽火辉石的“蒸发前沿”周围，包括镁橄榄石在内的难熔矿物大量向内流动，卵石浓度很高，这些矿物的损失导致Al、Ca和Mg的贫化。当蒸发的固体颗粒重新凝聚到卵石上时，卵石的浓度进一步提高，潜在地触发流动不稳定性。因此，在陆地区域可以自然地产生由普通的顽火辉石和顽火辉石组成的星子。镁橄榄石的优先损失也产生了增强的Mg/Si和重Si同位素的潜在源区内的普通和顽火辉石。具有这两种特征的地球，可能就起源于普通和顽火辉石诞生的地方。
2020-04-30 astro-ph.EP physics.geo-ph
Rocky Planetesimal Formation via Fluffy Aggregates of Nanograins
几个证据表明，原始陨石中的硅酸盐颗粒不是星际颗粒，而是早期太阳系形成的凝聚物。此外，基质颗粒的尺寸分布在方解石意味着这些冷凝物可能形成为纳米尺寸的颗粒。因此，我们提出了一个新的方案，岩石星子的形成，纳米尺寸的硅酸盐颗粒的蒸发和再冷凝事件在早期太阳星云，岩石星子形成通过这些纳米颗粒的聚集。我们揭示了硅酸盐纳米颗粒可以通过直接聚集生长成岩质星子，而不会发生灾难性的碎裂和严重的径向漂移，我们的结果为太阳系中的原行星形成提供了合适的条件。
2016-11-11 astro-ph.EP
Volatile Delivery to Planets from Water-rich Planetesimals around Low Mass Stars
大多数的挥发性物质输送到吸积的类地行星的模型都假设水的载体的含水量与我们太阳系中的碳质陨石相似。在这里，我们认为，在许多行星系中的原始天体的含水量实际上可能要高得多，因为碳质陨石由于短寿命放射性同位素的加热而失去了一些原始的水，这些同位素驱动了母体的变化。使用N体模拟，我们探讨如何行星吸积将是不同的，如果超出水线的机构包含一个水团分数符合化学平衡计算，更类似于彗星，而不是更传统的水耗尽值。我们应用这个模型来考虑不同质量的恒星周围的行星形成，并确定宜居带行星和行星系结构的属性的趋势，可以通过正在进行的系外行星普查数据收集进行测试。将这些数据与模型预测的趋势进行比较，将有助于评估N体模拟和行星吸积研究中使用的初始条件在多大程度上可用于理解行星形成的这一阶段。
2015-02-26 astro-ph.EP
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals II. Improved treatment of the compaction process
重建可以被分配到同一母体的单个陨石的热历史，可以得出母体的一般特征，这对行星形成过程有重要的线索。这就需要建立模型，通过短寿命的放射性物质，特别是26铝，加热这些物体，并通过热传导冷却，然后与陨石的冷却历史进行比较。星子材料的导热性主要取决于多孔材料的孔隙率，并通过在高温和高压下材料的烧结而改变。颗粒物质的压实是陨石母体热历史的关键过程。通过应用最初为冶金过程中的热等静压开发的概念，改进了压实过程的建模。它被扩展到一个二元混合物的基质和球粒，在陨石中观察到。通过与已发表的烧结实验数据的比较，它表明，该算法允许一个足够准确的建模的硅酸盐材料的压实。结果表明，烧结发生的特征温度是不同的基质或球粒为主的前体材料。我们采用新的方法来模拟的热演化的母体的Hxtes和确定一个改进的优化设置的模型参数为这个机构。
2014-11-11 astro-ph.EP
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
The Formation and Evolution of Ordinary Chondrite Parent Bodies
普通陨石（OC）是迄今为止最丰富的陨石（占所有陨石的80%）。它们的起源长期以来一直是一个激烈争论的问题。大约30年前（例如，Pellas 1988），有人提出OC应该起源于S型天体（小行星带内部最丰富的小行星光谱型），但S型小行星和OC反射光谱之间的明显差异产生了所谓的S型-OC难题。多年来，这一矛盾已逐渐得到解决。现在已经知道，空间风化过程是造成S型天体和OC之间光谱失配的原因。此外，望远镜观测和第一次小行星取样返回任务（隼鸟）都表明，大多数S型天体的矿物学与OC相似。重要的是，30多年来一直保持不育的S型/OC链路近年来一直对星子的形成和演化产生根本性的限制。
2016-11-26 astro-ph.EP
Origin of isotopic diversity among carbonaceous chondrites
本文通过Cr、Ti和Te同位素数据揭示碳质球粒陨石的同位素变化源于难熔包体、球粒和CI型基质三种成分的混合，并提出盘内压力陷阱对尘埃的富集促进了外太阳系碳质球粒陨石母体的吸积。
2023-03-07 astro-ph.EP physics.geo-ph
Dust dynamics in disk dust traps and late planetesimal formation
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Laboratoire Lagrange（拉格朗日实验室）；Collège de France（法兰西学院）
通过全球盘模拟研究尘埃罗斯比波不稳定性在压力阱中的星子形成机制，发现低粘度盘在光蒸发后期有利于星子形成，解释了太阳系球粒陨石母体的晚期形成。
2026-05-28 astro-ph.EP
New evidence for wet accretion of inner solar system planetesimals from meteorites Chelyabinsk andBenenitra
我们调查了最近两个普通球粒陨石瀑布，即车里雅宾斯克（2013年秋季）和贝内尼特拉（2018年秋季）中辉石的氢同位素组成和水含量，并将其与三个普通球粒陨石南极发现进行了比较，即格雷夫斯冰原岛峰GRA 06179，拉克曼冰原岛峰LAR 12241和自治领山脉DOM 10035。Benenitra和Chelyabinsk中的辉石矿物是水合的（$\sim$ 0.018-0.087 wt. $\%$ H $_2$ O），并显示出D-贫同位素特征（$δ$ D $_{SMOW}$从-444 $\unicode{x2030}$至-49 $\unicode{x2030}$）。相反，普通球粒陨石的发现显示出陆地污染的证据，水含量升高（$\sim$ 0.039-0.174 wt. $\%$）和值（从-199 $\unicode{x2030}$到-14 $\unicode{x2030}$）。我们评估了几个小的母体过程，可能会改变测量的成分在Benenitra和车里雅宾斯克，并推断，在S型星子的水损失是最小的热变质过程中。Benenitra和Chelyabinsk的氢成分反映了D-贫星云氢和水的混合成分，从D-丰富的mesostases。45-95 $\%$的矿物水的特点是低$δ$ D $_{SMOW}$值是由星云氢。S型小行星主要由名义上的无水矿物组成，可以容纳254-518 ppm的水。在吸积过程中，在…
2021-11-27 astro-ph.EP physics.geo-ph
Meteoritic Abundances of Fatty Acids and Potential Reaction Pathways in Planetesimals
脂肪酸在地球上的起源很重要，因为它们可能形成了第一个原始细胞的包囊膜。富碳陨石（即，众所周知，Murchison和Tagish Lake等地含有这些分子，并且通过强烈的早期陨石轰击将它们运送到早期行星构成了关键的益生元来源。我们从文献中收集各种含碳矿物中测得的脂肪酸丰度，并分析它们的模式和相关性。陨石中的脂肪酸包括直链和支链的一元羧酸和二元羧酸，长度可达12个碳-脂肪酸至少需要8个碳才能形成囊泡，现代细胞膜使用约12- 20个碳的脂质。为了了解陨石脂肪酸的起源，我们搜索了非生物脂肪酸反应途径的文献，并创建了一个候选列表，其中包含11个可能在陨石母体中产生这些脂肪酸的反应。直链一元羧酸（SCMA）是陨石中的主要脂肪酸，其次是支链一元羧酸（BCMA）。SCMA在CM 2和塔吉什湖（未分组）陨石中最丰富，平均范围分别为10 $^2$ ppb至4x 10 $^5$ ppb和10 $^4$ ppb至5x 10 $^6$ ppb。在CM、CV和塔吉什湖陨石中，SCMA的丰度一般随着碳链长度的增加而减少。相反，CR陨石中的SCMA丰度在长度为5和6个碳时达到峰值，并在该峰值的两侧下降。这种独特的CR脂肪酸分布可能暗示了陆地污染，或者某些脂肪酸反应机制在不同的陨石母体（星子）中是活跃的。我们确定费-托合成型的脂肪酸的生产中的星子作为最有前途的途径进行进一步的分析。
2018-09-26 astro-ph.EP
60Fe-60Ni chronology of core formation in Mars
行星体的吸积、核心形成和岩浆分异的时间尺度可以用已灭绝的放射性核素系统来限制。实验表明，随着压力的降低，镍变得更加亲铁，这反映在地球、火星和灶神星地幔中的铁/镍比率逐渐升高。火星形成迅速，其地幔具有较高的Fe/Ni比，因此60Fe-60Ni衰变系统（t1/2 = 2.62百万年）非常适合建立该天体核心形成的时间尺度。我们报告的60镍/58镍比散装SNC/火星（Shergotty-Nakhla-Chassigny）陨石和陨石的新测量。SNC陨石和火星的构造块之间的ε 60 Ni值的差异被认为是南极洲的（55%的普通陨石+45%的顽火辉石）是+0.028 +/-0.023（95%的置信区间）。使用行星胚胎的生长模型，这意味着火星在太阳系形成后达到其目前大小1.9（-0.8）（+1.7）Myr的44%的时间，严格的下限为1.2 Myr，这与之前基于182 Hf-182 W系统学的估计一致。当微行星还在形成时，火星的存在可能通过弓形冲击或通过诱导动力激发的微行星之间的碰撞影响了球粒的形成。对大型行星体生长的限制很少，这是我们对火星年表理解的一个重大发展。
2014-01-08 astro-ph.EP
Trace element geochemistry of ordinary chondrite chondrules: the type I/type II chondrule dichotomy
我们报告微量元素浓度的硅酸盐相的球粒从LL 3普通陨石Bishunpur和Semarkona。结果表明，碳质辉长岩中稀土元素的富集顺序为橄榄石<辉石<中稳岩，重稀土元素富集1-2个数量级（CI标准化）相对于轻稀土元素（LREE）在铁镁硅酸盐，虽然没有发现单一的橄榄石具有非常大的LREE/HREE分馏。II型球粒中橄榄石的难熔亲石不相容元素（如稀土元素）比I型球粒中的橄榄石少约2倍。这表明I型和II型球粒中的橄榄石分别通过分批结晶和分步结晶形成，这意味着II型球粒在比I型球粒更快的冷却速率（> ~ 10 K/h）下形成。在这两种球粒的橄榄石中测得了可观的钠浓度（3-221 ppm）; II型球粒似乎表现为封闭系统，这可能需要在原行星或微行星附近形成球粒。无论如何，在II型球粒形成区域中较高的固体浓度可以解释与I型球粒相比，它们记录的较高的氧逸度。I型和II型球粒形成于不同的环境中，高固体浓度和/或氧逸度与快速冷却速率之间的相关性是球粒形成模型必须考虑的关键约束。
2015-03-11 astro-ph.EP
Carbon to oxygen ratios in extrasolar planetesimals
对密度范围很广的太阳系外小行星的观测意味着行星的组成和结构多种多样。目前，测量太阳系外行星系整体组成的唯一技术是分析吸积在白矮星上的行星碎片，类似于陨石丰度研究。我们目前的碳和氧的丰度测量的星子碎片在10个白矮星观察与哈勃太空望远镜，随着C/O比的碎片在6个系统与以前报告的丰度。我们没有发现富含碳的小行星的证据，在所有16个系统中，C/O<0.8。我们的研究结果将富碳系统的发生率上限定为<17%，置信水平为2 sigma。微行星的碳氧比范围与太阳系一致，似乎遵循双峰分布：一组类似于CI彗星，log（<C/O>）=-0.92，而富氧天体的C/O小于或等于地球。后一组可能比地球具有更高的水质量分数，增加了它们的相对氧丰度。
2016-05-10 astro-ph.EP
Impact splash chondrule formation during planetesimal recycling
球粒陨石是南极陨石的主要硅酸盐成分，起源于太阳诞生后的第一个百万年期间的高能量局部过程。到目前为止，一个天体物理学上一致的球粒形成情景，解释主要的化学，同位素和纹理特征，仍然难以捉摸。在这里，我们研究的前景，形成陨石球粒从星子碰撞。我们表明，强烈熔融的机构与内部岩浆海洋迅速成为化学平衡和物理分化。因此，这些天体之间的碰撞相互作用会导致类似球粒但玄武质的小球，这在陨石记录中没有观察到。这种与预期的动力学相互作用的不一致暗示了对原行星盘阶段行星生长机制的不完全理解。为了解决这个难题，我们研究如何观察到的化学和同位素特征的球粒约束的动力学环境的球粒陨石母体的吸积解释陨石记录作为一个影响产生的代理的星子经历了反复的碰撞和再吸积周期。使用一个耦合的演化碰撞模型，我们证明了绝大多数的碰撞碎片喂养的小行星主带必须来自微行星的部分熔融在最大。因此，球粒陨石母体的前体要么主要形成小的，从次典型的铝-26水库，或碰撞破坏机制是足够有效的粉碎星子之前，他们达到了岩浆海洋阶段。最后，我们概述了在参数空间中的窗口，球粒形成的小行星碰撞可以调和与陨石记录，以及如何我们的研究结果可以用来进一步约束早期太阳系动力学。
2017-11-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chondrites as thermal and mechanical archives of accretion processes in the Solar protoplanetary disk
该研究通过连续介质力学与有限元模拟球粒冷却，证明其在超过玻璃化转变温度时可因低能低速碰撞发生塑性变形，并据此推断普通与碳质球粒陨石均形成于低能、热活跃环境。
2024-12-05 astro-ph.EP
The Nysa family as the main source of unequilibrated LL ordinary chondrites
European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Aix-Marseille University（艾克斯-马赛大学）；Charles University（查理大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；IRAP, University of Toulouse（图卢兹大学 IRAP 研究所）；MIT（麻省理工学院）；Université Marie et Louis Pasteur（玛丽和路易·巴斯德大学）；Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）
研究通过比较LL陨石的光谱和矿物学特性，发现Nysa家族和Flora家族共同贡献了LL陨石的多样性，且Nysa家族主要提供低等级材料，而Flora家族提供高等级材料。
2026-05-20 astro-ph.EP
Two-source terrestrial planet formation with a sweeping secular resonance
Southwest Research Institute（西南研究所）
该研究提出双源模型解释内太阳系氧化梯度，通过长期共振将外盘迁移形成火星并贡献氧化材料。
2026-01-07 astro-ph.EP
Thermally Induced Chemistry of Meteoritic Complex Organic Molecules: A New Heat-Diffusion Model for the Atmospheric Entry of Meteorites
过去四十年的研究表明，一些陨石中含有丰富多样的复杂有机分子。目前的这项研究试图更好地了解陨石内部的这些分子在进入大气层时所经历的热条件。特别是，我们希望了解在进入地球过程中可能发生的化学过程，这些过程可能对以这种方式进入早期地球的复杂有机或前生物物种产生影响。用Fortran编写了一个模拟，以对进入过程中产生的冲击以及随后陨石体内的热扩散产生的加热进行建模。实验数据被用于几种类型的陨石的热参数，包括铁镍和几类陨石。一个萨顿-格雷夫斯模型的驻点加热被用来计算峰值地面温度和显式差分公式被用来生成热扩散配置文件的陨石和铁镍型陨石。模拟结果表明，热解温度穿透深度约为。0.5到1厘米。陨石内部的非解离性变暖进一步渗透到约。4厘米。这些结果支持了这样的发现，即外星交付是一个可行的选择，为一个行星的益生元分子“播种”。
2014-12-19 astro-ph.EP
Thermal instability and rocky planetesimal formation in the inner regions of protoplanetary disks
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
研究通过尘埃自聚集机制探讨原行星盘内区热不稳定性对类地行星esimal形成的影响，提出热不稳定性驱动MRI周期性激活与失活，促进行星esimal形成。
2026-08-05 astro-ph.EP
Thermal Alteration of Labile Elements in Carbonaceous Chondrites
碳质球粒陨石是太阳系中最古老的可供研究的行星物质之一。CI群的元素丰度与太阳光球层的元素丰度相似。特别感兴趣的碳质球粒陨石组合物是不稳定的元素，蒸发和流动有效地在后增生母体加热事件。因此，它们可以记录整个小行星演化过程中的低温蚀变事件。然而，行星材料中不稳定元素移动的确切性质是未知的。在这里，我们的特点是热引起的运动的不稳定元素S，As，Se，Te，Cd，Sb，Hg在碳质辉长岩进行实验模拟热变质过程中的挥发性元素动员。在低至500 K的温度下，该过程导致某些元素的明显损失。这项工作建立在以前的原始陨石实验室加热实验，并显示了球粒陨石成分的温度漂移的敏感性。在不同的陨石群中，S和Hg等元素对温度的反应最活跃。原始陨石中的不稳定元素活动对于量化太阳系历史早期小行星上发生的元素分馏至关重要。这项工作与保持OSIRIS-REx飞行任务小行星（101955）Bennu的原始样本和限制Bennu过去的轨道历史有关。此外，我们讨论了近地小行星表面过程的热效应，包括“岩石彗星”，如（3200）法厄同的热历史。这项工作对于限制从小行星风化层中提取的蒸发水中污染物的浓度也至关重要，这是未来持续的机器人和人类空间探索就地资源利用的一部分。
2018-12-07 astro-ph.EP
Accretion of the earliest inner solar system planetesimals beyond the water-snowline
本文利用铁陨石Fe/Ni和Fe/Co比值揭示最早内太阳系非碳质星子含大量氧化铁和挥发性元素，表明它们在水雪线之外吸积含水物质形成，而非硅酸盐凝结线处。
2024-08-30 astro-ph.EP
A Collective Trigger for Widespread Planetesimal Formation Revealed by Accretion Ages
University of Oxford（牛津大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Université Clermont Auvergne（克莱蒙奥弗涅大学）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；CNRS（法国国家科学研究中心）
研究通过吸积年龄揭示了小行星形成与盘中运动的同步性，表明半渗透屏障触发了小行星形成。
2026-02-19 astro-ph.EP
Formation of Ryugu's parent planetesimal beyond the CO$_{2}$ snow line from small pebbles: insights from thermal evolution modeling
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所生命理工学研究院）；Department of Earth and Planetary Sciences, Hokkaido University（北海道大学地球行星科学系）；Faculty of Science, Ibaraki University（茨城大学理学部）；School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学研究所理学院）；Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, Purdue University（普渡大学地球大气与行星科学系）
通过热演化模型约束龙宫母星子在CO$_2$雪线外由小卵石形成，发现其吸积年龄早于多数碳质球粒陨石母星子，核心卵石尺寸仅几毫米，解释了样品中无球粒陨石的现象。
2026-09-18 astro-ph.EP
Iron isotope anomalies and the origin of the Earth
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究通过高精度铁同位素数据揭示地球mantle的铁来源并非CI球粒陨石，排除了太阳系外迁移碎石的形成模型，支持地球在太阳系内通过层级增长形成。
2026-03-22 astro-ph.EP
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals IV. Temperature dependence of heat conductivity of asteroids and meteorites
要了解来自小行星带和太阳系类地行星区域的星子和原行星的致密化和分化，需要对其内部热演化进行可靠的建模。这方面的一个重要因素是对星子中矿物和金属的混合物的导热性的详细了解。导热系数的温度依赖性在这里由其混合物组分的性质通过理论模型来评估。这允许预测的温度依赖的热导率的整个范围内观察到的陨石成分，也为可能的其他组合物。为此，已发表的结果的热导率的温度依赖性的矿物成分中发现的相变材料适合卡拉威模型的声子在固体中的热导率。对于Ni、Fe合金，使用已发表的实验室数据。然后，利用混合规则计算了绝热材料的导热系数。微裂纹的作用进行了研究，这增加了壁散射的重要性声子为基础的热导率。该模型被应用到已公布的数据上的导热系数的个人propiontes。如果用该模型计算陨石的热导率，则可以很好地再现热导率与温度关系的实验数据。研究发现，微裂纹的存在会减小声子散射长度，从而对热导率的温度依赖性产生显著影响。
2018-04-02 astro-ph.EP
Seeding the Pregenetic Earth: Meteoritic Abundances of Nucleobases and Potential Reaction Pathways
碳质陨石是一种陨石，以具有高含量的水和有机物而闻名。在这项研究中，核碱基的丰度，即，在碳质陨石中发现的核糖核酸和脱氧核糖核酸的组成部分是从各种已发表的数据中整理出来的，并在各种陨石类别中进行比较。然后对产生核碱基的非生物化学反应进行了广泛的回顾。这些反应，然后减少到一个列表中的15个单独的反应途径，可能会发生在陨石母体。在碳质碳酸钙中发现的核碱基鸟嘌呤、腺嘌呤和尿嘧啶的量为1 $-$ 500 ppb。目前尚不清楚是哪种反应导致了它们在陨石母体中的合成。一类碳质陨石的氨基酸和核碱基$-$的丰度占主导地位，即所谓的CM 2（例如默奇森陨石）。CR2陨石（如格雷夫斯冰原岛峰）也是氨基酸丰度最高的陨石，但核碱基丰度最低。这两类中总核碱基的丰度分别为$330 \pm250$ ppb和$16 \pm13$ ppb。相对于其他核碱基，鸟嘌呤在碳质陨石中的丰度最高，但在CM 2陨石中的丰度比甘氨酸（最丰富的氨基酸）低1 $-$ 2个数量级。我们对核碱基形成的反应机制的调查表明，费托合成（即CO、H $_2$和NH $_3$气体在催化剂（如氧化铝或二氧化硅）存在下反应）最有可能是表征微行星早期状态的条件。
2015-05-06 astro-ph.EP
Towards Initial Mass Functions for Asteroids and Kuiper Belt Objects
我们的目标是了解第一个星子的原始吸积。原始的陨石记录表明，小行星带在超过一百万年的时间内形成了相当大的星子，每个星子完全由一种不寻常的，但均匀的毫米大小颗粒的混合物组成。我们勾画了一个场景，其中10- 100公里大小的星子的主要吸积直接进行，如果零星的，从空气动力学分选毫米大小的颗粒（一般“球粒”）。这些小行星的大小与目前观测到的直径接近100公里的小行星质量峰值大体一致，后者被确定为侵蚀前、耗尽前小行星群的“化石”性质。我们扩展我们的主要吸积理论作出预测外太阳系星子，这也可能有一个首选的大小在100公里的直径范围。我们估计星子的形成率，并评估所需的条件，以匹配小行星和柯伊伯带天体（KBO）形成率的估计。对于满足观测到的百万年前原行星状星云的质量吸积率的星云参数，这种情况不仅与小行星的“化石”大小及其估计的生产率大致一致，而且与观测到的给定球粒陨石中球粒形成年龄的分布大致一致，在形成和增生之间的这段时间里，有相当小的径向扩散混合（该模型自然有助于解释此类天体中陨石球粒的特殊尺寸分布）。该方案还产生10- 100公里直径的初级KBO。然而，与太阳星云的“规范”模型相比，最佳参数范围代表了更高的气体密度和固体丰度分数，以及开普勒轨道速度和压力支持轨道速度之间更小的差异。我们讨论了这些差异的几种可能的解释。
2010-04-02 astro-ph.EP
Growth and thermal evolution of icy planetesimals
The University of Osaka（大阪大学）
研究通过模型分析冰质行星esimal的热演变，发现其热历史受增长时间和模式影响显著，早期积累可使温度升高至Fe-FeS共晶点，而延迟或延长增长则减少加热，揭示了Ryugu材料的形成条件。
2025-12-08 astro-ph.EP
Fine-grained rim formation via kinetic dust aggregation in shock waves around evaporating icy planetesimals
细粒边缘（FGR）经常发现在原始陨石球粒周围。FGR的显著特征是其亚微米尺寸和无孔性质。球粒周围FGR的典型厚度为10- 100 $μ$ m。最近，一个新的想法被提出来解释FGR的起源：球粒和细小尘埃颗粒之间的高速碰撞，称为动力学尘埃聚集过程。实验研究表明，在真空中，当撞击速度约为0.1- 1 km/s时，（亚）微米尺寸的陶瓷颗粒可以粘附在陶瓷基底上。在这项研究中，我们研究的可能性FGR形成通过动力学尘埃聚集在球粒形成的冲击波。当未分化的冰质微行星产生冲击波时，由于冰质微行星的蒸发，细小的尘埃颗粒将从行星表面释放出来。我们考虑了冲击波阵面后面的球粒动力学，并基于简单的一维计算通过动力学尘埃聚集计算FGR的增长。我们发现，在蒸发的冰质星子周围的激波中，会形成厚度为10- 100 $μ$ m的无孔FGR。
2022-02-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Timing of thermal metamorphism in CM chondrites: implication for Ryugu and Bennu future sample return
碳质玄武岩通常被认为是类地行星的水和其他挥发物的潜在贡献者，因为它们中的大多数含有大量的含水矿物相。因此，碳质榴辉岩是地球的候选积木，阐明其热历史对于理解地球和类地行星的挥发性元素历史具有直接重要意义。一个显着的比例CM型碳质方解石热变质或加热，并失去了部分的水含量。这种加热事件的起源和时间仍然存在争议，因为它们可能发生在太阳系的第一个百万年，通过短暂的放射性加热，或者后来通过撞击引起的加热和/或太阳辐射。由于Rb比Sr更易挥发，而且一些加热的CM榴辉岩中Rb含量很低，因此可以使用基于87 Rb到87 Sr的放射性衰变的测年系统来确定与Rb和Sr分馏有关的加热事件的年代。在这里，我们利用87 Rb 87 Sr系统来确定5个CM榴辉岩的加热年代（PCA 02012、PCA 02010、PCA 91008、QUE 93005和MIL 07675）。我们发现，所有五个陨石的加热事件至少发生在太阳系形成后3 Ga。这样的时间排除了短暂的放射性加热作为这些陨石热变质的起源，并将这种加热事件与C型小行星碰撞家族的年龄联系起来。
2020-09-29 astro-ph.EP astro-ph.GA
From Dust to Planets I: Planetesimal and Embryo Formation
行星形成模型从已经完全形成的原始胚胎和星子开始，错过了一个关键步骤，星子/原始胚胎的形成。在这项工作中，我们包括处方的星子和原生胚胎形成所产生的鹅卵石被困在短暂的压力颠簸，在热演化的粘性盘检查整个磁盘的原生胚胎和星子的大小和分布。我们发现，微行星的大小随着轨道距离的增加而增加，从距离恒星约10公里到距离恒星数百公里。原始胚胎的质量也随着轨道半径的增加而增加，范围从冰线周围的$10^{-6} M_{\rm \oplus}$到冥王星轨道附近的$10^{-3} M_{\rm \oplus}$。我们包括卵石和星子吸积的处方，以检查原始胚胎可以达到的质量。在靠近恒星的地方，由于小的星子，星子吸积是有效的，而卵石吸积在卵石尺寸有限的地方是有效的，但在卵石供应减少之前，由于低吸积率，漂移占主导地位时效率低下。在冰线外，由于星子离心率的增加，星子吸积变得效率低下，而卵石吸积随着初始原胚质量的增加而变得更加有效，使它们在卵石供应耗尽之前显着增长。结合这两种情况可以在更大的距离上形成更大质量的原胚胎，因为星子的吸积可以使卵石吸积变得更有效，从而使巨大的行星核心在10 au的距离上形成。通过包括更现实的初始原胚和星子大小，以及合并吸积的情况下，应该允许一个更完整的理解，在开始到结束的过程中如何行星和行星系的形式。
2021-07-02 astro-ph.EP
Different arrival times of CM and CI-like bodies from the outer Solar System to the asteroid belt
本研究通过N体模拟结合小行星带天体观测分布，发现CM类和CI类外太阳系天体分不同时期植入小行星带，明确二者起源区域与迁移驱动机制，得出球粒形成位置及类地行星水来源的相关结论。
2025-07-30 astro-ph.EP
Presolar O- and C-anomalous grains in unequilibrated ordinary chondrite matrices
前太阳颗粒是球粒陨石基质中的微量成分。它们的丰度和组成已被系统地研究在碳质球粒陨石，但很少在其他主要球粒陨石类原位。我们已经进行了NanoSIMS同位素搜索的前太阳颗粒与O-和C-异常同位素组成的矩阵的不平衡的普通陨石Semarkona，陨石山00526，和西北非洲8276。即使是最原始的普通陨石的基质也被水蚀变和/或热变质，在不同程度上破坏了它们的前太阳颗粒群。除了随机放置的同位素地图，我们有针对性地最近报道，相对原始的Semarkona矩阵地区，以更好地探索原始库存的前太阳粒。在所有样品中，我们发现了122 O-异常颗粒（硅酸盐+氧化物），79 SiC颗粒，和22 C-异常碳质颗粒（有机物，石墨）。平均基质标准化丰度为151 ppm O-异常颗粒，53 ppm SiC颗粒和56 ppm碳质颗粒在Semarkona，55 ppm（O-异常），22 ppm（SiC）和3 ppm（碳水化合物）在MET 00526和12 ppm（O-异常）中，15 ppm（SiC）和1 ppm（碳水化合物）在NWA 8276。在相对原始的普通陨石和原始的碳质和C-ungrouped陨石中，前太阳颗粒的O和C同位素组成及其基质标准化丰度是相似的，尽管可能的差异陨石形成的时间和星云的位置。这些结果表明，在太阳星云中，太阳前尘埃在主要的陨石形成水库中分布相对均匀。次级小行星过程是造成陨石之间和陨石内部太阳前…
2022-09-06 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Dust Condensation in Evolving Discs and the Composition of Planetary Building Blocks
来自太阳星云的尘埃的部分凝结可能是内太阳系中陨石和岩石行星/微行星的化学成分多样的原因。我们提出了一个前向物理化学模型的原行星盘预测的化学成分的行星积木，可能会形成这样的磁盘。我们的模型包括了尘埃盘的物理演化和尘埃盘内的凝结、部分平流和解耦，凝结物的化学成分随时间和半径而变化。我们比较了两个尘埃冷凝模型的结果：一个是当圆盘中的中平面温度低于该元素的50\%冷凝温度（$\rm T_{50}$）时，该元素冷凝，另一个是通过吉布斯自由能最小化技术假设在当地圆盘温度和压力下的化学平衡来计算尘埃的冷凝。两种模型的计算结果基本一致，但$\sim 10$随径向距离和单元凝结温度的变化存在系统性差异。这两个模型预测的组合物相似的CM，CO，CV的尘埃的去耦时标的光盘或更长的进化时标的顺序。如果解耦时间尺度太短，则组成显著偏离测量值。这些模型可能有助于我们理解陨石的化学成分，并最终理解太阳系中的类地行星，并可能限制岩石系外行星的潜在化学成分。
2020-04-23 astro-ph.EP
The quasi-universality of chondrule size as a constraint for chondrule formation models
原始陨石主要是由毫米大小的硅酸盐小球称为球粒。在早期太阳系中产生它们的高温事件的性质仍然是个谜。除了它们的热历史之外，一个重要的线索是它们的大小，尽管采样的年龄和日心距离范围很大，但它们的大小变化非常小（大多数陨石的平均球粒半径小于6倍）。然而，目前还不清楚球粒的大小是由于球粒熔化过程本身，还是简单地从前体物质继承而来，还是由于一些分选过程。我检查这些不同的可能性，他们的分析规模的预测。除非球粒形成的“窗口”非常窄，否则径向分选可以被排除作为尺寸决定过程，因为它预测的变化很大。熔融的星子碰撞或撞击熔化模型，从更大的熔体的碎裂中得到球粒，同样会预测太多的尺寸变化;更一般地说，球粒形成过程中的任何尺寸变化都受到复合球粒和球粒相当大的成分变化的限制。湍流浓度将预测一个低的尺寸变异性，但缺乏证据的任何加积偏在碳质方解石可能难以调和与任何形式的当地分选团聚。通过聚集体作为球粒前体的粘附（特别是如果反弹有限）的生长将产生其最终半径在空间和时间上的有限变化，并且将与其他球粒陨石组分（如耐火夹杂物）的相对相似的尺寸一致。这表明球粒熔化过程只是简单地熔化了这些星云聚集体，质量几乎没有改变。
2014-01-15 astro-ph.EP
Migration processes in the Solar System and their role in the evolution of the Earth and planets
本文研究太阳系及系外行星系统中星子迁移，通过数值模拟揭示地球和金星快速增质及水来源，认为地球海洋水量可能来自冰线外的天体输送。
2023-09-01 astro-ph.EP
Fingerprints of the protosolar cloud collapse in the Solar System I: Distribution of presolar short-lived $^{26}$Al
短寿命放射性核素$^{26}$ Al被广泛用于确定球粒陨石成分的相对年龄以及参与太阳系形成的物理和热事件的时间尺度。然而，使用$^{26}$ Al作为计时器的一个重要假设是它在盘中的均匀分布。然而，在陨石中最古老的成分，富钙铝夹杂物（CAIs），这通常被认为是时间锚为这个计时器，显示证据的$^{26}$铝/ $^{27}$铝变化独立于放射性衰变。由于它们的形成时代可能与形成盘的母云的坍缩同时发生，这表明$^{26}$ Al在云中的分布不均匀。我们模型的崩溃，这样的异质云，使用两种不同的$^{26}$铝分布（单调和非单调），并遵循其重新分布在第一冷凝物和散装尘埃，填充形成磁盘。我们发现，CAIs继承的$^{26}$铝/ $^{27}$铝比的物质在其形成的时候，下落，使变化的$^{26}$铝/ $^{27}$铝之间的原始CAIs可以解释，独立于放射性衰变。它们之间的典型比例的流行和它的必要性的分化的第一个星子建议（单调）的情况下，$^{26}$铝急剧上升相对接近中心的原太阳云，基本上保持在一个高水平向外（而不是减少，因为）。由于$ ^{26}$铝的丰度在停止下降后相对均匀，这将保证从“常规”CAIs的形成到球粒和球粒陨石的增生，都使用铝镁计时器。
2019-10-17 astro-ph.EP
Nature's Starships. I. Observed Abundances and Relative Frequencies of Amino Acids in Meteorites
被称为碳质陨石的陨石是来自太阳系的物质的例子，它们从最初形成时起就相对没有变化。这些陨石已根据其母星子的温度和物理条件进行分类。我们整理了这些陨石中氨基酸丰度的可用数据，并绘制了各种陨石子类中每个陨石的不同氨基酸浓度。我们绘制的平均浓度为各种氨基酸陨石分离的子类和岩石类型。我们看到CM 2和CR 2陨石中氨基酸的丰度和种类占优势。对应于这些亚类的温度范围表明了高度的水蚀变，表明氨基酸的水合成。在CM2和CR2亚类中，我们确定了氨基酸相对频率的趋势，以研究氨基酸作为其化学复杂性的函数的常见程度。这两个趋势（总丰度和相对频率）可以用来限制星子内氨基酸的形成参数。我们的组织的数据支持一个洋葱壳模型的温度结构的星子。变化最少的陨石（3型）和它们的氨基酸起源于较冷的表面区域附近。最活跃的氨基酸合成可能发生在中间深度（2型）。变化最大的材料（类型1）起源于距离母体核心最远的地方。该区域可能太热而不利于氨基酸合成或不利于合成后保留氨基酸。
2014-02-10 astro-ph.EP
Dynamical orbital evolution of asteroids and planetesimals across distinct chemical reservoirs due to accretion growth of planets in the early solar system
本文通过N体数值模拟研究早期太阳系行星吸积增长如何驱动小行星和星子跨S型与C型化学储库的径向混合与均一化，揭示初始偏心率和木星、土星质量在偏心率搅动中的关键作用，并联系26Al半衰期解释NC与CC陨石二分法的形成时标。
2023-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magma ascent in planetesimals: control by grain size
早期太阳系中的岩石状微行星由于Al-26的辐射加热而内部熔化并进行化学演化。在这里，我们量化的参数控制岩浆成因和运输使用一个耦合的岩石学和流体力学模型的反应两相流。我们发现硅酸盐矿物的平均粒度是岩浆上升的关键控制。对于大于$\approx$ 1 mm的晶粒尺寸，熔体偏析产生明显的径向结构和化学分层。这种分层是最明显的机构形成后，形成约1万年的钙，铝丰富的夹杂物。这些发现表明，星子形成的时间和轨道位置与其随后的结构和化学演化之间存在联系。根据我们的模型，部分熔融的星子内部的演化分为两类。在岩浆海洋情景中，整个星子内部经历几乎完全的熔融，这将导致湍流对流和核幔分异的降雨机制。在岩浆岩床的情况下，分离熔体逐渐耗尽的放射性热源的内部深处。在这种情况下，岩浆可能会在一个凉爽而稳定的盖子下形成富含熔体的层，而核心的形成将通过渗滤进行。我们的研究结果表明，晶粒尺寸普遍在内部加热阶段的岩浆上升的星子。无论是否朝着岩浆海洋或岩浆岩床结构的演化进展，我们的模型预测，由于Al-26的快速再分布的温度反演仅限于早于$\approx$ 1百万年后CAIs形成的机构。我们发现，如果晶粒尺寸小于$\approx$ 1毫米，在峰值内部熔化，只有升高的固体熔体密度对比（如顽火辉石球粒陨石组合物）将允许大量的熔体偏析发生。
2019-01-07 astro-ph.EP physics.geo-ph
The dust-rich, gas-depleted protosolar disk as the birthplace of chondrules
Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology（日本海洋地球科学技术局）；Tohoku University（东北大学）；University of Occupational and Environmental Health（职业和环境健康大学）；Marine Core Research Institute, Kochi University（高知大学海洋核心研究所）；Kurume University（久留米大学）；Nagoya University（名古屋大学）
本研究提出碎屑尘埃轰击偏心星子的新机制，解释气体匮乏原太阳盘中球粒的形成，将木星形成、原太阳盘演化与类地行星等天体起源关联，为太阳系形成提供新框架。
2026-08-18 astro-ph.EP
Compositional Outcomes of Earth Formation from a Narrow Ring
本研究通过环模型模拟地球形成，发现地球需从内层难熔富集区吸积60-80%物质，多种生长序列可产生与BSE一致的组成。
2025-03-25 astro-ph.EP
Effects of Dynamical Evolution of Giant Planets on the Delivery of Atmophile Elements During Terrestrial Planet Formation
最近的观测开始揭示原恒星盘和太阳系以外行星的组成。本文探讨了巨行星动力学演化对类地行星组成的影响。我们用一个简单的凝聚模型估算了这些岩石行星的初始组成，并数值研究了太阳系几种不同形成模型中形成的行星的组成。我们发现，难熔元素和中等挥发性元素的丰度几乎不依赖于形成模式，并且所有的模式都可以重现地球上这些元素的丰度。另一方面，亲大气元素的丰度则取决于冰质星子向内盘的散射速率以及内盘星子的混合速率。对于经典的形成模型，这两种机制都不是有效的，大气元素在类地行星最后组装过程中的吸积似乎是困难的。对于Grand Tack模型，这两种机制都是有效的，这导致了内盘中亲大气元素的相对均匀的吸积。还可能具有“混合”场景，其中混合不是非常有效，但是散射是有效的。在这种情况下，大气元素的丰度随轨道半径的增加而增加。这种情况可能发生在一些太阳系外的行星系中，这些行星系没有巨行星或没有来自巨行星的强烈扰动。我们还确认，大钉的情况下，导致小行星类似物的分布，岩石星子往往存在内部冰冷的，并表明他们的整体组成是一致的S-型和C-型的微行星，分别。
2015-12-27 astro-ph.EP
