Size Constraints for the Pre-atmospheric Parent Bodies of Ordinary Chondrites
Planetary Science Institute（行星科学研究所）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）
该研究通过观测不同尺寸的S复合体近地天体，发现普通球粒陨石的大气前母体存在尺寸限制，LL球粒陨石样天体的主导地位在31-49米尺寸范围消失，确定其母体上限约18米，首次证实S复合体近地天体成分的尺寸依赖性。
2026-08-07 astro-ph.EP
Composition of Potentially Hazardous Asteroid (214869) 2007 PA8: An H Chondrite from the Outer Asteroid Belt
有潜在危险的小行星是在其接近地球期间进行物理特性鉴定的一个独特机会。这些小行星的距离很近，使它们能够进行采样返回和载人飞行任务，但如果发生碰撞，也可能对地球上的生命构成风险。因此，详细的矿物学分析是规划未来勘探任务和制定适当缓解战略的关键组成部分。在这项研究中，我们提出了近红外光谱（0.7-2.55微米）的PHA（214869）2007 PA 8获得与美国宇航局红外望远镜设施在其接近地球的2012年11月。对这颗小行星的矿物学分析显示，其表面成分与普通的H型陨石一致。特别地，我们发现2007 PA 8的橄榄石和辉石化学分别是Fa 18（Fo 82）和Fs 16。橄榄石-辉石丰度比估计为47%。这一低橄榄石丰度和测量的带参数，接近H4和H5方解石，表明2007年PA 8的母体经历了热变质，然后才被灾难性地破坏。根据组成的亲和力，接近J5：2共振，估计通量的共振对象，我们确定的Koronis家庭是最有可能的源区2007年PA 8。
2015-07-03 astro-ph.EP
Water transport in protoplanetary disks and the hydrogen isotopic composition of chondrites
碳质陨石的D/H比，被认为反映了早期太阳系内部的水的D/H比，介于原太阳值和大多数彗星的D/H比之间。彗星水的同位素组成已经被几种模型解释，其中水蒸气的同位素组成是通过与原行星盘中的氢气进行同位素交换而形成的。然而，碳质方解石中D/H比分布的位置和广泛的变化尚未得到解释。在本文中，我们假设彗星冰的D/H成分是在盘形成阶段获得的，并模拟了经典金牛座T阶段内盘中水的进一步同位素演化。反应动力学迫使水和氢气之间的同位素交换在$\sim$ 500 K时停止，但平衡水可以通过湍流扩散被输送到雪线（及更远），从而与同位素彗星状水混合。在某些简化的假设下，我们计算分析这种混合和由此产生的概率分布函数的D/H比的冰吸积在星子，并将其与观测数据进行比较。分布基本上取决于两个参数：径向施密特数Sc $_R$，它的比率的角动量传输和湍流扩散的效率，和范围内的日心距离的吸积采样的彗星。分布的最小D/H比对应于雪线处凝结的水的组成，其主要由Sc $_R$设定。观测将后者限制在较低的值（0.1-0.3），这表明行星形成区域的湍流本质上是流体动力学的，正如在死区中所预期的那样。这种有效的向外扩散也可以解释彗星中高温矿物的存在。
2013-01-23 astro-ph.EP
Chromium isotopic homogeneity between the Moon, the Earth, and enstatite chondrites
在陨石中表现出非质量依赖性同位素变化的元素中，铬（Cr）一直是争论地球和月球之间同位素同质性的核心。然而，月球的54 Cr同位素组成仅依赖于两个样本，其定义的平均值与地球标准略有不同。在这里，通过确定17个月球，9个陆地和5个顽火辉石球粒陨石样品的铬同位素组成，我们重新评估这些不同的行星体之间的同位素相似性，并提供了第一个可靠的估计月球。平均而言，陆地和顽火辉石样品显示相似的eps_54Cr。另一方面，月球样品显示与地球和顽火辉石样品相比，53 Cr和54 Cr的变量过量，具有相关的eps_53 Cr和eps_54 Cr（53 Cr/52 Cr和54 Cr/52 Cr比值标准化为Cr标准的50 Cr/52 Cr比值的每10，000偏差）。与以前的建议不同，我们首次表明，宇宙辐照可以显着影响月球物质的铬同位素组成。此外，我们还建议，而不是溅射反应，中子俘获效应是控制月球火成岩的铬同位素组成的主导过程。eps_53Cr和eps_54Cr以及150 Sm/152 Sm比值之间的相关性支持了这一点。经过这些影响的校正，平均eps_54Cr的月球是无法区分的陆地和顽火辉石球粒陨石材料，加强了地球-月球-顽火辉石球粒陨石系统的均匀性的想法。这与月球形成的最新设想相一致，表明在对快速旋转的地球进行高能撞击后，月球形成了有效的物理均质化，并且/或者与撞击物起源于与地球和顽火辉石相同的原行星盘内的同…
2017-12-07 astro-ph.EP
Structure, composition, and location of organic matter in the enstatite chondrite Sahara 97096 (EH3)
采用一系列分析技术研究了非平衡顽火辉石球粒陨石Sahara（SAH）97096的不溶性有机质。由于顽火辉石被认为是在还原环境中形成的，温度高于碳质辉石，因此它们构成了一种有趣的比较材料，可以测试太阳系中IOM的非均质性，并限制可能影响IOM的过程在太阳系演化过程中。SAH 97096 IOM是在原地发现的：作为主要在球粒周围出现的细粒基质网络中的亚微米颗粒，以及作为金属结核中的夹杂物，其中碳质物质似乎更石墨化。这两种情况下的IOM具有非常相似的$δ^{15}N$和$δ^{13}C$ ;这支持金属中的石墨化夹杂物可以通过基质IOM的金属催化石墨化形成的想法。从SAH 97096的新鲜部分和陆地风化部分提取的IOM之间的详细比较表明，尽管后者的矿物蚀变程度很高，但两个IOM样品之间的相似性。孤立的IOM表现出一种异构的多芳族大分子结构，有时高度石墨化，没有任何可检测到的自由基和氘的异质性，并具有平均H-和N-同位素组成的范围内观察到的碳质方解石的值。它包含一些亚微米大小的区域，高度富集$^{15}N$（$δ^{15}N$高达1600 permil）。这些观测结果强化了这样一种观点，即在碳质陨石中发现的IOM是太阳系中普遍存在的一种常见成分。SAH 97096 IOM的大部分特征可以通过该主要组分的热改性来解释。
2015-02-01 astro-ph.EP
Equilibrium Condensation from Chondritic Porous IDP Enriched Vapor: Implications for Mercury and Enstatite Chondrite Origins
本文探讨水星异常内核与低FeO表面矿物学的起源，提出在内太阳原行星盘中面附近，富集C-IDP成分尘埃的化学系统在高温下平衡凝聚产生超球粒陨石Fe/Si比凝聚物，从而解释水星及顽火辉石球粒陨石母体的异常成分。
2023-07-28 astro-ph.EP
Variable refractory lithophile element compositions of planetary building blocks: insights from components of enstatite chondrites
球粒陨石是太阳系历史最早阶段遗留下来的物质沉积物。基于其未分化的性质和较少分离的化学成分，陨石被广泛认为是类地行星及其胚胎的未加工的构建块。类地行星的化学成分模型通常发现，在大块天体中，难熔亲石元素（RLE）的相对丰度（“恒定RLE比规则”），基于陨石和太阳光球之间RLE比的有限变化。在这里，我们表明，RLE比，如Nb/Ta，Zr/Hf，Sm/Nd和Al/Ti，分馏从太阳值的球粒顽火辉石（EC）。个别EC球粒的分馏RLE比文件不同的亲硫亲和性的RLE高度还原环境和分离的RLE轴承硫化物硅酸盐球粒形成之前和/或期间。与此相反，散装EC有太阳一样的RLE比，表明物理分选的硅酸盐和硫化物是可以忽略不计的EC母体的吸积之前和期间。同样，如果地球的吸积是由EC类物质主导的，正如多种同位素系统学所支持的那样，吸积盘中硅酸盐和硫化物的物理分选不应该发生在地球的构建块中。或者，地球的前体可能是高温星云物质，在RLE分馏之前由于含RLE硫化物的沉淀而冷凝。经历了选择性的硅酸盐或金属/硫化物相的去除或吸积的高度还原的行星，如水星，可能有分馏，非太阳的整体RLE比率。
2021-05-30 astro-ph.EP
Potassium Isotope Compositions of Carbonaceous and Ordinary Chondrites: Implications on the Origin of Volatile Depletion in the Early Solar System
相对于原始太阳系的组成，太阳系的物质中的中等挥发性元素（MVE）是极度缺乏的。为了解决这个MVE亏损的起源，我们进行了系统的高精度K同位素组成的研究，16个碳质碳酸盐（CC）的类型CM 1 -2，CO 3，CV 3，CR2，CK 4 -5和CH 3和28个普通碳酸盐（OC）涵盖岩石类型3至6和化学组H，L和LL。我们观察到显着的整体钾同位素（δ 41 K）的变化（-1.54至0.70 permil）。CC的K同位素组成大大高于散装硅酸盐地球（BSE）的值，而OC显示通常低于BSE的值。CC和OC都没有显示出K同位素与化学组、岩石类型、地震级别、暴露年龄、坠落或发现事件或陆地风化之间的可分辨相关性。钾同位素和钾含量之间缺乏明显的趋势，表明钾同位素分馏与相对元素钾贫化是解耦的。CC中K同位素变化的范围与四组分（球粒、耐火夹杂物、基质和水）混合模型一致，该模型能够解释主要CC组的散装元素和同位素组成，但需要球粒中K同位素组成的分馏。我们建议，主要控制组平均值的同位素组成是在星云环境中的冷凝或蒸发，保存在陨石球粒的成分变化。母体过程（水蚀变，热变质和交代作用）可以动员钾，并影响单个样品中的钾同位素。在OC的情况下，全方位的K同位素的变化只能解释的球粒，母体的水和热蚀变的大小和相对丰度的综合影响。
2020-03-23 astro-ph.EP
Stellar outbursts and chondrite composition
本研究探讨恒星爆发在解决原行星盘温度不足与球粒陨石挥发性亏损问题中的作用，发现其可解释近1天文单位处的球粒陨石丰度并影响CAIs生长及同位素组成。
2023-09-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thulium anomalies and rare earth element patterns in meteorites and Earth: Nebular fractionation and the nugget effect
本文报道了41种辉长岩的稀土元素组成，其中32种来自碳质（CI、CM、CO和CV）、顽火辉石（EH和EL）和普通（H、L和LL）族，9种来自顽火辉石族，2种来自顽火辉石无球粒陨石（Aubrite）族。CI球粒陨石标准化的稀土元素模式和Eu异常在普通和顽火辉石中表现出更分散在更多的变质比在不平衡的顽火辉石。这是由于在变质作用过程中，稀土元素在不同载体相中的母体再分配所致。平衡的普通方解石的稀土模式的分散解释与浓度的稀土在磷酸盐微粒的块金效应。陆源岩石和普通辉石和顽火辉石样品显示相对于钙辉石~-4.5%的负Tm异常。相比之下，CM、CO和CV（除Allanum外）未显示出显著的Tm异常。Allenitic CV球粒陨石显示出大的过量Tm（~+10%）。这些异常与陨石中II组耐火包裹体中发现的异常相似，但幅度要小得多。在陨石和陆地岩石中存在Tm异常表明：（i）太阳系内部的物质是由一个已经耗尽了耐火尘埃并携带Tm正异常的气体储层形成的;或者（ii）CI陨石富含耐火尘埃，并不代表耐火元素的太阳组成。在普通和顽火辉石和陆地岩石中观察到的Tm异常，相对于碳质顽火辉石，表明类似于碳质顽火辉石的物质必须代表地球成分的一小部分。
2015-03-30 astro-ph.EP
Early evolution of the solar accretion disk inferred from Cr-Ti-O isotopes in individual chondrules
陨石球粒中的同位素异常是太阳吸积盘中混合和传输过程动力学的重要线索。这些异常已被解释为表明无论是盘范围内的球粒运输或球粒前体的局部异质性。然而，所有以前的研究都依赖于单一元素（Cr，Ti或O）的同位素数据，这无法区分陨石球粒同位素异常的来源和前体特征。在这里，我们获得了第一个合并的O，Ti和Cr同位素数据的顽火辉石，普通和碳质陨石的个别球粒。非碳质（NC）辉长岩球粒具有相对均匀的Δ 17 O、ε 50 Ti和ε 54 Cr，与其寄主辉长岩的成分相似。相比之下，来自碳质陨石（CC）的球粒具有更多变的成分。虽然分析的CC和NC球粒的成分可能重叠的ε 50 Ti，ε 54 Cr，或Δ 17 O，在多同位素空间中没有CC球粒图在NC陨石的成分领域，没有NC球粒图在CC陨石领域。因此，我们的数据揭示了一个基本的同位素之间的差异NC和CC球粒，这是不一致的整个磁盘之间的NC和CC水库球粒运输。相反，CC球粒之间的同位素变化反映了当地的前体不均匀性，这最有可能是由于NC样尘埃和化学上不同的尘埃成分之间的混合，这些成分与CAIs和AOA的同位素相似。相同的混合过程，但在更大的盘宽范围内，可能负责建立NC和CC水库的不同同位素组成，这代表了内外盘，分别
2020-09-18 astro-ph.EP
Assessing the metal and rare earth element mining potential of undifferentiated asteroids through the study of carbonaceous chondrites
本研究通过ICP-MS和ICP-AES分析碳质球粒陨石，揭示了未分异小行星中过渡金属、亲铁和稀土元素的丰度分布，证实C型小行星是关键材料的潜在开采源。
2025-10-31 astro-ph.EP
Mid-infrared absorption spectra and mass absorption coefficients for 23 chondrites: dependence on composition and grain size
本文利用中红外透射光谱研究了23颗不同类型球粒陨石及纯矿物的硅酸盐特征，系统分析了成分和粒度对10微米和20微米峰强度及光谱形状的影响，并提供了可用于星周盘辐射传输建模的质量吸收系数。
2025-03-10 astro-ph.EP
Nordic-based observations of binary asteroid (163693) Atira reveal a hydrated CM chondrite composition
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Finnish Centre for Astronomy with ESO, University of Turku（图尔库大学芬兰ESO天文学中心）；Luleå University of Technology（吕勒奥理工大学）
本研究通过北欧观测数据揭示双小行星(163693) Atira具有含水CM碳质球粒陨石成分，采用光度、光谱和偏振方法，为Atira群体地面物理特征研究提供重要参考。
2026-09-24 astro-ph.EP
Unique achondrite Northwest Africa 11042: Exploring the melting and breakup of the L Chondrite parent body
西北非洲（NWA）11042是一个严重冲击无球粒陨石与中等粒度的堆积结构。其橄榄石和辉石组成、氧同位素组成和铬同位素组成与L球粒陨石一致。Sm-Nd法测得其结晶年龄为4100 ± 160 Ma。岩石中的震积矿物软质岩的Ar-Ar年龄为484.0 ± 1.5Ma。这一年龄大致与L球粒陨石母体的破碎事件相吻合，该事件在许多L球粒陨石的冲击年龄和化石L球粒铬铁矿的陆地记录中很明显。NWA 11042显示亲铁元素的大量贫化（<0.01倍CI），表明复杂的火成岩历史，涉及在L球粒陨石母体上提取Fe-Ni-S液体。由于其相对年轻的结晶年龄，这种火成岩过程的热源最有可能是撞击。由于它的矿物学、岩石学和O同位素与未分组的无球粒陨石NWA 4284（这项工作）相似，这两颗陨石很可能是配对的，来自同一母体。
2021-02-02 astro-ph.EP physics.geo-ph
Abundance, Sizes, and Major Element Compositions of Components in CR and LL Chondrites: Formation from Single Reservoirs
本文通过X射线元素图系统测定Semarkona和Renazzo中球粒与基质的丰度、尺寸及主量元素组成，发现球粒与基质在Mg/Si和Fe/Si上互补，为球粒形成和吸积的单一储库模型提供了关键约束。
2024-07-06 astro-ph.EP physics.geo-ph physics.space-ph
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
Mineralogical Characterization of Baptistina Asteroid Family: Implications for K/T Impactor Source
Bottke等人（2007年）将Baptistina小行星家族的灾难性形成与K/T撞击事件联系起来。这种联系是基于动力学和成分证据，这表明撞击物的成分类似于CM 2碳质玄武岩。然而，我们最近的研究（Reddy等人，2009年）表明，（298）Baptistina的组成类似于LL型普通方解石，而不是CM 2碳质方解石。如果撞击物是CM型成分，这就排除了它与K/T撞击物来源有关的任何可能性。对BAF附近小行星的矿物学研究揭示了过多的成分类型，表明其形成和演化环境复杂。对16颗小行星的详细成分分析表明，它们有几种不同的表面组合，包括普通球粒陨石（加菲SIV亚型）、原始无球粒陨石（加菲SIII亚型）、玄武质无球粒陨石（加菲SVII亚型和V型）和碳质球粒陨石。根据我们的矿物学分析，我们认为（298）Baptistina与基于橄榄石和辉石矿物学的普通斜长花岗岩（LL型）相似，具有中等的斜长花岗岩。BAF附近的S型和V型与（8）Flora和（4）Vesta有密切的矿物学关系，可能是它们的一部分。较小的BAF小行星，信噪比较低，只有一个“单一”的波段，在成分上类似于（298）Baptistina和L/LL小行星。目前尚不清楚为什么具有正式家族定义的小行星光谱中的硅酸盐吸收带相对于背景人口似乎受到抑制，尽管具有相似的矿物学。
2011-10-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Abundance, Major Element Composition and Size of Components and Matrix in CV, CO and Acfer 094 Chondrites
本文提出分析球粒陨石X射线强度图的新技术，量化了CO、CV及Acfer 094陨石中包体与基质的主元素丰度，发现各组分在化学组成上具有互补性，为天体物理盘模型提供了坚实约束。
2023-07-02 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Potassium Isotopic Compositions of Enstatite Meteorites
顽火辉石、顽火辉石和顽火辉石是在许多同位素系统中与地球最相似的陨石，它们经历了与质量无关和与质量相关的同位素分馏。由于过去获得高精度K同位素组成的分析挑战，顽火辉石陨石和地球之间K同位素组成的电势差仍然不确定。本文首次报道了8颗顽火辉石陨石和4颗顽火辉石陨石的高精度K同位素组成，发现顽火辉石陨石的K同位素组成有显著的变化（从-2.34 permil到-0.18 permil）。然而，几乎所有顽火辉石陨石的K同位素组成分散在块状硅酸盐地球（BSE）值附近。八颗顽火辉石陨石的平均K同位素组成（-0.47 +/-0.57 permil）与BSE值（-0.48 +/-0.03 permil）无法区分，因此进一步证实了地球的建筑块和顽火辉石陨石前体之间的同位素相似性。结果表明，顽火辉石陨石的钾同位素组成与化学成分、岩石类型、震变程度和陆地风化条件无关，但其钾同位素组成的变化与其母体的加工过程有关。我们的主族Aubrite MIL 13004的样品是例外的，具有极轻的K同位素组成（Δ 41 K = -2.34 +/- 0.12 permil）。我们将这种独特的K同位素特征归因于我们的样品中存在丰富的二水硬铝石包裹体，因为这种含K硫化物矿物预计在与硅酸盐的平衡交换过程中富集39 K。
2020-03-12 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
Origin of moderately volatile elements in Earth inferred from mass-dependent Ge isotope variations among chondrites
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）
本研究通过测定碳质球粒陨石和顽火辉石球粒陨石的Ge同位素组成，发现地球中等挥发性元素源自约2:1的CI与顽火辉石球粒陨石混合，且晚期有富挥发分碳质球粒陨石物质加入，为地球挥发分起源提供了新约束。
2025-05-10 astro-ph.EP
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
Spectral calibration for deriving surface mineralogy of Asteroid (25143) Itokawa from Hayabusa Near-Infrared Spectrometer (NIRS) Data
我们提出的光谱校准方程确定镁铁质硅酸盐组成的近地小行星（25143）丝川从可见光/近红外光谱测量使用的近红外光谱仪（NIRS），在船上的日本隼鸟航天器。Itokawa是Hayabusa采样返回任务的目标，其表面成分类似于LL型普通陨石。现有的实验室光谱校准使用的光谱波长范围（0.75-2.5微米）比近红外光谱仪的光谱波长范围（0.85-2.1微米）更宽，因此不适合解释行星数据系统中目前存档的隼鸟光谱数据。我们使用Dunn等人（2010年）研究中实验室测量的普通（H，L和LL）磷灰石的近红外反射光谱，我们将其重新采样到NIRS波长范围。使用从这些重采样光谱提取的光谱参数，我们建立了带参数和他们的镁铁质硅酸盐组合物（橄榄石和低钙辉石）之间的关系。我们发现镁铁质硅酸盐组成（铁橄榄石和镁橄榄石摩尔分数）之间的相关性>90%。%）和X射线衍射（XRD）测量值。为了测试新推导出的方程的有效性，我们使用9个实验室测得的光谱的L和LL类型的磁铁与已知的组合物进行盲测试。我们发现，测量值和计算值之间的绝对差值是在0.1至1.6摩尔的范围内。%.我们的研究表明，衍生的校准是强大的，可以应用于隼近红外光谱数据，尽管其有限的光谱范围。我们应用推导出的方程的一个子集的未校准的近红外光谱和推导出的fayalite和硅铁值是一致的Itokawa具有LL球粒陨石型表面组成。
2015-08-29 astro-ph.EP
The composition of Solar system asteroids and Earth/Mars moons, and the Earth-Moon composition similarity
在月球形成的典型巨型撞击场景中，月球的大部分物质都来自撞击物。因此，任何地球-撞击物的成分差异都应该对应于可比较的地球-月球成分差异。对月球岩石的分析显示，地球和月球的成分非常相似，这对巨型撞击的假设提出了挑战，因为撞击物被认为与它们撞击的行星在成分上有很大的不同。在这里，我们使用了一个大型的140模拟集，以表明撞击物的组成可能非常类似于它们撞击的行星;在$4.9\%$ - $18.2\%$（$1.9\%$ - $6.7\%$）的情况下，月球的组成与$Δ^{17}O<15$（$Δ^{17}O<6$ ppm）的观测结果一致。这些发现表明，地月组成的相似性可以解决，因为从原始的地球撞击物组成的相似性。请注意，虽然我们发现建议的竞争模型的可能性非常高的质量比的影响（产生显着的地球撞击物成分混合）是可比的（$<6.7\%$），这种情况下还需要额外的微调要求非常快速旋转的地球。使用相同的模拟，我们还探索了巨型撞击形成的火星卫星以及灶神星状小行星的组成。我们发现火星-月球的成分差异应该很大，但如果月球是被捕获的小行星，则比预期的要小。最后，我们发现，在我们的模拟中，剩余的星子（“小行星”）经常分散远离其初始位置，从而可能解释灶神星小行星的当前位置和组成之间的不匹配。
2017-04-17 astro-ph.EP
Nanoscale mineralogy and organic structure in Orgueil (CI) and EET 92042 (CR) carbonaceous chondrites studied with AFM-IR spectroscopy
原始陨石中的陨石基质是亚微米级成分的相互作用，这需要具有纳米空间分辨率的分析技术来破译其岩相背景中各个成分的组成。红外光谱是一种有效的方法，能够探测有机和无机化合物的分子-原子尺度的振动，但空间分辨率通常限于几微米。为了有效地区分不同成分的光谱特征，我们在这里应用纳米红外光谱（AFM-IR），基于红外和原子力显微镜的组合，具有超出衍射极限的空间分辨率。我们的研究旨在描述两个选定的陨石样品，调查原始材料的散装化学（CI球粒陨石Orgueil）和有机成分（CR球粒陨石EET 92042）。我们确认，这种技术允许分解的有机物和矿物的红外特征，以评估这些样品内的有机结构的变异性。我们报告了广泛使用的化学HF/HCl（氟化氢/盐酸）萃取对难溶有机物（不溶性有机物，IOM）性质的影响的调查，并通过与参考（外）地球材料的比较，提供了对这两个样品中陨石基质矿物学的见解。这些研究结果进行了讨论的角度对了解后增生含水蚀变和热变质作用的组合物的钙钛矿的影响。最后，我们强调，陨石材料内的有机物的异质性延伸到纳米级，并通过与IOM相比，含氧化学基团不受酸提取的影响。
2022-06-20 astro-ph.EP physics.geo-ph
The cool and distant formation of Mars
火星的质量约为地球的九分之一，被广泛认为是一个搁浅的行星胚胎，从未成为一个完全成长的行星。目前流行的行星形成理论预测，火星在地球和金星附近形成，随后分散到现在的位置。在这种情况下，这三颗行星的组成预计将彼此相似。然而，火星陨石的大量元素和同位素数据表明，火星组成的关键方面与地球明显不同。这表明火星在最初的吸积过程中形成于陆地供给带之外。因此，火星很可能总是比地球离太阳远得多;它的生长在早期就受到阻碍，质量也相对较低。在这里，我们确定了一个潜在的动力学路径，形成火星的小行星带，并保持它以外的地球的吸积区，而在同一时间占严格的年龄和成分的限制，以及质量差异。我们不寻常的路径（大约2%的概率）是基于类地行星形成的大塔克场景，其中木星的径向迁移引力雕刻了火星当前位置的星子盘。我们的结论是，火星的形成需要一个特定的动力学路径，而这是不太有效的地球和金星。我们进一步预测，火星的挥发性预算很可能与地球不同，金星形成的距离我们的星球足够近，预计它将具有几乎相同的组成。
2017-04-01 astro-ph.EP
Mechanisms and timing of carbonaceous chondrite delivery to the Earth
通过同位素分析揭示地球晚期吸积少量大型碳质胚胎，其富含挥发性元素，而火星未吸积，与月球形成撞击兼容。
2024-11-07 astro-ph.EP physics.geo-ph
The olivine-dominated composition of the Eureka family of Mars Trojan asteroids
我们使用欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜（VLT）上的XSHOOTER中阶梯光栅光谱仪获得了L5火星特洛伊人尤里卡家族的两个成员的UVB-VIS-NIR（紫外蓝（UVB），可见光（VIS）和近红外（NIR））反射光谱，以测试与尤里卡的遗传关系。除了获得光谱，我们还进行了VRI测光的VLT目标之一，使用2米望远镜在保加利亚国家天文台-罗真和双通道减焦器。我们发现，这些小行星属于橄榄石为主的A，或Sa，分类类。由于尤里卡本身也是一颗以橄榄石为主的小行星，因此所有家族小行星可能都有共同的起源和组成。我们讨论的意义，这些结果在火星特洛伊人口的起源。
2017-01-26 astro-ph.EP
Terrestrial modification of the Ivuna meteorite and a reassessment of the chemical composition of the CI type specimen
稀有的CI碳质陨石是最具水蚀变和化学原始的陨石，但由于其多孔性和高丰度的挥发性元素，容易受到陆地风化。伊武纳陨石是CI陨石的典型标本，是20世纪最大的CI陨石坠落，受陆地蚀变影响最小。Ivuna的主体（BM 2008 M1）至少自2008年以来一直储存在氮气气氛中，是最原始的CI球粒陨石。我们报告的矿物学，岩相学和散装元素组成的BM 2008 M1和第二个Ivuna石（BM 1996 M4）存储在空气中。这两个Ivuna石头是角砾岩组成的多个圆形，层状硅酸盐丰富的碎屑通过水蚀变，然后冲击加工形成。对BM 2008 M1的一个抛光薄片进行分析后发现，含有原生硫化物与氧气和大气水反应形成的含硫酸盐矿脉。BM1996 M4的一部分缺乏静脉，但最近形成的表面上有硫酸盐颗粒（过去6年）。由BM 2008 M1和BM 1996 M4记录的陆地蚀变程度的差异可能反映了在进入NHM收集之前石头的恢复后管理历史的变化，并表明在可能的情况下，水合碳质的原始样品应保持在稳定的环境中，以避免修改。两个Ivuna石头的散装元素组成显示出一定的变异性，由于其异质性，但在一般情况下，类似于以前的分析CI钙钛矿。我们结合我们的元素丰度与文献值来计算一个新的平均组成的Ivuna陨石，这是在良好的协议与现有的汇编CI陨石和最近的太阳光球丰度。
2019-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Lower Limit of Atmospheric Pressure on Early Mars Inferred from Nitrogen and Argon Isotopic Compositions
我们使用氮和稀有气体的元素和同位素组成来研究火星大气的损失和补充的历史。计算大气层的演变时考虑到各种过程：小行星和彗星的撞击侵蚀和补充、太阳辐射和风引起的大气逃逸、火山脱气和行星际尘埃颗粒的气体沉积。我们的模型再现了火星大气中N和稀有气体（除N2）的元素和同位素组成，从探测任务和火星陨石分析中推断。其他过程，如电离诱导的分馏，这是不包括在我们的模型中，可能会作出很大的贡献，在生产目前的同位素组成。由于猛烈轰击期间的强烈撞击极大地影响了大气质量，大气压力随机演变。虽然稠密的大气层保留了原始的同位素组成，但早期火星上稀薄的大气层受到随机撞击事件和逃逸引发的分馏的严重影响。在大气压力降低后分馏的开始被解释为在较低的大气压力下同位素分馏的时间尺度较短。我们的数值计算结果与火星陨石Allan Hills 84001中记录的古代大气中分馏较少的N（$^15$ N/ $^14$ N）和Ar（$^38$ Ar/ $^36$ Ar）同位素组成的比较，提供了4 Ga的大气压力下限，以保存原始同位素组成。我们得出结论，在4 Ga时，大气压力高于约0.5 bar。
2017-08-13 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
Constraining the Origin of Mars via Simulations of Multi-Stage Core Formation
本研究通过多阶段核-幔分异模型和Grand Tack模拟，发现单一氧化梯度无法同时再现地球和火星的幔组成，并确定火星构建块须起源于1.0 AU之外。
2023-04-21 astro-ph.EP
On the impact origin of Phobos and Deimos III: resulting composition from different impactors
火卫一和火卫二起源于一个巨大的碰撞产生的磁盘正在获得更大的关注。虽然这种情况已经成为许多研究的主题，但在这个框架内对火星卫星化学成分的评估仍然缺失。火卫一和火卫二的化学成分是不受限制的。中红外特征的来源存在很大的不确定性，在可见光和近红外光谱中缺乏吸收带，以及卫星表面的次级过程的影响，使得很难通过遥感数据确定其组成。模拟表明，一个由气体和熔体组成的圆盘的形成与撞击物和火星的性质有关。使用热力学平衡，我们调查的尘埃（气体的冷凝物）和固体（从冷却熔体），从不同类型的火星撞击（火星，CI-，CV-，EH-，彗星状）的结果的组成。我们的计算显示了广泛的可能的化学成分和灰尘和固体之间的显着差异取决于所考虑的撞击物。假设火卫一和火卫二的吸积和混合的尘埃和固体的结果，我们发现，派生的组合（富含金属铁，硫化物和/或碳，淬火固体富含硅酸盐的尘埃）可以与观测兼容。JAXA的MMX（火星卫星探测）任务将在返回地球之前调查Maroons的物理和化学性质，特别是从Phobos取样。然后，我们的结果可以用来解开撞击火星的原始天体的起源和化学成分，并为帮助分析返回的样本提出指导方针。
2017-12-15 astro-ph.EP
Perspectives on atmospheric evolution from noble gas and nitrogen isotopes on Earth, Mars & Venus
大气层的组成整合了整个行星体的地质历史。然而，类地行星大气层的长期演化并没有很好的记录。对于地球来说，直到最近，在遥远的过去，只有很少的直接记录大气的成分，而洞察力主要来自地球化学或物理代理和/或大气模型。在这里，我们审查新的陆地样品，导致关键的地球化学示踪剂，即惰性气体和氮的元素和同位素组成的测定的创新方法。这种方法使人们能够通过地质时期来研究大气的演变，并对过去的大气压力和太古代海洋的盐度设定严格的限制。对于火星，我们回顾了目前的知识状态，从分析火星陨石，并从直接测量的组成，目前的大气层的漫游车和航天器。基于这些测量，我们探索火星和地球大气演变的不同模式。对于金星，我们知之甚少，这证明了对专门任务的迫切需要。
2020-03-25 astro-ph.EP
Dynamic and Isotopic Evolution of Ice Reservoirs on Mars
长期以来，人们一直认为火星的分层极冠与轨道和轴向倾斜的变化有关。我们动态地链接火星过去的气候变化与地层和同位素组成的冰模拟三个水库之间的H2O和HDO的交换。该模型表明，赤道，中纬度和北极层状沉积（NPLD）之间的相互作用引起显着的同位素变化的上限。在我们的模型中，升华滞后和尘埃含量的扩散特性导致了与当前火星一致的帽大小。层的厚度主要是由结晶度的变化，但50 kyr的岁差周期占主导地位的同位素组成的变化在相对较低的时期，几乎恒定的结晶度，如目前。顶部100米的同位素采样可能会揭示在层厚度中看不到的气候振荡，从而探测最近的岁差驱动的气候周期。
2019-01-24 astro-ph.EP
Interactive Evolution of Multiple Water-Ice Reservoirs on Mars: Insights from Hydrogen Isotope Compositions
来自轨道飞行器任务的遥感数据表明，火星上目前可能存在地面冰，尽管数量仍然不确定。最近对火星陨石的分析表明，水的水库至少有三种不同的氢同位素组成（D/H比）：原始和高D/H比，分别与地球上的海水大致相同和六倍，以及新发现的中间D/H比，大约比地球上的海水高出两到三倍。通过模拟火星上多个水库之间的氢同位素交换和大气逃逸，计算了D/H比和水库体积的演变。最上面的薄表面冰层的D/H比略高于大气中的D/H比，这是因为升华导致的同位素分馏，而在可交换的最上面的表面层下面的水冰水库保留了在火星陨石中发现的中间D/H特征。我们提出了两种可能的模型，考虑到所观察到的D/H比和古海洋的地貌估计约束的地面冰的体积。第一种假设大气损失主要是由金斯逃逸引起的。在这种情况下，地面冰的体积应该大于主要作为极地层状冰沉积物出现的可观测表面冰的总体积。另一个模型假设扩散限制的大气损失，其中多个水库的相互作用的演变自然占所观察到的D/H比。在这种情况下，大量的地面冰不一定存在于火星上，而不是根据最近的轨道飞行器任务提出的透视图。
2015-11-10 astro-ph.EP
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
Study of Exospheric Neutral Composition of Mars observed from Indian Mars Orbiter Mission
利用印度于2013年11月5日发射的火星轨道器任务所载火星外大气层中性成分分析仪有效载荷进行的观测，检索并分析了2014年9月至2015年10月期间火星外大气层组成的原始数据。状态参数，即纬度，经度，高度和太阳天顶角覆盖的不同外逸层成分的分压的确定和分配，以丰富有用的数据与轨道同化，特别是在250和500公里之间的高度范围内的主要利益。除了得到北半球冬季各轨道平均分压廓线的结果外，还研究了总压和分压的变化与主要大气成分的分布及其对太阳活动的依赖关系。特别是，CO2和O的变化被认为是由于光解离和光电离的任何差分效应在一起。本文讨论了由于日平均太阳黑子数量减少而导致的密度逐渐减小以及CO2和O压力对太阳高能粒子事件的强烈响应的结果，例如2014年12月24日的太阳耀斑。
2020-08-25 astro-ph.EP physics.space-ph
Mars' atmospheric neon suggests volatile-rich primitive mantle
火星大气中的氖（Ne）已被维京号探测到，也被发现为火星陨石中的捕获气体，尽管其丰度和同位素组成尚未得到很好的确定。由于从MAVEN最近的测量估计的Ne通过大气逃逸损失的时间尺度很短（0.6- 1 $\times$ 10 $^8$年），火星大气Ne的丰度和同位素组成反映了最近的大气气体供应主要来自火山脱气。因此，它可以作为内部挥发物含量的探针。在这里，我们表明，暂时知情的大气氖丰度表明最近的活火山活动和地幔更丰富的Ne比地球的地幔今天超过5- 80倍。地幔Ne丰度的估计需要有效的太阳星云气体捕获或吸积的Ne丰富的材料，如太阳风注入的灰尘在行星形成阶段，这两个提供了重要的限制在内部的其他挥发性元素的丰度和火星的吸积历史。通过原位分析或火星样品返回更精确地确定大气中Ne丰度和同位素组成对于区分Ne的可能来源至关重要。
2021-08-26 astro-ph.EP
Identification of Mars gully activity types associated with ice composition
在20世纪末对地质学上最近的通道的探测迅速表明，液态水可能一直存在于火星上直到最近。在第一次观测到这些冲沟之后的几年里，在过去几百万年的冰河时期，一种涉及水冰融化的机制逐渐出现。然而，最近发现的冲沟内目前的活动，现在表明一个范式转变，当代二氧化碳冰为基础的和液态水-免费的机制可能形成所有的冲沟。在这里，我们进行了近红外观测的调查，并构建水和二氧化碳冰的形成和升华在活跃的沟壑网站的时间序列。我们观察到，所有主要的新的侵蚀功能，如通道的发展或延长系统地发生在哪里，如果适用的话，当CO2冰观察或可能。然而，低纬度地区的二氧化碳冰层估计只有1毫米至1厘米厚，这可能对潜在的形成机制有影响。我们还观察到，目前的沟壑活动的一部分，特别是一些新的存款的形成，是不兼容的CO2冰的存在。特别是，在文献中报道的所有新的明亮的存款有一个低的CO2冰的概率，而水冰应该存在于大多数网站。我们的研究结果证实，CO2冰是一个关键因素，控制当今的通道发展在火星上，并表明，其他机制，可能涉及升华或融化的水冰，也有助于目前的沟壑活动。
2015-12-16 astro-ph.EP
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
Collisions and compositional variability in chondrule-forming events
复合球粒，即融合在一起的球粒，是球粒形成环境中密度和成分多样性的有力探测器，但它们在主要斑状结构中的丰度可能被大大低估了。我在此报告的显微镜观察和LA-ICP-MS分析的裂片球粒在CO 3陨石米勒范围07193和07342。在一个给定的球粒的叶片显示相关的挥发性和中等挥发性元素丰度，但耐火元素的浓度基本上是独立的。这表明它们是由先前存在的液滴碰撞形成的，其难熔元素在封闭系统中表现，而其更易挥发的元素被相同的气体介质缓冲。否则，很难解释波瓣的存在，因为表面张力应该在温度峰值处迅速形成球形。事实上，由于球粒陨石群中的大多数球粒都是非球形的，大多数可能是各种各样的化合物向球形弛豫。联合化合物球粒组件之间的耐火元素的相关性的缺乏是不一致的陨石球粒从均匀化的熔体的破坏，在影响的情况下，而引起独立的毫米大小的星云聚集体的熔化的推导。然而，球粒形成的“星云”设置不仅需要增加固体浓度，例如通过沉降到中平面，而且还需要在球粒形成事件期间液滴之间的相对速度增加，以解释观察到的复合球粒频率。
2021-01-25 astro-ph.EP
Thermophysical and Compositional Analyses of Dunes at Hargraves Crater, Mars
我们分析热发射光谱使用2001年火星奥德赛热发射成像系统（THEMIS）和火星全球勘测者（MGS）热发射光谱仪（TES），以表征粒度和矿物组成的沙丘在哈格雷夫斯陨石坑，火星。热惯性和散装组成的沙丘进行了比较，推断种源的表面组成材料的热红外响应。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）技术来估计每个推断的种源沙丘场组成的矿物贡献的批量。沙丘的平均热惯性值为238+/-17 Jm-2K-1s-0.5，对应于平均有效粒度为~391+/-172 μ m的表面。该有效粒度表明存在主要为中等粒度的材料，混合有细粒和粗粒砂。沙丘可能是由一个弱硬化表面与松散的物质混合。成分分析表明，沙丘是由长石，橄榄石，辉石，和相对较低的散装硅含量的混合物。沙丘物质可能来自物理风化，特别是风成侵蚀，主要来自火山口的火山口喷出物，混合少量来自火山口底部和火山口边缘和壁岩性-表明沙丘物质可能来自当地。
2021-09-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Surface composition and taxonomic classification of a group of near-Earth and Mars-crossing asteroids
过去，由于缺乏含有矿物学诊断吸收带的高质量近红外光谱数据（0.7-2.5微米），限制近地小行星的表面组成一直很困难。在这里，我们提出了可见光（0.43-0.95微米）和近红外（0.7-2.5微米）光谱的九个近地小行星和五个火星穿越小行星（MC）。所研究的非经济实体是：4055 Magellan，19764（2000 NF 5），89830（2002 CE），138404（2000 HA 24），143381（2003 BC 21），159609（2002 AQ 3），164121（2003 YT 1），241662（2000 KO 44）和2007 ML 13。它们是：1656 Suomi、2577 Litva、5407（1992 AX）、22449 Ottijeff和47035（1998 WS）。这些观测是由智利拉西拉的NTT、西班牙卡拉尔阿尔托的2.2米望远镜和夏威夷莫纳克亚山的IRTF进行的。小行星的分类学分类（Bus系统）表明，所有观测到的MC小行星都属于S-复合体，包括S、Sr和Sl类。其中7个近地小行星属于S复合体，包括S、Sa、Sk和Sl类，2个近地小行星被划为V型。NEA 164121（2003 YT 1）是根据其近红外光谱被分类为V型的，因为这颗小行星没有可见光谱。对其中六颗小行星（已获得或以前可获得近红外光谱的小行星）进行了矿物学分析。我们发现三颗小行星（241…
2013-02-18 astro-ph.EP
A Martian Origin for the Mars Trojan Asteroids
火星上已知的9颗特洛伊小行星中有7颗属于一个以其最大的成员5261尤里卡命名的轨道星团。尤里卡可能是整个星系团的前身，它至少在1 Gyr前形成。有人认为，热YORP效应使尤里卡旋转，导致碎片通过旋转裂变机制喷出。尤里卡的光谱在1 μm附近有一个宽而深的吸收带，表明其成分富含橄榄石。在这里，我们显示的证据表明，特洛伊尤里卡集群的祖先可能起源于从火星地幔挖掘的撞击碎片。我们提出了新的近红外观测的两个特洛伊木马（311999 2007年NS2和385250 2001年DH47），发现都表现出丰富的橄榄石反射光谱类似尤里卡的。这些测量结果证实，该集团的祖先有一个无软骨成分。富含橄榄石的反射光谱在小行星中是罕见的，但在火星上最大的盆地周围可以看到。它们也与一些火星陨石（如夏西尼陨石）以及构成火星地幔的物质相一致。使用数值模拟，我们表明，火星特洛伊更有可能是从火星的撞击喷出物比捕获的富含橄榄石的小行星从主带运输。这一结果直接将特定的小行星与形成中的行星碎片联系起来。
2017-09-29 astro-ph.EP
Isotopically distinct terrestrial planets via local accretion
将陨石数据的同位素约束与行星形成的动力学模型相结合，有利于确定类地行星形成的最佳模型。先前的研究表明，在经典模型和大粘性模型中重现地球和火星独特同位素组成的可能性非常低。在Grand Tack模型的框架下，火星的同位素与地球不同，它必须在非常特定的条件下形成。在这里，我们进行了一个相当新的和未经探索的模型-耗尽光盘模型-的测试。它的前提是，从火星轨道到更远的原行星盘内部的区域质量耗尽，使得火星没有足够的物质成长为更大的尺寸。我们的目标是测试地球和火星不同的同位素组成是否是这个模型的自然结果。我们发现，类地行星大多在局部吸积物质，并有足够明显的补给区。如果在原行星盘的类地行星区域存在同位素梯度，那么地球和火星，甚至金星，都可以有不同的同位素组成。我们的研究结果表明，内太阳系中的物质很可能没有经历实质性的混合，使潜在的同位素梯度均匀化，这与大塔克模型相反，大塔克模型中的类地行星的喂养区几乎是相同的，因为木星的迁移混合了物质。
2020-08-20 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
Heterogeneous distribution of Al-26 at the birth of the Solar System
据信Al-26是一种寿命短（t1/2 = 0.73 Ma）现已灭绝的放射性核素，它均匀地分布在新生的太阳系中，初始Al-26/Al-27比值约为5.2 \times 10-5，表明它来自外部恒星。然而，Al-26的恒星来源和它注入太阳系的方式仍然存在争议：Al-26可能是由渐近巨星分支星、超新星或沃尔夫-拉叶星产生的，并注入原太阳分子云或原行星盘。刚玉（Al 2 O3）是太阳能成分的冷却气体的第一个冷凝物。在这里，我们发现，从富含O-16的气体（大三角洲O-17 ~ -25%）的太阳组成的微米级的Al 26冷凝物记录在太阳系诞生时的Al-26的不均匀分布：推断的初始Al-26/Al-27比范围从~6.5x10-5到<2x 10 -6; ~50%的测量的Al 26颗粒是贫Al-26。其他贫Al-26、富O-16的难熔物质包括CH榴辉岩中的富钙铝包体（CAIs）、CM榴辉岩中的板状黑云母晶体和CV、CO和CR榴辉岩中的FUN（分馏和未识别的核同位素异常）CAIs。考虑到太阳系中富含O-16的难熔固体凝结的时间明显较早且持续时间较短（<0.3 Ma），我们推断Al-26是注入到坍缩的原太阳分子云，然后在原行星盘中均匀化的。Al-26丰度与沙粒O同位素组成之间缺乏明显的相关性，这对太阳系中Al-26的恒星来源提出了重要的限制。
2011-05-13 astro-ph.EP
Composition and origin of L5 Trojan asteroids of Mars: Insights from spectroscopy
我们通过反射光谱研究了L5火星特洛伊小行星的矿物学，特别是（101429）1998 $\mbox{VF}_{31}$，这是唯一不属于尤里卡家族的L5特洛伊小行星（Christou，2013）。我们发现这颗小行星很可能属于Bus-Demeo S-复合体，与Rivkin等人（2007年）的观点一致，并与Sq-或S-型小行星、月球表面以及火星和月球陨石获得了良好的光谱匹配。与光谱端元的混合物拟合表明表面富含镁的斜方辉石和铁金属，或者是斜长石和金属与少量贫镁斜方辉石的混合物。金属成分可能是小行星固有矿物组成的一部分，也可能是极端空间风化的迹象。我们讨论了（101429）的几种起源方案。这颗小行星可能与富含铁的原始无球粒陨石有关（Rivkin等人），可能起源于火星的撞击喷出物-正如最近对尤里卡家族小行星提出的那样（Polishook等人，2017年）-或者可能是月球原始固体地壳的遗迹碎片。另一方面，如果（101429）是火星特洛伊云的一个相对较新的成员（Christou等人，2020年），它的起源可能追溯到内主带的高倾角小行星家族。对于橄榄石占主导地位的尤里卡家族，我们发现这两颗较小的小行星在光谱上比（5261）尤里卡更相似。所有三颗小行星的光谱轮廓非常相似，短波长为$\sim$ 0.7 $μ$ m，但在较长波长处发散。特别是对于两个较小的小行星，我们发现光谱几乎相同的$0.8$ $μ$ m…
2020-10-21 astro-ph.EP
Tianwen-2 target asteroid (469219) Kamo'oalewa probably develops an Itokawa-compositional but ultra-highly space-weathered surface
Center for Lunar and Planetary Sciences, Institute of Geochemistry, Chinese Academy of Sciences（中国科学院地球化学研究所）；State Key Laboratory of Lunar and Planetary Sciences, Macau University of Science and Technology（澳门科技大学）；School of Earth Sciences, China University of Geosciences（中国地质大学）；Department of Physics, University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Asteroid Engineering Laboratory, LuleåUniversity of Technology（鲁勒技术大学）；Institute of applied physics "Nello Carrara", Sesto Fiorentino（内洛·卡拉拉应用物理研究所）；Key Laboratory of Planetary Sciences, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo（东京大学）；Aix Marseille Université, CNRS, CNES, Laboratoire d’Astrophysique de Marseille（马赛大学）；Department of Geological Sciences, Brown University（布朗大学）；Department of Geography, University of Winnipeg（温尼伯大学）；Department of Earth, Atmospheric, and Planetary Sciences, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；UJF-Grenoble 1/CNRS-INSU, Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble（格勒诺布尔行星与天体物理研究所）；Institute of Astronomy, National Central University（中央大学）；ESA ESRIN/PDO/NEO Coordination Centre（欧洲航天局地球观测中心近地天体协调中心）；Elecnor Deimos（埃莱科诺尔戴莫斯）；School of Engineering, Guangzhou College of Technology and Business（广州工商学院）；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；Chongqing University State Key Laboratory of Power Transmission Equipment and System Security and New Technology, Institute of Systems Engineering（重庆大学）；Shandong Key Laboratory of Optical Astronomy and Solar-Terrestrial Environment, School of Space Science and Physics, Institute of Space Sciences, Shandong University（山东大学）
天问-2计划从快速旋转的小地球准卫星(469219)卡莫奥阿勒瓦取样，研究其成分和风化特性，发现其可能源自Flora家族，具有类似Itokawa的成分但风化程度更高。
2026-03-30 astro-ph.EP
The M3 project: 2 -- Global distributions of mafic mineral abundances on Mars
一个辐射转移模型被用来再现数百万个代表火星火成岩地形的欧米茄光谱。这项任务提供了行星尺度上的模态成分和晶粒尺寸。岩性可概括为五个公里级矿物图。我们发现，火星表面的低赤道地区（从60°S到30°N）是全球主要的斜长石平均丰度约50体积%和辉石的总平均丰度接近40体积%。的LCP/（LCP+HCP）的比例的演变是观察随着时间的推移在全球范围内，这表明在整个火星时代的部分熔融程度的演变。橄榄石和火星尘埃是模拟地形的次要组成部分。橄榄石的分布与其他矿物有很大不同，因为它是在局部地区发现的，丰度达到20体积%。一种统计方法，使用k-均值聚类对丰度图的像素进行分类，突出显示了表面上七种不同的矿物组合。这一分类说明了在诺亚纪和西方纪地体中发现了不同的矿物学单元，这表明在这两个最古老的时代，在全球范围内存在着各种复杂的岩浆过程。化学成分来自模态组成图。欧米茄衍生的化学成分与以前被认为是火星表面指纹的几个独特的地球化学特征非常一致。一个主要的差异是关于铁的含量，这是显着小于土壤和岩石分析从GRS和原位测量。这种差异可以部分地由光谱建模所使用的假设来解释，或者也可以表明表面蚀变。
2021-01-29 astro-ph.EP
Maximum Temperatures in Evolving Protoplanetary Discs and Composition of Planetary Building Blocks
原行星盘内的最高温度和径向温度分布对盘内不同元素的凝聚具有重要意义。我们模拟了一组原行星盘的演变，从他们的祖先分子云核心的崩溃，以及在光盘的尘埃去耦，因为他们的演变。我们展示了云核的初始性质如何影响使用一个简单的粘性盘模型的原行星盘的热历史。我们的研究结果表明，在光盘中的最大中面温度发生在0.5 AU。它随云的初始温度而增大，随云的角速度和圆盘的粘性而减小。从观测到的分子云核的性质，我们发现最高温度的中值约为1250 K，其中大约90%低于1500 K --这个值低于大多数耐火元素的50%冷凝温度。因此，只有具有高初始温度或低角速度和/或行星形成盘内的低粘度的云核才会产生富耐火性的星子。为了重现CM、CO和CV星系和太阳系中的类地行星的挥发性耗尽模式，人们必须要么具有初始分子云核心的罕见特性，如高核心温度，要么具有其他能源来加热圆盘到足够高的温度。或者，在这些挥发物中观察到的挥发物消耗可能是从祖先分子云遗传的。
2022-01-17 astro-ph.EP
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
