Delivery of water and volatiles to the terrestrial planets and the Moon
通过模拟行星影响下的微行星盘的演化，已经表明从木星轨道以外输送到地球的水的质量可以与陆地海洋的质量相媲美。相当一部分的水可能已经被输送到地球的胚胎，当它的质量小于地球的当前质量。当地球胚胎的质量增长到目前地球质量的一半时，输送到胚胎的水的质量可能是从木星和土星的补给区输送到地球的水总量的近30%。陆地海洋的水可能是由几个来源的水混合而成的结果，这些水具有较高和较低的D/H比。从木星轨道外输送到金星的水的质量几乎与地球相同，如果归一化为行星的单位质量。输送到火星的水的单位质量是地球的两到三倍。从木星轨道以外输送到月球的水的质量可能比地球少20倍。
2020-03-22 astro-ph.EP
Lunar and Terrestrial Planet Formation in the Grand Tack Scenario
我们从大量的N体模拟的巨大的影响阶段的类地行星形成的结论。我们重点讨论了最近提出的大塔克模型的新结果，该模型将气体驱动的巨行星迁移与类地行星的吸积耦合起来。巨型撞击阶段跟随着寡头生长阶段，在胚胎和星子的圆盘内建立了双峰质量分布。通过改变胚胎人口中的总质量的比例，在星子人口的总质量和单个胚胎的质量，我们探索不同的光盘条件如何控制最终的行星。胚胎与微行星的总质量比控制着最后一次巨大撞击（月球形成）的时间及其暴力程度。最初的胚胎质量决定了月球撞击物的大小和火星的生长速度。在将我们的模拟结果与类地行星的实际轨道进行比较后（角动量亏损、质量集中），并考虑到月球形成事件后地球吸积的质量和火星生长的时间尺度上的独立地球化学限制，我们的结论是，在巨大撞击阶段开始时，原行星盘的大部分质量都在火星上-大小的胚胎和只有一小部分的总光盘质量的星子人口。由此，我们推断月球形成事件发生在第一个固体形成后的$\sim$ 60和$\sim$ 130 My之间，并且很可能是由质量与火星相似的物体引起的。
2014-06-10 astro-ph.EP
Growth of the Moon due to bodies ejected from the Earth
本文研究了从地球抛射天体的轨道演化，发现这些天体落入月球的概率较低，不足以使月球胚胎在当前轨道上生长至现有质量，支持月球在地球附近形成并生长的观点。
2024-05-30 astro-ph.EP
Dynamical origin of Theia, the last giant impactor on Earth
本文通过类地行星形成动力学模拟，证明地球最后一个巨型撞击体忒伊亚有约50%概率为碳质天体，从而在动力学上验证了地球晚期吸积碳质物质的宇宙化学假说。
2025-07-02 astro-ph.EP
Embryo formation with GPU acceleration: reevaluating the initial conditions for terrestrial accretion
太阳系的类地行星被认为是在数百万年的时间里从一片较小的胚胎和微行星的海洋中积累而成的。由于不可能知道原始太阳星云中固体的表面密度分布和尺寸频率分布，区分各种提出的演化方案一直是历史上困难的。几乎所有以前的类地行星形成的模拟都假设月球到火星的大量胚胎在原始气盘阶段形成于整个内太阳系。然而，通过胚胎增长模型验证这一假设在计算上具有挑战性，因为需要大量的身体。在这里，我们重新评估这个问题的GPU加速，直接N体模拟胚胎生长从r~100公里的微行星。我们发现，胚胎出现的原始气相在一个给定的径向距离已经有类似的质量最大的物体在同一半长轴在现代太阳系。因此，地球和金星达到了它们现代质量的50%，火星质量的胚胎在火星区域形成，谷神星质量的物体在整个小行星带中普遍存在。与其他最近的工作相一致，我们的新的初始条件的陆地吸积模型产生显着改善太阳系类似物时，通过巨大的影响阶段的行星形成。然而，我们仍然得出结论，需要一个额外的动力学机制，如巨行星迁移，以防止地球大规模的火星类似物的增长。
2020-05-07 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
A primordial origin for the composition similarity between the Earth and the Moon
地月系统的大部分性质都可以用行星胚胎与生长中的地球在吸积过程后期的碰撞来解释。模拟显示，最终聚集形成月球的大部分物质来自撞击物。然而，对地球和月球同位素组成的分析表明它们非常相似。相比之下，其他太阳系天体的组成与地球和月球有很大不同。这对大撞击假设提出了一个重大挑战，因为形成月球的撞击物被认为在成分上也与原始地球不同。在这里，我们在一系列行星吸积的模拟中跟踪生长行星的进食区，以测量形成月球的撞击物的成分。我们发现，在同一模拟中形成的不同行星具有不同的成分，但巨型撞击物的成分在系统上与它们撞击的行星更相似。很大一部分行星撞击物对具有几乎相同的组成。因此，地球和月球在成分上的相似性可能是一次晚期巨大撞击的自然结果。
2015-02-25 astro-ph.EP
Moonfalls: Collisions between the Earth and its past moons
在类地行星形成的最后阶段，行星主要通过与大型行星胚胎的巨大撞击而成长。地球的月球被认为是通过其中一次撞击形成的。然而，由于原地球经历了许多次巨大的撞击，几颗卫星自然会通过一系列的多次（包括较小规模的）撞击形成。每一次撞击都可能形成一个亚月球质量的小卫星，它与原地球的引力相互作用，也可能与以前形成的小卫星相互作用。这种相互作用导致小卫星与小卫星合并、小卫星抛射或小卫星落入地球。后一种可能性，导致低速小卫星-地球碰撞是第一次探讨这里。我们利用SPH模拟，并考虑一系列的小卫星质量，碰撞的影响角度和初始的原地球自转速率。我们发现，放牧/潮汐碰撞是最频繁的，并产生可比分数的吸积材料和碎片。后者通常聚集在较小的小卫星中，这些小卫星可能会在以后与其他小卫星相互作用。其他碰撞几何体更为罕见。正面碰撞不会产生太多碎片，实际上是完美的合并。中等撞击角度导致碎片质量分数在2-25%的范围内，其中大部分材料未结合。逆行碰撞产生的碎片多于逆行碰撞，后者的比例取决于原地球的初始自转速率。月球的坠落可以轻微地改变原地球的自转速率。堆积的月落物质是高度局部化的，可能解释了陆地岩石中高度亲铁元素的同位素不均匀性，并可能形成原始的超大陆地形特征。我们的结果可以用于简单的标度律，并适用于n体的地球和月球的形成研究。
2018-04-30 astro-ph.EP
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
Formation of satellites in circumplanetary discs generated by disc instability
研究了一颗直径为10 $M_{\rm{Jupiter}}$的气体巨星周围的行星盘中卫星系统的形成和演化。盘参数来自3D全局SPH模拟。我们使用了一种群体合成的方法，我们把卫星胚胎放在这个圆盘上，让它们吸积质量，迁移，碰撞，直到气体圆盘消散。在每次运行中，我们在合理的范围内改变了初始的灰尘与气体的比例，分散和再填充的时间尺度，以及胚胎的数量和它们的起始位置。我们发现大多数卫星的质量与伽利略卫星相似，但由于巨大的环行星盘，很少有卫星能达到最大3 $M_{\rm{Earth}}$。大的卫星通常在0.5 $R_{\rm{disc}}$的范围内形成。卫星的迁移速度很快，因此在圆盘的寿命期间，平均有10个$M_{\rm{Earth}}$的卫星将被行星吞没，大大增加了它的金属量。我们还研究了行星的半长轴对卫星系统的影响，通过重新调整我们的模型。这项测试表明，对于更接近恒星的圆盘，形成的卫星更轻，并且由于更快的迁移，大量的卫星丢失到行星中。最后，我们检查了探测到像我们这样的卫星的概率，这导致即使使用即将到来的强大望远镜，如E-ELT，也只有$\leq$ 3\%的低数量。
2020-09-10 astro-ph.EP
The effect of a strong pressure bump in the Sun's natal disk: Terrestrial planet formation via planetesimal accretion rather than pebble accretion
碳质和非碳质陨石的质量独立同位素异常显示出明确的二分法，表明太阳系的内部和外部有效分离。观测表明，在原行星盘中，毫米大小的卵石分布中，环状结构是常见的。这些结构往往与漂流卵石被捕获的局部压力最大的气体盘。类似的结构也可能存在于太阳的出生盘中，这可以自然地解释陨石/行星同位素的二分法。在这里，我们测试的影响，一个强大的压力在外盘（例如$\sim$ 5~au）的形成的内部太阳系。我们模拟了尘埃的凝聚和演化，星子的形成，以及通过星子和卵石的吸积胚胎的生长。我们的研究结果表明，陆地胚胎形成通过星子吸积，而不是卵石吸积。在我们的模型中，卵石的径向漂移促进了微行星的形成。然而，一旦形成了一个压力冲击，内部磁盘中的卵石通过漂移丢失之前，他们可以有效地增生的胚胎生长在$\gtrapprox$ 1~au。在$\sim$ 0.5-1.0au中的胚生长相对较快，并且可以更有效地附聚卵石。然而，这些同样的胚胎生长到更大的质量，所以它们应该向内迁移，这与当前的太阳系不一致。因此，类地行星很可能是由月球的巨大撞击吸积到大约火星质量的行星胚胎中形成的，大约在$\gtrapprox$ 1.0~au左右。最后，我们的模拟产生了一个陡峭的径向质量分布的星子在陆地区域，这是定性对齐的形成模型表明，小行星带出生低质量。
2021-05-03 astro-ph.EP
Tidal pull of the Earth strips the proto-Moon of its volatiles
关于月球的形成，流行的模型认为是行星胚胎与原地球\citep{Canup_2004, Cuk_Stewart_2012}之间的巨大撞击。尽管与地球地幔相比，月球上的难熔元素的同位素和化学丰度相似，但挥发性物质\citep{Wolf_Anders_1980}却很贫乏。目前的模型倾向于通过地月碎片盘\citep{Charnoz_Michaut_2015,Canup_2015,Lock_2018}中的原月球的不完全凝聚进行脱挥发分。然而，对这一原月盘的物理学知之甚少，地球强大的引力场\citep{Nakajima_Stevenson_2014}抑制了气体的热逃逸。在这里，我们调查了一个简单的过程，其中地球的潮汐拉力促进了强烈的流体动力学逃逸的液体表面的熔融原月球组装在3-6地球半径。这种潮汐驱动的大气逃逸在$\sim 1600-1700$ K温度下持续不到1 Kyr，再现了测得的月球K和Na的消耗。
2021-04-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Feeding Zones of Terrestrial Planets and Insights into Moon Formation
[摘要]我们提出了一套广泛的类地行星形成模拟，允许定量分析的随机后期阶段的行星形成。我们将进食区宽度Delta a量化为构成最终行星的行星胚胎和星子的初始半长轴的质量加权标准偏差。在我们的模拟中，行星的进食区的大小与其最终质量或半长轴无关，这表明行星的质量与其波动的库存之间没有系统的趋势。相反，我们发现任何质量大于0.1M地球的行星的供给区大致与其形成的初始盘的径向范围成正比：Δ a~0.25（a_max-a_min），其中a_min和a_max是初始微行星盘的内外边缘。这些广泛的随机补给区对月球的起源有着重要的影响，因为经典的假设预测月球应该主要由地球最后一个主要撞击物（忒伊亚）的物质组成，但其同位素组成与地球无法区分。特别是，我们发现，忒伊亚类似物的喂养区是显着更随机比行星类似物。根据我们假设的氧同位素在星子盘内的初始分布，我们发现地球和忒伊亚形成的概率约为5%或更低，其同位素差异等于或小于地球和月球的。事实上，我们预测，每一个行星质量体都应该有一个独特的同位素特征。此外，我们发现缺乏大量的忒伊亚类似物和高速月球形成的碰撞，这是最近提出的两种对月球同位素组成的解释。我们的工作表明，仍然没有一个关于月球起源的方案，可以用高概率事件来解释其同位素组成。
2015-02-03 astro-ph.EP
Loss and fractionation of noble gas isotopes and moderately volatile elements from planetary embryos and early Venus, Earth and Mars
在这里，我们讨论了目前的知识状态，如何大气逃逸过程可以fracketnoble惰性气体同位素和中等挥发性的岩石形成元素，填充原始大气，岩浆海洋相关的环境，和灾难性的脱气蒸汽大气。不同行星储存库中的同位素和挥发性元素的变化保持了有关大气逃逸，成分甚至吸积物质来源的信息。我们总结了我们的知识，大气同位素比，并讨论了最新的证据，原金星和地球捕获小H $_2$为主的原始大气，失去了EUV驱动的流体动力学逃逸后，磁盘分散。所有相关的热和非热大气逃逸过程，可以压裂各种同位素和挥发性元素进行了讨论。还讨论了大型行星撞击物对早期大气、地壳和地幔的侵蚀。此外，我们还讨论了中等挥发性的元素，如放射性产热元素$^{40}$ K和其他岩石形成元素，如镁，也可以从岩浆海洋，起源于大的行星胚胎和吸积行星的脱气和损失。脱气元素从质量为$\geq$ \，M $_{\rm Moon}$的行星胚胎中逃逸，或者由于逃逸的H原子的流体动力学阻力，这些H原子来自更大质量的胚胎中的原始或蒸汽大气。我们讨论了这些过程如何影响最终的元素组成和比例，如K/U，Fe/Mg的早期行星和它们的积木。最后，我们审查的建模工作，限制金星，地球和火星的早期演变，通过复制他们的测量今天的大气$^{36}$ Ar/ $^{38}$ Ar，$^{20}$ Ne/ $^{22}$ Ne稀有气体同位素比和同位素的作用，对水的损失及其连接到早期火星的氧化…
2020-11-02 astro-ph.EP
Origin of the lunar isotopic crisis from solidification of a stratified lunar magma ocean
本文提出，在假设忒伊亚地幔富铁的前提下，分层月球岩浆洋凝固会使上层固体来自原始地球地幔，从而自然解释月球类地球同位素组成，解决月球同位素危机。
2025-09-08 astro-ph.EP
Giant impact between high-viscosity Theia and low-viscosity proto-Earth: Origin of lunar isotopic crisis
School of Physics, Henan Normal University（河南师范大学物理学院）
通过模拟高粘度忒伊亚撞击低粘度原地球，发现产生的碎屑盘主要来自原地球，且不违反角动量约束，从而解释了月球同位素危机。
2026-08-13 astro-ph.EP
Rates of protoplanetary accretion and differentiation set nitrogen budget of rocky planets
原行星分化对氮和碳等生命必需挥发物的命运的影响以及其对行星生长动力学的后续影响尚不清楚。由于氮在岩浆海洋中的溶解取决于其分压和氧逸度，因此它是跟踪原行星中挥发性再分配的理想代理，作为其大小和生长区的函数。在石墨欠饱和条件下使用高压和高温实验，在这里，我们表明，氮的爱铁特性是一个数量级高于以前的估计在很宽的范围内的氧逸度。结合金属、硅酸盐和大气分馏模型的实验数据表明，小行星大小的原行星和从它们生长出来的行星胚胎都是氮耗尽的。然而，在经历分化之前生长到行星胚胎大小的原行星具有富氮核心和贫氮硅酸盐储层。大型类地行星的大量硅酸盐储层从后一种类型的行星胚胎的核心获得氮。因此，为了满足类地行星在其主要生长阶段的不稳定预算，行星胚胎吸积的时间尺度必须短于它们的分化时间尺度，即月球到火星大小的行星胚胎在太阳系形成后的100万到200万年内迅速生长。
2021-05-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
Origin of the Moon's Earth-like isotopic composition from giant impact on a differential rotating proto-Earth
本文提出差异旋转原地球模型，说明小于火星大小天体的大撞击可形成主要由原地球物质构成且角动量符合约束的环地碎片盘，从而解释月球与地球同位素组成的相似性。
2025-05-14 astro-ph.EP astro-ph.HE
Migration of celestial bodies in the Solar system and in several exoplanetary systems
本文综述太阳系及系外行星系统中天体迁移的研究，探讨星子积聚、木星轨道变化及水输运，并分析比邻星和TRAPPIST-1系统中的迁移过程。
2024-11-08 astro-ph.EP
Late veneer and late accretion to the terrestrial planets
人们普遍认为，硅酸盐金属（“岩石”）行星形成依赖于火星以下大小的行星胚胎和（较小的）星子的混合物的凝结，这些星子在我们太阳系的最初几百万年中动态地从不断演变的环日盘中出现。一旦大部分行星在巨大的撞击阶段后聚集起来，它们就会继续受到吸积留下的大量星子的轰击。在这里，我们将限制这些星子的质量和演化的基础上，从高度亲铁元素（HSE）预算的月球的约束。结合N体和蒙特卡罗模拟对行星形成的模拟结果，我们得出了关于这个早期时代性质的四个关键结论。首先，地球与月球的HSE比率相匹配，需要地球上的晚期单板在4.45 Ga之前由一个单一的月球大小的撞击物撞击地球组成，或者它起源于创造月球的撞击。另一个复杂的问题是，对月球样本的分析表明，月球并没有像地球那样保存有令人信服的晚期饰面证据。第二，火星上预期的南极单板成分是0.06%重量。第三，陆地撞击物的通量必须很低（<=10^（-6）M_地球/百万年），以避免4.4~Ga后地壳的大规模熔化，同时与观测到的月球盆地数量相匹配。这一结论导致了一个比以前假设的更加温和的冥古宙。最后，在类地行星完全形成后，残留微行星的质量约为10^（-3）M_地球，比大多数先前的模型估计的质量至少低一个数量级。我们的动力学和地球化学自洽的情况下，要求未来的N体模拟岩石行星形成直接纳入碰撞研磨或依赖于卵石吸积。
2016-09-06 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
Composition constraints of the TRAPPIST-1 planets from their formation
本研究通过模拟TRAPPIST-1行星的形成与组成演化，约束了行星初始水含量与元素丰度，解释了内外行星结构差异，验证了内侧行星脱水、外侧行星有原始水圈且无行星为无核结构的结论。
2023-07-11 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
The New Generation Planetary Population Synthesis (NGPPS). II. Planetary population of solar-like stars and overview of statistical results
我们希望了解不同的物理过程和初始属性对行星人口统计的全球可观察后果。我们使用第三代伯尔尼模型进行行星人口合成。我们合成了五个种群，每个种群每个圆盘的月球质量胚胎的初始数量不同：1，10，20，50和100。最后一个是我们在1颗太阳质量恒星周围的名义人口。只要每个系统中至少有10个胚胎，巨行星的性质就不会发生太大变化。因此，对巨星的研究可以通过需要更少计算资源的模拟来完成。对于内类地行星，只有100个胚胎的群体才能达到巨大的影响阶段。在这个群体中，每个行星系平均包含8颗质量大于1 $M_\oplus$的行星。在所有轨道距离上都有巨行星的系统比例为18%，但只有1.6%的系统在> 10 au。拥有巨行星的系统平均包含1.6颗这样的行星。类地行星和超级地球行星的频率分别在恒星[Fe/H]为-0.2和0.0时达到峰值，由于缺乏构建模块，并且由于[Fe/H]较高时更大质量的动态活跃行星的有害生长，[Fe/H]较低时受到限制。更大质量的行星（海王星，巨星）的频率随着[Fe/H]单调增加。行星在5-50 $M_\oplus$范围内的快速迁移被多个低质量内行星在多胚胎种群中的存在所减少。我们提出了一个最全面的模拟（外）行星系的形成和演化的日期。在理论上，它们提供了一个框架来观测测试特定物理过程的理论模型的全局统计结果。这是发展行星形成和演化的标准模型的一个重要因素。
2021-10-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Rapid protoplanet formation in vortices: three-dimensional local simulations with selfgravity
本研究通过高分辨率三维局部模拟发现，原行星盘涡旋中捕获的卵石云会发生引力坍缩，快速形成月球至火星质量的原行星，其质量在约5个轨道周期内翻倍。
2024-06-25 astro-ph.EP
Dynamical Models of Terrestrial Planet Formation
我们回顾了类地行星的形成问题，特别强调动力学和地球化学模型的相互作用。根据天文观测，恒星周围气体在形成过程中的寿命被限制在几百万年，而陨石和地月系统的同位素测年表明，地球的形成可能需要5000万至1亿年。因此，在我们自己的系统中，大部分类地行星的生长被认为是在基本上没有气体的条件下发生的，而类地行星形成的物理学是由引力相互作用和碰撞主导的。类地行星形成的最早阶段包括从尘埃颗粒中生长出千米大小或更大的微行星，然后这些微行星聚集成大约100个月球到火星质量的天体，这些天体最初在一群较小的微行星中相互引力隔离，但最终会发展到相互干扰的程度。胚胎之间的相互扰动，加上木星的引力搅拌，导致轨道交叉和碰撞，在1000万至1亿年的时间尺度上驱动地球大小的行星的生长。这个过程的数值处理集中在使用辛积分器，可以快速集成成千上万的引力相互作用的机构，准确地模拟行星的增长。虽然类地行星的一般性质-它们的大小和轨道参数-似乎在模型中得到了广泛的再现，但仍有一些悬而未决的动力学问题。其中之一是在我们的系统中存在一个胚胎大小的物体，火星，而不是模拟往往产生的更大的物体。[删节]
2009-06-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
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
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 astro-ph.EP
