Lifetime of the Outer Solar System Nebula From Carbonaceous Chondrites
原行星盘（PPD）的演化和寿命在行星系的形成和结构中起着核心作用。天文观测表明，PPD在两个时间尺度上演化，在长达数百万年（Myr）的时间内吸积到恒星上，然后在不到1 Myr的时间内气体消散。由于太阳星云的磁场是由原行星盘的气体维持的，我们可以利用古地磁测量来推断太阳星云的寿命。在这里，我们使用陨石的古地磁测量来限制这个寿命，并调查太阳星云是否有一个两个时间尺度的演变。我们报告的古地磁测量散装子样品的两个CO碳质岩：艾伦山A77307和自治领范围08006。如果这些陨石中的磁铁矿可以获得结晶回复磁化，记录了水蚀变过程中的环境场，我们的测量表明，在富含钙铝的包裹体形成后的270万年至510万年之间的某个时间，CO母体位置的局部磁场强度<0.9 \muT。结合以前的古地磁研究，我们得出结论，3-7 AU区域的太阳星云的消散发生在1-3 AU区域的星云消散之后<150万年，这表明原行星盘在其生命周期中经历了两个时间尺度的演化，与光蒸发和/或磁流体动力风的消散一致。我们还讨论了未来的方向，以获得强大的记录太阳星云领域使用散装陨石，包括从陨石和实验工作，以确定如何磁铁矿获得磁化球粒陨石母体蚀变的年龄。
2022-07-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Planetary and meteoritic Mg/Si and d30Si variations inherited from solar nebula chemistry
行星的整体化学成分是不确定的，即使是镁和硅等主要元素。这是因为可供研究的样本都来自相对较浅的深度。比较行星和陨石的稳定同位素组成可以帮助克服这一限制。特别是，地球地幔的非结晶Si同位素组成被解释为反映了Si在地核中的存在，这也可以解释其相对于纯Fe-Ni合金的低密度。然而，我们已经发现，角闪石陨石显示重硅同位素组成类似于月球和陆地地幔。由于核心的形成中的红柱石母体（APB）发生在氧化条件下，在相对较低的压力和温度下，显着的核心中的硅的掺入被排除作为这种重硅同位素签名的解释。相反，我们表明，气态SiO和固体镁橄榄石之间的平衡同位素分馏在1370 K的太阳星云可能产生所观察到的Si同位素的变化。镁橄榄石的星云分馏应伴随着硅同位素组成和Mg/Si比之间的相关变化，斜率为1，这是观察到的陨石。考虑到这一星云过程，地球核心的Si浓度被修正为3.6（+6.0/-3.6）wt%，并提供了大体积行星体的Mg/Si比的估计。
2015-07-10 astro-ph.EP
Si isotope homogeneity of the solar nebula
大块陨石中硅同位素丰度的存在或不存在与质量无关的变化提供了有关早期太阳系演化的重要线索。在太阳系内的各种物质中，包括陆地玄武岩、玄武岩和无球粒陨石，在29 Si/28 Si的分析精度为15 ppm的水平内，没有发现Si同位素异常。一个可能的例外是安格利特，它可能表现出少量的过量29 Si。然而，一般没有异常表明，原始陨石和分化的星子形成在一个水库，这是同位素均匀相对于硅。此外，在这里测量的富钙铝夹杂物中缺乏可分辨的异常表明，在形成难熔固体之前，通过在太阳星云中的混合，硅同位素中的任何核合成异常被消除。Si同位素表现出的均匀性可能对太阳星云中Mg同位素的分布有影响。根据超新星核合成产率计算，预期的重同位素丰度的大小是大于硅镁，这表明任何潜在的镁异质性，如果存在，低于15 ppm的水平。
2013-10-31 astro-ph.EP
Short-Lived Radionuclides in Meteorites and the Sun's Birth Environment
太阳星云中含有许多半衰期为几十万年或更短的短寿命放射性核素（SLR），与原恒星和原行星盘形成的时间尺度相当。因此，确定SLR的起源将有助于深入了解恒星形成和太阳的天体物理诞生环境。在这一章中，我们将回顾陨石的同位素研究如何揭示这些现已灭绝的放射性核素的存在和丰度;以及SLR ${}^{10}{\rm Be}$在典型的恒星核合成过程中不产生的唯一SLR，在太阳星云中均匀分布的证据。我们回顾的证据表明，SLR ${}^{26}{\rm Al}$，${}^{53}{\rm Mn}$，和${}^{182}{\rm Hf}$，和其他放射性核素，也均匀分布，并可用于日期的事件在太阳系的行星形成时期。SLR的同质性，特别是${}^{10}{\rm Be}$，强烈暗示它们都是从太阳的分子云继承而来的，并且除了${}^{36}{\rm Cl}$之外，太阳星云内的辐射产生非常有限。我们回顾天体物理模型的起源${}^{10}{\rm Be}$，表明它需要太阳形成的旋臂的银河系具有较高的恒星形成率比银河系的平均水平。同样，我们回顾了其他SLR起源的天体物理模型，并表明它们可能是由超过数十万年的大质量恒星污染太阳的分子云而产生的，最有可能是由沃尔夫-拉叶星的喷出物所主导。其他的SLR也要求太阳在银河系的旋臂中形成，其恒星形成率与太阳系初始${}^{10}{\rm Be}$丰度所要求的一样高。我们讨论了天体物…
2023-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
New insight into the Solar System's transition disk phase provided by the unusual meteorite Isheyevo
行星形成的许多方面都受到出生原行星盘（PPD）中剩余气体量的控制。红外观测表明，PPD经历了一个过渡阶段，在几个百万年，在此期间，气体密度降低。我们的太阳系也会经历这样一个阶段。然而，目前还没有数据可以深入了解我们PPD演变过程中的这一关键时刻。我们表明，Isheyevo陨石包含的第一个明确的证据，在我们的太阳系的过渡盘阶段。Isheyevo属于一类富含金属的陨石，其组成部分的年代大约在太阳系第一个固体之后的500万年，并显示出独特的沉积层，暗示通过温和的沉积形成。我们表明，这样的分层可以发生通过温和的清扫的物质中发现的影响羽流造成的碰撞的两个微行星。这样的清扫需要与观察到的过渡盘一致的气体密度。因此，Isheyevo提出了我们自己的过渡盘的第一个证据，并为我们的太阳星云的演化提供了新的限制。
2014-12-04 astro-ph.EP
Supernova-Triggered Molecular Cloud Core Collapse and the Rayleigh-Taylor Fingers that Polluted the Solar Nebula
超新星可能是最早的太阳系固体形成期间存在的短寿命放射性同位素（SLRI）的来源。一个适当的薄而密的超新星冲击波可能能够触发分子云核心的自引力坍缩，同时注入SLRI。轴对称流体动力学模型表明，这种注入发生通过一些瑞利-泰勒（RT）环。在这里，我们使用FLASH自适应网格细化（AMR）流体动力学代码来计算触发和注射过程的第一个全三维（3D）模型。轴对称RT环在3D中变成RT指。虽然在3D模型中早期出现了约100个RT指状物，但只有少数RT指状物可能会影响塌陷云核的致密部分。这几个RT指，然后必须是来源的任何SLRI空间异质性的太阳星云推断从同位素分析的陨石。该模型表明，SLRI注入效率从超新星几个pc远的下降在低端的范围估计匹配SLRI丰度，也许把他们更符合最近重新评估的水平的60 Fe目前在太阳星云。
2012-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
2D condensation model for the inner Solar Nebula: an enstatite-rich environment
红外线观测提供了原行星盘表面层的尘埃成分，但无法探测中平面的尘埃化学成分，行星形成发生在中平面。陨石表明，动力学在决定太阳星云的尘埃分布方面很重要，如果我们要了解圆盘中的全球化学物质，就需要考虑动力学。一维径向冷凝序列一次只能模拟一个圆盘层，无法描述陨石的全球化学或复杂性。为了解决这些局限性，我们计算的第一次在太阳星云内使用的热力学平衡模型的冷凝物的二维分布，并得出尘埃的垂直沉降和径向迁移的时间尺度。我们发现两个顽火辉石丰富的区域内1 AU从年轻的太阳：一个带~0.1 AU厚的上层光学薄的光盘内部到0.8 AU，并在光学厚光盘中平面到~0.4 AU。这两个顽火辉石富集区支持了最近的证据，即水星和顽火辉石共同拥有一种成分相似的大块物质。我们的结果也与原行星盘的红外观测结果一致，即在盘的内表面有富含顽火辉石的尘埃发射。由此产生的化学和动力学结果表明，顽火辉石的块状物质的形成发生在盘的内表面层，在0.4~AU。我们还提出了一个简单的替代方案，其中气体分馏和垂直沉降的冷凝物导致顽火辉石-顽火辉石散装材料。
2016-01-07 astro-ph.EP
Statistical Chronometry of Meteorites. I. The Pb-Pb age of the Solar System's t=0
本文通过快速冷却无球粒陨石协调 Al-Mg 与 Pb-Pb 年龄，得出太阳系 t=0 的 Pb-Pb 年龄为 4568.42 ± 0.24 Myr，并解释 CAI 年龄差异可能来自后期重置。
2023-05-03 astro-ph.EP
Chondrule survivability in the solar nebula
研究球粒在太阳星云中抵抗向内漂移存活超百万年的条件，发现弱湍流、平坦径向轮廓和高金属丰度是关键，并指出微行星形成可能由盘风消散等盘演化过程诱导。
2024-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Elemental and isotopic variability in solar system materials by mixing and processing of primordial disk reservoirs
行星体之间的同位素异常是行星遗传学和太阳系动力学演化的关键制约因素。然而，为了释放这些异常的全部潜力，以限制在磁盘中的材料的处理，混合和运输，它是必不可少的，以确定负责生产行星尺度的同位素变化的主要组成部分，并调查它们如何与继承自太阳系的父母分子云的同位素异质性。为了解决这些问题，我们测量了Ti和Sr同位素组成的钙，铝丰富的夹杂物（CAIs）的Allenium CV3球粒陨石，以及酸浸出液和不溶性残留物的Murchison CM2球粒陨石，并结合这些结果与文献数据的前太阳颗粒，黑云母，球粒，和散装陨石。我们的分析表明，矿物规模的星云同位素的不均匀性采样的沥滤物和太阳前颗粒在很大程度上解耦的行星尺度的同位素异常。结合大量元素的同位素异常数据表明，非碳质（NC）和碳质（CC）陨石之间的差异是NC材料和星云水库（称为IC）的同位素组成类似于CAIs，但其化学成分类似于散装陨石之间的混合的产物。在我们的首选模型中，这两个星云水库的同位素组成不同，反映了太阳系的父母分子云核心的遗传异质性，因此从来没有完全均匀的崩溃。行星尺度的同位素异常，因此造成变量混合同位素不同的原始磁盘水库，这些水库在不同的星云环境中的选择性处理，从而形成星云产品的非均匀分布。
2019-07-02 astro-ph.EP
The Solar Nebula on Fire: A Solution to the Carbon Deficit in the Inner Solar System
尽管表面以碳基生命为主，但与形成时可用的物质相比，地球的整体组成是显着的碳贫乏。大量的碳缺乏延伸到小行星带，代表了行星诞生条件的化石记录。行星形成的最初步骤包括太阳星云中原始亚微米硅酸盐和碳颗粒的生长。我们提出了一个解决方案，其中原始碳颗粒优先破坏的氧原子点燃加热由于恒星吸积半径< 5 AU。这个解决方案可以解释地球和陨石中大量的碳缺乏，小行星带内的成分梯度，以及越来越多的证据表明其他恒星周围的岩石中存在类似的碳缺乏。
2010-01-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
Chondrules from high-velocity collisions: thermal histories and the agglomeration problem
我们评估是否陨石球粒，一旦熔化毫米大小的球体填充最古老的陨石，可以形成超公里/秒的碰撞之间的小行星在太阳星云。高速碰撞释放出热而稠密的硅酸盐蒸汽云，这些蒸汽云夹带并加热球粒前体。再现了半径为$\sim$ 10- 100公里的碰撞体CB球粒的热历史。非CB的斑状球粒冷却速率较慢，指向半径为$\gtrsim$ 500公里的碰撞机。陨石球粒如何碰撞分散到星云中，聚集成陨石母体仍然是一个谜。同样的轨道偏心率和倾角，使高能碰撞防止星子重新吸积球粒有效，而不受损害;因此，CB/CH球粒陨石Isheyevo的沉积层很难解释碰撞喷出物的直接回落。与此同时，小行星的表面可能散落着陨石球粒的碎片。从彗星81 P/Wild-2中发现的微米级的火成微粒可能来自原始柯伊伯带的原位碰撞和随后的吸积，从而避免了将火成固体运送到星云中的需要。从隼鸟2和OSIRIS-REx返回的小行星样本可能同样含有球粒碎片。
2021-03-28 astro-ph.EP physics.geo-ph
Abundances of the elements in the solar system
太阳星云和陨石中元素及其核素的丰度和凝结温度的评述。还讨论了一些邻近恒星的元素丰度。
2011-03-21 astro-ph.EP
The Effect of Jupiter's Formation on the Distribution of Refractory Elements and Inclusions in Meteorites
我们提出了一个全面的太阳原行星盘的演化模型，构造来解决陨石的“CAI存储”问题。我们预测富钙，富铝夹杂物（CAIs）和耐火亲石元素的中心假设下，木星的$\sim 30 \, M_{\oplus}$核心形式在约3 AU在约0.6百万年左右，并打开了一个缺口CAIs被困在木星以外的压力最大，碳质方解石形成。在木星轨道内，CAIs被空气动力学阻力耗尽;普通的和顽火辉石在那里形成。对于16块陨石和无球粒陨石，我们回顾了它们的CAI和耐火材料丰度及其形成时间的陨石数据，受放射性定年法和热模型的约束。我们预测它们的形成位置，发现与其他位置信息（水含量，小行星光谱和母体）的良好一致性。我们预测的颗粒的大小集中的湍流为每个球粒陨石，找到很好的匹配每个球粒陨石的平均球粒直径。这些隐密的陨石母体由湍流集中的局部物质迅速聚集而成，通常不会迁移太远。我们预测CI钙钛矿相对于太阳贫难熔亲石元素，约12%（0.06 dex）。我们约束的湍流参数$α$在磁盘中的变化，并找到一个有限的作用磁旋转不稳定性，有利于流体动力学不稳定性在外盘，加上磁盘风在内盘。至少在300万年到400万年之间，气体在木星外部存在，但在木星内部耗尽，太阳星云是一个过渡盘。
2018-08-09 astro-ph.EP
Exploring refractory organics in extraterrestrial particles
在陨石和彗星中检测到的有机化合物的起源仍然是一个悬而未决的问题，其中一些可能是地球上生命的前体。本研究的目的是通过将实验室制造的难熔有机残留物的红外光谱与星尘号任务返回的彗星颗粒、行星际尘埃颗粒和陨石的光谱进行比较，在揭示外星颗粒有机材料的性质和组成方面再迈出一步。我们的研究结果加强了这样一种想法，即通过太阳星云中分子冰的高能和热处理形成难熔有机物的途径。还有一种可能是，有些有机物质在进入太阳星云之前就已经在母体分子云中形成了。研究的外星粒子的红外“有机”波段的大多数可以在实验室有机残留物的光谱中重现。我们确认在地外粒子中检测到水、腈、烃和碳酸盐，并将其与太阳星云外部区域粒子的形成位置联系起来。为了澄清物种的起源，需要高灵敏度的观测与本文所述的实验室测量相结合。因此，这项研究为地球上水和有机化合物的起源以及未来合作实验室和观测项目的动机提供了又一块拼图。
2022-07-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
The early Solar System and its meteoritical witnesses
本研究综述球粒陨石等原始陨石的基本性质，结合天体物理背景解释其组分年龄、同位素特征及固气比等特性，探讨早期太阳系原行星盘演化与星子形成机制，指出压力凸起成因仍待明确。
2024-09-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
Chondrule formation via extended winds in the early solar system
球粒陨石被认为是太阳星云的组成部分，而我们的太阳系就是由太阳星云形成的。它们是硅酸盐和氧化物物体（球粒和耐火夹杂物）的混合物，经历了极高的温度，设置在相对较冷的基质中。陨石的普遍存在表明它们是通过一个非常普遍的过程形成的，与恒星和行星形成密切相关，但是几十年来，负责机制的性质和属性仍然不清楚。然而，陨石球粒和耐火内含物提供的热太阳星云的证据，似乎与天体物理学对恒星形成的观察不一致。这强烈地表明，原恒星盘--恒星和行星形成的气体和尘埃的螺旋盘--相对较冷，并且表现出典型的温度，不足以在主小行星带中含有球粒的陨石所采样的径向距离处熔化和蒸发硅酸盐矿物。在这里，我们提出了计算的动力学和热结构的原恒星磁盘，加速风从磁盘表面。这些风通常与年轻的恒星物体有关，是早期太阳系的类似物。我们还提出了在这样的风中的尘埃颗粒的处理模型，表明这些流出物是合适的球粒形成的网站。
2012-01-18 astro-ph.EP
Forming Chondrites in a Solar Nebula with Magnetically Induced Turbulence
球粒陨石为研究太阳系的起源提供了宝贵的机会。我们探讨影响喷射作为一种机制的球粒形成和随后的卵石吸积作为一种机制的吸积球粒到母体的陨石，并探讨如何这两个过程可以占目前可用的陨石数据。我们发现，当太阳星云是$\le 5$倍以上的最小质量的太阳星云在$a \simeq 2-3$ AU和陨石的母体是$\le 10^{24}$ g（$\le$ 500公里半径）的太阳星云，影响喷射和随后的卵石吸积可以再现的陨石数据的一些属性。这些性质包括目前的小行星带质量，球粒的形成时间尺度，以及来自Semarkona球粒的星云的磁场强度。由于这一假设需要第一代的星子引发撞击喷射并作为母体吸积球粒，母体质量的上限导致了以下含义：最初质量为$\ge 10^{24}$ g的原始小行星不太可能包含球粒，而质量较小的原始小行星可能具有富含球粒的表面层。因此，从撞击喷射和卵石吸积发展的方案可以提供新的见解太阳系的起源。
2016-03-12 astro-ph.EP
Isotopic Anomalies in Primitive Solar System Matter: Spin-state Dependent Fractionation of Nitrogen and Deuterium in Interstellar Clouds
在陨石和行星际尘埃颗粒中发现的有机物质富含D和15 N。这与携带这些同位素异常的官能团（腈和胺）是由原太阳星云中的离子分子化学形成的想法一致。低温下星际分馏的理论模型预测D和15 N都有很大的富集，可以解释碳质陨石中测得的最大同位素富集。然而，最近的测量表明，在一些原始样品中，大的15 N富集与D中的一个不相关，并且一些富含D的原始材料显示很少（如果有的话）15 N富集。通过考虑自旋状态的依赖性，在涉及的邻位和对位形式的H2的离子-分子反应中，我们表明，氨和相关分子可以表现出这样一个广泛的分馏15 N和D在致密的云核。我们还表明，虽然腈，HCN和HNC，含有最大的15 N富集，这是不相关的极端D富集。因此，这些计算支持太阳系15 N和D同位素异常具有星际遗产的观点。我们还将我们的结果与现有的天文观测结果进行了比较，并简要讨论了未来对该模型的测试。
2012-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal and Photophoretic Properties of Dust Mantled Chondrules and Sorting in the Solar Nebula
发现许多球粒被细粒边缘包围。假设，这些边缘是从原行星盘中的球粒上吸积的尘埃中获得的。在数值模拟中，我们研究了在照明裸露和尘埃覆盖的球粒的热传递。计算考虑球粒的大小，尘埃地幔的大小，和两个组件的热导率作为参数。我们计算的电泳力和比较的数值结果的解析近似。我们给出了一个表达式来量化的球形颗粒上的电泳力在自由分子政权优于2%。本文用核幔粒子的有效热导率描述了尘埃幔对地幔热膨胀强度的影响。有效热导率主要取决于地幔和球粒的尺寸比，而与绝对尺寸无关。它也强烈地依赖于地幔的热导率，而球粒的热导率的影响很小。其他作者发现陨石的边缘和球粒之间的尺寸比随整体尺寸而系统地变化。在此基础上，我们的计算表明，在光学薄盘或在太阳星云的演化内边缘的尘埃覆盖的球粒可以发生一个电泳尺寸分选。
2012-08-24 astro-ph.EP
On water delivery in the inner solar nebula: Monte Carlo simulations of forsterite hydration
到目前为止，我们太阳系岩石天体上的水的起源有内源性的或外源性的，干的或湿的，各种各样的情况。在陨石和行星际尘埃颗粒中发现的水合硅酸盐，以及在原行星盘的宜居带中观测到的丰富的蓄水池，都是支持硅酸盐尘埃颗粒在星云环境中通过水蒸气凝结而发生水蚀变的证据。我们调查的热力学（温度和压力的依赖性）和动力学（吸附速率和能量，表面扩散和团簇形成）的镁橄榄石颗粒表面上的水吸附。利用ProDiMo程序模拟了早期太阳星云三个演化阶段的盘状热化学结构。压力，温度和水蒸气丰度在1 au的原太阳被提取，并作为输入的Monte Carlo代码模拟水缔合吸附使用吸附能，类似于镁橄榄石[100]晶格。镁橄榄石表面的水蒸气吸附水合作用可能已经发生在星云寿命内已经在1 E8 cm-3的密度，随着更高的水蒸气密度增加表面覆盖。全表面覆盖的温度低于500 K，而更热的粮食表面水团簇形成起着至关重要的作用。（略）本工作表明，水团簇形成提高了水面覆盖率，并且能够在高温和低水蒸气密度条件下形成稳定的水层。最后，物理吸附的水分子的表面扩散缩短了达到稳定状态的时间尺度，使页硅酸盐在太阳星云时间尺度内形成。
2018-09-05 astro-ph.EP
Trace Elemental Behavior in the Solar Nebula: Synchrotron X-ray Fluorescence Analyses of CM and CR Chondritic Iron Sulfides and Associated Metal
我们已经进行了协调聚焦离子束（FIB）扫描和透射电子显微镜（S/TEM），电子探针显微分析（EMPA）同步辐射X射线荧光（SXRF）微探针研究，以确定相特定的显微结构特征和高分辨率原位微量元素浓度的原生磁黄铁矿，镍黄铁矿，并从球粒在CM 2和CR2碳质方解石的相关金属颗粒。这项工作是第一次将微量元素化学和显微结构观察联系在一起，试图确定这些陨石群中原生硫化物的形成机制和条件。SXRF微探针分析允许的次要和微量元素，钴，铜，锗，锌，硒的浓度进行定量，除了铁和镍，在2微米的空间分辨率。CM和CR PPI硫化物微量元素模式之间的相似性提供了一个共同的形成机制，这种类型的硫化物颗粒在两个陨石群的证据。此外，SRM硫化物和金属具有可比的微量元素模式，表明两者之间的遗传关系，如金属的硫化。富集镍，钴，铜，硒是符合这些元素的亲铜/亲铁行为。所观察到的Ge的消耗表明，它可能已经通过蒸发而损失，或者从未被并入金属或硫化物前体材料中。锌的贫化也可能是由于蒸发，但部分亲石，也可能已优先纳入球粒形成过程中的硅酸盐。微量元素的浓度支持结晶从不混溶的硫化物熔体中的球粒形成的PPI晶粒和金属的硫化物的SRM晶粒的起源。
2021-07-23 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Condensate evolution in the solar nebula inferred from combined Cr, Ti, and O isotope analyses of amoeboid olivine aggregates
本文通过对Allende陨石中变形虫状橄榄石集合体的Cr、Ti、O同位素分析，发现其与富Ca-Al包体具有共同同位素组成，提出二者均形成于太阳母分子云早期下落物质，太阳系核合成同位素非均质性主要由星云凝聚物混合产生。
2024-01-12 astro-ph.EP physics.geo-ph
Generating potassium abundance variations in the Solar Nebula
南极陨石的一个有趣的方面是它们是互补的：虽然它们各自的成分有着广泛的丰度变化，但大块的南极陨石几乎有太阳的成分。这就意味着，这些类太阳能的储层是由不同成分的子储层组装而成的，这些子储层产生了不同的成分。我们专注于解释球粒之间的钾丰度变化，即使在一个单一的球粒陨石，同时保持所观察到的CI $^{41}$ K到$^{39}$ K的比例。这需要物理分离钾和球粒，同时温度足够高，使K处于气相。我们研究了几种机制，可以驱动尘埃通过气体，并表明，这样做本地将需要长（亚轨道到许多轨道）的时间尺度;最短的钾耗尽时间尺度发生在一个场景中，陨石球粒形成高以上的中平面和解决了蒸发钾。虽然轨道时间尺度与实验室球粒冷却速率估计值不一致，但任何其他钾丰度变化起源的模型都必须与产生大量相关储层的严重后勤困难作斗争，这些储层在钾丰度方面变化很大，但在钾同位素比值方面没有变化。
2016-04-26 astro-ph.EP
Collateral Effects on Solar Nebula Oxygen Isotopes due to Injection of 26Al by a Nearby Supernova
从核心坍缩超新星的物质注入到太阳系已经形成的圆盘中，是产生短寿命放射性核素的一种机制，如26 Al和41 Ca，从太阳星云中存在的陨石的同位素研究中推断。这一假设最近受到了挑战，因为注入足够的超新星物质以匹配陨石中Al 26和Ca 41的丰度，会对氧同位素产生巨大的、可测量的和不可观测的附带影响。在这里，我们再次计算了由于超新星物质注入太阳星云而引起的氧同位素的变化，使用了我们自己祖先爆炸的各种核合成条件。不同于以往的研究，这种类型的，我们还考虑了爆炸后的核合成产物的丰度分布的非均匀性的影响。我们计算了由于注入足够的超新星物质产生的陨石丰度的26Al和41Ca的氧同位素的变化，并详细分析了预测的变化与陨石数据的兼容性。我们发现，在可能的同位素位移的范围是相当大的和敏感的参数，如祖质量和各向异性的爆炸，但是，少数兼容的情况确实存在。由于结果的广泛性和同位素产率对假设条件的敏感性，很难限制可能导致Al 26注入太阳星云的超新星。相反，我们认为，可行的反例的存在表明，它是过早使用氧同位素排除注入到太阳星云原行星盘附近的超新星26铝和41钙。
2010-10-22 astro-ph.EP
Amino Acids in Comets and Meteorites: Stability under Gamma Radiation and Preservation of Chirality
太阳系天体中的氨基酸可能在导致地球生命起源的化学过程中发挥了关键作用。我们目前的实验室研究测试对γ辐射光解的氨基酸的稳定性。目前地球生物化学的蛋白质中使用的左旋形式的所有20种手性氨基酸都在固态下接受了3.2 MGy剂量的伽马辐射，这相当于1.05x109年内彗星和小行星中放射性核素衰变产生的剂量。对于每种氨基酸的辐解度和放射外消旋度通过差示扫描量热法（DSC）和旋光色散（ORD）光谱测量。根据这些测量，确定了每种氨基酸的辐解速率常数kdsc和放射外消旋速率常数krac，并外推到14 MGy的剂量，这相当于4.6x109年（太阳系的年龄）内天然放射性核素衰变对彗星和小行星中所有有机分子的预期总剂量。结果表明，所有的氨基酸研究可以生存的辐射剂量为14 MGy的显着数量，虽然他们的一部分是在辐解过程中丢失。类似地，伴随辐解的辐射外消旋化过程也不会消除手性。辐解和放射外消旋速率常数的知识可以允许从今天在碳质方解石中发现的浓度开始计算太阳系形成时氨基酸的原始浓度。对于某些氨基酸，太阳前星云中的浓度可能比目前在陨石中观察到的高出6倍。
2010-07-26 astro-ph.EP physics.bio-ph q-bio.OT
Chondrule Formation in Bow Shocks around Eccentric Planetary Embryos
Daufas & Pourmond（2011）最近对火星陨石的同位素研究表明，在陨石球粒（陨石中发现的毫米级火成岩包裹体）形成的同时，太阳星云中存在着大型（半径约3000公里）行星胚胎。我们模拟了球粒的形成，通过弓形激波围绕这样一个行星胚胎在偏心轨道上。我们数值模拟的流动的流体动力学，并发现，这样大的机构保留一个气氛，与开尔文-亥姆霍兹不稳定性允许这种气氛与气体和颗粒混合流过胚胎。我们计算了流经该天体的陨石球粒的轨迹，发现它们不是由原行星吸积的，而是通过从行星岩浆海洋中排出的挥发物流动的。相比之下，陨石球粒是在较小的微行星上增生的。计算了球粒通过弓形激波时的热历史。我们发现，峰值温度和冷却速率是一致的形成的优势，斑状纹理的大多数球粒，假设一个适度的增强以上可能的太阳星云的平均值球粒密度（由一个因素的10），归因于沉降的球粒前体的中平面的磁盘或湍流浓度。我们计算了行星胚胎的偏心率被衰减的速率，并得出结论，一个分散到偏心轨道的行星胚胎可以在10 e5年内产生10 e24 g的球粒。原则上，少数（1-10）偏心行星胚胎可以以符合所有已知限制的方式熔化观测到的球粒质量。
2012-04-03 astro-ph.EP
Chondrule destruction in nebular shocks
球粒是一种毫米大小的硅酸盐小球，在原始陨石中普遍存在，但其起源仍然是个谜。产生它们的主要机制之一是气体原行星盘中激波中固体的熔化。然而，越来越多的证据表明，球粒形成区域的固体含量远远高于太阳丰度。考虑到激波模型中所涉及的高速度，在激波阵面通过后，由于差阻，不同尺寸的颗粒之间预计会发生破坏性碰撞。我们调查的概率和结果的粒子碰撞后面的一维冲击使用分析方法，以及一个完整的整合的耦合质量，动量，能量和辐射方程。对于固/气比$ε\gtrsim 0.1$来说，原球粒的破坏似乎是不可避免的，甚至对于太阳丰度来说，也是不可避免的，因为更细的尘埃会“喷砂”。具有$ε\gtrsim 10$的流需要小得多的激波速度（$\sim 2$ vs 8 km s $^{-1}$）以达到球粒熔化温度，并且辐射捕获允许激波碎片的缓慢冷却。最初的破坏仍然是广泛的;虽然重新组装毫米大小的颗粒会自然发生颗粒粘附后，组成的球粒的异质性可能很难复制。最后，我们注意到，固体通过小规模的弓冲击周围几公里大小的星子可能会经历部分熔融，但逃脱碎裂。
2014-10-22 astro-ph.EP
Incorporation of a Late-forming Chondrule into Comet Wild 2
我们报告的岩石学，O同位素组成，和铝镁同位素系统的球粒碎片从彗星家族野生2，返回地球的美国宇航局的星尘任务。这个物体显示了II型球粒的特征，它是由一个演化的氧同位素库形成的。没有发现Al 26消失的证据，（26 Al/27 Al）0 < 3.0 x 10^-6。假设铝26在太阳星云中均匀分布，这种粒子的结晶至少比最早的太阳系天体晚300万年--与大多数陨石球粒相比相对较晚。我们解释这个对象在柯伊伯带机构的存在，作为晚，大规模运输的小天体之间的内部和外部太阳星云的证据。我们的观测结果限制了木星的形成（如果它比这个彗星球粒离太阳更远，那么它将成为向外运输的障碍），在富含钙铝的包裹体之后超过300万年。
2011-12-30 astro-ph.EP
Extended High Circular Polarization in the Orion Massive Star Forming Region: Implications for the Origin of Homochirality in the Solar System
我们在猎户座星云中呈现了一幅宽视场（~ 6 'x6'）和深近红外（Ks波段：2.14微米）的圆偏振图像，其中大质量恒星和许多低质量恒星正在形成。我们的研究结果表明，一个高圆偏振区域在空间上扩展（~0.4 pc）周围的大质量恒星形成区，BN/KL星云。然而，其他区域，包括线性偏振的猎户座酒吧，没有显示出显着的圆偏振。与BN/KL星云相比，大多数低质量的年轻恒星在线偏振或圆偏振下都没有可检测到的扩展结构。如果我们的太阳系形成于一个巨大的恒星形成区，并受到净圆偏振辐射的照射，那么通过不对称光化学，陨石母体中可能会产生过量的对映体，并随后传递到地球。这些可能在地球上生物同手性的发展中发挥了作用。
2010-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Temperature Processing of Solids Through Solar Nebular Bow Shocks: 3D Radiation Hydrodynamics Simulations with Particles
太阳系形成的一个基本的未解决的问题是解释在南极陨石中发现的球粒的熔化和结晶。星云冲击中球粒熔化的理论模型已被证明与从实验室实验中推断的球粒热历史的许多方面是一致的;但是，驱动这些冲击的机制尚不清楚。在偏心轨道上的微行星和行星胚胎，当它们以超音速运动通过盘状气体时，会产生弓形激波，这也是球粒熔化激波的一个可能来源。我们通过三维辐射流体力学模拟研究了小行星弓激波中球粒的形成。结合通量限制扩散和蒙特卡罗方法的元素，一个新的辐射输运算法被用来捕捉弓激波周围的辐射输运的复杂性。还使用包括H $_2$的旋转、振动和解离模式的状态方程。在模拟中直接跟踪固体，并记录其热历史。绝热膨胀使气体迅速冷却，胚胎后面的尾激波会引起二次加热事件。辐射传输是有效的，小行星周围的弓形激波可以有光度$\sim$几个$\times10^{-8}$ L $_{\odot}$。虽然禁止和径向球粒纹理可以在这里探讨的辐射冲击，斑状球粒可能只在绝热极限。我们提出了一系列的预测冷却曲线，值得在实验室实验中进行调查，以确定是否由弓冲击产生的固体陨石记录中的球粒或其他固体。
2013-08-27 astro-ph.EP
Mixing and transport of dust in the early solar nebula as inferred from titanium isotope variations among chondrules
球粒是由太阳原行星盘中的尘埃聚集体熔化而形成的，因此为固体物质如何在盘中运输和混合提供了独特的见解。在这里，我们表明，球粒顽火辉石和普通的钙钛矿显示只有小的50 Ti的变化和分散密切围绕其主机钙钛矿的50 Ti组成。相比之下，从碳质球粒陨石的球粒具有高度可变的50 Ti组合物，其中，相对于陆地标准，范围从顽火辉石和普通球粒陨石球粒的小50 Ti赤字测量到大50 Ti过剩已知的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。这些50 Ti的变化可以归因于添加同位素异质性CAI类材料顽火辉石和普通的方解石类球粒前体。新的钛同位素数据表明，碳质球粒陨石球粒之间的同位素变化并不需要形成在广泛的轨道距离，而是可以完全占掺入的同位素异常的金块到球粒前体。因此，这些数据证明了需要在球粒陨石母体吸积之前进行盘范围的球粒运输，并且与在盘的局部区域中从给定球粒陨石群形成球粒一致。最后，碳质陨石中普遍存在富含50 Ti的物质，而非碳质陨石中缺乏这种物质，这支持了这两个陨石群来自于木星形成过程中相互隔离的圆盘区域的想法。
2017-05-10 astro-ph.EP
The primordial collisional history of Vesta: crater saturation, surface evolution and survival of the basaltic crust
这项工作探讨了木星早期轰击（JEB）的原始灶神星的演变，特别是在陨石坑饱和度，地壳挖掘和表面侵蚀方面的影响。这两种情况下，假设星子已经形成在一个静止的或动荡的星云进行了探讨，原始和碰撞演化的大小频率分布被认为是。获得的结果表明，如果灶神星的玄武岩表面已经形成，JEB将使其充满陨石坑，并可能将其侵蚀到数百米至数十公里的深度。在后一种情况下，由JEB引起的表面侵蚀将与灶神星的英质和闪长质层的厚度相当。然而，在全球表面侵蚀有限的情况下，大型撞击物如果太多，可以挖掘整个地壳并从vestan地幔中提取大量物质，这与目前对HED陨石的理解不一致。这似乎是这样的情况下，碰撞星子形成在一个动荡的星云和木星迁移了0.5 AU或更多。在全球范围内，所获得的结果表明，在一个静止的星云和木星经历了适度的迁移（即0.5 AU）的星子形成的情况下，是最符合我们对灶神星的理解，即使星子的情况下形成的湍流星云与木星经历有限的（即约0.25 AU）或没有迁移不能排除。然而，最近关于小行星分化的结果提出了灶神星最初拥有现在丢失的未分化地壳的可能性。在这种情况下，最受欢迎的情况是星子在静止星云中形成，木星经历了更大的迁移（即0.5 AU和1 AU之间）。
2013-09-05 astro-ph.EP
Vesta and Ceres: crossing the history of the Solar System
太阳系的演化大致可分为三个不同的阶段：太阳星云、原始太阳系和现代太阳系。这三个时期的特点是，无论是从物理条件的角度来看，还是从通过它们起作用的过程的角度来看，都有非常不同的条件。在整个太阳星云阶段，由于短寿命放射性核素的衰变，星子和行星胚胎正在形成和分化。与此同时，巨大的行星形成了它们的核心，并吸积了星云气体，达到了它们现在的质量。气体扩散之后，原始太阳系开始了它的演化。在内太阳系，行星胚胎形成了类地行星，再加上巨行星的引力扰动，耗尽了剩余的微行星。在外太阳系，巨行星经历了一个剧烈的，混乱的轨道重排阶段，导致了后期重轰炸。然后，年轻的太阳系迅速而激烈的演化让位于现代太阳系更有规律的长期演化。灶神星，通过它与HED陨石的联系，以及谷神星，可能也是太阳系历史上第一批形成的天体。在这里，我们讨论了它们的形成和演化的时间尺度，以及它们在太阳系历史的不同阶段的通过将如何受到影响，以便绘制一个参考框架来解释黎明任务将提供的数据。
2011-06-01 astro-ph.EP
Cosmochemical Consequences of Particle Trajectories During FU Orionis Outbursts by the Early Sun
太阳星云被认为在其早期演化过程中经历了多次猎户座FU爆发。本文首次计算了猎户座FU爆发期间引力不稳定的太阳星云中粒子的轨道，结果表明，在不到200年的时间里，0.1 ~ 10 cm大小的粒子穿过10 AU或更远的径向距离，向内和向外，暴露在$\sim$ 60 K ~ $\sim$ 1500 K的温度下。这样的轨迹可以解释彗星中难熔粒子的发现。当耐火颗粒离开盘的最高温度区域时，它们应该获得类似Wark-Lovering的边缘，并且这些边缘的稳定氧同位素比应该有显着变化。如果粒子在距离太阳1天文单位的范围内通过，它们很可能会被严重改变或摧毁，因此只有在最后几次猎户座FU爆发中形成，或者被传送到太阳系的外部，它们才有可能幸存下来。来自原始陨石的富钙铝包裹体（CAIs）是已知最古老的太阳系天体，其年龄范围非常窄。大多数CAIs可能在FU Orionis爆发阶段结束时形成，其年龄范围反映了最后几次爆发之间的时期。
2012-06-24 astro-ph.EP
Origin of Low-${}^{26}{\rm Al}/{}^{27}{\rm Al}$ Corundum/Hibonite Inclusions in Meteorites
研究提出 LAACHIs 的颗粒带电与选择性生长模型，解释其低 ${}^{26}{\rm Al}/{}^{27}{\rm Al}$ 及同位素异常，无需超新星物质晚期注入。
2023-07-15 astro-ph.EP physics.geo-ph
Oldhamite: a new link in mantle for C-O-S-Ca cycles and an indicator for planetary habitability
本研究首次报道了地幔条件下oldhamite的形成机制，发现其氧逸度比太阳星云机制高6个数量级，并指出oldhamite的广泛存在可作为行星缺氧不宜居的指示器。
2023-10-13 astro-ph.EP physics.geo-ph
Mixing and Transport of Short-Lived and Stable Isotopes and Refractory Grains in Protoplanetary Disks
对原始陨石和彗星样本的分析表明，太阳星云一定经历了一个小的难熔颗粒大规模向外迁移的阶段，以及最初空间不均匀的短寿命同位素的均匀化。然而，稳定的氧同位素能够在$\sim$ 6%水平下保持空间异质性。实现这些不同目标的一个有希望的机制是与边缘引力不稳定（MGU）盘相关的混合和传输，这可能是年轻低质量恒星中FU Orionis事件的原因。几套新的MGU模型，探讨不同的质量（0.016至0.13 $M_\odot$）不同的质量（0.1至1 $M_\odot$）和不同的初始$Q$稳定性最小值（1.8至3.1）的恒星周围的磁盘的混合和运输。结果表明，MGU盘能够快速（在$\sim 10^4$年内）实现大规模的传输和均匀化最初空间不均匀分布的磁盘颗粒或气体。此外，该模型表明，虽然单次注射的异质性降低到一个相对较低的水平（$\sim$ 1%），所需的早期太阳系测时，连续注入的排序与稳定的氧同位素分馏的紫外线光解产生持续的，相对较高的水平（$\sim$ 10%）的异质性，与氧同位素数据。这些模型支持了这样的假设，即原太阳可能经历了至少一次类似猎户座FU的爆发，这产生了原始彗星和彗星留下的几个特征。
2013-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Making the Planetary Material Diversity During the Early Assembling of the Solar System
球粒陨石是类地行星的组成部分，是由在高温和低温下形成的固体的不平衡组合组成的，无论是在我们的太阳系还是在前几代恒星中。几十年来，这被认为是太阳孤立的吸积盘中大规模传输过程的结果。然而，越来越多的证据表明，耐火夹杂物中的辉长岩形成的同时，磁盘建设。在这里，我们数值研究，使用一个一维模型和几个物理和化学过程，形成和运输的岩石材料在崩溃的太阳的母云和随之而来的太阳星云组装。云塌缩、气体和尘埃的动力学、蒸发、再凝结和盘中不同物种的热处理之间的相互作用导致具有不同热历史的固体的局部混合。此外，我们的研究结果还解释了远离太阳的耐火材料的过剩和它们的形成时间尺度短，在太阳的前几十年，对应于0-I类，打开了新的窗口到组成的多样性的起源。
2018-10-26 astro-ph.EP
The Sun's Birth Environment: Context for Meteoritics
该研究通过梳理陨石数据、行星盘参数、柯伊伯带天体轨道等证据，推断太阳形成于猎户座星云外围的束缚星团，明确了其诞生环境的紫外通量、恒星密度等关键参数，为陨石学研究提供了环境背景。
2024-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Stellar energetic particle ionization in protoplanetary disks around T Tauri stars
陨石中短寿命放射性核素丰度测量的异常表明，原太阳星云受到大量高能粒子（E $\gtrsim$ 10 MeV）的照射。当代太阳的粒子通量无法解释这些异常现象。然而，与金牛T星类似，年轻的太阳更加活跃，可能产生了足够的高能粒子来解释这些异常。我们希望研究恒星高能粒子与盘的气体成分的相互作用，并确定这种相互作用的可能观测示踪剂。我们使用一个二维辐射热化学原行星盘代码来模拟一个代表金牛座T星的盘。我们使用的粒子能量分布来自太阳耀斑的观测和增强的恒星粒子通量提出的金牛座T星。对于这个粒子谱，我们用精确的粒子输运模型计算了整个盘的恒星粒子电离率。我们研究了不同的X射线和宇宙射线电离率模型的恒星粒子的影响。我们发现，恒星粒子电离有一个显着的影响，共同的磁盘电离示踪剂HCO $^+$和N $_2$ H $^+$的丰度，特别是在低宇宙射线电离率的模型。与宇宙射线和X射线不同，恒星粒子无法到达圆盘的中平面。因此，居住在磁盘表面层的分子离子比跟踪磁盘的冷层/中平面的分子离子更受恒星粒子电离的影响。空间分辨的分子离子跟踪磁盘的不同垂直层的观测允许解开从其他竞争电离源的恒星粒子电离的贡献。用这里提出的模型对这样的观测进行建模，可以限制金牛座T恒星周围圆盘中的恒星粒子通量。
2017-02-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Probing the history of Solar System through the cratering records on Vesta and Ceres
通过与HED陨石的联系，灶神星被认为是太阳星云中最早增生和分化的天体之一，早于木星的形成，并在早期太阳系的剧烈演化中幸存下来。谷神星的形成时间是未知的，但它应该不会比木星晚太多。在这项工作中，我们模拟了木星形成时灶神星和谷神星的碰撞历史，假设木星是第一颗形成的巨行星。在这第一次对早期太阳系演化的研究中，我们没有考虑到在星子盘中存在行星胚胎，但我们集中研究了形成中的木星的作用，以及由于盘-行星相互作用而可能向内迁移的影响。我们的研究结果清楚地表明，巨行星的形成导致了主小行星带轨道区域的强烈早期轰击。根据我们的研究结果，如果星盘主要由大的微行星组成，就像那些被预测在湍流的拱星盘中形成的微行星一样，灶神星和谷神星就不会在木星早期的轰击中幸存下来。小天体占主导地位的小行星，如那些预计在静止的拱星盘中形成的小行星，或具有不同比例质量的较大（D \geq 100 km）微行星，代表着两颗小行星生存的更有利环境。在它们幸存的情况下，这两颗小行星的表面都充满了大到150公里的陨石坑，少数大到200 - 300公里。在灶神星的例子中，木星早期的撞击会严重侵蚀（局部或全球）地壳，并可能造成类似月海的溢出现象，其结晶时间将直接与木星形成的时间有关。
2011-01-10 astro-ph.EP physics.space-ph
