Anomalies of Density, Stresses, and the Gravitational Field in the Interior of Mars
我们确定了可能的补偿深度的救济谐波的不同程度和订单。在0至1400公里的深度范围内的救济被证明是完全补偿。在这些深度处确定补偿质量的横向分布，并构造地图。火星地壳和地幔中可能的非均衡垂直应力估计为64 MPa的压缩和20 MPa的拉伸。Tharsis火山高原的地形起伏异常和东半球的对称特征可能是由于地幔物质中富含流体的两个地幔柱而产生并动态维持的。起源于火星核心的羽流可以产生并通过内部引力场的异常来维持，在羽流形成区域达到+800 mGal，在下地幔-核心过渡层以上达到-1200 mGal，在地壳达到-1400 mGal。
2012-07-31 astro-ph.EP
N-body simulations of oligarchic growth of Mars: Implications for Hf-W chronology
Daufas和Pourmand（2011）[Nature 473，489--492]根据火星陨石的W同位素估计，火星的吸积时间尺度为1.8 $^{+0.9}_{-1.0}$ Myr。这一时间尺度是假设撞击物和目标地幔之间的金属硅酸盐完全平衡而得出的。然而，在小型撞击物的情况下，很可能只有目标地幔的一小部分参与平衡，而在巨型撞击物的情况下，只有撞击物核心的一小部分平衡。我们研究了不完全平衡的影响，使用高分辨率的$N$体模拟的寡头生长阶段的结果。只要行星胚胎在吸积过程中有一个深的液态岩浆海洋，这些影响就很小。由于目标的地幔在平衡的部分参与的影响是小的，由于低金属硅酸盐分配系数W建议从低Hf/W比的火星地幔。由于撞击物核心部分参与的影响也很小，因为胚胎质量的大部分来自小的星子，这些星子可能在胚胎的深层岩浆海洋中完全平衡。由Hf-W年代学估计的火星吸积时间尺度比最小质量太阳星云模型预期的要短，只要每个撞击物的核心有10%以上与火星地幔重新平衡，并且吸积的最后阶段被延长。这可能表明，火星的吸积进行得很快，由于固体和气体的表面密度显着大于那些最小质量的太阳星云或由于小碎片或鹅卵石的吸积。
2013-01-25 astro-ph.EP
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
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
Mars in the aftermath of a colossal impact
从火星陨石中推断出的火星地幔中高度亲铁元素（HSE）的丰度意味着晚单板（LV）质量增加约0.8wt%，具有广泛的铁磁性成分。一个有差异的谷神星大小（直径约1000公里）的天体对火星的后期吸积可以解释部分必要的LV质量，而地质年代学的限制表明，这必须发生在不晚于大约1000年。4480 Ma.在这里，我们分析的结果，假设的LV巨大的影响，火星与平滑粒子流体动力学模拟与分析理论。结果表明，一般来说，撞击物的金属核心大约有50%破碎成约10米的碎片，随后在再吸积时破碎成亚毫米的金属冰雹。与正面碰撞和撞击后逃逸的碰撞相比，这将返回一个有希望的HSE进入火星地幔的传递;在这两种情况下，<10%的撞击物核心材料被破碎并最终嵌入火星地幔。来自火星陨石的同位素证据，以及对大气测绘数据的解释表明，在早期诺亚纪（公元前200年）可能存在全球地表水水库。4100Ma）。因此，毫米大小的金属冰雹可以与火星水圈反应，产生约3巴的H2，这足以作为温室并保持火星早期的温暖。然而，我们也发现这种气氛是短暂的。根据早期太阳的极紫外线（EUV）通量，它的寿命通常短于300万年;如果太阳是一个缓慢的旋转体，那么较弱的EUV通量可以将其寿命延长到> 1000万年。密集的前诺亚时期的CO2大气应该会降低氢通过红外辐射的逃逸效率。一个更详细的流体动力学大气模型，这个早期的氢大气是必要的，以检查其对前诺亚火星的影响。
2019-06-21 astro-ph.EP
Implantation of Martian materials in the inner solar system by a mega impact on Mars
观测和陨石表明，火星物质神秘地分布在太阳系内部。对火星的巨大撞击会产生火星半球的二分法，火星的卫星可能会喷出火星物质。最近的一项工作表明，巨型撞击产生的碎片可能被捕获为火星特洛伊人，并植入小行星带。然而，尚未对碎片的数量、分布和组成进行研究。在这里，使用流体动力学模拟，我们报告说，大量的碎片（$\sim 1\%$火星的质量），包括火星地壳/地幔和撞击物的材料（$\sim 20:80$），被喷出的二分法形成的影响，并分布在$\sim 0.5-3.0$天文单位之间。我们的研究结果表明，未熔化的火星地幔碎片（火星质量的$\sim 0.02\%$）可能是火星特洛伊，匈牙利地区和主要小行星带富含橄榄石的小行星的来源，其中一些甚至撞击早期地球。一次巨大的撞击可以自然地将火星地幔物质植入内太阳系。
2018-03-19 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Dynamical effects of multiple impacts: Large impacts on a Mars-like planet
一个完全组装的行星演化的最早阶段受到许多盆地形成影响的深刻影响，这些影响大到足以改变其更深内部的动力学。在某些情况下，这些影响的间隔很近，在很短的时间间隔内一个接着一个，因此它们的影响相互作用，导致的行为可能不同于两个单独和孤立影响的简单总和。我们使用二维模型的地幔对流在一个类火星行星和一个简单的参数化表示的影响的主要影响，研究一些动力学效应和相互作用的多个大的影响。在模型中，只有两个影响，我们确认，相互加强的动态影响的影响，更接近他们在空间和时间，但效果并不总是对应于简单的叠加的那些单一的，孤立的影响。在具有不同大小、距离和频率的多个（4-8个）撞击的模型中，地幔的全球响应在短期内与撞击序列一样可变，但在长期内，不同的演化路径收敛于几个指示变量，如平均流速、温度或热流。尽管如此，超过一定的冲击频率和能量，岩石圈不稳定性引发的大的影响发生在全球范围内，振兴地幔动力学的长时间跨度，并需要一个后期阶段的熔融生产除了在一个或两个影响模型中没有观察到的初始熔融阶段。在一次或几次非常大的撞击之后，一些岩石圈物质可能会下沉到地核-地幔边界，如果有足够的物质在那里积累，它会在数亿年内增加地核的热通量，可能会影响发电机的活动。
2019-01-27 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
Can a fractionally crystallized magma ocean explain the thermo-chemical evolution of Mars?
在行星吸积的后期阶段积累的撞击热可以熔化地球上的一个重要部分甚至整个地幔，从而形成全球性的岩浆海洋。[...]假设岩浆海洋的分离结晶，致密的堆积物产生于靠近表面的地方，这主要是由于演化的岩浆海洋液体中的铁富集（Elkins-Tanton等人，2003年）。这样就形成了一个重力不稳定的地幔，它很容易翻转。本文利用二维圆柱几何中的地幔对流模拟研究了火星的积云翻转及其对热演化的影响。我们提出了一套模拟使用不同的初始条件和强烈的温度依赖性的粘度。我们假设，所有的放射性热源已被富集在冻结阶段的岩浆海洋在最高的50公里，最初的蒸汽气氛所创造的冻结岩浆海洋脱气迅速失去，这意味着地面温度设置为今天的值。在这种情况下，停滞的盖子迅速形成在对流内部的顶部，防止最上面的致密堆积物下沉，即使允许塑性屈服机制。在这个致密的停滞盖之下，地幔化学梯度稳定下来。对流模式主要是由小规模的结构，这是很难调和的大规模火山的特点观察到火星的表面和部分融化停止在不到900 Ma。假设停滞的盖子可以因为额外的机制而破裂并允许最上面的致密层翻转，则获得稳定的密度梯度，其中致密材料和全部热源位于CMB上方。这种分层导致最低地幔的强烈过热[...]
2014-04-01 astro-ph.EP physics.geo-ph
The curious case of Mars formation
行星形成的动力学模型与来自火星陨石的宇宙化学数据相结合，表明火星的同位素组成与地球不同。形成模型与陨石数据的协调要求火星比现在的位置更远离太阳。在这里，我们通过比较两个$N$天体行星形成模型的输出，更详细地评估这种成分差异。这些行星形成模型中的第一个模拟了所谓的“经典”情况，其中木星和土星保持在它们当前的轨道上。我们比较这些结果与另一个模型的基础上的“大钉”，其中木星和土星迁移通过原始小行星带。我们估计组装成地球和火星的球粒陨石的平均分数假设，最初的固体盘只包括内部区域的顽火辉石球粒陨石成分的来源，和外部区域的普通球粒陨石。这些分析的结果表明，这两个模型往往产生地球和火星的类似物的吸积区重叠。经典的情况下票价更好地形成火星与其记录的组成（29%至68%顽火辉石球粒陨石加上32%至67%普通球粒陨石），虽然火星类似物通常太大。然而，如果我们在火星类似物上考虑质量的限制，经典模型并不能更好地工作。我们还进一步计算了火星地幔中$^{17} \rm O$、$^{50} \rm Ti$、$^{54} \rm Cr$、$^{142} \rm Nd$、$^{64} \rm Ni$和$^{92} \rm Mo$的同位素组成。我们发现，计算得到的火星地幔中上述元素的同位素组成与实测值吻合是可能的，但由此产生的不确定性太大，不能很好地制约火星早期的动力学演化和诞生地。
2018-06-13 astro-ph.EP
Water storage capacity of the Martian mantle through time
水自火星形成以来就储存在地幔中，主要是名义上的无水矿物。火星表面短暂的早期水圈和间歇性流动的水可能是由地幔中的岩浆脱气水提供和补充的。估计固体火星地幔的水储存能力对其水库存有重要的限制，并有助于阐明火星上水的来源，汇和时间变化。在这项研究中，我们采用了自举聚合方法来研究铁对橄榄石，wadsleyite，和ringwoodite水存储容量的影响，高压实验数据的基础上编制的文献，我们提供了一个定量估计的上限的散装水存储容量的FeO丰富的固体火星地幔。根据一系列不同地幔位温（$T_{p}$）下的火星热释温，我们估算了现今火星地幔在$T_{p}$ = 1600 K时的储水量为$9.0_{-2.2} ^{+2.8}$ km全球等效层（GEL），而初始火星地幔在$T_{p}$ = 1900 K时的储水量为$4.9_{-1.5}^{+1.7}$ km GEL。火星地幔的储水量随着时间的推移而随着长期冷却而增加，但由于火星上缺乏有效的水循环机制，其实际地幔含水量可能明显低于其今天的储水量。
2022-05-30 astro-ph.EP physics.geo-ph
Accretion and differentiation of the terrestrial planets with implications for the compositions of early-formed Solar System bodies and accretion of water
为了测试行星吸积和分化的情况下，我们集成了一个多阶段的核幔分化模型与N体吸积模拟。胚胎和星子之间的碰撞导致岩浆海洋的形成和核心形成的事件。核心形成模型结合了严格的化学质量平衡与金属硅酸盐元素分配数据。对组合模型的主要约束是地球原始地幔的组成，火星地幔的组成，以及地球和火星金属核的质量分数。该模型通过最小二乘最小化进行优化，最多可使用5个拟合参数，包括金属硅酸盐平衡压力和1 - 4个定义原始体起始成分的参数。该集成模型已被应用于6大粘性模拟。广泛的参数空间的研究表明：地球的吸积是不均匀的，金属-硅酸盐平衡压力随着吸积的进展而增加，并且在每次撞击时是核幔边界压力的60 - 70%，并且在每次核心形成事件期间，撞击物核心的大部分（70 - 100%）金属与原行星的硅酸盐地幔的小部分平衡。只有当起源于太阳附近的天体（<0.9 - 1.2天文单位）高度还原，而超出这一距离的天体则越来越氧化时，才能获得与地球地幔成分的可接受拟合。火星地幔的FeO含量主要取决于火星形成胚胎起源的日心距离。最后，地球核心预计含有8 - 9重量%的硅，2 - 4重量%的氧和10 - 60 ppm的氢，而火星核心预计含有低浓度（<1重量%）的硅和O。
2014-10-13 astro-ph.EP
On the origin and composition of Theia: Constraints from new models of the Giant Impact
知道忒伊亚的同位素组成，这颗原行星在形成月球的巨大撞击中与地球相撞，可以提供关于类地行星形成后期太阳系内部均匀化状态的有趣见解。我们使用已知的同位素和模拟的地球和月球的块状硅酸盐地幔的化学成分，并将它们与不同的巨型撞击模型相结合，计算在每个模型中的O，Si，Ti，Cr，Zr和W的忒伊亚同位素组成的可能范围。我们将这些范围与碳质陨石、火星和其他太阳系物质的同位素组成进行了比较。在没有撞击后同位素重新平衡的情况下，最近提出的巨型撞击的高角动量模型（“撞击-裂变”，Cuk和Stewart，2012年;“合并”，Canup，2012年）允许-以狭窄的边缘-类似于CI-陨石和火星的忒伊亚。“肇事逃逸”模型（Jumfer等人，2012年）允许忒伊亚类似于顽火辉石和其他类似地球的物质。如果地球和月球从原地球和忒伊亚的体地幔中继承了不同的地幔FeO含量，那么高角动量模型不能解释观测到的差异。然而，无论是撞击逃逸模型还是经典的或“规范的”巨撞击模型，都自然地将这种差异解释为两个具有不同FeO的地幔的简单混合物的结果。因此，调和地球和月球的同位素相似性和FeO不同性的最简单方法是拥有类似地球的同位素组成和更高（~20%）的地幔FeO含量的忒伊亚。
2014-10-15 astro-ph.EP
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion III. Partitioning of volatiles between planetary core, mantle, and atmosphere
含有氢、碳和氮的挥发性分子是行星大气的关键组成部分。在岩石行星形成的卵石吸积模型中，这些挥发性物质在行星形成的主要阶段被吸积。在这项研究中，我们模拟了一个成长中的行星内挥发物的分配和表面的放气。对于金属和硅酸盐熔体之间的H和C分配系数的实际值，地核储存了地球90%以上的氢和碳预算。地球和金星的岩浆海洋足够深，可以将亚铁$^{2+}$氧化成铁Fe $^{3+}$。这种氧化态的增加导致了地球岩浆海洋中主要是CO $_2$和H $_2$ O的脱气。相比之下，火星地幔的氧化态仍然很低，主要的释氢载体是H $_2$。由于年轻的太阳以XUV波长照射，这些氢很容易逃离大气层，并将大气层中大部分的CO、CO $_2$、H $_2$ O和N $_2$带走。火星上有少量的地表水，与提议的古代海洋海岸线一致，地幔氧化值适度较低。由于氮在岩浆中的溶解度极低，因此氮在地核和大气之间的分配相对均匀;因此，在地核中埋藏大量的氮是不可能的。地球的整体低N含量不同意高丰度的N在所有球粒陨石类，有利于卵石雪的挥发性交付。我们的卵石吸积快速形成岩石行星的模型显示出与太阳类地行星挥发性成分的广泛一致性。因此，类地行星的多样性可以作为基准案例来校准太阳系外岩石行星及其大气模型。
2023-01-26 astro-ph.EP
Constructing Earth Formation History Using Deep Mantle Noble Gas Reservoirs
UC San Diego（加州大学圣迭戈分校）；McGill University（麦吉尔大学）
研究通过模拟原始包裹层生长和稀有气体溶解过程，发现地球形成初期约0.3倍地球质量的胚胎在太阳星云散尽时聚集，稀有气体记录了地球的原始气体和早期固态形成过程。
2026-05-01 astro-ph.EP
The composition of Mars
比较类地行星的组成模型，可以深入了解产生行星尺度相似性和差异的物理化学过程。广泛接受的火星成分模型假设Mn和更多的难熔元素在行星中以Cl球粒陨石的比例存在，包括Fe，Mg和Si，它们与O一起构成火星质量的$>$ 90%。然而，最近我们对太阳光球和陨石组成的理解的改进挑战了CI球粒陨石作为火星模拟物的使用。在这里，我们提出了一个替代模型组成的火星，避免了这样的假设，是基于火星陨石和航天器观测的数据。我们的建模方法以前被应用于预测地球的组成。该模型建立了耐火亲石元素的绝对丰度在散装硅酸盐火星（BSM）在2.26倍高于CI碳质方解石。相对于这一南极组成，火星有一个系统的消耗在中度挥发性亲石元素作为其冷凝温度的函数。鉴于这一发现，我们限制了大量的火星及其核心的亲铁和亲铜元素的丰度。火星波动趋势与其核心中的$ \leq $ 7 wt\% S一致，这明显低于大多数核心模型中假设的水平（即，$ > $ 10重量% S）。此外，在火星的核幔边界的ringwoodite的发生可能有助于分配的O和H到火星的核心。
2020-01-09 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
Warming early Mars with CO2 and H2
火星古代地形上山谷的存在表明，38亿年前或更早以前，火星表面曾有液态水流动。解释山谷形成所需的冰点以上的温度可能是短暂的，这是对早期火星上频繁的大型陨石撞击的反应，或者它们可能是由长期的温室效应造成的。由于当时太阳光度较低，只考虑温室气体二氧化碳和水蒸气的气候模型无法重现温暖的地表条件。在这里，我们使用一个一维气候模型来证明，一个含有1.3-4 bar的二氧化碳和水蒸气，以及5%到20%的氢气的大气层，可能会使早期火星的平均地面温度升高到水的冰点以上。从高度还原的早期火星地幔的火山喷发，预计将提供足够的大气H2和CO2，后者从光化学氧化的CH 4和CO，形成CO2-H2温室。如此稠密的早期火星大气层与基于陨石坑数据对表面压力的独立估计是一致的。
2014-05-26 astro-ph.EP
Comparisons of the core and mantle compositions of earth analogs from different terrestrial planet formation scenarios
地核和地幔的化学成分提供了对导致其形成的过程的深入了解。另一方面，N体模拟通常不包含化学信息，并且只试图再现类地行星的质量和轨道。这些模拟可以分为四个潜在的可行的方案太阳系形成（经典，环，大钉，早期不稳定），我们共编译433 N体模拟。我们使用熔融标度定律结合地核形成的多阶段模型，将这些模拟的输出与地核和地幔的化学成分联系起来。我们发现地球类似物的组成在很大程度上取决于平衡胚胎核心的分数和N体模拟中的初始胚胎质量。在考虑岩浆海洋的生命周期时，模拟类型可能很重要，其中Grand Tack模拟在最后一次巨大撞击后有最大数量的物质增生。然而，由于地球地幔成分对不同参数的敏感性和N体模拟的随机性，我们不能排除任何吸积情景或初始胚胎质量。将地球类似物经历的最后一次胚胎撞击与特定的月球形成情景进行比较，我们发现月球形成撞击的特征取决于N体模拟中的初始条件，其中较大的初始胚胎质量促进较大和较慢的月球形成撞击物。火星大小的初始胚胎最符合典型的打了就跑的场景到一个固体地幔。我们的研究结果表明，约束平衡的冲击器核心和N体模拟的初始胚胎质量的分数可能是重要的了解地球的吸积历史和月球形成的影响的特点。
2023-02-21 astro-ph.EP
The Composition and Mineralogy of Rocky Exoplanets: A Survey of >4,000 Stars from the Hypatia Catalog
我们对Hypatia目录中>4,000颗恒星的组成进行了调查，以研究岩石系外行星（即，那些岩石表面，主要是硅酸盐的）可能在地质学上与地球相似，至少在成分和矿物学方面。要做到这一点，我们探索各种报告的恒星成分，然后确定一个可能的范围外行星地幔矿物。我们发现，系外行星地幔将可能占主导地位的橄榄石和/或斜方辉石，这取决于核心形成过程中的铁分配。一些系外行星可能是镁橄榄石或石英饱和的，我们提出了一个新的分类方案的基础上的重量$\%$比（FeO+MgO）/SiO $_{2}$，以区分岩石类型。但完全外来的矿物应该是罕见的。我们发现，一半或更多的系外行星地幔矿物的范围是由核心的形成，我们使用$α_{Fe}$ = $Fe^{BSP}$ / $Fe^{BP}$模型，其中$Fe^{BSP}$是铁在块状硅酸盐行星（散装行星，减去核心），在阳离子重量$\%$的基础上（元素重量比例，不存在阴离子）和$Fe^{BP}$是阳离子重量$\%$的铁散装行星。在我们的太阳系中，$α_{Fe}$的变化范围从0（水星）到0.54（火星）。系外行星地幔矿物学的剩余变化来自恒星成分的非平凡变化。我们的主要氧化物分析也证实了早期的同位素研究，表明地球是非太阳（非南极）。我们还发现，主要的氧化物估计地球的地幔似乎排除了隐藏的组成部分，在地幔深处，将允许一个大规模的太阳能/南极地球。如果它确实存在，这样一个隐藏的成分必须至少占地…
2019-07-11 astro-ph.EP
Testing the Early Mars H2-CO2 Greenhouse Hypothesis with a 1-D Photochemical Model
Ramirez等人（2014年）最近的一项研究表明，大气中含有1.3-4 bar的CO2和H2O，以及5-20%的H2，可以将早期火星的平均年和全球地面温度提高到水的冰点以上。如此温暖的温度似乎是产生降雨（或降雪）量所必需的，这些降雨（或降雪）量是雕刻古代火星山谷所必需的。在这里，我们使用我们最好的估计早期火星放气率，随着1-D光化学模型，以评估CO，CH 4和H2S的转换效率，CO2，SO2和H2。我们的释气估计假设火星在其地壳和内部之间积极地回收挥发物，就像今天的地球一样。还考虑了蛇纹石化和带状铁形成物沉积产生的H2。在这些假设下，维持约1-2%体积的H2浓度是可实现的，但达到5% H2需要额外的H2源或将氢逃逸速率减慢到低于扩散极限。如果火星早期的大气确实富含氢气，我们也许可以在岩石记录中找到证据。这里提出的假设与Curriculum Rover的新数据一致，这些数据显示了在Mt附近的Gale Crater中存在长寿湖泊的证据。点整打这也与测量的火星陨石的氧逸度相一致，这表明随着时间的推移，地幔氧化的证据。
2015-07-09 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 regimes and post-formation sequestration processes: implications for the origin of heavy noble gases in terrestrial planets
在金星、地球和火星上测得的氖、氩、氪和氙的大气丰度之间的差异是惊人的。由于这些丰度下降了至少两个数量级，从金星到火星，研究这种差异的起源是一个关键问题，必须解释，如果我们要充分了解不同的交付机制的挥发物吸积的类地行星。在这项工作中，我们的目标是调查是否有可能定量解释的变化，在金星，地球和火星上测量的重惰性气体丰度，假设彗星轰击是这些惰性气体的主要输送机制的类地行星。要做到这一点，我们使用最近的动力学模拟，使研究的影响通量的彗星在类地行星的形成和演化过程中。假设彗星释放的惰性气体的质量与它们与类地行星碰撞的速率成正比，我们证明了金星和地球中的氪和氙丰度可以用符合彗星轰击假说的方式来解释。为了解释地球和火星之间氪和氙丰度的差异，我们需要援引火星土壤中大量以CO2为主的包合物的存在，这些包合物可以有效地隔离这些惰性气体。
2010-02-25 astro-ph.EP
Mineralogy, structure and habitability of carbon-enriched rocky exoplanets: A laboratory approach
富含碳的岩石系外行星被认为围绕着矮星以及双星、白矮星和双星。然而，这些行星的矿物组成受到很大的限制。我们对富含碳的化学混合物进行了高压高温实验室实验（$P$ = 1 $-$ 2 GPa，$T$ = 1523 $-$ 1823 K），以研究冥王星到火星大小的行星的内部深处较大行星的上地幔。我们的研究结果表明，这些系外行星，当完全分化，包括一个金属核心，硅酸盐地幔和硅酸盐地幔顶部的石墨层。硅酸盐矿物学（橄榄石、斜方辉石、单斜辉石和尖晶石）在很大程度上不受碳含量的影响。在Fe-C-S系统中，金属要么是两种不混溶的富铁合金（富S和贫S），要么是单一的富铁合金，其不混溶性取决于S/Fe比和堆芯压力。在我们的实验条件下，石墨是主要的含碳相，没有碳化硅或碳酸盐的痕迹。如果体碳含量高于使地幔和地核饱和所需的含量，石墨将以硅酸盐地幔顶部的额外层的形式存在。对于足够厚的石墨层，由于高压，金刚石将在该层的底部形成。我们对开普勒-37b的内部结构进行了建模，结果表明，仅仅10重量%的石墨层就会使其衍生质量减少7%，这表明未来的太空任务可以确定具有不显著气体包层的岩石系外行星的半径和质量，从而对其碳含量进行定量限制。未来对表面富含石墨的岩石系外行星的观测将显示出由于石墨的低反射率而导致的低反射率。表面上除了碳之外没有其他生命元素，这可能使它们不适合居住。
2019-02-14 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
Escape and fractionation of volatiles and noble gases from Mars-sized planetary embryos and growing protoplanets
行星胚胎通过相互碰撞形成原行星，这可能导致岩浆海洋的发展。在它们的凝固过程中，大量的地幔挥发性成分可能会被排出。由此产生的H $_2$ O/CO $_2$占主导地位的蒸汽大气可能会失去有效的流体动力学逃逸，由于低重力和高恒星EUV光度。因此，由这些脱气的建筑块形成的原行星可能比以前预期的要干燥。我们的模型的放气和随后的水动力逃逸的蒸汽气氛从这样的胚胎。H的有效流出拖着较重的物质（O、CO $_2$、惰性气体）。考虑到一个太阳质量的恒星可能的EUV演化轨迹的全方位的火星大小的胚胎在不同的轨道距离的逃逸调查。信封通常在几百万年到几十百万年内丢失。此外，我们还研究了对原行星演化的影响，以金星为例。我们研究不同的早期演化方案和约束现实的情况下，通过比较模拟的惰性气体同位素比与观测。从太阳值开始，可以找到一致的同位素比（Ne，Ar）不同的太阳EUV的历史，以及关于初始大气的假设（无论是纯蒸汽或吸积H的混合物）。我们的研究结果通常有利于早期吸积的情况下，少量的吸积H和低活动的太阳，因为在其他情况下，太多的CO $_2$在演化过程中丢失，这是不符合金星目前的大气。重要的问题可能是初始蒸汽气氛被除气的时间和/或CO $_2$的量，该CO的量可能在以后的发展阶段仍被输送。一个晚期的吸积方案只能重现一个高度活跃的年轻太阳的同位素比率，但那时需要非常大的蒸汽大气。
2017-10-27 astro-ph.EP
Impact sculpting of the early martian atmosphere
该研究通过激光冲击测量氙的电离与复合效率，结合撞击驱动大气逃逸模型，证实太阳系早期200-300百万年的撞击塑造了现代火星大气的氙损耗与同位素分馏，还可解释地球地幔氙损耗并限定巨行星不稳定的最晚时间。
2024-09-12 astro-ph.EP
Interior structure of Mars and other rock-and-iron planetary bodies
这里展示了如何通过使用岩石密度和地球已知的核心密度的某些方面以及使用富铁核心的对流原理来找到各种岩石和铁行星体的内部结构。对流使核心流体内部的密度和温度梯度最小化。如果在核-幔边界处，核流体的密度接近纯铁熔化密度，并且在内核边界处，密度对于富铁熔化物具有可能的最小值，则可以实现这一点。对于纯铁和具有最大轻杂质的铁的临界铁密度先前利用具有最可靠的实验标度的朗道一级相变理论获得。行星的内部密度是通过在小的径向步长中迭代计算重力和压力而得到的。转动惯量因素也计算和同意的机构，我们有准确的测量：月球，火星和水星。此外，还对系外行星Kepler-78 b、K2- 229 b和Kepler-10 b进行了计算。它们的核心都有富含铁的液体。较轻的太阳系天体没有内核，但最重的两颗系外行星在内核内有一个纯铁最内层的内核。计算了半径-质量平面内增长的内核的参数范围。随着内核的生长而产生的磁场保护着地球上的生命，对系外行星也是如此。这指导了在寻找生命的过程中选择系外行星进行研究。
2018-11-22 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
Constraints on the Size and Composition of the Ancient Martian Atmosphere from Coupled CO2-N2-Ar Isotopic Evolution Models
今天的火星寒冷干燥，但矿物学和形态学证据表明，古代火星表面存在液态水。为了解释这一证据并评估古代火星的可居住性，人们必须了解古代大气的大小和组成。在这里，我们将约束古代火星大气的耦合，自洽的演变大气中的CO2，N2和Ar在火星上从38亿年前（Ga）到现在的建模。我们的模型追溯了这些物种的丰度和同位素组成的演变所造成的大气逃逸，火山出气，地壳相互作用。使用马尔可夫链蒙特卡罗方法来探索一个合理的参数范围，我们找到了数十万个模型解决方案，重现了现代火星大气。这些解表明，火星大气在3.8 Ga时含有0.3-1.5 bar的CO2和0.1-0.5 bar的N2。全球碳酸盐沉积量决定了古代大气成分。例如，一个约1 bar的CO2古大气与0.2-0.4 bar的N2需要约0.9 bar的CO2沉积在碳酸盐中，主要是在开放的水系统。与联合分析的C，N，Ar同位素，我们细化的相对强度的放气和溅射的约束，导致减少早期地幔的放气来源的指示。我们的研究结果表明，CO2-N2的大气与潜在的H2成分在古代火星是一致的火星的地球化学演化，并可能解释其过去温暖和潮湿的气候的证据。
2023-02-08 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Can Volcanism Build Hydrogen-Rich Early Atmospheres?
岩石行星大气层中的氢被用于通过N2-H2和CO2-H2温室效应扩大宜居带的论点，并提供适合于有效生产益生分子的大气条件。在地球和超级地球大小的天体上，富含H2的原始包层很快就会流失到太空中，火山放气可以作为氢源，只要它与大气层顶部的流失率平衡。在这里，我们表明，类地行星和类火星行星都可以在相关的岩浆fO 2范围内维持几个百分点的大气H2分数。一般来说，这需要氢逸出以稍微低于扩散极限的效率操作。我们使用的岩浆脱气，以确定哪些组合的岩浆氧化，火山通量和氢逃逸效率可以建立可观的水平的氢在行星的次级大气中。在一个类似于太古代地球的行星上，具有类似的岩浆fO 2，我们认为大气氢的混合比例可能在0.2- 3%的范围内。一颗行星在铁-Wustite（IW）缓冲区周围爆发岩浆（即，比太古代地球低~3 log fO 2单位），但在其他方面与早期地球相似的火山通量和H2损失率，可以维持大约10-20% H2的大气。对于一个早期的类火星行星，在IW周围有岩浆，但与地球相比，其表面压力和火山通量的范围较低，大气中的H2混合比例可能为2-8%。在早期的火星上，这种H2混合比例可能足以使火星冰川消退。然而，这些结果的敏感性，原生岩浆水含量和火山通量表明，需要改进的限制，早期火星的地壳循环效率和地幔水含量。
2020-07-23 astro-ph.EP physics.geo-ph
From Underground Oceans to Continents: A Glimpse into the Water Inventory on Rocky Planets using Host Star Abundances
本研究利用APOGEE和GALAH的689颗岩质行星样本，首次探究地幔组成、地形与行星半径对岩质行星水储量的影响，发现地幔氧化态、地形显著影响储水能力与地表淹没情况，为行星宜居性研究提供新依据。
2025-10-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Atmospheric Chemistry of Secondary and Hybrid Atmospheres of Super Earths and Sub-Neptunes
本文构建统一理论框架，结合非理想气体与混合效应，计算超级地球和亚海王星次生及混合大气的释气化学，并指出CO₂/CO可诊断地幔氧逸度。
2024-01-22 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Interior convection regime, host star luminosity, and predicted atmospheric CO2 abundance in terrestrial exoplanets
本研究通过耦合地质与大气模型模拟两种地幔对流状态下类地行星的演化，发现两类行星宜居气候占比相近，但可通过探测25颗行星的CO₂丰度（>0.1 bar）以高置信度推断主导对流状态，为未来空间望远镜任务设计提供参考。
2024-12-10 astro-ph.EP
