On the Need for a Classification System for Consistent Characterization of the Composition of Planetary Bodies
本文提出了一个描述行星体组成的分类系统。根据质量-半径和质量-密度的关系，行星可以大致分为五个组成类别：气体巨星、岩石-冰巨星、富气类地行星、岩石类地行星和岩石-冰类地行星。对于这些广泛的组成类别中的每一个，定义了特定的整体组成类别，并使用太阳系类似名称进行表征。该分类系统允许根据行星质量半径组成模型对系外行星进行一般和详细的表征，并为区分富含气体的超级地球和迷你海王星提供了依据。
2022-08-04 astro-ph.EP astro-ph.IM
Compaction and Melt Transport in Ammonia-Rich Ice Shells: Implications for the Evolution of Triton
氨，如果存在于冰冷的卫星的冰壳中，可以将融化开始的温度降低到176 K，并创造一个大的温度范围，其中部分融化是热稳定的。富氨部分熔融区域的演化对冰体的地质和热演化有着重要的影响。为了从部分熔融区域提取熔体，周围的固体基质必须变形和压实。富含氨的熔体是下沉到次表层海洋还是冻结成冰壳取决于压实速率和热演化。在这里，我们构建了一个模型的压缩和热演化的部分熔融，富含氨的冰壳在一维几何形状。我们用$10\%$氨模拟海洋上方最初较薄的冰壳的增厚。我们发现，富含氨的熔体可以冻结到上$5$到$10$公里的冰壳，当冰壳增厚是快速的压实率相比。近地表挥发物的捕获表明，在重新加热的冰壳，共晶融化事件是可能的。然而，随着冰壳增厚速率的降低，富含氨的熔体被有效地从冰壳中排除，并且冰壳的大部分是纯水冰。我们将我们的结果应用到海王星的卫星海卫一的热演化。随着海卫一的冰壳变厚，海卫一次表层海洋中氨浓度的逐渐增加有助于防止冻结，并将预测的最终海洋厚度增加至$50$ km。
2018-11-27 astro-ph.EP
On the State of Water Ice on Saturn's Moon Titan and Implications to Icy Bodies in the Outer Solar System
太阳系中水冰的结晶状态取决于冰的温度历史和它所暴露的高能粒子的影响。我们测量了非晶和结晶水冰在10-50 K和10-140 K温度范围内的红外吸收光谱，并进行了系统的实验研究，以探讨通过电离辐射照射剂量高达160 \pm 30 eV的结晶水冰的非晶化。我们发现，通过电子照射，结晶水冰只能部分转化为无定形冰。实验表明，1.65 \mum谱带的一部分（这是结晶水冰的特征）在辐照后仍然存在，其程度强烈依赖于温度。1.65 \mum带的时间演化的定量动力学拟合清楚地表明，热重结晶和辐射诱导的非晶化之间存在平衡，在较高的温度下热重结晶占主导地位。我们的实验表明，在40 K的非晶化是不完全的，与Mastrapa和Brown的结论相矛盾（Icarus 2006，183，207.）。在50 K时，由于热效应的再结晶是强烈的，并且大部分结晶冰存活下来。太阳系中大多数冰冷物体的温度，包括木星卫星、土星卫星（包括泰坦）和柯伊伯带物体，都等于或高于50 K;这解释了为什么在这些物体上检测到的水冰大多是晶体。
2011-03-26 astro-ph astro-ph.EP physics.chem-ph
Dust evolution during protoplanetary disk buildup enhances CO ice relative to water
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）
研究行星盘形成过程中尘埃演化对CO和水冰相对丰度的影响，发现CO丰富的碎石在CO雪线形成，而盘形成阶段增强了外盘中CO相对于水的丰度，但需要保留CO富集冰库的机制来形成CO丰富的行星胚胎。
2026-03-27 astro-ph.EP
The temporal evolution of exposed water ice-rich areas on the surface of 67P/Churyumov-Gerasimenko: spectral analysis
自2014年8月下旬进入轨道以来，罗塞塔航天器上的VIRTIS高光谱成像仪在67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星表面探测到了富含水冰的斑块。其中，三个冰区已被选中，VIRTIS数据被用来分析其属性和它们的时间演变，而彗星向太阳移动。我们进行了广泛的分析的光谱参数，我们应用Hapke辐射转移模型来检索水冰的丰度和粒度，以及水冰和黑暗的地形上的三个选定的水冰丰富的地区的混合模式。对富冰斑块内光谱参数空间分布的研究表明，水冰遵循与颗粒双峰分布相关的不同模式：~50 μm大小和~2000 μm大小。在这三种情况下，在大约3.5 AU的日心距离的第一次检测后，水冰光谱特征的空间延伸和强度增加，它在大约3.0 AU的60-100天后达到最大值，然后在大约2.2 AU的近日点之前，大约在相同的时间内减少和消失。分析斑块的行为可以同化到一个季节性的循环。此外，我们还发现了与昼夜水循环相关的短期变化的证据。三个冰区相似的生命周期表明，水冰均匀分布在次表层，不存在大的水冰水库。
2016-12-07 astro-ph.EP
A Possible Complication of Using the 4.14 μm band to Assess D/H Ratios on Icy Bodies
Northern Arizona University（北亚利桑那大学）
本研究量化冰相和辐射对4.14 μm HDO吸收带的影响，发现无定形冰和辐射处理会削弱该特征，导致D/H比低估，但可通过晶体部分估算修正。
2026-09-25 astro-ph.EP
Detecting water ice and vapor disks originating from icy planetary bodies around white dwarfs with future PRIMA observations
本研究提出利用未来PRIMA远红外光谱仪，通过观测冰质天体潮汐瓦解形成的星周水冰与水汽盘，来约束白矮星周围成冰挥发性元素丰度，并给出了探测阈值和最优观测目标。
2025-09-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Remote Sensing D/H Ratios in Methane Ice: Temperature-Dependent Absorption Coefficients of CH3D in Methane Ice and in Nitrogen Ice
单氘代甲烷（CH 3 D）在正常甲烷（CH 4）吸收相对较弱的波长处存在强吸收带，这使得能够远程测量外太阳系天体上甲烷冰中的D/H比。我们进行了实验室透射光谱实验，记录波长从1到6 \mum的光谱，以研究在2.47，2.87和4.56 \mum，普通甲烷吸收弱的波长处的CH 3D带。我们报告的温度依赖性的吸收系数的这些频带时，CH 3D被稀释在CH 4冰，也当它被溶解在N2冰，并描述如何将这些吸收系数可以与来自文献的数据相结合，以模拟任意的D/H比吸收系数的CH 4冰和CH 4在N2冰。我们预计这些结果将激励新的望远镜观测测量海卫一，冥王星，厄里斯和Makemake上CH 4冰的D/H比。
2011-02-03 astro-ph.EP
The Effect of Accretion Rate and Composition on the Structure of Ice-rich Super-Earths
我们可以合理地假设，行星的结构及其内部成分的分布是由其形成历史决定的。因此，我们跟踪一个行星从一个小胚胎到其随后的演化的成长。我们估计吸积率范围的基础上，原行星盘模型在足够大的距离，从中央恒星，水冰是一个主要组成部分。我们假设吸积物质是硅酸盐岩石和冰的混合物，没有H-He包层，因为吸积时间尺度比星云气体消散所需的时间长得多。我们采用了一个热演化模型，包括吸积加热，放射性能量释放，冰和岩石的分离。以Safronov参数和冰岩比作为自由参数，我们计算了不同参数组合下的增长和演化序列，对于4.6 Gyr。我们发现最终的结构显着依赖于这两个参数。低的初始冰岩比和高的吸积速率，每一个都导致加热速率增加，导致形成扩展的岩石核心，而相反的条件使组成几乎不变，并导致相对较低的内部温度。当岩石核形成时，富含冰的外地幔仍然包含与冰混合的岩石。我们发现，相当一部分的冰蒸发吸积，根据参数，并假设它是失去了，因此最终的表面成分和体积密度的行星不一定反映原行星盘组成。
2022-06-26 astro-ph.EP
Formation of Water-rich Giant Planet Satellites at Decretion Disk Ice Lines
研究在解体盘冰线处形成富含水的巨行星卫星，通过模拟冰线处的蒸气和冰积累，解释了三个卫星的组成特征。
2026-02-24 astro-ph.EP
Emissivity of Ammonia Ice
外太阳系的天体可能由固态氨组成，或者被固态氨覆盖。它们的温度取决于其发射率。我们计算了发射率作为频率，角度和偏振的函数，并将其与普朗克函数卷积，以获得其积分发射率。
2019-03-12 astro-ph.EP physics.chem-ph
Vacuum ultraviolet photoabsorption spectroscopy of space-related ices: 1 keV electron irradiation of nitrogen- and oxygen-rich ices
在太阳系中已经探测到氧、氮和臭氧分子。它们也被认为存在于恒星形成区域的冰粒地幔中。模拟冰的高能处理（离子，光子和电子）的实验室实验对于解释和指导未来的天文观测至关重要。我们提供的真空紫外光吸收光谱数据的大力处理的氮和氧丰富的冰，这将有助于确定吸收带和/或光谱斜率上观察到的冰冷的物体在太阳系和冰粒地幔的星际介质。我们目前的真空紫外光吸收光谱冻结O2和N2，两者的1：1的混合物，和一个新的系统的一套纯和混合氮氧化合物冰。光谱在22 K之前和之后得到1 keV的电子轰击的冰样品。然后将冰退火到更高的温度以研究它们的热演化。此外，傅里叶变换红外光谱被用作分子合成的二级探针，以更好地识别起作用的物理和化学过程。我们的真空紫外数据表明，臭氧和叠氮自由基（N3）在我们的实验中观察到电子辐照后的纯O2和N2冰，分别。对O2：N2 = 1：1的冰混合物进行高能处理导致臭氧以及一系列氮氧化合物的形成。固体氮氧化合物的电子辐照，纯的和混合物，诱导新的物种，如O2，N2，和其他氮氧化合物不存在于初始冰的形成。在这里讨论的结果，其相关性的各种天体物理环境。最后，我们表明，固体NO2和水的真空紫外光谱可以再现观测的真空紫外线的土卫二，土卫四，土卫五的冷表面的轮廓，强烈建议存在的氮氧化合物的表面上的冰冷的土星卫星。
2020-08-04 astro-ph.EP
Ice state evolution during spring in Richardson crater, Mars
火星的气候是由一个年度循环，这导致在冬季的CO $_{2}$冰冷凝，在极点达到一米厚，延伸数千公里。水和灰尘可能在冷凝过程中被捕获，并在升华过程中被释放。此外，冰可能是半透明的或颗粒状的，这取决于沉积过程（雪与直接冷凝）、退火效率和沉降过程。冰的透水性的确定对于确认或拒绝冷射流模型（也称为Kieffer模型）具有特别的意义。这项工作的重点是理查森火山口的沙丘领域，其中水，灰尘和CO $_{2}$周期之间的强相互作用进行了观察。利用辐射转移模型反演方法对近红外区的CRISM高光谱图像进行了分析。我们证明，在CO $_{2}$冰的状态，半透明状态是最常见的。对地表特征的监测显示，春季冰层厚度减少，这与气候模型的模拟结果一致。我们估计到CO $_{2}$冰的几ppmv非常低的灰尘含量，与冷喷流的形成情景一致。水的杂质约为0.1v，在春季几乎是稳定的，这表明水从升华的CO $_{2}$冰层表面逃逸。水冰的粒度在1至50微米的范围内变化。从这些结果中，我们提出了以下新的机制，小水冰粒悬浮：作为一个冷射流发生，各种大小的水冰粒从表面抬起。这些喷射发生在白天，此时来自升华的CO $_{2}$冰层的总体向上气体通量足够强，足以携带较小的颗粒，而较大的颗粒则回落到CO $_{2}$冰层上。较小的水颗粒被带走并整合到一般的大气环流中。
2018-06-19 astro-ph.EP
Sublimation of ices during the early evolution of Kuiper belt objects
本文通过数值模拟研究柯伊伯带天体早期演化中冰的升华，发现CO和CH₄等超挥发性冰约在1亿年内完全耗损，而甲醇等其他冰可保存至今，并据此推断活跃彗星中的高挥发性气体来源于非晶冰中 trapped 的气体。
2023-04-10 astro-ph.EP
A new perspective on interiors of ice-rich planets: Ice-rock mixture instead of ice on top of rock
富含冰的行星形成于水冰线的外部，因此预计含有大量的冰。高冰含量导致内部的独特条件，在这种条件下，行星的结构受到冰与其他金属相互作用的影响。我们应用高压下冰-岩相互作用的实验数据，计算了在超级地球到海王星的质量范围内（5-15个地球质量）可能的富冰行星内部结构的详细热演化。我们模型的影响，包括恒星通量和信封质量损失的影响，向内迁移的冰丰富的内部。我们发现，由于在高压下的可渗透性，冰和岩石预计将在数十亿年内在行星内部的大部分地区保持混合。我们还发现，如果没有发生质量损失，迁移到离恒星不同距离的行星孪生子的内部深处通常是相似的。显著的质量损失导致水从表面的岩石中分离出来，并出现不到行星质量1%的挥发性大气。水/蒸汽的大气质量受到冰-岩相互作用的限制。我们的结论是，当冰是丰富的行星内部的行星结构可能会显着不同的标准分层结构的水壳上的岩石核心。类似的结构预计在接近和更远的行星。
2022-01-16 astro-ph.EP physics.geo-ph
The refractory-to-ice ratio in comet 67P: implications on the composition of the comet-forming region of the protoplanetary disk
本研究结合Rosetta任务的ROSINA和COSIMA数据，通过蒙特卡洛方法约束彗星67P的难熔物与冰比率，推导其体元素丰度，揭示其形成于25-35 au的原行星盘区域。
2025-01-29 astro-ph.EP
JWST/NIRSpec Observations of Salacia-Actaea and Máni: Exploring Population-level Trends among Water-ice-rich Kuiper Belt Objects
Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Southwest Research Institute（西南研究院）；Université Lyon 1（里昂第一大学）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Association of Universities for Research in Astronomy（天文研究大学协会）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；University of Central Florida（中佛罗里达大学）；University of Oviedo（奥维耶多大学）
JWST观测揭示中等大小柯伊伯带天体中水冰含量与大小正相关，可能反映内部分异和冰火山活动的影响。
2025-12-04 astro-ph.EP
The Formation of Uranus and Neptune in Solid-Rich Feeding Zones: Connecting Chemistry and Dynamics
行星形成的核心吸积理论至少有两个基本问题来解释天王星和海王星的起源：（1）跨土星太阳星云的动力学时间很长，核心的增长可能需要超过1500万年，（2）当核心达到10个地球质量时，失控的气体吸积开始发生，这就需要在冰巨人核心达到临界质量时突然停止气体吸积。这两个问题都可以通过允许冰巨星在富含固体的供给区形成后向外迁移来解决，这些供给区的星子表面密度远高于最小质量的太阳星云。我们使用Nice模型（Gomes et al. 2005; Morbidelli et al. 2005; Tsiganis et al. 2005）的初始半长轴分布，对Dodson-Robinson et al.（2009）的富固体盘中天王星和海王星的形成进行了新的模拟，其中一个冰巨星在12 AU形成，另一个在15 AU形成。最里面的冰巨星在380万~ 400万年后达到现在的质量，最外面的冰巨星在530万~ 600万年后达到现在的质量，与以前的一维模拟相比，时间缩短了很多（例如Pollack et al. 1996）。核心质量保持亚临界状态，消除了突然停止气体吸积的需要。我们计算的碳质量分数为22%，与Podolak等人（1995）和Marley等人（1995）的冰巨星内部模型非常一致。基于形成冰巨星的微行星含有>10%质量分数的甲烷冰的要求，我们可以拒绝任何最初将天王星和海王星置于土星轨道内的太阳系形成模型。我们…
2009-11-19 astro-ph.EP
Nitrogen Atmospheres of the Icy Bodies in the Solar System
本文将简要介绍太阳系中冰质天体，特别是土卫六、海卫一和冥王星的氮大气层的起源和演化。分析和了解这些大气层的起源和演变的一个重要工具是其大气成分的不同同位素特征。这些天体以N $_2$为主的大气层的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值，可以作为土卫六、海卫一和冥王星起源的基石，以及在整个演化过程中塑造这些大气层的各种分馏过程的足迹。这些大气与其他测量的同位素和元素比，如$^{12}$ C/ $^{13}$ C或Ar/N一起，可以对太阳系中冰冷天体的历史、影响其以N $_2$为主的大气的各种过程以及与之相关的太阳活动演化提供重要的见解。土卫六的气体包层很可能来自氨冰，也可能来自难熔有机物。与地球相比，它的同位素特征仍然可以在相对较重的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比167.7中看到，尽管由于大气逃逸和N $_2$的光解，这个值在其历史上略有变化。冥王星和海卫一稀薄的氮气大气层的起源和演化仍然不清楚，尽管它们的大气层可能起源于原太阳星云或彗星。对海卫一的实地空间飞行任务，如最近提议的三叉戟飞行任务，和/或对冰巨星的实地空间飞行任务，将是更好地了解外太阳系冰体及其大气层的起源和演变的关键基石。
2020-11-02 astro-ph.EP
Asteroid (4337) Arecibo: Two ice-rich bodies forming a binary -- Based on Gaia astrometric data
本研究利用 Gaia FPR 高精度天体测量数据拟合小行星 (4337) Arecibo 的日心轨道和双星相对轨道，测定两组成部分质量、通量比与密度，表明其为外主带富冰双星。
2025-03-17 astro-ph.EP astro-ph.IM
Thermal evolution model from cometary nuclei to asteroids considering contraction associated with ice sublimation
提出考虑冰升华收缩效应的彗星-小行星过渡天体热演化新理论模型，解析推导干燥时间及尘埃发射参数，为探讨彗核演化与小行星内部保留冰提供理论指导。
2025-05-01 astro-ph.EP
Ice Giants Revisited: Uranus and Neptune as Magma Ocean Worlds
University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
本文通过观测数据拟合，提出天王星和海王星的内部结构由超临界富氢岩浆海洋和富氢包层组成，挑战了传统的“冰巨星”模型，并揭示了它们与亚海王星类气矮行星的连续性。
2026-09-07 astro-ph.EP
Survival of water ice in Jupiter Trojans
木星特洛伊人似乎是研究和测试太阳系形成和演化模型的关键群体。由于了解特洛伊人的进化可以对我们的行星系的起源带来强大而独特的限制，因此已经进行了重大的观测工作来揭示它们的物理特征。到目前为止收集的数据与特洛伊人具有挥发物丰富的内部（可能是水冰）和挥发物贫乏的表面（细粒硅酸盐）是一致的。由于水冰在位于~5天文单位的物体表面的升华并不稳定，这样的分层似乎与过去的脱气相一致。在这项工作中，我们研究了特洛伊的热历史后，可能过去的脱气形成的尘埃地幔，以限制水冰可以稳定的深度。我们发现，它可能已经生存在地表以下100米，即使特洛伊人轨道接近太阳约10,000年，最新的动力学模型所建议的。在大多数情况下，水冰应该在地表以下10米处被发现，在某些情况下，在极地地区低于10厘米。
2014-01-21 astro-ph.EP
Applicability and limits of simple hydrodynamic scaling for collisions of water-rich bodies in different mass regimes
我们调查的结果碰撞在非常不同的质量制度，但在其他方面相同的参数设置，包括冲击速度（$v/v_\mathrm{esc}$），冲击角，质量比，和初始组合物，w.r.t.简单的流体动力学缩放。碰撞体的质量范围从$\simeq 10^{16}$到$10^{24}$ kg，其中包括公里大小的微行星到行星大小的物体。我们的分析结果包括碎片质量的时间演化，碎片的水含量和碎片动力学，我们从玄武岩和水冰组成的机构开始。在更大质量范围内的流体动力学缩放的通常假设是基于分别类似于流体或碎石堆的材料行为。我们所有的模拟都进行了一次，包括完整的固体物理，一次是针对无强度的-但在其他方面相同的-物体，以测试材料强度的影响。我们发现，在更广泛的质量范围内的标度不变性大多只是一个非常粗略的近似，但如果仔细测试，可以应用于约束的质量范围。对于所选的场景，固体物体与无强度流体物体的结果相比，对于我们的中间质量来说差异最大，但是对于最低和最高质量来说是相似的。能量最大的行星级碰撞会产生更快、更多的碎片，这也反映在高水分损失上--一次碰撞中水分损失超过50%。
2017-04-20 astro-ph.EP
Bond strengthening in dense H2O and implications to planetary composition
H2O是行星体的重要组成部分，控制着可居住性，在地质活动体中，控制着板块构造。在许多行星内部的压力下，H2O中的H键会坍塌成更强的离子键。在这里，我们提出的协议之间的X-射线衍射和拉曼光谱的转变从冰-VII到冰-X发生在一个压力约30.9 GPa通过结合晶粒归一化热处理，通过直接激光加热与静态压缩。这是证明了出现的特征拉曼模式的铜矿样冰-X和体积模量突然增加2.5倍，这意味着显着增加的粘结强度。这是之前的过渡，从立方冰-VII的结构的tetravalent对称，冰-VIIT在5.1 GPa。我们的研究结果显着改变了富含水的行星的质量/半径关系，并定义了地球内化学结合水释放的高压极限，使深部地幔成为古水的潜在长期水库。
2019-06-27 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
Convection in a volatile nitrogen-ice-rich layer drives Pluto's geological vigor
这个巨大的、深的、充满挥发性冰的盆地被非正式地命名为斯普特尼克平原，它是冥王星地质活动的中心[1，2]。由分子氮，甲烷和一氧化碳冰[3]组成，但以N2-冰为主，该冰层被组织成细胞或多边形，通常约10-40 km宽，类似于固态对流的表面表现[1，2]。在这里，我们报告，根据现有的流变测量[4]，大约大于1公里厚的N2冰的固体层应该对流，以估计冥王星现今的热流条件。更重要的是，我们数值计算表明，对流翻转在几公里厚的固体氮层可以解释大的横向宽度的细胞。N2-冰粘度的温度依赖性意味着SP冰层在所谓的缓慢盖状态下对流[5]，这是迄今为止在太阳系中未明确观察到的独特对流模式。几厘米/年的平均地表水平速度意味着地表迁移或更新时间约为50万年，远低于斯普特尼克平原1000万年的陨石坑保留年龄上限[2]。类似的对流表面更新也可能发生在柯伊伯带的其他矮行星上，这可能有助于解释其中一些矮行星的高反射率。
2019-03-13 astro-ph.EP
In situ apparatus for the study of clathrate hydrates relevant to solar system bodies using synchrotron X-ray diffraction and Raman spectroscopy
笼形水合物被认为在各种太阳系环境中起着重要作用，例如彗星，冰卫星的表面和内部，但对其形成和分解的结构因素知之甚少。我们演示了使用高压气体电池，结合变温冷却和时间分辨的数据收集，在太阳系环境相关的条件下，原位研究笼形水合物。使用同步加速器X射线粉末衍射和拉曼光谱原位监测在电池内形成和处理的笼形物。X射线衍射允许在将CO2气体施加到电池内形成的冰时观察笼形水合物的形成。通过在刚好低于冰熔点的温度下退火可获得完全转化。随着电池热循环，观察到笼形物的量随后上升。拉曼光谱中存在100- 5000 cm-1之间的四个区域，它们具有冰和笼形物形成的特征。这种新颖的实验装置非常适合于在温度（80- 500 K）和压力（1- 100 bar）条件下研究笼形水合物，并且可以与各种不同的气体和起始含水组合物一起使用。我们提出，在热循环过程中观察到的笼形物形成的增加可能是由于形成的准液体状相，在低于冰熔点的温度下形成，但它允许更容易形成新的笼形物笼，或保留和离域先前形成的笼形物结构，可能作为无定形笼形物。六角形冰、准液态相和结晶CO2水合物之间的结构相似性意味着拉曼光谱的差异是微妙的;然而，所有5000 cm-1的特征都是笼形结构的特征。
2015-01-13 astro-ph.EP astro-ph.IM
The role of material strength in collisions -- Comparing solid body and hydrodynamic physics for simulating collisions of planetesimals with icy shells
上下文我们研究了在多物质微行星碰撞中包含物质强度的影响。目标。在处理小行星大小的天体碰撞时，由于它们在早期行星系中经常发生，因此，论证了无强度材料模型与包括脆性破坏和碎裂的固体的完全弹塑性模型之间的差异。方法.我们研究了Ceres质量体与固体岩石撞击器和具有30重量%水含量的目标的影响。初始撞击速度和碰撞参量分别在逃逸速度$v_\mathrm{esc}$到大约6 $v_\mathrm{esc}$之间和从迎面碰撞到近距离飞越之间变化。我们模拟碰撞使用我们自己的SPH代码利用无强度材料和完整的弹塑性材料模型，包括脆性破坏。结果最突出的区别之一是固体模型中的碎裂和破碎碎片云程度较高。然而，在大多数碰撞情况下，最终结果非常相似，主要区别在于固体情况下的碎裂程度高出一个数量级。此外，在固体情况下，幸存者往往质量较小，这也预测了比强度较小的水力模型更高的水损失。这可能是能量相对较低的撞击造成的，因为这种撞击不能立即摧毁固体材料。与巨大的撞击相反，我们还观察到一些水冰在物体之间转移的迹象。
2014-07-30 astro-ph.EP
The influence of surface $CO_{\mathrm{2}}$ condensation on the evolution of warm and cold rocky planets orbiting Sun-like stars
宜居带是恒星周围的区域，在那里，液态水可以稳定地存在于行星表面。它的宽度通常被认为是由碳酸盐-硅酸盐循环的效率决定的，这种循环在我们的星球上维持了数十亿年的可居住表面条件。这种循环可能会被大量的$CO_{\mathrm{2}}$冰的表面凝结所抑制，这很可能发生在大气$CO_{\mathrm{2}}$含量足够高的遥远行星上。这样的过程可能会将$CO_{\mathrm{2}}$冰永久地困在行星内，威胁到它的长期可居住性。最近的工作已经模拟了最初围绕太阳运行的冰冷行星体的这种情况。在这里，我们使用一个先进的能量平衡模型来考虑最初温暖和寒冷的快速旋转的行星绕F-K恒星。我们表明，轨道距离的范围内发生显着的表面$CO_{\mathrm{2}}$冰冷凝显着减少的热启动行星。恒星类型并不影响这一结论，尽管表面$CO_{\mathrm{2}}$冰在较热恒星周围的宜居带的较大部分上凝结。因此，热启动模拟与1-D模型的预测是一致的，这表明在这些早期的模型中的经典宜居带限制仍然有效。我们还发现，冷启动模拟表现出的趋势是一致的，与以前的工作为太阳，虽然我们现在扩展到其他恒星类型的分析。
2021-03-30 astro-ph.EP
A Study of the Accuracy of Mass-Radius Relationships for Silicate-Rich and Ice-Rich Planets up to 100 Earth Masses
一个质量半径的关系，提出了固体行星和固体核心范围从1到100个地球质量的行星。它依赖于这样的假设，即固体球体由铁和硅酸盐组成，周围加入了可变量的水。M-R定律的建立是假设行星的组成与硅酸盐和铁的平均组成相似，而硅酸盐和铁的平均组成是从94颗拥有系外行星的恒星的主要元素比率中获得的。除了地球上有大量的数据可供使用之外，硅酸盐地幔和金属核的组成无法被限制。同样，对热分布也知之甚少。在这项工作中，对半径估计的组成参数和热分布的影响进行了量化。它将被证明，有关的成分和温度的不确定性是第二阶的水量的影响相比。超级地球家族包括四类行星：富铁、富硅酸盐、富水或有厚厚的大气层。对于一个给定的质量，行星半径从富铁行星到富大气行星显著增加。即使可能有一些重叠，M-R测量也足够精确，可以确定发现了一颗类地行星。这种估计取决于几个假设，包括i）内部结构模型的准确性和ii）质量和半径测量的准确性。它表明，如果质量和半径是完全已知的，水的量的标准偏差约为4.5%。该值随半径不确定性迅速增加，但并不强烈依赖于质量不确定性。
2009-02-10 astro-ph.EP
Implications of an improved water equation of state for water-rich planets
水（H $_{2}$ O），以各种形式存在，是行星体的重要组成部分，控制着可居住性并影响着地质活动。在许多行星内部的条件下，随着压力的增加，水的氢键逐渐减弱，并被离子键所取代。最近的水状态方程（EOS）的实验测量表明，一个新的阶段的H-键合的水冰，冰-VII $_t$，和一个相对较低的过渡压力略高于30 GPa的离子键合的冰-X，它具有体积模量大2.5倍。冰-X的体积模量较高，对于给定的质量，会产生更大的行星，从而减少大气对许多系外行星体积的贡献，或者限制它们的含水量。我们研究了新的EOS测量对行星质量半径关系和富水行星内部结构的影响。我们发现，由以前和新的实验EOS测量之间的系统差异引起的行星质量半径关系的变化与某些行星大小的观测不确定性相当-随着观测的不断改善，这个问题将变得更加重要。
2021-03-02 astro-ph.EP
Callisto from JWST: CO2-rich terrain on the leading hemisphere and global patterns of H2O ice
California Institute of Technology（加州理工学院）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Space Telescope Science Institute（空间望远镜科学研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；KTH Royal Institute of Technology（瑞典皇家理工学院）
本研究利用JWST绘制木卫四H₂O、CO₂及4.57μm光谱特征分布图，发现其H₂O冰分布存在半球二分性，固相CO₂在特定撞击坑附近富集，气相CO₂呈斑块分布且与固相CO₂无明显关联。
2026-08-06 astro-ph.EP
Modeling the Thermal Extraction of Water Ice from Regolith
本文建立二维轴对称有限差分热模型，采用 Crank-Nicholson 算法和 Apollo 土壤参数，复现月表与小行星表面热测量，并支持月球钻头冷却分析及地下原始温度反演。
2023-06-05 astro-ph.EP physics.space-ph
Ice structures, patterns, and processes: A view across the ice-fields
我们从最广泛意义上的冰动力学研究前沿展望未来;冰的结构，它可能呈现的模式或形态，以及它所涉及的物理和化学过程。我们突出了自然界冰研究各个领域的开放问题;从地球上的陆地和海洋冰，到大气层中的冰，到太阳系其他天体和星际空间中的冰。
2012-07-13 astro-ph.EP cond-mat.mes-hall nlin.PS
Warm Ice Giant GJ 3470b. I. A Flat Transmission Spectrum Indicates a Hazy, Low-methane, and/or Metal-rich Atmosphere
我们报告了我们对凌日冰巨星GJ 3470 b大气传输的光谱研究，以及新的凯克/MOSFIRE光谱仪对太阳系外行星观测的第一个结果。我们在2.09-2.36微米的带通和这个波长范围内的六个较窄的波段中测量了RP/Rs = 0.0789 +/- 0.0020的行星/恒星半径比。当与现有的宽带测光相结合时，这些测量排除了化学平衡中的无云大气，假设太阳丰度（5.4 sigma置信度）或中等水平的金属富集（50倍太阳丰度，3.8 sigma），证实了以前的结果，即这些模型不代表冷，低质量，外部照射的太阳系外行星。目前的测量结果与平坦的透射光谱相一致，这表明大气层是由高海拔的云和薄雾，不平衡的化学，意想不到的丰度模式，或大气层是非常丰富的金属（> 200倍太阳）。由于GJ 3470 b的低体积密度设定了行星大气富集度的上限<300倍太阳能，因此大气平均分子量必须<9。因此，如果大气层是无云的，其光谱特征应该是可检测的未来观测。较短波长的凌日观测将为区分各种可能的情况提供最佳机会。我们获得了光谱与GMOS摄谱仪，但这些观测表现出很大的系统不确定性，由于薄，持久的卷云条件。最后，我们还提供了第一个详细的步骤，必要的校准MOSFIRE观测，并提供建议，为未来的观测与该仪器。
2013-08-29 astro-ph.EP
JWST Reveals Refractory-Rich Water Ice in Interstellar Comet 3I/ATLAS: Evidence for a Continuum of Grain Properties across Protoplanetary Disks
Southwest Research Institute（西南研究院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Auburn University（奥本大学）；Universität Bern（伯尔尼大学）
JWST观测星际彗星3I/ATLAS，发现其富含耐火材料的水冰聚集体，连接了太阳系彗发与海王星外天体，表明原行星盘冰颗粒性质存在连续谱。
2026-09-18 astro-ph.EP astro-ph.GA
Minimum Orbital Periods of H-Rich Bodies
在这项工作中，我们推导出最小允许的轨道周期的H-丰富的机构的质量范围从土星的质量1 $M_{\odot}$，强调气体巨星和褐矮星的范围$0.0003 - 0.074 \, M_\odot$。给出了$P_{\rm min}$作为物体质量的函数和作为平均密度的函数的解析拟合公式。我们假设主星的密度足够高，以至于不会限制最小周期。在许多情况下，这意味着主星是一颗白矮星。这项工作的目的，部分是为了区分棕矮星和行星，发现过境的主机白矮星没有诉诸近红外或径向速度测量。特别是，轨道周期为$\lesssim 100$分钟的很可能是棕矮星。整个质量范围内的总体最小周期为$\simeq 37$分钟。
2021-04-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Accretion of Saturn's Inner Mid-sized Moons from a Massive Primordial Ice Ring
土星的环是岩石贫乏，包含90%-95%的冰质量。作为一个群体，土星的卫星内部，包括特提斯也约90%的冰。土卫三本身的岩石质量小于6%，而其外邻土卫四的岩石质量大于40%。在这里，我们模拟了一个巨大的原始冰丰富的环和卫星的生产环材料传播超过罗氏限制的演变。我们描述的Roche内环的解析模型，并使用N体代码来描述超过Roche极限的材料。我们跟踪的吸积和衍生卫星的相互作用，包括潮汐与行星的相互作用，假设潮汐耗散因子为土星的$Q~10^4$。我们发现，环扭矩和捕获的卫星相互共振产生一个系统的冰丰富的内卫星，向外延伸到大约特提斯的轨道在$10^9$年，即使相对缓慢的轨道膨胀，由于潮汐。由此产生的卫星质量和半长轴分布类似于土卫一、土卫二和土卫三。我们估计的质量岩石交付到卫星的外部彗星撞击在后期重轰炸。我们发现，内卫星接收的岩石质量与它们目前的岩石总含量相当，而土卫四和土卫五接收的岩石数量级低于它们目前的岩石含量。这表明外部污染可能是内卫星岩石的主要来源，土卫四和土卫五是由更多的岩石形成的。再现岩石在当前内卫星中的分布是具有挑战性的，并且似乎需要大的撞击物随机性和/或在初始环中存在一些岩石。
2017-02-14 astro-ph.EP
Water and the interior structure of terrestrial planets and icy bodies
水的含量与类地行星和冰质天体的内部演化有着密切的联系。行星系中水的分布受原行星盘的温度结构、微行星和行星胚胎的动力学和迁移控制。这导致了星子和行星胚胎的形成，它们具有各种各样的成分，水含量和氧化程度。内部的演变，特别是星子的形成时间相对于由短命的26铝衰变的辐射加热的时间尺度可能会管理的含水硅酸盐和剩余的岩石-冰混合物的量在其演化的后期阶段。反过来，水含量可能会影响星子的早期内部演化，特别是金属硅酸盐分离过程。此外，水含量可能有助于增加氧逸度，从而影响太阳系天体硅酸盐储层中亲铁元素的浓度。最后，水含量强烈影响冰卫星的分化率，控制其内部演化，并支配其内部深处发生的蚀变过程。
2017-12-20 astro-ph.EP
Pressure-induced desalting of NaCl-bearing ice VII: A compositional filter in water-rich planets
École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Sorbonne Université（索邦大学）；Paul Scherrer Institute (PSI)（保罗谢尔研究所）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Nantes Université（南特大学）
研究发现含NaCl冰VII可在特定热力学路径下形成，并在5.1 GPa减压时排出盐分，其密度特性影响富水行星的化学交换，揭示路径依赖的盐捕获机制。
2026-10-06 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
Exploring the chemistry induced by energetic processing of the H2-bearing, CO-rich apolar ice layer
尘埃颗粒表面的星际冰幔被认为具有双层结构，富含H2O的极性层被富含CO的非极性层覆盖，该层可能含有H2和其他挥发物，如N2。在这项工作中，我们探讨了化学诱导的2千电子伏的电子和Ly-alpha光子在H2：CO：15 N2冰类似物的CO丰富的层时，暴露于类似的能量密度从宇宙射线诱导的次级电子和紫外光子在典型的密集云的寿命。在2keV电子辐照下，共鉴定出6种产物：CO2、C2 O（和其它碳链氧化物）、CH 4、H2 CO、H2 C2 O和H15 NCO。总产物丰度对应于暴露于电子辐照的初始CO分子的5-10%。Ly-alpha光子照射提供了1-2个数量级的低产量，具有相似的产物分支比，这可能是由于冰样品在该波长下的低UV-光子吸收截面。形成额外的含氮物种，即C215 N2和15 NH3，只观察到在没有H2和CO分子，分别，表明反应物来自H2和CO分子优先相互反应，而不是与15 N2及其解离产物。总之，冰化学引起的高能处理的CO丰富的非极性冰层提供了替代的形成途径，在星际介质中检测到的几个物种，包括一些有关的复杂的有机分子化学。进一步量化这些途径将有助于天体化学模型，以限制其相对贡献的星际预算，特别是，有机物种H2 CO和HNCO。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
New surface composition and temperature maps of Pluto from New Horizons LEISA data
M.V. Lomonosov Moscow State University/Sternberg astronomical institute（莫斯科国立大学/斯登伯格天文研究所）
利用新视野号RALPH/LEISA近红外光谱数据，结合五次近距离观测生成共注册的等距矩形地图，通过Hapke混合模型联合反演表面温度、冰层丰度和粒径，获得冥王星表面冰类和温度分布。
2026-03-23 astro-ph.EP
Tidal insights into rocky and icy bodies: An introduction and overview
固体潮提供了关于行星体内部结构、演化和起源的关键信息。我们的太阳系拥有非常多样化的行星体，包括那些由岩石，冰，气体或所有混合物组成的行星体。虽然几年来已经开发了丰富的地球物理方法来推断有关地球内部的知识，但调查其他太阳系天体内部的工具仍然有限。由于只有地球、月球和火星的地震数据，包括观测潮汐响应在内的大地测量变得特别有价值，因此在了解几个太阳系天体的内部和历史方面发挥了重要作用。为了使用潮汐响应测量作为一种手段，以获得约束的内部结构的行星机构，适当的理解的粘弹性反应的材料，行星形成是必要的。在这里，我们回顾了潮汐建模的基本方面和信息的现代内部性质和演化的几个行星和卫星的基础上研究它们的潮汐响应。我们首先概述粘弹性和潮汐响应理论。接下来，我们将讨论有关潮汐响应的信息以及水星、金星、火星及其卫星、月球和巨行星最大卫星的推断结构，这些信息是通过分析太空任务提供的数据获得的。我们还总结了目前计划的任务所提供的可能性。
2022-06-09 astro-ph.EP
Thermophysical evolution of planetesimals in the Primordial Disk
由小型冰质星子组成的原始盘，曾经位于距离太阳15-30 AU的位置，在早期的太阳系被巨大的行星迁移所破坏。原始圆盘因此成为现今柯伊伯带、离散圆盘和奥尔特云中天体的来源区域。我提出了热物理代码“数值冰小天体演化模拟器”，或NIMBUS，并使用它来研究原始磁盘的星子的热物理演化之前，其中断。为了了解来自奥尔特云的动态新彗星的行为以及来自散射盘的半人马座和短周期彗星的活动，这种建模是强制性的，这些彗星经过预处理后返回太阳附近。我发现，在原始磁盘中的直径范围为4-200公里的机构失去了所有的CO冰的时间尺度为0.1-10百万年，根据大小，通过结合原太阳和长寿命的放射性核素加热。因此，一氧化碳和其他高挥发性物质需要一个挥发性较低的主机来存储。我考虑了两种可能的宿主：无定形水冰和二氧化碳冰。由于原太阳的高光度，一些原始盘体可能在最高的几十米处持续了显著的结晶、CO：CO2分离和CO2升华。我将讨论如何这可能会影响昏迷丰度比和遥远的动态新彗星的活动。
2022-08-31 astro-ph.EP
Phoebe: a surface dominated by water
土星的不规则卫星，菲比，可以被广泛地描述为富含水的岩石。这一物体，据推测起源于动力激发柯伊伯带物体共享的同一原始种群，在卡西尼号飞越期间获得了高分辨率的光谱成像。我们提出了一个新的分析的可见光红外映射光谱仪观测的菲比，其中关键的是，包括一个几何校正例程，使像素的可见光和红外光谱立方体直接映射到菲比形状模型，即使当图像表现出显着的拖尾误差。我们重新分析的结果是成功匹配了40张图像，产生了覆盖菲比大部分表面的光谱图，其中大约三分之一是通过高分辨率观测（每像素分辨率<22公里）成像的。菲比的表面没有一点不吸水的地方。水资源最丰富的地区显然与杰森和南极撞击盆地有关。我们发现土卫九只有三种光谱型，以及与物理深度和可见光相关的水冰浓度。富水和贫水地区表现出显着不同的陨石坑大小的频率分布，和不同的大陨石坑形态。我们认为，菲比曾经有一个水贫乏的表面，其水冰浓度增强盆地形成的影响，暴露更丰富的地下层。最后，我们证明了菲比的水冰吸收的范围跨越动态激发柯伊伯带对象所表现出的相同范围。常见的水冰吸收深度和原始起源，以及菲比的富水区域与其撞击盆地的关联，表明柯伊伯带天体也起源于通过随机碰撞修改增强的贫水表面的合理想法。
2018-03-13 astro-ph.EP
A Collisional Origin for Ice-rich Iapetus and Titan's Anomalous Eccentricity
San Jose State University（圣何塞州立大学）
本研究通过三维撞击模拟，证明土卫六的碰撞可喷出足够冰质碎片形成土卫八，并解释其偏心率异常，为冰卫星起源提供新机制。
2026-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for ultra-water-rich ammonia hydrates stabilized in icy exoplanetary mantles
该研究发现氨半水合物与冰VII在高压高温下反应可生成超富水氨水合物（如NH3·6H2O），并证明富水氨水合物在1-2倍地球质量系外行星冰幔中普遍稳定存在，其与冰VII的浮力差异可能导致化学分层并影响行星热演化。
2025-08-16 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.geo-ph
Laboratory Evidence that Methanol-Rich Ice Mantles Lower Methyl Formate Binding Energies
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The Hague University of Applied Sciences（海牙应用科学大学）
本研究通过实验室脱附实验证明，甲酸甲酯在甲醇冰上的结合能低于水冰，解释了其在低温下提前释放，支持两步热脱附机制。
2026-09-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Constraints on the Lifetimes of Disks Resulting from Tidally Destroyed Rocky Planetary Bodies
斯皮策IRAC对15颗金属污染的白矮星的观测揭示了HE 0110-5630、GD 61和HE 1349-2305光谱能量分布中的红外过量。这三颗恒星都有以氦为主的大气层，它们的红外辐射与（小）行星体潮汐破坏产生的温暖尘埃一致。这项研究使IRAC调查的金属污染，氦和氢大气白矮星的数量分别达到53和38。它也几乎是斯皮策发现的有近轨道尘埃的金属污染的富氦白矮星数量的两倍。从这两种具有星周尘埃的大气类型的统计数据中，我们得出了典型的圆盘寿命log[ t_{disk}（年）] = 5.6+-1.1（3*10^4 - 5*10^6年）。这是假设在尘埃存在的时间尺度上有一个相对恒定的吸积速率，这是不确定的。我们发现，由斯皮策探测到的具有红外过量的高度金属污染的富氦白矮星的比例仅为23%，而金属污染的富氢白矮星的比例为48%，并且我们从这种差异得出结论，尘埃盘的典型寿命比富氦白矮星的扩散时间尺度要短。我们还发现了证据，以更高的时间平均吸积率到富氦恒星的瞬时吸积率到富氢恒星相比，这是一个迹象，我们的图片演变的恒星-行星系相互作用是不完整的。我们讨论了一些推测性的情况下，可以解释的意见。
2012-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ice sublimation in the dynamic HD 100453 disk reveals a rich reservoir of inherited complex organics
通过ALMA观测HD 100453盘，首次在II类盘中检测到13CH3OH等COMs，揭示其含继承星际冰，为行星形成期复杂有机物来源及演化提供关键证据。
2025-04-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Ammonia snow-lines and ammonium salts desorption
上下文行星系中的氮气储存是一个长期存在的问题。部分含氮分子可能在恒星演化的冷阶段被结合到冰体中，当冰被加热时，如在活跃的彗星中，可能逐渐释放到气相中。氮储库的化学性质应该会极大地影响氮如何、何时以及以何种形式返回气相，或者被纳入形成行星体的耐火材料中。目的。本文研究了两种铵盐：甲酸铵和乙酸铵从金表面和水冰基底上的热脱附。方法.采用程序升温脱附实验和傅里叶变换红外反射光谱研究了铵盐的脱附行为。结果铵盐是半挥发性物质，在高于水冰的热解吸温度的温度下，在解吸时释放中性物质作为主要组分，即氨和相应的有机酸（HCOOH和CH 3COOH）。它们的脱附遵循一阶Wigner-Polanyi定律。对甲酸铵和乙酸铵的一级动力学参数分别为A = 7.7 $\pm$ 0.6 $\times$ 10 $^{15}$ s $^{-1}$和E $_{bind}$ = 68.9 $\pm$ 0.1 kJ~mol $^{-1}$和A = 3.0 $\pm$ 0.4 $\times$ 10 $^{20}$ s $^{-1}$和E $_{bind}$ = 83.0 $\pm$ 0.2 kJ~mol $^{-1}$。水冰基质的存在不影响解吸动力学。锁定在盐中的氨分子在比以前预期的高得多的温度下作为中性分子解吸，这通常归因于耐火材料。结论.氨雪线的半径小于水雪线的半径。因此，太阳系天体中的NH3/H2O比率含量可以作为它…
2021-04-21 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.chem-ph
Volatile evolution and atmospheres of Trans-Neptunian Objects
在30-50 K（柯伊伯带表面的典型温度）下（例如Stern & Trafton 2008），只有七种物质的升华压力高于1毫巴（Fray & Schmitt 2009）：Ne、N $_2$、CO、Ar、O $_2$、CH $_4$和Kr。其中，N $_2$、CO和CH $_4$已经在海王星外天体（TNO）的表面上被探测到或推断出。这些挥发性冰上方的稀薄大气取决于升华压力，升华压力对挥发性冰的成分、温度和混合状态非常敏感。因此，挥发分在TNO上的滞留与其形成环境和热历史有关。表面挥发物可能是通过季节性变化的大气输送的，它们的凝结可能是其中一些天体表面高辐射的原因。对稀薄大气最敏感的搜索是通过恒星掩星的方法进行的，这对海卫一和冥王星的大气研究至关重要，迄今为止已经对其他11个天体的大气设定了上限。最近发布的盖亚天体测量目录导致了一个“黄金时代”的能力，预测TNO掩星，以增加观测数据库。
2020-03-10 astro-ph.EP physics.ao-ph
Hydrogen-rich hydrate at high pressures up to 104 GPa
本研究通过同步辐射X射线衍射、拉曼光谱和第一性原理计算，发现富氢水合物在47–104 GPa下由C2填充冰相转变为含氢量加倍的C3相，并揭示其高温诱导转变与亚稳卸压行为，为储氢和巨冰行星内部研究提供新稳定性界限。
2025-05-11 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
