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
Bayesian Inference on the Isotopic Building Blocks of Mars and Earth
本文利用多元素陨石同位素异常与贝叶斯混合分析，重建地球和火星吸积物质组成及演化，并用行星迁移与随机撞击解释差异。
2023-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
An orbital window into the ancient Sun's mass
太阳的长期演化模型表明，它的光度在20亿至40亿年前大幅降低，这与古代地球和火星地质记录中温暖和潮湿条件的大量证据不一致。对于这个所谓的“黯淡的年轻太阳悖论”的典型解决方案考虑了地球和火星大气成分的变化，虽然有吸引力，但这些想法的地质验证通常缺乏-特别是对于火星。对于年轻太阳的暗淡悖论，一个可能的未被探索的解决方案是，太阳在其一生中只是失去了百分之几的质量。如果正确的话，这将减缓，甚至可能抵消恒定质量模型预期的亮度增加。然而，这一假设是具有挑战性的测试。在这里，我们提出了一个新的观测代理太阳的古代质量，可以很容易地从地球和火星上的沉积岩积累模式测量。我们表明，太阳系行星的轨道参数进行准周期振荡的频率，给出的长期模式g_2-g_5，尺度近似与太阳的质量线性。因此，通过研究古代盆地沉积物积累的节奏，就有可能将质量恒定的太阳和质量更大的古代太阳的情况区分开来，精确度超过1%，这种方法为验证或证伪早期太阳质量大的假说提供了一条途径。
2018-11-28 astro-ph.EP
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
Nitrogen Isotopic Composition and Density of the Archean Atmosphere
了解太古宙的大气成分是解开古代环境条件的一个基本问题。我们从3.0-3.5 Ga热液石英中捕获的流体包裹体中的氮和氩同位素分析表明，太古代大气的PN 2低于1.1 bar，可能低至0.5 bar，并且具有与现今相当的氮同位素组成。这些结果表明，氮并没有发挥重要作用，在古代地球的热收支和太古代PCO 2可能低于0.7巴。
2014-05-24 astro-ph.EP
Evidence of a primordial isotopic gradient in the inner region of the solar protoplanetary disc
取样的地球（地球、火星和小行星4灶神星）不仅在许多元素（例如$\varepsilon^{48}$ Ca、$\varepsilon^{50}$ Ti、$\varepsilon^{54}$ Cr、$\varepsilon^{92}$ Mo）的质量独立（核合成）同位素组成上不同，而且这些同位素异常的大小似乎也与日心距离有关。虽然地球和火星之间的同位素差异可以很容易地解释为原行星盘不同区域的大部分本地物质的吸积，但不清楚这是否也适用于小行星灶神星。在这里，我们分析了现有的数据，从我们的数值模拟数据库，以确定灶神星的形成位置的三个行星形成模型的框架：经典，大钉，和耗尽盘。我们发现，灶神星有一个很高的概率形成本地的小行星带的模型中，在内部光盘的材料混合是有限的，这是由地球和火星之间的同位素差异暗示有限的混合。基于我们的研究结果，我们提出了几个标准来解释地球、火星和灶神星不同核合成同位素组成之间的明显相关性：（1）这些行星体在盘的不同区域吸积了它们的组成部分，（2）内部盘的特征是同位素梯度，（3）同位素梯度在这些行星体形成期间被保存下来，没有被盘中的物质混合（例如通过巨行星迁移）稀释。
2022-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Jupiter's influence on the building blocks of Mars and Earth
放射性定年法表明，火星在太阳系形成的前400万年吸积，这与木星的形成和可能的迁移相吻合。当来自原行星盘的星云气体仍然存在时，木星可能已经向内迁移，并在与土星3：2共振的情况下在1.5天文单位处被钉住。这种迁移激发了太阳系内部的行星组成部分，导致了广泛的混合和星子的移除。在这里，我们评估了火星构建块的合理性质，特别关注它的生长如何受到木星形成和迁移的影响。我们使用动力学模拟和同位素混合模型相结合的痕迹吸积的元素与不同的亲和力的金属。动力学模拟表明，木星的迁移导致地球和火星的吸积后期由于OC（普通球粒陨石）星子的损失而被EC型（顽火辉石球粒陨石）物质所主导。我们对SNC陨石同位素数据的分析表明，火星由大约68%的$^{+0}_{-39}$ EC + 32%的$^{+35}_{-0}$ OC组成（2σ）。巨大的不确定性表明，火星样本的同位素分析在大多数情况下太不精确，无法明确测试模型预测;特别是它仍然不确定火星是否在其形成历史的后期阶段主要吸积EC材料。动力学模拟也没有对火星的吸积历史提供明确的限制，因为火星胚胎展示了各种各样的动力学途径。目前的工作要求对SNC陨石中的亲铁元素（最明显的是Ni，Mo和Ru）进行新的同位素异常测量，以限制火星的吸积历史及其形成位置。
2018-05-23 astro-ph.EP
Sculpting of Martian brain terrain reveals the drying of ancient Mars
Institute of Geology and Geophysics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院地质与地球物理研究所）；College of Earth and Planetary Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学地球与行星科学学院）；Division of Geological and Planetary Sciences, California Institute of Technology（加州理工学院地质与行星科学系）
研究通过量化系统分析火星大脑地形的形态特征，发现其形成涉及冻结-融化循环和后期升华作用，揭示了火星气候从湿润到寒冷干旱的转变过程。
2026-04-02 astro-ph.EP physics.comp-ph physics.geo-ph
Relics of ancient post-AGB stars in a primitive meteorite
石墨是在原始陨石中发现的许多太阳系前的星周冷凝物之一。虽然低密度石墨颗粒的同位素组成表明起源于核心坍缩超新星，但一些高密度颗粒在C，Ca和Ti中具有极端的同位素异常，这不能用渐近巨星分支（AGB）恒星或理论超新星模型的包络预测来解释。Ca和Ti同位素异常，然而，匹配的AGB星的He壳丰度的预测。在这项研究中，我们表明，C，Ca和Ti同位素异常是一致的核合成预测的H-摄入阶段在一个非常晚的热脉冲（VLTP）事件后AGB星。这些颗粒中的低$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素比是大量的$^{12}$ C有效捕获VLTP期间摄入的质子的结果。非常高的中子密度$\sim 10^{15}$ cm $^{-3}$，典型的$i$ -过程中，实现在此阶段的后AGB星。在某些石墨颗粒中大量的$^{42,43,44}$ Ca过量是VLTP期间中子俘获核合成的指示。VLTP核合成计算与石墨数据的比较还表明，Ti同位素比的明显异常是由于$^{46,48}$ Ca的巨大贡献造成的，而在测量过程中无法从同量异位素$^{46,48}$ Ti中分辨出来。我们的结论是，前太阳石墨颗粒与中度极端钙和钛同位素异常起源于后AGB恒星，遭受一个非常晚的热脉冲。
2013-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Increased hydrogen escape from Mars atmosphere during periods of high obliquity
本研究利用三维火星-行星气候模型，发现高倾角时期火星氢逃逸率可增加一个数量级以上，累积逃逸相当于约80米全球水层，支持大气逃逸在火星变干中的关键作用。
2025-05-22 astro-ph.EP physics.ao-ph
Tracing the fate of carbon and the atmospheric evolution of Mars
火星的气候很可能是从早期的温暖湿润状态演变到现在的寒冷干旱状态。然而，以前没有发现这种演变的解决方案，以满足所观察到的地质特征和大气的同位素测量。在这里，我们表明，一个家庭的解决方案存在，调用没有丢失的水库或损失过程。通过CO光解和溅射的碳逃逸富集了火星大气中的重碳（13 C），部分被适度的碳酸盐沉淀所补偿。目前的大气13 C/12 C和岩石和土壤碳酸盐测量表明，早期大气的表面压力<1巴。只有在开阔湖泊中形成大量碳酸盐的情况下，才允许高达1.8 bar的更高值。进化的情景是完全可以测试的数据从MAVEN任务和进一步研究的同位素组成的火星岩石记录随着时间的推移。
2015-12-02 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
Mars, a Post-Habitable Planet?
研究火星作为曾经宜居但失去表面液态水的系外行星的模拟对象，通过其当前大气状态中的化学指纹（如同位素特征）来测试行星宜居性和大气演化的假说。
2026-05-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Localized precipitation and runoff on Mars
我们使用火星区域大气模拟系统（MRAMS）来模拟火星上的湖暴，发现当湖泊面积大于等于10^3平方公里时，会出现强烈的局部降水。火星有一个低密度的大气层，所以深层对流可以由少量的潜热释放引发。在我们的参考模拟中，浮力羽流将蒸汽提升到冷凝水平以上，形成20公里高的光学厚度云。冰粒生长到200微米半径，并以平均速率高达1.5毫米/小时水当量（最大速率高达6毫米/小时水当量）落在湖泊附近（或湖泊中）。由于火星表面层外的大气温度总是远低于273 K，因此过饱和和冷凝开始于火星湖泊上方的低海拔。与地球上的湖暴不同，火星上的湖暴涉及持续的降水，其垂直速度和羽流高度超过地球上的热带雷暴。对于小于10^3 km^2的湖泊或大于O（10^2）mbar的大气压力，对流不会到达行星边界层以上。相反，蒸汽被平流顺风，几乎没有云的形成。降水以降雪的形式出现，而陆面上由羽流蒸汽和风暴云产生的日间辐射强迫太小，不足以直接融化积雪（<+10 W/m^2）。然而，如果轨道条件是有利的，那么雪可能会季节性地不稳定融化，并产生径流形成通道。我们通过在所有可能的轨道条件下运行热模型，并根据Laskar等人给出的概率对结果进行加权，2004.我们确定，对于赤道水汽源，阳光比现在暗15%，积雪的温度为0.28（0.35），融化可能发生的概率为4%（0.1%）。如果古代的温室效应比今天稍大（6 K），这一比例将上升到56%（12…
2010-12-22 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
H$_2$O$_2$-induced Greenhouse Warming on Oxidized Early Mars
在火星早期的氧化环境中存在液态水，这是由最近的火星探索中发现的富锰岩石推断出来的。富锰岩石所暗示的氧化气氛基本上由CO $_2$和H $_2$ O组成，没有任何还原的温室气体，如H $_2$和CH $_4$。然而，到目前为止，人们一直认为，如果没有减少温室气体的存在，早期的火星不可能足够温暖，以维持液态水的存在。在这里，我们提出H $_2$ O $_2$可能是负责加热氧化早期火星表面的气体。我们的一维大气模型表明，只有1 ppm的H $_2$ O $_2$就足以使行星表面变暖，因为它对远红外波长有很强的吸收，其中对于压力为3 bar的CO $_2$大气，地面温度可能达到273 K以上。由于在缓慢凝结条件下的快速光化学生成，潮湿和氧化的大气层预计将在其高层大气中保持足够量的H $_2$ O $_2$气体。我们的研究结果表明，在氧化的早期火星上可能保持着温暖潮湿的环境，从而表明其古老的大气氧化还原状态和可能的水环境之间可能存在联系。
2020-12-22 astro-ph.EP physics.ao-ph
Geochemistry constrains global hydrology on Early Mars
火星上的沉积岩记录了古代的水文学。在火星的西方时期形成的最大体积的沉积岩是富含硫酸盐的岩石，由$Opportunity$漫游车在2004-2012年进行了探索，并很快由$Curiosity$漫游车在盖尔陨石坑进行调查。关于这些硫酸盐来源的一个主要假设是，阳离子来自深源地下水的蒸发，作为全球地下水循环的一部分。全球地下水循环意味着早期火星上持续的温暖的地球环境。地下水的全球循环，包括最初与火星的CO $_2$大气平衡的水的渗透，意味着地下形成了碳酸盐。我们发现，如果$Opportunity$的数据是西方富含硫酸盐的岩石的代表，那么全球地下水假说所暗示的火星上富含硫酸盐的岩石起源的CO $_2$封存是30-5000巴，这是如此之大，以至于（即使考虑到火山放气）它会掩埋大气。这不利于火星的西方硫酸盐的阳离子来自深层地下水的上升流的假设。相反，如果将西方富硫酸盐岩石近似为纯硫酸镁（不含Fe），则CO $_2$螯合量为0.3-400巴。这一范围的低端与火星西方硫酸盐的阳离子来自深层地下水的上涌的假设一致。在这两种情况下，全球地下水循环的碳固存积极地终止了地表的可居住性，而不是像地球一样温暖的被动标志。$Curiosity$很快就能区分这两种假设。我们的工作将火星硫酸盐阳离子组成、碳同位素和气候变化联系起来。
2019-07-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Anoxic Atmospheres on Mars Driven by Volcanism: Implications for Past Environments and Life
今天的火星没有活跃的火山活动，其大气层是氧化的，主要由CO2和H2O的光化学组成。使用一维光化学模型，我们考虑是否合理的火山气体流量可以切换过去火星大气的氧化还原状态，以减少条件。在我们的模型中，火山气体的总量和比例取决于源熔体的水含量，放气压力和氧逸度。我们发现，在合理的熔融参数下，过去的火星大气（到现在约为3.5 Gyr）很容易达到还原和缺氧的条件，火山活动水平适中，>0.14 km^3/年，完全在先前估计的范围内。与直觉相反的是，我们还发现，更多的还原熔体与较低的氧逸度需要更多的火山活动，以切换古大气从氧化还原。原因是，硫是更稳定的，在这样的熔体和含硫气体的绝对流量较低，超过补偿增加的比例H2和CO.这些结果意味着，古代火星应该经历过缺氧和减少大气的时期，即使通过亚马逊河流域中期，每当火山排气持续在足够的水平。减少缺氧条件可能有助于合成益生元有机化合物，如氨基酸，因此与火星上存在生命的可能性有关。此外，缺氧还原条件应该影响了在表面上形成或从大气中沉积的矿物质的类型，例如元素多硫（S8）作为过去还原气氛的标志。最后，我们的模型使我们能够估计火星历史上沉积的火山源大气硫酸盐的数量，大约为10^6至10^9 Tmol，其分布取决于假设的放气速率历史和岩浆源条件。
2021-03-24 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Predicted Diurnal Variation of the Deuterium to Hydrogen Ratio in Water at the Surface of Mars Caused by Mass Exchange with the Regolith
火星上的风化层每天都与大气交换水分，这一过程导致了火星表面水蒸气丰度的显著变化。以前的研究主要集中在丰度，最近的现场实验和遥感观测测量大气水的同位素组成。因此，我们的动机是调查大气和风化层之间的同位素水交换，并确定其对大气的氘氢比（D/H）的影响。我们通过求解一个包含风化层吸附、凝结和扩散的传输方程，模拟了水在风化层和风化层-大气交换中的传输。该模型计算在这些过程中的每一个HDO和H2O之间的平衡分馏。吸附中的分馏是由吸附的潜热的差异引起的，而冷凝的分馏是由蒸气压的差异引起的。结合一个简单的整体空气动力学边界层模型，我们模拟了行星表面附近D/H的日变化。我们发现，在赤道和中纬度地区，D/H的日变化可达300 - 1400/mil，在较冷的地区或季节，其幅度更大。其变化主要是由风化层颗粒的吸附和解吸作用驱动的，其日变化趋势表现为清晨下降，白天上升到峰值，午后和傍晚再次下降，追踪着水蒸气从风化层的进出。预测的D/H变化可以用原位测量来测试。因此，我们的计算表明，稳定同位素分析是一个强大的工具，在精确定位风化层大气交换的水在火星上。
2019-05-09 astro-ph.EP
Estimating the Local Hubble Parameter from the Thermal Evolution of Earth and Mars
本文利用古地球温度记录与古火星液态水海洋证据，结合太阳光度变化和轨道膨胀，估算太阳系尺度的局域哈勃参数，并由前寒武纪数据得到70–90 km/s/Mpc。
2025-10-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
Resolving the History of Life on Earth by Seeking Life As We Know It on Mars
火星上的地球生命起源将解决推断的生命历史和地球地质历史之间的重大不一致。我们所知的生命体利用氨基酸、核酸和脂质来完成细胞的代谢、信息和区室形成子系统。这些建筑模块可能是在行星表面的紫外线、干湿循环和火山活动中，由氰硫化物化学前体同时形成的。然而，早期地球是一个水世界，地球上氧气上升的时间与遗传密码对氧化应激的最终固定不一致。生命的氰硫起源可能是通过光氧化还原化学在火星上发生的，这得益于比早期地球多几个数量级的地下地壳，以及更早地过渡到氧化条件。陨石撞击可能产生了短暂的可居住环境，并将生命喷射和转移到地球。“火星2020”号火星车提供了一个前所未有的机会，可以证实或反驳火星上生命起源于氰硫的证据，寻找古代生命的证据，并限制火星氧化状态随时间的演变。我们应该试图证明或反驳地球生命起源于火星以及其他可能性。
2021-02-04 astro-ph.EP physics.pop-ph q-bio.BM
Evolution of Water Reservoirs on Mars: Constraints from Hydrogen Isotopes in Martian Meteorites
火星表面的形态意味着火星曾经温暖到足以在其表面保持持久的液态水。虽然目前火星大气的高D/H比（约为地球海水的6倍）表明在火星历史上已经从表面损失了大量的水，但水损失的时间，过程和数量都没有得到很好的限制。离子探针分析火星陨石的最新技术发展提供了准确的估计氢同位素组成（D/H）的火星水库时，陨石形成。根据陨石的D/H数据，这项研究表明，在前诺亚纪（>41-99米全球等效层，GEL）的水损失比火星历史的其余部分（>10-53米GEL）更显着。结合我们的研究结果与古海洋的地质和地貌证据，我们提出，未被检测到的地下水/冰（~100-1000 m GEL）应该存在，它超过了火星上可观测到的现有水资源（~20-30 m GEL）。
2014-03-17 astro-ph.EP
Impact Craters and the Observability of Ancient Martian Shorelines
关于火星北半球是否存在早期海洋的研究和争论已经持续了几十年。早期火星气候的性质仍然有些神秘，但一个或多个早期海洋的证据表明长期的可居住性。支持早期海洋的主要证据是一系列环绕地球大部分地区的残余海岸线。这些特征被认为比3.6 Ga更古老，可能是4 Ga，这将使它们成为火星表面上仍然可以识别的最古老的大型特征。然而，一个尚未彻底解决的问题是，如此古老的海岸线是否能够以可识别的形式在撞击坑、构造、火山作用和水文学等修改和破坏过程中幸存下来。在这里，我们详细讨论这些过程之一-撞击坑。我们使用标准的陨石坑计数年龄模型来生成合成的全球陨石坑群，并将它们与假设的海岸线相交，跟踪直接受到影响的海岸线部分。最古老的海岸线（>= 4Ga）至少有70%被直接撞击破坏。任何年龄>3.6 Ga的海岸线都被分割成相对较短的不连续段，当包括半径大于100 m的陨石坑的影响时，不超过40 km。如果排除半径小于500米的陨石坑，残存的陨石坑段长度可达约1000公里。最古老的海岸线在撞击后表现出分形结构，表现为一系列尺度上不连续的线条集合。如果这些特征确实是海岸线，高分辨率研究应该会发现类似的破坏和不连续性。然而，我们的研究结果表明，观察海岸线的年龄为4 Ga，如果他们存在，是一个重大的挑战，并提出了有关以前的测绘工作的问题。
2022-06-20 astro-ph.EP
Could Cirrus Clouds Have Warmed Early Mars?
火星上古老的山谷网络的存在表明，3.8 Ga的气候足够温暖，允许大量的液态水在火星表面流动很长一段时间。然而，产生这种变暖的机制仍然存在争议。一种假设是，火星可能是在含有至少0.25 bar CO2的CO2-H2O大气中通过全球卷云甲板保持温暖的（Urata和Toon，2013）。来自其他过程的初始升温，例如，影响，将需要使这一模式的工作。这些结果是使用CAM三维全球气候模型生成的。在这里，我们使用一个单柱辐射对流气候模式来进一步研究卷云变暖假说。我们的计算表明，卷云甲板可能产生高于冰点的全球平均地面温度，但只有当卷云覆盖率接近75 - 100%，并且其他云的性质（例如，高度、光学深度、粒度）。然而，在更现实的卷云分数，或者如果云参数不是最佳的，卷云不提供必要的变暖，这表明其他温室效应的机制是必要的。
2016-08-12 astro-ph.EP
Characterization of a Thick Ozone Layer in Mars' Past
所有三个有大气层的类地行星都支持一定厚度的O3层。虽然目前只有地球的大气层足够大，足以对气候产生重大影响，但我们假设古代火星在火山静止期大气氧化时也可能支持厚厚的O3层。为了表征这样的O3层，并确定其反馈的火星气候的意义，我们采用一个一维逐线辐射对流模型在晴朗的天空条件下耦合到一个简单的光化学模型。大气压力，日照，和O2混合分数的参数空间进行了探索，找到有利于O3形成的条件。我们发现，一个实质性的O3层是最有可能的表面压力为0.3-1.0巴，并可能产生一个O3柱相当于现代地球的O2混合分数接近1%。然而，即使是较薄的O3层，显着的紫外线屏蔽的表面发生随着反馈的能量预算和大气的光化学。特别是，在中层大气中的CO2冷凝被抑制和H2O离解的特性被修改，从一个直接的光解为主的状态类似于现代火星转向一个更像地球的状态控制O（1D）攻击。
2013-03-15 astro-ph.EP
The geological and climatological case for a warmer and wetter early Mars
火星早期的气候仍然是一个激烈争论的话题。古代地形保存了与河道、湖盆甚至可能是海洋相一致的景观，因此也就保存了40亿年前火星表面流动的液态水。然而，尽管有地质证据，确定支持液态水的气候条件持续了多久仍然不确定。气候模型一直在努力产生足够温暖的表面条件，因为年轻的太阳微弱-即使假设早期的大气层密度更高。通过补充大气中的CO2和H2O变暖，二次温室气体或云可能会维持温暖的气候。或者，火星气候可能主要是寒冷和冰冷的，由陨石撞击，火山爆发，甲烷爆发或极限循环引发的短暂变暖事件。在这里，我们认为，温暖和半干旱的气候能够产生雨水是最符合地质和气候学的证据。
2018-10-03 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
Modeling Martian Atmospheric Losses over Time: Implications for Exoplanetary Climate Evolution and Habitability
在这封信中，我们利用复杂的三维数值模拟来评估火星大气离子和光化学损失的程度。我们表明，大气离子逃逸率显着更高（超过两个数量级），在过去的$\sim 4$ Ga相比，由于较强的太阳风和较高的紫外线通量从年轻的太阳。我们发现，原子热氧的光化学损失占主导地位的总离子损失在当前的时代，而大气离子损失可能是更重要的是在古代。我们简要地讨论了高大气离子逃逸率在古代火星的背景下，年轻的太阳型恒星和M-矮星周围的大气成分相似的系外行星的后续影响。
2018-05-14 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Did Mars possess a dense atmosphere during the first ~400 million years?
目前还不完全清楚火星是否开始是一个温暖潮湿的星球，朝着今天寒冷干燥的身体进化，或者它一直是寒冷干燥的，只是在其表面上有一些零星的液态水。通过研究火星大气层的最早演化，以及它是稠密而稳定的以维持温暖潮湿的气候，还是稀薄而易受强烈大气逃逸的影响，可以获得这个问题的一个重要线索。我们讨论了潜在的早期火星大气的演变和稳定性的相关方面。这包括太阳EUV通量的演变，形成的时间尺度和挥发性库存的行星，包括火山脱气，影响交付和删除，损失的灾难性脱气蒸汽大气，大气表面的相互作用，热和非热逃逸过程影响任何二次大气。虽然火星在40亿年前（Ga）之前的早期非热逃逸知之甚少，特别是考虑到其古老的内在磁场，对热逃逸过程的研究表明，挥发性输送和火山脱气不能抵消强烈的热逃逸。因此，几巴CO2和H2O或还原条件下的CO和H2的灾难性脱气蒸汽气氛可能在短短几百万年内消失（Myr）。此后，火星可能无法在其最初的约4亿年内建立稠密的次级大气，但可能只是在强烈的火山脱气事件中偶尔拥有大气，可能也包括SO2。这表明，在大约4.1 Ga之前，火星确实可能是寒冷和干燥的。然而，一个密度更大的CO2或CO为主的大气层可能是在之后形成的，但由于非热逃逸过程和封存到地下，后来肯定已经消失了。
2021-02-11 astro-ph.EP physics.ao-ph
The Climate of Early Mars
早期火星气候的性质是行星科学中尚未回答的主要问题之一。关键的挑战依然存在，但新一波的轨道和现场观测以及气候建模的改进在过去十年中取得了重大进展。现在，多条地质证据表明，在3-4 Ga的诺亚纪晚期和西方纪早期，地表存在周期性温暖。火星在最初的10亿年里接收到的太阳辐射量很低，二氧化碳等温室气体的效率也很低，这意味着火星早期的稳定气候可能是寒冷的。一个更稠密的二氧化碳大气层会导致表面的绝热冷却，从而使水冰迁移到更高海拔的赤道和南部地区。短暂的变暖造成冰雪融化，水文循环暂时活跃，导致河谷网络和其他河流地貌受到侵蚀。变暖机制的确切细节尚不清楚，但影响，火山活动和轨道强迫都可能发挥了重要作用。火星大部分古老地形缺乏冰川作用的证据，这表明诺亚纪晚期的地表水不足以维持北部的海洋。虽然火星表面主要是不适合居住的，但早期的火星可能为微生物生命的发展提供了重要的机会。
2016-06-09 astro-ph.EP
Measurements and semi-empirical calculations of CO2+CH4 and CO2+H2 collision-induced absorption across a wide range of wavelengths and temperatures. Application for the prediction of early Mars surface temperature
最近出现了一种有希望的情景，使早期火星表面变暖，足以推动迄今为止在火星表面发现的山谷网络和其他古老的水特征的形成。在这里，我们提出了一系列的实验和计算，以更好地约束CO2+ CH 4和CO2+H2碰撞诱导的反射（CIA），以及它们对早期火星地面温度的预测的影响。首先，我们进行了一组新的实验测量（使用AILES线的SOLEIL同步加速器）的CO2+ CH 4和CO2+H2 CIAs。这些测量结果证实了Turbet et al. 2019，Icarus vol. 321的先前结果，同时显著降低了实验的不确定性。其次，我们将半经验模型拟合到这些CIA测量结果中，使我们能够在宽光谱域（0- 1500 cm-1）和宽温度范围（100- 600 K）内计算CO2+ CH 4和CO2+H2 CIA。最后，我们进行了1-D数值辐射对流气候计算（使用LMD通用模型），以计算预期的地面温度的表面上的早期火星的几个CO2，CH 4和H2的大气含量，考虑到这些修订后的CIA的辐射效应。这些计算表明，厚厚的CO2+H2为主的大气仍然是一个可行的解决方案，使火星表面升温到水的熔点以上，但不是CO2+ CH 4为主的大气。我们计算的CO2+ CH 4和CO2+H2 CIA光谱和预测的早期火星地面温度提供给社会供未来使用。
2020-04-08 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.atm-clus
Olivine-Carbonate Mineralogy of Jezero Crater
一个保存完好的古老三角洲沉积物，加上大量暴露的富含碳酸镁的物质，使尼利福萨的杰泽罗陨石坑成为一个引人注目的天体生物学遗址，也是未来登陆火星任务的首选。我们使用CRISM观测来表征陨石坑和周围流域的表面矿物学。我们已经确定了一个三端元序列的橄榄石轴承岩性，我们假设是区分其镁含量。我们发现，镁碳酸盐是一致确定与橄榄石的岩性之一，虽然岩性不完全碳酸化。令人惊讶的是，这种岩性含有相对丰富的铁橄榄石。我们解决了一系列的形成方案，包括这些橄榄石和碳酸盐协会的可能性是早期火星上的蛇纹石化的指标。这些沉积物提供了一个机会，通过揭示火星内部的热历史和其构造机制随时间的潜在变化，加深我们对早期火星的了解。
2018-01-30 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
3D Modelling of the climatic impact of outflow channel formation events on Early Mars
火星的特点是由灾难性的地下水引起的地表洪水，形成了大量的外流通道，可能在西方时代改变了气候。特别是，据推测，这些事件可能引发了大量降雨，并导致后期山谷网络的形成。我们提出的3-D全球气候模式模拟的结果再现了短期和长期的气候影响的范围广泛的外流通道形成事件在寒冷的古代火星条件下。我们发现，这些事件中最强烈的事件（水体积高达10 $^7 $ km $^3$，并在温度高达320开尔文时释放）不能引发长期的温室效应全球变暖，无论外部条件如何有利（例如湿度和季节）。在任何情况下，在任何大气压下的外流通道形成事件都不能在$^{\circ}$ N以下的纬度产生降雨或显著的融雪。在长期，$\sim $ 45 $^{\circ}$和大气压力$>$ 80毫巴的结晶度，我们发现，湖冰（流出事件后迅速形成）是通过升华和绝热冷却机制逐步向南输送。与此同时，只要最初的水库没有完全升华，冰沉积物仍然存在于西Echus Chasma高原地区，在那里已经观察到与流出通道形成事件同时发生的水文活动的迹象。然而，由于冰的高度膨胀使火星温度更低，季节性太阳强迫产生的融雪很难实现。
2017-01-26 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
3-D Global modelling of the early martian climate under a dense CO2+H2 atmosphere and for a wide range of surface water inventories
CO2+H2温室效应最近被认为是一个有希望的情景，足以使早期火星表面变暖，从而形成山谷网络和湖泊。在这里，我们提出了数值的3-D全球气候模拟的早期火星气候，我们已经进行了假设稠密的CO2+H2大气。我们的气候模型来自Forget et al.（2013）和Wordsworth et al.（2013）的早期工作，与火星冰川和湖泊长期演化的异步模型相结合。模拟在40°赤道进行，以研究（i）水含量和（ii）H2含量（添加到1或2巴的CO2中）如何塑造早期火星的气候和水文循环。我们表明，绝热冷却机制（华兹华斯等。2013），导致冰沉积物在寒冷的气候（所谓的“冰高地”）南部高地的积累也适用于温暖的气候，与撞击坑湖作为主要的水库。这产生的降雨主要集中在火星南部高地。如果调整（i）CO2和H2的量，（ii）水库的大小和位置，以及（iii）古老的地形（即通过删除Tharsis），模拟中的地表径流（来自降雨或融雪）的空间模式可以匹配-除了少数例外-观察到的山谷网络和撞击坑湖泊的分布。虽然我们的研究结果是在富含H2的CO2为主的大气中获得的，但它们也应该适用于评估早期火星上强大的长寿命温室气体的任何组合的影响。
2021-03-18 astro-ph.EP physics.ao-ph physics.geo-ph
Lunar Exploration as a Probe of Ancient Venus
一块古老的金星岩石可以限制这颗行星的历史，并揭示海洋的过去存在。这些样本可能会在月球上持续存在，因为月球缺乏大气层和显著的地质活动。我们证明，如果金星的大气层在任何一点薄，类似于地球的，那么小行星的影响转移潜在的可检测量的金星表面物质的月球风化层。相对于地球，金星经历了小行星碰撞的增强通量，喷射出轻冲击（$\lesssim 40$ GPa）表面物质。最初的发射条件加上近距离接触和与金星的共振，将喷出物的轨道演变成穿越地球的轨道。使用分析模型的陨石坑喷出物和\textit{N}体模拟，我们发现超过$0.07\%$的喷出物降落在月球上。如果金星在过去的3.5 Gyr失去水分，月球风化层将含有0.2ppm的金星物质。如果水的流失超过4个地球亿年，那么0.3ppm的深层陨石是金星的。大约一半的喷出物和月球之间的碰撞发生在$\lesssim6$ km s $^{-1}$，流体动力学模拟表明，足以避免显着的冲击改变。因此，对金星表面样本的回收和同位素分析将以高置信度确定金星是否以及何时拥有液态海洋和/或低质量大气。对阿波罗任务中现有月球样本中的角砾碎屑进行测试可能会提供一个立即的解决方案。或者，即将到来的月球任务的风化层特征可能会为围绕金星演化的这些基本问题提供答案。
2020-10-05 astro-ph.EP
A primordial atmospheric origin of hydrospheric deuterium enrichment on Mars
火星大气水（约6倍标准平均海水，SMOW）的氘氢比（D/H或2 H/1H）高于已知来源，需要行星浓缩。美国宇航局的火星科学实验室探测器Currency最近测量了>3 Gyr粘土的D/H比约为3x SMOW，表明大多数浓缩发生在火星历史的早期。与金星一样，火星的氘/氢富集被认为反映了相对于氘（2 H），1H（protium）优先损失到太空，但大量和早期氢损失的全球环境背景仍有待确定。在这里，我们适用于火星的原始大气演化的最新模型，连接的岩浆海洋的吸积时代与随后的水-海洋时代，并计算氘的行为与观察到的记录进行比较。我们发现，如果火星岩浆海洋在最后与原始大气平衡时发生化学还原，则会产生~2- 3倍的水圈氘富集，使H_2 O-CO_2成为最初的优势物种，并具有少量的H_2 O-CO_2丰度。还原性气体--特别是H2 --会导致温室效应，并阻止岩浆海洋时代后立即冻结的海洋。此外，压力-温度条件足够高，以产生海洋-大气H2O-H2同位素平衡，使得表面H2O相对于H2强烈浓缩氘，其优先吸收氚并从原始大气中逃逸。提出的原始富含氢气的释气和逃逸的情况表明，火星表面的化学条件在火星吸积之后立即有利于生命前化学的持续时间（>百万年）。
2022-09-21 astro-ph.EP
On Energization and Loss of the Ionized Heavy Atom and Molecule in Mars' Atmosphere
本文基于MAVEN数据与模拟，揭示火星壳层磁场通过使O+离子与超低频波共振而加剧大气逃逸，为火星气候演化提供了新解释。
2024-10-01 astro-ph.EP physics.space-ph
Estimating precipitation on early Mars using a radiative-convective model of the atmosphere and comparison with inferred runoff from geomorphology
我们比较大气降水的估计在火星诺亚-赫斯珀边界3.8 Gyr前计算的大气辐射对流柱模型与径流值估计从地貌分析的树枝状山谷网络放电率。在大气模型中，我们假设CO2-H2O-N2大气的表面压力从20 mb变化到3 bar，输入太阳光度降低到现代值的75%。从山谷网络分析的结果是几毫米d-1的液态水降水量（1.5-10.6毫米d-1，中位数为3.1毫米d-1）的顺序。大气模型的结果要低得多，降雪量约为0.001-1 mm d-1（取决于CO2分压）。因此，大气模型预测的降水量明显低于地貌分析的估计值。此外，全球平均地面温度低于冰点，即径流很可能与降水没有直接联系。因此，我们的研究结果强烈支持一个寒冷的早期火星与情节融雪作为径流的来源。我们的方法受到了大多数不受约束的参数的挑战，例如温室气体丰度、全球气象学（例如云）和行星参数（如影响大气结果的湿度），以及估计古代火星上的排放和径流的固有问题，例如缺乏对渗透和蒸发速率以及洪水时间尺度的了解，这些都会影响地貌数据。尽管如此，我们的工作是结合和解释早期火星大气和地貌研究中应用的定量工具的第一步。
2014-11-19 astro-ph.EP
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
Direct detection of hydrogen reveals a new macroscopic crustal water reservoir on early Mars
Technical University of Denmark（丹麦技术大学）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Paul Scherrer Institut（保罗谢勒研究所）；European Synchrotron Radiation Facility（欧洲同步辐射装置）
通过中子和X射线计算机断层扫描技术，发现火星陨石中富含氢的铁氢氧化物，揭示了早期火星可能存在广泛近地表水库。
2026-01-13 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
A Maximum Subsurface Biomass on Mars from Untapped Free Energy: CO and H2 as Potential Antibiosignatures
火星地表下是否存在现存的生命是一个悬而未决的问题。高浓度的光化学产生的CO和H2，否则氧化火星大气代表生物有用的自由能的未开发的来源。这些失去平衡的物种扩散到风化层中，因此地下微生物可以将它们作为能量和碳的来源。事实上，CO氧化和甲烷生成是地球上相对简单和进化古老的代谢。因此，假设消耗CO或H2的代谢会在火星上发展，火星大气中CO和H2的持续存在限制了地下代谢活动。在这里，我们约束这种最大的地下代谢活动在火星上使用1-D的光化学模型与一个假设的全球生物汇对大气中的CO和H2。我们增加生物汇，直到模型大气成分偏离观测丰度。我们发现最大的生物向下地下汇为1.5e8分子/cm ^2/s的CO和1.9e8分子/cm ^2/s的H2。这些转化为最大代谢生物量<10^27个细胞或<2 e11 kg，相当于地球生物量的<1 e-4至1 e-5，这取决于陆地的估计。扩散计算表明，这个生物量上限适用于火星地壳顶部几公里与大气层的低纬度到中纬度地区。这个生物量的限制是更强大的比以前的估计，因为我们测试多个可能的化能自养生态系统在一个广泛的参数空间的可调模型变量使用更新的光化学模型精确的大气浓度和不确定性从Currency。我们在火星地表下的稀疏或不存在生命的结果也表明了CO-O2和H2-O2的大气氧化还原对如何构成碳同位素特征，这可能与排除系外行星上的生命有关。
2018-11-20 astro-ph.EP
Strong depletion of $^{13}$C in CO induced by photolysis of CO$_{2}$ in the Martian atmosphere calculated by a photochemical model
大气碳的同位素特征为火星大气的历史和火星有机物质的起源提供了独特的示踪剂。已知CO $_{2}$的光解会引起CO $_{2}$和CO之间碳的强烈同位素分馏。然而，它对火星大气中碳同位素组成的影响仍然不确定。在这里，我们开发了一个1-D的光化学模型，考虑通过CO $_{2}$的光解同位素分馏，以估计在火星大气中的CO和CO $_{2}$的碳同位素组成的垂直剖面。我们发现，由于通过CO $_{2}$光解的分馏，CO在$^{13}$ C中与CO $_{2}$相比是贫化的：在标准涡流扩散设置下，CO中$δ^{13}$ C的最小值约为每密耳$-170$。这一结果支持了这一假设，分馏大气CO是负责生产的$^{13}$ C-贫有机碳在火星沉积物中检测到的CurrencyRover通过CO转化为有机物质和它们的沉积在表面上。我们在这里报告的光解和运输诱导分馏的CO导致$\sim 15$ %减少推断的大气损失量时，结合当今分馏的大气和以前的研究碳逃逸到太空。火星大气中CO的分馏同位素组成可以通过ExoMars微量气体轨道飞行器（TGO）和地面望远镜进行观察，而分馏含碳物质产生的逸出离子物质可以通过火星卫星探测（MMX）进行检测未来。
2023-02-24 astro-ph.EP
Olivine-Carbonate Mineralogy of the Jezero Crater Region
一个保存完好的古老三角洲沉积物，再加上大量暴露的富含碳酸盐的物质，使尼利槽沟的杰泽罗陨石坑成为一个引人注目的天体生物学遗址。我们使用紧凑型侦察成像光谱仪火星（CRISM）的观测，以表征陨石坑和周围的分水岭的表面矿物。以前的研究已经记录了尼利槽沟地区的橄榄石和碳酸盐的存在。我们专注于这两个良好的研究岩性在Jezero陨石坑流域之间的相关性。我们绘制了橄榄石1 μm吸收带的位置和形状，发现碳酸盐只与橄榄石一起发现，橄榄石显示出向长波长移动的1 μm吸收带。然后，我们使用THEMIS覆盖尼利槽沟和进行测试，以调查是否长波长移动橄榄石签名与高热惯性露头。我们没有发现热惯性和独特的橄榄石签名之间的相关性。我们讨论了一系列的形成方案，包括这些橄榄石和碳酸盐协会的可能性是早期火星上的蛇纹石化反应的产物。这些岩性提供了一个机会，加深我们对早期火星的了解，并鉴于其古老性，可能提供一个框架，以研究形成的山谷网络，和热历史的火星地壳和内部从早期诺亚纪到今天。
2019-04-25 astro-ph.EP
Stratigraphic and Isotopic Evolution of the Martian Polar Caps from Paleo-Climate Models
火星北极层状沉积物（NPLD）中暴露的悬崖图像和冰穿透雷达测量显示交替的层，提供了过去气候振荡的档案，这些振荡被认为与轨道变化有关，类似于地球上的米兰科维奇循环。我们使用气象动力学（LMD）火星全球气候模型（GCM）研究古气候状态，使NPLD物理和化学地层学的更好的解释。当热带冰库存在时，低湿度下从热带到两极的水蒸气输送受到夏季强度的调制。在低的和相对恒定的轨道密度时，由于其他轨道要素，通量仍然变化，促进极层的形成。冰从热带向两极的迁移分两个阶段。第一，当热带地区存在表面冰时，第二，当赤道沉积物耗尽时，以前沉积在中高纬度的冰。当有热带冰时，极地积累率明显较高，每个轨道周期形成较厚的冰层。然而，大部分的NPLD来源于冰，暂时居住在中高纬和层变薄，源位置向极移动。不同的迁移阶段会在PLD的不同部分留下不同的D/H比。在所有模拟中，与SPLD相比，NPLD是同位素耗尽的。因此，我们预测与NPLD上层接触的大气的D/H比相对于全球平均冰库是有偏差的。
2022-03-20 astro-ph.EP
Oxygen isotope fractionation in the Martian atmosphere induced by CO$_2$ photolysis and O$_3$ formation
Earth-Life Science Institute, Institute of Science Tokyo（地球生命研究所，东京科学大学）；Department of Earth and Space Sciences, University of Washington（华盛顿大学地球与空间科学系）；Department of Geophysics, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科地球物理学科）；Department of Complexity Science and Engineering, Graduate School of Frontier Sciences, The University of Tokyo（东京大学前沿科学研究生院复杂科学与工程系）；Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家科学研究委员会）；Research Center for Advanced Science and Technology, The University of Tokyo（东京大学先进科学技术研究中心）；Department of Earth and Planetary Sciences, School of Science, Institute of Science Tokyo（东京科学大学理学院地球行星科学系）；Faculty of Environment and Information Studies, Keio University（庆应义塾大学环境信息学部）
研究火星大气中氧同位素分馏，通过开发含CO₂光解和O₃形成相关氧同位素分馏的一维光化学模型，发现化学分馏过程使逃逸物种重氧同位素贫化，增强氧向太空逃逸相关分馏，MMX任务或可探测。
2026-07-14 astro-ph.EP
In Situ Geochronology for the Next Decade: Mission Designs for the Moon, Mars, and Vesta
地质年代学，或确定地质事件的绝对年龄，是许多关于行星和太阳系形成和演化的研究的基础。古代和现代岩浆产物的绝对年龄对岩浆海洋和地壳形成的动力学以及内部热机和不同的地幔/地壳源区的寿命和演化提供了强有力的制约。绝对测年法也将可居住性标记与地球上生命进化的时间尺度联系起来。然而，整个内太阳系具有地质年代学意义的地形的数量远远超过了我们从所有这些地形进行采样返回的能力。为了准备即将到来的十年调查，我们的团队制定了一套中级（新边疆）任务概念，以三个不同的地点（月球，火星和灶神星），其中记录太阳系轰击，岩浆活动和/或可居住性的地点被独特地保存和访问。我们开发了一个概念性的有效载荷，直接日期行星表面，包括两个仪器能够测量辐射年龄在原位，成像光谱仪，光学相机，以提供现场地质背景和样品表征，微量元素分析仪，以增强样品的背景，和样品采集和处理系统。在我们的研究中，携带这种有效载荷到月球、火星和灶神星的着陆器可能符合新边疆的成本上限（约10亿美元）。这种类型的任务将提供对行星历史的关键限制，同时也使一系列广泛的调查成为可能，如基本地质特征，地貌分析，遥感分析的地面实况，主要，次要，痕量和挥发性元素的分析，大气和其他长期监测，有机分子分析以及土壤和岩土工程特性。
2021-01-04 astro-ph.EP astro-ph.IM
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
Two Possible Orbital Histories of Phobos
本文通过数值积分比较火卫一的古老内迁假说与环—卫星循环假说，发现二者均符合其当前轨道，且火卫二偏心率因弱混沌不能用于区分二者。
2025-03-16 astro-ph.EP
Noble gases and stable isotopes track the origin and early evolution of the Venus atmosphere
金星大气层的组成是许多过程的综合结果，这些过程在金星的整个地质历史中发挥作用。确定金星大气中稀有气体（He、Ne、Ar、Kr、Xe）和稳定同位素（H、C、N、O、S）的元素丰度和同位素比率是一个高度优先的科学目标，因为它可以打开一扇了解整个行星起源和早期演变的窗口。本章概述了金星大气中惰性气体和稳定同位素的现有数据集。目前的知识状态的起源和早期和长期演变的金星大气推断从这个数据集进行了总结。介绍了最近对行星大气（金星、地球和火星）研究中产生的一系列长期存在的和新的未解决的科学问题。文中概述了与测量金星大气中挥发性元素有关的重要飞行任务要求以及潜在的技术困难。
2022-10-06 astro-ph.EP
Observing Isotopologue Bands in Terrestrial Exoplanet Atmospheres with the James Webb Space Telescope---Implications for Identifying Past Atmospheric and Ocean Loss
詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）可能很快就会观测到围绕M矮星运行的类地行星，以描述其大气成分并寻找可居住或生命的迹象。这些行星可能会经历显著的大气和海洋损失，因为它们的宿主恒星的超亮前主序星阶段，这可能会留下非生物产生的氧气，这对生命的探测是一个假阳性。确定是否发生了海洋损失将有助于评估潜在的可居住性，以及检测到的任何O2是否是生物源的。在太阳系中，同位素丰度的差异被用来推断海洋损失和大气逃逸的历史（例如金星，火星）。我们发现，使用交通传输光谱的类地行星周围的晚型M矮星，如TRAPPIST-1的同位素测量可能与JWST，如果逃逸机制和由此产生的同位素分馏是类似的金星。我们目前的分析后海洋损失O2和CO2占主导地位的大气，包含一系列的微量气体丰度。同位素谱带可能在整个近红外（1-8 μ m），特别是3-4 μ m的范围内都可以检测到，尽管在CO2占主导地位的大气中无法检测到。对于类金星的D/H比为地球的100倍，通过观测HDO，高达79 ppm的TRAPPIST-1 b过境信号是可能的。同样，18 O/16 O比地球高100倍，产生的信号高达94 ppm。最佳使用JWST NIRSpec Prism，可以在这些波段上以少至4至11次的跃迁实现S/N=5的检测。因此，H2O和CO2同位素可以被认为是过去海洋损失和大气逃逸的JWST观测M矮星周围的类地行星的指标。
2019-05-30 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
