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
Planetesimal clearing and size-dependent asteroid retention by secular resonance sweeping during the depletion of the solar nebula
与太阳系的其他地方相比，小行星主带区域的重元素分布非常低。观测调查还表明，小行星（$ \le 50$ ~公里大小）的数量不足，比碰撞凝聚和碎裂平衡产生的单一幂律分布所预期的数量低两个数量级。在这里，我们考虑的可能性，一个主要部分的原始小行星人口可能已被清除的木星的长期共振，因为它扫过主小行星带期间耗尽的太阳星云。这种效应导致小行星轨道偏心率的激发。同时，流体动力阻力和行星盘潮汐相互作用有效地阻尼偏心率的次100公里大小和超月球大小的微行星，分别。这些综合效应导致小行星的轨道衰减，并从现在的主带区域（$\sim 2.1-3.3$ ~AU）清除。因此，中等大小（50到几百公里）的微行星在它们的出生地附近优先保留为主带小行星，具有适度的渐近偏心率。较小的小行星是后来发生的分裂性碰撞的碎片，正如当今的小行星家族所表明的那样。这一假设为观测到的主带小行星表面密度低和大小分布提供了一个自然的解释。它还提供了一个解释有限的空间范围内的类地行星积木没有广泛的迁移木星的要求。
2016-10-30 astro-ph.EP
Cascade Model for Planetesimal Formation by Turbulent Clustering
我们使用一个新开发的级联模型的湍流浓度的粒子在原行星状星云计算几个感兴趣的性质的形成的原始星子和陨石记录。该模型遵循并纠正了Cuzzi等人（2010）对原始星子初始质量函数（IMF）的计算，其中使用了不正确的级联模型。在这里，我们使用Hartlep等人的模型。（2017），该模型已经过几种已发表的湍流中颗粒浓度的数值模拟的验证。我们发现，对于一系列的星云和粒子特性，星子可能是“天生的大”，形成的沙堆直径在10-100公里的范围内，直接从自由浮动的粒子。IMF具有模态性质，具有明确定义的峰值，而不是幂律大小依赖性。在这些方面，对内星云和外星云的预测表现相似，对内星云和外星云原始天体的观测支持这种模态IMF。此外，我们提出了预测的本地粒子浓度在几个长度尺度中的粒子“通常”发现自己，这有意义的陨石观测的氧化还原状态和同位素分馏的球粒形成的区域。这些结果与Cuzzi等人（2010年）的结果之间的一个重要区别是，颗粒粘附生长必须进行到至少1-几cm半径范围，以最大限度地满足IMF和陨石性质。也就是说，就内部星云而言，主要的“粒子”必须是球粒（或球粒大小的前体）的聚集体，而不是单个球粒本身。
2020-02-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Episodic planetesimal disruptions triggered by dissipation of gas disk
Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics in Ministry of Education, Nanjing University（教育部现代天文与天体物理重点实验室，南京大学）；State Key Laboratory of Critical Earth Material Cycling and Mineral Deposits & Lunar and Planetary Science Institute, School of Earth Sciences and Engineering, Nanjing University（南京大学地球科学与工程学院关键地球物质循环与矿床国家重点实验室及月球与行星科学研究所）；CAS Center for Excellence in Comparative Planetology（中国科学院比较行星学卓越创新中心）
研究通过分析木星和土星的长期共振与气体消散的耦合作用，揭示了星子在高速度碰撞中发生灾难性碎裂的间歇性触发机制。
2026-05-26 astro-ph.EP
The spatial distribution of carbon dust in the early solar nebula and the carbon content of planetesimals
在太阳星云寒冷的外围形成的天体中，观察到固体碳质材料中存在很高比例的碳，而在类地行星区域的天体中几乎不含碳。我们研究了碳质物质在太阳从太阳星云吸积物质的过程中的命运。从彗星和行星际尘埃颗粒的尘埃成分的观测数据，并从热解实验的数据，我们构建了一个模型的组成的原始碳质材料在外部的太阳星云。我们研究的难熔和挥发性的有机成分的热解和伴随的高分子量的烃类物质向内迁移的磁盘演化的静态条件下释放。我们还研究了在剧烈的闪热事件，这被认为是负责球粒的形成过程中的碳质材料的分解和氧化。结果表明，在250 ~ 400 K温度范围内，复杂的碳氢化合物组分从固态盘物质中被去除，而无定形碳组分在1200 K温度范围内仍然存在。如果在与球粒形成相关的闪速加热过程中没有有效的碳破坏，除了水星之外，类地行星的碳丰度不会像宇宙化学研究中发现的那样低。球粒的形成似乎是一个过程，对于类地行星的物质组成中的碳含量很低是至关重要的。
2017-07-24 astro-ph.EP
Probability of Collisional Capture of Irregular Satellites Around the Gas Giant Planets and Mass Constraints for the Solar Nebula
我们调查的可能性，非弹性碰撞的星子内的类木行星的希尔球可以解释的存在和轨道观察到的不规则卫星。通过这种机制捕获这些卫星不仅高度依赖于原行星盘的质量，而且还依赖于星子尺寸分布的形状。我们对积分时间间隔$\sim 2$ Myr进行了2000次模拟，发现给定当前公认的基于$\sim 2$尺寸分布$dN \sim D^{-1.8} dD$的最小质量太阳星云和星子数密度值，不同类木行星的碰撞率介于$\sim 60$和$\gtrsim 10^3 \, \Myr^{-1}$之间。此外，我们还发现，这些碰撞消除了足够的轨道能量以产生一个束缚轨道的概率是$\lesssim 10^{-5}$，并且对微行星的相对大小几乎没有依赖性。在这些碰撞中，对于半径为$\sim 100$ km的质量，两个质量之间的碰撞能量是$\gtrsim 10^3$乘以引力结合能。此外，碰撞耗散了足够的能量的组合是$\lesssim 10^{-6}$，碰撞能量与引力结合能的比率足够大，足以使碰撞的微行星分裂或完全消失，对于由于微行星碰撞而被捕获的不规则卫星来说，只有一小部分碰撞物质仍与行星结合在一起，很可能是由半径为$\sim 100$ km的大质量物体与半径为$\lesssim 20$ km的较小质量物体碰撞产生的。
2012-08-30 astro-ph.EP
On collisional capture rates of irregular satellites around the gas-giant planets and the minimum mass of the solar nebula
我们调查的可能性，非弹性碰撞的星子内的类木行星的希尔球可以解释的存在和轨道观察到的不规则卫星。通过这种机制捕获卫星不仅高度依赖于原行星盘的质量，而且还依赖于星子尺寸分布的形状。我们进行了2000次模拟的综合时间间隔$\sim 2$ Myr，并发现，鉴于目前接受的最小质量的太阳星云和星子数密度的值的基础上\citet{Nesvorny2003}和\citet{Charnoz2003}大小分布$dN \sim D^{-3.5} dD$，不同的木星行星的碰撞率范围之间的$\sim 0.6$和$\gtrsim 170 \, \Myr^{-1}$的对象的半径，$1 \, \km \le r \le 10 \, \km$。此外，我们发现，这些碰撞消除足够的轨道能量，以产生一个束缚轨道的概率是$\lesssim 10^{-5}$，并有很小的依赖于微行星的相对大小。在这些碰撞中，两个物体之间的碰撞能量是$\gtrsim 10^3$乘以半径为$\sim 100$ km的物体的引力结合能。我们发现，通过碰撞捕获不规则的卫星之间的未绑定的对象只能占$\sim 0.1%$的观察人口，因此这不能是唯一的方法产生不规则的卫星。
2011-05-25 astro-ph.EP
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
Meteorite cloudy zone formation as a quantitative indicator of paleomagnetic field intensities and cooling rates on planetesimals
缓慢冷却的富铁陨石中的金属微观结构反映了其母星子的热历史和磁历史。特别令人感兴趣的是多云区，富Ni岛在Ni贫乏基质内的纳米级共生体，其通过亚稳分解在低于350°C下形成。这些岛屿的大小一直被认为反映了陨石母体的低温冷却速率。然而，一直缺乏一个能够提供定量的冷却速率估计岛屿的大小。此外，这些岛屿也能够保留记录的环境磁场，因为他们的成长，但一些关键的物理参数所需的恢复可靠的paleointensity估计从这些岛屿的磁性测量一直制约不佳。为了解决这两个问题，我们提出了一个数值模型的结构和组成的演变的多云区作为一个功能的冷却速率和当地的组成。我们的模型产生的岛屿大小与目前测量的大小一致。该模型能够大大改善古强度估计和相关的不确定性的校准。特别是，我们现在可以准确地量化与岛屿数量有限相关的统计不确定性以及记录时岛屿大小的不确定性。我们使用这种新的理解，重新审视古强度从以前的开创性古地磁研究的多云区。我们表明，这些可能被高估，但仍然需要大量的磁场已经存在于其母体。我们的模型还允许我们估计冷却速度低于10000°C My-1的陨石的绝对冷却速率。我们演示了如何这些冷却速率估计可以唯一地限制陨石母体的低温热历史。
2019-01-30 astro-ph.EP
Planetary systems and real planetary nebulae from planet destruction near white dwarfs
我们认为，潮汐对白矮星（WD）附近的类地行星和冰行星的破坏可能会导致一个或多个低质量的类地行星和更轻的行星在WD周围的紧密轨道上形成。新WD行星系统的形成始于母行星在潮汐半径约为1Rsun附近的潮汐分裂为星子。当半径小于100公里时，内部的应力使微行星免于进一步的潮汐分裂。我们推测，星子然后结合在一起，形成新的亚地球的女儿行星在几个太阳半径周围的WD。更大质量的含氢行星为WD提供了新的核燃料，使其重新成为星巨星。一些氢将在一个大的气囊中膨胀。包层吹出风，形成星云，稍后（在整个包层丢失后）被热WD电离。我们把这个来自行星的发光电离星云称为真正的行星状星云（RPN）。这是对来自行星的子行星（DPP）和RPN方案的初步研究，具有推测性质。接下来必须进行更详细的研究，以确定所建议的情景是否真的能够发生。
2015-04-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chondrule formation by collisions of planetesimals containing volatiles triggered by Jupiter's formation
Graduate School of Earth and Environmental Sciences, Nagoya University（名古屋大学地球环境科学研究科）；Turin Astrophysical Observatory, National Institute of Astrophysics (INAF)（都灵天文台，国家天体物理研究所）
木星形成引发的高能碰撞产生富含挥发物的星子碰撞，导致硅酸盐熔体形成，解释了球粒的大小和冷却速率，并指出木星诞生时间在CAIs之后1.8百万年。
2025-11-24 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
Rocky Planetesimal Formation via Fluffy Aggregates of Nanograins
几个证据表明，原始陨石中的硅酸盐颗粒不是星际颗粒，而是早期太阳系形成的凝聚物。此外，基质颗粒的尺寸分布在方解石意味着这些冷凝物可能形成为纳米尺寸的颗粒。因此，我们提出了一个新的方案，岩石星子的形成，纳米尺寸的硅酸盐颗粒的蒸发和再冷凝事件在早期太阳星云，岩石星子形成通过这些纳米颗粒的聚集。我们揭示了硅酸盐纳米颗粒可以通过直接聚集生长成岩质星子，而不会发生灾难性的碎裂和严重的径向漂移，我们的结果为太阳系中的原行星形成提供了合适的条件。
2016-11-11 astro-ph.EP
Global Modeling of Nebulae With Particle Growth, Drift, and Evaporation Fronts. III. Redistribution of Refractories and Volatiles
第一个微行星的形成仍然是一个未解决的问题。粘附生长必须启动这一过程，但多项研究揭示了一系列可能减缓或停止生长的障碍，其中大部分是由于星云湍流造成的。在一个配套文件中，我们研究了这些障碍的影响模型的分形聚集体和固体，紧凑的颗粒生长在一个粘性演变的类太阳星云的湍流强度范围$α_{\rm{t}} = 10^{-5}-10^{-2}$。在这里，我们将研究这些相同模型中的磁盘组成如何随时间变化。我们发现，对流和扩散的小颗粒和蒸汽，以及径向向内漂移的较大的紧凑的颗粒和分形聚集体，自然导致不同的结果的星子组成。较大的颗粒在各种温度下碰撞破碎或部分蒸发之前，由于气体阻力，可以经历大量向内的径向迁移。这导致了内部蒸汽和外部固体中相关挥发物的增强，它们各自的蒸发前沿或“雪线”。在低$α_{\rm{t}}$的情况下，我们看到外层星云中形成了挥发性或超挥发性物质的狭窄带，这可能与ALMA看到的"鹅卵石”带有关。挥发带，向内迁移的磁盘冷却，可以持续很长的时间尺度，因为他们的气相继续平流或扩散向外跨越其蒸发锋。这些带可能是超挥发物丰富的星子形成的地方，例如罕见的富含CO和贫水的彗星;在H $_2$ O雪线外形成的巨行星可能在水中得到增强。
2022-07-26 astro-ph.EP
Early volatile depletion on planetesimals inferred from C-S systematics of iron meteorite parent bodies
在类地行星的形成过程中，挥发性物质的损失可能会通过星云的加工、星子的分化和行星的吸积而发生。我们调查铁陨石作为档案的挥发性损失在星子处理。本文用热力学模型重建了岩浆铁陨石母体的碳含量。计算固/熔合金分配的C大大增加与液体S浓度和推断母体C浓度范围从0.0004至0.11重量%。母岩可分为2个组分群，以中、低C/S岩芯为特征。这两个都需要显着的星子脱气，变质脱挥发分的辉长岩样的前体是不够的，以占他们的C耗尽。星子核心形成模型，从封闭系统提取到脱气的一个完全熔融的身体，表明显着的开放系统硅酸盐熔融和挥发损失，需要匹配中，低C/S母体核心组合物。更大的亏损C相对于S是硅酸盐脱气的标志，表明母体核心组成记录的过程，影响复合硅酸盐/铁星子。裸露岩心的脱气剥离其硅酸盐地幔将耗尽S与可忽略不计的C损失，并不能解释推断的母体核心组成。因此，小天体分化过程中的去挥发作用是形成由星子和行星胚胎形成的类地行星的挥发性存量的关键过程。
2021-04-06 astro-ph.EP physics.geo-ph
Planetesimal fragmentation and giant planet formation: the role of planet migration
在核心吸积的标准模型中，巨行星的核心是由星子吸积形成的。在这种情况下，星子人口的演变在大规模核心的形成中起着重要作用。最近，我们研究了星子碎裂在巨行星原位形成中的作用。然而，行星和气体盘之间的角动量交换导致行星在盘中迁移。在这项新的工作中，我们纳入了行星的迁移，并在全球范围内研究行星迁移在形成一个巨大的核心时，星子的人口演变的行星吸积，迁移由于星云的阻力，和碎片由于星子碰撞的作用。
2014-09-24 astro-ph.EP
Jovian Early Bombardment: planetesimal erosion in the inner asteroid belt
小行星带是了解太阳系历史的一扇敞开的窗户，因为它保存了其形成过程和长期演化的记录。今天小行星的祖先形成于太阳星云，几乎与巨行星同时代。产生第一代小行星的实际过程是不确定的，在很大程度上取决于太阳星云的物理特性，不同的设想产生了非常不同的初始大小-频率分布。在这项工作中，我们调查的影响，木星的形成，可能是第一个巨大的行星形成的原始小行星带的演变。木星的形成引发了一段短暂但强烈的原始撞击，这是以前无法解释的，这导致了小行星带早期碰撞演化的增强。我们的研究结果表明，这种木星早期轰击造成的侵蚀或破坏的机构小于一个阈值大小，这强烈依赖于原始星子的大小频率分布。如果小行星带主要是直径小于100公里的微行星，那么原始撞击就会造成直径小于200公里的天体被侵蚀。如果小行星带被较大的星子所控制，撞击将导致500公里大的天体被摧毁。
2012-02-22 astro-ph.EP
Planetesimal collisions as a chondrule forming event
球粒陨石含有独特的球形物质，称为球粒：亚毫米大小的硅酸盐颗粒，曾经在太阳星云的高温条件下熔化。我们用数值方法研究了球粒的形成过程之一--星子碰撞。先前的研究发现，当撞击速度超过2.5 km/s $^{-1}$时，通过原行星-小行星碰撞产生的撞击喷射会产生相当于撞击物质量1%的陨石球粒。根据陨石球粒的矿物学数据，未分化的星子比潜在分化的原行星更适合于形成陨石球粒的碰撞。我们使用激波物理代码研究了星子-星子碰撞，发现了两件事：一是星子-星子碰撞产生的球粒数量与原行星-星子碰撞几乎相同（$\sim$ 1%）。另一种是当两个微行星相互碰撞时，产生的球粒数量随着碰撞速度的增加而增加。我们还发现，陨石球粒的祖先可以从更深的区域的大目标（微行星或原行星）比小的撞击物（微行星）。因此，目标的组成对于充分说明目前取样陨石球粒的矿物学数据十分重要。
2016-11-17 astro-ph.EP
The Effect of an Early Planetesimal-Driven Migration of the Giant Planets on Terrestrial Planet Formation
由于星子的散射而引起的巨行星的迁移导致了强大的共振穿过小行星带和类地行星区域。巨行星迁移的确切时间和方式尚不清楚。在本文中，我们提出了一个调查的结果，形成的类地行星期间和之后的巨行星的迁移。后者被认为是在星云盘消散后立即发生的--即相对于晚期重轰炸（LHB）的时间来说是“早期”的。我们模拟的巨行星早期迁移的假设原因是行星和分散的星子之间的角动量转移。
2011-01-19 astro-ph.EP
Modeling the Formation of Giant Planet Cores I: Evaluating Key Processes
在理解行星形成的过程中，我们面临的最具挑战性的问题之一是，在太阳星云消散之前，木星和土星是如何形成的。最流行的巨型行星形成模型是所谓的“核心吸积”模型。在这个模型中，一个大的行星胚胎首先形成，主要是通过两体吸积。随后是一段星云气体直接流入成长中的行星的时期。核心吸积模型有一个阿喀琉斯之踵，即第一步。我们对这一进程进行了迄今为止最全面的研究。在这项研究中，我们数值积分嵌入在一群星子的行星胚胎的轨道。在这些实验中，我们包括：1）气动气体阻力，2）星子之间的碰撞阻尼，3）由于其大气层，4）星子碎裂，和5）星子驱动的迁移增强胚胎横截面。我们发现，胚胎和星子之间的引力相互作用导致了物质的大规模重新分配-区域被清除的材料和胚胎附近的间隙打开。事实上，在我们90%没有碎片化的模拟中，胚胎附近的区域在大量生长之前就被清除了。然而，剩下的10%的胚胎经历了一次向外迁移的爆发，这显着增加了生长。在大约10万年的时间尺度上，外胚可以迁移大约6个天文单位，并增长到大约30个地球质量。我们还发现，包括星子碎片往往抑制增长。
2009-12-16 astro-ph.EP
Post-Impact Thermal Evolution of Porous Planetesimals
小行星之间的碰撞在很大程度上被排除为早期太阳系的热源，计算表明它们是一个低效的热源，不太可能导致全球变暖。然而，撞击对微行星的长期、局部热效应从未被完全量化。在这里，我们模拟了一系列的影响方案之间的星子，以确定影响后的母体的热历史，从而影响加热的星子的热演化的重要性。我们发现，在局部尺度上，加热材料的岩石学类型6是可以实现的冲击速度和初始孔隙率的范围内，和冲击熔融是可能的多孔材料在> 4公里/秒的速度。在撞击坑下掩埋加热的撞击物材料是很常见的，这样可以使这些材料绝缘，并使母体能够长时间（~数百万年）保持热量。773 K时的冷却速率通常为1 - 1000 K/Ma，与奥氏体材料的金相冷却速率的广泛测量相匹配。虽然此处介绍的加热仅限于撞击地点，但在母体的整个生命周期内可能发生过多次撞击。此外，由于大多数陨石样品都是厘米到米的尺度，撞击加热的局部效应不能忽视。
2012-07-12 astro-ph.EP
Chondrule Accretion with a Growing Protoplanet
球粒是太阳系中的原始物质。它们形成于太阳系历史的第一个大约300万年。这一时间尺度比火星形成的时间尺度更长，可以想象，原行星、微行星和球粒可能同时存在于太阳星云中。由于原行星对星子动力学的扰动和球粒的吸积作用，形成的球粒不可能全部被星子吸积。我们研究了在这种条件下由星子吸积的球粒的数量。我们假设一个原行星是在寡头增长，我们进行分析计算的球粒吸积的原行星和星子。通过寡头生长阶段，星子增生约一半的形成球粒。最小的微行星获得最大数量的球粒，与更大质量的微行星吸积的数量相比。我们进行了参数研究，发现这部分是不是很大程度上改变了广泛的参数集。
2017-02-26 astro-ph.EP
Early and elongated epochs of planetesimal dynamo generation
本研究通过改进的热演化模型发现，星子热发电机可更早开始并持续更久，$^{60}Fe$使发电机提前至CAI形成后1-2 Ma，与星云场重叠，且星子半径和参考粘度显著影响发电机强度与持续时间。
2024-10-16 astro-ph.EP
The impact of pebble flux regulated planetesimal formation on giant planet formation
通过吸积直径100公里的微行星来形成气体巨行星，这是自引力辅助微行星形成的典型尺寸，通常被认为是效率低下的。因此，许多模型使用小公里大小的星子，或调用卵石的吸积。此外，基于星子吸积的模型经常使用星子以最小质量太阳星云方式径向分布的特别假设。我们希望通过一个微行星形成的动力学模型来研究微行星中各种初始径向密度分布对行星种群的影响。在这样做的时候，我们强调的指导作用的早期阶段的尘埃演化成卵石和星子在拱星盘以下行星的形成。我们已经实现了两个人口模型的固体演化和卵石流量调节模型的星子形成到我们的全球模型的行星人口合成。该框架用于研究星子形成对行星形成的全球影响。作为参考，我们比较了我们的动态形成的星子表面密度与ad-hoc集分布的不同径向密度斜率的星子。尽管需要，但它不仅是总的星子盘质量，而且是星子表面密度斜率和随后的星子形成机制，使行星能够通过星子吸积生长。在星周盘的内部区域，只有100公里大小的微行星的高度凝聚区域可以导致气体巨星的生长。卵石通量调节的星子形成强烈地促进了行星形成，因为它是一个非常有效的机制，以创建一个陡峭的星子密度分布。我们发现，这导致形成的巨行星内1天文单位100公里已经由纯粹的小行星吸积。
2020-04-07 astro-ph.EP
Planetesimal formation in self-gravitating discs: the effects of particle self-gravity and back-reaction
我们研究粒子动力学在自引力气体盘与一个简单的冷却法处方通过二维模拟剪切片近似。众所周知，由于引力不稳定性而在圆盘的气体成分中产生的结构可以对尘埃颗粒的演化产生重大影响。先前的研究结果表明，螺旋密度波可以高效地收集灰尘颗粒，产生显著的局部超密度颗粒。这种浓度的程度已被证明取决于两个参数：尘埃颗粒的大小和气体冷却的速度。我们扩展了这些发现，包括尘埃粒子的自引力，看看这些粒子的超密度是如何演变的。我们使用PENCIL代码来解决本地剪切片方程的气体在一个固定的网格连同固体的运动方程耦合到气体通过气动阻力。我们发现，螺旋密度波峰中颗粒表面密度的增强可以达到足够高的水平，以允许圆盘的固体成分在其自身的重力下坍塌。这在螺旋结构中产生了许多受引力束缚的粒子集合。包含在束缚结构中的总质量似乎几乎与冷却时间无关，这表明通过自引力密度波捕获尘埃粒子形成微行星可能在比以前认为的更大的半径范围内形成。因此，在恒星形成的早期阶段，由于引力不稳定性而产生的密度波可能为许多大的行星大小的物体的快速形成提供了极好的场所。
2014-04-28 astro-ph.EP
Thermal Histories of Chondrules in Solar Nebula Shocks
球粒是早期太阳系的重要物质，如果能了解它们的形成机制，它们可以提供有关太阳星云条件的丰富信息。最符合观测限制，特别是热历史的理论，是所谓的“冲击模型”，其中陨石球粒在太阳星云冲击中熔化。然而，一些问题已经确定与以前的冲击模型。这些问题都与辐射场的处理有关，即辐射场的输入边界条件，固体不透明度的适当处理，以及分子线冷却的适当处理。在本文中，我们提出了我们的更新的冲击模型，它纠正了上述问题的结果。我们新的流体动力冲击代码包括一个完整的治疗分子线冷却由于水。以前，包括线冷却的激波模型预测球粒的冷却速率超过100，000 K/hr。与这些预期相反，我们发现线冷却的影响是最小的;在包括线冷却之后，球粒的冷却速率为10-1000 K/hr。归因于线冷却的其它快速冷却速率的降低是由于多种因素的组合，包括由于氢重组/解离、水的高柱密度和回温而引起的缓冲。我们的模型表明，陨石球粒形成的冲击模型仍然与观测的限制。
2010-08-16 astro-ph.EP
A Hot Gap Around Jupiter's Orbit in the Solar Nebula
太阳在其存在的最初几十万年里比现在亮了一个数量级，部分原因是由于从太阳星云吸积的物质释放出的引力能。如果木星已经接近它现在的质量，行星的潮汐会在星云中打开一个光学上薄的缺口。我们使用蒙特卡罗辐射转移计算表明，太阳光吸收的星云和重新辐射到差距提高温度远高于水冰的升华阈值，与潜在的严重后果的冰体在木星的喂养区。如果行星在这个早期的时期靠近它现在的位置，那么一米大小的天体在一个轨道内就会蒸发。尘埃颗粒失去了它们的冰罩，星子部分或完全脱挥发分，这取决于它们的大小。在木星迅速形成的情况下，例如那些涉及早期大质量星云引力不稳定的情况，必须应对高温。通过笼形水合物中的惰性气体来富集木星将更加困难，但可以通过在离恒星更远的地方形成行星或在稍后的时代捕获星子来实现。木星早期起源所产生的热隙也会影响任何原始特洛伊小行星的表面成分。
2012-01-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal inertias of pebble-pile comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
罗塞塔彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的任务提供了新的数据，以更好地了解彗星是由什么组成的。彗星表面物质的弱拉伸强度表明，彗星是一个分层的尘埃聚集体，是由气态太阳星云中一团被称为"卵石“的小尘埃聚集体通过引力坍缩形成的。由于卵石是彗星的组成部分，而彗星是太阳星云中星子的幸存者，因此结合热观测和数值计算来估计卵石的大小对于了解外太阳系的行星形成具有重要意义。在这项研究中，我们计算的热惯性和热趋肤深度的分层聚集体的卵石，昼夜和轨道变化的温度。我们发现，彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的热惯性是一致的厘米至dm大小的鹅卵石的层次聚合。我们的研究结果表明，这些冰冷的星子可能是通过太阳星云中厘米到分米大小的鹅卵石的吸积而形成的。
2020-07-06 astro-ph.EP
Colliding in the shadows of giants: Planetesimal collisions during the growth and migration of gas giants
巨行星迁移是行星系演化过程中的重要现象。最近的工作表明，巨行星生长和迁移可以塑造小行星带，但这些工作没有考虑微行星之间的相互作用。我们计算了气体巨行星生长和迁移过程中星子盘的演化，包括星子-星子碰撞。这些碰撞的数量、位置和碰撞速度取决于具体的生长和迁移路径，我们发现巨行星生长本身对碰撞速度的影响很小，并且大部分被生长中的巨行星散射的星子在生长期间不会相互碰撞。与此相反，我们发现，巨行星迁移诱导大量的高速碰撞的星子。这些撞击有足够的速度引起冲击波引起的水冰和星子的硅酸盐成分的蒸发，并导致身体的灾难性破坏。撞击碎片可能会形成新的物体。碰撞演化降低了小行星通过巨行星生长和迁移注入小行星带的效率。植入小行星带的一小部分最大的星子可能是通过碰撞处理的。我们确定了重要的后果，行星吸积模型中没有考虑的星子碰撞。在巨行星迁移过程中高速碰撞的普遍性，以及它们与陨石性质和球粒形成的潜在联系，使得撞击蒸发成为一个至关重要的现象。小行星成分蒸发的后果需要进一步的详细研究。需要新的星云内碰撞结果模型和新的星子形成模型。
2020-08-12 astro-ph.EP
The effect of multiple particle sizes on cooling rates of chondrules produced in large-scale shocks in the solar nebula
球粒是研究早期太阳星云的物理条件和过程的最佳探测器之一。建议球粒形成模型进行评估的基础上，他们的能力，以配合陨石的证据，特别是实验的限制，他们的热历史。与球粒热历史最一致的模型是穿过太阳星云中的冲击波。现有的模型加热的冲击一般产生一个很好的一阶近似推断球粒冷却速率。然而，他们预测在冲击前区域的长期加热，这将导致挥发性损失和同位素分馏，这是没有观察到的。这些模型通常包括单一（大）尺寸的颗粒，即，球粒前体，或最多，伴随着微米级晶粒的大颗粒。球粒形成过程中存在的固体的尺寸分布控制受影响区域的不透明度，并显着影响球粒的热历史。大颗粒的颗粒蒸发太快，以防止球粒前体的过度加热。然而，孤立的颗粒在球粒形成区域将迅速凝聚成分形聚集体。由来自激波前沿的红外辐射进行的激波前加热将导致这些聚集体熔化并坍塌成中等尺寸（数十微米）的颗粒。我们发现，包含这样的颗粒产生球粒冷却速率与岩石学和同位素的限制。
2016-03-11 astro-ph.EP
The Maximum Mass Solar Nebula and the early formation of planets
当前的行星形成理论为解释这一领域的一系列新观测数据提供了成功的框架。然而，两个主要理论（核心吸积，引力不稳定性）都无法解释一些关键方面。在许多行星形成计算中，通常将行星形成盘的初始性质（质量、半径等）自由参数。在本文中，我们强调的重要性，设置形成的行星形成盘的背景下形成的中心恒星。通过探索盘形成的早期阶段，我们引入了最大质量太阳星云（MMSN）的概念，而不是经常使用的最小质量太阳星云（这里是mmSN）。很明显，几乎所有的原行星盘都是在强烈的自引力状态下开始演化的。在协议几乎所有以前的工作在这一领域，我们的结论是，在规模相关的行星形成这些磁盘不是重力不稳定的气体碎片，而是形成强大的，短暂的螺旋臂。这些螺旋臂可以作为有效的灰尘捕集器，允许灰尘（但不是气体）的积累和随后的破碎。这一阶段很可能在短时间尺度上用相对较大的星子填充圆盘，而圆盘仍然被尘埃气体包层所掩盖。重要的是，早期形成的大型微行星克服了核心吸积模型中的主要障碍。对这幅图像的一个预测是，基本上所有可观测到的原行星盘都已经是行星的宿主。
2018-03-12 astro-ph.EP
About the loss of a primordial atmosphere of super-Earths by planetesimal impacts
我们认为行星由水冰和岩石组成，远离中心恒星。在早期的一项研究中，通过连续吸积计算行星的生长，我们发现大部分冰在吸积时蒸发，形成了水蒸气大气。在这里，我们认为吸积作为一个离散系列的星子的影响（顺序$10^8$），在同一时间依赖的吸积率，并调查的命运的蒸汽，作为其相互作用的吸积星子。我们发现有很大一部分蒸气逸出。剩余的部分可能会在停止吸积和表面冷却后形成外层冰。逃逸的水团可能会显著改变行星的冰岩比。我们调查的影响，不同的选择参数，如冰岩比，星子的大小分布，和冲击速度。我们发现，星子的大小分布有一个可以忽略不计的影响，并解释了为什么。相比之下，冰岩比和冲击速度影响的保留水体的分数相当大。
2023-02-12 astro-ph.EP
Planetary Core Formation with Collisional Fragmentation and Atmosphere to Form Gas Giant Planets
巨大的行星核心（$\sim 10$地球质量）引发快速的气体吸积，形成气体巨行星\rev{such as}木星和土星。我们调查的核心增长和核心的可能性，以达到这样一个关键的核心质量。在后期阶段，行星核心通过与小行星的碰撞而成长。微行星与行星核心的引力相互作用导致微行星的碰撞碎裂，减少了周围微行星的数量，从而减少了最终的核心质量。从小的微行星开始，碎片迅速移动，形成质量较小的核心。然而，行星核心在气体快速吸积之前获得了扩大其碰撞截面的大气。一旦行星核心超过火星质量，大气层就会显著加速核心的生长。我们表明，考虑到碎片和大气的影响，最初大的星子使足够大的核心形成。另一方面，由于大型星子的核心生长缓慢，因此需要一个巨大的磁盘才能使核心在磁盘寿命内充分增长。如果初始星子大小为100\，km的圆盘质量是最小质量太阳星云的10倍，那么在类木行星区域（$>5\,$ AU），行星核心的质量可以超过10个地球质量。
2011-06-10 astro-ph.EP
Detailed Calculations of the Efficiency of Planetesimal Accretion in the Core-Accretion Model -II: The effect of Saturn
作为我们在核心吸积模型中精确计算微行星吸积率的持续计划的一部分，我们在最近的一篇文章中证明，当计算包括太阳引力时（原始核心吸积模型不包括太阳引力），结果会发生很大变化[ApJ，899：45]。在本文中，我们通过包括土星的影响，推进了我们以前的研究。为了保持对这颗行星影响的关注，并与以前的研究保持一致，我们没有包括星云气体的影响。结果表明，正如预期的那样，土星的摄动通过将许多微行星散射出木星的吸积区来降低吸积速率。它还增加了星子遇到包络线的速度，这与我们以前的发现一致，由于冲压压力，增强了它们的破碎。结果还表明，由于土星对星子的散射作用随其质量的增加而增加，因此在原木星生长的早期阶段，土星可能对星子的吸积没有显著的作用。最后，在我们以前的研究中获得的小行星的后期吸积也出现在我们的新结果中，这意味着与气体的快速下降相结合，它可以导致包层外部区域的物质混合，这可以解释包层的高Z物质的增强。
2022-11-12 astro-ph.EP
Thermal evolution and sintering of chondritic planetesimals II. Improved treatment of the compaction process
重建可以被分配到同一母体的单个陨石的热历史，可以得出母体的一般特征，这对行星形成过程有重要的线索。这就需要建立模型，通过短寿命的放射性物质，特别是26铝，加热这些物体，并通过热传导冷却，然后与陨石的冷却历史进行比较。星子材料的导热性主要取决于多孔材料的孔隙率，并通过在高温和高压下材料的烧结而改变。颗粒物质的压实是陨石母体热历史的关键过程。通过应用最初为冶金过程中的热等静压开发的概念，改进了压实过程的建模。它被扩展到一个二元混合物的基质和球粒，在陨石中观察到。通过与已发表的烧结实验数据的比较，它表明，该算法允许一个足够准确的建模的硅酸盐材料的压实。结果表明，烧结发生的特征温度是不同的基质或球粒为主的前体材料。我们采用新的方法来模拟的热演化的母体的Hxtes和确定一个改进的优化设置的模型参数为这个机构。
2014-11-11 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
The solar nebula origin of (486958) Arrokoth, a primordial contact binary in the Kuiper belt
新视野号宇宙飞船与冷的经典柯伊伯带天体（486958）Arrokoth（前2014 MU69）的相遇揭示了一个接触双星微行星。我们调查了它是如何形成的，发现它是早期太阳系温和、低速合并的产物。它的两个透镜状叶表明在重力坍缩的固体粒子云中有许多较小的微行星低速聚集。叶瓣的几何排列表明，叶瓣是一个共轨双星，经历了角动量损失和随后的合并，可能是由于云内的动力学摩擦和碰撞或后来的气体阻力。阿罗科斯的接触双星的形状被冷的经典柯伊伯带的良性动力学和碰撞环境所保存，因此也为早期太阳系的吸积过程提供了信息。
2020-03-12 astro-ph.EP
Detailed Calculations of the Efficiency of Planetesimal Accretion in the Core-Accretion Model -III: The Contribution of Planetesimals Beyond Saturn
本研究拓展星子分布范围至土星吸积区外，通过轨道积分计算发现外区星子对木星生长和金属丰度贡献极小，且吸积速率与木星包层演化趋势一致，最大吸积发生在包层坍缩阶段。
2024-12-10 astro-ph.EP
Photophoretic separation of metals and silicates: the formation of Mercury like planets and metal depletion in chondrites
水星未经压缩的高质量密度表明，这颗行星主要由铁组成，要么是金属（主要是铁镍），要么是硫化铁。信使号水星任务的最新结果暗示了水星的低温历史，这对解释高金属含量的撞击地幔剥离或蒸发的标准形成模型提出了质疑。像水星一样，两颗最小的太阳系外岩石行星，CoRoT-7 b和开普勒-10b，被发现具有高密度。由于它们的轨道靠近它们的主星，这表明富含铁的内行星可能不是太阳系的累赘，而是行星形成的一般计划的一部分。从未分化的镁铝榴石中还知道，金属与硅酸盐的比例变化很大，这必须归因于行星前的分馏过程。由于这种分馏作用，大多数铁的母体--其中大多数起源于小行星带--相对于太阳系的平均丰度来说，铁的含量是贫化的。导致太阳星云中金属硅酸盐分馏的天体物理过程基本上是未知的。在这里，我们考虑电泳力。由于这些力特别作用于辐射固体，它们可能对形成于原行星盘内缘的星子的组成起重要作用。光泳可以将高导热性材料（铁）与低导热性固体（硅酸盐）分离。我们认为，硅酸盐优先被推入光学厚盘。随后在边缘向外移动的星子形成导致靠近恒星的金属丰富的星子和在星云更远的地方的金属耗尽的星子。
2013-05-03 astro-ph.EP
Collisional Growth Within the Solar System's Primordial Planetesimal Disk and the Timing of the Giant Planet Instability
太阳系的大尺度结构是由一种短暂的动力学不稳定性形成的，这种不稳定性可能是由巨行星与一个巨大的原始冰碎片盘的相互作用引发的。在这项工作中，我们调查的条件下，这个原始磁盘可以合并成行星使用分析和数值计算。特别是，我们进行数值模拟的太阳系的早期动力学演化，占粘性搅拌和碰撞阻尼内的磁盘。我们证明，如果碰撞阻尼将足以保持温和的速度分散，地球质量trans-Neptunian行星可能出现在一个时间尺度的10万年。因此，我们的研究结果有利于这样一种情况，即外太阳系的动力学不稳定性在气态星云消散后立即开始，以避免外太阳系中地球质量行星的过度产生。
2021-07-22 astro-ph.EP
Forming chondrules in impact splashes. I. Radiative cooling model
陨石球粒的形成是陨石学和行星形成中最古老的未解之谜之一。最近，一个古老的观点又被重新提出来：陨石球粒是由小行星之间的碰撞形成的，在碰撞中喷出的熔融物质形成小滴，这些小滴固化成陨石球粒。通过26 Al的放射性衰变来预熔化星子，即使在相对较低的撞击速度下也有助于产生熔体喷雾。在本文中，我们研究了从撞击点喷出的球粒状液滴的弹道膨胀球形云的辐射冷却。本文给出了一个数值辐射转移模型的结果以及解析近似解。我们发现云开始膨胀后的温度在时间t_cool内保持不变，然后随时间t下降，近似为T ~ T_0[（3/5）t/t_cool+ 2/5]^（-5/3）（t>t_cool）。温度开始下降的时间t_cool取决于云的质量、膨胀速度和球粒的大小。在早期等温膨胀阶段，密度仍然很高，我们预计挥发性元素的蒸气会饱和，因此预计不会有大的挥发性损失。
2015-01-23 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 astro-ph.EP
Sulfurization of Iron in the Dynamic Solar Nebula and Implications for Planetary Compositions
木星大气中挥发物与氢的比例比太阳组成的气体高的一种解释是，这颗行星在形成过程中吸积了含有挥发物的包合物。然而，模型表明，如果包合物是木星挥发物的主要载体，那么S将过于丰富。这导致了S在外层星云中由于形成陨硫铁（FeS）而耗尽的建议。在这里，这种耗尽是定量探讨通过模拟耦合动力学和化学演化的Fe颗粒在太阳星云。据发现，磁盘经历快速的径向膨胀从一个最初的紧凑的状态可能允许足够的生产FeS和携带H $_{2}$ S-贫化气体向外冰会形成，提供所需的条件S-贫化笼形物形成。然而，这种膨胀也会将FeS颗粒带到这个区域，这些颗粒也可以被合并到星子中。因此，包合物是一个可行的挥发物来源，模型必须考虑到存在的两个H $_{2}$ S在外层太阳星云的FeS。
2015-01-08 astro-ph.EP
The circulation of dust in protoplanetary discs and the initial conditions of planet formation
我们研究的后果模型的固体循环在原行星状星云中，空气动力学阻力是由原恒星外流或盘风的物质循环到外盘抵消。这些循环尘埃最终由于引力不稳定性而变得不稳定，形成微行星，最终导致30- 50个地球质量的微行星在R<1AU的尺度上沉积。这样一个模型可以提供一个适当的理由近似幂律的初始条件，需要复制观察到的行星系在现场组装。
2014-03-26 astro-ph.EP
Forming Planetesimals by Gravitational Instability: I. The Role of the Richardson Number in Triggering the Kelvin-Helmholtz Instability
在气态星周盘的中平面上的富尘层的引力不稳定性（GI）是一种被提出的形成微行星的机制，微行星是岩石行星和气态巨核的基石。自重力与开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）竞争：尘埃含量的梯度驱动垂直切变，这有可能推翻尘埃子盘并阻止GI。为了了解磁盘可以抵抗KHI的条件下，我们进行3D模拟分层的子磁盘的限制，尘埃颗粒很小，空气动力学耦合到气体。该限制屏蔽了流不稳定性并隔离了KHI。假设每个子盘具有由空间恒定的Richardson数Ri给出的垂直密度分布。我们改变Ri和中平面灰尘-气体比μ，发现临界Richardson数划分KH-不稳定的KH-稳定的流动是不唯一的，而Ri_crit增长几乎与μ μ =0.3-10线性。只有太阳金属丰度盘的Ri_crit约为0.2，接近经典值。我们的研究结果表明，如果尘埃子层嵌入太阳金属丰度气体盘中，质量比最小质量太阳星云大4倍;或者嵌入具有3倍太阳金属丰度的最小质量盘中;或者嵌入这两种可能性的中间组合中，尘埃子层可以被引力破碎并可能产生星子。引力不稳定性似乎是可能的，而不必诉诸粒子的流动不稳定性或湍流浓度。
2010-10-01 astro-ph.EP
After Runaway: The Trans-Hill Stage of Planetesimal Growth
当微行星开始通过凝聚生长时，它们进入了一个失控的时期，在此期间，最大的天体比其他天体生长得更快。关于失控如何结束以及接下来会发生什么的问题还没有得到令人满意的回答。在这里，我们表明，失控之后是一个“trans-hill阶段”，一旦开始的机构成为trans-hill，即一旦希尔速度的机构，占主导地位的粘性搅拌匹配随机速度的小机构，他们吸积。随后，小物体的速度与大物体的尺寸同步增长，使得物体保持在跨山状态。跨山生长对于确定大型物体的生长效率以及它们的生长时间尺度和尺寸谱至关重要。我们计算出的trans-hill增长的属性解析，并确认这些数字。跨山生长有两个子阶段。在早期，碰撞冷却是无关紧要的，在这种情况下，形成大天体的效率仍然很低（在柯伊伯带中为0.1%），它们的质谱是平坦的。这就解释了以前对柯伊伯带和小行星带的凝结模拟结果。当小物体开始相互碰撞时，第二子阶段开始。碰撞冷却控制了演化，在这种情况下，形成大天体的效率提高，它们的尺寸谱变得更加头重脚轻。跨山生长以两种方式之一终止，这取决于参数。首先，大型天体的相互吸积可能变得很重要，聚集作用会持续进行，直到总质量的一半转化为大型天体。这种增长模式可以解释太阳系中小天体的大小分布，并在即将进行的工作中进行探索。第二，如果大型机构被它们的希尔半径分开，寡头政治开始。这种模式可能先于成熟行星的形成。
2013-03-15 astro-ph.EP
Metal-silicate mixing in planetesimal collisions
本研究通过光滑粒子流体动力学模拟分化星子碰撞，发现熔融核促进金属-硅酸盐混合，低能吸积和高能侵蚀撞击可在最大残余体中产生大量混合物，且混合物多埋藏于深处，据此提出中铁陨石形成于侵蚀撞击、橄榄陨铁形成于吸积或擦碰撞击，并解释Psyche表面混合成分可能源于撞击。
2024-07-20 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
Lithium pollution of a white dwarf records the accretion of an extrasolar planetesimal
潮汐破裂和随后由白矮星吸积的星子可以揭示系外行星系统中岩石体的元素丰度。这些丰度提供了形成这些系统的星云组成的信息，类似于陨石丰度如何告知我们对早期太阳系的理解。我们报告了在白矮星盖亚DR2 4353607450860305024的大气中检测到Li，Na，K和Ca，我们将其归因于星子的吸积。使用模型大气，我们确定这些元素的丰度比，除了锂，他们是一致的陨石值在太阳系。我们比较测得的锂丰度测量在老恒星和大爆炸核合成的期望。
2020-12-23 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.SR
Rapid Coagulation of Porous Dust Aggregates Outside the Snow Line: A Pathway to Successful Icy Planetesimal Formation
宏观尘埃粒子的快速轨道漂移是原行星盘中星子形成的主要障碍之一。我们重新审视这个问题，考虑孔隙度的尘埃聚集体的演变。我们应用最近的N体模拟聚集体碰撞的基础上的孔隙度模型，这使我们能够研究的孔隙度变化时，碰撞的影响范围很广的能量。作为第一步，我们忽略碰撞碎片，而是专注于尘埃的雪线外的演变，在那里的碎片已被建议是不太重要的雪线内，因为高粘附效率的冰粒。我们表明，即使考虑碰撞压缩，尘埃颗粒也可以演化成高度多孔的聚集体（内部密度远小于0.1 g/cm^3）。我们还表明，高孔隙率触发显着加速碰撞生长。这种加速度是粒子在低努森数下的空气动力学性质的自然结果，即，粒子半径大于气体分子的平均自由程。由于这种快速增长，高度多孔聚集体被发现克服径向漂移障碍，在轨道半径小于10 AU（假设最小质量的太阳星云模型）。这表明，如果碰撞碎裂真的微不足道，那么通过亚微米大小的冰粒子的直接碰撞生长，冰星子的形成是可能的。
2012-05-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical orbital evolution of asteroids and planetesimals across distinct chemical reservoirs due to accretion growth of planets in the early solar system
本文通过N体数值模拟研究早期太阳系行星吸积增长如何驱动小行星和星子跨S型与C型化学储库的径向混合与均一化，揭示初始偏心率和木星、土星质量在偏心率搅动中的关键作用，并联系26Al半衰期解释NC与CC陨石二分法的形成时标。
2023-08-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Uranus and Neptune as methane planets: producing icy giants from refractory planetesimals
本研究针对天王星、海王星富冰组成与外太阳系贫冰难熔星子的矛盾，提出难熔星子与原行星大气氢反应生成甲烷冰的机制，模型可匹配冰巨星的大小、质量与转动惯量，预测其氢氦比低于太阳值。
2024-07-10 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
