Mixing and transport of dust in the early solar nebula as inferred from titanium isotope variations among chondrules
球粒是由太阳原行星盘中的尘埃聚集体熔化而形成的，因此为固体物质如何在盘中运输和混合提供了独特的见解。在这里，我们表明，球粒顽火辉石和普通的钙钛矿显示只有小的50 Ti的变化和分散密切围绕其主机钙钛矿的50 Ti组成。相比之下，从碳质球粒陨石的球粒具有高度可变的50 Ti组合物，其中，相对于陆地标准，范围从顽火辉石和普通球粒陨石球粒的小50 Ti赤字测量到大50 Ti过剩已知的钙铝丰富的夹杂物（CAIs）。这些50 Ti的变化可以归因于添加同位素异质性CAI类材料顽火辉石和普通的方解石类球粒前体。新的钛同位素数据表明，碳质球粒陨石球粒之间的同位素变化并不需要形成在广泛的轨道距离，而是可以完全占掺入的同位素异常的金块到球粒前体。因此，这些数据证明了需要在球粒陨石母体吸积之前进行盘范围的球粒运输，并且与在盘的局部区域中从给定球粒陨石群形成球粒一致。最后，碳质陨石中普遍存在富含50 Ti的物质，而非碳质陨石中缺乏这种物质，这支持了这两个陨石群来自于木星形成过程中相互隔离的圆盘区域的想法。
2017-05-10 astro-ph.EP
Semarkona: Lessons for chondrule and chondrite formation
我们认为LL3.0球粒陨石Semarkona，包括它的球粒分数，球粒尺寸分布和基质热历史的证据。我们表明，不超过一个温和的比例，在太阳星云的环境基质材料可能已被熔化成球粒;和许多未处理的基质材料必须已被过滤出在某些阶段的Semarkona的母体形成过程。我们的结论是，在太阳星云中一定形成了许多球粒的聚集体，这意味着球粒和基质颗粒具有相当不同的碰撞粘附参数。此外，我们注意到，在Semarkona没有大的熔融物体意味着球粒必须迅速退出熔融区，在球粒凝聚物形成之前。对这种快速退出的最简单的解释是球粒熔化发生在盘的表层。新形成的致密球粒在短时间内从这些层中沉淀出来。
2014-09-12 astro-ph.EP
A critical analysis of shock models for chondrule formation
近年来，人们提出了许多球粒形成的模型。其中一个模型是尘埃在原行星盘的冲击波中的处理。在这个模型中，尘埃和球粒前体被冲击波淹没，冲击波通过摩擦加热和与气体的热交换将它们加热。本文重新分析了球粒形成的星云激波模型，着重讨论了下游边界条件。我们表明，对于大规模的平面平行球粒熔化冲击波的冲击后的平衡温度太高，以避免挥发损失。即使我们在我们的模型中考虑了盘平面外的横向辐射冷却（从而打破了严格的平面平行几何），我们发现对于太阳星云盘的实际垂直范围来说，温度下降的速度还不够快。另一方面，如果我们假设冲击波完全是光学薄的，这样粒子就可以自由辐射，那么冷却速率就太高了，无法产生所观察到的球粒结构。因此，全球星云冲击作为球粒的主要来源是有问题的。
2014-08-20 astro-ph.EP
Chondrule destruction in nebular shocks
球粒是一种毫米大小的硅酸盐小球，在原始陨石中普遍存在，但其起源仍然是个谜。产生它们的主要机制之一是气体原行星盘中激波中固体的熔化。然而，越来越多的证据表明，球粒形成区域的固体含量远远高于太阳丰度。考虑到激波模型中所涉及的高速度，在激波阵面通过后，由于差阻，不同尺寸的颗粒之间预计会发生破坏性碰撞。我们调查的概率和结果的粒子碰撞后面的一维冲击使用分析方法，以及一个完整的整合的耦合质量，动量，能量和辐射方程。对于固/气比$ε\gtrsim 0.1$来说，原球粒的破坏似乎是不可避免的，甚至对于太阳丰度来说，也是不可避免的，因为更细的尘埃会“喷砂”。具有$ε\gtrsim 10$的流需要小得多的激波速度（$\sim 2$ vs 8 km s $^{-1}$）以达到球粒熔化温度，并且辐射捕获允许激波碎片的缓慢冷却。最初的破坏仍然是广泛的;虽然重新组装毫米大小的颗粒会自然发生颗粒粘附后，组成的球粒的异质性可能很难复制。最后，我们注意到，固体通过小规模的弓冲击周围几公里大小的星子可能会经历部分熔融，但逃脱碎裂。
2014-10-22 astro-ph.EP
Dust concentration and chondrule formation
行星形成的气象学和天体物理学模型对太阳星云球粒形成区域的尘埃聚集因子做出了相互矛盾的预测。陨石和宇宙化学模型强烈表明，陨石球粒，陨石记录的一个关键组成部分，形成在固体与气体质量比高于背景数量级的地区。然而，在原行星盘中的尘埃颗粒动力学模型很难超越尘埃颗粒寿命中非常短暂的窗口之外的一些因素。更糟糕的是，这些模型没有预测球粒前体大小的尘埃颗粒的重要浓度因子。我们简要地发展的困难，在星云球粒形成的背景下，集中尘埃粒子，并表明，分歧是足够鲜明的宇宙化学家应该探讨的想法，可能会修改浓度因子的要求向下。
2018-03-27 astro-ph.EP
Compound chondrule formation in optically thin shock waves
太阳星云内的冲击波加热是球粒形成事件的主要候选来源之一。在这里，我们研究通过光学薄冲击波的化合物球粒形成的可能性。复合球粒的几个特征表明，复合球粒是通过过冷前体碰撞形成的。我们评估是否可以通过碰撞的冲击波加热模型的框架内的过冷球粒前体形成的化合物球粒，通过使用半解析方法，并讨论是否大多数的结晶球粒可以避免破坏碰撞后的冲击区域。我们发现，当冲击波光学薄时，球粒前体立即转变为过冷液滴，它们可以保持过冷，直到蒸发的细小尘埃颗粒凝结。由于过冷熔体的大粘度，当温度低于$\sim 1400\ {\rm K}$时，过冷球粒前体可以经受$1\ {\rm km}\ {\rm s}^{-1}$量级的高速碰撞。从结晶球粒的存活性的角度来看，冲击波与空间尺度的$\sim 10^{4}\ {\rm km}$可能是球粒形成机制的有力候选人。根据我们的结果，从一维计算，一小部分的化合物球粒可以复制时，在冲击前区域的球粒与气体的质量比为$\sim 2 \times 10^{-3}$，这是大约一半的太阳金属丰度。
2019-04-21 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Planetesimal Impact Vapor Plumes and Nebular Shocks form Chondritic Mixtures
本文提出IVANS模型，用星子撞击蒸气羽流驱动的星云激波解释球粒形成及球粒陨石混合物的快速组装，将球粒成因纳入行星形成整体背景。
2025-03-07 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
High-Temperature Processing of Solids Through Solar Nebular Bow Shocks: 3D Radiation Hydrodynamics Simulations with Particles
太阳系形成的一个基本的未解决的问题是解释在南极陨石中发现的球粒的熔化和结晶。星云冲击中球粒熔化的理论模型已被证明与从实验室实验中推断的球粒热历史的许多方面是一致的;但是，驱动这些冲击的机制尚不清楚。在偏心轨道上的微行星和行星胚胎，当它们以超音速运动通过盘状气体时，会产生弓形激波，这也是球粒熔化激波的一个可能来源。我们通过三维辐射流体力学模拟研究了小行星弓激波中球粒的形成。结合通量限制扩散和蒙特卡罗方法的元素，一个新的辐射输运算法被用来捕捉弓激波周围的辐射输运的复杂性。还使用包括H $_2$的旋转、振动和解离模式的状态方程。在模拟中直接跟踪固体，并记录其热历史。绝热膨胀使气体迅速冷却，胚胎后面的尾激波会引起二次加热事件。辐射传输是有效的，小行星周围的弓形激波可以有光度$\sim$几个$\times10^{-8}$ L $_{\odot}$。虽然禁止和径向球粒纹理可以在这里探讨的辐射冲击，斑状球粒可能只在绝热极限。我们提出了一系列的预测冷却曲线，值得在实验室实验中进行调查，以确定是否由弓冲击产生的固体陨石记录中的球粒或其他固体。
2013-08-27 astro-ph.EP
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
Incorporation of a Late-forming Chondrule into Comet Wild 2
我们报告的岩石学，O同位素组成，和铝镁同位素系统的球粒碎片从彗星家族野生2，返回地球的美国宇航局的星尘任务。这个物体显示了II型球粒的特征，它是由一个演化的氧同位素库形成的。没有发现Al 26消失的证据，（26 Al/27 Al）0 < 3.0 x 10^-6。假设铝26在太阳星云中均匀分布，这种粒子的结晶至少比最早的太阳系天体晚300万年--与大多数陨石球粒相比相对较晚。我们解释这个对象在柯伊伯带机构的存在，作为晚，大规模运输的小天体之间的内部和外部太阳星云的证据。我们的观测结果限制了木星的形成（如果它比这个彗星球粒离太阳更远，那么它将成为向外运输的障碍），在富含钙铝的包裹体之后超过300万年。
2011-12-30 astro-ph.EP
Chondrule Formation in Bow Shocks around Eccentric Planetary Embryos
Daufas & Pourmond（2011）最近对火星陨石的同位素研究表明，在陨石球粒（陨石中发现的毫米级火成岩包裹体）形成的同时，太阳星云中存在着大型（半径约3000公里）行星胚胎。我们模拟了球粒的形成，通过弓形激波围绕这样一个行星胚胎在偏心轨道上。我们数值模拟的流动的流体动力学，并发现，这样大的机构保留一个气氛，与开尔文-亥姆霍兹不稳定性允许这种气氛与气体和颗粒混合流过胚胎。我们计算了流经该天体的陨石球粒的轨迹，发现它们不是由原行星吸积的，而是通过从行星岩浆海洋中排出的挥发物流动的。相比之下，陨石球粒是在较小的微行星上增生的。计算了球粒通过弓形激波时的热历史。我们发现，峰值温度和冷却速率是一致的形成的优势，斑状纹理的大多数球粒，假设一个适度的增强以上可能的太阳星云的平均值球粒密度（由一个因素的10），归因于沉降的球粒前体的中平面的磁盘或湍流浓度。我们计算了行星胚胎的偏心率被衰减的速率，并得出结论，一个分散到偏心轨道的行星胚胎可以在10 e5年内产生10 e24 g的球粒。原则上，少数（1-10）偏心行星胚胎可以以符合所有已知限制的方式熔化观测到的球粒质量。
2012-04-03 astro-ph.EP
Can chondrules be produced by the interaction of Jupiter with the protosolar disk?
球粒是通过快速加热固体前体到高温（> 1800 K），然后冷却数小时或数天而形成的硅酸盐结晶液滴。陨石球粒的年龄是一致的形成时间尺度的木星在核心吸积模型（1-4百万年）。在这里，我们调查，如果一个大质量的行星产生的冲击可以产生闪光加热情节必要的形成陨石球粒使用高分辨率的二维模拟与多流体代码ROSSBI。我们使用不同的辐射冷却处方，即不同的冷却速率和模型，以及不同的行星质量，轨道和磁盘模型。对于长的盘冷却速率（> 1000轨道）和大质量的原行星（> 0.75木星质量），我们得到了足够的温度球粒形成，而使用更现实的热力学是不成功的最小质量太阳星云（MMSN）模型。然而，足够的闪光加热是由一个木星质量的行星在一个5倍大的磁盘，这是一个可以想象的情况下，年轻的太阳星云和系外行星系统。有趣的是，一个形成间隙的大质量行星会触发漩涡，漩涡可以捕获尘埃，即球粒前体，并产生一个高压环境，这与球粒的宇宙化学证据一致。因此，一个巨大的气体巨星原则上既可以刺激冲击区域附近的球粒前体的集中，也可以通过冲击使它们闪热。
2019-12-20 astro-ph.EP
A Radiative Heating Model for Chondrule and Chondrite Formation
我们建议，球粒和陨石一起形成的一个简短的辐射加热事件所造成的密切接触的一个小的（米到公里尺度），原始的星子（SPP）与白炽熔岩的表面上的一个大的（100公里尺度）分化的星子（LDP）。在我们的方案中，球粒陨石石化发生热等静压（HIP）的同时球粒形成，根据互补性和集群的限制。在t=0附近形成的LDPs的热模型预测，将有一个非常窄的时间窗口，与球粒形成时期相一致，在此期间，地壳足够薄，经常因撞击、火山作用和/或地壳沉降而破裂，将热岩浆释放到其表面。我们计算的加热曲线比星云模型的“闪热”特征更平缓和对称，但符合实验岩石学的限制。SPP本身是一个合理的来源过剩的O，Na和Si蒸汽压（相比太阳星云的环境），这是所需的球粒观测。实验室实验表明，FeO贫斑状橄榄石球粒，最大的球粒，可以使用加热和冷却曲线预测的“飞越”模型。如果球粒陨石是球粒陨石石化的副产品，那么它们在良好石化的球粒陨石物质中的高体积丰度并不能证明它们曾经在太阳系中广泛分布。相对罕见的事件，如这里模拟的飞越，可以解释它们在陨石记录中的丰度。
2019-03-28 astro-ph.EP
A Shocking Solar Nebula?
有人认为，太阳星云中的冲击波形成了在陨石和彗星中观察到的高温物质。它表明，在太阳星云的内部边缘的温度可能已经足够高，在足够长的时间，以产生陨石球粒，CAIs，耐火尘埃颗粒和其他高温物质在彗星和陨石观察。随着时间的推移，太阳双极喷流可能在太阳星云中产生了16 O的富集，球粒氧同位素库可能是由于太阳星云内边缘相对位置的时间变化和随后的太阳双极喷流强度的变化。因此，星云加热模型，如激波模型，不需要解释大多数高温超导成分的形成
2009-01-25 astro-ph.EP
Generating potassium abundance variations in the Solar Nebula
南极陨石的一个有趣的方面是它们是互补的：虽然它们各自的成分有着广泛的丰度变化，但大块的南极陨石几乎有太阳的成分。这就意味着，这些类太阳能的储层是由不同成分的子储层组装而成的，这些子储层产生了不同的成分。我们专注于解释球粒之间的钾丰度变化，即使在一个单一的球粒陨石，同时保持所观察到的CI $^{41}$ K到$^{39}$ K的比例。这需要物理分离钾和球粒，同时温度足够高，使K处于气相。我们研究了几种机制，可以驱动尘埃通过气体，并表明，这样做本地将需要长（亚轨道到许多轨道）的时间尺度;最短的钾耗尽时间尺度发生在一个场景中，陨石球粒形成高以上的中平面和解决了蒸发钾。虽然轨道时间尺度与实验室球粒冷却速率估计值不一致，但任何其他钾丰度变化起源的模型都必须与产生大量相关储层的严重后勤困难作斗争，这些储层在钾丰度方面变化很大，但在钾同位素比值方面没有变化。
2016-04-26 astro-ph.EP
Chondrule formation via extended winds in the early solar system
球粒陨石被认为是太阳星云的组成部分，而我们的太阳系就是由太阳星云形成的。它们是硅酸盐和氧化物物体（球粒和耐火夹杂物）的混合物，经历了极高的温度，设置在相对较冷的基质中。陨石的普遍存在表明它们是通过一个非常普遍的过程形成的，与恒星和行星形成密切相关，但是几十年来，负责机制的性质和属性仍然不清楚。然而，陨石球粒和耐火内含物提供的热太阳星云的证据，似乎与天体物理学对恒星形成的观察不一致。这强烈地表明，原恒星盘--恒星和行星形成的气体和尘埃的螺旋盘--相对较冷，并且表现出典型的温度，不足以在主小行星带中含有球粒的陨石所采样的径向距离处熔化和蒸发硅酸盐矿物。在这里，我们提出了计算的动力学和热结构的原恒星磁盘，加速风从磁盘表面。这些风通常与年轻的恒星物体有关，是早期太阳系的类似物。我们还提出了在这样的风中的尘埃颗粒的处理模型，表明这些流出物是合适的球粒形成的网站。
2012-01-18 astro-ph.EP
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
Partitioning tungsten between matrix precursors and chondrule precursors through relative settling
近年来，在球粒陨石和基质之间发现了钨同位素异常。考虑到钨的难熔性质，这意味着W被至少两个不同的前太阳颗粒家族带入太阳星云。所观察到的球粒/矩阵分裂需要不同的家庭保持分离的粉尘凝聚过程中，和这两个家庭的晶粒相互作用的球粒形成机制不同。我们采取的共存的不同家庭的固体在同一个一般的轨道区域的球粒前体的大小，并探讨了要求他们有相互作用的球粒形成过程中，在显着不同的速度。我们表明，这种排序的家庭的固体球粒和矩阵注定尘埃已经至少作为强大的分选机制，空气动力学不同的颗粒在至少两个尺度以上的中平面的高度相对沉降。球粒形成机制的要求是相关的，在某种程度上与尘埃颗粒分选机制强烈主张空间局部球粒形成机制，如湍流耗散在非热电离磁盘表面层，并反对体积填充机制，如星子弓冲击。
2016-04-26 astro-ph.EP
The quasi-universality of chondrule size as a constraint for chondrule formation models
原始陨石主要是由毫米大小的硅酸盐小球称为球粒。在早期太阳系中产生它们的高温事件的性质仍然是个谜。除了它们的热历史之外，一个重要的线索是它们的大小，尽管采样的年龄和日心距离范围很大，但它们的大小变化非常小（大多数陨石的平均球粒半径小于6倍）。然而，目前还不清楚球粒的大小是由于球粒熔化过程本身，还是简单地从前体物质继承而来，还是由于一些分选过程。我检查这些不同的可能性，他们的分析规模的预测。除非球粒形成的“窗口”非常窄，否则径向分选可以被排除作为尺寸决定过程，因为它预测的变化很大。熔融的星子碰撞或撞击熔化模型，从更大的熔体的碎裂中得到球粒，同样会预测太多的尺寸变化;更一般地说，球粒形成过程中的任何尺寸变化都受到复合球粒和球粒相当大的成分变化的限制。湍流浓度将预测一个低的尺寸变异性，但缺乏证据的任何加积偏在碳质方解石可能难以调和与任何形式的当地分选团聚。通过聚集体作为球粒前体的粘附（特别是如果反弹有限）的生长将产生其最终半径在空间和时间上的有限变化，并且将与其他球粒陨石组分（如耐火夹杂物）的相对相似的尺寸一致。这表明球粒熔化过程只是简单地熔化了这些星云聚集体，质量几乎没有改变。
2014-01-15 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
A Critical Examination of the X-Wind Model for Chondrule and Calcium-rich, Aluminum-rich Inclusion Formation and Radionuclide Production
陨石数据，特别是关于球粒和富钙，富铝夹杂物（CAIs），以及太阳星云中短寿命放射性核素（SLR）的同位素证据，可能会限制行星系的形成。解释这些数据需要天体物理模型，Shu等（1996）及其合作者提出的“X风”模型已被用于解释球粒、CAIs和SLR的起源。它假定陨石球粒和CAIs在距离原恒星< 0.1天文单位的地方被热处理，然后被磁离心流出物抛到2-3天文单位的区域，被合并成陨石。在这里，我们批判性地研究X风模型的关键假设和预测。我们发现了一些内部的不一致：理论和观测表明，在0.1天文单位没有固体物质存在;粒子在0.1天文单位不能逃脱被吸积到恒星;粒子在0.1天文单位将碰撞的速度高到足以摧毁他们;热溅射将阻止粒子的增长;和发射的粒子在磁离心流出没有建模，可能是不可能的。我们还确定了一些不正确的预测的X-风模型：氧逸度的CAIs形式是数量级太氧化;球粒冷却速率的数量级低于所经历的禁止橄榄石球粒;球粒矩阵的互补性没有预测;和SLR没有产生在其观察到的比例。我们的结论是，X风模型是不相关的球粒和CAI的形成和SLR的生产。我们讨论了更合理的模型球粒和CAI的形成和SLR生产。
2010-11-15 astro-ph.EP
Free Collisions in a Microgravity Many-Particle Experiment. II. The Collision Dynamics of Dust-Coated Chondrules
在早期太阳系中的微行星的形成很难被理解，特别是超过毫米大小的尘埃聚集体的生长最近被证明是我们理解的一项困难的任务[Zsom et al. 2010，A & A，513，A57]。实验室实验表明，这些大小的尘埃聚集体只有在不合理的低速度下才能相互粘附。然而，在原行星盘中，毫米大小的粒子是普遍存在的。人们可以找到它们的遗迹，以固体球粒的形式作为陨石的主要成分。大多数陨石球粒被发现具有细粒边缘，这被假设是由太阳星云中的吸积尘埃颗粒形成的。为了研究这些尘埃覆盖的球粒对陨石和可能的星子形成的影响，我们进行了毫米大小的尘埃覆盖的球粒类似物之间的碰撞实验，速度为几厘米/秒。对于2和3毫米直径的球粒类似物覆盖的灰尘边缘的体积填充因子为0.18和0.35 - 0.58，我们发现坚持几厘米/秒的速度。这一速度高于相同尺寸的粉尘聚集体的粘附速度。因此，我们得出结论，陨石球粒可能是一个重要的一步，更深入地了解碰撞增长的大型机构。此外，我们分析了碰撞行为的尘埃聚集体和非涂层球粒类似物的合奏。虽然尘埃聚集体和固体球粒类似物都没有在它们的物种之间的碰撞中显示出粘附，但我们发现两种成分之间的碰撞具有增强的sicking效率，这使我们推测球粒可能充当年轻太阳系中较大天体生长的"催化剂"。
2011-12-05 astro-ph.EP
Constraints on Compound Chondrule Formation from Laboratory High-Temperature Collisions
在实验室实验中，将1 mm宽的球形玻璃和玄武岩颗粒加热，热颗粒以约1 m/s的速度与室温下的平板玻璃靶碰撞。当粒子被加热到低于900 K时，碰撞基本上是弹性的，恢复系数约为0.9，但高于900 K的碰撞变得越来越非弹性，恢复恢复系数随温度的升高而降低。在1100 K下，玻璃颗粒接近粘附，但同时，在相同温度下，颗粒以分钟的时间尺度熔化。玄武岩颗粒在1200 K时接近粘附。只有在1400 K以上，玄武岩颗粒才能彼此接触并融合在一起，在数小时的时间尺度上形成化合物，而在1500 K时，玄武岩颗粒完全融合在一起。因此，冷却的玄武岩颗粒只有100 K的化合物形成窗口，并且速度很可能必须低于1 m/s才能首先粘附。我们预测，这将限制复合球粒的形成和粒子密度的太阳星云。
2018-11-07 astro-ph.EP
Chondrule formation by collisions of planetesimals containing volatiles triggered by Jupiter's formation
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
Planetary Embryo Bow Shocks as a Mechanism for Chondrule Formation
我们使用辐射流体力学与直接粒子积分探讨行星胚胎弓激波球粒形成的可行性。这里提出的计算是用来探索火星大小的行星胚胎通过尘土飞扬的，早期的太阳系的环境中的一个适度兴奋的轨道上旅行的后果。胚胎的偏心轨道在胚胎和圆形轨道的气体和尘埃之间产生了一系列的超音速相对速度，促使弓形激波的形成。这些胚胎周围的临时大气层，可以通过挥发性放气和从周围星云捕获气体而产生，可以对进入激波的固体的热分布产生重要影响。我们探讨了固体的热环境，在不同的影响半径，小行星大气的冲击形态，和剥离效率的小行星大气中存在的高相对风的弓激波。使用绝热和辐射条件运行模拟，并对局部不透明度进行多次处理。研究了5、6和7 km/s的冲击速度。我们发现，一个高质量的大气和低效的辐射条件可以产生峰值温度和冷却速率是一致的约束条件所设定的球粒炉的研究。在大多数情况下，推导出的冷却速率可能太高，与球粒形成不一致。
2016-05-16 astro-ph.EP
Vapor-Melt Exchange -- Constraints on Chondrite Formation Conditions and Processes
本文探讨了球粒陨石中Na和Fe等挥发性元素在高温低压下未显著蒸发的矛盾，指出高固体密度可抑制蒸发并减少同位素分馏，但SiO2晚期凝聚现象与该高密度条件存在冲突，使得球粒开放系统行为条件仍不明确。
2023-06-22 astro-ph.EP physics.geo-ph
Paleomagnetic evidence for a disk substructure in the early solar system
天文观测和陨石的同位素测量表明，子结构在原行星盘中很常见，甚至可能存在于太阳星云中。在这里，我们进行古地磁测量的球粒在CO碳质陨石调查这些磁盘子结构的存在和性质。我们表明，在CO碳质陨石球粒的古地磁表明存在一个101 $\pm$ 48 $μ$ T场的太阳星云在外太阳系（$\sim$ 3至7 AU的太阳）。相对于从内太阳系（$\lesssim$ 3 AU）陨石推断的磁场强度，该磁场的高强度表明两个储层之间的星云吸积存在$\sim$ 5至150倍的不匹配。这表明，大量的质量损失从磁盘与一个主要的磁盘子结构，可能是由于磁化磁盘风。
2021-10-18 astro-ph.EP physics.geo-ph
Trace Elemental Behavior in the Solar Nebula: Synchrotron X-ray Fluorescence Analyses of CM and CR Chondritic Iron Sulfides and Associated Metal
我们已经进行了协调聚焦离子束（FIB）扫描和透射电子显微镜（S/TEM），电子探针显微分析（EMPA）同步辐射X射线荧光（SXRF）微探针研究，以确定相特定的显微结构特征和高分辨率原位微量元素浓度的原生磁黄铁矿，镍黄铁矿，并从球粒在CM 2和CR2碳质方解石的相关金属颗粒。这项工作是第一次将微量元素化学和显微结构观察联系在一起，试图确定这些陨石群中原生硫化物的形成机制和条件。SXRF微探针分析允许的次要和微量元素，钴，铜，锗，锌，硒的浓度进行定量，除了铁和镍，在2微米的空间分辨率。CM和CR PPI硫化物微量元素模式之间的相似性提供了一个共同的形成机制，这种类型的硫化物颗粒在两个陨石群的证据。此外，SRM硫化物和金属具有可比的微量元素模式，表明两者之间的遗传关系，如金属的硫化。富集镍，钴，铜，硒是符合这些元素的亲铜/亲铁行为。所观察到的Ge的消耗表明，它可能已经通过蒸发而损失，或者从未被并入金属或硫化物前体材料中。锌的贫化也可能是由于蒸发，但部分亲石，也可能已优先纳入球粒形成过程中的硅酸盐。微量元素的浓度支持结晶从不混溶的硫化物熔体中的球粒形成的PPI晶粒和金属的硫化物的SRM晶粒的起源。
2021-07-23 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.geo-ph
Rocklines as Cradles for Refractory Solids in the Protosolar Nebula
在我们的太阳系中，类地行星和陨石物质呈现出各种各样的体成分。为了理解这种多样的组成，陨石的形成机制通常通过热力学方法来研究，忽略了整个原太阳星云的运输过程。在这里，我们调查所发挥的作用rocklines（冷凝/升华线的耐火材料）在最里面的区域的原太阳星云计算组成的粒子迁移到磁盘作为一个函数的时间。要做到这一点，我们利用一维吸积盘模型与处方的灰尘和蒸汽运输，升华和再冷凝的耐火材料（硅铁，顽火辉石，铁橄榄石，镁橄榄石，硫化铁，金属铁和镍）。我们发现，宇宙球粒，陨石球粒和陨石的大部分组成的多样性可以解释其形成接近岩石线，这表明固体物质集中在这些升华/冷凝前线附近。虽然我们的模型在很大程度上依赖于所考虑的物种数量和控制状态变化的热力学数据的可用性，但它表明岩石线在原太阳星云最内部区域的小型和大型天体的形成中发挥了重要作用。我们的模型提供了可能有助于水星大核心形成的机制的见解。
2020-08-23 astro-ph.EP
Potassium Isotope Compositions of Carbonaceous and Ordinary Chondrites: Implications on the Origin of Volatile Depletion in the Early Solar System
相对于原始太阳系的组成，太阳系的物质中的中等挥发性元素（MVE）是极度缺乏的。为了解决这个MVE亏损的起源，我们进行了系统的高精度K同位素组成的研究，16个碳质碳酸盐（CC）的类型CM 1 -2，CO 3，CV 3，CR2，CK 4 -5和CH 3和28个普通碳酸盐（OC）涵盖岩石类型3至6和化学组H，L和LL。我们观察到显着的整体钾同位素（δ 41 K）的变化（-1.54至0.70 permil）。CC的K同位素组成大大高于散装硅酸盐地球（BSE）的值，而OC显示通常低于BSE的值。CC和OC都没有显示出K同位素与化学组、岩石类型、地震级别、暴露年龄、坠落或发现事件或陆地风化之间的可分辨相关性。钾同位素和钾含量之间缺乏明显的趋势，表明钾同位素分馏与相对元素钾贫化是解耦的。CC中K同位素变化的范围与四组分（球粒、耐火夹杂物、基质和水）混合模型一致，该模型能够解释主要CC组的散装元素和同位素组成，但需要球粒中K同位素组成的分馏。我们建议，主要控制组平均值的同位素组成是在星云环境中的冷凝或蒸发，保存在陨石球粒的成分变化。母体过程（水蚀变，热变质和交代作用）可以动员钾，并影响单个样品中的钾同位素。在OC的情况下，全方位的K同位素的变化只能解释的球粒，母体的水和热蚀变的大小和相对丰度的综合影响。
2020-03-23 astro-ph.EP
Statistical Chronometry of Meteorites. I. The Pb-Pb age of the Solar System's t=0
本文通过快速冷却无球粒陨石协调 Al-Mg 与 Pb-Pb 年龄，得出太阳系 t=0 的 Pb-Pb 年龄为 4568.42 ± 0.24 Myr，并解释 CAI 年龄差异可能来自后期重置。
2023-05-03 astro-ph.EP
Elemental and isotopic variability in solar system materials by mixing and processing of primordial disk reservoirs
行星体之间的同位素异常是行星遗传学和太阳系动力学演化的关键制约因素。然而，为了释放这些异常的全部潜力，以限制在磁盘中的材料的处理，混合和运输，它是必不可少的，以确定负责生产行星尺度的同位素变化的主要组成部分，并调查它们如何与继承自太阳系的父母分子云的同位素异质性。为了解决这些问题，我们测量了Ti和Sr同位素组成的钙，铝丰富的夹杂物（CAIs）的Allenium CV3球粒陨石，以及酸浸出液和不溶性残留物的Murchison CM2球粒陨石，并结合这些结果与文献数据的前太阳颗粒，黑云母，球粒，和散装陨石。我们的分析表明，矿物规模的星云同位素的不均匀性采样的沥滤物和太阳前颗粒在很大程度上解耦的行星尺度的同位素异常。结合大量元素的同位素异常数据表明，非碳质（NC）和碳质（CC）陨石之间的差异是NC材料和星云水库（称为IC）的同位素组成类似于CAIs，但其化学成分类似于散装陨石之间的混合的产物。在我们的首选模型中，这两个星云水库的同位素组成不同，反映了太阳系的父母分子云核心的遗传异质性，因此从来没有完全均匀的崩溃。行星尺度的同位素异常，因此造成变量混合同位素不同的原始磁盘水库，这些水库在不同的星云环境中的选择性处理，从而形成星云产品的非均匀分布。
2019-07-02 astro-ph.EP
The early Solar System and its meteoritical witnesses
本研究综述球粒陨石等原始陨石的基本性质，结合天体物理背景解释其组分年龄、同位素特征及固气比等特性，探讨早期太阳系原行星盘演化与星子形成机制，指出压力凸起成因仍待明确。
2024-09-11 astro-ph.EP physics.geo-ph
From Dust to Planets -- A Chemical Perspective
Universität Bern（伯尔尼大学）；Institut für Geologie, Universität Bern（伯尔尼大学地质研究所）；Universität Münster（明斯特大学）；Institut für Planetologie, Universität Münster（明斯特大学行星研究所）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；Thermo Fisher Scientific（赛默飞世尔科技）
通过陨石中的化学和时间信息，研究太阳星云中从最初固体形成到行星体聚集和分异的过程，揭示早期太阳系中尘埃云冷却导致元素持续凝结及尘埃/气体比上升的连续过程，以及行星体形成及地球分异的化学条件。
2026-04-13 astro-ph.EP
The Effect of Jupiter's Formation on the Distribution of Refractory Elements and Inclusions in Meteorites
我们提出了一个全面的太阳原行星盘的演化模型，构造来解决陨石的“CAI存储”问题。我们预测富钙，富铝夹杂物（CAIs）和耐火亲石元素的中心假设下，木星的$\sim 30 \, M_{\oplus}$核心形式在约3 AU在约0.6百万年左右，并打开了一个缺口CAIs被困在木星以外的压力最大，碳质方解石形成。在木星轨道内，CAIs被空气动力学阻力耗尽;普通的和顽火辉石在那里形成。对于16块陨石和无球粒陨石，我们回顾了它们的CAI和耐火材料丰度及其形成时间的陨石数据，受放射性定年法和热模型的约束。我们预测它们的形成位置，发现与其他位置信息（水含量，小行星光谱和母体）的良好一致性。我们预测的颗粒的大小集中的湍流为每个球粒陨石，找到很好的匹配每个球粒陨石的平均球粒直径。这些隐密的陨石母体由湍流集中的局部物质迅速聚集而成，通常不会迁移太远。我们预测CI钙钛矿相对于太阳贫难熔亲石元素，约12%（0.06 dex）。我们约束的湍流参数$α$在磁盘中的变化，并找到一个有限的作用磁旋转不稳定性，有利于流体动力学不稳定性在外盘，加上磁盘风在内盘。至少在300万年到400万年之间，气体在木星外部存在，但在木星内部耗尽，太阳星云是一个过渡盘。
2018-08-09 astro-ph.EP
