类地行星的形成

类地行星的形成大小超过1公里的物体的生长是相当清楚的。

从这一点开始，引力相互作用和星子对之间的碰撞主导着演化。

决定增长速度的一个关键因素是引力聚焦。

两个小行星在近距离接近时相撞的概率取决于它们的横截面积乘以引力聚焦因子：其中是星体的相对速度，是星体的逃逸速度，由其中和分别是星体的质量和半径。

当星体彼此缓慢通过时，它们的相互引力有时间将它们的轨迹聚焦到彼此，因此很大，碰撞的几率也很高。

快速运动的物体通常不会发生碰撞，除非它们直接朝着对方运动,因为在这种情况下=1。

平面的相对速度取决于它们围绕太阳的轨道。

轨道相似的物体最容易相互碰撞。

特别是，在接近圆形、共面轨道上运动的星体具有很高的碰撞概率，而具有高度倾斜、偏心（椭圆）轨道的星体则不具有碰撞概率。

星子之间的大多数近距离接触并没有导致碰撞，但物体经常经过足够近的距离，以使相互的引力牵引改变它们的轨道。

统计研究表明，经过许多这样的近距离碰撞后，高质量物体趋向于获得圆形的共面轨道，而低质量物体则被摄动到椭圆的倾斜轨道上。

这叫做动力摩擦，类似于气体中分子之间动能的均分。

动力摩擦意味着，在一个特定区域中，最大的物体经历最强的引力聚焦；因此，它们增长最快。

这种状况被称为失控增长，原因显而易见。

大多数星象仍然很小，而一些被称为行星胚胎的物体却变得更大。

只要星体之间的相互作用决定了它们的轨道距离只要星体之间的相互作用决定了它们的轨道分布，失控的增长就会继续。

然而，一旦胚胎变得比一个典型的星体大一千倍胚胎的静态扰动变得更为重要。

这种演变现在进入了一个称为寡头增长的新阶段。

小行星的相对速度是由附近胚胎的扰动和气体阻力引起的阻尼之间的平衡来确定的。

胚胎的生长继续快于小行星，但生长不再是无限制的。

与小胚胎相比，大胚胎在星象附近的搅动更大，削弱了引力聚焦，减缓了生长。

结果，邻近的胚胎往往以相似的速度生长。

胚胎以规则的径向间隔隔开，每一个都在星云中划出一个环形的影响区域，称为摄食区。

当胚胎变大时，它们会把星体扰动到高度倾斜和偏心的轨道上。

天文馆的开始高速碰撞，导致碎片和分裂。

大量小于千米大小的碰撞碎片被产生，与第二代尘埃粒子结合。

气体阻力对小碎片的作用非常有效，因此它们的碎片很快变得几乎是圆形和共面的。

结果，许多片段被胚胎迅速扫过，胚胎的生长速度进一步提高。

数值计算表明，胚胎饲养区的宽度一般为10个希尔半径，其中质量为、眼眶半径为的胚胎的希尔半径。

如果一个胚胎在它的喂养区内把所有的固体物质都吸积起来，当它的质量达到一个称为隔离质量的值时，它就会停止生长，这个值由哪里。

是圆盘区域内固体材料的表面（柱）密度，≈10是山丘半径上的进给区宽度。

太阳原行星星云的表面密度还不清楚，但如果用可计算的数值，孤立质量应该是。

个地球质量在1金，约10个地球质量在外太阳系。

计算表明，在小行星大量出现约105年后，太阳系内部的天体接近其孤立质量。

外太阳系的增长速度较慢，但在106年后，天体可能在5接近其孤立质量。

巨大的胚胎意味着星云附近的气体会发生剧烈的扰动，形成螺旋波。

通过这些波的气体密度比周围区域高。

胚胎与其螺旋波之间的引力相互作用在它们之间传递角动量。

对于太阳星云中可能存在的条件，最终的结果是每个胚胎都失去了角动量并向内迁移到太阳。

这称为型迁移。

迁移率与胚胎的质量和气体的局部表面密度成正比。

其中是气体中的声速，是在开普勒圆轨道上运动的物体的轨道速度。

胚胎生长到约01个地球质量后，型迁移变得重要。

迁移速度之快令人不安，在一个最小质量的星云中，一个10个地球质量体（5）在105年内迁移到太阳中。

有可能有许多天体一路迁移到太阳中，并以这种方式丢失，而其他天体如何幸存下来的问题是目前行星形成中尚未解决的重大问题之一。

当胚胎吞噬了大约一半的固体物质时，太阳系内部的寡头增长就结束了。

然而，这些胚胎的质量仍然比地球小一个数量级。

进一步的碰撞是形成地球和金星大小的行星所必需的。

随着大多数星子的移动，动力摩擦减弱。

结果，胚胎之间的相互作用使它们的轨道变得更加倾斜和偏心。

胚胎的引力聚焦因子变小，这大大降低了碰撞率。

结果，行星形成的最后阶段延长了，地球可能需要100毫安才能生长。

胚胎在碰撞前经历了无数次的亲密接触。

每次相遇都改变了胚胎的轨道，结果胚胎在星云中径向移动了不可平行的距离。

数值计算表明轨道演化一定是高度混沌的（8）。

因此，根据对典型原行星盘的观测，不可能预测行星系统的精确特性。

其他星云与太阳相似的恒星可能形成了地球试验。

胚胎在碰撞前经历了无数次的亲密接触。

每次相遇都改变了胚胎的轨道，结果胚胎在星云中径向移动了不可平行的距离。

数值计算表明轨道演化一定是高度混沌的（8）。

因此，根据对典型原行星盘的观测，不可能预测行星系统的精确特性。

其他星云与太阳相似的恒星可能形成了与太阳系非常不同的地球试验行星。

胚胎的径向运动部分抹去了行星形成早期星云中存在的任何化学梯度。

然而，由于火星和地球有不同的位置，混合不可能完成。

火星富含更易挥发的岩石形成元素，这两颗行星具有不同的氧同位素混合物。

不幸的是，我们没有水星和金星的确认样本，所以我们对它们的位置知之甚少。

众所周知，水星的密度高得出人意料，这表明它有一个大而富铁的内核和一个小的地幔。

这可能与太阳星云的成分差异无关，因为不知道为什么富含铁的物质会优先形成于188行星吸积数值模拟产生的四个人工行星系统。

每一行符号代表一个行星系统，其符号半径与行星半径成正比，最大的天体与地球大小相似。

阴影部分显示了每一颗行星的组成，其物质来源于星云的四个不同部分。

这些模拟中的行星通常包含来自星云许多区域的物质。

这排灰色符号表示太阳系的类地行星，以作比较。

太阳比硅酸盐材料。

一个更可能的解释是，水星在分化后遭受了近乎灾难性的影响，这剥去了大部分硅酸盐地幔。

水星靠近太阳的位置使得它在这方面特别脆弱，因为它的轨道速度和撞击速度在太阳附近是最高的。

地球和金星可能是由10个或更多胚胎组成的，因此它们的化学和同位素组成代表了太阳系内部相当大区域的平均值。

火星和水星都非常小，它们可能是个体胚胎，在寡头生长阶段之后并没有长出多少。

为什么地球和金星继续生长而火星却没有。

可能是火星形成于星云的一个低密度区域，也可能是所有其他胚胎在没有与火星碰撞的情况下从该区域被移除。

随着胚胎体积的增大，由于撞击过程中释放的动能和内部放射性同位素的释放，它们的温度升高。

在太阳系早期，诸如26和60等寿命较短的同位素，其半衰期分别为07×106年和15×106年（表1），是特别强大的热源。

半径超过几公里的天体如果是在第一个2的时间内形成的，那么当短命同位素仍然很丰富的时候，它们就会融化。

熔化的胚胎也不同，铁和含铁元素下沉到中心形成核，而较轻的硅酸盐形成一个更接近表面的地幔。

地球地幔中高铁营养元素的丰度比预期的要高。

地球分化后，由于大多数铁营养物质本应被提取到地核中，所以富铁元素的丰度比预期的要高。

对这些高丰度的最可能解释是，在地核和人类分离之后，地球继续获得一些物质。

这种晚期的单板约占地球总质量的1%。

地球水的起源是目前许多争论的话题。

地球的海洋约占地球总质量的003%。

地幔中存在大致相当数量的水（两个方向的不确定性系数均为3）。

由于与铁的反应，地球可能在其历史早期失去了一部分未知的水。

目前，1的温度太高，水冰无法凝结，这可能在太阳星云的大部分历史上也是如此（压力总是太低，液态水无法凝结）。

因此，地球很可能是由于与其他胚胎或含有水冰或内部含水矿物的行星碰撞而接收到大部分水的。

与现代彗星相似的小行星几乎可以肯定地向地球输送了一些水。

然而，一颗典型的彗星与地球相撞的概率只有百万分之一，因此彗星不太可能提供地球上大部分的水。

与现代彗星相似的小行星几乎可以肯定地向地球输送了一些水。

然而，一颗典型的彗星与地球相撞的概率只有百万分之一，因此彗星不太可能提供地球上大部分的水。

彗星中的氘氢比（/）是地球海洋的两倍，这意味着彗星所提供的水最多约占地球水的10%。

然而，迄今为止只有3颗彗星测量到/，所以这一结论是暂时的。

来自类紫菀带的行星是另一个可能的水源。

碳质球粒陨石尤其有希望，因为它们以水合硅酸盐的形式含有高达10%的质量水，这些水在与地球碰撞时会被释放。

计算表明，如果早期小行星带的质量比今天大七个数量级，它可能提供了地球上大部分的水。

然而，由于碳质球粒陨石和地幔具有不同的锇同位素比值，这些水一定是在岩芯形成之前到达的。

因此，向地球输送水和获取晚期单板是在其历史不同时期发生的不同过程。

地球大气成分的起源也有些不确定。

当太阳星云仍然存在时，行星胚胎可能有厚厚的大气层，主要由从星云中捕获的氢和氦组成。

当氢原子被太阳的紫外线加速逃逸速度时，大气中的大部分随后被流体动力逃逸所丢失，并随之拖拽其他气体。

地球目前的大部分大气可能在后期从地幔中释放出气体。

目前从地球内部逸出的一些稀有气体与在太阳中发现的类似，这表明它们可能是从星云中捕获到地球人的，或者是被困在后来的天体中铪钨测年法提供了太阳系形成速率和机制的见解，而铀铅测年法提供了太阳系的绝对年龄。

在这两种情况下，放射性母源/放射性子元素比率都是由早期行星形成的核分裂而成的。

正是这种分馏作用被确定了年代。

由于和都是难熔元素，地球的/比值是球粒陨石（平均太阳系）。

地球的/比值相对于太阳系的平均值有所提高，因为大约80%的主要是在环星盘发展的早期挥发或不完全冷凝而损失的。

地球内部/和/的分馏作用相似。

在这两种情况下，母体（或）更喜欢居住在地球的硅酸盐部分。

在这两种情况下，女儿（或）更喜欢住在核心。

与地球相撞。

钚放射性衰变（半衰期83毫安）和129产生的氙大部分已经消失，这意味着太阳系开始后100毫安，地球大气仍在被侵蚀，可能是受到撞击。

放射性同位素可以用来限制行星形成的时间。

铪钨系统在这方面特别有用，因为母核素182是亲石的（倾向于居住在硅酸盐矿物中），而子核素182是亲铁的（倾向于在岩芯形成过程中与铁结合）（9）。

同位素数据可以用多种方法确定行星吸积的时间尺度。

最简单的方法是使用模型年龄计算，它对应于球粒陨石所代表的一个简单平均太阳系储层中需要形成一个物体或样品以生成其同位素组成位置的计算时间。

（13）其中是从球粒陨石均匀储层分离的时间，=（2/半衰期）是182（百万年0078）的衰变常数，（182/180）是182与180的太阳系初始比值。

在地球、火星和被认为来自灶神星的陨石中发现了钨182过量，这表明所有这些天体在仍存在约182时都有所不同。

铁陨石来源于不同星体的核心，具有较低的/比，在182时已失效，这意味着这些星体必须是在182大部分衰变之前的很早阶段形成的。

新的，非常精确的182182天文测量表明，这些天体中的一些是在太阳的前几十万年内形成的（13）其中是从球粒陨石均匀储层分离的时间，=（2/半衰期）是182（百万年0078）的衰变常数，（182/180）是182与180的太阳系初始比值。