地球在生长过程中吸积了日益氧化的物质，这使得忒伊亚（Theia）必须较小且相对氧化

《Icarus》：Earth accreted increasingly oxidized material as it grew constraining Theia to be small and relatively oxidized

　　

地幔可在多种动力学模型中重现。
• 地球后期的吸积过程比早期阶段更为氧化。
• 小型的Theia可能具有多种氧化还原状态，且在我们模型中更为青睐。
• 如果Theia较大，它必须具有与现代地球相似的氧化还原状态。

引言

众多提出的地外行星形成动力学情景再现了内太阳系的架构，并通过数值天体物理N体算法进行了探索，这些算法模拟了行星天体的动力学演化和生长过程（综述见Morbidelli et al., 2012）。这些计算实验揭示了初始行星物质群碰撞和生长的持续趋势（如Kokubo and Ida, 1996, Kokubo and Ida, 1998），以及太阳系架构如何从不同的起始盘构型演化为当前状态（如Chambers, 2001, Raymond et al., 2009, Hansen, 2009）。然而，匹配太阳系天体物理约束（如类地行星的质量和轨道）的科学成就现已由多种相互不兼容的地外行星形成情景实现（如Hansen, 2009, Walsh et al., 2011, Jacobson and Morbidelli, 2014, Clement et al., 2019, Nesvorny et al., 2021, Izidoro et al., 2022, Lykawka and Ito, 2023, Nesvorny et al., 2025）。因此，必须使用额外的约束条件来区分这些行星形成情景，我们转向地质、陨石和行星样品记录来区分这些假说的历史。

行星演化模型已表明，形成条件强烈影响类地行星的组成（Wade and Wood, 2005, Rubie et al., 2011）。正因为如此，对地球地质记录的详细理解是区分所提议的行星形成情景的一组潜在强有力的约束条件。例如，利用多种太阳系形成情景，Gu et al. (2023)发现，地球类似物的地幔组成最强烈地取决于均质化胚胎核心的比例和初始胚胎质量的大小。尚不清楚是否所有太阳系形成情景都能产生与总硅酸盐地球具有相同地幔组成的地球类似物。先前的研究表明，Grand Tack情景能够产生具有准确组成的地球类似物（如D.C. Rubie et al., 2015）以及火星，但无法同时产生这两个行星（Nathan et al., 2023）。此外，所谓环模型可以从地球的地幔组成中再现（Dale et al., 2025, Dale et al., 2026），但不同提出的地外行星形成情景之间的全面考察是有限的。

地球的形成历史可能塑造了其成分演化（如Dauphas, 2017），并且与月球形成撞击事件密不可分（如Canup and Asphaug, 2001），这是地球形成期间最重要的吸积事件。在经典的月球形成假说中，月球由原地球与火星大小的撞击体碰撞产生的碎片盘形成，通常称为Theia（Hartmann and Davis, 1975, Benz et al., 1986, Canup and Asphaug, 2001, Canup, 2004, Canup, 2008）。然而，许多提出的月球形成撞击情景中的每一个（如Canup and Asphaug, 2001, ?uk and Stewart, 2012, Lock et al., 2018）似乎都能在调用特定动力学历史的情况下再现地月系统的天体物理特性。由于月球的尺寸和轨道的天体物理特性可以通过一系列动力学路径再现，其起源和形成历史仍未确定。

在这里，目标有两个方面：首先，我们测试地球地幔的地球化学是否与每种主要的太阳系形成情景——经典、Grand Tack/不稳定性、环型——相容；其次，我们确定这些情景对原地球和月球形成撞击体Theia的质量比和组成施加了哪些约束。为了计算这些模拟中天体的地幔和核心组成的演化，我们将N体天体物理模拟中的吸积历史与行星分异模型相结合，该模型模拟了由多阶段撞击引起的熔融和核幔均质化事件所导致的地球化学演化。

我们的模型建立在前人工作的基础上（如Rubie et al., 2011, D.C. Rubie et al., 2015, Rubie et al., 2016, Jennings et al., 2021, Blanchard et al., 2022, Nathan et al., 2023, Dale et al., 2023），结合了太阳系吸积的动力学、撞击行星天体的混合以及描述金属和硅酸盐之间元素分配的实验室数据。通过这个综合行星吸积和分异模型，我们比较和对比了三种端元类的形成情景，并确定是否可能在这些情景中构建具有准确总硅酸盐组成的地球类似物。我们使用了科学文献中或受其启发的多个N体天体物理模拟，这些模拟成功地再现了地球的动力学特性（如Raymond et al., 2009, Hansen, 2009, Walsh et al., 2011, Jacobson and Morbidelli, 2014, O'Brien et al., 2014, Izidoro et al., 2015, Nesvorny et al., 2021）。通过对每个模拟进行此操作，我们确定原行星盘的氧化还原状态必须是什么，才能重现地球的组成，以及地球地幔组成如何随时间演化。最后，我们确定哪些Theia和原地球的组合与总硅酸盐地球的组成相容。

带有天体物理N体模拟的太阳系形成数值模型在再现主要行星的轨道和质量以及稳定的小行星星群方面已普遍取得成功。特别是，现在已经存在能够普遍再现太阳系类地行星天体物理特征的动力学形成情景（如Hansen, 2009, Walsh et al., 2011, Jacobson and Morbidelli, 2014, Clement et al., 2019, Nesvorny et al., 2021, Izidoro et al., 2022, Lykawka and Ito, 2023, Nesvorny et al., 2025）。这些不同的行星形成情景能够匹配太阳系的主要天体物理约束，如类地行星的数量及其质量、半长轴和净角动量亏损，后者在统计上解释了其轨道偏离平面和圆形几何的形状。这些情景还普遍再现了主小行星带的质量和轨道分布，包括一个两成分的内外组成带，分别与S型和C型小行星有关，以及来自外部成分带的水向地球的输送。一些最成功的提出的情景尽管经历了行星形成时代的混沌动力学所带来的随机性，仍能稳健地再现这些特性。

这些现代情景与有时被称为经典或规范情景的情形形成对比，后者尽管存在一些明显问题，但再现了内太阳系的许多特征，包括类地行星的数量及其轨道，同时关于原行星盘中初始质量分布的假设最少（Chambers, 2001, O'Brien et al., 2006, Raymond et al., 2009, Fischer and Ciesla, 2014, Jacobson and Walsh, 2015）。这一情景断言类地行星从具有最小质量太阳星云模型（Weidenschilling, 1977, Hayashi, 1981）结构的原行星盘中生长。本质上，这个盘将八大行星的固体质量根据受最终行星质量分布启发的面密度，在类水行星和类海王星行星的半长轴之间准平滑地分布在小行星中（Wetherill, 1978, Wetherill and Stewart, 1989）。与巨行星生长和存在气体盘的大行星轨道演化模型一致，巨行星从它们当前位置的圆形轨道和目前的尺寸开始，由于外太阳系冰的存在而生长得更快（如Morbidelli et al., 2015）。这一情景被称为圆形木星-土星（CJS）情景，因为木星和土星被赋予了圆形轨道，这对于内太阳系的动力学演化至关重要（Raymond et al., 2009）。这一情景通常产生与金星和地球质量及轨道相匹配的行星。特别地，在此情景中类地行星的吸积历史往往与从地球化学推断的地球生长历史某些方面一致，如月球形成撞击等晚期的巨大撞击（Hartmann and Davis, 1975, Cameron and Ward, 1976, Benz et al., 1986, Canup and Asphaug, 2001），与地球地幔中高度亲铁元素丰度一致的月球形成后晚期小行星吸积面纱（Jones and Drake, 1986, Day et al., 2016），以及与短寿命Hf-W放射性系统地球化学证据一致的地球生长时间尺度（Halliday, 2004, Jacobsen, 2005, Kleine et al., 2009, Nimmo et al., 2010）。

然而，经典情景始终无法再现火星和主小行星带的特性（Chambers, 2001, O'Brien et al., 2006, Raymond et al., 2009, Fischer and Ciesla, 2014, Jacobson and Walsh, 2015）。对于火星和小行星带来说，主要挑战是相对于地球重现它们的小质量——这一理论挑战就是所谓的"小火星问题"。过大的火星和过重的的小行星带也会影响地球的轨道演化和生长，因此即使地球是主要关注对象，这个问题也不能被忽视（如Wetherill, 1991, Chambers, 2001, Raymond et al., 2006）。小火星问题是经典情景中假设的原行星盘中材料初始分布的直接后果。在最小质量太阳星云（Weidenschilling, 1977, Hayashi, 1981）中，从盘最内部区域（≤1 AU）到巨行星内侧区域（?5 AU）连续分布的固体质量在海量的原型行星中扩散，创造了一个过大的火星补给区。事实上，以火星当前位置（约1.5 AU）为中心的区域的物质数量大致与地球生长区域（约1 AU）的物质相当。在这种情况下，火星和地球的建筑材料大致相同，因此火星在经典情景中生长到与地球相似的大小（Raymond et al., 2009, Raymond and Morbidelli, 2022）。小行星带通常被动力学搅动得无法吸积行星大小的天体，但搅动又不够充分到能将主带区域的物质从最小质量太阳星云推断的数值减少到与现代小行星带相当的量。

经典情景的一个略有修改的版本断言，巨行星，特别是木星和土星，拥有偏心轨道；这一情景通常被称为偏心木星-土星（EJS）情景。如果木星和土星从受激发的轨道开始，例如偏心率与现代值一致的轨道，那么巨行星会将物质散射出小行星带区域，并在较小程度上散射出火星区域的物质（Raymond et al., 2009, Fischer and Ciesla, 2014, Jacobson and Walsh, 2015）。这导致火星类似物质量减少，但类火星行星通常仍超过火星质量数倍，而不是圆形情况下的十倍（Raymond et al., 2009, Fischer and Ciesla, 2014, Jacobson and Walsh, 2015）。在罕见情况下，会形成小火星类似物（Fischer and Ciesla, 2014），但这些往往存在于其他方面与内太阳系不相似的行星系统中（Jacobson and Walsh, 2015）。从过激发的巨行星系统开始，例如木星和土星具有远超现代值的偏心率，进一步将模拟的火星类似物质量减少到类火星值，但这种强烈激发通常会破坏类地行星区域的大部分稳定性，例如减少地球类似物与地球的相似性（Raymond et al., 2009）。此外，没有理由预期巨行星一开始就在受激发的轨道上，因为太阳星云内的生长预期会完全动力学阻尼其轨道——这一观测与系外行星系统一致（如Kley, 2019）。

解决小火星问题的一个直接方案是，从初始被截断的原行星盘物质形成类地行星。如果火星区域和主小行星带区域开始被清空，那么它们就不可能生长得过大。确实，第一个环带模型没有在火星或主小行星带区域放置任何质量，相反，质量必须由正在成长的地球和金星散射到这些区域（Hansen， 2009）。这一初始提议并未说明为何内盘会是一个尖锐狭窄的环带，而不是一个平滑宽阔的盘。然而，原行星盘的这种截断可能是由于巨行星与星云气体盘之间的动力学相互作用，或者反映了原行星盘过程导致的固态物质初始短缺。
所提出的最显著的塑造机制是木星和土星在穿过气体盘迁移时发生的“大迁徙”（Grand Tack）（Walsh et al., 2011）。在“大迁徙”情景中，随着木星和土星分别与黏性原行星盘相互作用，它们首先向内迁移；土星迁移得更快，并在平均运动共振中追上木星，这逆转了它们的迁移方向（Masset and Snellgrove, 2001）。巨行星的向内移动将原行星从主小行星带和火星区域散射出去，将宽阔盘中的岩石星子和胚胎压缩成一个更窄的环带。随后巨行星的向外迁移将外部冰质星子散射到内盘区域，而内部正在成长的行星也能够将岩石质原行星散射回火星和主小行星带区域（Walsh et al., 2012）。这一情景首次再现的不仅是火星和主小行星带的小质量，还有小行星带的双组分组成（Gradie et al., 1989, Mothé-Diniz et al., 2003, DeMeo and Carry, 2013）以及从短寿命放射性铪-钨系统推断出的火星快速形成时间尺度（Nimmo and Kleine, 2007, Dauphas and Pourmand, 2011, Jacobson and Morbidelli, 2014），同时保留了“经典情景”的所有其他积极特征（Walsh et al., 2011, Jacobson and Morbidelli, 2014, Brasser et al., 2016, Deienno et al., 2016）。“大迁徙”情景要求巨行星具有非常特定的迁移历史，因此也要求太阳系原行星盘具有非常特定的演化过程（Brasser et al., 2016）。此外，与自洽的圆形“经典情景”一样，需要一次晚期巨行星不稳定性来解释外侧巨行星的轨道（Tsiganis et al., 2005）以及诸如木星特洛伊之类的小天体群（Morbidelli et al., 2005）。
然而，晚期巨行星不稳定性有可能使已经完全成长的内太阳系失去稳定（Kaib and Chambers, 2016）——这个问题在“经典”和“大迁徙”情景中都存在。注意，太阳系可能是一个统计上罕见的结果，因为四个内太阳系行星有可能同时幸存。然而，在类地行星吸积的主要阶段发生的早期巨行星不稳定性缓解了这个问题。这是因为，尽管早期动力学不稳定性仍然会将一部分现存原行星散射到太阳中，但仍有足够多的可以存活下来以构建类地行星（Kaib and Chambers, 2016）。幸运的是，早期巨行星不稳定性会优先从类地行星形成区域的外部移除物质，因此这种不稳定性也可以动态激发并清空火星和主小行星带区域，同时解决“小火星问题”（Clement et al., 2018）。探索巨行星不稳定性时机的数值实验表明，与太阳系最匹配的时间是太阳系形成后的前1000万年（Clement et al., 2018, Clement et al., 2019），这可能是由气体盘本身的耗散引起的（Liu et al., 2022）。
或者，巨行星的演化和内盘可能相对独立地演化（例如，Nesvorny et al., 2021），而内盘外部区域的低质量是原行星盘自身演化的结果（例如，Hansen, 2009, Izidoro et al., 2014, Raymond and Izidoro, 2017, Izidoro et al., 2021, Nesvorny et al., 2021, Lykawka and Ito, 2023, Nesvorny et al., 2025）。狭窄环带的确切理由可能只能由特定假设定性驱动（例如，Izidoro et al., 2014, Raymond and Izidoro, 2017, Lykawka and Ito, 2023），但通常定量模型会引用与冰、有机物和/或硅酸盐相关的星云凝聚前沿（例如，Lichtenberg et al., 2021, Izidoro et al., 2021, Morbidelli et al., 2022）。实际上，遥远原行星盘显示出表明径向固态物质表面密度集中和贫化的亚结构，有时归因于凝聚前沿，有时归因于附近的巨行星（例如，Andrews et al., 2018）。如果采用这种方式，所产生的环带可以被调节以精确生成类地行星，包括解决“小火星问题”（例如，Hansen, 2009, Izidoro et al., 2014, Raymond and Izidoro, 2017, Izidoro et al., 2021, Nesvorny et al., 2021, Lykawka and Ito, 2023, Nesvorny et al., 2025）。有些“环带”情景开始时小行星带完全没有任何物质（例如，Raymond and Izidoro, 2017），小行星带完全由散射物质构建而成。其他“环带”情景则主张存在一个低质量的星子盘，此外还有一个质量更大的原行星环带（例如，Nesvorny et al., 2025）。
另一种提出的行星形成情景是卵石吸积（例如，Lambrechts et al., 2019, Bizzarro et al., 2025）。这种形成机制涉及吸积卵石大小的物体来形成行星核心，其时间尺度比传统的星子吸积快数个数量级。如果类地行星完全由卵石吸积形成（例如，Johansen et al., 2021），那么就不需要考虑多阶段吸积。然而，考虑到月球形成撞击以及类地行星确实通过行星胚胎之间的碰撞生长（这比卵石吸积可能的时间尺度更长）的其他地球化学证据，没有多阶段吸积而只靠卵石吸积形成类地行星似乎极不可能（例如，Zube et al., 2019, Morbidelli et al., 2025, Yap et al., 2025）。因此，我们在此不考虑卵石吸积情景，而是专注于星子吸积情景。我们研究中使用的模拟再现了包含巨大撞击时代的行星形成情景的一般特征，无论初始行星胚胎是由于星子吸积的失控生长（例如，Morbidelli et al., 2012, Jacobson et al., 2014）还是卵石吸积（例如，Lambrechts et al., 2019, Bizzarro et al., 2025）而产生的。
我们假设，这些不同的星子吸积类地行星形成情景对内盘地球化学梯度的含义截然不同。“大迁徙”和“早期不稳定性”情景与“经典情景”共享一个特征，即内盘的主要构建块来源于一个宽阔的多天文单位区域，通常延伸约0.5至3天文单位。然而，与“经典情景”不同，巨行星对内盘的动力学搅拌要强烈得多，增强了跨越任何径向地球化学梯度的径向混合。所有“环带”情景都共享一个特征，即内盘的主要构建块来源于一个亚天文单位区域，通常被认为只有十分之几天文单位。由于星子的动力学径向混合是一个快速过程（例如，O’Brien et al., 2006, Kaib and Cowan, 2015），这似乎意味着一个均质化的地球化学储库，因此不清楚地球化学梯度能否在这种狭窄的环带上建立。或许，一个可能的解决方案是引用两个或多个狭窄环带，每个环带与不同的凝聚前沿相关联（例如，Morbidelli et al., 2022, Nesvorny et al., 2025）。目前，我们关注的是是否有可能从每个类地行星情景中再现类地行星中的地幔，以及如果是这样，需要什么样的地球化学梯度来再现地幔成分。
太阳系物质的氧化还原状态变化很大，范围从IW-8到IW+2（Righter et al., 2016）。陨石记录表明原太阳系中存在非均质的形成环境（Jones, 2012, Zhang et al., 2024）。太阳系中主要的行星尺度地球化学趋势之一是内类地行星之间明显的氧化趋势。水星是离太阳最近的行星体，高度还原，其几乎所有总铁都以金属形式存在（Hauck et al., 2013, Nittler et al., 2011）。陨石记录和行星物质的多样性表明，早期原行星盘中存在成分氧化还原梯度。氧化还原状态变化的证据在陨石记录和太阳系主要天体的估算整体铁成分中都有体现，如图1所示。因此，太阳系物质氧化态变化的来源可能是来自不同环境的非均质构建块的继承，包括不同数量水的结合（Ciesla and Cuzzi, 2006, Grewal et al., 2024），可能的凝聚过程（Charnoz et al., 2026），以及诸如多阶段核形成（Galimov, 2005）和地幔内同时期铁歧化（Wordsworth et al., 2018, Armstrong et al., 2019）等分馏行星过程的改造。原行星盘中物质初始氧化还原状态的变化，加上这些天体的后续动力学演化，对地球的地球化学演化具有深远影响，包括对地球贡献者子集的影响，如原始地球、忒伊亚以及任何晚期吸积到地球的物质。
地月系统的形成常被假设为巨大撞击的结果（Hartmann, 1975, Cameron and Ward, 1976），但撞击体的物理和化学性质仍存在争议。巨大撞击假说很有说服力，因为它直接解释了地月系统的角动量状态，而无需引述后续动力学过程来从地月系统中排出多余角动量；这些约束促使了月球形成的经典理论，即一个约火星大小的天体忒伊亚撞击原始地球（Benz et al., 1986, Canup and Asphaug, 2001）。然而，太阳-地球-月球系统中的动力学相互作用，如摄动共振，可以将角动量从地月轨道转移到日地轨道（?uk and Stewart, 2012, Wisdom and Tian, 2015, ?uk et al., 2016, Tian et al., 2017, Tian and Wisdom, 2020, ?uk et al., 2021）。这为替代的高能和高角动量情景开辟了可能性，如“撞击并逃逸”（Reufer et al., 2012）、撞击快速旋转的地球（?uk and Stewart, 2012）、类似大小的原始地球和忒伊亚之间的碰撞（Canup, 2012）、一系列撞击（Rufu et al., 2017）以及形成行星“同星体”的超高能撞击（Lock et al., 2018）。所有这些不同的形成情景都未能解决月球形成撞击体忒伊亚的大小问题。然而，在所有提出的月球形成情景中，地球的非零部分来源于忒伊亚，这为忒伊亚的可行大小和化学成分提供了潜在约束。
月球的成分提供了其来源的潜在线索。例如，月球具有比地球（8.05 wt%；McDonough and Sun, 1995）更高的地幔FeO丰度（9.24 wt%；Warren, 2005），并且具有非常小的金属核（?2 wt%；Hood and Zuber, 2000, Gaffney et al., 2023）。在经典的月球形成撞击假说中，月球的大部分质量来自忒伊亚（Benz et al., 1986, Canup and Asphaug, 2001），因此对升高的月球FeO成分的一个直接解决方案是忒伊亚拥有升高的地幔FeO丰度（约20 wt%；Meier et al., 2014）。然而，并非所有地月形成模型都提出氧化的忒伊亚；例如，Wade and Wood (2016) 提出一个非常还原的忒伊亚（约0.3 wt% FeO地幔）撞击一个适度氧化的原始地球（约10.7 wt% FeO地幔）。
地球和月球在广泛的同位素体系中是同位素相同的，这进一步使该系统可能的起源变得复杂。阿波罗样品显示，月球和地球的氧同位素组成（16O、17O、18O的比例）在测量误差内完全相同（Wiechert et al., 2001, Spicuzza et al., 2007, Hallis et al., 2010, Young et al., 2016）。这种同位素相似性也延伸至许多其他同位素体系，甚至包括更耐熔的元素，如铬（Lugmair and Shukolyukov, 1998）、锆（Sch?nb?chler et al., 2005; Akram and Sch?nb?chler, 2016）、钨（Touboul et al., 2007）、硅（Georg et al., 2007; Fitoussi and Bourdon, 2012; Armytage et al., 2011, 2012）和钛（Zhang et al., 2012），以及核合成的μ54Fe同位素异常（Hopp et al., 2025）。对月球钨同位素更精确的测量表明，月球物质中182W略有过剩，相较于地球样品，但这可能是由于地球和月球上晚期吸积的差异，而非原始原地球与忒伊亚之间成分上的差别（Touboul et al., 2015; Kruijer et al., 2015）。这些地球化学观测对月球起源假说具有重要影响。通常，月球撞击模拟显示月球大部分物质来源于忒伊亚（Canup and Asphaug, 2001; Canup, 2004, 2008），这意味着月球将获得反映忒伊亚成分的同位素特征。忒伊亚的成分通常被认为与地球不同，因为太阳系中所有其他分异天体的同位素组成都与地球不同，特别是内太阳系天体如火星和灶神星与地球存在可分辨的差异（综述见 Dauphas and Schauble, 2016）。为了调和地球与月球的同位素相似性与所提出的月球形成撞击情景，已经提出了三种解决方案。一种方法是断言原地球和忒伊亚之间已经存在高度的初始同位素相似性（Dauphas, 2017）。具有类地同位素组成和较高地幔FeO含量的忒伊亚是调和地月同位素组成最直接的方式（Meier et al., 2014）。地球的同位素组成在许多同位素体系上与顽辉石球粒陨石相似（Javoy, 1995; Javoy et al., 2010; Dauphas and Schauble, 2016; Dauphas, 2017），尽管并非全部（Fitoussi and Bourdon, 2012; Hopp et al., 2025）。然而，考虑到太阳系物质中同位素组成的广泛多样性，地球与忒伊亚在同位素上完全相同的几率似乎很低（Pahlevan and Stevenson, 2007）。Kaib和Cowan（2015）估计原地球和忒伊亚具有相同稳定同位素组成的可能性在5%到8%之间，而其他人则认为这一可能性高达约20%（Mastrobuono-Battisti et al., 2015）。或者，在卵石吸积情景中，金星和忒伊亚将获得与地球相当相似的组成，因为它们将从相同的卵石流源中生长（例如，Johansen et al., 2021）。然而，放射性钨体系也要求原地球和忒伊亚在撞击前具有相同的核形成历史——这是一个具有挑战性的命题，除非这两个天体具有非常相似的大小和吸积历史（Kruijer et al., 2015; Johansen et al., 2021）。在这种方法中，原地球和忒伊亚源自同位素相似的初始物质。另外，第二种解决方案诉诸于撞击过程中原地球和忒伊亚物质的物理混合，以形成一个具有与原地球和忒伊亚物质相同混合比例的环行星盘，与地球本身一致。由于忒伊亚对地球的贡献必须与原地球相同，这要求忒伊亚和原地球发生近乎相等大小的碰撞和物理混合（Canup, 2012）。完全的物理混合具有抹除任何撞击后同位素组成差异的后果，无论忒伊亚与原地球之间初始差异如何。因此，在这种方法中，原地球和忒伊亚可以源自同位素非常不同的初始物质。最后，这个问题的第三种解决方案诉诸于同位素不同的地球与撞击后环行星盘之间的热力学平衡，在月球从盘中吸积之前消除同位素差异。这假设了在月球形成撞击后的高能条件下，熔融的原月球盘中发生了同位素平衡（例如，Pahlevan and Stevenson, 2007）。或者，更高能量的撞击可以形成行星环星云（synestia），从而实现高效的化学平衡（Lock et al., 2018）。这些撞击后过程可以在月球吸积之前，在地球与撞击后环行星物质之间提供适当程度的化学和同位素平衡。因此，在这种方法中，原地球和忒伊亚可以源自中等程度同位素不同的初始物质，具体取决于所提出的平衡方案的精确细节。利用耦合的N体形成模型和地球化学分异模型，我们同时研究太阳系形成和月球形成，以硅酸盐地球的总体成分作为主要约束，其组成相对于其他行星体得到了很好的表征。因为现今地球地幔的组成是原地球、月球形成撞击前的地球和月球形成撞击体忒伊亚的混合体，所以地球地幔必须包含月球形成撞击的化学记录。如果某些忒伊亚和原地球的组合与现今地球地幔的组成相容或不相容，这可以约束月球形成撞击的性质。在合理的太阳系初始组成条件下，我们确定了早期太阳系的可行氧化态，以及月球形成撞击体忒伊亚的特征。章节摘录方法为了评估许多不同类地行星形成情景中类地行星的地球化学，来自天体物理N体模拟的类地行星生长历史经过行星吸积和分异模型的后处理。该模型在重现太阳系历史的各个方面具有重要传承（例如，Rubie et al., 2011; D.C. Rubie et al., 2015; Jennings et al., 2021; Nathan et al., 2023）。它为每个原行星分配一个初始组成许多不同的形成情景可以构建出组成与BSE相似的地球模拟星所有情景中的研究都成功产生了地幔组成与BSE总体成分和显著的适度亲铁元素预算相匹配的地球模拟星。模型拟合优度度量χ2一致较低，表明模拟的地球模拟星地幔在累积上对所有元素都与BSE实现了紧密匹配。对于此处检查的164次模拟，平均χ2拟合优度值为3.39 ± 2.58（中位数2.47），表明大多数模拟的原行星盘中的成分氧化还原梯度利用核幔分异模型，我们研究了几类不同的太阳系形成情景，并证明在所有研究的形成情景中，有可能自洽地构建一个地幔组成与硅酸盐地球相匹配的模拟地球。如果满足两个条件，这一点成立：1.原行星盘中必须存在氧化还原梯度，使得地球可以从具有广泛范围的原行星和胚胎构建而来。结论我们测试了许多不同的动力学太阳系形成情景产生地球地幔组成的能力，以及这一吸积历史对原地球和忒伊亚的组成和大小的影响。我们测试的六类太阳系形成情景包括：Grand Tack、Circular Jupiter-Saturn、Eccentric Jupiter-Saturn、Truncated Disk、Steep Profile和Ring Model。为此，我们对N体吸积历史进行了核幔分异后处理。CRediT作者贡献声明Gabriel I. Nathan：写作——审阅与编辑，写作——原稿，可视化，验证，监督，软件，方法学，调查，资金获取，正式分析，数据管理，概念化。Hung D. Nguyen：写作——审阅与编辑，验证，调查，正式分析，数据管理。Seth A. Jacobson：写作——审阅与编辑，监督，软件，资源，项目管理，方法学，资金获取，概念化。利益冲突声明作者声明，他们没有任何已知的竞争经济利益或个人关系，可能影响本文报告的工作。致谢GIN感谢NASA地球与空间科学技术未来研究者（FINESST）项目（资助号80NSSC23K1376）的支持，以及NASA喷气推进实验室（JPL）的NASA博士后项目（NPP）任命，该任命由橡树岭联合大学（ORAU）根据与NASA的合同管理。HDN感谢密歇根州立大学研究生助教（PA）项目以及地球与环境科学系本科生研究奖学金的支持。Gabriel I. Nathan|Hung D. Nguyen|Seth A. Jacobson