使用碱融合技术进行样品消化56。在最初质量约1 g的顶列中，大约5–7毫克的粉状样品和15–30 mg的粉刺液和15-30 mg的粉状样品与氢氧化钠（NaOH）颗粒（> 99.98％的纯度）中的银钉中的（99.99％纯度）（纯度为99.99％），其NaOH/样品比例为30.30。大烷烃液体分解了样品的硅酸盐部分。然后在室温下冷却碱性样品溶液，形成亚稳态的硅酸盐复合物。冷却后，在15分钟的超声处理之前，将5 mL的18.2mΩcm-1水加入坩埚中。然后将样品溶液转移到Savillex Teflon烧杯中。重复此步骤3次，直到制定15 mL的最终溶液以确保样品的完全转移。使用7 m硝酸（HNO3）酸化溶液，以消化不受NaOH融合影响的任何金属。我们注意到，一些实验室有利于使用盐酸（HCL），以避免30SI对30SI的额外14N16O+多原子干扰。我们发现，在对仪器上进行同位素分析时，HCl摩尔性中的样品标准不匹配诱导的基质效应更大（Δ30SI的偏移为0.1‰需要HCl的HCL不匹配约0.02 m，而HNO3对HNO3的比例约为0.32-m）。因此，鉴于同位素分析之前的最终溶液不会蒸发为干性，我们将HNO3用作酸，这使我们无法通过常规手段与样品的摩尔度和标准配对匹配。酸化后，将样品进行超声处理20分钟，并在中途剧烈摇动。将另外25 mL的18.2MΩcm -1水加入样品中，以产生约40 mL的最终体积。如此庞大的溶解有助于防止氢氧化物的沉淀，这些氢氧化物已被证明优先吸附了光Si同位素57。最后， 在阳离子交换色谱之前，将溶液的pH调节为2-3，因为单硅酸（H4SIO4）在此pH范围内的聚合中最稳定。
溶解样品后，通过阳离子交换色谱法实现了Si的纯化56。柱上装有3毫升Biorad Dowex 50W-X12（200-400网格）阳离子交换树脂的H+形式。通过冲洗几次，使树脂在6 m HCl，7 m HNO3和18.2MΩCM -1水之间交替。然后在样品加载前使用约20 mL18.2mΩcm -1水将树脂预处理到中性pH。对于样品，将列的Si总量约为150μg，石英和标准NBS-28的总量约为300μg。用6ml的18.2MΩCM -1水（pH中性）洗脱硅，而所有阳离子物种均由树脂保留。为了准备质谱法，将洗脱样品和标准溶液调整为最终摩尔度为0.5 m HNO3。遵循参考的方法。59，还将溶液用硫酸盐溶液掺杂至约5的固定S/SI比。发现硫掺杂对于最小化样品和标准溶液之间由SO42-离子施加的标准溶液之间的基质效应至关重要，而SO42-离子未由阳离子交换树脂保留。
使用Thermo Scientific Neptune以及哥本哈根大学恒星和行星组中心的Thermo Scientific Neptune Plus多核心等离子体质谱仪（ICP-MS）进行硅同位素测量。使用ACM Nafion荧光聚合物膜脱位模块和大约100μl-1 min -1海洋喷雾器，使用APEX-Q（元素科学）和大约100μL-1的Seaspray Nebulizer将约4-PPM SI的样品吸入0.5 m HNO3的血浆源。在高分辨率模式下，在此吸收速率下的仪器灵敏度通常为30 v ppm-1。海洋雾化剂对总溶解固体的高耐受性通过二氧化硅的沉淀来缓解雾化器的阻塞。该设置产生的干血浆条件减少了干扰分子物种的同含量作用。使用标准样品括号纠正仪器质量偏置漂移，对石英砂标准NBS-28（NIST RM8546）测量样品。收集28SI梁的法拉第杯配备了1010-ω放大器，而29SI和30SI则在连接到1011-ω放大器的杯中收集。这种配置允许在至少100 V的信号强度下测量28SI。样品和标准的信号强度匹配到5％以内。该仪器以高分辨率模式运行，最小质量分辨能力约为11,000（M/δm，由5–95％的全峰高度从峰值边缘宽度定义），以有效地解决同碱干扰的SI的同位素。每次测量会议之前，安装了一个新的高分辨率缝隙（27μm），通常在一周后显示出降解的迹象。仔细地以24小时的速度监测质量分辨能力，以确保源缝隙的分辨率保持适当高以进行分析。典型的SI同位素会话由2或3个样本组成， 每个测量的100个循环的5次，具有16.6-s的整合时间，或100个循环的10倍，具有8.39-s的整合时间，对应于大约15 mL的溶液进行完整的样品分析。NBS-28标准也与每个样品测量之前和之后的样品相同。在每个测量之间，测量了与样品稀释的空白酸溶液的25个周期为8.39 s。峰值背景强度通常为 <0.1% of the total signal and did not vary significantly between sessions. A peak centre was performed at the start of each session, with no peak centres during the session as peak drift was negligible.
As with other elements in this range of the mass spectrum, there are a host of potential molecular interferences on the isotopes of Si, such as 12C16O+ and 14N2+ on 28Si, 28Si1H+ on 29Si, and 14N16O+ on 30Si. As the interferences are slightly heavier than the respective isotope of interest, measurement on the left side of the Si peak shoulder allows the measurement of an interference-free analyte beam. The high-resolution mode (m/Δm >11,000）在这项研究中使用提供了足够的质量分辨能力，以消除Si束上的同位干扰。例如，在29SI（28.97649）和14N16O+（29.99799）上解决最有问题的干扰28SI1H+（28.984762）对30SI（29.97377）（29.97377），需要M/δm= 3,500和M/δm/δm/δm/δm= 1,240，需要具有M/δm= 3,500和M/δm= 3,500和M/δm= 3,500和M/ΔM的质量分辨率。为了确定同位素分析的最佳质量位置，进行了肩部测试，从而在SI峰低质量的一系列质量位置上测量了29SI/28SI和30SI/28SI比，以计算Δ30SI和μ30SI。在每个分析会议之前进行此过程，以确保对无干扰光束的测量进行测量。独立计算的一系列轴向质量计算的μ30SI值的示例（图5）显示了大约四个毫米单位的质量范围，没有干扰物种。选择用于分析的典型质量位置为28.960，因为在该质量下，同质干扰的影响微不足道。特别是，在此质量位置处的测量确保数据采集不受28SI1H+干扰的影响，在SI峰启动后出现0.008。使用Iolite数据降低软件60脱机进行了所有数据减少。使用加权线性样条将背景强度插值，并使用平滑的立方样条将质量偏差随时间变化。
在通过阳离子交换色谱分离Si期间，可能还会通过柱穿过几种其他阴离子。因此，在陨石组之间分离的SI分离的明显化学差异可能会导致分析的不同物体之间的质量偏差。阳离子交换树脂未保留的SO42-离子赋予的基质效应被用硫溶液掺杂样品和标准品抑制。但是，其他物种（例如PO4-）可能是有问题的。为此，我们使用位于恒星和行星形成中心的ICAP ICP-MS（使用多元素校准的参考溶液）确定了SI分数中残留杂质的浓度。我们确定了四个样品的杂质浓度，这些样品代表了我们研究中研究的不同样品基质，即BCR-2陆生标准，Orgueil碳质软管，Que 97014 Eucrite和Krasnojarsk Pallaste。没有检测到相对于SI的杂质高于百分比的杂质，Na，P，Cr和Mo是唯一以上杂质的杂质（扩展数据表1）。为了评估这些杂质对我们的测量的影响，使用所有样品使用的相同分析方法测量了用2％Na，P，Cr和Mo（相对于SI）掺杂的NBS-28标准溶液。这种污染物的水平比我们的样品中观察到的高3-10倍。在我们的测量值不确定性（扩展数据表2）内未检测到对Δ29SI或μ30SI值的可测量效应，因此，我们得出的结论是，样品中存在的杂质水平可忽略不计。
为了评估我们的测量值的长期可重复性，根据与参考文献相似的方法，计算了所有陆地标准和orgueil测量值的单个μ30SI测量值与样品平均μ30SI值的偏差（如补充表1所示）。61。在19个月内测量了所包含的样品，因此有望准确预测长期外部可重现性。扩展数据图6显示了10个陆地标准和10个Orgueil分析的样品平均值的μ30SI偏差的直方图图，这对应于148个单独的分析。直方图不包括测量值的统计排斥，而仅包括由于非统计原因（例如样品摄取的突然变化）或在分析结束时用完溶液的样品而进行的手动拒绝。μ30SI偏差显示为2 s.d的正态分布。外部精度为17.5 ppm，对应于2 S.E.鉴于平均分析每个样本的7.4次，为6.4 ppm（总共有148个单独的分析）。单个样品的精度据报道为2 S.E.补充表1和2和S.E.中的样品平均值表1中的组平均值。表1中报告的误差包括不同的样本或重复测量同一样品。平均2 S.E.在这项研究中测得的所有样品中，为5.4 ppm（n = 72）。因此，样品测量值的内部和外部可重复性与1 ppm之内相当。此外，上述外部精度计算中使用的样品集包括对同一样品以及矩阵明显不同的样品的多次消化。作为2 S.E.数据集的外部精度与单个样本分析的精度相媲美，我们得出结论，没有通过样本溶解或SI化学分离引入不确定性的其他来源。
在补充表1中，所有测得的陨石的Δ30SI值报告为Δ30SI值，并扩展数据图7。对这些陆地岩石标准的同位素分析包括相同岩石粉末的多种溶解，以及在19个月内几个独立会议中进行的SI化学纯化。标准标准是在与陨石相同的分析条件下测量的，并在许多课程中重复。BHVO-2的重复测量值返回的Δ30SI平均为-0.26±0.02（2 S.E.，n = 6），与先前报道的值吻合。同样，玄武岩BIR-1（Δ30SI= -0.29±0.03，2 S.E.，n = 1）和BCR-2（Δ30SI= -0.22±0.02，2 S.e.，n = 3）也返回了其他实验室确定的值范围内的平均值。
唯一对质量非依赖性SI同位素数据的研究无法从所有体积陨石中从地面组成中解析μ30SI的变异性，而除了angrites62。他们的研究缺乏可变性归因于分析精度不足（约30 ppm，2 S.E.）。然而，报告的μ30SI= -36±20 ppm的同位素组成与μ30SI= -10.0±2.2 ppm的值一致。鉴于没有准确的质量独立于陨石的SI同位素数据，质量依赖性同位素值为实验室间比较提供了最佳手段。我们针对一系列经过良好研究的样本的Δ30SI值与文献中的Δ30SI值非常吻合16,63,63,64,65,66,67,67,68,69,70,71，证明了本研究中使用的分析技术的鲁棒性（扩展数据8）。
我们比较了30SI和43CA的核合成变异性，以评估我们的模型的一致性。这种比较是通过它们在相似的核合成环境中的生产来证明的，因此可以预期一些共同变化。在补充表2中可获得一系列太阳系材料的μ43CA值。其中一些数据发表的值72,73，并在补充表2中指示。按照与以前的工作相同的分析协议获得了其他μ43CA数据。72,73中所述。假设动力学分离的43CA同位素数据被校正了质量偏差，并报告为μ43CA值，表示样品相对于SRM 915B标准的质量非依赖性同位素偏差：μ43CA= [（43CA/44CA/44CA）样品/（43CA/44CA/44CA）SRM91115B-106×106×10]。
主要的Si同位素28SI明显比29Si和30si更丰富，因为28Si是巨大恒星中氧气燃烧过程中最丰富的产物。其他两个稳定的同位素分别为29SI和30SI，主要是由于大型恒星中的静水氧和霓虹灯燃烧过程以及通过在其进化的末端爆炸燃烧的II型Supernovae12,31。在低至中间质量恒星的情况下，SI同位素是在AGB相中产生的。在这种热脉冲AGB相中，SI含Si含有分子在恒星的流出中凝结以形成晶粒（例如，SIC），该晶粒将在其形成时保留Si同位素比。基于观察到，前具有29SI/30SI同位素比率，紧密模仿了SI同位素的银河化学演化线，AGB相似乎没有显着改变银河遗传的SI同位素比率74。同样，IA型超新星中的Si同位素的产生相对于其在大型恒星中的静水和爆炸性燃烧过程中的主要产生相对于其主要产生而言可忽略不计12。
在对数据的分析中，我们比较了陨石的μ30SI和μ43CA组成，这是由于30si，43CA的类似核合成遗产以及其各自μ值的归一化（28SI和29SI和29SI，42CA和44CA和44CA forμ4CA的标准化）的同位素。至于Si的所有三个同位素，42CA和43CA主要由静水氧和爆炸性氧气燃烧，在大型恒星中燃烧，而恒星的Mantle31中的中子捕获有所贡献。44CA同位素是极短的放射性核素44Ti（T1/2 = 60 Yr）的衰减产物，在氧气和Si燃烧过程中也会产生。因此，可比较的核合成过程的SI和提到的CA同位素的共同生产可以解释其强大的共同变量，例如，在罕见的IA型超级novae爆炸或电子贴合型超级Noperon Supernovae31,75中生产的更为异常的48CA。
使用Presolar Grain Database19和ε145nd组成的数据计算出Presolar SIC晶粒的平均质量非依赖性μ30SI，ε94,95MO和ε96ZR同位素组成。76。首先，主流，X，Y和Z SIC晶粒的原始同位比率是根据其质量依赖性值计算得出的。然后，校正质量依赖性效应以使用True 29SI/28SI = 0.05080、98MO/96MO = 1.45711、90ZR/94ZR = 2.96030和146nd/144nd = 0.7219内部归一化的比例，假设是指定性法律。μ30SI，ε94,95MO，ε96ZR和ε145nd组成的每个SIC晶粒的组成是质量分级校正比与太阳能比的偏差。然后，根据MeteorItes77中的相对丰度，将所有SIC晶粒合并的平均质量独立值合并的总和的平均质量不依赖性值将通过将重量分配给主流晶粒的重量为90％，2％至X晶粒的权重，2％至X晶粒。使用这种方法，我们得出了扩展数据表3中报道的平均SIC组成。鉴于SIC晶粒的异常Si同位素组成（μ30SI≈ -2,700），我们探索它们在磁盘中的异源分布是否可以解释观察到的μ30SI可变性。从近似于CI软管（11 wt％SI，μ30SI= 32.8）的太阳能中产生最多耗尽的μ30SI成分（μ30SI= -11.0），需要一个sic浓度（70 wt％si，μsisi，μsi，μsi，μsi，μSI，μSISI= 70 wt％= −M，超过气象丰度约为75倍。
我们使用数值模拟来探索如果在磁盘寿命中碰撞和碰撞和卵石积聚的结合发生，是否可以重现火星和原始地球的μ30SI组成。我们的陆地行星形成模拟建立在已描述的模型11,78,79的模型上。模拟考虑了在原星磁盘中单个行星体的生长。原月经磁盘被建模为标准的，时间依赖的α磁盘，其中恒星上的质量吸积率从最初的10-6 m yr-1降至10-9 m yr-1在5 myr的进化中。粘度系数设置为α= 10-2。行星通过吸收鹅卵石和行星模拟而生长。卵石尺寸固定在1 mm处，与来自原球门磁盘80的观察性约束以及在软骨陨石中发现的软骨的显着尺寸。气体的扩散系数设置了卵石的尺度高度，因此从最初的三维积聚到更有效的二维卵石积聚。扩散系数为δ= 3×10-4，显着低于全局α粘度。这反映出，原月球磁盘的中间平面可能仅在气体和磁场之间具有较弱的耦合，从而降低了那里的湍流强度。径向卵石通量被计算为通过原行星磁盘的气体瞬时通量的分数ξ乘以（由于卵石漂移而随着时间的推移而下降；有关详细信息，请参见扩展数据图2的标题）。我们包括一条以1.6左右为中心的行星带；我们在参考文献中表明。11这样的行星带与陆地行星的建筑相匹配。在这条皮带内部，行星吸收了很大一部分行星，但是卵石积聚在0.1 me以上的行星质量中占主导地位，从而从皮带迁移出来。在这张照片中， 火星是一个行星胚胎，并未从其出生区域迁移，而金星，地球和Theia经历了大量的内部迁移11。
在这些模型中，第一代人的行星因素通过流式不稳定性形成，然后是这些行星和卵石积聚的碰撞积聚的混合物，以生长火星大小的身体。从这一点发生了以卵石积聚为主的生长模式的过渡，这是卵石质量增加在达到火星质量时，卵石将卵石的重点增加到原子星上的自然结果。我们使用由非碳质量表母体定义的μ30SI组成作为第一代行星的起始组成，并通过图1B的数据来拟合Si组成作为时间的函数的图1B的功率定律。拟合遵循t = c（μ30Si-μ30SI0）β，其中μ30SI0是t = 0时μ30SI的值，β是幂律参数，C是一个拟合常数。常数C和μ30SI0通过要求该功能在其各自的积聚时间拟合其组成和软骨的组成。在扩展数据图2中，我们提出了β= 1（线性拟合）和β= 0.5（表示内磁盘组成中更突然的过渡）的结果。线性模型产生的增生年龄为2 MYR，而原始灰尘与内部太阳系的磨料混合产生的增生年龄约为3 Myr。地球的最后质量包括额外的陆地行星Theia的贡献，该行星与原始地球相撞，以稍后的时间形成地球 - 月系统。火星生长的这种早期终止是卵石竞争中其他原生体搅动其轨道的自然结果。至关重要的是，无法通过任何合理的参数调整来扩展陆地行星的推断地层时间尺度。
原球星的重力吸引了氢和氦的热液包膜，该信封连续连接到山半径39,81处的原球盘的压力和温度条件。使用行星包膜结构的平衡模型（即压力和温度是表面上的高度的函数），计算出吸积卵石内矿物的升华。我们将行星的光度设置为L = GMPLA/RPLA，其中G是引力常数，MPLA是行星的质量，RPLA是行星的半径，并且是质量积聚率，将质量积聚率设置为时间尺度上的质量质量增长时间计时尺度τ= 0.7 Myr（以下参考文献41）。在这里，RPLA标记了原球星的表面，该表面最初是固体的，但后来从增生能量融化以形成岩浆海洋。我们使用假定静水平衡和辐射温度梯度的最小值的分析结构表达式81。这些表达式利用不透明度对温度的现实幂律依赖性（我们将磁盘温度的不透明度设置为0.01 m2 kg-1）。扩展数据图9a显示了在可能的矿物升华温度下连续处理的积聚材料的比例，这是行星质量的函数。大量的热处理始于0.04 ME。对于火星质量行星，大约50％的材料在690 K的FES升华温度下进行了处理，而在0.6 Me的原球星上，加工分数上升到> 90％。扩展数据图9b显示了原始地球的包膜的结构，假设质量为0.6 Me。
邦迪半径定义为rb = gm/cs2，是重力结合的范围的范围，其中cs是气体的声速。对于我们的原始地铁模型，RB≈5×105 km。邦迪半径外的山地半径的区域通过从原行星盘39的回收流中渗透。我们假设在FES升华时释放的H2S分子以及约10％的嵌入式痕量元件（例如MO和RU）的一部分从Bondi半径逃脱，并具有大规模向上移动的对流细胞41。这种低丰度的微量元素一旦从FES释放出来，要么将保持原子形式，要么将其像微小的纳米级簇保持原子源，它们随着气流而容易移动。由于气体相82中元素的稀缺性，这些簇将无法生长到卵石尺寸。我们不能先验地预测信封中FES升华释放的难治元素的质量损失。我们选择的损失分数是由与地球和火星的MO组成的同时匹配，以在7％至10％之间的一系列损耗分数（图3）。
邦迪半径中的气体流具有Rb的特征长度，并且CS的特征速度及其具有湍流扩散系数为D≈αConconvRBC，其中αCONV是对流包络中有序统一的因素。我们将时间尺度估计为bondi半径散布，因为tdiff = rb2/（αconvcsrb）= gm/（αconvcs3）= 0.046 yr（m/me）（m/me）（T/125 K）-3/2αconv。在对流区域中，这显然是一个非常快速的时间范围，在对流区域中，αConv对于高蛋白胶合体的发光度近似于统一性83。对于辐射区，即使是由对流过度83产生的少量湍流（αconv> 10-7），或者是由原电力磁盘湍流搅动的，也会促进一百万年的时间表上的损失。我们注意到，这种逃生机制将不适用于更多难治性的矿物质，例如硅酸盐，因为硅酸盐蒸发会降低灰尘的不透明度，并在约1,800 K的温度下形成一个额外的辐射区域，从而防止更多的难治性物种通过对流细胞逃避而通过对流细胞逃脱。硅酸盐的升华还形成了富含SIO蒸气的层，平均分子量远高于Invelope84中的氢气和氦气。这种平均分子重量梯度进一步阻止了对流在包膜和SIO层之间的边界上。SIC晶粒还将在此硅酸盐层中升华，因此将其同位素含量添加到散装行星中。
图4中绘制的100个蒙特卡洛模拟中的每一个都追踪了地球形成的两个步骤，即陆芯和地幔的演变，即外在太阳系卵石和形成月球形成的巨型冲击。II -IIAIB铁陨石和CI软管分别用作内部和外部太阳系行星和卵石的同位素代理（每个模拟中的起始组成）。
犹太陨石已被视为早期研究中内二氧化二氧化碳组成的代理。4。但是，存在有限的Ni同位素数据针对尿素，并且这些数据受到大型不确定性的困扰。85。因此，我们使用II -iaib铁陨石作为早期磁盘材料组成的代理。这是一个合理的假设，因为在太阳系Evolution86的前百万年内，建模了II -IAB铁陨石的建模，可以在内部磁盘中积聚。Fe和Ni Core -Mantle分配以恒定核心质量分数为0.325（参考文献87），在固定氧化态下对应于Mantle50中Fe的6.26％。NI分区的建模为压力依赖性，在低压50,88下变得更加明显的铁质刺激。在卵石积聚期间的模拟开始时，对于每个计算步骤，假定积聚金属成分与地幔之间的完全平衡。在巨大的冲击过程中，假定原始地球和theia套之间的完全平衡，但与Theia核心的平衡程度不同，将其建模为与地幔平衡的Theia Core的分数。据注意，原始地球核仍然是同位素分离的。根据先前的工作89，选择了完整地幔深度的0.5平衡深度，以达到约55 GPA的最终地幔平衡压力。这导致最终DNI（金属/硅酸盐）约为26（参考文献88）。在撞击时，我们假设在撞击时的原始地球和0.4 Me的质量，在参考文献产生的卵石积聚的数值模拟之后。11。基于我们研究的SI同位素数据，假定这两个原始星团都具有相同的散装组成，并从CI储层中获得了26％的质量。对于蒙特卡洛模拟， 根据S.D的正态分布，IIIAB铁陨石和CI软骨的组成变化了。等于S.E.数据。假定其他输入参数是不变的。这些模型的所有输入参数均在扩展数据表3中描述。
我们注意到，地球地幔的Ni同位素组成不在μ60NI–μ62ni图上的hondrites（即II IIAB铁陨石）和CI软骨之间的混合关系。详细说明，IIIAB和CI软管之间的混合线上上方的地幔图。因此，我们探讨了60FE核素的放射性衰减（T1/2≈2.6Myr）是否可以解释陆地60NI过量。从图4中提供的模型中，我们计算出吸积和分化后原始地球和Theia的披风的Fe/Ni比分别约为163和约273。接受原始地球和Theia的质量分别为0.6 Me和0.4 ME，质量平衡的论点要求原始地球和Theia的联合披风的Fe/Ni比为193，然后与Theia的核心平衡。我们假设原始地球和Theia的主要区别发生在太阳系形成后的2.5 MYR时，这代表了图2中提出的两个卵石积分模拟的平均值。使用初始太阳能系统60FE/56FE的丰度为1.15±0.26×10-85（参考文献85），我们将其组成1.15±0.26×10-6 PPP。原始地球和Theia相对于CI组成（代表60FE腐烂之前的组合物组成）。我们在扩展数据中显示了图4D，一旦解释了放射原60ni的贡献，地球和theia的组合地幔的Ni同位素组成与Theia的核心在与地球的现代壁炉和II -IIAB IIAB IIAB IIAB IIAB IIAB IAB IAB ATEERITES的混合关系中进行部分平衡之前。注意到，要考虑陆地构图所需的与Theia核心的平衡程度<20％， 与图4所示的Fe – Ni进化模型一致。地球地幔中的放射原60NI不仅与60FE的寿命中的卵石增生相一致，而且还需要快速形成原始地球。CI的Ni同位素组成代表参考文献的平均值（±2 S.E.）值。85,90,91，而IIIAB组成来自参考。61,85。陆地地幔组成的平均为两个平均值，该值是根据参考文献计算得出的。61,91。
