类地行星在形成的初始时刻均处于高温状态，并且经历了规模不等的岩浆洋事件 (Tonks and Melosh, 1993; Elkins-Tanton, 2012; Abe, 1997; Maurice et al., 2020; Rubie et al., 2003; Stevenson, 2008; Hosono et al., 2019 )。此后随着热量的散失，行星逐渐冷却并逐渐分异出核-幔-壳等层圈结构，热演化贯穿了行星的演化的整体历程，是研究行星演化历史的核心科学问题之一。
大碰撞生热是行星增生历史上最大的一次生热事件，然而这部分热量长期以来却被认为对类地行星的整体热演化影响较小。其原因在于过去一般认为大碰撞产生的岩浆洋分布在地球表面，岩浆洋厚度依据不同的岩浆洋模型约束在几百公里至一千多公里的范围不等 (Tonks and Melosh, 1993; Elkins-Tanton, 2012; Abe, 1997; Maurice et al., 2020; Rubie et al., 2003; Stevenson, 2008; Hosono et al., 2019)。由于岩浆洋向外界的热传输方式是热辐射，按照一般的黑体辐射理论，其热量传输效率比热传导高两三个数量级，同时岩浆洋的内部热对流非常剧烈，所以岩浆洋的热量会快速消散。因此，传统的观点认为碰撞生热(吸积热)对行星演化的热史影响较小。但上述认识缺乏定量模拟工作的支持，作为行星增生历史上最大的一次生热事件，大碰撞生热是否无法长期保存？
我们最新的工作对此开展了详细的研究，进行了130次SPH模拟，包括了Canonical碰撞等月球形成的大碰撞。该项工作产生了一系列的新发现，包括地核的初始热状态，初始热分层结构及其对地磁场启动的控制作用。
 

;大碰撞;,生热,热演化