大碰撞是行星形成晚期非常普遍的增生事件，一般认为在地月系统形成晚期 (原始地球从0.1M_⊕增生到1M_⊕阶段，M_⊕为现今地球质量) ，至少发生了数次的大碰撞事件，在最后一次大碰撞中才形成了月球 (Raymond et al., 2009) 。太阳系内类地行星和气态巨星的形成也和大碰撞事件密切相关，如水星的金属核所占比例异常高，约为总体积的70%，它可能是由于高速碰撞使原始水星的硅酸盐幔被剥离形成 (Asphaug and Reufer, 2014) 。火星南半球是古老、充满陨石坑的高地，北半球则是较年轻的平原，火星表面的二元结构也被认为和低速撞击有关。
大碰撞数值模拟是验证大碰撞理论的最佳手段，数值模拟能够提供大碰撞事件的碰撞速度，碰撞角度，碰撞体的质量等可能的初始条件信息，也能够提供碰撞温度，系统角动量，月球质量，物质组成 (地幔与地核) ，标志性元素与同位素组分 (如Δ¹⁷O) 等一系列的碰撞×过程与碰撞结果信息。在1974年月球形成的大碰撞理论被重新提出以后 (Daly，1946) ，大碰撞过程的数值模拟研究工作就没有停止过，如Cameron&Ward，Melosh&Sonett，Stevenson等，但这些早期的定量化工作都局限于宏观因素的探讨。真正意义上的数值模拟始于1984年的第一次月球起源的重大国际会议，Kipp&Melosh采用基于传统欧拉网格的方法对大碰撞过程进行模拟，但在当时这一方法显无法处理大碰撞这种剧烈形变和存在大量自由表面的体系，Benz&Cameron则首先采用了一种1977年由Lucy提出的名为光滑粒子流体动力学(Smoothed particle hydrodynamic，简称SPH) 的方法，SPH方法具有自适应性、无网格性和粒子形式，非常适宜处理大形变问题和追踪自由表面 (Kipp and Melosh，1986；Benz et al.，1986)。此后几十年时间里，SPH方法成为大碰撞数值模拟的主要方法，但受到了计算能力和模拟算法的制约，模型尚无法展示准确的细节和结果。
    第一个被大家所接受的数值模型由Canup&Asphaug于2001年建立 (Canup and Asphaug, 2001)，该模型在一个较为宽松的初始条件下，在当时被认为可以解释所有的地月系统特征，这一模型被称为经典碰撞 (Canonical impacts) 模型。按照标准碰撞模型，地球吸积生长至接近现今大小时 (0.85 M_⊕)，与一质量约为火星大小的星胚 (Theia) 发生了约45°的撞击，碰撞速度约9.3km/sec。碰撞中Theia的金属核大部分溶入地核，而硅酸盐部分与上地幔物质混合，抛射出的高能量物质留在绕地轨道上，最后吸积形成月球。经典碰撞 (Canonical impacts) 模型的分辨率大约为3万粒子。
    在此后长达二十年的时间里，SPH方法的模拟分辨率得到快速的攀升。在2012年左右，SPH方法的模拟分辨率达到了30万-60万 (Canup et al., 2012)。到2019年，随着SPH模拟中并行技术的突破，分辨率则迅速增加到107 ~108之间 。分辨率的迅速提高意味着我们能够发现过去的模拟中无法发现的现象，极大的促进了该领域的研究。
    我们将详细介绍该领域的研究进展，希望更多的研究者关注并进入到该领域当中，改变我国在该领域落后的局面。

 

SPH,大碰撞,行星形成