若い惑星周辺の円盤と形成

原始惑星系円盤の中でガス惑星が形成される時、惑星材料が直接コアに落ち込むのではなく惑星周辺円盤が形成されてワンクッションおいて集積されるようです。以下、機械翻訳。
若い巨大な惑星の周りの 惑星周辺円盤：コア付加物とディスク不安定性の間の比較

要約
中核となる付加物あるいは重力の不安定性が惑星を作ったかどうかにかかわらず、 惑星周辺円盤が巨大な惑星を形成することについて、見つけられることができます。 我々は、２つの形成メカニズムの間の 惑星周辺円盤質量と温度における可能な本質的な相違を明らかにすることが同じぐらい可能な類似の最初の条件として使用して、両方の形成のシナリオのために 惑星周辺円盤の最新技術の 流体力学 シミュレーションを実行しました。
我々は、 惑星周辺円盤が 星周円盤のやまでまっすぐにスケールを集結させることに気付きました。 そのために、等しく大きい 原始惑星系円盤で、ディスク不安定性で構成されるディスクが設計する 惑星周辺円盤 は、ただそれらのコア付加物対応物よりいっそう大規模な８のファクターだけであり得ます。 他方、大口レートの 惑星周辺円盤の温度は２つの事例の間に１以上の規模によって異なります。 重力の不安定性によって組織された惑星の周りの サブ円盤は１００Ｋを下まわって特有の温度を持っています、他方、大きい、光学的に厚い 原始惑星系円盤に埋め込まれるとき、コア付加物 惑星周辺円盤は暑くて、温度でさらに１０００Ｋより大きいです。 我々はこの相違がどのように異なった形成メカニズムの自然の結果であると解釈されることができるか説明します。 我々は、完全なガスジャイアントがディスク不安定性によってできるとき、異なった温度がポイントまで持続するべきであると論じます、それ故、我々の結果は観察が、惑星近所で大口レートの温度を測ることによって、２つの主な形成のシナリオを区別するために都合が良い基準を提供します。
キーワード：堆積ディスク － 流体力学 － 数の方法 － 惑星と衛星：形成 － 惑星ディスク相互作用

図１。 Ca - １シミュレーション、１０木星量惑星が中核となる堆積によって形成されて、そして星から５０AU に置かれるところ。
左：惑星は 星周円盤のギャップを開きました。 右： 惑星周辺円盤に垂直の断片を急速に通り抜けてください。


図３。 ７８０年と１９４２年においての GI シミュレーションの２つのスナップ写真。 たった４つの茂みが茂みの間に最初の混沌とした相互作用段階から生き残ります。