ガス惑星核（コア）の最小質量

ガス惑星の出来方として、原始惑星系円盤の中で原始惑星が地球質量の10倍まで成長するとガスを取り込んでガス惑星になる。という認識でした。
この研究では、ガスを圧縮する重力は必要だけど、重要なのは冷却の様です。ただ、100AUで原始惑星が地球質量の3.5倍まで成長する前に中心恒星の寿命が尽きるから、早めに惑星－惑星散乱で送り込んでもらうか、分子雲から直接自己収縮する必要があります。以下、機械翻訳。
広い分離において巨大惑星形成のために最小中核となる質量

要約：中核となる付加物仮説で、巨大な惑星が固体の 原始惑星コアにガス付加物によってできます。 ガス巨大惑星を組織する最小の（か、あるいは重要な）中核となる質量は１０倍の地球質量として典型的に引用されます。 実質価値はいくつかの要因に依存します： 原始惑星系円盤の中の場所、大気の不透明と固体の付加物レート。 巨大な惑星の進行中の直接の画像処理捜索によって動機付けを与えられて、この研究は外のディスクの中核となる質量の必要条件を調査します。 ガス堆積の最も速い許可されたレートを決定するために、我々は、これがガスの封筒を加熱するであろうとき、もう微惑星 を加えない固体のコアを考慮に入れます。 我々の球形の、２層の大気の冷却モデルは内部の 対流地域とディスクにマッチする外の 放射 ゾーンを含みます。 我々は巨大惑星が３百万年の典型的なディスク生涯以内に組織するべき最小中核となるミサを決定します。 最小コア質量は標準的なほこり 混濁 で、５AU においての~８.５の地球質量から１００AU においての~３.５の地球質量まで、ディスク半径で下落します。 外のディスクでのより低い温度がこの傾向を説明します、他方ディスク密度における変化はそれほど影響力を持っていません。 すべての距離において、より低いほこり不透明あるいはより高い平均分子量が重大な中核となる量を減らします。 我々の非自己 - 引き寄せられている、分析的な冷却モデルは、大気がただ~１０％核心と同じぐらい大規模であるとき、始めて、自己重力が際立って初期の大気の進化に影響を与えることを明らかにします。