潮汐収縮モデル

ガス惑星が原始惑星系円盤内だけで形成されると考えるより分子雲から直接収縮して形成されるとした方が観測される系外惑星に合うという学説です。面白い。以下、機械翻訳。
潮のダウンサイジングモデル。 ３。 副地球という所から褐色わい星までの惑星：構造と 金属量 好み http://arxiv.org/abs/1504.02365
要約：我々は惑星形成のために潮のダウンサイジング（TD）仮説という環境で改善された住民合成計算を提出します。 我々のモデルは次のカテゴリーで系外惑星観察に自然な説明そして／あるいは質量に関するマッチを提供します： (i) 存在が最大に接地するたいていの豊富な惑星； (ii) ～５- 15M -よりいっそう大規模なコア大きい金属に富んだ大気によって包まれます； (iii) ガスの巨大な惑星の中の近い － の発生の頻度は強くホスト星の 金属量 と関連します； (iv) このようなどの相互関係もサブ海王星の惑星のために見いだされません； (v) 巨大な惑星の中の大規模なコアの存在； (vi) ガスの巨大な惑星の作文は（彼・それ）らのホスト星と比較して金属で過度に豊富です；観察したように、 (vii) この過剰は惑星の質量で減少します； (viii) - １０ - 20Mそして - 100M - の質量の間の惑星の大量機能の深い谷
そして 我々はモデルを中核となる堆積から区別している多くの観察の予測を提供します： (a) 大規模なコアの構成がアイスではなく、岩によって独占されます； (b) 大量機能が最小限なしで滑らかなコア - ３M - そして下に - 1M - rollover （上昇するよりむしろ）（c) １０ AU が鈍感な向こうのガスジャイアント、ホストの星の金属量 。 ? 10MJup よりいっそう大規模なオブジェクト 観察がその褐色わい星 / 恒星級の仲間が関連づけない少ない質量 / 対相関体を示すという状態で、主星の 金属量 と矛盾しないホスト星の 金属量 に関して相関体あるいは平らな対相関体ではなくしてください。 モデルの不適当な組合わせと系外惑星観察が直接比率にあるものが包囲するために、巨大な惑星を映し出しました、それは要因 - １０ － です
あまりにも高いです。 しかしながらこれは我々が使う単純なディスクモデルの欠陥でしょう。 我々は TD モデルが系外惑星（要約され）の観察された人口を説明することにおいて Ca に別方法であると結論します。