直接撮影惑星形成のための熱量制限

巨大惑星が分子雲から直接収縮するためには、分子雲が冷たくないと放熱が追いつかないから熱エネルギー総量（エントロピー）を制限しないと理論的に巨大惑星が出来るはずがない。以下、機械翻訳。
直接検出された系外惑星の最初のエントロピーを制限すること

要約：巨大ガス惑星の最初のエントロピー S_i はその早い進展のためにその形成の歴史の鍵となる目撃者と決定的な量です。 しかしながら、形成モデルはまだ確かに、形成のシナリオを方向付けるために最初のエントロピー の観察の確定を不可欠にして、 S_i を予測することが可能ではありません。 質量とエントロピーでモデルの格子を使って、我々はその観察された輝きと年齢からどのように天体の質量と最初のエントロピーに対して共同の制約を与えるべきか示します。 さらに、我々は質量情報、例えば dynamical 安定性分析からの、あるいはラジアル速度で、もっときつい限度が最初のエントロピーに合わせられることができることを明示します。 我々はこのプロシージャを 2M1207 ｂに適用する、そしてその最初のエントロピーが、それが重水素を焼かないと想定して、少なくとも９.２kB/バリオン であると判定してください。 HR ８７９９システムの惑星のために、我々は、星のために年齢不確実性から独立していて、 Si ＞ ９.２kB/バリオン にそれらができたに違いないと推論します。 最終的に、 β Pic ｂのための類似の分析が、視線方向速度の質量の上限を使って、 Si ＞ １０.５kB/バリオン にそれができたに違いないことを明らかにします。 これらの最初のエントロピーの価値感は、これらの天体のためにそれによって質量的に最も寒いスタートを除外して、そしてウォーム・スタート、特にβ Pic b. のために 制限して、コア付加物モデルからマーリーおよびその他によって得られたものより高くそれぞれ頃０.７、０.５、そして１.５ kB/バリオン です。