微惑星の初期質量とサイズ分布

微惑星の初期質量とサイズ分布。I.ザ・解像度、重力の効果とストリーミングの不安定性の計算における初期条件

我々は、ストリーミング不安定性を介して生成固体過密度の重力崩壊から原始惑星系円盤における微惑星の形成を研究しています。これらの研究を実施するために、我々は実装し、ガスと無衝突自己重力固体粒子の空気力学的に結合されたシステムのシミュレーションを可能にアテナコードの粒子メッシュ自己重力モジュールをテストします。微惑星形成のシミュレーションへの我々のアルゴリズムの採用の際に、我々は（直接比較が可能である場合）アテナシミュレーションは異なる数値手法を用いて、従来の研究で見られるものとよく一致し、予測微惑星の特性が得られることがわかります。P = 1.6 +/- 0.1で、 - （P）具体的には、ストリーミング開始塊の重力崩壊で、DN / DM〜M ^、べき乗則によく表現され、最初の微惑星質量関数につながります。我々は、最大512 ^ 3グリッドゾーンとN_par〜1.5×10 ^ 8粒子の収束研究から分解能で有意な傾向は認められません。同様に、べき乗則の傾きが自己重力と潮のせん断の相対的な強さの変化に無関心表示され、これらの主張の強さが限られているものの（数値経済的な理由のために）自己重力が、オンになっている時に少数の統計によります。（無次元停止時間{\タウ} = 0.3を持っているものと）最小質量太陽系星雲固体の一般的に想定半径方向分布について、我々の結果は、大きな小惑星やカイパーベルトオブジェクトのスケールで体として形成されているという仮説を支持します原始惑星の人口の高質量尾。

図１． － テスト問題が分析的な解決と比較した粒子領域に対する数の解決. 領域の半径は最高のパネルの中で見せられます、そして粒子量密度はボトムに対して示されます。 両方のプロットで、黒いカーブは分析的な解決です、そして赤いカーブは数の解決です。 我々は両方とも、領域の中心（途切れがない赤いライン）においてのそして右手にプロットで領域（たたきつけられた赤いライン）に関して平均してであられる密度、をたくらみます。
領域のラジアル範囲が分析的な解決より平均の密度と領域両方を少し異なった半径にしている領域の境界より大きくただ少し差別を撤廃する傾向がある計算するための我々のアルゴリズム。 さもなければ、数の解決は非常によく分析的な解決と合致します。 遅い時における若干の逸脱があります、そしてそのポイントにおいて我々は数の解決が格子スケール効果のために分析的な（人たち・もの）から外れることを予想します。


図２． － fiducial シミュレーションの間の４つのスナップ写真、 SI128-G0.05 . 平均の粒子面密度に標準化された垂直に統合化された粒子面密度の対数が見せられます。 時間がトップの左からボトムの権利まで増加します。 ボトムの左は自己重力がオンになっているすぐ後にです、そして、 微惑星 ができた後、ボトムの権利は申し分がありません。