コア増大はどうだい

原始木星9.2AU、原始土星11.9AUから太陽に落ち込みながら形成したシミュレーションです。いろんな話があって面白いが、海王星以遠にガス惑星がある惑星系が、最近撮影されているので、もっと遠くから形成されるパターンは無いのか？
タイプⅠの移動とは、形成中のコアが、ガスの引力で減速して太陽に近づき落込む現象です。以下、機械翻訳。
3.4百万年のコア増大による土星の形成

要約
我々は3.37百万年（モデルS0）と3.48百万年（モデルS1）の惑星形成時間で、土星の2つの新しい元の位置のコア増大シミュレーションを提示する。そして、観察された原始星の円盤生涯と一致している。
モデルS0に、我々は迅速な粒子固定が全恒星間の価格から粒子のために不透明度を減らすと仮定する。
モデルS1に、我々は定着していて、その代わりにエンベロープで完全な恒星間の不透明部を粒子に割り当てている粒子を実施しない。
驚くべきことに、2つのモデルは、ほとんど同一の形成時間とコア/大気質量比を生じる。
我々は、したがって、中心的な累積論の新しい現れを観察する：
かなりの太陽中心の距離で、固体のコア成長率（ケプラー軌道速度によって制限される）は、惑星形成時間を支配する。
我々は、このパラダイムが同様に天王星と海王星にあてはまらなければならないと主張する。

1. 導入
原始星のディスクの観察された生涯の間の相違（2-3百万年;Haischほかは、2001である）、そして、時間は中心的な累積によって惑星形成のために要求した。（>8百万年;ポラックほかは1996である）、惑星形成論のために問題を長く提示した。
しかし、2005年に、惑星構造の2つの新しいモデルは、コア増大-ガス捕獲プロセスが2.5百万年の中でガス巨大惑星をつくることができることを示した。
Hubickyjほか（2005）は、5.2AUで原位置に木星の形成をモデル化して、木星が0.1地球質量から成長することができるとわかった。2.2百万年のその現在の質量のコア。
アリベールほか（2005）のコア増大モデルによって、木星と土星が円盤（0.035太陽質量＜円盤質量＜0.05太陽質量）で2.5百万年の中で並行してできることができた。
各々のモデルは、巨大惑星形成の速度を上げるために、異なるアプローチを使用した。
アリベールほかは、タイプI移動を中心的な累積モデルに加えた：彼らが太陽の星雲の枯渇してない地域へ引っ越して、原始惑星の内側の運動は彼らが微惑星体とガスの新たな供給を受けるのを許す。
累積率はそれから、原始惑星のヒル球が拡大する率によってもはや制限されないので、巨大惑星形成時間は最高1桁減少する。
これらのモデルは、最初の軌道長半径9.2ＡＵ以上原始木星を必要とする。そして、11.9AUででき始める原始土星、そして、進行中の彼らは、2百万年ほどで現在の位置に移住する。
1つの顕著な特徴はアリベールほかのある。そして、（2005）コア増大モデルはそれがうまく、木星とLunine &スティーヴンソン（1985）の理論を罠にかけている包接水和物を一致させている土星の大気の重金属内容を予測するということである。
しかし、タイプI移動率は、自由パラメーターである：アリベールほかは、分析的ものは田中ほか（2002）の働く点に注意する率太陽系外惑星の観察された頻度と一致しているには、はるかにあまりにかなりの移動率を予測する。
著者は、任意の要因によって田中を登ることによるこの問題ほかのまわりで(2002)を得る
∱１どこで０≤∱１≤0.03

最後に、モデルの基礎をなしているもう一つの基本的な仮定がある、そしてそれは、それは線が一定である氷を越えたガス/固体比率であるかＧ／Ｓ＝７０

Hubickyjの元の位置の惑星形成モデルほか（2005）は粒子が速く原始惑星に属するエンベロープの底に取りかかることを必要とすることによって木星の形成時間を減少させる、そこで、彼らは純化（Podolak 2003）によって滅ぼされる。
粒子固定が粒子のためにエンベロープ不透明度を降ろすならば、
恒星間の価値の2%、ガスは効率的に収縮することができて、原始惑星のヒル範囲に入っている新しい材料に道をあけることができる。
Hubickyjの重要な自由パラメーターほかがモデル化する最高は、惑星の給送地帯の微惑星体の固体の表面密度である：
原始惑星が円盤によって動かない時から、それが給送地帯を必要とする。Σ固体≳１０gcm-2に達する。～15地球質量大きいガスのエンベロープ（Papaloizou &ネルソン2005）を降着するために必要なコア。
太陽の星雲（ダッドソン-ロビンソンほかが、2008（将来論文 I）である）の太陽中心の距離の機能としての固体の表面密度の新しい計算の有効性は、土星を含むために元の位置の中心的な累積シミュレーションを延長する可能性を上げる。
Tsiganisのニース・モデルほか（2005）が原始土星が最高でも外へ1AU移住したと予測するので、土星に適用されるとき、我々は元の位置の近いものを合理的であると思う。
理論的に、そして、実測的に動機づけされた価値を固体の表面密度に提供することによって
Σ固体、論文Ⅰ結果は、パラメータ研究から、そして、決定論の方へ中心的な累積シミュレーションを遠ざける。
太陽の星雲が並行して（そして、もちろん、天王星と海王星（我々が今後は仕事を調べる形成））木星と土星を作ることができなければならなかったので、我々は最初に、木星を生産するPaper I太陽の星雲モデルの能力を評価する。
Paper I（価値賛成に）でΣ固体は、10万年後に太陽の星雲進化は、13.2gのcm-2である。
ロビンソンほか（2006）によって計算される5AUで固体の表面密度と木星構造時間の関係を採用すること、
我々は、Paper I　結果が木星を2.5百万年でできさせるとわかる。
ロビンソンほかに組み込まれて、関係を登っている(2006)は、効果的な粒子固定が不透明部を原始惑星に属するエンベロープに導く見せかけである。
～2%恒星間の粒子。
この論文に、我々はこの仮定をゆるめて、そのうえ土星に関して100%の恒星間の粒子不透明度の制限するケースを調査する。
Paper Iからの基準の円盤が2-3百万年の中で土星を作ることができるならば、我々は重力で安定した円盤（太陽の星雲力に関する議論については、Paper Iを見る）で彼らの現在の位置の近くでできている2つのガス巨大惑星の成功した中心的な累積モデルを持っている。

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