微惑星形成モデル

綿菓子から砂利、砂利から岩、岩からラブルパイルてな具合に順調に成長するのか。以下、機械翻訳。
微惑星形成や小石の配信のための総括的なモデル

微惑星の塵粒子からの旅は天文単位（乱原始惑星系星雲の大きさ）の数百マイクロメートル（集合体の付着やリストラ）に至るまでのスケールに作用する物理的なプロセスを必要とします。微惑星形成を研究する際、同時にこれらのプロセスを考慮することが不可欠です。私たちは、多孔性凝固プロセスの本質的な特徴を維持しながら、アカウントにダスト面密度の進化を取り乱原始惑星系円盤における大量支配ダストの進化のための新規の、グローバル、半解析モデルを開発しています。この総括的なモデルは、サブミクロンから太陽のような星の周りのディスクで微惑星のサイズに成長を研究するために使用されます。衝突断片化と浸食の影響を受けない高多孔質の氷については、微惑星サイズの急速な成長はに出て延伸ゾーンで可能です 〜10 A U大規模なディスクの。多孔質の凝集がびらん性の衝突によって制限されている場合、直接凝固を通じて微惑星の形成が可能ではないですが、に近いストークス数を有する凝集体の大規模な人口の作成はストリーミング不安定（SI）をトリガすることがあります。しかし、我々はSIのために必要な到達条件が弱い乱流と（とても）冷たいディスク、またはディスク、困難やほこりが豊富なディスクに制限されていることがわかります。雪ライン、迅速な氷の粒の結果の気孔率主導型アグリゲーション（ビハインド〜104 YのR微惑星の）形成。びらん性衝突がこれを防ぐ場合は、SIは特定のディスクの状態に対してトリガされる可能性があります。この作品に導入された数値的アプローチは、同時に微惑星形成や小石配信を研究するための理想的に適しており、惑星形成プロセスの開始のコヒーレント画像の構築を支援します。

図２：第３節で記述されたバッチ方法のイラスト。 （Ａ）：世界的規模で、 原始惑星系円盤のほこり内容はユニークな、そして独立したバッチのコレクションによって記述されます。 個別のバッチが宇宙と時間で後に続く弾道は命綱と名前を付けられます。
（Ｂ）：それぞれのバッチが３本の別個の脚で構成されています。 これらの脚は一緒に、あるいはさらに離れて近づくことができます、しかし内側の２と外の２本の足の間に囲まれた大量は常に同一です。 それぞれの足のために、成長とラジアル吹きだまりが Eqs を使って同時に解決されます。 バッチの面密度と（成長のタイムスケールを計算するために必要な）その最初の派生物が Eqs を使って得られる間に１３と１４。 １７と２０。 （Ｃ）：すべての足の場所で、ローカルなほこりコンポーネントは一つの大量、サイズと 多孔性 で 単分散 総数住民によって記述されます。 （Ｄ）：総計はそれら自身その特性が非常に分裂と 圧縮 に対する総計の強さに影響を与える（代行してください）ミクロンサイズの モノマー で構成されています（付録Ｃ参照）。