N体シミュレーション

現在の惑星形成のシナリオでは、恒星が出来たときに残った周辺円盤から惑星が出来ることになっています。惑星の２段階ぐらい前の微惑星体の形成シミュレーション。以下、機械翻訳。
N-体シミュレーション　微小惑星体構成は、重力の不安定性と凝固による。 II。 増大モデル

ちり層の重力不安定性は、微惑星体の形成のためのシナリオのうちの1つです。ちり層の密度が、原始惑星系円盤の中心平面の方へちり粒子の堆積の結果として十分に高くなるならば、層は重力で不安定になって、自発的に微惑星体に分解します。剪断している箱方法を使用して、我々はガスなしでちり層と以降の凝固の重力不安定性のローカルN-体シミュレーションを行って、微惑星体の基本的な形成プロセスを調査しました。本論文では、我々は累積モデルを衝突モデルに採用しました。1対の重力で縛られた小片は、一組の全体の量で、一つの小片と取り替えられます。この累積モデルで、我々は長期で大規模な計算を行うことができます。我々は、微惑星体の形成プロセスが粗石堆積モデルで前の新聞でそれと同じであることを確認しました。形成プロセスは、3つのステージに分けられます：非軸対称構な構造の形成、微惑星体の種の作成と彼らの衝突の成長。我々は、シミュレーション領域サイズの上で微惑星体の大量の依存を調査しました。我々はシミュレーションにおいて作られる微惑星体の平均量がLy＾3/2 と比例しているとわかりました、そこで、Lyは回転の方向の計算領域のサイズです。しかし、微惑星体の平均量はLxから独立しています、そこで、Lxが十分に大きいならば、Lxは半径方向の計算領域のサイズです。我々は、シミュレーション領域サイズを考慮している微惑星体の質量の評価公式を提示しました。