스트리밍 불안정

Streaming instability

행성 과학에서 스트리밍 불안정성은 가스 디스크에서 공전하는 고체 입자에 의해 느껴지는 드래그가 중력적으로 붕괴할 수 있는 덩어리로 자발적인 집중을 유도하는 행성의 형성을 위한 가상의 메커니즘이다.[1]작은 초기 덩어리는 기체의 궤도 속도를 증가시켜 국소적으로 방사상 표류를 느리게 하며, 더 빠르게 표류하는 고립된 입자와 결합하면서 성장을 이끈다.중력이 붕괴하기에 충분한 밀도에 도달하는 거대한 필라멘트 형태는 전통적인 형성 메커니즘에 대한 많은 장벽을 우회하여 큰 소행성 크기의 행성으로 변한다.스트리밍 불안정성의 형성은 가스와 적당히 결합되는 고형물과 하나 이상의 국소 고형물과 가스비가 필요하다.가스와 적당히 결합될 수 있을 정도로 큰 고형물의 성장은 빙선 밖과 난류가 제한된 지역에서 더 가능성이 높다.기체에 관한 고형물의 초기 농도는 중간 평면에서 고형 대 가스 비율이 하나 이상에 도달할 수 있도록 충분히 난류를 억제하기 위해 필요하다.가스를 선택적으로 제거하거나 고체를 농축하는 다양한 메커니즘이 제안되었다.내부 태양계에서 스트리밍 불안정성의 형성은 고체의 더 큰 초기 농도를 요구하거나 연골의 크기를 넘어 고체의 성장을 요구한다.[2]

배경

행성과 더 큰 몸체는 전통적으로 계층적 억양을 통해 형성되었으며, 작은 물체의 충돌과 합병을 통해 큰 물체를 형성한 것으로 생각된다.이 과정은 반 데르 발스군이 함께 가지고 있는 더 큰 골재를 생산하는 브라운 운동으로 인한 먼지의 충돌로 시작된다.골재는 디스크의 중간면 쪽으로 자리를 잡고 조약돌과 더 큰 물체를 형성하는 기체 난류로 인해 충돌한다.더 이상의 충돌과 합병은 결국 자기 중력에 의해 합쳐진 지름 1~10km의 행성들을 만들어낸다.그 후 가장 큰 행성들의 성장은 가속되는데, 중력 집중이 그들의 효과적인 단면을 증가시키고, 그 결과 더 큰 소행성을 형성하는 폭주 억제를 낳게 된다.나중에 더 큰 물체에 의한 중력 산란은 상대적인 움직임을 흥분시켜 행성 배아의 형성으로 끝나는 더 느린 과두구 응산으로의 전환을 야기한다.외부 태양계에서는 행성 배아가 가스를 흡수할 만큼 커져서 거대한 행성을 형성한다.내부 태양계에서는 행성 배아의 궤도가 불안정해져 거대한 충돌과 지구 행성의 형성으로 이어진다.[3]

이 과정에 대한 많은 장애물들이 확인되었는데, 충돌을 통한 성장에 대한 장벽, 더 큰 고체의 방사상 표류, 그리고 행성들의 난류 교반이다.[2]입자가 성장함에 따라 난류 에디에서 기체의 움직임 변화에 반응하는 데 필요한 시간이 증가한다.따라서 입자의 상대적인 움직임과 충돌 속도는 입자의 질량에 따라 증가한다.규산염의 경우 충돌 속도가 증가하면 먼지 골재가 고착이 아닌 튕겨지는 고체 입자로 압축되어 직경 약 1mm의 연골재 크기로 성장이 종료된다.[4][5]얼음 고형물은 튕기는 장벽에 영향을 받지 않을 수 있지만 충돌 속도가 증가함에 따라 파편화로 인해 더 큰 규모로 성장이 중단될 수 있다.[6]방사상 표류는 기체의 압력 지지의 결과로서 고형물보다 느린 속도로 궤도를 돌 수 있다.이 가스를 통해 공전하는 고체는 각운동량을 상실하고 자랄수록 증가하는 속도로 중심별을 향해 나선형으로 움직인다.1AU에서 이것은 미터 크기의 장벽을 생성하며, 큰 물체의 빠른 손실은 최대 1000개의 궤도에 불과하며, 항성에 너무 가까이 접근하는 동안 기화로 끝난다.[7][8]더 먼 거리에서는 얼음 덩어리들의 성장 시간이 성장 시간보다 짧아질 때 얼음 덩어리들의 성장이 더 작은 크기로 제한될 수 있다.[9]원행성 원반 내의 난류는 밀도 변동을 일으켜 행성상 토크가 상대 속도를 흥분시킬 수 있다.사체 영역 밖에서 무작위 속도가 높을수록 작은 행성들이 파괴되고, 행성들이 100km 반경에 도달할 때까지 급격한 성장의 시작이 지연될 수 있다.[2]

혹성 형성이 이러한 장벽을 증분성장으로 우회했을 수 있다는 일부 증거가 존재한다.내부 소행성대에서 충돌 가족의 일부로 확인되지 않은 모든 낮은 알베도 소행성은 35km보다 크다.[10][11]행성의 최소 지름이 100km이고 더 작은 소행성이 충돌로 인한 파편이라면 약 100km의 소행성 크기 분포의 기울기 변화를 모델로 재현할 수 있다.[3][12]카이퍼 벨트 객체의 크기 분포에서도 유사한 경사 변화가 관찰되었다.[13][14]명왕성의[15] 작은 분화구 수가 적은 것도 KBO가 직접 구성한 증거로 거론됐다.[16]더욱이 느슨하게 묶인 바이너리의 존재에 의해 제안된 바와 같이, 차가운 클래식 KBO가 낮은 질량 원반에서 상황에 맞게 형성되었다면,[17] 그들은 전통적인 메커니즘을 통해 형성되었을 가능성이 없다.[18]혜성의 먼지 활동은 자유 낙하 속도에서 충돌하는 완만한 형성 과정의 결과인 낮은 인장 강도를 나타낸다.[19][20]

설명

앤드류 유딘과 제레미 굿맨이 처음 설명한 스트리밍 불안정성은 원행성 원반에 있는 기체와 고체 입자의 움직임의 차이에 의해 구동된다.[21]가스는 항성에 더 뜨겁고 밀도가 높아 항성으로부터 중력을 부분적으로 상쇄하는 압력 구배를 생성한다.압력 경사로의 부분적인 지지로 기체는 거리에서 케플러안 속도보다 약 50m/s 낮은 속도로 공전할 수 있다.그러나 고체 입자는 압력 경사로 지지되지 않고 가스가 없을 때 케플러안 속도로 공전한다.속도 차이는 고체 입자가 공기역학적 드래그로 추진력을 잃으면서 중심별을 향해 나선형으로 변하는 역풍을 초래한다.그 끌림은 또한 기체에 역반응을 일으켜 기체의 속도를 증가시킨다.고체 입자가 기체에 뭉치면, 그 반응은 역풍을 국소적으로 감소시켜, 성단이 더 빨리 공전할 수 있게 하고 내부 표류를 덜 겪게 된다.느린 표류 군집은 추월되어 고립된 입자에 의해 결합되어 국부 밀도를 증가시키고 방사상 표류를 더욱 감소시켜 초기 군집의 지수적 성장을 부채질한다.[2]시뮬레이션에서 클러스터는 증가하거나 소멸할 수 있고, 충돌하여 여러 필라멘트로 병합하거나 분할할 수 있는 거대한 필라멘트를 형성한다.필라멘트 분리는 평균 0.2 기체 눈금 높이로 소행성 벨트 거리에서 대략 0.02 AU이다.[22]필라멘트의 밀도는 기체 밀도의 1,000배를 초과할 수 있으며, 필라멘트의 중력 붕괴와 결합 클러스터로의 단편화를 촉발하기에 충분하다.[23]

이 성단은 기체 끌림과 비탄성 충돌로 에너지가 소산되면서 줄어들어 큰 소행성 크기의 행성이 형성된다.[23]1~10km의 소행성을 형성하는 작은 성단이 붕괴하는 동안 충격 속도가 제한되어 입자의 단편화가 감소하여 밀도가 낮은 다공성 자갈 더미 행성이 형성된다.[24]기체 항력은 이 과정에서 가장 작은 입자의 낙하를 늦추고 충돌 빈도는 가장 큰 입자의 낙하를 늦춤으로써 다공성 코어를 형성하는 중간 크기의 입자를 가진 입자의 크기 분류와 보다 밀도 높은 외부 층을 형성하는 입자 크기의 혼합을 초래한다.[25]충돌속도와 입자의 파편화는 성단의 질량에 따라 증가하여 다공성을 낮추고 조약돌과 조약돌 조각의 혼합으로부터 형성되는 100km 소행성과 같은 더 큰 물체의 밀도를 증가시킨다.[26]과도한 각도 운동량을 가진 붕괴된 무리들은 조각나 이진수를 형성하거나 경우에 따라 카이퍼 벨트와 유사한 3진 물체를 형성할 수 있다.[27]시뮬레이션에서 스트리밍 불안정성을 통해 형성된 행성의 초기 질량 분포는 전력 법칙: dn/dM ~ M에−1.6 적합하며,[28][29] 작은 소행성보다 약간 더 가파른 것이며,[30] 더 큰 질량에서는 지수 컷오프가 있다.[31][32]원반에서 연골의 지속적인 부착은 가장 큰 물체의 크기 분포를 현재의 소행성 띠의 크기 분포를 향해 이동시킬 수 있다.[31]태양계 외계에서 가장 큰 물체는 조약돌을 통해 계속해서 자랄 수 있으며, 아마도 거대한 행성의 중심부를 형성할 것이다.[33]

요구 사항들

스트리밍 불안정성은 고체의 회전과 방사상 표류에서만 형성된다.스트리밍 불안정성의 초기 선형 위상은 원행성 디스크 내에서 고압의 과도 영역으로 시작한다.[34]상승된 압력은 가스를 지지하는 국부 압력 구배를 변경하여 지역 내측 가장자리의 구배를 감소시키고 지역 외부 가장자리의 구배를 증가시킨다.따라서 가스는 안쪽 가장자리 근처에서 더 빨리 공전해야 하며 바깥 가장자리 근처에서 더 천천히 공전할 수 있다.[35]이러한 상대적인 움직임에서 비롯되는 코리올리 힘은 상승된 압력을 지지하여 정지방성 균형을 형성한다.[36]고기압 지역 근처의 고형물의 움직임도 영향을 받는다. 외부 가장자리의 고형물은 더 큰 역풍을 직면하고 더 빠른 방사상 표류를 겪으며, 내부 가장자리의 고형물은 덜 역풍을 직면하고 더 느린 방사상 표류를 겪는다.[35]이 차등 방사상 표류는 높은 압력 지역에서 고형물의 축적을 생성한다.고형물이 지역을 향해 이동하는 과정에서 느끼는 드래그도 가스에 역반응을 일으켜 상승된 압력을 강화시켜 폭주 과정을 이끈다.[36]방사상 드리프트에 의해 더 많은 고형물이 지역을 향해 운반될 때, 이는 결국 기체의 속도 증가를 촉진하고 스트리밍 불안정성에서 보이는 고형물의 국부 방사상 드리프트를 감소시키기에 충분한 고형물의 농도를 산출한다.[35]

스트리밍 불안정성은 고체 입자가 기체에 적당히 결합될 때 형성되며 스톡스 번호는 0.01 - 3이고 국소 고체 대 가스 비율이 1에 가깝거나 1보다 크며 수직으로 통합된 고체 대 가스 비율은 태양 비율의 몇 배가 된다.[37]스톡스 수는 입자의 운동에서 관성과 기체 끌림의 상대적 영향을 측정한 값이다.이러한 맥락에서 그것은 드래그로 인한 입자 속도의 기하급수적인 붕괴와 그 궤도의 각도 주파수에 대한 시간 척도의 산물이다.먼지와 같은 작은 입자들은 강하게 결합되어 기체와 함께 움직이며, 행성상 같은 큰 몸체는 약하게 결합되어 있고 궤도는 기체의 영향을 크게 받지 않는다.[9]때로는 조약돌이라고 불리기도 하는 적당히 결합된 고체는 소행성 벨트 거리에서 대략 cm-에서 m-사이즈까지 그리고 10AU를 넘어 mm-에서 dm 사이즈의 범위에 이른다.[7]이 물체들은 행성상처럼 기체를 통해 공전하지만 역풍으로 인해 속도가 느려지고 상당한 방사상 표류를 겪는다.스트리밍 불활성화에 참여하는 적당히 결합된 고형물은 코리올리 효과와 유사한 척도의 기체 운동 변화에 동적으로 영향을 받아 회전 디스크의 고압 지역에 포착할 수 있다.[2]적당히 결합한 고형분 또한 기체의 움직임에 영향을 미친다.국부 고체 대 기체 비율이 1에 가깝거나 그 이상일 경우, 이 영향은 고압의 영역을 보강하고 기체의 궤도 속도 및 느린 방사상 표류를 증가시킬 수 있을 정도로 충분히 강하다.[36]중간 평면에서 이 국부 고체에 도달하여 기체에 대한 유지하려면 태양에 몇 배인 디스크의 수직 단면에서의 평균 고체와 가스비가 필요하다.[6]현재 태양계 측정으로 대략 추정된 평균 고체 대 가스 비율이 0.01일 때, 중간 평면의 난류는 고체의 중간 평면층을 부풀리는 와블라이크 패턴을 생성한다.이것은 중기의 고체 대 기체 비율을 1 미만으로 감소시켜 촘촘한 덩어리의 형성을 억제한다.높은 평균 고체 대 가스 비율에서 고형물의 질량은 얇은 중간 평면 층을 형성할 수 있도록 이 난류를 감쇠시킨다.[38]금속성이 높은 항성은 최소 고체 대 가스 비율에 도달할 가능성이 높아 행성과 행성 형성에 유리한 위치에 있다.[39]

가스의 손실이나 고체의 농도로 인해 고형물 대 가스 비율이 높을 수 있다.[2]가스디스크 시대 후반의 광증진 때문에 가스가 선택적으로 손실될 수 있으며,[40] 이 때문에 고형물이 가스디스크 안에서 형성되는 공동의 가장자리에 있는 고리에 집중될 수 있지만 [41]행성을 생성하기에는 너무 작을 수도 있다.[42]고체 대 기체 비율도 광증발로 인해 외부 원반에서 증가할 수 있지만, 거대 행성 지역의 경우 그 결과 행성의 최소 형성이 너무 늦어져 거대 행성을 생산할 수 없을 수도 있다.[43]디스크의 자기장이 각운동량과 정렬되면 홀 효과는 점도를 증가시켜 내부 가스 디스크가 더 빨리 고갈될 수 있다.[44][45]내부 디스크의 고형물 더미는 가스 밀도가 증가하면서 스톡의 수가 감소함에 따라 방사상 표류 속도가 느려져 발생할 수 있다.[46]이 방사상 적재는 고형물의 표면 밀도에 따라 기체의 속도가 증가함에 따라 강화되며, 고체 대 가스 비율이 먼저 임계 값에 도달하는 선명한 외부 가장자리로 승화선에서 확장되는 행성상 이미지의 띠가 형성될 수 있다.[47][48][49]어떤 범위의 입자 크기와 기체의 점성 외부 흐름이 발생할 수 있으며, 기체의 밀도가 감소하고 고체와 기체의 비율이 더욱 증가할 수 있다.[50]그러나 디스크가 진화함에 따라 기체 밀도가 감소하기 때문에 방사형 적재가 제한될 수 있으며,[51] 항성에 더 가까운 고체의 성장 시간이 짧아지면 내부로부터 고체가 손실될 수 있다.[37]방사상 적층도 빠르게 표류하는 큰 고형물이 더 느리게 표류하는 작은 고형물로 쪼개지는 위치에서 발생하는데, 예를 들어 규산염 알갱이가 얼음 덩어리로 승화되는 얼음선 안쪽에서 발생한다.[52]이 더미는 또한 기체의 국부 속도를 증가시킬 수 있으며, 더미를 얼음선 바깥까지 확장시켜 수증기의 외형적 확산과 재결합에 의해 강화된다.[53]그러나 얼음 덩어리들이 방사상 표류 속도를 늦추는 다공성인 경우 더미더미가 줄어들 수 있다.[54]얼음 고형물은 수증기의 외부 확산과 재결합으로 인해 얼음선 바깥에 집중될 수 있다.[55][56]고형물은 또한 압력이 국부 최대치에 도달하는 방사형 압력 범프에도 집중된다.이러한 위치에서 방사상 표류는 항성으로부터 더 가깝고 더 먼 곳에서 수렴한다.[9]방사형 압력 범프는 데드존의 안쪽 가장자리에 존재하며,[57] 자기관상 불안정성으로 인해 형성될 수 있다.[58]또한 가스의 먼지의 역반응으로 인해 압력 요철이 발생하여 자체 유도 먼지 트랩이 생성될 수 있다.[59]이 얼음 선은 또한 압력 범프의 부지로 제안되었지만,[60] 이것은 가파른 점도의 전환이 필요하다.[61]고형분 농도의 역반응이 압력 경사를 평탄하게 하는 경우 압력 범프에서 형성된 행성은 다른 위치에서 예측한 것보다 작을 수 있다.[62][63]압력 구배가 유지되면 상당한 난기류가 있는 비스코스 디스크에서도 압력 범프의 위치에 스트리밍 불안정성이 형성될 수 있다.[64]국부적인 압력 요철들은 또한 거대한 자중력[65] 원반의 나선팔과 반사이클로적인 욕조에서도 형성된다.[66]또한 vortices의 분해는 스트리밍 불안정성이 형성될 수 있는 고형물 고리를 남길 수 있다.[67][68]고형물은 또한 디스크 바람이 내부 디스크의 표면 밀도를 낮추거나 내부 표류를 늦추거나 역전시킬 경우 [69]또는 열 확산으로 인해 국지적으로 집중될 수 있다.[70]

고형물의 성장이 선호되고, 압력 경사가 작고, 난류가 낮은 디스크 영역에서 스트리밍 불안정성이 더 많이 형성될 수 있다.[71][72]얼음 라인 내부에서 튕기는 장벽은 스트리밍 불활성화에 참여할 수 있을 만큼 충분히 큰 규산염의 성장을 막을 수 있다.[6]얼음선 너머에서 수소 결합은 물 얼음 입자들이 더 높은 충돌 속도에 달라붙게 하고,[9] 침식으로 성장이 느려지기 전에 1에 접근하는 큰 다공성 얼음 몸체의 성장을 가능하게 한다.[73]얼음체 승화에서 바깥쪽으로 확산되는 증기의 응축은 얼음선 밖에서 콤팩트한 dm 크기의 얼음체의 성장을 촉진할 수도 있다.[74]FU 오리온자리 사건 이후 더 넓은 지역에 걸쳐 물의 재조정으로 인한 유사한 신체 성장이 발생할 수 있다.[75]더 먼 거리에서는 고착이 발생하는 충돌 속도를 감소시키는 CO2 또는 다른 아이스로 코팅된 고형물의 성장이 다시 제한될 수 있다.[76]작은 압력 구배는 방사상 드리프트 속도를 감소시켜 스트리밍 불안정성에 의해 발생하는 난류를 제한한다.그런 다음 중간 평면에서 난기류를 억제하려면 더 작은 평균 고체 대 가스 비율이 필요하다.또한 감소된 난류는 충격 속도를 낮춰 더 큰 고체의 성장을 가능하게 한다.[6]유체역학 모델은 가장 작은 압력 구배가 빙선 근처와 디스크 내부 부분에서 발생함을 나타낸다.압력 구배 또한 디스크의 진화가 늦어질수록 감소하는데, 이는 응고율과 온도가 감소하기 때문이다.[77]원행성 원반에서 난류의 주요 원인은 자기관상 불안정성이다.이러한 불안정성에 의해 발생하는 난류의 충격으로 인해 1-20AU의 중간 평면 근처에서 형성되는 것으로 추정되는 데드 존에 대한 스트리밍 불안정성이 제한될 수 있으며, 이 경우 이온화 속도가 너무 낮아 자기장 불안정성을 유지할 수 없다.[2]

내부 태양계에서는 스트리밍 불활성화의 형성은 빙선을 넘어서는 것보다 고체 대 가스 비율을 더 크게 개선해야 한다.규산염 입자의 성장은 튕기는 장벽에 의해 운석에서 발견된 연골의 대략 크기인 ~1mm로 제한된다.내부 솔라 시스템 입자에서는 이 작은 크기의 스톡스 수치가 ~0.001이다.이 스톡스 숫자에서 스트리밍 불활성화를 형성하려면 전체 가스 디스크의 약 4배인 0.04보다 큰 수직으로 통합된 고체 대 가스 비율이 필요하다.[78]입자가 대략 cm 크기로 자랄 수 있는 경우 필요한 농도를 절반으로 줄일 수 있다.[78]충돌 속도의 광범위한 분포로 인해 충돌의 일부분이 고착되는 경우, 충격을 흡수하는 먼지 림의 도움을 받는 이러한 성장은 10^5년에 걸쳐 발생할 수 있다.[79][80]또는 초기 약한 덩어리 내부에서 난기류와 충돌 속도가 감소하면 덩어리들이 고체의 성장을 돕고 그 성장이 덩어리들을 강화시키는 폭주 과정이 발생할 수 있다.[80]고형물의 방사상 적층도 약 1AU에서 좁은 환형에서 스트리밍 불안정성을 지원하는 조건으로 이어질 수 있다.그러나 이를 위해서는 cm 크기의 고형물이 형성될 수 있도록 튕기는 대신 조각화에 의해 고형물의 성장이 제한되어야 한다.[47]입자의 성장은 고온에서 더욱 제한될 수 있으며, 온도가 1000K에 이르는 행성의 내부 경계로 이어질 수 있다.[81]

대안

스트리밍 불안정에서와 같이 고체는 능동적으로 자신의 집중을 유도하는 대신, 중력 불안정성을 통해 행성상체가 형성될 수 있도록 수동적으로 충분한 밀도로 집중될 수 있다.[7]초기 제안서에서는 디스크가 중력적으로 분해되어 행성상 시멘탈로 붕괴하기에 충분한 밀도에 도달할 때까지 중간 평면에 먼지가 가라앉았다.[82]그러나 먼지와 가스의 궤도 속도 차이는 난류를 발생시켜 충분한 밀도에 도달하지 못하도록 안착을 억제한다.만약 평균 먼지 대 가스 비율이 압력 범프에서 크기 순서로 증가하거나 더 큰 물체를 조각하는 것에서 파생된 작은 입자의 느린 표류로 증가한다면, 이 난류는 행성이 형성될 수 있도록 억제될 수 있다.[83][84][85]

차가운 고전적인 카이퍼 벨트 물체는 cm 크기 또는 작은 물체가 지배하는 낮은 질량 원반에서 형성되었을 수 있다.이 모델에서 가스 디스크 에폭은 중력 불안정성을 통해 형성될 수 있는 km 크기의 물체로 끝나며, 작은 물체의 원반에 내장된다.디스크는 cm 크기의 물체들 간의 비탄성 충돌로 인해 동적으로 냉각 상태를 유지한다.느린 접점 속도는 큰 물체에서 질량 엔딩의 상당 부분과 함께 효율적인 성장을 초래한다.[86]작은 몸체로부터의 역동적인 마찰도 이항체 형성에 도움이 될 것이다.[87][88]

행성은 또한 난류 원반 내의 에디들 사이의 연골의 농도로부터 형성될 수 있다.이 모델에서 입자는 큰 에디디 조각이 일부 덩어리들의 농도를 증가시킬 때 뚜렷하게 분리된다.이 과정이 더 작은 소용돌이로 폭포화되면서 이러한 덩어리들 중 일부분은 중력적으로 결합될 수 있을 만큼 밀도에 도달하고 서서히 행성상 시멘탈로 붕괴될 수 있다.[89]그러나 최근의 연구는 연골의 대기업과 같은 더 큰 물체가 필요할 수 있고 연골에서 생성된 농도가 대신 스트리밍 불능의 씨앗으로 작용할 수 있다는 것을 보여준다.[90]

얼음 입자는 큰 다공성 신체의 성장을 가능하게 하는 충돌에서 붙고 압축에 저항할 가능성이 더 높다.만약 이들 신체의 성장이 프랙탈이라면, 더 큰 다공성 신체가 충돌함에 따라 다공성이 증가하게 되면, 방사상 표류 시간은 길어져, 가스 끌기와 작은 행성상체를 형성하는 자기 중력에 의해 압축될 때까지 성장할 수 있게 된다.[91][92]또는 디스크의 국소 고형 밀도가 충분하다면, 그들은 중력 불안정성으로 인해 조각난 얇은 디스크에 정착하여 일단 기체로부터 분리될 만큼 충분히 커지면, 큰 소행성 크기의 행성을 형성할 수 있다.[93]다공성 규산염의 유사한 프랙탈 생장은 그것들이 먼지의 증발과 재결합으로 형성된 나노미터 크기의 알갱이로 구성되어 있다면 가능할 수 있다.[94]하지만, 매우 다공성 고체의 프랙탈 성장 그들의 선심의 작은 입자들 충돌 난류 때문에 군사 공격은 infilling에 의해;제한될 수 있으며 작은 큰 몸집의 방사상 드리프트;[73]의 상대적인 금리 상승으론 충격 속도 하고, 그들은 얼음 선에 근접했고 그들의abilit을 줄이는 소결에 의해[95].y에 ab소르브 충돌로 인해 충돌 중 튕기거나 파편이 발생함.[96]

동일한 크기의 입자의 단편화를 초래하는 속도에서의 충돌은 대신 작은 입자에서 큰 입자로의 질량 전달을 통해 성장할 수 있다.이 과정은 다수의 입자보다 더 크게 성장한 초기 '행운의' 입자 집단을 필요로 한다.[97]이 입자들은 충돌 속도가 광범위한 분포를 가질 경우 형성될 수 있으며, 충돌 속도에서 작은 분율이 발생하여 튕기는 장벽 너머의 물체가 고착될 수 있다.단, 질량 전달을 통한 성장은 방사상 드리프트 시간 계산에 비해 느리지만, 10^5 yrs에 행성이 형성될 수 있는 압력 범프에서 방사상 드리프트가 국소적으로 중단될 경우 발생할 수 있다.[98]

행성의 극소수는 100미터 행성으로 시작한다면 소행성의 크기 분포를 재현할 수 있을 것이다.이 모델에서 충돌 감쇠 및 가스 드래그는 디스크를 동적으로 냉각시키고 크기 분포의 굴곡은 성장 체제 간의 전환에 의해 발생한다.[99][100]그러나 이를 위해서는 가스 내 낮은 수준의 난기류와 100미터 행성상자 형성을 위한 어떤 메커니즘이 필요하다.[2]세속적인 공명을 휩쓸어 크기에 의존하는 행성을 제거하면 소행성 크기 분포에 균열이 생기게 되는 작은 몸체도 제거될 수 있다.가스 원반이 흩어지면서 소행성대를 통해 내부로 휩쓸고 들어가는 세속적인 공명들은 행성들의 기이한 현상을 자극할 것이다.기체 끌림과 원반과의 조석 상호작용 때문에 기이성이 축축해졌기 때문에 반주축이 중간 크기의 행성을 남겨두고 줄어들면서 가장 크고 작은 물체가 유실될 것이다.[101]

외부 링크

참조

  1. ^ "Planetesimal formation". Lund University. Retrieved 16 December 2015.
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