星子吸积

非常小的颗粒可以通过称为布朗运动的随机热运动相遇。温和碰撞后，表面力可以将它们保持在一起。随着聚集体长大，沉降、湍流以及它们在气体中运动方式的差异，会带来新的相遇。[2]

这些相遇并不都会增加质量。聚集体可能会压实并反弹、损失物质，或发生碎裂。具体结果取决于碰撞速度、颗粒大小、孔隙率和成分。一种尘埃的有效方案未必适用于另一种尘埃。[3]

冰会改变条件，但不会消除问题

在某种物质的雪线之外，冰可以成为颗粒或聚集体的一部分。冰对黏附的影响取决于材料和温度。“含冰”并不自动意味着每次碰撞都很温和，也不意味着生长会毫无阻碍地继续。[4]

颗粒在长大的过程中可能会漂移离开

在气体压力向外侧降低的地方，压力支撑使气体的轨道运行速度略低于仅由轨道运动支撑的天体。与这种气体相互作用的固体会遭遇逆风，并可能向内漂移。最易受影响的物理尺寸取决于局部气体条件。[2]

“米级障碍”这一说法将这些生长和漂移难题概括在一起。它并不是恰好位于一米处的普遍屏障，也不是每个粒子在到达其恒星前都有同样短的倒计时。[2]

一种很有前景的途径是在引力完成组装之前，先聚集大量粒子。压力最大值有助于留住向内漂移的固体。在适当条件下，气体与粒子之间的相互作用还能进一步放大聚集效应。[5]

流不稳定性会改变流动本身

尘埃会受到气体的空气动力学阻力，但也会反过来推动气体。流不稳定性源于这种相互作用以及相对运动。它无需自引力即可增长：其最初作用是使粒子聚集，而不是自身发生引力坍缩。[6]

如果某个聚集体变得足够致密，其自身引力就能克服扩散作用和轨道剪切的破坏效应。数值模拟表明，粒子聚集体随后可以形成受引力束缚的微星。其质量和大小取决于所模拟的原行星盘及坍缩条件。[7]

不存在普适的浓度阈值

粒子与气体的耦合、固体物质的供应、湍流以及背景压力梯度都很重要。模拟会探究哪些组合能够导致强烈的聚集。这些阈值适用于特定条件；单一的尘埃比例无法决定每个真实原行星盘中的结果。[8], [9]

设想两个固体天体彼此接近。如果没有相互吸引，只有一小段路径范围会使它们的表面发生接触。引力会使它们的轨迹弯曲，将一些擦肩而过转变为碰撞。这种碰撞目标的扩大称为引力聚焦。[10]

仅靠引力偏转，并不能在孤立的二体问题中永久捕获一个起初不受束缚的天体。撞击、气体阻力或与另一天体的相互作用，必须改变相关的能量平衡，才能实现持久捕获。[11]

成长中的天体会成为更大的物理目标，并能产生更强的引力聚焦。当这一优势使其\相对\增长速度快于较小的邻近天体时，这一群体便进入\失控增长\阶段。少数天体开始在质量上与其他天体拉开差距。[12]

搅动与阻尼相互竞争

引力相遇会增加随机运动。气体阻力、非弹性碰撞以及不同大小天体之间的运动交换，可以抵消或重新分配这种激发。它们之间的平衡会改变碰撞率，并决定相遇是否足够温和，能够增加物质。[10]

\供给区\是一个天体能够轻易遇到物质的区域。它并不是永久性的围栏：散射、迁移和进入的固体都可能改变可利用的物质。清除附近物质可能会减缓某一阶段的增长，但不会终止系统的演化。[13]

\卵石吸积\利用引力和气体阻力。当一个小型固体经过较大的种子天体时，阻力可能耗散其足够多的相对运动，使其向种子天体沉降，而不是逃离这次接近。在有利条件下，这是一种高效增加质量的方式。[14]

这些类别描述的是生长过程和空气动力学行为，而不是用某个固定直径将粒子划分开的通用标尺。[15], [12]

进入引力作用区域还不够

希尔半径描述了种子天体的引力与恒星潮汐影响相抗衡的尺度。邦迪尺度则根据具体问题，比较引力与气体压力或相遇运动的作用。两者都不是一个能自动捕获所有穿过其范围物体的表面。[15]

卵石捕获是否成功，取决于气体阻力、相遇时间和种子天体的引力如何共同作用。因此，卵石吸积需要一个预先存在的种子天体；它本身并不能解释微观颗粒如何形成第一个种子天体。[14]

供应也并非无限。其他天体可能拦截漂移中的物质，而一个影响力足够大的行星可以改变盘的压力分布，阻碍卵石向内流动。快速的生长机制仍然取决于物质能否到达它。[16]

撞击速度、角度、质量比和内部结构共同决定结果。因此，把每次碰撞都视为完美合并，可能会误导我们对行星形成的认识。[17]

这些结果构成一个连续谱。有些碎片可能后来重新返回或被吸积，而另一些则会从局部的生长过程中被移除。[17]

小天体也会形成自身的内部演化史

早期微行星可能因放射性衰变而受热，尤其是铝-26的衰变。有些微行星发生熔融，并分化成富含金属的核心和岩石质外部区域；另一些则经历了水与矿物之间的反应。因此，在最终行星形成之前很久，一个中等大小的天体就可能已经变得化学成分复杂。[18], [19]

像贝努这样的 астeroids可以保留早期成分，同时记录更大母体天体的蚀变和破碎。解读这些变化有助于重建它们的起源。[19]

实验室检验接触的规律

实验测量聚集体何时会黏附、弹回、压实或碎裂。这些结果约束了碰撞模型，研究人员随后将模型应用于不同的原行星盘条件。实验可以检验材料的行为，而不必复现整个行星系统。[3]

阿罗科特记录了一次温和的相遇

“新视野号”于2019年访问了柯伊伯带天体阿罗科特。2020年发表的分析将其连接在一起的两个瓣状部分及其他性质解读为温和合并的证据，这与通过局部云团塌缩形成的情景一致。它为早期聚集提供了重要约束，但并不能唯一证明流不稳定性。[20]

带回的样本揭示了成分和蚀变

OSIRIS-REx于2023年带回了贝努的物质。2024年报告的初步样本研究发现了富含碳的物质，以及记录其母体天体上与水有关的蚀变的矿物。这些样本同时保存了有关成分和所经历过程的信息。[19]

由“隼鸟2号”带回的龙宫样本还揭示了广泛的水参与蚀变。这些发现说明，“古老”和“未改变”是不同的说法：矿物记录的历史可能与起始物质同样具有信息量。[21]

遥远的盘展示的是环境，而不是每一个组成单元

望远镜可以绘制年轻原行星盘中的尘埃聚集，以及较老碎屑系统中由碰撞产生的尘埃。它们通常无法分辨遥远系统中单个公里级星子。研究人员将这些间接特征与模型进行比较，同时检验不同的物理解释是否能够对应同一组观测结果。[22], [23]

星子及其形成的行星胚胎可以为岩石行星和巨行星的固体核心提供物质。吸积星子、捕获卵石和合并行星胚胎之间的平衡，在不同系统中可能有所不同。[13]

巨行星必须在气体仍然可用时找到它

核心在能够束缚任何气体之前，并不需要达到一个普适的十个地球质量阈值。构建大质量包层取决于冷却、持续的固体吸积以及原行星盘的气体供应。因此，巨行星的成长必须适应其原行星盘不断变化的演化过程。[24]

气体消散后，岩石质天体仍可继续聚集

在大部分原始气体消散后，胚胎仍可能继续散射和碰撞。从其他地方运来的物质可能带来含水矿物、冰和有机化合物。它们的贡献和输送时间各不相同；地球水的起源不能被简化为适用于所有行星的单一普遍来源。[13]

一些物质会留在较小的天体中

并非每颗种子都会成为大型行星的一部分。残余群体会经历自身的碰撞和轨道演化，有时会形成可观测的碎片盘。这些幸存天体让我们得以研究行星形成中一个容易被忽视的结果：当注意力只集中于最大的世界时，这一结果往往会被忽略。[23]