1。温度勾配： 若い星を囲むガスとほこりの渦巻く雲であるプロトプラネタリーディスクは、星の近くではるかに暑く、さらに離れると徐々に冷却します。これにより、温度勾配が作成されます。
2。凝縮： 材料が異なると、凝縮温度が異なります。たとえば、鉄は水氷よりも高い温度で凝縮します。
3。材料分布：
* インナーディスク（ホット）： ディスクの熱い内側領域は、凝縮温度が高い材料のみに対応できます。これには、鉄、ニッケル、ケイ酸塩などの岩だらけの素材が含まれます。これらの材料は、最終的に比較的小さく密な陸生惑星（水銀、金星、地球、火星）に融合します。
* アウターディスク（コールド）： 冷たい外側領域は、水氷、メタン、アンモニアなどの揮発性材料の凝縮を可能にします。これらの材料は密度が低く、巨大なガス惑星（木星、土星、天王星、ネプチューン）を形成します。
4。惑星コアの形成： 内側のディスク内の密で岩の多い材料は、外部ディスクの氷のような材料よりも速く合体します。これは、より大きな惑星コアの形成につながります。
5。ガス降着： 惑星のコアが形成されると、周囲のガスを引き付けて蓄積するのに十分な重力があります。外側のディスク内のガス巨人の巨大なコアは、膨大な量のガスをキャプチャし、特徴的なサイズと組成を与えます。
6。構成と構造：
* 地上惑星： 内側の暑い地域は、主にサイズが小さく、密度が高い岩だらけの陸生惑星を形成します。
* ガス巨人： 外側の寒い領域は、豊富な氷やガスが存在するため、主に大きなサイズと密度が低い巨大なガス惑星を形成します。
7。スノーライン： 水氷が凝縮できる内部と外側の領域の境界は、雪線として知られています。 この線は、惑星の構成と構造を定義する上で重要な役割を果たします。
要約： 原生動物ディスク内の温度勾配は、材料の凝縮に影響を及ぼし、異なる組成と構造を持つ惑星の形成につながります。 内側の熱い領域は岩だらけの惑星を形成し、外側の冷たい領域はガスの巨人を形成します。
