PL 
EnglishDomyślny
Українська🪐 Powstawanie planet
Symuluj dynamikę dysku akrecyjnego i zderzenia planetozymali — zobacz, jak ziarna pyłu zlepiają się w skaliste światy.
O tej symulacji
Ten symulator uruchamia dwuwymiarowy model N ciał opisujący akrecję rdzenia w dysku protoplanetarnym. Setki punktowych ziaren pyłu zaczynają na niemal kołowych orbitach w odległości od 80 do 290 pikseli od centralnej protogwiazdy, a każda klatka symulacji delikatnie je popycha za pomocą przyciągania grawitacyjnego odwrotnie proporcjonalnego do kwadratu odległości, skalowanego przez gęstość dysku Σ, oraz liniowego członu oporu gazu proporcjonalnego do prędkości (F = −β·v), który powoli tłumi prędkość orbitalną. Sprawdzanie odległości między parami cząstek wykrywa zderzenia: ciała spotykające się przy prędkości poniżej progu sklejania łączą się niesprężyście, zachowując pęd i sumując masy (promień skaluje się jako masa^1/3, czyli przy stałej gęstości objętościowej), natomiast szybsze zderzenia odbijają się sprężyście wzdłuż normalnej kolizji. Większe ciała mają większy przekrój czynny, więc lawinowa akrecja pojawia się naturalnie, gdy największe planetozymale najszybciej zbierają materię.
🔬 Co pokazuje
Cząstki są kolorowane według etapu wzrostu — czerwony pył (<3 m₀), pomarańczowe kamyki (3–8 m₀), żółte skały (8–20 m₀), zielone planetozymale (20–60 m₀) i niebieskie protoplanety (>60 m₀) — krążące wokół świecącej protogwiazdy wewnątrz przerywanego pierścienia linii śniegu w odległości ~3 AU. Panel statystyk na żywo śledzi liczbę ciał, największą zgromadzoną masę, czas symulacji w tysiącach lat (kyr) oraz bieżącą liczbę połączeń, gdy lawinowa akrecja przerzedza populację do mniejszej liczby większych ciał.
🎮 Jak korzystać
Wybierz zestaw ustawień dysku (Gęsty, Rzadki, Poza linią śniegu, Układ wewnętrzny), aby wczytać dopasowany zestaw parametrów, albo samodzielnie przeciągnij suwaki Liczba cząstek N, Gęstość dysku Σ, Prędkość sklejania v_stick i Współczynnik oporu β. Naciśnij Uruchom, aby rozpocząć pętlę fizyki, dostosuj Prędkość, aby przewinąć symulację do przodu, przełącz Pokaż linię śniegu, aby wyświetlić pierścień odniesienia, i naciśnij Reset, aby wygenerować nowy dysk.
💡 Czy wiesz, że?
Poza rzeczywistą linią śniegu Układu Słonecznego (~3 AU) woda i inne lotne związki zamarzają w lód, mniej więcej podwajając ilość materii stałej dostępnej do zgarniania przez rdzenie planet. Ta dodatkowa lodowa masa sprawiła, że rdzenie Jowisza i Saturna mogły urosnąć wystarczająco duże i wystarczająco szybko, by przechwycić swoje grube otoczki wodorowo-helowe, zanim dysk gazowy się rozproszył — podczas gdy wewnętrzne, pozbawione lodu planety skaliste pozostały stosunkowo małe i skaliste.
Często zadawane pytania
Jak działa grawitacja w tej symulacji i jaką rolę odgrywa gęstość dysku Σ?
Każda cząstka odczuwa przyciąganie odwrotnie proporcjonalne do kwadratu odległości od centralnej protogwiazdy, obliczane jako grav = gęstość × 800 / odległość², więc suwak gęstości dysku Σ bezpośrednio skaluje siłę grawitacji odczuwaną przez każde ciało. Σ ustala też początkową, niemal kołową prędkość orbitalną każdej cząstki w chwili jej utworzenia (speed = √(gęstość × 20 / r)), więc gęstszy dysk sprawia, że cząstki od razu poruszają się szybciej i są silniej wciągane do wewnątrz w trakcie działania symulacji.
Co decyduje o tym, czy dwa zderzające się ciała się łączą, czy odbijają?
Gdy promienie dwóch ciał się nakładają, symulator porównuje ich prędkość względną z wartością suwaka prędkości sklejania v_stick. Poniżej tego progu ciała łączą się niesprężyście — nowe ciało powstaje w miejscu i z prędkością będącą średnią ważoną masą, z zachowaniem całkowitego pędu — a licznik połączeń wzrasta. Przy tej wartości lub powyżej niej zachodzi zamiast tego standardowe zderzenie sprężyste, w którym ciała wymieniają prędkości wzdłuż linii łączącej ich środki, bez łączenia mas.
Dlaczego promień ciała rośnie proporcjonalnie do pierwiastka sześciennego z jego masy?
Połączone ciała otrzymują nowy promień z wzoru r = 2,5 × masa^(1/3), co jest geometryczną zależnością między promieniem a masą dla obiektu o stałej gęstości objętościowej (objętość, a więc i masa, skaluje się z sześcianem promienia). Dzięki temu większe, połączone planetozymale zachowują proporcjonalny wygląd, zamiast rosnąć liniowo przy każdym zderzeniu, co odpowiada sposobowi, w jaki realne ciała stałe o podobnym składzie zwiększają swoje rozmiary w miarę gromadzenia masy.
Co dzieje się z cząstkami, które spadają po spirali na gwiazdę lub zostają wyrzucone z dysku?
Po każdym kroku fizycznym każde ciało znajdujące się w promieniu 30 pikseli od protogwiazdy (spadło do wewnątrz) lub w odległości ponad 340 pikseli (zostało wyrzucone poza zewnętrzną krawędź dysku) jest usuwane z symulacji. Zapobiega to nieograniczonemu wzrostowi liczby cząstek i przybliża rzeczywistą utratę masy w wyniku akrecji na gwiazdę lub dynamicznego wyrzucenia z układu.
Co przedstawia przerywany pierścień linii śniegu i czy wpływa on na fizykę symulacji?
Pierścień narysowany w odległości 200 px to czysto wizualny znacznik oznaczony jako „Linia śniegu ~3AU”, który można włączyć lub wyłączyć przyciskiem Pokaż linię śniegu — sam w sobie nie zmienia obliczeń grawitacji, oporu ani sklejania żadnej cząstki. Fizyczną ideę, którą reprezentuje, oddaje natomiast osobny zestaw ustawień Poza linią śniegu, wczytujący wyższą prędkość sklejania i gęstość dysku przybliżającą dodatkową lodową materię stałą dostępną za rzeczywistą linią lodu.