1995年，Mayor与Queloz宣布51 Peg b：4.23天绕母星一周，最小质量约0.47木星质量。这个“热木星”让当时的行星形成图像失位：在如此近的距离上，原行星盘气体太热、太薄，巨行星不可能原地形成。问题于是被改写为：巨行星到底在哪形成、又如何迁移。我的判断是，核心吸积之所以成为主流，不是因为它解释了全部系统，而是因为它把形成过程拆成可检验的物理链条；它的强项也是它的软肋——高度依赖盘参数与时间窗口。
从尘埃到气壳：一条可分解的链条
核心吸积的经典版本可追溯到Safronov（1969）的星子吸积，并由Pollack等（1996）系统化为：微米尘埃碰撞黏结为厘米至米级颗粒，进一步聚成公里级星子，星子吸积成约10地球质量的固体核，最后捕获盘中的氢氦气壳。关键不是“吸积”二字，而是每一步都有可计算的速率与瓶颈。米级颗粒的径向漂移、星子碰撞的碎片化、气壳冷却与临界核质量，都是模型必须过的关。
证据分级：哪些是观测，哪些是推断
把核心吸积称为“已确立”并不准确。更稳妥的表述是：它是解释巨行星形成的主流框架，但具体到每个系统，证据强度差异很大。系外行星统计提供的是间接推断：据Fischer与Valenti（2005）的样本，宿主星金属丰度每增加0.1 dex，巨行星出现率约提高1.6倍；这与“先有更多固体再去吸气”的方向一致，却不能单独证明它。ALMA在2018年DSHARP项目中以约5天文单位的尺度分辨原行星盘环隙，这些结构可被解释为行星—盘相互作用，但环隙也可能由非行星机制产生，属于间接推断。真正直接观测到某颗行星按这一路径逐步长大，目前仍没有。
真实争论：时间尺度与盘不稳定性
对立面是盘不稳定性模型。Boss（1997）主张，大质量冷盘可在数千年内因引力不稳定直接塌缩出巨行星，绕开慢长的星子吸积。核心吸积的软肋是时间：在5天文单位形成10地球质量核，经典计算常需数百万年，而盘寿命只有约100万至1000万年；再加上向恒星迁移，热木星需要额外机制。支持者回应：卵石吸积可显著加速核生长，且金属丰度相关性与固体核图像吻合。反方则指出，盘不稳定性在宽轨道、大质量盘更自然，且能解释部分直接成像巨行星。当前更接近“主流但存争议”：它解释多数巨行星，盘不稳定性在特定环境仍可能是少数派通道，而非已被排除。
关键数据与争议焦点
- 51 Peg b：周期4.23天，最小质量约0.47木星质量（Mayor & Queloz 1995，径向速度间接推断）。
- 盘寿命：约1–10 Myr；经典模型在5 AU形成10 M⊕核常需约10^6–10^7年（Pollack et al. 1996，模型依赖）。
- ALMA DSHARP：1.25 mm连续谱，约5 au分辨率，环隙结构支持行星—盘相互作用但非唯一解释（2018，间接推断）。
- 金属丰度—巨行星相关：样本统计显著，但因果链依赖观测选择效应（Fischer & Valenti 2005，间接推断）。
- 争议焦点：时间尺度、金属丰度、宽轨道巨行星能否由盘不稳定性更自然地解释。
如何知道：模型依赖与可证伪性
这一模型的测量不是直接“看见”核生长，而是把盘质量、尘粒尺寸、气体寿命、行星质量—半径和轨道分布拼成可检验关系。误差来源很实在：尘连续谱受颗粒不透明度支配，盘质量由CO或尘反演依赖气体—尘埃比，年龄受恒星演化模型影响，径向速度只给最小质量。可证伪性也在收紧：若在极低金属丰度星周围反复发现巨行星，或直接成像发现大量宽轨道巨行星出现在低质量盘，参数空间会被压缩；反之，若ALMA与JWST在原行星盘中捕捉到核质量增长与气壳收缩的同步信号，它的证据等级会上升。需要强调，“像滚雪球”这个类比在米级漂移屏障处不成立：雪球不会因气体阻力向内掉，而星子会。
边界因此清楚：我们知道巨行星需要固体核的时代线索、金属丰度相关性和盘环隙形态；我们不知道大多数系统里核生长的实际速率、迁移起点，以及盘不稳定性在何种盘条件下会取代它。下一步不是再喊“主流模型”，而是需要同时约束盘年龄、固体质量储库和行星质量的三维样本；在那之前，核心吸积是一个成功但未闭合的研究纲领。
参考文献
- Mayor, M. & Queloz, D. 1995, Nature, 378, 355–359.
- Pollack, J. B. et al. 1996, Icarus, 124, 62–85.
- Boss, A. P. 1997, Science, 276, 1836–1839.
- Fischer, D. A. & Valenti, J. 2005, ApJ, 622, 1102–1117.
- Andrews, S. M. et al. 2018, ApJL, 869, L41.