在过去的二十年里,对系外行星的观测已经成为天文学的一个活跃领域。这个领域迅速发展,探测到的行星数量逐渐增多,用来研究的行星参数空间在不断增加。由于有广阔的行星参数空间,巨行星现在可以被更加完善地研究。通过结合视向速度法和凌日法,质量,半径以及其他的一些性质可以被研究。直接成像,天体测量,以及微引力透镜又可以获得一些额外的约束。此外,宿主恒星的特点可以被研究并且与行星的出现相联系,来获得更多行星形成的线索。针对于巨行星的形成,有两种本质上不同的理论模型。核吸积模型和盘不稳模型。在巨行星形成的核吸积模型中,巨行星的岩石和冰核先形成,大质量的气体壳层的获取是形成过程的最终阶段。巨行星形成的时间尺度取决于核聚集的时间,和壳层中的气体冷却和吸积到核上的时间。在盘不稳模型中,通过引力不稳原行星盘的碎裂,巨行星可以迅速形成。碎裂要求盘子能在相对短的时间尺度里快速冷却,这个时间尺度与轨道时间尺度相近。在盘子里这些条件是否可以满足是一个主要的问题。巨行星形成的盘不稳模型是基于假设气态原行星盘的质量足够大,以至于盘子对于自身的引力是不稳定的。这种不稳定性导致盘子碎裂成大质量的行星。与核吸积模型不同,在盘不稳定模型中,盘子的固体成分在行星形成中只起到一个间接作用。历史上,盘不稳定模型作为行星的形成机制的讨论早于核吸积模型。尽管有这么长的发展历史,计算方法最近才发展到能够可靠地评估盘不稳定理论的可行性的程度。这篇文章我们聚焦于巨行星形成的盘不稳定模型。在盘不稳定模型中,当Toomre参量Q满足Q<Qcrit时,盘子变得引力不稳,但是满足这个条件并不能保证引力不稳的盘子能够碎裂。大量的数值研究显示,引力不稳的盘子会产生一种螺旋结构,这种非轴对称的扰动是由于盘子引力不稳产生的。这种扰动会产生震动和扭矩,来重新分配盘子的角动量和质量,并且在盘子的引力不稳区域产生加热。因此,螺旋结构能够通过加热盘子和分散盘子质量来使盘子变得稳定。这种自我限制的过程意味着引力不稳盘子可以产生两种结果。第一种是稳定的角动量输运的状态。在这种情况下,引力不稳对盘子地加热与辐射冷却平衡,盘子保持在一个类稳定状态。第二种就是盘子碎裂。为了辨别引力不稳盘子是否能够碎裂,冷却时间tcool常常被用来当作判据。如果气体的冷却时间短于当地动力学时间尺度Ω-1,盘子就会碎裂成有边界的,自引力块,然后这些块收缩形成巨行星。在真实的盘子中,冷却时间取决于不透明度以及竖直方向能量传递机制。使用一个特定的盘子模型,结合引力不稳与冷却时间判据,就可以估算出盘子中能够碎裂的区域。过去的研究表明,在距离中央原恒星几十AU的范围内,盘子碎裂是不可能的。对于标准的不透明度,碎裂被估计在相当大的半径处。大约是50 AU或者100 AU这个量级。在小半径处,冷却时间相比于当地动力学时间尺度是非常长,盘子可能仍然是引力不稳的,但是引力不稳效应会饱和,因此盘子会达到之前提到的第一种状态,而不是碎裂。利用冷却时间来当做盘子碎裂的判据很有用但是稍微有些简单,在50-100 AU这种碎裂发生的半径上,原恒星照射作用不能够被忽略,盘子碎裂条件会改变。当盘子的温度受到的外部照射控制的时候,盘子是等温的。对于等温盘子,过去的研究表明,只要Q<Qfrag的条件被满足,盘子就会碎裂。利用这个不同的判定条件有可能会改变盘子碎裂区域的估计结果。在这篇文章中,我们建立了引力不稳原行星盘的分析模型。这个模型包含三个区域:内部区域,中间区域,和外部区域。在内部区域,主要由盘子自身产热来加热盘子。在中间区域,主要由原恒星照射加热盘子。在外部区域,主要由背景照射加热盘子。我们还利用一个随时间演化的盘子模型,数值地计算盘子随时间演化。我们用这个分析模型以及数值计算结果来计算盘子中的冷却时间以及等温区域。我们研究了盘子的等温区域对巨行星形成的引力不稳模型的影响。我们得到的主要结论如下:（1）过去工作发现的碎裂区域是在盘子等温区域里的,因此相比于冷却时间的判定条件,等温盘子的碎裂条件是适用的。（2）当等温区域被考虑,利用等温盘子的碎裂条件,盘子碎裂区域的内半径向内延伸至~20 AU。（3）原恒星照射可以增加盘子表面温度,如果这种对表面温度的增加可以被包含在盘子冷却速率里,冷却时间判据可以满足的区域就会扩大,这个区域的内边界向里延伸至~26 AU。因此,由冷却时间来定义的碎裂区域也会向里延伸至~26 AU。（4）盘子中冷却时间判据被满足的区域,趋向于变得等温。（5）即使原恒星照射对盘子表面温度贡献被考虑在盘子冷却速率里,通过使用冷却时间判据,得到的盘子能碎裂的区域大部分时候仍然包含在盘子的等温区域里。即使在短时间内,碎裂区域不在等温区域里,等温区域依然包含绝大部分碎裂区域。（6）在过去的研究中,冷却时间被满足区域的内边界Rcooling被当做盘子碎裂区域的内边界。与之前结果不同,我们发现碎裂区域的内边界分别由以下三种半径决定:等温区域的内边界Rii,引力不稳区域的内边界RQ,以及考虑了原恒星照射对冷却速率可能的影响后,冷却时间满足的区域的内边界R*cooling。这几个半径在不同的时间,分别地决定盘子碎裂区域的内边界。