引力不稳模型可以解释在原行星盘中气态巨行星的形成。根据引力不稳模型,在原行星盘中,引力不稳有可能引起原行星盘的碎裂,使得盘子内部形成受自身引力控制的团块,这些团块经过进一步演化而形成气态巨行星。行星形成的过程只能发生在原行星盘中的碎裂区域。引力不稳模型中的一个关键问题就是原行星盘能否碎裂或者碎裂在何种条件下能发生。Tang&Jin（2019）指出过去的研究中所采用的碎裂条件是不完整的,有两个因素必须在碎裂判据中被考虑:外部照射对盘子冷却率的影响和盘子中的等温区域的效应。他们考虑了外部照射和等温区域的效应对盘子碎裂的影响,我们拓展了他们的研究。我们做了大规模的数值计算,使用包含不同因素的碎裂条件来探究不同碎裂条件下原行星盘中的碎裂情况。我们使用的碎裂条件分别为:不考虑外部照射对冷却率的影响和等温区域的碎裂判据;考虑盘子中的等温区域的碎裂判据;考虑外部照射对冷却率的影响的碎裂判据;同时考虑盘子中的等温区域和外部照射对冷却率的影响的碎裂判据。我们也考虑了临界冷却时间的变化对碎裂的影响。我们研究了等温区域的效应和外部照射对盘子碎裂区域和时间的影响。我们使用加入外部照射的冷却时间判据以及加入外部照射和等温区域的效应的碎裂判据来研究等温区域的效应对碎裂区域和碎裂时间的影响。我们发现等温区域的效应在盘子碎裂存在的后期使得碎裂区域内边界内移。我们对比了加入和不加入外部照射的冷却时间判据下盘子的碎裂区域和时间的差别,发现外部照射使得盘子的碎裂区域内边界整体地内移,内移的幅度达到10 AU。同时,外部照射使得盘子中碎裂开始的时间提前,碎裂结束的时间延后。我们也研究了在四种不同的碎裂条件下碎裂区域的内边界随着分子云核的三个参量,即质量Mcloud、温度Tcloud和转动角速度ω的变化情况。对于各种不同的分子云核参量,我们都选择从分子云核中的物质下落结束的时间。我们发现对于相同的分子云核参量取值,在不考虑等温区域和外部照射对冷却率的影响的情况下,碎裂区域的内边界半径大于其他三种碎裂判据下的碎裂区域内边界半径。对于不同的分子云核参量取值范围,等温区域的效应和外部照射对冷却率的影响使得碎裂区域内边界内移的程度是有差别的。分子云核参量取值较大时(Tcloud>13 K;Mcloud>0.5 M☉;ω>2.0×10-14s-1),考虑外部照射时碎裂区域内边界的内移程度更大。我们发现碎裂区域和碎裂时间随着分子云核质量和转动角速度的增加而增大,随着分子云核温度的增大而减小。但是碎裂区域和时间随三个参量变化的特征不同:对于不同的Mcloud,盘子在碎裂刚开始时碎裂区域随时间的变化沿着相同的演化路径;对于不同的Tcloud,随着温度的增加,碎裂刚开始时的碎裂区域向外移动;对于不同的ω,ω较大时,碎裂区域的范围扩大,碎裂开始的时间提前并且碎裂结束的时间延后。对于相同的分子云核参数,不考虑等温区域和外部照射的碎裂条件下的碎裂开始时间较其他三种条件下的碎裂开始时间更晚。对于不同的分子云核参量,随着ω的增加,碎裂开始的时间提前同时结束的时间延后,从而导致碎裂持续的时间增加;随着Tcloud的增加,碎裂开始和结束的时间都变小,但是碎裂开始时间减小的幅度没有碎裂结束时间减小的幅度大,从而导致碎裂持续的时间缩短;随着Mcloud的增加,碎裂开始时间保持不变但结束时间延后,从而导致碎裂持续的时间延长。碎裂区域和时间随分子云核参量的变化与其对分子云核总角动量以及物质下落速率的影响有关。最后,我们也使用了不同的临界冷却时间β来研究具有不同的临界冷却时间的冷却时间判据对于碎裂区域和时间的影响,我们在碎裂判据中加入了等温区域和外部照射的影响。数值结果表明,我们选取的临界冷却时间在约1.2-6.0×10~5yr之间对于盘子碎裂区域的内边界有影响,随着临界值β变大,碎裂区域的内边界内移;但是超过这一时间临界值β对碎裂区域范围无影响。这说明在原行星盘中出现碎裂后的一段时间内,碎裂区域的内边界由冷却时间判据确定,但是随着盘子的演化,碎裂区域内边界被包含进等温区域内,由等温区域碎裂判据确定。