环绕恒星的盘子的形成是从分子云核塌缩开始的。塌缩持续过程中，由压力支撑的恒星在向内流动的中心处形成，同时拥有更高角动量的下落物质在恒星周围形成环绕恒星的盘状结构。原恒星就是由中央恒星和盘子系统所构成的。大质量的盘子很容易产生引力不稳定性，引力力矩引起盘子角动量由内向外传递的效果与粘滞力传递角动量机制很相似，所以Lin&Pringle (1987,1990)提出了“引力不稳粘滞”的概念。引力不稳粘滞模型在原行星盘的形成与演化模拟中非常适用。但它只是一种方便处理，本质上并不是一种粘滞力。引力不稳粘滞在恒星形成中起重要作用，天体物理工作者对于它的研究也不断深入。他们提出了多种引力不稳粘滞模型，这些模型基于不同的原理而有不同的形式。我们的目的就是将不同粘滞形式放在一起进行模拟，然后对模拟结果进行比较和分析。这对天体研究有重要的意义。本论文第一章对研究背景作简单描述，第二章按时间顺序给出不同引力不稳粘滞模型的原理、粘滞表达式、应用和产生的结果等详细处理过程，第三章中我们选择最典型的四种引力不稳模型，代入初始条件相同的同一个恒星形成与演化模型中，对得到的结果进行详细分析和比较，来讨论不同引力不稳模型对原行星盘结构的影响。最后在第四章对我们的工作做总结和展望。根据四种不同引力不稳粘滞模型产生的数据结果，我们画出了对应的不稳定性参量Q、粘滞系数和面密度在盘子中的径向分布，并对它们进行分析和对比。我们对比四种模型在盘子形成和演化不同时刻结构的变化，也对比了同一时刻这三种不同参量的相互关联，以及同一时刻同一参量不同模型之间的差别，并给出相应的分析和解释。我们发现三种不同函数形式的引力不稳粘滞模型（Kratter模型，Lin&Pringle模型和Zhu的指数模型）对原行星盘结构的影响是一致的，盘子中面密度径向分布曲线几乎重合。而引力不稳定时（Q<1），对整个盘子取常数引力不稳粘滞值为0.02的模型(Jin&Li模型)，与另外三种模型产生的结果会有不同。直到盘子演化中晚期，四种模型对应盘子面密度分布曲线及粘滞分布曲线才逐渐趋于重合。因此我们得到结论，对引力不稳粘滞在盘子中进行分段（局部）取函数值，会产生平滑、连续的面密度和粘滞分布曲线。这些引力不稳粘滞模型在盘子形成和演化不同时间和半径位置产生的面密度分布曲线基本重合，对原行星盘结构的影响比较接近。而引力不稳定时对整个盘子取常数粘滞值的模型，盘子中粘滞分布曲线断层明显，没有一个缓和的连接。因而引起面密度分布曲线不够平滑。这此结论在原行星盘形成和演化模拟研究中，对于引力不稳定粘滞模型的选取和处理有很大的参考价值。