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(1)太陽系星雲においてダストの沈殿や成長により磁場の散逸率がどのように変化するかを求めた。その結果、ダストの沈殿成長に伴い磁場の散逸率は減少することが判った。しかしながら太陽系星雲の進化に影響するほどの磁場の増幅が起こらないことも判った。
(2)今までの磁場の散逸の計算に用いられていた電子と中性子の間の運動量輸送係数の実験値が改訂されたが、磁場の散逸率への影響は小さいことが判った。
(3)太陽系星雲の輻射平衡温度を計算しなおした。その結果、林(1991)のモデルよりも低温になること、およびダストのサイズ分布によっては透明であるが対流不安定である場合があることが判った。
(4)太陽系星雲などの渦粘性による進化を計算するためのSPH法のコードを開発した。
(5)コンパウンド・コンドリュールと呼ばれる二つ以上のコンドリュールが合体したコンドリュールを詳しく観察した結果とダスト層の重力不安定性条件を基にして、コンドリュールの形成条件を明らかにした。コンドリュールは現在の小惑星領域よりもずっと太陽に近い領域で形成された可能性が高いことなどがわかった。
(6)原始惑星系円盤内の分子の化学反応やダスト表面への凝結過程を計算した。特にCO分子の振る舞いを詳しく調べた。その結果、約20K以下(中心星から約200天文単位以遠)ではCOは大部分が凝結することがわかった。
(7)宇宙塵の大気突入の数値シミュレーションをした。このシミュレーションにより、どのような軌道で大気に突入して来る宇宙塵がどのような温度を経験するのかがわかった。
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