Planeettakuntien synty

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Aurinkokunta on 4,6 miljardia vuotta vanha planeettakunta. Kuvan mittasuhteet eivät ole todenmukaiset.

Planeettakunnat syntyvät tähdeksi supistuvan tähtienvälisen kaasu- ja pölypilven siitä osasta, joka ei ehdi romahtaa tähdeksi, vaan jää keskipakoisvoiman takia kiertämään syntynyttä alkutähteä, prototähteä. Syntyvää tähteä kiekkona kiertävä kaasu tiivistyy joiltain osin hiukkasiksi, joista syntyvät ajan kuluessa planeetat. Hiukkasten keskinäiset törmäilyt litistävät alussa paksua kiekkoa. Kiekkoon putoaa kaasua jäljelle jääneestä pilvestä, ja sen aine putoaa hitaasti spiraalimaista rataa pitkin kohti syntyvää keskustähteä. Kaasukiekosta tiivistyy lähellä tähteä kivensiruja ja kauempana jääkimpaleita. Nämä törmäilevät toisiinsa ja syntyy planeettoja. Kaasuplaneetat kuten Jupiter syntyvät siten, että riittävän suureksi kasvanut jää- ja kivipallo alkaa kerätä ympäristöstä kevyttä vetykaasua. Maan kokoinen kappale on vetovoimaltaan liian pieni keräämään ympärilleen suurta vetykehää. Näin selittyy maankaltaisten ja jättiläisplaneettojen ero. Asteroidit ja komeetat ovat planeettojen syntyprosessissa jäljelle jäänyttä jätettä. Aurinkokunnan ja muiden planeettakuntien synnyssä on yhä monia tutkijoita mietityttäviä kohtia. Kuumat jupiterit eli spetroskoopilla havaitut joidenkin lähitähtien seuralaiset ovat syntyneet planeettojen vaellettua lähelle keskustähteään valtavassa kaasukiekossa.

Planeettakuntien synty lyhyesti[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubble-avaruusteleskoopin ottama kuva Orionin suuressa kaasusumussa muodostuvasta protoplanetaarisesta kiekosta.

Tähdet ja planeetat syntyvät tiivistymällä tähtienvälisestä aineesta, jota on kaasu ja pöly. Jotta synty lähtisi käyntiin, tähtienvälisen aineen on oltava riittävän tiheää. Linnunradassa on monia molekyylipilviä, joiden lämpötila on alhainen ja joissa olevat tiheät ytimet saattavat alkaa kutistua tähdiksi. Laukaisevana tekijänä voi olla esimerkiksi aikaisemmin syntyneen tähden räjähtäminen. Räjähdys tuottaa tiheää pilveä kokoon puristavan paineaallon. Molekyylipilven osa alkaa kutistua, kun sen sisäinen paine on pienempi kuin pilven oma painovoima. Sisäinen paine aiheutuu muun muassa magneettikentistä, pyörimisestä ja kaasun osasten lämpöliikkeestä. Kun pilvi kutistuu, sen tiheä ydin kutistuu hyvin nopeasti kuumentuen. Kuumeneminen johtuu kaasun putoamisesta ja pyörimisestä sekä pyörteilystä aiheutuvasta kitkasta. Pilven pyörimisliike kiihtyy, kun se kutistuu. Keskipakoisvoima pitää pilven päiväntasaajan suunnassa olevaa osaa kaukana keskustähdestä, napojen suunnassa kutistuminen on nopeaa. Näin ytimen ympärillä oleva kaasu litistyy kiekoksi. Kiekkoa ohentavat entisestään kiekon osasten sisäiset törmäykset. Tiheä keskus kuumenee kutistuessaan jatkuvasti, ensin kaasumolekyylit hajoavat ja lopuksi ionisoituvat. Kuuma ionisoitunut kaasu säteilee ympäristöön ensin infrapunasäteilyä, lopulta näkyvää valoa.

Kun vastasyntynyt tähti alkaa vuorovaikuttaa ympäröivän kaasukiekon kanssa, se synnyttää valtavia suihkuja, jotka sinkoutuvat valovuosien päähän tähden ja kiekon väliltä napojen suunnassa. Samaan aikaan kaasukiekossa alkaa tapahtua pölyhiukkasten tiivistymistä. Pölyhiukkaset törmäilevät toisiinsa ja sopivissa tapauksissa syntyneet törmäykset tuottavat suurempia hiukkasia. Toiset törmäykset ovat hajottavia. Liian suurella nopeudella tapahtunut törmäys on hajottava. Lopulta kuitenkin rakentavat törmäykset voittavat ja aikaa myöten syntyy kilometrien kokoisia planetesimaaleja, jotka kasvavat suuriksi esiplaneetoiksi, oligarkeiksi, joita on noin sata ja joiden ratojen kehitys ja törmäily ovat hidasta. Oligarkkien radat muuttuivat miljoonien vuosien kuluessa keskinäisten vetovoimien takia. Eniten aikaa vievä vaihe on oligarkkien törmäily esimerkiksi kymmeneksi planeetaksi. Esimerkiksi oligarkkien muodostama alkuaurinkokunta oli tasapainoton, kaoottinen, ja altis suurille törmäyksille. Esimerkiksi Maa ja Kuu ovat syntyneet kahden oligarkin törmäyksen tuloksena. Maahan törmännyt Marsin kokoinen oligarkki sinkosi alkumaasta ainetta niin paljon, että siitä saattoi syntyä Kuu. Jättiläisplaneetat syntyvät melko kaukana auringosta vyöhykkeellä, missä vesihöyry tiivistyy jäähileiksi. Jäähileet pöly kasautuvat aikaa myöten valtaviksi noin kymmenen Maan massan planeetoiksi, jotka saattavat kerätä vetyä ja heliumia kaasukiekosta, mihin Maan kokoinen pieni planeetta ei kykene. Jättiläisplaneetat myös vaeltelevat jonkin verran tähteä ympäröivässä kiekossa muun muassa planeetan ja kaasun välisten vuorovesivoimien, planeetan ja planetesimaalien välisten vuorovaikutusten ja keskinäisten vetovoimien takia. Oortin komeettapilven tapainen muodostelma syntyy, kun jättiläisplaneetat sinkoavat läheltä ohittavia planetesimaaleja kaukaisille radoille painovoimallaan[1]. Pluton kaltaiset Kuiperin vyöhykkeen kääpiöplaneetat ovat tiivistymättömän planeetan osasia. Sama pätee myös asteroidivyöhykkeen kolmeen suurimpaan kappaleeseen: käpiöplaneetta Cerekseen, sekä Vestaan ja Pallakseen. Lisäksi Pallaksen radan suuri inklinaatio saattaa johtua sen kokemasta suuresta törmäyksestä.[2]

Planeettakuntien synnyn ongelmia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Useiden tutkijoiden nykyään kannattaman planeettakunnan syntyteorian, kasautumisteorian ongelma on ollut planeettojen syntynopeus: Se on laskujen mukaan liian hidas varsinkin aivan aurinkokunnan ulkolaidoilla, esimerkiksi Uranuksen ja Neptunuksen etäisyydellä. Tätä puutetta koetetaan selittää migraatioteorialla, jonka mukaan planeetat vaeltelevat huomattavastikin kaasukiekossa synnyttyään. Vaeltelu riippuu muun muassa kaasukiekon tiheydestä ja planeettojen syntyvauhdista. Näin pystytään selittämään monenlaisten planeettakuntien synty. Kilpailevan kiekkoepävakaisuusteorian mukaan Aurinkoa ympäröivässä kaasukiekossa olisi syntynyt tiivistymiä, jotka olisivat romahtaneet oman painovoimansa takia kasaan. Tämän teorian ongelma on, että se saattaa vaatia kiekolta suurempia tiheyksiä kuin Aurinkoa ympäröivässä kaasukiekossa oli.

Johdanto planeettakuntien syntyyn[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

On yritetty monenlaisin teorioin selittää planeettakuntien syntyä. Mikään tutkijoiden kehittämistä planeettakuntien syntyteorioista ei ole täydellinen. On vaikeaa laatia teoria, joka selittää fysiikan lakien avulla planeettojen etäisyydet ja muut ominaisuudet täsmällisesti. Ei osata sanoa, minkälaisten tähtien ympärille planeettoja voi syntyä. Nykyään useimmat tutkijat ovat sitä mieltä, että varsin monenlaisten, jos tähden elinikä riittää.

Aurinkokunnan ominaisuuksia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Planeettakunnan syntyteorian tulisi selittää monia aurinkokuntamme ominaisuuksia, esimerkiksi sen, miksi planeetat kiertävät yleensä melkein ympyrämäisiä ratoja suunnilleen samassa tasossa.

Planeettakunnan syntyteorian tulisi selittää seuraavia asioita, jotka näkyvät meidän aurinkokunnassamme:

  • Aurinkokunnan planeettojen radat ovat lähes ympyröitä, jotka ovat suunnilleen Auringon päiväntasaajan tasossa ja kiertävät Aurinkoa samaan suuntaan kuin Aurinko pyörii
  • Planeettojen radat ovat juuri niin kaukana toisistaan, etteivät ne häiritse suuresti toisiaan
  • Planeettojen etäisyys Auringosta noudattaa matemaattista lakia, jonka mukaan seuraava planeetta on karkeasti ottaen kaksi kertaa niin kaukana kuin edeltävä eli niin sanottua Titius-Boden lakia.
  • Aurinkokunnan ikä: Radiometriset ajoitukset, jotka on tehty maahan pudonneista meteoriiteista, antavat niiden ja samalla aurinkokunnan vähimmäisiäksi 4,56 miljardia vuotta. Maassa ja Kuussa muodostuneista kivistä tehdyt ajoitukset antavat hiukan pienempiä lukuja, tyypillisesti korkeintaan 4,4 miljardia vuotta. Näin ollen aurinkokunnan synty vei ainakin 200 miljoonaa vuotta.
  • Planeettojen koot ja koostumukset: Aurinkokunnassa on sekä lähellä aurinkoa olevia kiviplaneettoja, kaukana Auringosta sijaitsevia runsaasti kaasua sisältäviä jättiläisplaneettoja sekä jäisiä kappaleita. Kiviplaneetat ovat kahden AU:n

sisällä auringosta ja koostuvat metalleista ja silikaateista, kun taas jättiläisplaneetat sijaitsevat ulompana ja koostuvat jäästä ja kevyemmistä aineista aina vetyyn ja heliumiin asti. Aurinkokunnan ulko-osissa on myös jäästä ja kivestä koostuvia kuita ja pikkuplaneettoja.

  • Komeetat: Aurinkoa kiertää joukko pääosin jäästä koostuvia komeettoja radoilla, jotka voivat ulottua hyvin kauas auringosta. Niiden joukossa arvioidaan olevan 1012 - 1013 yli kilometrin kokoista kappaletta radoilla, joiden isoakseli on suurempi kuin 104 AU. Tätä populaatiota kutsutaan tavallisesti Oortin pilveksi.
  • Planeettojen kiertolaiset: Lähes jokaisella planeetalla on kuiksi kutsuttuja kiertolaisia. Lähes kaikki kuut kiertävät planeettojaan samaan suuntaan ja samassa tasossa kuin planeetat kiertävät aurinkoa. Erityisesti Jupiterin kiertolaiset ovat kuin planeettakunnan pienoismalli, sillä niiden tiheys on sitä suurempi mitä lähempänä Jupiteria ne kiertävät. Mutta Maa ja Kuu ovat kuin planeettapari, sillä Kuu on halkaisijaltaan noin neljäsosa Maasta, massaltaankin runsas sadasosa.
  • Kiertoimpulssin ja massan jakautuminen: Vaikka planeettojen massa on aurinkoon verrattuna vähäinen, niillä on suuri liikemäärä eli kiertoimpulssi. Planeetat sisältävät noin 0,2 % Aurinkokunnan massasta, mutta noin 98 % kiertoimpulssista.

Eksoplaneettojen kummallinen maailma[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Ollakseen pätevä planeettakuntien syntyteorian tulisi selittää eksoplaneettojen kummalliset piirteet.kenen mukaan? Tähän asti on havaittu yli sata aurinkokunnan ulkopuolista planeettajärjestelmää eli eksoplaneettakuntaa. Ne ovat hyvin erilaisia kuin omamme. Niihin sisältyy kummalliselta näyttäviä järjestelmiä, joissa jättiläisplaneetta tai -planeetat kiertävät keskustähteään keskimäärin lähempänä kuin Merkurius Aurinkoa. On myös havaittu hyvin soikeilla radoilla kiertäviä planeettoja, jollaisia aurinkokunnassamme ei ole. Niiden radan eksentrisyys on jopa yli 0,8, kun taas aurinkokunnan planeettojen eksentrisyys on tyypillisesti alle 0,1.

On olemassa myös järjestelmiä, joissa Jupiterin massainen planeetta kiertää tähteään etäisyydellä, jolla lämpötila sallii veden esiintymisen nestemäisessä muodossa, eli Maata vastaavalla etäisyydellä keskustähdestään. Lisäksi löydettyjen planeettakuntien joukossa on järjestelmiä, joissa kolme tai jopa neljä suurta planeettaa kiertää tähteään alle 5 AU:n etäisyydeltä keskustähdestään. Aurinkoa lähimmän jättiläisplaneetan, Jupiterin, etäisyys keskustähdestään on 5,2 AU ja aurinkokunnan muut jättiläisplaneetat ovat vielä kauempana. Nämä spektroskoopilla löydetyt oudot planeettakunnat ovat todellinen haaste aurinkokunnan syntyteorioiden laatijoille.

Tähtienvälinen aine[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähtienvälinen avaruus ei ole tyhjää, vaan täynnä kaasua, molekyylejä ja pölyhiukkasia ali tähtienvälistä ainetta. Suurin osa tähtienvälisestä aineesta on vetyä ja heliumia, joukossa on muita alkuaineita ja näiden yhdisteitä, jotka voivat olla pölynä.

Linnunradan tyyppisen kierteisgalaksin massasta noin 10 % on tähtienvälistä ainetta. Aine ei ole myöskään tasaisesti jakautunut vaan se muodostaa toisaalle pilviä ja tiivistymiä, toisaalla taas ainetta on äärimmäisen harvassa. Tähtienvälisen aineen tihentymät muodostavat tavallisesti kuitumaisia filamentteja ja verkkomaisia rakenteita, mikä kertoo aineen turbulenttisesta, pyörteisestä käyttäytymisestä. Turbulenssia aiheuttavat pääasiassa tähtien hiukkastuulet ja supernovien shokkiaallot. Kaasun tiivistymiä kutsutaan molekulaarisiksi pilviksi, sillä niistä on havaittu monia orgaanisia ja epäorgaanisia molekyylejä (esim. CO, CN, CS, SiO, OH, H2O, HCN, SO2, H2S, H2SO ja lukuisia muita vedyn, hiilen typen ja hapen yhdisteitä). Mutkikkaitten molekyylien, mahdollisesti jopa aminohappojen, muodostuminen on mahdollista, sillä nuorten lähitähtien voimakas UV-säteily ei pääse tunkeutumaan pilvien ytimiin asti ja alkuaineet voivat rauhassa muodostaa yhdisteitä.

Tähtienvälisen aiheen ominaisuuksia voi laskea mutkikkailla matemaattisilla yhtälöillä, jotka pohjautuvat fysiikan lakeihin. Tähtienvälisen aineen käyttäytymistä kuvataan tavallisesti fysiikan nestedynamiikan ja magnetohydrodynamiikan yhtälöillä. Tavallisesti yhtälöissä otetaan huomioon magneettikenttien vaikutus, lähitähtien säteilyn ja kosmisten säteiden vaikutukset ja supernovien šokkiaaltojen satunnainen esiintyminen.

Molekulaariset pilvet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Hubble-avaruusteleskoopin ottama kuva tuhoutuvasta molekulaarisesta pilvestä. Pilven lähellä on havaittavissa uusia tähtiä.

Molekulaaristen pilvien koot ja massat voivat olla hyvin erilaisia. Tähtien syntyalueilla, Linnunradan spiraalihaaroissa, pilvikompleksit voivat olla suurimmillaan massaltaan 106 Auringon massaa ja halkaisijaltaan 100 pc. Pienimmillään ne voivat olla massaltaan alle 10 Auringon massaa ja halkaisijaltaan alle parsekin. Molekyylejä sisältävien pilvien lämpötilat ovat tyypillisesti välillä 10–100 kelviniä.

Molekulaariset pilvet muodostuvat pääosin tähtienvälisen aineen saapuessa linnunradan spiraalihaaroihin ja sitten tiivistyessä tai supernovien šokkiaaltojen vaikutuksesta. Muodostumiseen kuluva aika voi olla suuruudeltaan 10–20 miljoonaa vuotta, joten pilvien muodostuminen on yleistä Linnunradan mittakaavassa, jonka ikä on miljardeja vuosia. Koska pilviä havaitaan runsaasti tähtienvälisessä avaruudessa, niiden on pysyttävä stabiilissa tilassa kohtuullisen pitkiä aikoja. Jotta molekulaariset pilvet pysyisivät koossa eivätkä romahtaisi oman gravitaationsa vaikutuksesta kasaan, niissä täytyy esiintyä päinvastaisella tavalla vaikuttavia voimia. Tällaisina voimina toimivat tavallinen kaasun hiukkasten lämpöliikkeestä aiheutuva paine, magneettikentistä aiheutuvat voimat ja kaasun turbulenssien aiheuttama paine, joista magneettikentän ja turbulenssien vaikutukset ovat tavallisesti hallitsevassa asemassa koko pilven mittakaavassa.

Kaasun lämpöliikkeestä aiheutuva paine puolestaan tuottaa tavallisesti suurimman gravitaatiota vastustavan voiman yksittäisissä pienemmän mittakaavan tihentymissä. Molekulaarisista pilvistä tehdyt havainnot osoittavat, että kaasun kineettinen eli liike-energia ylittää joissain tapauksissa jopa yhdellä kertaluokalla tavallisen lämpöliikkeen antamat arvot, mikä viittaa vahvasti esimerkiksi magneettisen turbulenssin voimakkaaseen rooliin merkittävimpänä pilvien luhistumista vastustavana voimana.

Näiden voimien vaikutuksesta molekulaariset pilvet ovat usein hyvin mutkikkaita ja epähomogeenisia, koostuen epäsäännöllisistä kasautumista ja filamenteista. Pilvet ovat ensisijaisia tähtien syntyalueita. Lähes jokaisessa auringon lähiympäristön molekulaarisessa pilvessä tihentymät ovat alkaneet luhistua gravitaation vaikutuksesta ja tähtien syntyprosessi on käynnistynyt tuottaen tiiviitä nuorten tähtien rypäitä. Kaikki tihentymät eivät kuitenkaan saavuta pistettä, jossa ne romahtavat gravitaation vaikutuksesta, sillä niiden ulko-osat estävät energian riittävän tehokkaan poistumisen säteilynä, ja lämpötila pysyy korkeana, jolloin paine estää romahtamisen. Tämä magnetohydrodynamiikan yhtälöitä soveltamalla saatu tulos voi selittää havainnot molekulaarisista pilvistä, joissa ei tavallisesta poiketen esiinny merkkejä vastasyntyneistä tähdistä.

On mahdollista, että olosuhteiden ollessa sopivia ainoa stabiili lopputila tähtienvälisellä pilvellä on joukko tähtiä, mutta molekulaaristen pilvien kehitys ei johda fragmentoitumiseen ja romahtamiseen kaikilla fysikaalisten olosuhteiden alkuarvoilla. Molekulaarisia pilviä voidaan kartoittaa tutkimalla molekyylien tuottamia spektriviivoja radiosäteilyn alueella tai tutkimalla pölyhiukkasten kontinuumisäteilyä tai tähtien säteilyyn aiheuttamia absorptioviivoja. Erityisesti alimillimetrialueen havainnoista saadaan tietoa pilvien rakenteesta, sen hiukkasten nopeusjakaumasta ja siinä esiintyvistä turbulensseista.

Molekulaaristen pilvien gravitaatioluhistuminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tähdet syntyvät kun molekulaarisen pilven massa ylittää Jeansin massan

 M_{J} = \Bigg( \frac{\pi c_{s}^{2}}{G} \Bigg)^{3/2} \rho_{0}^{-1/2}

missä c_{s} on äänen etenemisnopeus, \rho_{0} on tiheys ja G on gravitaatiovakio. Kohteet, joissa pilven massa on suurempi kuin Jeansin massa, ovat tyypillisesti kylmiä – lämpötila matalampi kuin 10 kelviniä – ja niin tiheitä, että lähitähtien säteily ei pääse pilven ytimeen asti. Luhistumista edeltää tavallisesti molekulaarisen pilven fragmentoituminen useaan luhistumiskeskukseen ja siten tuloksena on useimmiten tähtien rypäitä tai ainakin usean tähden järjestelmiä riippuen pilven massajakaumasta ja kokonaismassasta. Tietokonesimulaatioista on saatu selville, että molekulaarisen pilven fragmentoitumiseen ja ainakin kahden tähden järjestelmän syntyyn neljässä tapauksessa viidestä riittää, että turbulensseihin sitoutuneen energian ja gravitaatioenergian suhde on luokkaa 1:20. On siis perusteltua päätellä, että jopa hyvin pienet turbulenssit voivat saada aikaan pilven fragmentoitumisen.

Jeansin massa on osoittautunut hyväksi arvioksi romahtamisen kriteereistä, sillä on havaittu tiivistymiä, jotka ovat romahtamisen kynnyksellä ja niiden massat ovat suunnilleen Jeansin massan suuruisia. Lisäksi niiden massat ovat välillä 0,05–3,0 Auringon massaa eli kyseessä voi olla joukko tiivistymisvaiheessa olevia yksittäisiä tähtiä.

Yksittäiset pilvet, joiden massa ylittää Jeansin massan, ovat tavallisesti tiheimpiä aivan ytimestään, ja tiheys pienenee ytimen etäisyyden funktiona. Tällaiset kohteet romahtavat ensin aivan sisäosistaan, jolloin ulompiin kerroksiin kohdistuva paine vähenee merkittävästi ja nekin romahtavat gravitaation vaikutuksesta. Romahtaminen tapahtuu likimain vapaan putoamisen aikaskaalassa

 t_{vp} = \Bigg( \frac{3 \pi}{32G \rho_{0}} \Bigg)^{1/2}

mikäli vastustavat voimat ovat pieniä suhteessa gravitaatioon. Tietokonesimulaatioiden mukaan muodostuvan järjestelmän tiheysprofiili on tasainen aivan ytimessä ja pienenee tavallisesti ulommilla alueilla kuten kääntäen verrannollisena etäisyyden neliöön, mikä kuvaa hyvin havainnoista saatuja käsityksiä. Vapaan putoamisen aikaskaalan yhtälöstä näkyy, että tiheämmät kohteet romahtavat nopeimmin, mutta likimain homogeenisissa kohteissa vapaaseen putoamisliikkeeseen päässyt materia saavuttaa systeemin keskustan samanaikaisesti riippumatta sen alkuperäisestä etäisyydestä keskuksesta. Tässä vaiheessa pilven eri osissa olevat turbulenssien aiheuttamat tihentymät voivat alkaa luhistua erikseen, jolloin seurauksena on fragmentoituminen ja lopulta usean tähden järjestelmän tai kokonaisen tähtijoukon synty. Syntyvät tähden ovat siten peräisin samasta pilvestä ja niiden pyörimisakselit ja siten myös kertymäkiekot ovat simulaatioiden mukaan lähes samansuuntaisia, mikä on myös havaittu nuorista tähtijoukoista tehdyissä havainnoissa. Myöhemmässä vaiheessa dynaamiset vuorovaikutukset kuitenkin sekoittavat tähtijoukkoa eikä samanlaisia ominaisuuksia enää ole havaittavissa.

Kun molekulaarisen pilven massa on ylittänyt Jeansin massan, sen kiertoimpulssi vaikuttaa merkittävästi luhistumisen lopputulokseen. Kaikilla pilvillä on nollasta poikkeava kiertoimpulssi galaksin pyörimisen vuoksi. Kiertoimpulssin suuruus määrää muodostuuko systeemistä yksi tähti vai kahden tai useamman tähden järjestelmä. Tavallisesti pyörimismäärä on niin suuri, että tähtiä syntyy useampia. Jos luhistuvan järjestelmän pyörimismäärä on riittävän suuri, syntyy rengas- tai sauvamaisia rakenteita, jotka edelleen hajoavat kaksoistähdiksi tai järjestelmiksi, joissa on vieläkin useampia komponentteja. Kiertoimpulssin säilyminen saa siten aikaan toisiaan kiertäviä järjestelmiä, jolloin yksittäisen tiivistymiskeskuksen pyörimismäärä on pienentynyt huomattavasti. Simulaatioissa rengasmaisten rakenteiden synty on kyetty mallintamaan. Niiden dimensiot vastaavat havaittuja kaksoistähtien ja usean tähden järjestelmiä. Pienemmillä pyörimisnopeuksilla puolestaan syntyy sauvamaisia rakenteita, jotka eivät hajoa osiin tai tuloksena on pelkkä kiekko, joka jää systeemin kertymäkiekoksi, ja lopputuloksena on vain yksi tähti.

Riippumatta yksittäisen tiivistymän täsmällisestä syntymekanismista, sen ympärille muodostuu kiekko pyörimisakselin määrittämään tasoon, mikäli systeemissä on vähänkin kiertoimpulssia. Näissä kiekoissa kiertoimpulssi ei edelleenkään voi hävitä, joten materia jää kiertämään keskusta Keplerin lakien mukaisesti ja syntyy prototähti, jolla on kertymäkiekko. Simulaatioissa muodostuneet kiekot ovat lisäksi stabiileja ja niiden koko vastaa havaintoja, joten kertymäkiekkojen synnyn mallit ovat kohtuullisen hyvin sopusoinnussa havaintojen kanssa.

Kertymäkiekot prototähtien ympärillä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kertymäkiekot muodostuvat, kun luhistuvan molekulaarisen pilven pyörimismäärä saa aineen asettumaan pyörimisakselin määrittämään tasoon. Kiekkoa kutsutaan kertymäkiekoksi, sillä aine putoaa kiekon sisäreunalta systeemin ytimeen eli kertyy kiekon kautta massiiviseksi kappaleeksi. Ytimeen putoava aine luovuttaa kiertoimpulssia kiekkoon jäävälle aineelle. Siksi suurin osa systeemin kiertoimpulssista jää kiekkoon kuuluville kappaleille. Ydintä aletaan nyt kutsua prototähdeksi. Prototähdet ovat prosessin alkuvaiheessa massaltaan pienempiä kuin kiekko, mutta prosessin jatkuessa lähes kaikki kiekon aine putoaa prototähteen ja niiden massa kasvaa paljon kiekon massaa suuremmaksi.

Protoplanetaarinen kiekko HH-30 Härän tähdistössä noin 450 valovuoden päässä aurinkokunnastamme. Kiekko syöksee punertavan kaasusuihkun, mikä on ominaista tällaisille kohteille.

Kertymäkiekkoja on havaittu useiden tähtien ympäriltä. Havaitseminen on perinteisesti tapahtunut infrapuna-alueella, jossa kiekon säteily on usein voimakkaampaa tai ainakin yhtä voimakasta kuin prototähden. Tällöinkin havaitseminen onnistuu vain tunnistamalla kohteen spektristä infrapunaylimäärä, jonka tuottoon tähti ei pysty. Optisella alueella havaitseminen on vieläkin vaikeampaa, sillä kohteen näkyessä optisella alueella prototähden huomattavasti suurempi kirkkaus estää kiekon suoran havaitsemisen. Toinen vaihtoehto on, että kohteen ympärillä on paksu kaasu- ja pölyvaippa, jolloin kohde on näkymätön. Myös kiekkojen koko asettaa rajoituksia, sillä sadan parsekin päässä olevan kiekon kulmaläpimitta on vain muutaman kaarisekunnin luokkaa. Kuitenkin kiekkoja on havaittu nuorien tähtien ympärillä. Erityisesti Hubble-avaruusteleskoopilla saadut kuvat kertymäkiekoista ovat tuoneet lisää informaatiota niissä tapahtuvista prosesseista.

Auringon kokoluokkaan kuuluvien pääsarjan tähtien syntyyn on tyypillisesti arveltu kuluvan aikaa noin miljoona vuotta. Asia on kuitenkin osittain epäselvä, sillä havaittujen kertymäkiekkojen massan siirtonopeus prototähteen on osoittautunut liian hitaaksi (10-10 - 10-7 Auringon massaa vuodessa), jotta tähti saavuttaisi lopullisen kokonsa miljoonan vuoden kuluessa. Havaitut nopeudet voivat selittyä niin kutsutulla FU-Orionis -ilmiöllä, jossa ainetta putoaa prototähteen purkauksissa ja saa siten aikaan jaksollisia kirkkauden muutoksia. Kirkkauden muutokset voivat olla suuruudeltaan jopa viisi magnitudia ja kestoltaan vuodesta kymmeneen vuoteen. Näin ainetta voi siirtyä prototähteen aluksi nopeammin vauhdin hidastuessa kiekon pienenemisen myötä.

FU-Orionis -vaihetta pidetään tavallisena tähtien synnyn välivaiheena. Teoreettiset mallit, joissa otetaan huomioon kiekon viskositeetti ja siitä aiheutuva lämmön vapautuminen, pystyvät tuottamaan havaittuja tai havaitun kaltaisia spektrejä, joissa esiintyy FU-Orionis-kohteille tyypillinen voimakas infrapunaylimäärä. Säteily syntyy aivan kertymäkiekon sisäosasta alle 0,3 AU:n etäisyydeltä tähdestä. FU-Orionis-vaiheen keston arvioidaan yleisesti olevan noin kymmenentuhannen vuoden luokkaa, jonka jälkeenkin purkaukset jatkuvat, mutta ne ovat pienempiä, koska suuri osa kertymäkiekon materiasta on jo pudonnut prototähteen.

Kertymäkiekkojen lämpötilat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähes kaikki prototähteen päätyvä aine kulkeutuu sinne kertymäkiekon kautta. Tällöin kertymäkiekkoon saapuvan aineen määrä voi ajoittain ylittää siitä tähteen putoavan aineen määrän ja kiekon massa voi siten kasvaa. Kasvaminen ei kuitenkaan jatku rajatta, sillä kiekon massa 30 % tähden massasta muodostaa likimääräisen rajan, jota massiivisempi kiekko alkaa käydä epästabiiliksi, ja spiraalin muotoiset tiheysaallot alkavat kuljettaa kiertoimpulssia ulospäin kasvattaen prototähteen putoavan aineen määrää. Kertymäkiekot pysyvät siis suhteellisen vakaina muodostelmina koko tähden synnyn ajan ja niissä esiintyy monenlaisia ilmiöitä, ennen kuin ne häviävät tähden siirtyessä pääsarjavaiheeseen.

Kertymäkiekossa syntyy lämpöä, tähden säteilyn lisäksi myös aineen viskositeetin vaikutuksesta. Kaikkein tiheimmät alueet aivan kiekon tasossa lämmittävät koko kiekkoa ja saavat sen emittoimaan säteilyä 1-200 mikrometrin alueella, mikä on havaittavissa Maan kiertoradalta.

Prototähden ja kertymäkiekon kehitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Nuoria alle kahden auringon massan tähtiä, joiden spekrit ovat tyyppiä F-M ja jotka eivät vielä ole saapuneet pääsarjaan, kutsutaan T Tauri -tähdiksi. T Tauri -tähdet jaetaan yleensä kolmeen luokkaan I, II ja III.

Luokan I kohteiden infrapunaspektrissä säteily on erittäin voimakasta aallonpituuksilla 1-1000 mikrometriä. Säteilyn intensiteetti ylittää moninkertaisesti tähden säteilyn intensiteetin ja aiheutuu siksi vapautuvasta gravitaatioenergiasta. Tässä vaiheessa tähti on niin paksun pöly- ja kaasupilven sisällä, että sen erottaminen ei onnistu optisesti. Luokan I kohteet ovat siis todennäköisesti vaiheessa, jossa aine putoaa kohti keskusta ja kasautuu kertymäkiekon tasoon, josta se edelleen kulkeutuu kohti keskusta. Näistä kohteista suuri osa osoittaa FU Orionis -tähti-tyyppisiä kirkkauden vaihteluita ja luokka I vastaa siten oleellisesti luokitusta FU Orionis -kohteisiin.

Luokan II kohteilla infrapunaspektrissä näkyy yhä runsaasti kertymäkiekon tuottamaa säteilyä, mutta myös tähden mustan kappaleen spektri alkaa erottua. Tähdet ovat myös tyypillisesti optisesti nähtävillä, mikä antaa aiheen olettaa lähes kaiken aineen pudonneen kertymäkiekon tasoon, jolloin tähden säteily voi vapaasti edetä kiekon tason ulkopuolella.

Luokassa III infrapunaylimäärä on lähes poistunut ja spektrissä näkyy siisti mustan kappaleen säteilijä, kun suuri osa kertymäkiekosta on pudonnut tähteen.

Kertymäkiekkojen pölyhiukkaset[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähes kaikkien muutamaa miljoonaa vuotta nuorempien T Tauri -tähti-vaiheen saavuttaneiden tähtien ympäriltä on löydetty pääosin pölystä koostuva kiekko. Kun pölyhiukkaset ovat kerääntyneet kiekon tasoon, ne alkavat vuorovaikuttaa toistensa kanssa. Niiden törmäykset tuottavat suurempia kappaleita, kun hiukkaset liimautuvat kiinni toisiinsa, mutta törmäykset myös hajottavat hiukkasia pienempiin osiin. Tyypillisesti T Tauri -vaiheessa olevan tähden voimakas UV-säteily aiheuttaa aineiden sublimoitumista hiukkasten pinnalla ja siten vaikuttaa niiden kokojakaumaan. Myös magneettikentät ja säteilypaine vaikuttavat pölyhiukkasiin. Merkittävintä on kuitenkin pölyhiukkasten vuorovaikutus kiekossa esiintyvän kaasun kanssa, sillä kaasusta aiheutuva kitka vaikuttaa merkittävästi pölyhiukkasten ratoihin. Alkuvaiheessa pölyhiukkaset kasvattavat kokoaan törmäilemällä toisiinsa, jolloin ne takertuvat yhteen muodostaen kappaleita kooltaan noin 10 cm ja 0,3 cm yhden ja kolmenkymmenen AU:n etäisyydellä tähdestä. Pölyhiukkaset muodostavat takertuessaan toisiinsa verkkomaisia erittäin löyhiä rakenteita, jotka lisäävät niiden efektiivistä poikkipinta-alaa huimasti, ja takertumisvauhti kasvaa entisestään. Tällöin pöly ja suuremmat kappaleet muodostavat tiheän ja erittäin ohuen kiekon pääosin kaasusta koostuvan kertymäkiekon sisälle. Aivan kiekon tasossa pölyn ja kaasun massatiheyksien suhde saa arvon välillä 10-100, kun tason ulkopuolella pölyn ja kaasun tiheydet ovat likimain samat. Tämän "alikiekon" aine kiertää tähteä Keplerin radoilla. Kaikkein suurimmat kappaleet painuvat kaikkein tarkimmin kiekon tasoon, sillä kaasun turbulenssit vaikuttavat kappaleisiin sitä vähemmän mitä suurempia ne ovat. Pölyn rikastumista kiekon tasossa edesauttaa myös kaasusta aiheutuva kitka. Kun pöly on Keplerin radalla tähden ympärillä, mutta kaasuun vaikuttaa gravitaation lisäksi myös säteilypaine, syntyy tilanne, jossa kaasun kitka kuljettaa pölyhiukkasia kiekon sisäosiin ja kiekon tasoon pitkienkin matkojen päästä.

Kiekon kaasuun vaikuttaa paineesta aiheutuva pieni ulospäin suuntautuva voima, joka pienentää sen kokemaa gravitaatiopotentiaalia, ja siten kaasun nopeus tähteä ympäröivällä radalla hiukan pienentyy. Kaikkein pienimmät kiinteät kappaleet kokevat saman voiman ja siten käyttäytyvät kuten kaasu, mutta suuremmat noin metrin kokoluokkaan kuuluvat kappaleet ovat Keplerin radoilla, ja siksi kaasu aiheuttaa niihin pienen "vastatuulen". Tämä ilmiö saa kappaleet putoamaan hiljalleen kohti tähteä ja poistaa suuren määrän raskaimpia aineita kertymäkiekosta. Kun kappaleiden massa kasvaa törmäyksien seurauksena, niiden massan suhde efektiiviseen pinta-alaan kasvaa ja vastatuulen vaikutus pienenee merkityksettömäksi. Tällöin kappaleiden koko on kasvanut jo tuhansiin metreihin. Vaikka paljon kiinteitä aineita poistuukin kiekosta, erikokoisten kappaleiden nopeuserot aikaansaavat runsaasti törmäyksiä, kappaleet kasvavat nopeasti kriittisen suuruusluokan yli eikä kaikki kiinteä aine pääse poistumaan kiekosta.

Pölyhiukkasten voimakas rikastuminen kiekon tasoon ja niiden törmäily toistensa kanssa saavat lopulta aikaan useiden kilometrien kokoisia kappaleita, jotka jatkaessaan törmäilyä kasvavat entisestään. Tämä populaatio muodostaa protoplaneettojen siemenen, sillä lopulta pieni osa kappaleista väistämättä saavuttaa riittävän suuren koon, jotta gravitaation välityksellä tapahtuvat vuorovaikutukset ovat mahdollisia. Tällöin planeettojen syntyprosessi pääsee vauhtiin kertymäkiekon käyttäytymistä alkavat hallita ensimmäiset protoplaneetat.

Kertymäkiekkojen häviäminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

T Tauri -tähti-vaiheeseen kuuluu ydinreaktioiden alkamisesta johtuva tähden voimakas kirkastuminen, jossa sen luminositeetti kasvaa yli kymmenkertaiseksi. Tällöin myös tähtituuli voimistuu vastaavasti ja voi siten olla syyllinen kaasun poistumiseen kertymäkiekosta. Merkittävän lisän tuo myös voimakkaan UV-säteilyn aikaansaama fotoevaporaatio kiekon sisäosissa. Ehdottomasti suurin osa kiekon kaasusta poistuu kuitenkin kiekon sisäreunalta putoamalla tähteen.

Teoreettiset ennustukset antavat kertymäkiekon eliniälle arvoja välillä 1-50 miljoonaa vuotta. Asia on kuitenkin suurelta osin kiivaan keskustelun kohteena, eikä lopullisia johtopäätöksiä voida vielä tehdä. Havainnoista saatavat arviot, joissa vertaillaan kertymäkiekosta tähteen putoavan aineen määrää arvioituun tähden ikään, tukevat teoreettisia ennustuksia kiekon häviämisen aikaskaalasta. Mitään täsmällistä rajaa kaasun poistumisen takarajalle ei kuitenkaan voida asettaa.

Protoplaneettojen muodostuminen[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Taiteilijan näkemys protoplanetaarisesta kiekosta.

Suurin ongelma planeettojen synnyn selittämisessä on aikaskaalojen yhteen sovittaminen. Tyypillisessä tähdessä ydinreaktiot käynnistyvät noin 105-107 vuodessa, minkä jälkeen kaasun määrä on pudonnut niin pieneksi, että tähti kykenee puhaltamaan sen pois järjestelmästä. Jättiläisplaneettojen synty riippuu erittäin kriittisesti ajasta saavuttaa noin kymmenen maan massan koko, jolloin ne voivat alkaa kerätä gravitaationsa avulla kaasua itseensä ympäröivästä kiekosta. Mikäli kaasukiekko katoaa ennen kuin planeetat saavuttavat edellä mainitun kokoluokan, ei synny Jupiterin ja Saturnuksen kaltaisia jättiläisplaneettoja.

Protoplaneettojen synnylle on esitetty kaksi varteenotettavaa hypoteesia: gravitaatioluhistuminen on näistä vaihtoehdoista toimiva, mikäli planeettojen synnyn on tapahduttava nopeasti, sekä niin sanottu kasautumisteoria, jos planeettojen syntyyn on enemmän aikaa.

Gravitaatioluhistumisen mallissa kertymäkiekon on oltava massaltaan riittävän suuri, jotta epästabiili tilanne voi syntyä. Massaa vaaditaan tällöin noin kymmenen prosenttia Auringon massasta kymmenen AU:n sisällä. Jupiteria suurempi planeetta voi tällöin muodostua jopa tuhannessa vuodessa. Planeetan nopea muodostuminen on itseään vahvistava prosessi, sillä mitä suuremmaksi planeetta kasvaa sitä suuremmalta alueelta se voi kerätä ainetta itseensä. Tällöin kiekkoon ei ehdi muodostua aukkoa, ennen kuin planeetta saavuttaa merkittävän koon, esimerkiksi 1-20 Jupiterin massaa. Malli tuo kuitenkin mukanaan enemmän ongelmia kuin kykenee ratkaisemaan, joten sitä ei pidetä kovinkaan uskottavana vaihtoehtona.kenen mukaan? Täyttä varmuutta asiasta ei vielä ole.

Kasautumisen arvioidaan tyypillisesti kestävän noin kymmenen miljoonaa vuotta, jotta jupiterinkokoinen planeetta voisi syntyä. Ei ole varmaa, että kertymäkiekossa on näin pitkän ajan jälkeen tarpeeksi kaasua jättiläisplaneetan syntymiseen, joten mallin voisi ennustaa tuottavan massaltaan pienempiä planeettoja. Pitkään aikaan on syynä prosessin kaksivaiheisuus. Pienten kappaleiden on ensin lukuisten törmäyksien kautta muodostettava suurempia oligarkeiksi kutsuttuja kappaleita, joita aletaan myöhemmin kutsua protoplaneetoiksi. Tähän prosessiin kuluva aika on rajoittava tekijä, joka venyttää muodostumiseen kuluvan ajan pitkäksi. Vasta kun jokin kappale on saavuttanut massan 10-20 Maan massaa, se on riittävän suuri voidakseen alkaa vetää kaasua puoleensa riittävän suurelta alueelta. Tässä toisessa vaiheessa planeetan massa kasvaa nopeasti suureksi ja jättiläisplaneettojen muodostuminen on mahdollista. Kaasun määrä on kuitenkin tällöin jo pienennyt ja syntyvät jättiläisplaneetat jäävät massaltaan pienemmiksi. Tyypillisesti planeetta kykenee imemään kaasua itseensä muutaman Hillin säteen päästä.

Pölyhiukkasiin kuuluvat kaikki hiukkaset, jotka ovat kiinteässä olomuodossa. Näin ollen järjestelmän sisäosissa vain silikaatit ja metallit voivat toimia planeettojen siemeninä, kun taas ulommassa osassa järjestelmää, rajana suunnilleen Jupiterin etäisyys Auringosta, 5,2 AU, myös esimerkiksi vesi, metaani ja ammoniakki ovat kiinteissä olomuodoissaan, ja siksi saatavilla olevan aineen määrä on paljon suurempi. Kun etäämmällä kappaleiden kulkemat radat ovat vielä merkittävästi pitempiä, nousee planeettojen rakennusaineiden määrä niin suureksi, että jättiläisplaneettojen syntyyn vaadittavien yli kymmenen maan massan ytimien muodostuminen on mahdollista. Näistä rajoituksista johtuen pidetään yleisesti jättiläisplaneettojen syntyä planeettakuntien sisäosissa mahdottomana, kun taas ulko-osissa, tämän niin kutsutun jäärajan ulkopuolella jättiläisplaneettojen synty voi olla jopa väistämätön lopputulos.

Protoplaneettojen vuorovaikutus kertymäkiekon kanssa[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Jotta protoplaneetta voisi saavuttaa Jupiterin koon, sen on synnyttävä ennen kuin kaasu ehtii haihtua kertymäkiekosta. Tällöin protoplaneetta kokee tähteä kiertäessään kaasukiekon gravitaatiopotentiaalin, joka hiljalleen pienentää sen radan isoakselia mutta vaikuttaa myös eksentrisyyteen ja inklinaatioon pienentämällä niitäkin. Pienemmät kappaleet, joita kiekossa on väistämättä runsaasti, vaikuttavat päinvastaisella tavalla. Ne kasvattavat eksentrisyyttä ja inklinaatiota eikä planeetan rata siten pysy samanlaisena, vaan sen muoto muuttuu jatkuvasti.

Kun kiekon sisällä on kohtuullisen suuri protoplaneetta, se vuorovaikuttaa kiekon kanssa myös toisella tavalla. Se synnyttää kiekkoon spiraalin muotoisia tiheysaaltoja, jotka etenevät kiekossa ja kuljettavat energiaa sekä kiertoimpulssia. Kiertoimpulssi kulkeutuu ulospäin, ensin kiekon sisäosista planeetalle ja edelleen planeetalta ulommalle kiekolle. Lisäksi erilaiset resonanssit kiekon kaasun kanssa voivat vaikuttaa planeetan eksentrisyyteen pienentämällä sitä hyvin lähelle ympyrärataa.

Kiertoimpulssin kulkeutuminen ulospäin tarkoittaa sitä, että planeetan kiertoimpulssi pienenee eli sen radan isoakseli pienenee. Planeetan kulkeutuminen eli migraatio kohti tähteä voi olla prosessin alkuvaiheessa hyvinkin nopeaa. Vauhti kuitenkin hidastuu, mikäli planeetan massa on suuri ja se kykenee muodostamaan kiekkoon aukon, jolloin radiaalinen migraatio voi pysähtyä kokonaan tai jopa vaihtaa suuntaa riippuen kiekon fysikaalisista ominaisuuksista. Mikäli planeetta ei ole massaltaan riittävän suuri, jotta aukko voisi muodostua, sen migraatio sisäänpäin jatkuu ja se voi pysähtyä vasta aivan lähellä tähteä, missä kertymäkiekon sisäreuna tulee vastaan ja planeetan vuorovaikutus kertymäkiekon kanssa lakkaa. Tähän kuluvan ajan on yleisesti arvioitu olevan suuruusluokaltaan noin tuhat vuotta.

Migraatio on nykyisellään hyväksytty planeettojen synnyn vaiheeksi, jonka lähes kaikki jättiläisplaneetat käyvät läpi ja sitä kokevat planeetat on tyypillisesti jaettu kolmeen eri luokkaan. Luokka I koostuu protoplaneetoista, jotka ovat liian kevyitä avatakseen kiekkoon aukkoa eikä mikään pysäytä niiden sisäänpäin suuntautuvaa migraatiota. Tällöin ne kulkeutuvat erittäin lähelle tähteään, jolloin tähden vuorovesivoimat repivät planeetan kappaleiksi ja planeetta tuhoutuu. Luokan II planeetat kulkeutuvat myös lähelle tähteä ja kokevat tähden voimakkaat vuorovesivoimat, mutta eivät tuhoudu kokonaan, vaan jäävät kiertämään tähteä radalle, jonka isoakseli on erittäin pieni, tyypillisesti noin 0,05 AU. Luokan III planeetat eivät kulkeudu lähelle tähteä, vaan kokevat vain vähän migraatiota. Esimerkiksi Aurinkokunnan jättiläisplaneettoja voidaan pitää Luokan III planeettoina, jotka kiertävät suunnilleen samalla radalla, jolle ne jäivät migraation loputtua ja kaasukiekon haihduttua Auringon ympäriltä.

Aukon muodostuminen kiekkoon saattaa olla kriittinen tekijä, joka estää planeettoja kulkeutumasta liian lähelle tähteä ja mahdollistaa siten omamme kaltaisten planeettakuntien olemassaolon. Kun kiekkoon muodostuu aukko planeetan radan ympärille, kiertoimpulssin siirto planeetalle tai siltä pois muuttuu erittäin hitaaksi ja planeetta voi siten pysyä kohtuullisen kaukana tähdestään koko kriittisen kaasukiekon eliniän ajan. Riittävä massa aukon muodostumiselle on noin Saturnuksen massan verran, joka on noin 0,3 Jupiterin massaa, ja siten Saturnuskin olisi voinut muodostaa kiekkoon aukon ja pysytellä lähellä syntysijojaan. Aukon muodostuminen voi kuitenkin johtaa myös erittäin nopeaan migraatioon, jossa planeetan radan isoakseli puolittuu kymmenen ratakierroksen aikana riippuen kriittisesti kaasukiekon tiheydestä.

On myös mahdollista, että planeettojen koolla on yläraja, joka aiheutuu planeetan kiekkoon tekemästä aukosta. Kun aukko kasvaa riittävän suureksi, aineen kertyminen planeettaan voi lakata kokonaan ja tuloksena on suuri planeetta, joka ei enää pysty kasvattamaan massaansa, koska ainetta ei ole enää jäljellä sen lähiympäristössä. Ei ole varmaa, onko tällaista rajaa olemassa ja miten kertymäkiekon tiheysprofiili ja massa vaikuttavat siihen, mutta mahdollinen enimmäismassa voi olla noin kymmenen Jupiterin massan tienoilla.

Eri tyyppisten planeettojen synty[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kun pienet kappaleet törmäilevät satunnaisesti kertymäkiekon sisällä, ne takertuvat herkästi toisiinsa. Mitä suurempi kappaleen massa on sitä suuremmalla todennäköisyydellä se törmää muihin kappaleisiin. Siten protoplaneettojen muodostumisessa syntyy vaihe, jossa suurin osa massasta kertyy vain muutamalle sadalle kappaleelle. Tämä on niin sanottu harvainvaltavaihe. Massiivisemmat kappaleet aiheuttavat ympäröivään populaatioon enemmän dynaamista kitkaa ja muuttavat pienempien kappaleiden ratoja voimakkaimmin ja voivat siten törmäyksien kautta kasvattaa massaansa kiihtyvällä vauhdilla. Riittävän suuren massan saavutettuaan kappaleiden lähiympäristössä ei ole enää tarpeeksi ainetta, ja niiden kasvu pysähtyy. Näin järjestelmään jää lähekkäisille radoille runsaasti kappaleita, joita voidaan kutsua protoplaneetoiksi. Tämän vaiheen saavuttamiseen kuluvaksi ajaksi on arvioitu noin satatuhatta vuotta järjestelmän sisäosissa ja 10 miljoonaa vuotta kauempana keskustasta, mikä saattaa olla ongelmallista, sillä 10 miljoonaa vuotta on oletettu olevan kaasukiekon elinikä eikä siksi ole varmaa, että jättiläisplaneetat ehtisivät muodostua.

Erityisesti kiinteiden aineiden muodostaman alikiekon tiheys vaikuttaa erittäin kriittisesti planeettojen syntyyn ja varsinkin syntyvien planeettojen tyyppiin. Paksu kiekko voi mahdollistaa usean Jupiterin kaltaisen planeetan synnyn, jolloin myös Uranuksen kaltaisia planeettoja syntyy useita järjestelmän ulko-osiin. Erittäin ohut kiekko voi puolestaan estää jättiläisplaneettojen synnyn kokonaan, mutta maankaltaisten planeettojen syntyä ei pieni kiekon tiheys näytä estävän ainakaan tietokonesimulaatioiden perusteella.

Jättiläisplaneetat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Aurinkokunnan jättiläisplaneetat ylhäältä alaspäin: Neptunus, Uranus, Saturnus ja Jupiter

Jättiläisplaneettojen muodostumisen täytyy tapahtua riittävän kaukana tähdestä, jotta vesi on kiinteässä muodossa ja kiinteää ainetta on siten runsaasti saatavilla. Jättiläisplaneettojen synty edellyttää suuren protoplaneetan olemassaoloa, jotta kaasun kerääminen ympäröivästä kiekosta olisi mahdollista. Aika, joka kiekon suurimmilta kappaleilta kestää vaadittavan 10-20 Maan massan saavuttamiseen on samaa luokkaa kuin kaasukiekon elinikä, joten on hyvinkin mahdollista, että ytimen kertyminen on vastuussa jättiläisplaneettojen muodostumisesta. Tilannetta on simuloitu tietokoneella useaan otteeseen. Huomattava parannus simulaatioissa on ollut protoplaneettoja peittävän ohuen kaasuvaipan mallintaminen, minkä perusteella niiden muodostumiseen kuluva aika on teoreettisesti lyhentynyt. Syynä on se, että fragmentoitumista eli suurten kappaleiden uudelleen hajoamista ei enää tapahdu suuressa määrin ja protoplaneetta kykenee keräämään itseensä kaikki kappaleet joihin se törmää. Näin ollen Jupiterin kaltaisen planeetan muodostumiseen kuluvaksi ajaksi on saatu alle 10 miljoonaa vuotta, mikä riittää suuren kaasuplaneetan syntyyn. Edelleen asiassa on kuitenkin epävarmuuksia, sillä kertymäkiekkojen tiheyksistä ja massoista voidaan saada vain arvioita ja kuitenkin planeettojen synty riippuu niistä erittäin kriittisesti.

Ytimen kertymismallia tukevat Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen kiinteistä aineista koostuvien ydinten koot, jotka ovat juuri mainitulla välillä. Näistä Uranus ja Neptunus eivät ole juurikaan tätä massiivisempia mahdollisesti siitä syystä, että niiden ydinten muodostumiseen kulunut aika on ollut suurempi kuin Jupiterin ja Saturnuksen, mikä johtuu suuremmasta etäisyydestä ja siten kertymäkiekon pienemmästä tiheydestä. Siten suurin osa kaasusta on ehtinyt poistua ennen niiden muodostumista. Nämä ovat kuitenkin mallia vain epäsuorasti tukevia havaintoja, ja asiaan saadaan varmasti lisää selvyyttä, kun muiden tähtien planeettakunnista tehdyt havainnot lisääntyvät.

Kiviplaneetat tai maankaltaiset planeetat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Kiviplaneettojen synty

Maankaltaisilla planeetoilla tarkoitetaan tässä neljää sisäplaneettaa, Merkuriusta, Venusta, Maata ja Marsia. Maankaltaisten planeettojen muodostuminen on pitkäaikaisempi prosessi, sillä lähellä tähteä kiinteiden aineiden määrä on vähäinen veden ollessa kaasumaisessa faasissaan ja samalla protoplaneettojen ulottumattomissa. Siten planeetat eivät ehdi saavuttaa vaadittua kokoa, jotta ne voisivat kerätä kaasua ympäröivästä kaasukiekosta.

Protoplaneetat muodostuvat sisempään aurinkokuntaan noin sadassatuhannessa vuodessa. Tämän jälkeen nämä tyypillisesti noin kaksikymmentä suunnilleen Marsin kokoista protoplaneettaa alkavat vuorovaikuttaa gravitaation välityksellä ja niiden ratojen eksentrisyydet muuttuvat kaoottisesti. Järjestelmän kaoottisuus vain kasvaa, kunnes planeettojen radat alkavat leikata toisiaan. Useiden törmäyksien jälkeen jäljelle jääneet 4-8 planeettaa jäävät kiertämään tähteään stabiileille radoille. Jos järjestelmässä on jo Jupiterin kaltainen jättiläisplaneetta, sen vaikutukset maankaltaisten planeettojen syntyyn ovat todennäköisesti vain marginaalisesti kaoottisuutta lisääviä.

Maankaltaisten planeettojen synty näyttää väistämättömältä jos järjestelmään on syntynyt useita Marsin kokoluokan protoplaneettoja. Näyttää lisäksi siltä, että kaksoistähtijärjestelmissä planeettojen muodostumistodennäköisyys on vain marginaalisesti pienentynyt, mikäli toinen tähti on riittävän kaukana (yli 20 AU:n etäisyydellä) ja mikäli tähtien kertymäkiekot ovat likimain samassa tasossa.

Kuumat jättiläisplaneetat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Vuorovaikutus kaasukiekon kanssa voi kuljettaa jättiläisplaneettoja kaukaa niiden syntyalueelta lähelle tähteä. Planeettoja, joiden radan isoakseli on pienempi kuin 0,10 AU, kutsutaan kuumiksi jättiläisplaneetoiksi, kuumiksi jupitereiksi tai 51 Pegasi -tyyppisiksi planeetoiksi ensimmäisen löydetyn eksoplaneetan mukaan. Hyvin monia kuumia jupitereita on havaittu - joitain tähtien kirkkauden muutosten perusteella, kun planeetat pimentävät keskustähtensä kulkiessaan tähtien kiekkojen yli.

Kuumien jättiläisplaneettojen synty on ymmärrettävissä luokan II migraatiota kokevien planeettojen avulla. Ne vaeltavat lähelle tähteään, missä kaasukiekon sisäreuna tulee vastaan ja migraatio loppuu. Massan vuoto tähteen voi lisäksi kasvattaa radan isoakselia hiukan, joten planeetat eivät tuhoudu kaikissa tapauksissa. Luokan II planeetat päätyvät niin lähelle tähteään, että säteily lämmittää niiden pinnat korkeisiin lämpötiloihin. Tyypillisesti kuumien jättiläisplaneettojen lämpötilat voivat nousta jopa tuhanteen kelviniin. Tällöin myös niiden halkaisijat ovat huomattavan suuria, kun niitä verrataan oman aurinkokuntamme jättiläisplaneettoihin. On todennäköistä, että tähden säteilyn aikaansaama korkea lämpötila estää kaasukehää puristumasta kokoon yhtä suuressa määrin kuin Jupiterin ja Saturnuksen tapauksissa. HD 209458b on ensimmäinen planeetta, jonka säde saatiin määritettyä, kun sen tähden ylikulku saatiin ensimmäistä kertaa mitattua fotometrisesti. Sen massa on vain 0,62 Jupiterin massaa mutta säde on selvästi Jupiterin sädettä suurempi (1,43-kertainen).

Muut planeettatyypit[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Muiden planeettatyyppien olemassaololla voi toistaiseksi vain spekuloida, mutta viime aikoina on saatu epäsuoria viitteitä myös muiden perinteisestä näkökulmasta eriskummallisten planeettojen olemassaolosta.

Pienen, noin 14 maapallon kokoisen, planeetan löytyminen erittäin lähellä tähteään toi esille mahdollisuuden uudenlaisen planeettatyypin olemassaolosta. Koska moni planeetta on havaittu radalla, jonka isoakseli on paljon pienempi kuin tämän 14 maan massan planeetan, on todennäköistä, että se ei ole missään vaiheessa luovuttanut ainetta tähteensä ja on siten säilyttänyt alkuperäisen kokonsa. Jos nykyinen planeettojen syntyteoria pitää paikkansa, tämä planeetta ei ole saavuttanut kriittistä massaa, joka vaaditaan kaasuvaipan keräämiseen kertymäkiekosta, ja koostuu siksi jäästä tai kivestä tai niiden yhdistelmästä. On siis mahdollista, että jopa koko planeetta koostuu kivestä ja raskaammista aineista, mitä tukee sen isäntätähden erittäin korkea metallipitoisuus. Tällöin kyseessä olisi äärimmäisen massiivinen kiviplaneetta. On myös mahdollista, että planeetta koostuu pääosin jäästä ja vedestä. Tällöin sen on täytynyt syntyä kaukana "jäärajan" takana, jolloin planeettaa voisi kutsua Uranuksen ja Neptunuksen tyyppiseksi planeetaksi, joka on vain jäänyt hiukan näitä pienemmäksi kooltaan. On mahdollista, että tällaisia planeettoja on useissa järjestelmissä ja niiden tunnusmerkkinä on paksu nestemäisestä vedestä koostuva vaippa.

Kuiden synty[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Planeettoja kiertävät kappaleet, kuut lienevät syntyneen hieman eri tavoin eri tapauksissa. Nykykäsityksen mukaan Maan Kuu syntyi, kun hieman nykyistä pienempään alku-Maahan törmäsi suunnilleen Marsin kokoinen protoplaneetta. Törmäys synnytti Maan ympärille kuuman renkaan, jossa mineraalit olivat kaasuna. Tästä kaasusta tiivistyi ensin materiajyviä ja kiviä, joista syntyi keskinäisissä törmäyksissä Kuu. Muiden planeettojen kuut saattavat selittyä samoilla tavoin. Marsin kuita on pitkään pidetty siepattuina asteroideina, uudemman teorian mukaan ne olisivat syntyneet Marsiin törmänneen kappaleen sinkoamasta aineesta eli samaan tapaan kuin Maan Kuu. Jättiläisplaneettojen ulommat kuut lienevät siepattuja alkujaan Aurinkoa kiertäneitä pienkappaleita. Jättiläisplaneettojen kuiden syntyä on koetettu selittää myös noihin planeettoihin kasautumisvaiheessa syöksyvän aineen tiivistymisellä kuiksi. Mutta yhtä hyvin jättiläisplaneettojenkin kuiden syntyä voi koettaa selittää samalla tavalla kuin Maan Kuun syntyä. Jupiterin sisemmät galileilaiset kuut ovat tiheämpiä kuin ulommat, minkä syntyteorian olisi kyettävä selittämään. Erään näkemyksen mukaan Jupiter olisi ollut alussa kuuma, ja haihduttanut esimerkiksi Ion raskaat aineet pois. Toisen näkemyksen mukaan aurinkokunnan syntyvaiheessa lähellä Jupiteria oli tiheämpi meteoriittipommitus kuin kauempana Jupiterista. Tiheämpi meteoriittipommitus haihdutti Ion aineet pois. Voidaan myös olettaa vuorovesivoimien kuumentaneet Ioa enemmän kuin muita Jupiterin kuita.

Planeettojen vuorovaikutukset[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kun planeetat ovat muodostuneet, niiden keskinäiset vetovoima vuorovaikutukset alkavat hallita planeettajärjestelmän kehitystä. Jättiläisplaneettojen migraatio voi tuoda ne niin lähelle toisiaan, että keskinäiset vetovoimavuorovaikutukset kasvattavat niiden soikeutta huomattavasti.

Mahdollisena mekanismina toimii resonanssien aiheuttama eksentrisyyden kasvaminen, kun planeetat päätyvät esimerkiksi 1:2 tai 1:3 resonansseihin. Resonanssit aiheuttavat sen, että planeetat ovat säännöllisin väliajoin lähellä toisiaan aina samoissa ratojen kohdissa, mikä muuttaa nopeasti molempien vuorovaikuttavien planeettojen ratoja. Jos resonoivia planeettoja on monia, kuvio mutkistuu. Tällaisia 1:3 ja 1:2 resonoivia järjestelmiä on havaittu viime vuosina tähtien ympäriltä. Eksentrisyydet eli soikeudet voivat myös kasvaa ilman resonansseja, mutta tällöinkin mekanismina on kahden tai useamman suurimassaisen planeetan vuorovaikutus.

Kuumat jättiläisplaneetat saavat mielenkiinnon kohdistumaan niiden vuorovaikutukseen maankaltaisten planeettojen kanssa. Kun jättiläisplaneetta kokee migraatiota ja vaeltaa koko sisemmän aurinkokunnan läpi, se väistämättä vaikuttaa voimakkaasti kaikkien maankaltaisten planeettojen ratoihin. Osa planeetoista törmää jättiläisplaneettaan tai tähteen mutta huomattava osa niistä voi pysyä järjestelmässä ja jäädä alkuperäisiä ratojaan muistuttaville ympyräradoille, joten maankaltaisten planeettojen esiintyminen on mahdollista myös järjestelmissä, joista on havaittu kuuma jättiläisplaneetta.

Jo löydettyjen planeettakuntien liikeominaisuuksia on tutkittu. Ne ovat osoittautuneet järjestelmällisesti vakaiksi kokonaisuuksiksi, vaikka niiden rata-arvoissa ja erityisesti massoissa on suuria epävarmuuksia. Planeettojen ratojen vakaus on tärkeää, sillä järjestelmissä olevien maankaltaisten planeettojen ja nimenomaan elinkelpoisten planeettojen olemassaolo on mahdollista vain, jos stabiilisuus on kestoltaan pitempää kuin niiden muodostumiseen kuluva aika.

Planeettojen vaelteluista[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Nizzan mallin mukaan jättiläisplaneettojen vaellus ulospäin harvensi Kuiperin vyöhykettä.

2000-luvun jälkipuoliskolla tutkijat oivalsivat planeettojen varhaisen vaeltelun selittävän monia aurinkokunnan piirteitä. Vaelteluteorioiden mukaan planeetat vaeltelivat laajalla alueella Aurinkokunnassa, saattoivat vaihtaa paikkaakin tai sinkoutua pois Aurinkokunnasta.

Nizzan malli ja "Grand Track "[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Alessandro Morbidelli ja muut tutkijat loivat niin sanotun Nizzan mallin, jonka mukaan Uranus ja Neptunus ehtivät muodostua, koska syntyivät nykyistä lähempänä Aurinkoa ja vaelsivat niin sanottujen migraatiomekanismien avulla ulommas. Tällöin selittyy myös Kuiperin vyöhyke, josta ulospäin vaeltavat planeetat iomivät ja sinkosivat vetovoimallaan ensimmäiset taivaankappaleet pois. Morbidellin mukaan Uranus ja Neptunus ehkä vaihtoivat paikkoja keskenään[3]

Uusien "Grand Track"-ajatusten mukaan Jupiter ja Saturnus vaelsivat Aurinkokunnassa ensin sisään päin etäisyydelle 1,5 AU. Tällöin näiden planeettojen vetovoima puristi kiviplanetesimaalien radat kapeaan renkaaseen. Saturnus otti Jupiteria kiinni. Sitten Jupiter ja Saturnus alkoivat vaeltaa ulospäin, kun niiden välinen rataresonanssi muuttui[4].

Eräässä vaiheessa Jupiterin ja Saturnuksen radat olivat soikeita, ja ne ajoivat Uranuksen ja Neptunuksen ulommas. Tämä aiheutti Maan pinnalla noin 3,8 miljardia vuotta sitten tapahtuneen asteroidipommituksen, sillä Uranus ja Neptunus ajoivat asteroideja aurinkokunnan ulko-osista sisäosiin. [5].

Täydentäviä ja eroavia teorioita[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Eri tutkijat ovat esittäneet edellisestä mallista eroavia ajatuksia.

Kalifornian yliopiston tutkijan Brad Hansenin mukaan kiviplaneetat Merkurius, Venus, Maa ja Mars syntyivät melko ohuessa renkaassa, ei leveässä kiekossa. Hansenin tekemien tietokonelaskelmien mukaan massiivisemmat Maa ja Venus syntyivät renkaan laidoilla, ja pienemmät Merkurius ja Mars renkaan keskellä. Teoria selittää Merkuriuksen ja Marsin soikeat radat törmäyksen tuloksena syntyneiksi. Hansenin mukaan Venus olisi syntynyt suunnilleen nykyisellä etäisyydellä, mutta Merkurius välillä 0,7-1 AU ja Mars välillä 0,7-1 AU, sekä Maa suunnilleen nykyisellä 1 AU etäisyydellä. Mallin mukaan kiviplaneettojen ominaisuudet olisivat melko samanlaisia. Mutta toiset tutkijat väittävät puolestaan Venuksen ja Maan syntyneen rankaan tiheässä keskiosassa.

David Nesvorny on tehnyt tietokoneella laskelmia aurinkokunnan synnystä mm. kokeillen erilaisilla jättiläisplaneettojen määrillä.[6]. Nesvornyn tekemien laskujen mukaan aurinkokunnan ominaisuudet selittyvät parhaiten siten, että oli alkujaan viisi jättiläisplaneettaa, joista yksi noin Neptunuksen kokoinen on sinkoutunut pois. Neljän jättiläisplaneetan laskelmissa neljä planeettaa säilyy yleensä vain 1/10 tapauksista[6]. Eri kokoisia planeettoja törmäili jättiläisplaneettoihin. Mm Jupiterin ytimen pieni koko ja kemiallinen kostumus selittyvät planeettojen törmäyksissä. Pienet törmäykset lisäsivät planeetan vaipan metallipitoisuutta, ja suuret ytimen massaa.[6].

Hansenin mukaan Jupiter olisi syntynyt hieman nykyistä ulompana, etäisyydellä 5,5 AU, Saturnuksen, Neptunuksen ja Uranuksen syntyetäisyydet olisivat 8,2, 11-12 ja 14-17 AU. Planeettojen paikan pysyminen ja vaellukset riippuivat rataresonansseista ja massoista. Esimerkiksi Jupiter ja Saturnus pysyivät aurinkokunnan ulkovyöhykkeellä, koska Saturnus on kevyempi kuin Jupiter. Jos massasuhde olisi ollut toisin, planeetat olisivat vaeltaneet Auringon lähelle. Alussa jättiläisplaneetat olivat lähellä toisiaan.

Eri tyyppisten materiakiekkojen kehitys[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tutkijoiden mukaan siihen millainen planeettakunta syntyy vaikuttaa muun muassa sen lähteenä olevan kertymäkiekon massa, sitkeys eli viskositeetti ja alkuainekoostumus. Yleensä ajatellaan metallipitoisten planeettakuntien synnyttävän ympärilleen suurempia planeettoja[7]. Joidenkin tutkijoiden mielestä hyvin massiivisissa tiheissä kiekoissa syntyy nopeasti jättiläisplaneettoja kiekosta suoraan kutistumalla kiekkoepävakaisuusteorian mukaisesti. Näin käy HL Taurin tyyppisissä järjestelmissä[8]. Edward Thommesin tutkimusten mukaan suurimassaisesta, pienisitkoisesta kiekosta syntyy suuria jättiläisplaneettoja soikeille, epävakaille radoille. Tämän tyyppisiä eksoplaneettajärjestelmiähän on havaittu. Toisaalta pienimassainen, korkeasitkoinen kiekko synnyttää monia kiviplaneettoja epävakaille radoille. Tällöin kiekon kaasu loppuu nopeasti, ja jättiläisplaneetat eivät ehdi syntyä. Kummatkaan edellä mainituista järjestelmistä eivät sovi elämälle. Aurinkokunnan synnyttänyt kiekko oli tämän teorian mukaan edellisten välimuoto, eli alkuaurinkosumukiekon sitkoisuus ja kiekon massa olivat keskinkertaiset. Tutkimusten mukaan Aurinkokunnan tyyppinen kiviplaneettoja ja jättiläisiä sisältävä ympyrää lähellä olevia planeettaratoja sisältävä planeettakunta syntyisi vain 1 %:lle planeettakunnista[9].

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Artymowicz P. 1993, Astrophysical Journal, 419, 166.
  • Bailey, M. E. et al.: The Origin of Comets, Pergamon Press: Oxford ; New York 1990, ISBN 0080348599.
  • Bally J., O'Dell C. R., McCaughrean M. J. 2000, Astronomical Journal, 119, 2919.
  • Banerjee R., Pudritz R. E., Holmes L. 2004, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 355, 248.
  • Basu S., Ciolek G. E. 2004, Astrophysical Journal, 607, L39.
  • Bergin E. A., Hartmann L. W., Raymond J. C., Ballesteros-Paredes J. 2004, Astrophysical Journal, 612, 921.
  • Boss A. P. 1997, Science, 276, 1836.
  • Boss A. P. 1998, Astrophysical Journal, 503, 923.
  • Boss A. P. 2001, Astrophysical Journal, 563, 367.
  • Bodenheimer P., Burkert A., Klein R. I., Boss A. P. 2000, Teoksessa Protostars and Planets IV, toim. Mannings V., Boss A. P., Russell S. S., University Arizona Press, 675.
  • Bodenheimer P., Hubickyj O., Lissauer J. J. 2000, Icarus, 143, 2.
  • Burrows A., Guillot T., Hubbard W. B., Marley M. S., et al. 2000, Astrophysical Journal, 534, L97.
  • Calvet N., Hartmann L., Strom S. E. 2000, Teoksessa Protostars and Planets IV, toim. Mannings V., Boss A. P., Russell S. S., University Arizona Press, 377.
  • Charbonneau D., Brown T. M., Latham D. W., Mayor M. 2000, Astrophysical Journal, 529, L45.
  • Chiang E. I., Fisher D., Thommes E. 2002, Astrophysical Journal, 564, L105.
  • Cho J., Lazarian A., Vishniac E. T. 2002, Astrophysical Journal, 564, 291.
  • Dettmar R.-J. 1992, Fund. Cosmic Phys., 15, 143.
  • Eggenberger A., Udry S., Mayor M. 2004, Astronomy and Astrophysics, 417, 353.
  • Ferguson A. M. N., Wyse R. F. G., Gallagher J. S. 1996, Astronomical Journal, 112, 2567.
  • Fischer D., Valenti J. A., Marcy G. 2004, IAU S219: Stars as suns, ASP Conference series.
  • Froebrich D., Scholz A. 2003, Astronomy and Astrophysics 407, 207.
  • Goldreich P., Tremaine S. 1979, Astrophysical Journal, 233, 857.
  • Goldreich P., Tremaine S. 1980, Astrophysical Journal, 241, 425.
  • Goldreich P., Lithwick Y., Sari R. 2004, Astrophysical Journal, 614, 497.
  • Goodwin S. P., Whitworth A. P., Ward-Thompson D 2004, Astronomy and Astrophysics, 414, 633.
  • Gullbring E., Hartmann L., Briceno C., Calvet N. 1998, Astrophysical Journal, 492, 323.
  • Hartmann L. 2000, Accretion processes in star formation, Cambridge university press, ISBN 0-521-43507-2.
  • Hartmann L., Ballesteros-Paredes J., Bergin E. A. 2001, Astrophysical Journal, 562, 852.
  • Henry G. W., Marcy G. W., Butler R. P., Vogt S. S. 2000, Astrophysical Journal, 529, L41.
  • Ida S., Lin D. N. C. 2004, Astrophysical Journal, 604, 388.
  • Inaba S., Wetherill G. W., Ikoma M. 2003, Icarus, 166, 46.
  • Ji J., Kinoshita H., Liu L, Li G. 2003, Astrophysical Journal, 585, L139.
  • Kamazaki T., Saito M., Hirano N., Umemoto T., Kawabe R. 2003, Astrophysical Journal, 584, 357.
  • Kenyon S. J., Hartmann L. 1995, Astrophysical Journal Supp. 101, 117.
  • Kiseleva-Eggleton L., Bois E., Rambaux N., Dvorak R. 2002, Astrophysical Journal, 578, L145.
  • Kokubo E., Ida S. 1996, Icarus, 123, 180.
  • Kokubo E., Ida S. 2002, Astrophysical Journal, 581, 666.
  • Kominami J., Ida S. 2004, Icarus, 167, 231.
  • Krasnopolsky R., Königl A. 2002, Astrophysical Journal, 580, 978.
  • Kuchner M. J., Lecar M. 2002, Astrophysical Journal, 574, L87.
  • Lachaume R. 2004, Astronomy and Astrophysics, 422, 171.
  • Larson R. B. 1984, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 206, 197.
  • Laughlin G., Chambers J., Fischer D. 2002, 579, 455.
  • Lee M. H., Peale S. J. 2002, Astrophysical Journal, 567, 596.
  • Leger A., Selsis F., Sotin C., Guillot T., et al. 2004, Icarus, 169, 499.
  • Lineweaver C. H., Grether D. 2003, Astrophysical Journal, 598, 1350.
  • Mandell A. M., Sigurdsson S. 2003, Astrophysical Journal, 599, L111.
  • Masset F. S., Papaloizou J. C. B. 2003, Astrophysical Journal, 588, 494.
  • Matsumoto T., Hanawa T. 2003, Astrophysical Journal, 595, 913.
  • Matsuyama I, Johnstone D., Murray N. 2003, Astrophysical Journal, 585, L143.
  • Mayor M., Queloz D. 1995, Nature, 378, 355.
  • Motte F., Andr\'e P., Neri P. 1998, Astronomy and Astrophysics, 336, 150.
  • Murray N., Paskowitz M., Holman M. 2002, Astrophysical Journal, 565, 608.
  • Nakamura F., Li Z.-Y. 2003, Astrophysical Journal, 5994, 363.
  • Nelson A. F., Benz W. 2003, Astrophysical Journal, 589, 556.
  • Nelson A. F., Benz W. 2003, Astrophysical Journal, 589, 578.
  • Nubold H., Poppe T., Dominik C., Glassmeier K.-H. 2002, Advances in Space Research vol 29, 5, 773.
  • Ossenkopf V., Klessen R. S., Heitsch F. 2001, Astronomy and Astrophysics, 379, 1005.
  • Quintana E. V., Lissauer J. J., Chambers J. E., Duncan M. J. 2002, Astrophysical Journal, 576, 982.
  • Santos N. C., Bouchy F., Mayor M., Pepe F., et al. 2004, Astronomy and Astrophysics.
  • Santos N. C., Israelian G., Mayor M 2001, Astronomy and Astrophysics, 373, 1019.
  • Schneider J., Extrasolar planets encyclopedia, http://www.obspm.fr/planets, Observatoire de Paris.
  • Schräpler R., Henning T. 2004, Astrophysical Journal, 614, 960.
  • Tafalla M., Myers P. C., Caselli P., Walmsley C. M. 2004, Astronomy and Astrophysics, 416, 191.
  • Takeuchi T., Lin D. N. C. 2004, Astrophysical Journal, 581, 1344.
  • Tanaka H., Takeuchi T., Ward W. R. 2002, Astrophysical Journal, 565, 1257.
  • Tereby S., Shu F. H., Cassen P. 1984, Astrophysical Journal, 286, 529.
  • Tinney C. G., Butler R. P., Marcy G. W., Jones H. R. A. et al. 2003, Astrophysical Journal, 587, 423.
  • Trilling D. E., Benz W., Guillot T., Lunine J. I., et al. 1998, Astrophysical Journal, 500, 428.
  • Trilling D. E., Lunine J. L., Benz W. 2002, Astronomy and Astrophysics, 394, 241.
  • Vazquez-Semadeni E., Ostriker E. C., Passot T., Gammie C. F., Stone J. S. 2000, Teoksessa Protostars and Planets IV, toim. Mannings V., Boss A. P., Russell S. S., University Arizona Press, 3.
  • Vazquez-Semadeni E., Kim J., Shadmehri M., Ballesteros-Paredes J. 2005, Astrophysical Journal, 618, 344.
  • Ward W. R. 1986, Icarus, 67, 164.
  • Williams J. P., Blitz L., McKee C. F. 2000, Teoksessa Protostars and Planets IV, toim. Mannings V., Boss A. P., Russell S. S., University Arizona Press, 97.
  • Wuchterl G., Guillot T., Lissauer J. J. 2000, Teoksessa Protostars and Planets IV, toim. Mannings V., Boss A. P., Russell S. S., University Arizona Press, 1081.
  • Youdin A. N., Chiang E. I. 2004, Astrophysical Journal, 601, 1109.
  • Youdin A. N., Shu F. H. 2002, Astrophysical Journal, 580, 494.
  • Zucker S., Mazeh T. 2002, Astrophysical Journal, 568, L113.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Bailey 1990, s 233, s 243
  2. Thomas B. McCord, Lucy A. McFadden, Christopher T. Russell, Christophe Sotin & Peter C. Thomas: Ceres,Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids(englanniksi) Eos, 7. maaliskuuta 2006, 87. vsk, nro 10, s. 105, 109. Artikkelin verkkoversio Viitattu 18.3.2014.
  3. Tähtinen 2009, s 107
  4. Tieteen Kuvalehti 2013/12, Artikkeli s 42-47, Kaasujätit riepottelivat Aurinkokuntaa, Kohta s 45, 46
  5. Tähdet ja Avaruus 3/2009, s. 20-34 artikkeli Kun planeetat vaihtoivat paikkoja.
  6. a b c Aurinkokunnan kadonneet planeetat, Sakari Nummila, Tähdet ja avaruus 8/2011, artikkeli s 14-18 s. 16
  7. Avaruuden valloitus, Patrick Moore, David Hardy,
  8. Universumi tietokoneessa, Leena Tähtinen, Chris Flynn, Esko valtaoja, Ursan julkaisuja 118, Ursa Ry Helsinki 2009, Gummerus kirjapaino OY Jyväskylä 2009, ISBN 978-952-5329-81-0, Luku planeettakunta tietokonepelinä, sivu 102
  9. Tähtinen 2009, s 120, oikea palsta, toinen kappale

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]