Planeetat syntyivät suoraan Auringosta

hyvinkin auringosta irronnut massa jäähtynyt planeetoiksi olisi paljon luonnollisempi tapa

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.
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. Pluton kaltaiset Kuiperin vyöhykkeen kääpiöplaneetat ovat tiivistymättömän planeetan osasia.
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 spiraaligalaksin 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 shokkiaaltojen satunnainen esiintyminen.
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 ämpötilat ovat tyypillisesti välillä 10-100 kelviniä.

Molekulaariset pilvet muodostuvat pääosin tähtienvälisen aineen saapuessa linnunradan spiraalihaaroihin ja sitten tiivistyessä tai supernovien shokkiaaltojen 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 ryppäitä. 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.
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 nopemmin 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.
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. 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 kiinteässä 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.
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.
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.
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.
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 keksustähtensä 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).
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.
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 aiheutavat sen, että planeetat ovat säännällisin 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 niiten 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.

Uudessa tieteen kuvalehdessä oli juttua Auringon pilkuista ja siitä miten oliko se Japanilainen satelliitti olisi havainnut merkillisen paljon energiaa syöksyvän Auringon pilkusta ulos.

No tässähän ei ole mitään ihmeellistä uuden Kuopiolaisen fysiikan mukaan!

http://www.onesimpleprinciple.com

Onesimple

:);):)