Lähdekoodi sivulle Planeettakuntien synty

{{Korjattavat 2012|1297}}
[[Tiedosto:Solar sys2.png|thumb|[[Aurinkokunta]] on 4,6 miljardia vuotta vanha planeettakunta. Kuvan mittasuhteet eivät ole todenmukaiset.]]

'''Planeettakunnat syntyvät''' [[tähti|tähdeksi]] supistuvan tähtienvälisen [[kaasu]]- ja [[pöly]]pilven siitä osasta, joka ei ehdi romahtaa tähdeksi, vaan jää [[keskipakoisvoima]]n takia kiertämään syntynyttä alkutähteä, [[prototähti|prototähteä]]. Syntyvää tähteä [[Protoplanetaarinen kiekko|kiekkona]] kiertävä kaasu tiivistyy joiltain osin [[hiukkanen|hiukkasiksi]], joista syntyvät ajan kuluessa [[planeetta|planeetat]]. Hiukkasten keskinäiset törmäilyt litistävät alussa paksua kiekkoa. Kiekkoon putoaa kaasua jäljelle jääneestä pilvestä, ja sen aine putoaa hitaasti [[spiraali]]maista rataa pitkin kohti syntyvää [[keskustähti|keskustähteä]]. Kaasukiekosta tiivistyy lähellä tähteä kivensiruja ja kauempana jääkimpaleita. Nämä törmäilevät toisiinsa ja syntyy planeettoja. [[Jättiläisplaneetta|Kaasuplaneetat]] kuten Jupiter syntyvät siten, että riittävän suureksi kasvanut jää- ja kivipallo alkaa kerätä ympäristöstä kevyttä vetykaasua. Maan kokoinen kappale on [[vetovoima]]ltaan liian pieni keräämään ympärilleen suurta vetykehää. Näin selittyy maankaltaisten ja jättiläisplaneettojen ero. [[Asteroidi]]t ja [[komeetta|komeetat]] ovat planeettojen syntyprosessissa jäljelle jäänyttä jätettä. [[Aurinkokunta|Aurinkokunnan]] ja muiden planeettakuntien synnyssä on yhä monia [[tähtitiede|tutkijoita]] mietityttäviä kohtia. [[Kuuma jupiter|Kuumat jupiterit]] eli [[spektroskooppi|spektroskoopilla]] havaitut joidenkin lähitähtien seuralaiset ovat syntyneet planeettojen vaellettua lähelle keskustähteään valtavassa kaasukiekossa.

== Planeettakuntien synty lyhyesti==
[[Tiedosto:M42proplyds.jpg|thumb|[[Hubble-avaruusteleskooppi|Hubble-avaruusteleskoopin]] ottama kuva Orionin suuressa kaasusumussa muodostuvasta protoplanetaarisesta kiekosta.]]

Tähdet ja planeetat syntyvät tiivistymällä [[Tähtienvälinen aine|tähtienvälisestä aineesta]], jota on kaasu ja pöly. Jotta synty lähtisi käyntiin, tähtienvälisen aineen on oltava riittävän [[tiheys|tiheää]]. [[Linnunrata|Linnunradassa]] on monia [[molekyylipilvi]]ä, joiden lämpötila on alhainen ja joissa olevat tiheät ytimet saattavat alkaa kutistua tähdiksi. Laukaisevana tekijänä voi olla esimerkiksi aikaisemmin syntyneen tähden [[räjähdys|räjähtäminen]]. Räjähdys tuottaa tiheää pilveä kokoon puristavan [[paine]]aallon. Molekyylipilven osa alkaa kutistua, kun sen sisäinen paine on pienempi kuin pilven oma [[painovoima]]. Sisäinen paine aiheutuu muun muassa [[magnetismi|magneettikentistä]], pyörimisestä ja kaasun osasten [[lämpöliike|lämpöliikkeestä]]. Kun pilvi kutistuu, sen tiheä ydin kutistuu hyvin nopeasti kuumentuen. Kuumeneminen johtuu kaasun putoamisesta ja pyörimisestä sekä pyörteilystä aiheutuvasta [[kitka]]sta. Pilven pyörimisliike [[kiihtyvyys|kiihtyy]], kun se kutistuu. Keskipakoisvoima pitää pilven [[päiväntasaaja]]n suunnassa olevaa osaa kaukana keskustähdestä, [[napa|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 [[ioni]]soituvat. Kuuma ionisoitunut kaasu säteilee ympäristöön ensin [[infrapunasäteily]]ä, lopulta näkyvää [[valo]]a.

Kun vastasyntynyt tähti alkaa [[vuorovaikutus|vuorovaikuttaa]] ympäröivän kaasukiekon kanssa, se synnyttää valtavia suihkuja, jotka sinkoutuvat [[valovuosi]]en 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 [[Nopeus|nopeudella]] tapahtunut törmäys on hajottava. Lopulta rakentavat törmäykset kuitenkin voittavat ja aikaa myöten syntyy kilometrien kokoisia ''planetesimaaleja'', jotka kasvavat suuriksi esiplaneetoiksi, [[oligarkki (tähtitiede)|oligarkeiksi]], joita on noin sata ja joiden [[Rata (tähtitiede)|ratojen]] kehitys ja törmäily ovat hidasta. Oligarkkien radat muuttuvat miljoonien vuosien kuluessa keskinäisten vetovoimien takia. Eniten aikaa vievä vaihe on oligarkkien törmäily esimerkiksi kymmeneksi planeetaksi. Esimerkiksi oligarkkien muodostama alkuaurinkokunta oli tasapainoton, [[kaaos|kaoottinen]], ja altis suurille törmäyksille. Esimerkiksi [[Maa]] ja [[Kuu]] ovat syntyneet kahden oligarkin törmäyksen tuloksena. Maahan törmännyt [[Mars]]in kokoinen oligarkki sinkosi alkumaasta ainetta niin paljon, että siitä saattoi syntyä Kuu. Jättiläisplaneetat syntyvät melko kaukana auringosta vyöhykkeellä, missä vesihöyry tiivistyy jäähileiksi. Jäähileet ja pöly kasautuvat aikaa myöten valtaviksi noin kymmenen Maan [[massa]]n planeetoiksi, jotka saattavat kerätä [[vety]]ä ja [[helium]]ia kaasukiekosta, mihin Maan kokoinen pieni planeetta ei kykene. Jättiläisplaneetat myös vaeltelevat jonkin verran tähteä ympäröivässä kiekossa muun muassa planeetan ja kaasun välisten [[vuorovesi]]voimien, planeetan ja planetesimaalien välisten vuorovaikutusten ja keskinäisten vetovoimien takia. [[Oortin pilvi|Oortin komeettapilven]] tapainen muodostelma syntyy, kun jättiläisplaneetat sinkoavat läheltä ohittavia planetesimaaleja kaukaisille radoille painovoimallaan<ref>Bailey 1990, s. 233, 243</ref>. [[Pluto (kääpiöplaneetta)|Pluton]] kaltaiset [[Kuiperin vyöhyke|Kuiperin vyöhykkeen]] [[kääpiöplaneetta|kääpiöplaneetat]] ovat tiivistymättömän planeetan osasia. Sama pätee myös [[asteroidivyöhyke|asteroidivyöhykkeen]] kolmeen suurimpaan kappaleeseen: kääpiöplaneetta [[Ceres|Cerekseen]] sekä [[4 Vesta|Vestaan]] ja [[2 Pallas|Pallakseen]]. Lisäksi Pallaksen radan suuri inklinaatio saattaa johtua sen kokemasta suuresta törmäyksestä.<ref name="CPV">{{Lehtiviite| Tekijä = Thomas B. McCord, Lucy A. McFadden, Christopher T. Russell, Christophe Sotin & Peter C. Thomas| Otsikko = Ceres, Vesta, and Pallas: Protoplanets, Not Asteroids| Julkaisu = Eos| Ajankohta = 7. maaliskuuta 2006| Vuosikerta = 87| Numero = 10| Sivut = 105, 109| Julkaisupaikka = | Julkaisija = | Selite = | Tunniste = | www = http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/CeresVesta.pdf| www-teksti = | Tiedostomuoto = PDF| Viitattu = 18.3.2014| Kieli = {{en}}| Lopetusmerkki = }} {{Wayback|1=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/CeresVesta.pdf |päiväys=20110917221905 }}</ref>

== Planeettakuntien synnyn ongelmia==

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

== Johdanto planeettakuntien syntyyn ==

On yritetty monenlaisin teorioin selittää planeettakuntien syntyä. Mikään tutkijoiden kehittämistä planeettakuntien syntyteorioista ei ole täydellinen. On vaikeaa laatia [[teoria]], joka selittää [[fysiikka|fysiikan]] lakien avulla planeettojen [[etäisyys|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===
Planeettakunnan syntyteorian tulisi selittää monia aurinkokuntamme ominaisuuksia, esimerkiksi sen, miksi planeetat kiertävät yleensä melkein [[ympyrä]]mäisiä ratoja suunnilleen samassa [[taso]]ssa.

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 [[pyörimissuunta|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 laki]]a.
*Aurinkokunnan ikä: [[Radiometriset ajoitusmenetelmät|Radiometriset ajoitukset]], jotka on tehty maahan pudonneista [[meteoriitti|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 [[Astronominen yksikkö|AU]]:n
sisällä auringosta ja koostuvat metalleista ja [[silikaatti|silikaateista]], kun taas jättiläisplaneetat sijaitsevat ulompana ja koostuvat jäästä ja kevyemmistä aineista aina [[vety]]yn ja [[helium]]iin asti. Aurinkokunnan ulko-osissa on myös jäästä ja kivestä koostuvia kuita ja pikkuplaneettoja.
*[[komeetta|Komeetat]]: Aurinkoa kiertää joukko pääosin jäästä koostuvia komeettoja radoilla, jotka voivat ulottua hyvin kauas auringosta. Niiden joukossa arvioidaan olevan 10<sup>12</sup> - 10<sup>13</sup> yli kilometrin kokoista kappaletta radoilla, joiden [[isoakseli]] on suurempi kuin 10<sup>4</sup> [[Astronominen yksikkö|AU]]. Tätä populaatiota kutsutaan tavallisesti [[Oortin pilvi|Oortin pilveksi]].
*Planeettojen kiertolaiset: Lähes jokaisella planeetalla on [[kuut|kuiksi]] kutsuttuja kiertolaisia. Lähes kaikki kuut kiertävät planeettojaan samaan suuntaan ja samassa tasossa kuin planeetat kiertävät aurinkoa. Erityisesti [[Jupiter]]in 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 [[halkaisija]]ltaan noin neljäsosa Maasta, [[massa]]ltaankin 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 % [[kiertoimpulssi]]sta.

=== Eksoplaneetat ===

Ollakseen pätevä planeettakuntien syntyteorian tulisi selittää eksoplaneettojen kummalliset piirteet.{{kenen mukaan}} Tähän asti on havaittu yli sata aurinkokunnan ulkopuolista planeettajärjestelmää eli [[eksoplaneetta]]kuntaa. 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 [[soikio|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 [[vesi|veden]] esiintymisen [[neste]]mäisessä 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 ==

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

[[Linnunrata|Linnunradan]] tyyppisen [[kierteisgalaksi]]n massasta noin 10 % on [[tähtienvälinen aine|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 [[turbulenssi|turbulenttisesta]], pyörteisestä käyttäytymisestä. Turbulenssia aiheuttavat pääasiassa [[tähtituuli|tähtien hiukkastuulet]] ja [[supernova|supernovien]] shokkiaallot. Kaasun tiivistymiä kutsutaan [[molekulaarinen pilvi|molekulaarisiksi pilviksi]], sillä niistä on havaittu monia [[orgaaninen yhdiste|orgaanisia]] ja [[epäorgaaninen yhdiste|epäorgaanisia]] [[molekyyli|molekyylejä]] (esim. CO, CN, CS, SiO, OH, H<sub>2</sub>O, HCN, SO<sub>2</sub>, H<sub>2</sub>S, H<sub>2</sub>SO ja lukuisia muita [[vety|vedyn]], [[hiili|hiilen]] [[typpi|typen]] ja [[happi|hapen]] yhdisteitä). Mutkikkaitten molekyylien, mahdollisesti jopa [[aminohappo]]jen, muodostuminen on mahdollista, sillä nuorten lähitähtien voimakas [[UV-säteily]] ei pääse tunkeutumaan pilvien ytimiin asti ja [[alkuaine]]et voivat rauhassa muodostaa yhdisteitä.

Tähtienvälisen aiheen ominaisuuksia voi laskea mutkikkailla matemaattisilla yhtälöillä, jotka pohjautuvat fysiikan lakeihin. Tähtienvälisen aineen käyttäytymistä kuvataan tavallisesti fysiikan [[nestedynamiikka|nestedynamiikan]] ja [[magnetohydrodynamiikka|magnetohydrodynamiikan]] yhtälöillä. Tavallisesti yhtälöissä otetaan huomioon [[magneettikenttä|magneettikenttien]] vaikutus, lähitähtien säteilyn ja [[kosminen säteily|kosmisten säteiden]] vaikutukset ja [[supernova|supernovien]] [[šokkiaalto]]jen satunnainen esiintyminen.

===Molekulaariset pilvet===
[[Kuva:Molecular.cloud.arp.750pix.jpg|thumb|300px|Hubble-avaruusteleskoopin ottama kuva tuhoutuvasta molekulaarisesta pilvestä. Pilven lähellä on havaittavissa uusia tähtiä.]]

[[molekulaarinen pilvi|Molekulaaristen pilvien]] koot ja massat voivat olla hyvin erilaisia. Tähtien syntyalueilla, [[Linnunrata|Linnunradan]] [[spiraalihaara|spiraalihaaroissa]], pilvikompleksit voivat olla suurimmillaan massaltaan 10<sup>6</sup> [[Aurinko|Auringon]] massaa ja halkaisijaltaan 100 [[parsek|pc]]. Pienimmillään ne voivat olla massaltaan alle 10 Auringon massaa ja halkaisijaltaan alle parsekin. Molekyylejä sisältävien pilvien lämpötilat ovat tyypillisesti välillä 10–100 [[kelvin]]iä.

Molekulaariset pilvet muodostuvat pääosin tähtienvälisen aineen saapuessa linnunradan spiraalihaaroihin ja sitten tiivistyessä tai [[supernova|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 [[stabiili]]ssa tilassa kohtalaisen pitkiä aikoja. Jotta [[molekulaarinen pilvi|molekulaariset pilvet]] pysyisivät koossa eivätkä [[painovoimaluhistuminen|romahtaisi]] oman gravitaationsa vaikutuksesta kasaan, niissä täytyy esiintyä päinvastaisella tavalla vaikuttavia voimia. Tällaisina voimina toimivat tavallinen kaasun hiukkasten [[lämpöliike|lämpöliikkeestä]] aiheutuva paine, [[magneettikenttä|magneettikentistä]] aiheutuvat voimat ja kaasun [[turbulenssi]]en aiheuttama paine, joista magneettikentän ja turbulenssien vaikutukset ovat tavallisesti hallitsevassa asemassa koko pilven mittakaavassa.

Kaasun lämpöliikkeestä aiheutuva paine puolestaan tuottaa tavallisesti suurimman [[gravitaatio]]ta 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 [[homogeenisuus|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 [[säteily]]nä, 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 [[spektriviiva|spektriviivoja]] [[radiosäteily]]n alueella tai tutkimalla pölyhiukkasten kontinuumisäteilyä tai tähtien säteilyyn aiheuttamia [[absorptioviiva|absorptioviivoja]]. Erityisesti alimillimetrialueen havainnoista saadaan tietoa pilvien rakenteesta, sen hiukkasten nopeusjakaumasta ja siinä esiintyvistä turbulensseista.

=== Molekulaaristen pilvien gravitaatioluhistuminen ===

Tähdet syntyvät kun molekulaarisen pilven massa ylittää [[Jeansin massa]]n
<center><math> M_{J} = \Bigg( \frac{\pi c_{s}^{2}}{G} \Bigg)^{3/2} \rho_{0}^{-1/2} </math></center>
missä <math>c_{s}</math> on äänen etenemisnopeus, <math>\rho_{0}</math> on tiheys ja <math>G</math>
on [[gravitaatiovakio]]. Kohteet, joissa pilven massa on suurempi kuin Jeansin massa, ovat tyypillisesti kylmiä – lämpötila matalampi kuin 10 [[kelvin]]iä – ja niin [[tiheys|tiheitä]], että lähitähtien säteily ei pääse pilven ytimeen asti. Luhistumista edeltää tavallisesti [[molekulaarinen pilvi|molekulaarisen pilven]] fragmentoituminen useaan luhistumiskeskukseen ja siten tuloksena on useimmiten tähtien rypäitä tai ainakin usean tähden järjestelmiä riippuen pilven massajakaumasta ja kokonaismassasta. [[Tietokonesimulaatio]]ista on saatu selville, että molekulaarisen pilven fragmentoitumiseen ja ainakin kahden tähden järjestelmän syntyyn neljässä tapauksessa viidestä riittää, että [[turbulenssi|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 [[gravitaatio]]n vaikutuksesta. Romahtaminen tapahtuu likimain [[vapaa putoaminen|vapaan putoamisen]] aikaskaalassa
<center><math> t_{vp} = \Bigg( \frac{3 \pi}{32G \rho_{0}} \Bigg)^{1/2} </math></center>
mikäli vastustavat voimat ovat pieniä suhteessa gravitaatioon. Tietokonesimulaatioiden mukaan muodostuvan järjestelmän tiheysprofiili on tasainen aivan ytimessä ja pienenee tavallisesti ulommilla alueilla kuten kääntäen [[verrannollisuus|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 [[pyörimisakseli]]t ja siten myös [[kertymäkiekko|kertymäkiekot]] ovat simulaatioiden mukaan lähes samansuuntaisia, mikä on myös havaittu nuorista [[tähtijoukko|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 [[0 (luku)|nolla]]sta poikkeava kiertoimpulssi [[galaksi]]n 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 [[kertymäkiekko|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 lait|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 kohtalaisen hyvin sopusoinnussa havaintojen kanssa.

== Kertymäkiekot prototähtien ympärillä ==

[[Kertymäkiekko|Kertymäkiekot]] muodostuvat, kun luhistuvan [[molekulaarinen pilvi|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 [[kiertoimpulssi]]a kiekkoon jäävälle aineelle. Siksi suurin osa systeemin kiertoimpulssista jää kiekkoon kuuluville kappaleille. Ydintä aletaan nyt kutsua [[prototähti|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.

[[Kuva:Protoplanetary disk HH-30.jpg|left|200px|thumb|Protoplanetaarinen kiekko HH-30 [[Härkä (tähdistö)|Härän tähdistössä]] noin 450 [[valovuosi|valovuoden]] päässä [[aurinkokunta|aurinkokunnastamme]]. Kiekko syöksee punertavan [[Herbig-Haro -kohde|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 [[spektri]]stä 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 [[parsek]]in päässä olevan kiekon kulmaläpimitta on vain muutaman [[kaarisekunti|kaarisekunnin]] luokkaa. Kuitenkin kiekkoja on havaittu nuorien tähtien ympärillä. Erityisesti [[Hubble-avaruusteleskooppi|Hubble-avaruusteleskoopilla]] saadut kuvat kertymäkiekoista ovat tuoneet lisää informaatiota niissä tapahtuvista prosesseista.

Auringon kokoluokkaan kuuluvien [[pääsarja]]n 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<sup>−10</sup> - 10<sup>−7</sup> Auringon massaa vuodessa), jotta tähti saavuttaisi lopullisen kokonsa miljoonan vuoden kuluessa. Havaitut nopeudet voivat selittyä niin kutsutulla [[FU Orionis -tähti|FU-Orionis]] -ilmiöllä, jossa ainetta putoaa prototähteen purkauksissa ja saa siten aikaan jaksollisia kirkkauden muutoksia. Kirkkauden muutokset voivat olla suuruudeltaan jopa viisi [[magnitudi]]a ja kestoltaan vuodesta kymmeneen vuoteen. Näin ainetta voi siirtyä prototähteen aluksi nopeammin vauhdin hidastuessa kiekon pienenemisen myötä.

[[FU Orionis -tähti|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 [[spektri|spektrejä]], joissa esiintyy [[FU Orionis -tähti|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 ===

Lähes kaikki [[prototähti|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 [[pääsarja]]vaiheeseen.

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

=== Prototähden ja kertymäkiekon kehitys ===

Nuoria alle kahden auringon massan tähtiä, joiden [[Spektriluokka|spekrit]] ovat tyyppiä F-M ja jotka eivät vielä ole saapuneet pääsarjaan, kutsutaan [[T Tauri -tähti|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 [[intensiteetti|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 [[musta kappale|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 ===

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|UV-säteily]] aiheuttaa aineiden [[sublimoituminen|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&nbsp;cm ja 0,3&nbsp;cm yhden ja kolmenkymmenen [[Astronominen yksikkö|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 [[Kepler]]in 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 [[metri]]n kokoluokkaan kuuluvat kappaleet ovat [[Keplerin rata|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-ala]]an 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 [[protoplaneetta|protoplaneettojen]] siemenen, sillä lopulta pieni osa kappaleista väistämättä saavuttaa riittävän suuren koon, jotta [[gravitaatio]]n välityksellä tapahtuvat vuorovaikutukset ovat mahdollisia. Tällöin planeettojen syntyprosessi pääsee vauhtiin kertymäkiekon käyttäytymistä alkavat hallita ensimmäiset protoplaneetat.

=== Kertymäkiekkojen häviäminen ===

[[T Tauri -tähti]]-vaiheeseen kuuluu [[ydinreaktio]]iden 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-säteily|UV-säteily]]n 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 ==
[[Kuva:Protoplanetary disk.jpg|thumb|300px|Taiteilijan näkemys protoplanetaarisesta kiekosta.]]

Suurin ongelma planeettojen synnyn selittämisessä on aikaskaalojen yhteen sovittaminen. Tyypillisessä tähdessä ydinreaktiot käynnistyvät noin 10<sup>5</sup>-10<sup>7</sup> vuodessa, minkä jälkeen kaasun määrä on pudonnut niin pieneksi, että tähti kykenee puhaltamaan sen pois järjestelmästä. [[Jättiläisplaneetta|Jättiläisplaneettojen]] synty riippuu erittäin kriittisesti ajasta saavuttaa noin kymmenen maan massan koko, jolloin ne voivat alkaa kerätä [[gravitaatio]]nsa avulla kaasua itseensä ympäröivästä kiekosta. Mikäli kaasukiekko katoaa ennen kuin planeetat saavuttavat edellä mainitun kokoluokan, ei synny [[Jupiter]]in ja [[Saturnus|Saturnuksen]] kaltaisia jättiläisplaneettoja.

[[Protoplaneetta|Protoplaneettojen]] synnylle on esitetty kaksi varteenotettavaa [[hypoteesi]]a: 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 [[Aurinko|Auringon]] massasta kymmenen [[Astronominen yksikkö|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.

[[Kasautumisteoria|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 [[Oligarkkivaihe|oligarkeiksi]] kutsuttuja kappaleita, joita aletaan myöhemmin kutsua [[protoplaneetta|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 säde|Hillin säteen]] päästä.

Pölyhiukkasiin kuuluvat kaikki hiukkaset, jotka ovat kiinteässä olomuodossa. Näin ollen järjestelmän sisäosissa vain [[silikaatti|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 ===

Jotta protoplaneetta voisi saavuttaa [[Jupiter]]in koon, sen on synnyttävä ennen kuin kaasu ehtii haihtua [[kertymäkiekko|kertymäkiekosta]]. Tällöin protoplaneetta kokee tähteä kiertäessään kaasukiekon [[gravitaatiopotentiaali]]n, joka hiljalleen pienentää sen [[radan isoakseli]]a mutta vaikuttaa myös [[eksentrisyys|eksentrisyyteen]] ja [[inklinaatio]]on 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 kohtalaisen suuri protoplaneetta, se vuorovaikuttaa kiekon kanssa myös toisella tavalla. Se synnyttää kiekkoon spiraalin muotoisia tiheysaaltoja, jotka etenevät kiekossa ja kuljettavat energiaa sekä [[kiertoimpulssi]]a. Kiertoimpulssi kulkeutuu ulospäin, ensin kiekon sisäosista planeetalle ja edelleen planeetalta ulommalle kiekolle. Lisäksi erilaiset [[resonanssi]]t 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 [[Migraatioteoria|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 [[jättiläisplaneetta|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 [[vuorovesivoima]]t 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 [[Aurinkokunta|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 kohtalaisen kaukana tähdestään koko kriittisen kaasukiekon eliniän ajan. Riittävä massa aukon muodostumiselle on noin [[Saturnus|Saturnuksen]] massan verran, joka on noin 0,3 [[Jupiter]]in 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 ===

Kun pienet kappaleet törmäilevät satunnaisesti [[kertymäkiekko|kertymäkiekon]] sisällä, ne takertuvat herkästi toisiinsa. Mitä suurempi kappaleen massa on sitä suuremmalla todennäköisyydellä se törmää muihin kappaleisiin. Siten [[protoplaneetta|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 [[jättiläisplaneetta|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 [[Uranus|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 ====
[[Kuva:Gas giants in the solar system.jpg|thumb|230px|Aurinkokunnan jättiläisplaneetat ylhäältä alaspäin: Neptunus, Uranus, Saturnus ja Jupiter]]

{{Pääartikkeli|[[Jättiläisplaneettojen synty]]}}

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, [[Saturnus|Saturnuksen]], Uranuksen ja [[Neptunus|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 [[kertymäkiekko|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 ====
{{Pääartikkeli|[[Kiviplaneettojen synty]]}}

Maankaltaisilla planeetoilla tarkoitetaan tässä neljää sisäplaneettaa, [[Merkurius]]ta, [[Venus]]ta, [[Maa]]ta ja [[Mars]]ia. 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 [[kaksoistähti]]järjestelmissä 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 ====

Vuorovaikutus kaasukiekon kanssa voi kuljettaa jättiläisplaneettoja kaukaa niiden syntyalueelta lähelle tähteä. Planeettoja, joiden radan isoakseli on pienempi kuin 0,10 AU, kutsutaan kuumiksi jättiläisplaneetoiksi, [[Kuuma jupiter|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 [[migraatio]]ta 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 [[kelvin]]iin. 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 [[Jupiter]]in ja [[Saturnus|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 ====

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 [[Tähden metallipitoisuus|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 [[Uranus|Uranuksen]] ja [[Neptunus|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 ====

Planeettoja kiertävät kappaleet, [[kuut]] lienevät syntyneen hieman eri tavoin eri tapauksissa. Nykykäsityksen mukaan Maan [[Kuun synty|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 [[asteroidi|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 [[Aurinkokunnan pienkappale|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 [[Io (kuu)|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 ===

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

Mahdollisena mekanismina toimii [[resonanssi]]en aiheuttama [[eksentrisyys|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-arvot|rata-arvoissa]] ja erityisesti massoissa on suuria epävarmuuksia. Planeettojen ratojen vakaus on tärkeää, sillä järjestelmissä olevien [[maankaltainen planeetta|maankaltaisten planeettojen]] ja nimenomaan [[elinkelpoinen planeetta|elinkelpoisten planeettojen]] olemassaolo on mahdollista vain, jos stabiilisuus on kestoltaan pitempää kuin niiden muodostumiseen kuluva aika.

== Planeettojen vaelteluista ==

[[Kuva:Lhborbits.png|thumb|320px| Nizzan mallin mukaan jättiläisplaneettojen vaellus ulospäin harvensi Kuiperin vyöhykettä.]]

2000-luvun jälkipuoliskolla tutkijat oivalsivat [[migraatio|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 " ====

[[Alessandro Morbidelli]] ja muut tutkijat loivat niin sanotun [[Nizzan malli]]n, jonka mukaan Uranus ja Neptunus ehtivät muodostua, koska syntyivät nykyistä lähempänä Aurinkoa ja vaelsivat niin sanottujen [[migraatio]]mekanismien avulla ulommas.
Tällöin selittyy myös [[Kuiperin vyöhyke]], josta ulospäin vaeltavat planeetat imivät<!-- ? --> ja sinkosivat vetovoimallaan ensimmäiset taivaankappaleet pois.
Morbidellin mukaan Uranus ja Neptunus ehkä vaihtoivat paikkoja keskenään<ref>Tähtinen 2009, s. 107</ref>

Uusien "Grand Track"-ajatusten mukaan Jupiter ja Saturnus vaelsivat Aurinkokunnassa ensin sisäänpäin 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<ref name="Tieku_2013_12_42_47">Tieteen Kuvalehti 2013/12, Artikkeli s. 42-47, Kaasujätit riepottelivat Aurinkokuntaa, Kohta s. 45, 46</ref>.

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.<ref>Tähdet ja Avaruus 3/2009, s. 20-34 artikkeli Kun planeetat vaihtoivat paikkoja.</ref>.

==== Täydentäviä ja eroavia teorioita ====

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.<ref name="T+A_2011_6">Aurinkokunnan kadonneet planeetat, Sakari Nummila, ''Tähdet ja avaruus 8/2011'', artikkeli s. 14-18 s. 16</ref>. 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<ref name="T+A_2011_6"/>. Eri kokoisia planeettoja törmäili jättiläisplaneettoihin. Mm Jupiterin ytimen pieni koko ja kemiallinen koostumus selittyvät planeettojen törmäyksissä. Pienet törmäykset lisäsivät planeetan vaipan metallipitoisuutta, ja suuret ytimen massaa.<ref name="T+A_2011_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 ==

Tutkijoiden mukaan siihen millainen planeettakunta syntyy vaikuttaa muun muassa sen lähteenä olevan kertymäkiekon massa, sitkeys eli viskositeetti ja [[Tähden metallipitoisuus|alkuainekoostumus]]. Yleensä ajatellaan metallipitoisten planeettakuntien synnyttävän ympärilleen suurempia planeettoja<ref>Patrick Moore, David Hardy, Avaruuden valloitus, WSOY 1980 {{ISBN|951-0-09874-4}} {{Lähde tarkemmin|Sivut?}}</ref>. Joidenkin tutkijoiden mielestä hyvin massiivisissa tiheissä kiekoissa syntyy nopeasti jättiläisplaneettoja kiekosta suoraan kutistumalla [[kiekkoepävakaisuusteoria]]n mukaisesti. Näin käy [[HL Tauri]]n tyyppisissä järjestelmissä<ref name="Tähtinen_2009_102">Universumi tietokoneessa, Leena Tähtinen, Chris Flynn, Esko Valtaoja, Ursan julkaisuja 118, Ursa Ry Helsinki 2009, {{ISBN|978-952-5329-81-0}}, Luku Planeettakunta tietokonepelinä, s. 102</ref>. Edward Thommesin tutkimusten mukaan suurimassaisesta, pienisitkoisesta kiekosta syntyy suuria jättiläisplaneettoja soikeille, epävakaille radoille. Tämän tyyppisiä [[eksentrinen jupiter|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<ref>Tähtinen 2009, s. 120, oikea palsta, toinen kappale</ref>.

<!--
== Teorioiden kritiikki ja vastakritiikki ==

Monet kreationistit ovat vaihtelevin perustein väittäneet Aurinkokuntaa nuoreksi ja olleet näkevinään luomisen takaavia todisteita aurinkokunnan rakenteessa. Eräs tyypillinen esimerkki on lyhytjaksoisten komeettojen kuluminen<ref>[http://www.nic.funet.fi/~magi/artikk/evoluutio/faq/tahtitiede.html, Kreationistisia väitteitä tähtitieteestä]. Esitetyt kreationistiset väitteet on poimittu NetMission saarnasta: ''Tiede on osoittanut kehitysopin mahdottomuudet.''</ref>. Arvostelijoiden mielestä lyhytjaksoisten komeettojen alkuperää ei voida selittää, ja lyhytjaksoiset komeetat kuluvat nopeasti pois. Silloin ne on luotu yhtä aikaa melko äskettäin, vaikkapa vain 6000 vuotta sitten. Aurinkokuntaa väitetään nuoreksi myös sen perusteella, että vanha aurinkokunta vois hajota pitkäkestoissa planeettojen välisissä vuorovaikutuksissa. Mutta planeetoilla on vakaita ratoja, jotka estävät tämän. Kreationistit ovat vedonneet moniin aiemman tieteen mukaan selittämättömiin asioihin, kuten Maan ja Kuun erilaiseen koostumukseen, Uranuksen kuun [[Miranda]]n kummallisuuksiin<ref>Pekka Reinikainen, Unohdettu Genesis, sivu 199</ref>. Mirandan rakenne selitetään siten että kuu on hajonnut ja palaset kokoontuneet taas yhteen [[vuorovesivoimat|vuorovesivoimien]] takia.
-->
== Katso myös==

*[[Aurinkokunta]]
*[[Aurinkokunnan tulevaisuus]]
*[[Eksentrinen Jupiter]]
*[[Eksoplaneetta]]
*[[Globuli]]
*[[Gravitaatioinstabiilisuus]]
*[[Herbig-Haro-kohde]]
*[[Jättiläisplaneetta]]
*[[Kasautumisteoria]]
*[[Kuuma jupiter]]
*[[Migraatioteoria]]
*[[Molekyylipilvi]]
*[[Planetesimaali]]
*[[Protoplaneetta]]
*[[Protoplanetaarinen kiekko]]
*[[Prototähti]]
*[[Pölykiekko]]
*[[Maankaltainen planeetta]]
*[[T Tauri-tähti]]
*[[Tähden metallipitoisuus]]

== Lähteet ==
{{viitteetön}}
{{div col|2}}
* 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{{Vanhentunut linkki|bot=InternetArchiveBot }}, 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.
{{div col end}}

=== Viitteet ===
{{Viitteet|sarakkeet}}

==Aiheesta muualla==
*[http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/PPIV/contents.php Protostars and Planets] {{Wayback|1=http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/PPIV/contents.php |päiväys=20070518151939 }}

[[Luokka:Planeettatutkimus]]
[[Luokka:Aurinkokunnan synty]]
[[Luokka:Seulonnan keskeiset artikkelit]]