Protoplanetary Disks: Birthplaces of Planets

Protoplaneettalevyt: planeettojen syntypaikat

Nuorten tähtien ympärillä olevat tähtienväliset kiekot, jotka koostuvat kaasusta ja pölystä ja jotka yhdistyvät planeetisimaaleiksi

1. Kiekot planeettajärjestelmien kehtoina

Kun tähti muodostuu molekyylipilven romahtamisesta, kulmanopeuden säilyminen johtaa luonnollisesti kaasun ja pölyn pyörivän kiekon muodostumiseen—jota usein kutsutaan protoplanetaariseksi kiekoksi. Tämä kiekko on se ympäristö, jossa kiviset ja jäiset hiukkaset törmäävät, tarttuvat yhteen ja lopulta kasvavat planetesimaaleiksi, protoplaneetoiksi ja lopulta täysimittaisiksi planeetoiksi. Protoplanetaaristen kiekkojen ymmärtäminen on siten keskeistä ymmärtää miten planeettajärjestelmät—mukaan lukien oma Aurinkokuntamme—muodostuvat.

  • Tärkeimmät havainnot: Edistysaskeleet teleskooppien, kuten ALMA:n (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), Very Large Telescopen ja JWST:n, avulla ovat tuottaneet korkean resoluution kuvia näistä kiekkoista, paljastaen pölyrenkaita, aukkoja ja spiraalihaaroja, jotka viittaavat käynnissä olevaan planeettojen muodostumiseen.
  • Monimuotoisuus: Havaitut levyt näyttävät erilaisia rakenteita ja koostumuksia, joihin vaikuttavat tähtien massa, metallisuus, alkuperäinen kulmanmomentti ja ympäristö.

Tutkimalla sekä teoriaa että havaintoja voimme koota yhteen, miten tähden jäljelle jäävä aine muodostaa pyörivän levyn – sulatusuunin, jossa pöly kasvaa planetesimaaleiksi ja lopulta luo upean monimuotoisuuden planeettarakenteissa sekä Aurinkokunnassa että eksoplaneetoissa.

2. Protoplanetaaristen levyjen muodostuminen ja alkuominaisuudet

2.1 Pyörivän pilven romahdus

Tähdet muodostuvat tiheissä ytimissä molekyylipilvissä. Kun painovoima vetää ydintä sisäänpäin:

  1. Kulmanmomentin säilyminen: Jo vähäinen alkuperäinen pyöriminen pilvessä johtaa aineen putoamiseen muodostaen litteän akreetiokiekon prototähden ympärille.
  2. Akreetio: Kaasu kiertää sisäänpäin ruokkien keskellä olevaa prototähteä, samalla kun kulmanmomentti siirtyy ulospäin.
  3. Aikaskaala: Prototähtivaihe voi kestää muutaman ~105 vuoden, jolloin levy rakentuu tämän prosessin aikana.

Varhaisimmassa vaiheessa (Class 0/I prototähdet) levy voi olla syvästi upotettuna putoavan aineen ympäröimään kuoreen, mikä vaikeuttaa suoraa havainnointia. Mutta Class II vaiheessa (klassiset T Tauri -tähdet matalamassaisille tähdille) protoplanetaarinen levy on helposti havaittavissa infrapuna- ja submillimetrisäteilyssä.

2.2 Kaasun ja pölyn suhde

Nämä levyt heijastavat yleensä tähtienvälisen aineen kaasun ja pölyn suhdetta (~100:1 massaltaan). Pöly, vaikka onkin pieni massakomponentti, on ratkaisevan tärkeää: se säteilee tehokkaasti, hallitsee optista opasiteettia ja aloittaa planeettojen muodostumisprosessin (planetesimaalien on muodostuttava törmäävistä pölyhiukkasista). Kaasu, pääasiassa vetyä ja heliumia, määrää levyn paineen, lämpötilan ja kemiallisen ympäristön. Pölyn ja kaasun vuorovaikutus luo perustan planeettojen muodostumiselle.

2.3 Fyysinen laajuus ja massa

Tyypilliset protoplanetaariset levyt voivat ulottua noin 0,1 AU:sta (sisäinen katkaisu lähellä tähteä) kymmeniin tai satoihin AU:hin (ulkoreuna). Massat vaihtelevat muutamasta Jupiterin massasta aina noin 10 % tähden massasta. Tähden säteilykenttä, levyn viskositeetti ja ulkoinen ympäristö (esim. lähellä olevat OB-tähdet) voivat merkittävästi muokata levyn radiaalista rakennetta ja evoluutiota. [1], [2].

3. Havainnollinen näyttö: Levyt toiminnassa

3.1 Infrapuna-liiat ja pölyn säteily

Klassiset T Tauri -tähdet tai Herbig Ae/Be -tähdet osoittavat voimakasta infrapunasäteilyä, joka ylittää tähden fotosfäärin ennustaman määrän. Tämä IR-liika johtuu levyn lämpimästä pölystä. Varhaiset IRAS- ja Spitzer-kartoitukset vahvistivat, että monilla nuorilla tähdillä on tällaisia ympyräisiä levyjä.

3.2 Korkean resoluution kuvantaminen (ALMA, SPHERE, JWST)

  • ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array): Tarjoaa submillimetrin kuvantamista levyn pölyjatkumosta ja spektriviivoista (CO, HCO+, jne.), paljastaen renkaita, aukkoja ja spiraalihaaroja. Esimerkit kuten HL Taun renkaallinen rakenne tai DSHARP-kartoitus ovat mullistaneet käsityksemme levyn alarakenteista.
  • VLT/SPHERE, Gemini GPI: Lähi-infrapunan sironnan valokuvaus näyttää hienoja yksityiskohtia levyn pintakerroksissa.
  • JWST: Keskipitkän infrapunan kyvyillään JWST voi kurkistaa pölyä sisältäviin sisäosiin, havaitsemalla lämmintä pölyä ja mahdollisia todisteita planeettojen aiheuttamista aukoista.

Yhdessä nämä tiedot osoittavat, että jopa näennäisesti "sileissä" levyissä voi olla alarakenteita (aukkoja, renkaita, pyörteitä), jotka mahdollisesti ovat muodostuneet planeettojen vaikutuksesta. [3], [4].

3.3 Molekyylikaasun merkkiaineet

ALMA ja muut submillimetrin interferometrit havaitsevat molekyyliviivoja (esim. CO), jotka kartoittavat kaasun tiheyttä ja nopeuskenttiä levyllä. Havaitut Keplerin kierto -kuviot vahvistavat levyn pyörivän luonteen keskellä olevaa prototähteä ympärillä. Joissakin levyissä epäsymmetriat tai paikalliset kineettiset häiriöt viittaavat upotettuihin protoplaneettoihin, jotka vääristävät nopeuskenttää.

4. Levyn kehitys ja hajoaminen

4.1 Viskoosi akkretio ja kulmamomentin siirto

Keskeinen teoreettinen malli on viskoosi levy -paradigma, jossa sisäinen turbulentti viskositeetti (todennäköisesti magneettihydrodynaamisesta turbulenssista tai magneettivärähtelyepävakaudesta) helpottaa massan putoamista tähteen, samalla kun kulmamomentti siirtyy ulospäin. Tähden akkretionopeus yleensä laskee muutaman miljoonan vuoden aikana, heijastaen levyn etenevää kaasun menetystä.

4.2 Fotoevaporaatio ja tuulet

Keskustähden energinen UV-/röntgensäteily (ja mahdollisesti ulkoinen UV läheisiltä massiivisilta tähdiltä) voi fotoevaporoida levyn ulommat kerrokset. Tämä massahäviö voi avata sisäisiä reikiä, nopeuttaen levyn lopullista puhdistusvaihetta. Tähtituulet, suuttimet tai purkaukset poistavat myös levymateriaalia ajan myötä.

4.3 Tyypilliset levyn eliniät

Havaintojen mukaan noin 50 % T Tauri -tähdistä (1–2 miljoonaa vuotta vanhoista) näyttää yhä IR-levyn merkkejä, pudoten alle 10 %:iin 5 miljoonan vuoden kohteilla. Noin 10 miljoonan vuoden kohdalla vain pieni osa (< muutama %) tähdistä säilyttää merkittävän levyn. Tämä aikaskaala asettaa rajan sille, kuinka nopeasti jättiläisplaneettojen on muodostuttava, jos ne perustuvat alkuperäisen levyn kaasuun [5].

5. Pölyhiukkasten kasvu ja planetesimaalien muodostuminen

5.1 Pölyn kokkautuminen

Levyn sisällä mikroskooppiset pölyhiukkaset törmäävät suhteellisilla nopeuksilla cm/s - m/s:

  1. Tarttuminen: Elektrostaattiset tai van der Waalsin voimat voivat saada pienet aggregaatit kasaantumaan suuremmiksi "höyhenmäisiksi" rakeiksi.
  2. Kasvu: Törmäykset voivat joko kasvattaa hiukkasia tai hajottaa niitä, riippuen nopeudesta ja koostumuksesta.
  3. Meterikoon este: Teoreetikot huomauttavat, että cm–m kokoiset kiinteät aineet kohtaavat haasteita: radiaalinen vaeltaminen tai tuhoisat törmäykset. Tämän esteen voittaminen vaatii todennäköisesti tehokasta kasaantumista painehuipuissa tai muissa kiekon alarakenteissa.

5.2 Planetesimaalien muodostumismallit

Meterikoon esteen ohittamiseksi:

  • Virtaushäiriö: Kiinteiden aineiden keskittyminen paikallisissa kiekon osissa laukaisee gravitaatiollisen romahtamisen 10–100 km mittaisiksi planetesimaaleiksi.
  • Helmikeräytyminen: Suuremmat siemenet voivat kasvaa nopeasti keräämällä cm–dm kokoisia helmiä, jos suhteelliset nopeudet ja kiekon olosuhteet suosivat tätä prosessia.

Kun kymmeniä–satoja kilometrejä suuret planetesimaalit muodostuvat, ne törmäävät ja yhdistyvät protoplaneetoiksi. Näin kivi- tai jääpitoiset planeettojen rakennuspalikat kasaantuvat [6], [7].

6. Maan kaltaisten planeettojen muodostuminen

6.1 Sisemmän kiekon ympäristö

Tähden lumirajan sisäpuolella (jota kutsutaan myös jään rajaksi) kiekko on tarpeeksi kuuma sublimoimaan suurimman osan haihtuvista aineista, jättäen kiviset silikaatit ja metallit ensisijaisiksi kiinteiksi materiaaleiksi:

  1. Kiviset planetesimaalit: Muodostuvat pölyhiukkasten törmäyksistä, joilla on kestävä koostumus.
  2. Oligarkkinen kasvu: Protoplaneetat muodostuvat muutamasta suuresta kappaleesta, jotka hallitsevat paikallisia ruokailualueita.
  3. Törmäyksellinen evoluutio: Kymmenien–satojen miljoonien vuosien aikana nämä protoplaneetat törmäävät edelleen, mikä huipentuu lopullisiin maan kaltaisiin planeettoihin (kuten Maa, Venus, Mars).

6.2 Ajoitus ja haihtuvat aineet

Myöhäinen lisäys tai jättimäiset törmäykset voivat tuoda vettä tai haihtuvia aineita lumirajan takaa. Maan vesi saattaa osittain olla peräisin planetesimaalien tai alkioiden törmäyksistä ulommalla asteroidivyöhykkeellä. Maan kaltaisten planeettojen lopullinen rakenne voi vaihdella merkittävästi, kuten eksoplaneettajärjestelmissä, joissa on supermaita ja tiiviitä resonanssiketjuja.

7. Kaasu- ja jääjättiläiset

7.1 Jään rajan ulkopuolella

Etäisyyksillä, joissa lämpötila on tarpeeksi alhainen veden jään (ja muiden haihtuvien aineiden) tiivistymiseen, planetesimaalit voivat kerätä massaa nopeasti. Nämä suuremmat ”ytimet” voivat:

  • Kaasun kerääntyminen: Kun ydin ylittää noin 5–10 M⊕, se voi gravitaation avulla vangita ympäröivän kiekon vetyä/heliumia.
  • Jättiläisplaneettojen muodostuminen: Tämä johtaa Jovian tai Saturnuksen kaltaisiin analogioihin. Kauempana voi muodostua pienempiä kaasumaisia tai jääpitoisia maailmoja, jotka muistuttavat Uranusta/Neptunusta järjestelmässämme.

7.2 Aikarajoitukset ja pakkokerääntyminen

Jättiläisplaneetan rakentaminen vaatii kaasua. Koska protoplaneettakiekot yleensä hajoavat 3–10 miljoonassa vuodessa, ytimen on muodostuttava tarpeeksi nopeasti käynnistääkseen pakkokaasun kerääntymisen. Tämä on suuri menestys ytimen kerääntymismallissa, joka selittää kaasujättiläiset alle 10 miljoonan vuoden aikaskaaloilla [8], [9].

7.3 Eksentrisyydet ja migraatiot

Jättiläisplaneetat voivat häiritä toistensa ratoja tai olla vuorovaikutuksessa kiekon kanssa, mikä johtaa sisään- tai ulospäin suuntautuvaan migraatioon. Tällaiset prosessit tuottavat “Kuumia Jupitereita” (suuret, lähellä olevat kaasujättiläiset) tai eksoottisia resonanssijärjestelmiä, jotka poikkeavat yksinkertaisemmista odotuksista, jos planeetat pysyisivät lähellä muodostumisratojaan.

8. Radadynamiikka ja migraatio

8.1 Kiekko-planeettavuorovaikutukset

Kiekkoon upotetut planeetat voivat vaihtaa kulmamomenttia kaasun kanssa. Pienimassaiset planeetat kokevat tyypillisesti Tyypin I migraation, liikkuen radiaalisesti lyhyillä aikaskaaloilla. Suuremmat planeetat kaivavat aukkoja, kokien Tyypin II migraation kiekon viskoosisella aikaskaalalla. Havainnot protoplaneettakiekkojen rengasaukkojen olemassaolosta viittaavat muodostuviin jättiläisplaneettoihin tai ainakin suuriin planeettaytimiin.

8.2 Dynaamiset epävakaudet ja hajaantuminen

Kiekon hälvettyä protoplaneettojen tai täysin muodostuneiden planeettojen väliset gravitaatiokontaktit voivat johtaa:

  • Hajonta: Pienempien kappaleiden poistuminen ulkoiseen järjestelmään tai tähtienväliseen avaruuteen.
  • Resonanssikaappaukset: Planeetat lukkiutuvat radallisiin resonansseihin (esim. galileilaisten kuiden Laplacen resonanssi).
  • Järjestelmän rakenteet: Lopullinen järjestely voi tuottaa laajoja eroja, eksentrisyysratoja tai tiiviitä moninkertaisia, jotka muistuttavat eksoplaneettajärjestelmiä kuten TRAPPIST-1.

Tällaiset prosessit muovaavat lopullista rakennetta, jättäen joskus vain muutamia vakaita ratoja. Aurinkokunnan rauhallisempi radallinen järjestys viittaa laajaan varhaiseen hajaantumiseen tai törmäyksiin, jotka huipentuivat nykyplaneettojen vakaisiin ratoihin.

9. Kuut, renkaat ja romu

9.1 Kuun muodostuminen

Suuret planeetat voivat isännöidä planeetan ympärillä olevia kiekkoja, joista kuut muodostuvat samanaikaisesti (kuten Jupiterin galileilaiset kuut). Vaihtoehtoisesti jotkut kuut (esim. Triton Neptunuksen ympärillä) voivat olla kaapattuja planetesimaaleja. Maa-Kuu-järjestelmä saattaa heijastaa jättimäisen törmäyksen skenaariota, jossa Marsin kokoinen kappale törmäsi proto-Maahan, heittäen romua, joka yhdistyi Kuuksi.

9.2 Rengasjärjestelmät

Planeettojen rengasjärjestelmät (esim. Saturnuksen renkaat) voivat syntyä, jos kuu tai jäljelle jäänyt romu ylittää Roche-rajan, hajoten hiukkasiksi, jotka kiertävät kiekkomaisesti. Ajan myötä rengaspartikkelit voivat kerääntyä kuumaisiksi tai kadota. Jättiläisexoplaneettojen renkaat ovat hypoteettisesti havaittavissa tietyissä transitoivissa järjestelmissä, mutta suoraa näyttöä on toistaiseksi vähän.

9.3 Asteroidit, komeetat ja kääpiöplaneetat

Asteroidit sisäisessä järjestelmässä (kuten päävyöhyke) ja komeetat Kuiperin vyöhykkeellä tai Oortin pilvessä edustavat jääneitä planetesimaaleja keskeneräisestä akkretioista. Niiden tutkiminen paljastaa alkuperäisiä tietoja varhaisesta kemiallisesta koostumuksesta ja kiekon olosuhteista. Kääpiöplaneetat (Ceres, Pluto, Eris) muodostuivat myös näillä ulommilla, harvemmilla alueilla, eivätkä koskaan yhdistyneet yhdeksi suureksi planeetaksi.

10. Eksoplaneettojen monimuotoisuus ja analogiat

10.1 Yllättävät arkkitehtuurit

Eksoplaneettakartoitukset paljastavat laajan valikoiman järjestelmäkonfiguraatioita:

  • Kuumat Jupiterit: Kaasujättiläiset erittäin lähellä tähtiään, mikä viittaa sisäänpäin suuntautuvaan siirtymiseen lumirajan ulkopuolelta.
  • Super-Maapallot/Mini-Neptunukset: 1–4 Maan säteen kokoisia, yleisiä muissa järjestelmissä, puuttuvat omastamme, mikä viittaa siihen, että erilaiset kiekon ominaisuudet johtavat tällaisiin planeettoihin.
  • Moniresonanssiketjut: Esim. TRAPPIST-1, jossa seitsemän Maankokoista planeettaa tiiviillä radoilla.

Nämä havainnot vahvistavat, että vaikka ydinakkretion malli on vankka, kiekon ominaisuuksien, siirtymien ja hajaantumisen yksityiskohdat voivat johtaa hyvin erilaisiin lopputuloksiin.

10.2 Protoplaneettojen suora havainnointi

Huipputeknologian kaukoputket kuten ALMA ovat havainneet mahdollisia protoplaneettoja kiekkoihin kaiverrettuina (esim. PDS 70). Suorat kuvantamislaitteet (VLT/SPHERE, Gemini/GPI) voivat paljastaa pölyisiä alirakenteita, jotka vastaavat muodostuvia planeettoja. Tämä ensikäden katsaus muodostuviin planeettajärjestelmiin auttaa tarkentamaan teoreettisia malleja kiekon kehityksestä ja planeettojen kasvusta.

11. Elinkelpoisen vyöhykkeen käsite

11.1 Määritelmä

Elinkelpoinen vyöhyke (HZ) tähden ympärillä on se radan alue, jossa kiviplaneetta voisi ylläpitää nestemäistä vettä pinnallaan, kun sillä on Maata vastaava ilmakehä. HZ:n etäisyys riippuu tähden kirkkaudesta ja spektrityypistä. Protoplaneettakiekon yhteydessä planeetta, joka muodostuu HZ:n kohdalla tai lähellä sitä, saattaa edistää veden säilymistä ja mahdollisesti elämää.

11.2 Planeettojen ilmakehät ja monimutkaisuudet

Ilmakehän kehitys, siirtymishistoriat, tähtien aktiivisuus (erityisesti M-tähdissä) tai jättimäiset törmäykset voivat kuitenkin merkittävästi vaikuttaa todelliseen elinkelpoisuuteen. Pelkkä oleminen HZ:ssä jossain vaiheessa ei takaa vakaata elinympäristöä. Kiekon kemia vaikuttaa myös veden, hiilen ja typen varantoihin, jotka ovat elintärkeitä biologiassa.

12. Tuleva tutkimus planeettatieteessä

12.1 Seuraavan sukupolven kaukoputket ja tehtävät

  • JWST: Ottanut jo infrapuna-alueella kuvia kiekosta ja mitannut kemiallisia koostumuksia.
  • Äärimmäisen suuret kaukoputket (ELT:t): Kuvantavat suoraan kiekkojen rakenteita lähi-infrapuna-alueella, mahdollisesti paljastaen muodostuvia protoplaneettoja tai varhaisimpia ”vauva” planeettoja selkeämmin.
  • Avaruusluotaimet: Komeettoja, asteroideja tai aurinkokunnan ulkopuolisia pieniä kappaleita (esim. OSIRIS-REx, Lucy) tutkivat tehtävät paljastavat alkuperäisiä kiekon jäänteitä, valaisten planeettojen muodostumisprosesseja.

12.2 Laboratorioastrokemia ja simulaatiot

Maassa laboratoriokokeet toistavat pölyhiukkasten törmäyksiä, paljastaen, miten tietyt nopeudet ja koostumukset suosivat tarttumista vs. hajoamista. Laajamittaiset hydrodynaamiset simulaatiot seuraavat pölyn ja kaasun yhteiskehitystä, kaappaavat epävakauksia kuten streaming-instabiliteetin, joka muodostaa planetesimaaleja. Tämä laboratoriotiedon ja HPC-simulaatioiden synergia tarkentaa malleja kiekon turbulenssista, kemiasta ja kasvun aikaskaaloista.

12.3 Eksoplaneettahavainnot

Uudet radiaalinopeus- ja transittihavainnot (esim. TESS, PLATO, maanpäälliset radiaalinopeusspektrografit) löytävät tuhansia lisää eksoplaneettoja. Liittämällä planeettademografia tähtien ikään ja metallisuuteen päättelemme, miten kiekon massat, eliniät ja koostumus ohjaavat planeettatuloksia. Tämä auttaa yhdistämään aurinkokunnan muodostumisteoriat laajempaan eksoplaneettaväestöön.

13. Päätössanat

Protoplaneettakiekot ovat olennaisia planeettojen synnyssä, edustaen pyörteilevää ”jäännösmateriaalia” tähtien synnystä. Näissä kiekkoissa:

  1. Pölyhiukkaset yhdistyvät planetesimaaleiksi, muodostaen maapallon kaltaisia tai kaasujättien ytimiä.
  2. Kaasu vaikuttaa migraatioon, massan jakautumiseen ja lopulliseen järjestelmän rakenteeseen.
  3. Ajan myötä kiekko hajoaa—akkretion, tuulten tai fotoevaporaation kautta—jättäen jälkeensä vastasyntyneen planeettajärjestelmän.

Havaintojen läpimurrot—ALMA-kuvat renkaista/aukkoista, JWST:n paljastukset pölyn alarakenteista ja suorat kuvayritykset—paljastavat vähitellen, miten pöly kehittyy kokonaisiksi maailmoiksi. Eksoplaneettojen monimuotoisuus korostaa kiekon ominaisuuksien, migraatioreittien ja dynaamisen sironnan vaikutusta planeetta-arkkitehtuurien muovaamisessa. Samaan aikaan ”elinkelpoinen vyöhyke” -käsite korostaa elämää kantavien planeettojen mahdollisuutta muodostua näiden prosessien kautta, lisäten kiinnostusta yhdistää protoplaneettakiekkojen fysiikka biologisten merkkien etsintään eksoplaneettojen ilmakehissä.

Vaivattomasta pölyaggregaatin muodostumisesta monimutkaisiin kiertoratojen uudelleenjärjestelyihin planeettojen syntyminen on osoitus painovoiman, kemian, säteilyn ja ajan rikkaasta vuorovaikutuksesta. Kun tulevat teleskoopit ja teoreettiset mallit kehittyvät, ymmärryksemme siitä, miten kosminen pöly muuttuu kokonaisiksi planeettajärjestelmiksi – ja niiden lukuisat muodot – syvenee entisestään, yhdistäen aurinkokuntamme historian laajaan kosmiseen maailmankudokseen.

Viitteet ja lisälukemista

  1. Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). ”Star Formation in Molecular Clouds: Observation and Theory.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  2. Hartmann, L. (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press.
  3. ALMA Partnership, et al. (2015). “Vuoden 2014 ALMA:n pitkäkantainen kampanja: Ensitulokset korkean kulman tarkkuuden havainnoista HL Taun suuntaan.” The Astrophysical Journal, 808, L3.
  4. Andrews, S. M., et al. (2018). “Diskin alirakenteet korkean kulman tarkkuusprojektissa (DSHARP). I. Motivaatio, otos, kalibrointi ja yleiskatsaus.” The Astrophysical Journal Letters, 869, L41.
  5. Haisch, K. E., Lada, E. A., & Lada, C. J. (2001). “Levyjen esiintyvyys ja elinikä nuorissa tähtijoukoissa.” The Astrophysical Journal Letters, 553, L153–L156.
  6. Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Planeettojen muodostuminen helmikertymän avulla.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
  7. Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Pölyn kehitys ja planetesimaalien muodostuminen.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
  8. Pollack, J. B., et al. (1996). “Jättiläisplaneettojen muodostuminen samanaikaisella kiinteiden aineiden ja kaasun kertymisellä.” Icarus, 124, 62–85.
  9. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Planeettojen kasvu helmikertymän avulla kehittyvissä protoplaneettalevyissä.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.

 

← Edellinen artikkeli                    Seuraava artikkeli →

 

 

Takaisin ylös

Takaisin blogiin