Protoplanetary Disks: Birthplaces of Planets

Protoplaneettalevyt: planeettojen syntypaikat

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

1. Kiekot planeettajärjestelmien kehtona

Kun tähti muodostuu molekyylipilven romahduksesta, kulmamomentin säilyminen johtaa luonnollisesti kaasun ja pölyn muodostamaan pyörivään kiekkoon — jota kutsutaan usein protoplanetaariseksi kiekoksi. Tämä kiekko on 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: ALMA:n (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), Very Large Telescopen ja JWST:n kaltaisten teleskooppien edistysaskeleet ovat tuottaneet korkearesoluutioisia kuvia näistä kiekkoista, paljastaen pölyrenkaita, aukkoja ja spiraalihaaroja, jotka viittaavat käynnissä olevaan planeettojen muodostumiseen.
  • Monimuotoisuus: Havaitut kiekot näyttävät erilaisia rakenteita ja koostumuksia, joihin vaikuttavat tähtien massa, metallisuus, alkuperäinen kulmamomentti ja ympäristö.

Tarkastelemalla sekä teoriaa että havaintoja voimme koota kuvan siitä, miten tähden jäljelle jäävä aine muodostaa pyörivän kiekon — sulatusuunin, jossa pöly kasvaa planetesimaaleiksi ja lopulta luo upean monimuotoisuuden planeettarakenteissa sekä Aurinkokunnassa että eksoplaneetoissa.

2. Protoplanetaaristen kiekkojen muodostuminen ja alkuominaisuudet

2.1 Pyörivän pilven romahdus

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

  1. Kulmamomentin 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 kulmamomentti siirtyy ulospäin.
  3. Aikaskaala: Prototaivaan vaihe voi kestää muutaman ~105 vuoden, jolloin kiekko kasvaa tämän prosessin aikana.

Varhaisimmassa vaiheessa (Luokka 0/I prototähdet) kiekko saattaa olla syvällä putoavan aineen ympäröimänä, mikä vaikeuttaa suoraa havainnointia. Mutta Luokassa II (klassiset T Tauri -tähdet matalamassaisille tähdille) paljastuu helpommin infrapuna- ja submillimetrisäteilyn avulla altistunut protoplanetaarinen kiekko.

2.2 Kaasu-pöly-suhde

Nämä kiekot yleensä heijastavat tähtienvälisen aineen kaasu-pöly -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 kiekon paineen, lämpötilan ja kemiallisen ympäristön. Pölyn ja kaasun vuorovaikutus luo perustan planeettojen muodostumiselle.

2.3 Fyysinen laajuus ja massa

Tyypilliset protoplanetaariset kiekot voivat ulottua noin 0,1 AU:n sisärajasta (lähellä tähteä) kymmeniin tai satoihin AU:hin (ulkoreuna). Massat vaihtelevat muutamasta Jupiterin massasta noin 10 %:iin tähden massasta. Tähden säteilykenttä, kiekon viskositeetti ja ulkoinen ympäristö (esim. lähellä olevat OB-tähdet) voivat merkittävästi muokata kiekon radiaalista rakennetta ja kehitysaikataulua. [1], [2].

3. Havainnollinen todistusaineisto: Kiekot toiminnassa

3.1 Infrapuna-liiat ja pölyn säteily

Klassiset T Tauri -tähdet tai Herbig Ae/Be -tähdet osoittavat voimakasta infrapunasäteilyä enemmän kuin tähden fotosfääri ennustaa. Tämä IR-liika syntyy kiekon lämmenneestä pölystä. Varhaiset kartoitukset IRASilla ja Spitzerillä vahvistivat, että monilla nuorilla tähdillä on tällaisia ympäröiviä kiekkoja.

3.2 Korkean resoluution kuvantaminen (ALMA, SPHERE, JWST)

  • ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array): Tarjoaa submillimetrin kuvantamista kiekon pölyn jatkuvasta säteilystä ja spektriviivoista (CO, HCO+ jne.), paljastaen renkaita, aukkoja ja spiraalihaaroja. Esimerkit kuten HL Taun renkaallinen rakenne tai DSHARP-kartoitus ovat mullistaneet käsityksemme kiekon alirakenteista.
  • VLT/SPHERE, Gemini GPI: Lähi-infrapunan sironnan valokuvaus näyttää hienoja yksityiskohtia kiekon pintakerroksissa.
  • JWST: Keskimmäisen infrapunan kyvyillään JWST voi kurkistaa pölyisien sisäosien sisään, havaiten lämmintä pölyä ja mahdollisia todisteita planeettojen aiheuttamista aukoista.

Yhdessä nämä tiedot osoittavat, että jopa näennäisesti "sileissä" kiekkoissa voi olla alirakenteita (aukkoja, renkaita, pyörteitä), jotka mahdollisesti ovat muodostuvien planeettojen kaivertamia [3], [4].

3.3 Molekyylikaasun merkkiaineet

ALMA ja muut submillimetrin interferometrit havaitsevat molekyyliviivoja (esim. CO), jotka kartoittavat kaasun tiheyttä ja nopeuskenttiä kiekossa. Havainnoidut Keplerin kierto -kuviot vahvistavat kiekon pyörimisluonteen keskellä olevan prototähden ympärillä. Joissakin kiekkoissa epäsymmetriat tai paikalliset kineettiset häiriöt viittaavat sisäisiin protoplaneettoihin, jotka muokkaavat nopeuskenttää.

4. Kiekon kehitys ja hajoaminen

4.1 Viskoosinen akkretaatio ja kulmamomentin siirto

Keskeinen teoreettinen malli on viskoosinen kiekko -paradigma, jossa sisäinen turbulentti viskositeetti (todennäköisesti magneettihydrodynaamisesta turbulenssista tai magneettikiertohäiriöstä) mahdollistaa massan putoamisen tähteen, samalla kun kulmamomentti siirtyy ulospäin. Tähden akkretaatiovauhti yleensä laskee muutaman miljoonan vuoden aikana, heijastaen kiekon etenevää kaasun menetystä.

4.2 Fotoevaporaatio ja tuulet

Keskustähden energinen UV-/röntgensäteily (ja mahdollisesti ulkoinen UV-säteily läheisiltä massiivisilta tähdiltä) voi fotoevaporoida kiekon ulommat kerrokset. Tämä massahäviö voi avata sisäisiä aukkoja, nopeuttaen kiekon lopullista puhdistusvaihetta. Tähtituulet, suihkut tai ulosvirtaukset poistavat myös kiekkomateriaalia ajan myötä.

4.3 Tyypilliset kiekon eliniät

Havaintojen mukaan noin 50 % T Tauri -tähdistä (1–2 miljoonaa vuotta vanhoista) näyttää edelleen infrapunasäteilylle tyypillisiä kiekon merkkejä, jotka laskevat alle 10 %:iin 5 miljoonan vuoden ikäisillä kohteilla. Noin 10 miljoonan vuoden iässä vain pieni osa (< muutama %) tähdistä säilyttää merkittävän kiekon. Tämä aikaskaala asettaa rajan sille, kuinka nopeasti jättiläisplaneettojen on muodostuttava, jos ne perustuvat alkuperäiseen kiekon kaasuun [5].

5. Pölyhiukkasten kasvu ja planeesimaalien muodostuminen

5.1 Pölyn kokoonpano

Kiekon sisällä mikroskooppiset pölyhiukkaset törmäävät suhteellisilla nopeuksilla senttimetreistä sekunteihin:

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

5.2 Planeesimaalien muodostumismallit

Meterikoon esteen ohittamiseksi:

  • Virtausinstabiliteetti: Kiinteiden aineiden keskittyminen paikallisissa kiekon osissa laukaisee gravitaatiollisen romahtamisen 10–100 km kokoisiksi planeesimaaleiksi.
  • Helmikasvu: Suuremmat siemenet voivat kasvaa nopeasti keräämällä sentti- tai desimetrin kokoisia helmiä, jos suhteelliset nopeudet ja kiekon olosuhteet suosivat tätä prosessia.

Kun kymmenien tai satojen kilometrien planeesimaalit muodostuvat, ne törmäävät ja yhdistyvät protoplaneetoiksi. Näin kiviaineiset tai jäiset planeettojen rakennuspalikat kasaantuvat [6], [7].

6. Maaplaneettojen muodostuminen

6.1 Sisemmän kiekon ympäristö

Tähden lumirajan sisäpuolella (jota kutsutaan myös kuurajaksi) kiekko on tarpeeksi kuuma haihduttamaan suurimman osan haihtuvista aineista, jättäen kiviset silikaatit ja metallit pääasiallisiksi kiinteiksi materiaaleiksi:

  1. Kiviset planeesimaalit: Muodostuvat pölyhiukkasten törmäyksistä, joilla on kestävä koostumus.
  2. Oligarkkinen kasvu: Protoplaneetat muodostuvat muutamaksi suureksi kappaleeksi, jotka hallitsevat paikallisia ravintovyöhykkeitä.
  3. Törmäyskehitys: Kymmenien tai satojen miljoonien vuosien aikana nämä protoplaneetat törmäävät edelleen, mikä huipentuu lopullisiin maaplaneettoihin (kuten Maa, Venus, Mars).

6.2 Ajoitus ja haihtuvat aineet

Myöhäiset törmäykset tai jättimäiset iskut voivat tuoda vettä tai haihtuvia aineita lumirajan ulkopuolelta. Maan vesi saattaa osittain olla peräisin planeesimaaleista tai alkioiden törmäyksistä ulomman asteroidivyöhykkeen alueella. Maaplaneettojen lopullinen rakenne voi vaihdella merkittävästi, kuten nähdään eksoplaneettajärjestelmissä, joissa on super-Maapalloja ja tiiviitä resonanssiketjuja.

7. Kaasu- ja jääjättiläiset

7.1 Jäärajan ulkopuolella

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

  • Kerää kaasu: Kun ydin ylittää noin 5–10 M⊕, se voi gravitaation avulla vangita ympäröivän levyn vetyä/heliumia.
  • Jättiläisplaneetan muodostus: Tämä johtaa Jupiterin tai Saturnuksen kaltaisiin analogioihin. Kauempana voi muodostua pienempiä kaasumaisia tai jääpitoisia maailmoja, jotka muistuttavat Uranusta/Neptunusta järjestelmässämme.

7.2 Aikarajoitukset ja räjähdysmäinen kerääntyminen

Jättiläisplaneetan rakentaminen vaatii kaasua. Koska protoplaneettalevyt yleensä hajoavat 3–10 miljoonassa vuodessa, ytimen on muodostuttava tarpeeksi nopeasti käynnistääkseen räjähdysmäisen kaasun 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 levyn kanssa, mikä johtaa sisään- tai ulospäin suuntautuvaan migraatioon. Tällaiset prosessit tuottavat ”Kuumia Jupiter-tyyppejä” (suuret, lähellä tähteä olevat kaasujättiläiset) tai eksoottisia resonanssijärjestelmiä, jotka poikkeavat yksinkertaisemmista odotuksista, jos planeetat pysyisivät lähellä muodostumisratojaan.

8. Kiertoradadynamiikka ja migraatio

8.1 Levy-planeettavuorovaikutukset

Levyn sisällä olevat planeetat voivat vaihtaa kulmamomenttia kaasun kanssa. Pienimassaiset planeetat kokevat tyypillisesti Tyypin I migraatiota, liikkuen radiaalisesti lyhyillä aikaskaaloilla. Suuremmat planeetat kaivavat aukkoja, kokien Tyypin II migraatiota levyn viskoosin aikaskaala mukaan. Havainnot protoplaneettalevyjen rengasaukkojen olemassaolosta viittaavat muodostuviin jättiläisplaneettoihin tai ainakin suuriin planeettaytimiin.

8.2 Dynaamiset epävakaudet ja hajaantuminen

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

  • Hajonta: Pienempien kappaleiden poistuminen ulompiin osiin järjestelmää tai tähtienväliseen avaruuteen.
  • Resonanssin vangitsemiset: Planeetat lukkiutuvat kiertorataresonansseihin (esim. galilealaisten kuiden Laplacen resonanssi).
  • Järjestelmän rakenteet: Lopullinen järjestely voi tuottaa laajoja eroja, eksentrisia ratoja tai tiiviitä moninkertaisia järjestelmiä, jotka muistuttavat eksoplaneettajärjestelmiä kuten TRAPPIST-1.

Tällaiset prosessit muovaavat lopullista rakennetta, jättäen joskus vain muutaman vakaan kiertoradan. Aurinkokunnan rauhallisempi kiertorakenteen asettelu viittaa laajaan varhaiseen hajaantumiseen tai törmäyksiin, jotka huipentuivat vakaisiin ratoihin nykyisille planeetoille.

9. Kuut, renkaat ja romu

9.1 Kuunmuodostus

Suuret planeetat voivat isännöidä planeetan ympärillä olevia levyjä, joista kuut muodostuvat samanaikaisesti (kuten Jupiterin galileilaiset kuut). Vaihtoehtoisesti jotkut kuut (esim. Triton Neptunuksen ympärillä) voivat olla kaapattuja planetesimaaleja. Maa-Kuu-järjestelmä saattaa heijastaa suuren törmäyksen skenaariota, jossa Marsin kokoinen kappale törmäsi proto-Maahan ja sinkosi 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 levynä. Ajan myötä rengaspartikkelit voivat kerääntyä kuumaisiksi tai kadota. Renkaat jättiläiseksoplaneettojen ympärillä ovat hypoteettisesti havaittavissa tietyissä transitoivissa järjestelmissä, mutta suoraa näyttöä on toistaiseksi vähän.

9.3 Asteroidit, kometat ja kääpiöplaneetat

Sisäjärjestelmän asteroidit (kuten päävyöhyke) ja Kuiperin vyöhykkeellä tai Oortin pilvessä olevat kometat ovat jääneitä planetesimaaleja keskeneräisestä akkreetiosta. Niiden tutkiminen paljastaa alkuperäisen kemiallisen koostumuksen ja levyn olosuhteiden puhtaita tietoja. 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

Eksoplaneettatutkimukset paljastavat laajan valikoiman järjestelmäkonfiguraatioita:

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

Nämä havainnot vahvistavat, että vaikka ydinakkretion malli on vahva, levyn ominaisuuksien, migraation ja sironnan yksityiskohdat voivat johtaa hyvin erilaisiin lopputuloksiin.

10.2 Protoplaneettojen suora havainnointi

Huipputeknologiset kaukoputket, kuten ALMA, ovat nähneet mahdollisia protoplaneettoja levyissä (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 levyn kehityksestä ja planeetan kasvusta.

11. Elinkelpoisen vyöhykkeen käsite

11.1 Määritelmä

Tähden ympärillä oleva elinkelpoinen vyöhyke (HZ) on se kiertoratojen alue, jolla kiviplaneetta voisi säilyttää nestemäisen veden pinnallaan, kun sillä on Maata vastaava ilmakehä. HZ:n etäisyys riippuu tähden kirkkaudesta ja spektrityypistä. Protoplaneettalevyn 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, migraatiohistoriat, tähtien aktiivisuus (erityisesti M-tähdissä) tai jättimäiset törmäykset voivat kuitenkin merkittävästi vaikuttaa todelliseen elinkelpoisuuteen. Pelkkä oleminen elinkelpoisella vyöhykkeellä ei takaa vakaata elinympäristöä elämälle. Kiekon kemia vaikuttaa myös veden, hiilen ja typen budjetteihin, jotka ovat elintärkeitä biologialle.

12. Tuleva tutkimus planeettatieteissä

12.1 Seuraavan sukupolven kaukoputket ja missiot

  • JWST: Ottaa jo kuvia kiekosta infrapuna-alueella ja mittaa kemiallisia koostumuksia.
  • Erittäin suuret kaukoputket (ELT:t): Kuvantavat suoraan kiekkojen rakenteita lähi-infrapuna-alueella, mahdollisesti näkevät muodostuvia protoplaneettoja tai varhaisimpia ”vauva”planeettoja selkeämmin.
  • Avointutkimusluotaimet: Missiot, jotka analysoivat komeettoja, asteroideja tai aurinkokunnan ulkopuolisia pieniä kappaleita (esim. OSIRIS-REx, Lucy), paljastavat alkuperäisiä kiekon jäänteitä ja valaisevat planeettojen muodostumisprosesseja.

12.2 Laboratorioastrokemia ja simulaatiot

Maassa laboratoriokokeet jäljittelevät pölyhiukkasten törmäyksiä, paljastaen, miten tietyt nopeudet ja koostumukset suosivat tarttumista tai hajoamista. Laajamittaiset hydrodynamiikkasimulaatiot seuraavat pölyn ja kaasun yhteiskehitystä, kaappaavat epävakauksia kuten virtausinstabiliteetin, joka muodostaa planetesimaaleja. Tämä laboratoriotiedon ja HPC-simulaatioiden synergia tarkentaa malleja kiekkojen turbulenssista, kemiasta ja kasvunopeuksista.

12.3 Eksoplaneettahavainnot

Uudet radiaalinopeus- ja transittihavainnot (esim. TESS, PLATO, maanpäälliset radiaalinopeusspektrografit) löytävät tuhansia lisää eksoplaneettoja. Yhdistämällä planeettademografia tähtien ikään ja metallisuuteen voimme päätellä, miten kiekkojen massat, eliniät ja koostumus ohjaavat planeettojen muodostumista. Tämä auttaa yhdistämään aurinkokunnan muodostumisteoriat laajempaan eksoplaneettakantaan.

13. Päätelmiä

Protoplaneettakiekot ovat olennaisia planeettojen synnyssä, edustaen pyörteilevää ”jäännösmateriaalia” tähtien synnystä. Näiden kiekkojen sisällä:

  1. Pölyhiukkaset yhdistyvät planetesimaaleiksi, muodostaen maapallon kaltaisten tai kaasujättiläisten ytimiä.
  2. Kaasu vaikuttaa migraatioon, massajakaumaan ja lopulliseen järjestelmän rakenteeseen.
  3. Ajan myötä kiekko häviää—akkretion, tuulien 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 kiekkojen ominaisuuksien, migraatioreittien ja dynaamisen sironnan vaikutusta planeettarakenteiden muotoutumisessa. Samaan aikaan ”elinkelpoinen vyöhyke” -käsite korostaa mahdollisuutta, että elämää kantavat planeetat muodostuvat näiden prosessien kautta, lisäten kiinnostusta yhdistää protoplaneettakiekkojen fysiikka biologisten merkkien etsintään eksoplaneettojen ilmakehissä.

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

Lähteet ja lisälukemista

  1. Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). ”Tähtien muodostuminen molekyylipilvissä: havainnot ja teoria.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
  2. Hartmann, L. (2000). Kertymisprosessit tähtien muodostumisessa. Cambridge University Press.
  3. ALMA Partnership, ym. (2015). ”ALMAn pitkäkantakampanja 2014: Ensitulokset HL Taun kohti suuntautuneista korkearesoluutiohavainnoista.” The Astrophysical Journal, 808, L3.
  4. Andrews, S. M., ym. (2018). ”Diskin alirakenteet korkealla kulmaresoluutiolla -projekti (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., ym. (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