stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Planeettakuntien synty
Kertymäkiekot prototähtien ympärillä > Kertymäkiekkojen lämpötilat

Lähes kaikki prototähteen päätyvä aine kulkeutuu sinne kertymäkiekon kautta. Tällöin kertymäkiekkoon saapuvan aineen määrä voi ajoittain ylittää siitä tähteen putoavan aineen määrän ja kiekon massa voi siten kasvaa. Kasvaminen ei kuitenkaan jatku rajatta, sillä kiekon massa 30 % tähden massasta muodostaa likimääräisen rajan, jota massiivisempi kiekko alkaa käydä epästabiiliksi, ja spiraalin muotoiset tiheysaallot alkavat kuljettaa kiertoimpulssia ulospäin kasvattaen prototähteen putoavan aineen määrää. Kertymäkiekot pysyvät siis suhteellisen vakaina muodostelmina koko tähden synnyn ajan ja niissä esiintyy monenlaisia ilmiöitä, ennen kuin ne häviävät tähden siirtyessä pääsarjavaiheeseen.
Kertymäkiekossa syntyy lämpöä, tähden säteilyn lisäksi myös aineen viskositeetin vaikutuksesta. Kaikkein tiheimmät alueet aivan kiekon tasossa lämmittävät koko kiekkoa ja saavat sen emittoimaan säteilyä 1-200 mikrometrin alueella, mikä on havaittavissa Maan kiertoradalta.
Kertymäkiekot prototähtien ympärillä > Prototähden ja kertymäkiekon kehitys

Nuoria alle kahden auringon massan tähtiä, joiden spekrit ovat tyyppiä F-M ja jotka eivät vielä ole saapuneet pääsarjaan, kutsutaan T Tauri -tähdiksi. T Tauri -tähdet jaetaan yleensä kolmeen luokkaan I, II ja III.
Luokan I kohteiden infrapunaspektrissä säteily on erittäin voimakasta aallonpituuksilla 1-1000 mikrometriä. Säteilyn intensiteetti ylittää moninkertaisesti tähden säteilyn intensiteetin ja aiheutuu siksi vapautuvasta gravitaatioenergiasta. Tässä vaiheessa tähti on niin paksun pöly- ja kaasupilven sisällä, että sen erottaminen ei onnistu optisesti. Luokan I kohteet ovat siis todennäköisesti vaiheessa, jossa aine putoaa kohti keskusta ja kasautuu kertymäkiekon tasoon, josta se edelleen kulkeutuu kohti keskusta. Näistä kohteista suuri osa osoittaa FU Orionis -tähti-tyyppisiä kirkkauden vaihteluita ja luokka I vastaa siten oleellisesti luokitusta FU Orionis -kohteisiin.
Luokan II kohteilla infrapunaspektrissä näkyy yhä runsaasti kertymäkiekon tuottamaa säteilyä, mutta myös tähden mustan kappaleen spektri alkaa erottua. Tähdet ovat myös tyypillisesti optisesti nähtävillä, mikä antaa aiheen olettaa lähes kaiken aineen pudonneen kertymäkiekon tasoon, jolloin tähden säteily voi vapaasti edetä kiekon tason ulkopuolella.
Luokassa III infrapunaylimäärä on lähes poistunut ja spektrissä näkyy siisti mustan kappaleen säteilijä, kun suuri osa kertymäkiekosta on pudonnut tähteen.
Kertymäkiekot prototähtien ympärillä > Kertymäkiekkojen häviäminen

T Tauri -tähti-vaiheeseen kuuluu ydinreaktioiden alkamisesta johtuva tähden voimakas kirkastuminen, jossa sen luminositeetti kasvaa yli kymmenkertaiseksi. Tällöin myös tähtituuli voimistuu vastaavasti ja voi siten olla syyllinen kaasun poistumiseen kertymäkiekosta. Merkittävän lisän tuo myös voimakkaan UV-säteilyn aikaansaama fotoevaporaatio kiekon sisäosissa. Ehdottomasti suurin osa kiekon kaasusta poistuu kuitenkin kiekon sisäreunalta putoamalla tähteen.
Teoreettiset ennustukset antavat kertymäkiekon eliniälle arvoja välillä 1-50 miljoonaa vuotta. Asia on kuitenkin suurelta osin kiivaan keskustelun kohteena, eikä lopullisia johtopäätöksiä voida vielä tehdä. Havainnoista saatavat arviot, joissa vertaillaan kertymäkiekosta tähteen putoavan aineen määrää arvioituun tähden ikään, tukevat teoreettisia ennustuksia kiekon häviämisen aikaskaalasta. Mitään täsmällistä rajaa kaasun poistumisen takarajalle ei kuitenkaan voida asettaa.
Protoplaneettojen muodostuminen > Eri tyyppisten planeettojen synty

Kun pienet kappaleet törmäilevät satunnaisesti kertymäkiekon sisällä, ne takertuvat herkästi toisiinsa. Mitä suurempi kappaleen massa on sitä suuremmalla todennäköisyydellä se törmää muihin kappaleisiin. Siten protoplaneettojen muodostumisessa syntyy vaihe, jossa suurin osa massasta kertyy vain muutamalle sadalle kappaleelle. Tämä on niin sanottu harvainvaltavaihe. Massiivisemmat kappaleet aiheuttavat ympäröivään populaatioon enemmän dynaamista kitkaa ja muuttavat pienempien kappaleiden ratoja voimakkaimmin ja voivat siten törmäyksien kautta kasvattaa massaansa kiihtyvällä vauhdilla. Riittävän suuren massan saavutettuaan kappaleiden lähiympäristössä ei ole enää tarpeeksi ainetta, ja niiden kasvu pysähtyy. Näin järjestelmään jää lähekkäisille radoille runsaasti kappaleita, joita voidaan kutsua protoplaneetoiksi. Tämän vaiheen saavuttamiseen kuluvaksi ajaksi on arvioitu noin satatuhatta vuotta järjestelmän sisäosissa ja 10 miljoonaa vuotta kauempana keskustasta, mikä saattaa olla ongelmallista, sillä 10 miljoonaa vuotta on oletettu olevan kaasukiekon elinikä eikä siksi ole varmaa, että jättiläisplaneetat ehtisivät muodostua.
Erityisesti kiinteiden aineiden muodostaman alikiekon tiheys vaikuttaa erittäin kriittisesti planeettojen syntyyn ja varsinkin syntyvien planeettojen tyyppiin. Paksu kiekko voi mahdollistaa usean Jupiterin kaltaisen planeetan synnyn, jolloin myös Uranuksen kaltaisia planeettoja syntyy useita järjestelmän ulko-osiin. Erittäin ohut kiekko voi puolestaan estää jättiläisplaneettojen synnyn kokonaan, mutta maankaltaisten planeettojen syntyä ei pieni kiekon tiheys näytä estävän ainakaan tietokonesimulaatioiden perusteella.
Protoplaneettojen muodostuminen > Eri tyyppisten planeettojen synty > Jättiläisplaneetat

Jättiläisplaneettojen muodostumisen täytyy tapahtua riittävän kaukana tähdestä, jotta vesi on kiinteässä muodossa ja kiinteää ainetta on siten runsaasti saatavilla. Jättiläisplaneettojen synty edellyttää suuren protoplaneetan olemassaoloa, jotta kaasun kerääminen ympäröivästä kiekosta olisi mahdollista. Aika, joka kiekon suurimmilta kappaleilta kestää vaadittavan 10-20 Maan massan saavuttamiseen on samaa luokkaa kuin kaasukiekon elinikä, joten on hyvinkin mahdollista, että ytimen kertyminen on vastuussa jättiläisplaneettojen muodostumisesta. Tilannetta on simuloitu tietokoneella useaan otteeseen. Huomattava parannus simulaatioissa on ollut protoplaneettoja peittävän ohuen kaasuvaipan mallintaminen, minkä perusteella niiden muodostumiseen kuluva aika on teoreettisesti lyhentynyt. Syynä on se, että fragmentoitumista eli suurten kappaleiden uudelleen hajoamista ei enää tapahdu suuressa määrin ja protoplaneetta kykenee keräämään itseensä kaikki kappaleet joihin se törmää. Näin ollen Jupiterin kaltaisen planeetan muodostumiseen kuluvaksi ajaksi on saatu alle 10 miljoonaa vuotta, mikä riittää suuren kaasuplaneetan syntyyn. Edelleen asiassa on kuitenkin epävarmuuksia, sillä kertymäkiekkojen tiheyksistä ja massoista voidaan saada vain arvioita ja kuitenkin planeettojen synty riippuu niistä erittäin kriittisesti.
Ytimen kertymismallia tukevat Jupiterin, Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen kiinteistä aineista koostuvien ydinten koot, jotka ovat juuri mainitulla välillä. Näistä Uranus ja Neptunus eivät ole juurikaan tätä massiivisempia mahdollisesti siitä syystä, että niiden ydinten muodostumiseen kulunut aika on ollut suurempi kuin Jupiterin ja Saturnuksen, mikä johtuu suuremmasta etäisyydestä ja siten kertymäkiekon pienemmästä tiheydestä. Siten suurin osa kaasusta on ehtinyt poistua ennen niiden muodostumista. Nämä ovat kuitenkin mallia vain epäsuorasti tukevia havaintoja, ja asiaan saadaan varmasti lisää selvyyttä, kun muiden tähtien planeettakunnista tehdyt havainnot lisääntyvät.
Protoplaneettojen muodostuminen > Eri tyyppisten planeettojen synty > Kiviplaneetat tai maankaltaiset planeetat

Maankaltaisilla planeetoilla tarkoitetaan tässä neljää sisäplaneettaa, Merkuriusta, Venusta, Maata ja Marsia. Maankaltaisten planeettojen muodostuminen on pitkäaikaisempi prosessi, sillä lähellä tähteä kiinteiden aineiden määrä on vähäinen veden ollessa kaasumaisessa faasissaan ja samalla protoplaneettojen ulottumattomissa. Siten planeetat eivät ehdi saavuttaa vaadittua kokoa, jotta ne voisivat kerätä kaasua ympäröivästä kaasukiekosta.
Protoplaneetat muodostuvat sisempään aurinkokuntaan noin sadassatuhannessa vuodessa. Tämän jälkeen nämä tyypillisesti noin kaksikymmentä suunnilleen Marsin kokoista protoplaneettaa alkavat vuorovaikuttaa gravitaation välityksellä ja niiden ratojen eksentrisyydet muuttuvat kaoottisesti. Järjestelmän kaoottisuus vain kasvaa, kunnes planeettojen radat alkavat leikata toisiaan. Useiden törmäyksien jälkeen jäljelle jääneet 4-8 planeettaa jäävät kiertämään tähteään stabiileille radoille. Jos järjestelmässä on jo Jupiterin kaltainen jättiläisplaneetta, sen vaikutukset maankaltaisten planeettojen syntyyn ovat todennäköisesti vain marginaalisesti kaoottisuutta lisääviä.
Maankaltaisten planeettojen synty näyttää väistämättömältä jos järjestelmään on syntynyt useita Marsin kokoluokan protoplaneettoja. Näyttää lisäksi siltä, että kaksoistähtijärjestelmissä planeettojen muodostumistodennäköisyys on vain marginaalisesti pienentynyt, mikäli toinen tähti on riittävän kaukana (yli 20 AU:n etäisyydellä) ja mikäli tähtien kertymäkiekot ovat likimain samassa tasossa.
Protoplaneettojen muodostuminen > Eri tyyppisten planeettojen synty > 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, kuumiksi jupitereiksi tai 51 Pegasi -tyyppisiksi planeetoiksi ensimmäisen löydetyn eksoplaneetan mukaan. Hyvin monia kuumia jupitereita on havaittu - joitain tähtien kirkkauden muutosten perusteella, kun planeetat pimentävät keskustähtensä kulkiessaan tähtien kiekkojen yli.
Kuumien jättiläisplaneettojen synty on ymmärrettävissä luokan II migraatiota kokevien planeettojen avulla. Ne vaeltavat lähelle tähteään, missä kaasukiekon sisäreuna tulee vastaan ja migraatio loppuu. Massan vuoto tähteen voi lisäksi kasvattaa radan isoakselia hiukan, joten planeetat eivät tuhoudu kaikissa tapauksissa. Luokan II planeetat päätyvät niin lähelle tähteään, että säteily lämmittää niiden pinnat korkeisiin lämpötiloihin. Tyypillisesti kuumien jättiläisplaneettojen lämpötilat voivat nousta jopa tuhanteen kelviniin. Tällöin myös niiden halkaisijat ovat huomattavan suuria, kun niitä verrataan oman aurinkokuntamme jättiläisplaneettoihin. On todennäköistä, että tähden säteilyn aikaansaama korkea lämpötila estää kaasukehää puristumasta kokoon yhtä suuressa määrin kuin Jupiterin ja Saturnuksen tapauksissa. HD 209458b on ensimmäinen planeetta, jonka säde saatiin määritettyä, kun sen tähden ylikulku saatiin ensimmäistä kertaa mitattua fotometrisesti. Sen massa on vain 0,62 Jupiterin massaa mutta säde on selvästi Jupiterin sädettä suurempi (1,43-kertainen).
Protoplaneettojen muodostuminen > Eri tyyppisten planeettojen synty > 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 metallipitoisuus. Tällöin kyseessä olisi äärimmäisen massiivinen kiviplaneetta. On myös mahdollista, että planeetta koostuu pääosin jäästä ja vedestä. Tällöin sen on täytynyt syntyä kaukana "jäärajan" takana, jolloin planeettaa voisi kutsua Uranuksen ja Neptunuksen tyyppiseksi planeetaksi, joka on vain jäänyt hiukan näitä pienemmäksi kooltaan. On mahdollista, että tällaisia planeettoja on useissa järjestelmissä ja niiden tunnusmerkkinä on paksu nestemäisestä vedestä koostuva vaippa.
Protoplaneettojen muodostuminen > Eri tyyppisten planeettojen synty > Kuiden synty

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

Kun planeetat ovat muodostuneet, niiden keskinäiset vetovoima vuorovaikutukset alkavat hallita planeettajärjestelmän kehitystä. Jättiläisplaneettojen migraatio voi tuoda ne niin lähelle toisiaan, että keskinäiset vetovoimavuorovaikutukset kasvattavat niiden soikeutta huomattavasti.
Mahdollisena mekanismina toimii resonanssien aiheuttama eksentrisyyden kasvaminen, kun planeetat päätyvät esimerkiksi 1:2 tai 1:3 resonansseihin. Resonanssit aiheuttavat sen, että planeetat ovat säännöllisin väliajoin lähellä toisiaan aina samoissa ratojen kohdissa, mikä muuttaa nopeasti molempien vuorovaikuttavien planeettojen ratoja. Jos resonoivia planeettoja on monia, kuvio mutkistuu. Tällaisia 1:3 ja 1:2 resonoivia järjestelmiä on havaittu viime vuosina tähtien ympäriltä. Eksentrisyydet eli soikeudet voivat myös kasvaa ilman resonansseja, mutta tällöinkin mekanismina on kahden tai useamman suurimassaisen planeetan vuorovaikutus.
Kuumat jättiläisplaneetat saavat mielenkiinnon kohdistumaan niiden vuorovaikutukseen maankaltaisten planeettojen kanssa. Kun jättiläisplaneetta kokee migraatiota ja vaeltaa koko sisemmän aurinkokunnan läpi, se väistämättä vaikuttaa voimakkaasti kaikkien maankaltaisten planeettojen ratoihin. Osa planeetoista törmää jättiläisplaneettaan tai tähteen mutta huomattava osa niistä voi pysyä järjestelmässä ja jäädä alkuperäisiä ratojaan muistuttaville ympyräradoille, joten maankaltaisten planeettojen esiintyminen on mahdollista myös järjestelmissä, joista on havaittu kuuma jättiläisplaneetta.
Jo löydettyjen planeettakuntien liikeominaisuuksia on tutkittu. Ne ovat osoittautuneet järjestelmällisesti vakaiksi kokonaisuuksiksi, vaikka niiden rata-arvoissa ja erityisesti massoissa on suuria epävarmuuksia. Planeettojen ratojen vakaus on tärkeää, sillä järjestelmissä olevien maankaltaisten planeettojen ja nimenomaan elinkelpoisten planeettojen olemassaolo on mahdollista vain, jos stabiilisuus on kestoltaan pitempää kuin niiden muodostumiseen kuluva aika.
Planeettojen vaelteluista

2000-luvun jälkipuoliskolla tutkijat oivalsivat planeettojen varhaisen vaeltelun
selittävän monia aurinkokunnan piirteitä. Vaelteluteorioiden mukaan planeetat vaeltelivat laajalla alueella Aurinkokunnassa, saattoivat vaihtaa paikkaakin tai sinkoutua pois Aurinkokunnasta.
Planeettojen vaelteluista > Nizzan malli ja "Grand Track "

Alessandro Morbidelli ja muut tutkijat loivat niin sanotun Nizzan mallin, jonka mukaan Uranus ja Neptunus ehtivät muodostua, koska syntyivät nykyistä lähempänä Aurinkoa ja vaelsivat niin sanottujen migraatiomekanismien avulla ulommas.
Tällöin selittyy myös Kuiperin vyöhyke, josta ulospäin vaeltavat planeetat imivät ja sinkosivat vetovoimallaan ensimmäiset taivaankappaleet pois.
Morbidellin mukaan Uranus ja Neptunus ehkä vaihtoivat paikkoja keskenään
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.
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..
Planeettojen vaelteluista > 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.. 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. 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..
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 alkuainekoostumus. Yleensä ajatellaan metallipitoisten planeettakuntien synnyttävän ympärilleen suurempia planeettoja. Joidenkin tutkijoiden mielestä hyvin massiivisissa tiheissä kiekoissa syntyy nopeasti jättiläisplaneettoja kiekosta suoraan kutistumalla kiekkoepävakaisuusteorian mukaisesti. Näin käy HL Taurin tyyppisissä järjestelmissä. Edward Thommesin tutkimusten mukaan suurimassaisesta, pienisitkoisesta kiekosta syntyy suuria jättiläisplaneettoja soikeille, epävakaille radoille. Tämän tyyppisiä eksoplaneettajärjestelmiähän on havaittu. Toisaalta pienimassainen, korkeasitkoinen kiekko synnyttää monia kiviplaneettoja epävakaille radoille. Tällöin kiekon kaasu loppuu nopeasti, ja jättiläisplaneetat eivät ehdi syntyä. Kummatkaan edellä mainituista järjestelmistä eivät sovi elämälle. Aurinkokunnan synnyttänyt kiekko oli tämän teorian mukaan edellisten välimuoto, eli alkuaurinkosumukiekon sitkoisuus ja kiekon massa olivat keskinkertaiset. Tutkimusten mukaan Aurinkokunnan tyyppinen kiviplaneettoja ja jättiläisiä sisältävä ympyrää lähellä olevia planeettaratoja sisältävä planeettakunta syntyisi vain 1 %:lle planeettakunnista.
Aiheesta muualla

Protostars and Planets (Arkistoitu – Internet Archive)
Hubble-avaruusteleskoopin ottama kuva Orionin suuressa kaasusumussa muodostuvasta protoplanetaarisesta kiekosta.
Hubble-avaruusteleskoopin ottama kuva tuhoutuvasta molekulaarisesta pilvestä. Pilven lähellä on havaittavissa uusia tähtiä.
Protoplanetaarinen kiekko HH-30 Härän tähdistössä noin 450 valovuoden päässä aurinkokunnastamme. Kiekko syöksee punertavan kaasusuihkun, mikä on ominaista tällaisille kohteille.
Taiteilijan näkemys protoplanetaarisesta kiekosta.
Aurinkokunnan jättiläisplaneetat ylhäältä alaspäin: Neptunus, Uranus, Saturnus ja Jupiter
Nizzan mallin mukaan jättiläisplaneettojen vaellus ulospäin harvensi Kuiperin vyöhykettä.
Percivall Pott

Percivall Pott
Percivall Pott (6. tammikuuta 1714 – 22. joulukuuta 1788) oli englantilainen kirurgi, yksi ortopedian perustajista. Sen ohella häntä pidetään ensimmäisenä ympäristöperäisen syövän havaitsijana.
Pott toimi apulaiskirurgina St Bartholomew’n sairaalassa 1744–1749 ja kirurgina 1749–1787. Hän edisti suuresti ortopedisia hoitokeinoja ja muun muassa esti kollegoitaan amputoimasta hänen jalkaansa pahan murtuman jälkeen ja osoitti sen paranevan lastoitettuna. Hänen 1768 ilmestynyt oppikirjansa muutti hoitotapoja Englannissa, ja sen kääntäminen ranskaksi ja italiaksi muutti käytäntöjä myös etenkin Ranskassa.
Vuonna 1775 Pott kiinnitti huomionsa nuohoojilla yleiseen kivespussin ihosyöpään ja yhdisti sen nokialtistukseen. Hän oletti noen vaikuttavan iholla suoraan syöpää aiheuttavasti, ja tämä havainto vahvistettiin koe-eläintutkimuksissa 1930-luvulla. Sitä pidetään ensimmäisenä osoituksena ympäristökemikaalin aiheuttamasta syövästä.
Porthania

| Porthania |
| --- | --- |

Koordinaatit:  60°10.2′N, 24°56.9′E
Rakennustyyppi:  yliopistorakennus
Valmistumisvuosi:  1957
Suunnittelija:  Aarne Ervi
Omistaja:  Helsingin Yliopistokiinteistöt
Käyttäjä:  Helsingin yliopisto
 
Lisää rakennusartikkeleitaArkkitehtuurin teemasivulla
Infobox OKNimi-testi OK: 
Porthania
Porthania on Helsingin yliopiston keskustakampukseen kuuluva laitosrakennus, joka sijaitsee Kluuvin kaupunginosassa Hirvi-korttelissa osoitteessa Yliopistonkatu 3. Arkkitehti Aarne Ervin suunnittelema, vuonna 1957 valmistunut Porthania on yksi Helsingin ydinkeskustan huomattavimmista 1950-luvun modernismia edustavista rakennuksista. Henrik Gabriel Porthanin mukaan nimetyn rakennuksen pääasiallinen käyttäjä on nykyisin Helsingin yliopiston oikeustieteellinen tiedekunta.