b'\n_START_ARTICLE_\nPlaneettakuntien synty\n_START_PARAGRAPH_\nPlaneettakunnat syntyv\xc3\xa4t t\xc3\xa4hdeksi supistuvan t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisen kaasu- ja p\xc3\xb6lypilven siit\xc3\xa4 osasta, joka ei ehdi romahtaa t\xc3\xa4hdeksi, vaan j\xc3\xa4\xc3\xa4 keskipakoisvoiman takia kiert\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n syntynytt\xc3\xa4 alkut\xc3\xa4hte\xc3\xa4, protot\xc3\xa4hte\xc3\xa4. Syntyv\xc3\xa4\xc3\xa4 t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 kiekkona kiert\xc3\xa4v\xc3\xa4 kaasu tiivistyy joiltain osin hiukkasiksi, joista syntyv\xc3\xa4t ajan kuluessa planeetat. Hiukkasten keskin\xc3\xa4iset t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ilyt litist\xc3\xa4v\xc3\xa4t alussa paksua kiekkoa. Kiekkoon putoaa kaasua j\xc3\xa4ljelle j\xc3\xa4\xc3\xa4neest\xc3\xa4 pilvest\xc3\xa4, ja sen aine putoaa hitaasti spiraalimaista rataa pitkin kohti syntyv\xc3\xa4\xc3\xa4 keskust\xc3\xa4hte\xc3\xa4. Kaasukiekosta tiivistyy l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 kivensiruja ja kauempana j\xc3\xa4\xc3\xa4kimpaleita. N\xc3\xa4m\xc3\xa4 t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ilev\xc3\xa4t toisiinsa ja syntyy planeettoja. Kaasuplaneetat kuten Jupiter syntyv\xc3\xa4t siten, ett\xc3\xa4 riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suureksi kasvanut j\xc3\xa4\xc3\xa4- ja kivipallo alkaa ker\xc3\xa4t\xc3\xa4 ymp\xc3\xa4rist\xc3\xb6st\xc3\xa4 kevytt\xc3\xa4 vetykaasua. Maan kokoinen kappale on vetovoimaltaan liian pieni ker\xc3\xa4\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n ymp\xc3\xa4rilleen suurta vetykeh\xc3\xa4\xc3\xa4. N\xc3\xa4in selittyy maankaltaisten ja j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen ero. Asteroidit ja komeetat ovat planeettojen syntyprosessissa j\xc3\xa4ljelle j\xc3\xa4\xc3\xa4nytt\xc3\xa4 j\xc3\xa4tett\xc3\xa4. Aurinkokunnan ja muiden planeettakuntien synnyss\xc3\xa4 on yh\xc3\xa4 monia tutkijoita mietitytt\xc3\xa4vi\xc3\xa4 kohtia. Kuumat jupiterit eli spektroskoopilla havaitut joidenkin l\xc3\xa4hit\xc3\xa4htien seuralaiset ovat syntyneet planeettojen vaellettua l\xc3\xa4helle keskust\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n valtavassa kaasukiekossa.\n_START_SECTION_\nPlaneettakuntien synty lyhyesti\n_START_PARAGRAPH_\nT\xc3\xa4hdet ja planeetat syntyv\xc3\xa4t tiivistym\xc3\xa4ll\xc3\xa4 t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisest\xc3\xa4 aineesta, jota on kaasu ja p\xc3\xb6ly. Jotta synty l\xc3\xa4htisi k\xc3\xa4yntiin, t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisen aineen on oltava riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n tihe\xc3\xa4\xc3\xa4. Linnunradassa on monia molekyylipilvi\xc3\xa4, joiden l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila on alhainen ja joissa olevat tihe\xc3\xa4t ytimet saattavat alkaa kutistua t\xc3\xa4hdiksi. Laukaisevana tekij\xc3\xa4n\xc3\xa4 voi olla esimerkiksi aikaisemmin syntyneen t\xc3\xa4hden r\xc3\xa4j\xc3\xa4ht\xc3\xa4minen. R\xc3\xa4j\xc3\xa4hdys tuottaa tihe\xc3\xa4\xc3\xa4 pilve\xc3\xa4 kokoon puristavan paineaallon. Molekyylipilven osa alkaa kutistua, kun sen sis\xc3\xa4inen paine on pienempi kuin pilven oma painovoima. Sis\xc3\xa4inen paine aiheutuu muun muassa magneettikentist\xc3\xa4, py\xc3\xb6rimisest\xc3\xa4 ja kaasun osasten l\xc3\xa4mp\xc3\xb6liikkeest\xc3\xa4. Kun pilvi kutistuu, sen tihe\xc3\xa4 ydin kutistuu hyvin nopeasti kuumentuen. Kuumeneminen johtuu kaasun putoamisesta ja py\xc3\xb6rimisest\xc3\xa4 sek\xc3\xa4 py\xc3\xb6rteilyst\xc3\xa4 aiheutuvasta kitkasta. Pilven py\xc3\xb6rimisliike kiihtyy, kun se kutistuu. Keskipakoisvoima pit\xc3\xa4\xc3\xa4 pilven p\xc3\xa4iv\xc3\xa4ntasaajan suunnassa olevaa osaa kaukana keskust\xc3\xa4hdest\xc3\xa4, napojen suunnassa kutistuminen on nopeaa. N\xc3\xa4in ytimen ymp\xc3\xa4rill\xc3\xa4 oleva kaasu litistyy kiekoksi. Kiekkoa ohentavat entisest\xc3\xa4\xc3\xa4n kiekon osasten sis\xc3\xa4iset t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ykset. Tihe\xc3\xa4 keskus kuumenee kutistuessaan jatkuvasti, ensin kaasumolekyylit hajoavat ja lopuksi ionisoituvat. Kuuma ionisoitunut kaasu s\xc3\xa4teilee ymp\xc3\xa4rist\xc3\xb6\xc3\xb6n ensin infrapunas\xc3\xa4teily\xc3\xa4, lopulta n\xc3\xa4kyv\xc3\xa4\xc3\xa4 valoa._NEWLINE_Kun vastasyntynyt t\xc3\xa4hti alkaa vuorovaikuttaa ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4n kaasukiekon kanssa, se synnytt\xc3\xa4\xc3\xa4 valtavia suihkuja, jotka sinkoutuvat valovuosien p\xc3\xa4\xc3\xa4h\xc3\xa4n t\xc3\xa4hden ja kiekon v\xc3\xa4lilt\xc3\xa4 napojen suunnassa. Samaan aikaan kaasukiekossa alkaa tapahtua p\xc3\xb6lyhiukkasten tiivistymist\xc3\xa4. P\xc3\xb6lyhiukkaset t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ilev\xc3\xa4t toisiinsa ja sopivissa tapauksissa syntyneet t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ykset tuottavat suurempia hiukkasia. Toiset t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ykset ovat hajottavia. Liian suurella nopeudella tapahtunut t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ys on hajottava. Lopulta rakentavat t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ykset kuitenkin voittavat ja aikaa my\xc3\xb6ten syntyy kilometrien kokoisia planetesimaaleja, jotka kasvavat suuriksi esiplaneetoiksi, oligarkeiksi, joita on noin sata ja joiden ratojen kehitys ja t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ily ovat hidasta. Oligarkkien radat muuttuvat miljoonien vuosien kuluessa keskin\xc3\xa4isten vetovoimien takia. Eniten aikaa viev\xc3\xa4 vaihe on oligarkkien t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ily esimerkiksi kymmeneksi planeetaksi. Esimerkiksi oligarkkien muodostama alkuaurinkokunta oli tasapainoton, kaoottinen, ja altis suurille t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksille. Esimerkiksi Maa ja Kuu ovat syntyneet kahden oligarkin t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksen tuloksena. Maahan t\xc3\xb6rm\xc3\xa4nnyt Marsin kokoinen oligarkki sinkosi alkumaasta ainetta niin paljon, ett\xc3\xa4 siit\xc3\xa4 saattoi synty\xc3\xa4 Kuu. J\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat syntyv\xc3\xa4t melko kaukana auringosta vy\xc3\xb6hykkeell\xc3\xa4, miss\xc3\xa4 vesih\xc3\xb6yry tiivistyy j\xc3\xa4\xc3\xa4hileiksi. J\xc3\xa4\xc3\xa4hileet ja p\xc3\xb6ly kasautuvat aikaa my\xc3\xb6ten valtaviksi noin kymmenen Maan massan planeetoiksi, jotka saattavat ker\xc3\xa4t\xc3\xa4 vety\xc3\xa4 ja heliumia kaasukiekosta, mihin Maan kokoinen pieni planeetta ei kykene. J\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat my\xc3\xb6s vaeltelevat jonkin verran t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4ss\xc3\xa4 kiekossa muun muassa planeetan ja kaasun v\xc3\xa4listen vuorovesivoimien, planeetan ja planetesimaalien v\xc3\xa4listen vuorovaikutusten ja keskin\xc3\xa4isten vetovoimien takia. Oortin komeettapilven tapainen muodostelma syntyy, kun j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat sinkoavat l\xc3\xa4helt\xc3\xa4 ohittavia planetesimaaleja kaukaisille radoille painovoimallaan. Pluton kaltaiset Kuiperin vy\xc3\xb6hykkeen k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6planeetat ovat tiivistym\xc3\xa4tt\xc3\xb6m\xc3\xa4n planeetan osasia. Sama p\xc3\xa4tee my\xc3\xb6s asteroidivy\xc3\xb6hykkeen kolmeen suurimpaan kappaleeseen: k\xc3\xa4\xc3\xa4pi\xc3\xb6planeetta Cerekseen sek\xc3\xa4 Vestaan ja Pallakseen. Lis\xc3\xa4ksi Pallaksen radan suuri inklinaatio saattaa johtua sen kokemasta suuresta t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksest\xc3\xa4.\n_START_SECTION_\nPlaneettakuntien synnyn ongelmia\n_START_PARAGRAPH_\nUseiden tutkijoiden nyky\xc3\xa4\xc3\xa4n kannattaman planeettakunnan syntyteorian, kasautumisteorian ongelma on ollut planeettojen syntynopeus: se on laskujen mukaan liian hidas varsinkin aivan aurinkokunnan ulkolaidoilla, esimerkiksi Uranuksen ja Neptunuksen et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4. T\xc3\xa4t\xc3\xa4 puutetta koetetaan selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 migraatioteorialla, jonka mukaan planeetat vaeltelevat huomattavastikin kaasukiekossa synnytty\xc3\xa4\xc3\xa4n. Vaeltelu riippuu muun muassa kaasukiekon tiheydest\xc3\xa4 ja planeettojen syntyvauhdista. N\xc3\xa4in pystyt\xc3\xa4\xc3\xa4n selitt\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n monenlaisten planeettakuntien synty. Kilpailevan kiekkoep\xc3\xa4vakaisuusteorian mukaan Aurinkoa ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4ss\xc3\xa4 kaasukiekossa olisi syntynyt tiivistymi\xc3\xa4, jotka olisivat romahtaneet oman painovoimansa takia kasaan. T\xc3\xa4m\xc3\xa4n teorian ongelma on, ett\xc3\xa4 se saattaa vaatia kiekolta suurempia tiheyksi\xc3\xa4 kuin Aurinkoa ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4ss\xc3\xa4 kaasukiekossa oli.\n_START_SECTION_\nJohdanto planeettakuntien syntyyn\n_START_PARAGRAPH_\nOn yritetty monenlaisin teorioin selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 planeettakuntien synty\xc3\xa4. Mik\xc3\xa4\xc3\xa4n tutkijoiden kehitt\xc3\xa4mist\xc3\xa4 planeettakuntien syntyteorioista ei ole t\xc3\xa4ydellinen. On vaikeaa laatia teoria, joka selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 fysiikan lakien avulla planeettojen et\xc3\xa4isyydet ja muut ominaisuudet t\xc3\xa4sm\xc3\xa4llisesti. Ei osata sanoa, mink\xc3\xa4laisten t\xc3\xa4htien ymp\xc3\xa4rille planeettoja voi synty\xc3\xa4. Nyky\xc3\xa4\xc3\xa4n useimmat tutkijat ovat sit\xc3\xa4 mielt\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 varsin monenlaisten, jos t\xc3\xa4hden elinik\xc3\xa4 riitt\xc3\xa4\xc3\xa4.\n_START_SECTION_\nEksoplaneetat\n_START_PARAGRAPH_\nOllakseen p\xc3\xa4tev\xc3\xa4 planeettakuntien syntyteorian tulisi selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 eksoplaneettojen kummalliset piirteet. T\xc3\xa4h\xc3\xa4n asti on havaittu yli sata aurinkokunnan ulkopuolista planeettaj\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4\xc3\xa4 eli eksoplaneettakuntaa. Ne ovat hyvin erilaisia kuin omamme._NEWLINE_Niihin sis\xc3\xa4ltyy kummalliselta n\xc3\xa4ytt\xc3\xa4vi\xc3\xa4 j\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4, joissa j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetta tai -planeetat kiert\xc3\xa4v\xc3\xa4t keskust\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n keskim\xc3\xa4\xc3\xa4rin l\xc3\xa4hemp\xc3\xa4n\xc3\xa4 kuin Merkurius Aurinkoa. On my\xc3\xb6s havaittu hyvin soikeilla radoilla kiert\xc3\xa4vi\xc3\xa4 planeettoja, jollaisia aurinkokunnassamme ei ole. Niiden radan eksentrisyys on jopa yli 0,8, kun taas aurinkokunnan planeettojen eksentrisyys on tyypillisesti alle 0,1._NEWLINE_On olemassa my\xc3\xb6s j\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4, joissa Jupiterin massainen planeetta kiert\xc3\xa4\xc3\xa4 t\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4, jolla l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila sallii veden esiintymisen nestem\xc3\xa4isess\xc3\xa4 muodossa, eli Maata vastaavalla et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4 keskust\xc3\xa4hdest\xc3\xa4\xc3\xa4n. Lis\xc3\xa4ksi l\xc3\xb6ydettyjen planeettakuntien joukossa on j\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4, joissa kolme tai jopa nelj\xc3\xa4 suurta planeettaa kiert\xc3\xa4\xc3\xa4 t\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n alle 5 AU:n et\xc3\xa4isyydelt\xc3\xa4 keskust\xc3\xa4hdest\xc3\xa4\xc3\xa4n. Aurinkoa l\xc3\xa4himm\xc3\xa4n j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetan, Jupiterin, et\xc3\xa4isyys keskust\xc3\xa4hdest\xc3\xa4\xc3\xa4n on 5,2 AU ja aurinkokunnan muut j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat ovat viel\xc3\xa4 kauempana. N\xc3\xa4m\xc3\xa4 spektroskoopilla l\xc3\xb6ydetyt oudot planeettakunnat ovat todellinen haaste aurinkokunnan syntyteorioiden laatijoille.\n_START_SECTION_\nT\xc3\xa4htienv\xc3\xa4linen aine\n_START_PARAGRAPH_\nT\xc3\xa4htienv\xc3\xa4linen avaruus ei ole tyhj\xc3\xa4\xc3\xa4, vaan t\xc3\xa4ynn\xc3\xa4 kaasua, molekyylej\xc3\xa4 ja p\xc3\xb6lyhiukkasia eli t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4list\xc3\xa4 ainetta. Suurin osa t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisest\xc3\xa4 aineesta on vety\xc3\xa4 ja heliumia, joukossa on muita alkuaineita ja n\xc3\xa4iden yhdisteit\xc3\xa4, jotka voivat olla p\xc3\xb6lyn\xc3\xa4._NEWLINE_Linnunradan tyyppisen kierteisgalaksin massasta noin 10\xc2\xa0% on t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4list\xc3\xa4 ainetta. Aine ei ole my\xc3\xb6sk\xc3\xa4\xc3\xa4n tasaisesti jakautunut vaan se muodostaa toisaalle pilvi\xc3\xa4 ja tiivistymi\xc3\xa4, toisaalla taas ainetta on \xc3\xa4\xc3\xa4rimm\xc3\xa4isen harvassa. T\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisen aineen tihentym\xc3\xa4t muodostavat tavallisesti kuitumaisia filamentteja ja verkkomaisia rakenteita, mik\xc3\xa4 kertoo aineen turbulenttisesta, py\xc3\xb6rteisest\xc3\xa4 k\xc3\xa4ytt\xc3\xa4ytymisest\xc3\xa4. Turbulenssia aiheuttavat p\xc3\xa4\xc3\xa4asiassa t\xc3\xa4htien hiukkastuulet ja supernovien shokkiaallot. Kaasun tiivistymi\xc3\xa4 kutsutaan molekulaarisiksi pilviksi, sill\xc3\xa4 niist\xc3\xa4 on havaittu monia orgaanisia ja ep\xc3\xa4orgaanisia molekyylej\xc3\xa4 (esim. CO, CN, CS, SiO, OH, H\xe2\x82\x82O, HCN, SO\xe2\x82\x82, H\xe2\x82\x82S, H\xe2\x82\x82SO ja lukuisia muita vedyn, hiilen typen ja hapen yhdisteit\xc3\xa4). Mutkikkaitten molekyylien, mahdollisesti jopa aminohappojen, muodostuminen on mahdollista, sill\xc3\xa4 nuorten l\xc3\xa4hit\xc3\xa4htien voimakas UV-s\xc3\xa4teily ei p\xc3\xa4\xc3\xa4se tunkeutumaan pilvien ytimiin asti ja alkuaineet voivat rauhassa muodostaa yhdisteit\xc3\xa4._NEWLINE_T\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisen aiheen ominaisuuksia voi laskea mutkikkailla matemaattisilla yht\xc3\xa4l\xc3\xb6ill\xc3\xa4, jotka pohjautuvat fysiikan lakeihin. T\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisen aineen k\xc3\xa4ytt\xc3\xa4ytymist\xc3\xa4 kuvataan tavallisesti fysiikan nestedynamiikan ja magnetohydrodynamiikan yht\xc3\xa4l\xc3\xb6ill\xc3\xa4. Tavallisesti yht\xc3\xa4l\xc3\xb6iss\xc3\xa4 otetaan huomioon magneettikenttien vaikutus, l\xc3\xa4hit\xc3\xa4htien s\xc3\xa4teilyn ja kosmisten s\xc3\xa4teiden vaikutukset ja supernovien \xc5\xa1okkiaaltojen satunnainen esiintyminen.\n_START_SECTION_\nMolekulaariset pilvet\n_START_PARAGRAPH_\nMolekulaaristen pilvien koot ja massat voivat olla hyvin erilaisia. T\xc3\xa4htien syntyalueilla, Linnunradan spiraalihaaroissa, pilvikompleksit voivat olla suurimmillaan massaltaan 10\xe2\x81\xb6 Auringon massaa ja halkaisijaltaan 100 pc. Pienimmill\xc3\xa4\xc3\xa4n ne voivat olla massaltaan alle 10 Auringon massaa ja halkaisijaltaan alle parsekin. Molekyylej\xc3\xa4 sis\xc3\xa4lt\xc3\xa4vien pilvien l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tilat ovat tyypillisesti v\xc3\xa4lill\xc3\xa4 10\xe2\x80\x93100 kelvini\xc3\xa4._NEWLINE_Molekulaariset pilvet muodostuvat p\xc3\xa4\xc3\xa4osin t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisen aineen saapuessa linnunradan spiraalihaaroihin ja sitten tiivistyess\xc3\xa4 tai supernovien \xc5\xa1okkiaaltojen vaikutuksesta. Muodostumiseen kuluva aika voi olla suuruudeltaan 10\xe2\x80\x9320 miljoonaa vuotta, joten pilvien muodostuminen on yleist\xc3\xa4 Linnunradan mittakaavassa, jonka ik\xc3\xa4 on miljardeja vuosia. Koska pilvi\xc3\xa4 havaitaan runsaasti t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisess\xc3\xa4 avaruudessa, niiden on pysytt\xc3\xa4v\xc3\xa4 stabiilissa tilassa kohtalaisen pitki\xc3\xa4 aikoja. Jotta molekulaariset pilvet pysyisiv\xc3\xa4t koossa eiv\xc3\xa4tk\xc3\xa4 romahtaisi oman gravitaationsa vaikutuksesta kasaan, niiss\xc3\xa4 t\xc3\xa4ytyy esiinty\xc3\xa4 p\xc3\xa4invastaisella tavalla vaikuttavia voimia. T\xc3\xa4llaisina voimina toimivat tavallinen kaasun hiukkasten l\xc3\xa4mp\xc3\xb6liikkeest\xc3\xa4 aiheutuva paine, magneettikentist\xc3\xa4 aiheutuvat voimat ja kaasun turbulenssien aiheuttama paine, joista magneettikent\xc3\xa4n ja turbulenssien vaikutukset ovat tavallisesti hallitsevassa asemassa koko pilven mittakaavassa._NEWLINE_Kaasun l\xc3\xa4mp\xc3\xb6liikkeest\xc3\xa4 aiheutuva paine puolestaan tuottaa tavallisesti suurimman gravitaatiota vastustavan voiman yksitt\xc3\xa4isiss\xc3\xa4 pienemm\xc3\xa4n mittakaavan tihentymiss\xc3\xa4. Molekulaarisista pilvist\xc3\xa4 tehdyt havainnot osoittavat, ett\xc3\xa4 kaasun kineettinen eli liike-energia ylitt\xc3\xa4\xc3\xa4 joissain tapauksissa jopa yhdell\xc3\xa4 kertaluokalla tavallisen l\xc3\xa4mp\xc3\xb6liikkeen antamat arvot, mik\xc3\xa4 viittaa vahvasti esimerkiksi magneettisen turbulenssin voimakkaaseen rooliin merkitt\xc3\xa4vimp\xc3\xa4n\xc3\xa4 pilvien luhistumista vastustavana voimana._NEWLINE_N\xc3\xa4iden voimien vaikutuksesta molekulaariset pilvet ovat usein hyvin mutkikkaita ja ep\xc3\xa4homogeenisia, koostuen ep\xc3\xa4s\xc3\xa4\xc3\xa4nn\xc3\xb6llisist\xc3\xa4 kasautumista ja filamenteista. Pilvet ovat ensisijaisia t\xc3\xa4htien syntyalueita. L\xc3\xa4hes jokaisessa auringon l\xc3\xa4hiymp\xc3\xa4rist\xc3\xb6n molekulaarisessa pilvess\xc3\xa4 tihentym\xc3\xa4t ovat alkaneet luhistua gravitaation vaikutuksesta ja t\xc3\xa4htien syntyprosessi on k\xc3\xa4ynnistynyt tuottaen tiiviit\xc3\xa4 nuorten t\xc3\xa4htien ryp\xc3\xa4it\xc3\xa4. Kaikki tihentym\xc3\xa4t eiv\xc3\xa4t kuitenkaan saavuta pistett\xc3\xa4, jossa ne romahtavat gravitaation vaikutuksesta, sill\xc3\xa4 niiden ulko-osat est\xc3\xa4v\xc3\xa4t energian riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n tehokkaan poistumisen s\xc3\xa4teilyn\xc3\xa4, ja l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila pysyy korkeana, jolloin paine est\xc3\xa4\xc3\xa4 romahtamisen. T\xc3\xa4m\xc3\xa4 magnetohydrodynamiikan yht\xc3\xa4l\xc3\xb6it\xc3\xa4 soveltamalla saatu tulos voi selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 havainnot molekulaarisista pilvist\xc3\xa4, joissa ei tavallisesta poiketen esiinny merkkej\xc3\xa4 vastasyntyneist\xc3\xa4 t\xc3\xa4hdist\xc3\xa4._NEWLINE_On mahdollista, ett\xc3\xa4 olosuhteiden ollessa sopivia ainoa stabiili lopputila t\xc3\xa4htienv\xc3\xa4lisell\xc3\xa4 pilvell\xc3\xa4 on joukko t\xc3\xa4hti\xc3\xa4, mutta molekulaaristen pilvien kehitys ei johda fragmentoitumiseen ja romahtamiseen kaikilla fysikaalisten olosuhteiden alkuarvoilla. Molekulaarisia pilvi\xc3\xa4 voidaan kartoittaa tutkimalla molekyylien tuottamia spektriviivoja radios\xc3\xa4teilyn alueella tai tutkimalla p\xc3\xb6lyhiukkasten kontinuumis\xc3\xa4teily\xc3\xa4 tai t\xc3\xa4htien s\xc3\xa4teilyyn aiheuttamia absorptioviivoja. Erityisesti alimillimetrialueen havainnoista saadaan tietoa pilvien rakenteesta, sen hiukkasten nopeusjakaumasta ja siin\xc3\xa4 esiintyvist\xc3\xa4 turbulensseista.\n_START_SECTION_\nMolekulaaristen pilvien gravitaatioluhistuminen\n_START_PARAGRAPH_\nT\xc3\xa4hdet syntyv\xc3\xa4t kun molekulaarisen pilven massa ylitt\xc3\xa4\xc3\xa4 Jeansin massan_NEWLINE_miss\xc3\xa4  on \xc3\xa4\xc3\xa4nen etenemisnopeus,  on tiheys ja _NEWLINE_on gravitaatiovakio. Kohteet, joissa pilven massa on suurempi kuin Jeansin massa, ovat tyypillisesti kylmi\xc3\xa4 \xe2\x80\x93 l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila matalampi kuin 10 kelvini\xc3\xa4 \xe2\x80\x93 ja niin tiheit\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 l\xc3\xa4hit\xc3\xa4htien s\xc3\xa4teily ei p\xc3\xa4\xc3\xa4se pilven ytimeen asti. Luhistumista edelt\xc3\xa4\xc3\xa4 tavallisesti molekulaarisen pilven fragmentoituminen useaan luhistumiskeskukseen ja siten tuloksena on useimmiten t\xc3\xa4htien ryp\xc3\xa4it\xc3\xa4 tai ainakin usean t\xc3\xa4hden j\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4 riippuen pilven massajakaumasta ja kokonaismassasta. Tietokonesimulaatioista on saatu selville, ett\xc3\xa4 molekulaarisen pilven fragmentoitumiseen ja ainakin kahden t\xc3\xa4hden j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n syntyyn nelj\xc3\xa4ss\xc3\xa4 tapauksessa viidest\xc3\xa4 riitt\xc3\xa4\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 turbulensseihin sitoutuneen energian ja gravitaatioenergian suhde on luokkaa 1:20. On siis perusteltua p\xc3\xa4\xc3\xa4tell\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 jopa hyvin pienet turbulenssit voivat saada aikaan pilven fragmentoitumisen._NEWLINE_Jeansin massa on osoittautunut hyv\xc3\xa4ksi arvioksi romahtamisen kriteereist\xc3\xa4, sill\xc3\xa4 on havaittu tiivistymi\xc3\xa4, jotka ovat romahtamisen kynnyksell\xc3\xa4 ja niiden massat ovat suunnilleen Jeansin massan suuruisia. Lis\xc3\xa4ksi niiden massat ovat v\xc3\xa4lill\xc3\xa4 0,05\xe2\x80\x933,0 Auringon massaa eli kyseess\xc3\xa4 voi olla joukko tiivistymisvaiheessa olevia yksitt\xc3\xa4isi\xc3\xa4 t\xc3\xa4hti\xc3\xa4._NEWLINE_Yksitt\xc3\xa4iset pilvet, joiden massa ylitt\xc3\xa4\xc3\xa4 Jeansin massan, ovat tavallisesti tiheimpi\xc3\xa4 aivan ytimest\xc3\xa4\xc3\xa4n, ja tiheys pienenee ytimen et\xc3\xa4isyyden funktiona. T\xc3\xa4llaiset kohteet romahtavat ensin aivan sis\xc3\xa4osistaan, jolloin ulompiin kerroksiin kohdistuva paine v\xc3\xa4henee merkitt\xc3\xa4v\xc3\xa4sti ja nekin romahtavat gravitaation vaikutuksesta. Romahtaminen tapahtuu likimain vapaan putoamisen aikaskaalassa_NEWLINE_mik\xc3\xa4li vastustavat voimat ovat pieni\xc3\xa4 suhteessa gravitaatioon. Tietokonesimulaatioiden mukaan muodostuvan j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n tiheysprofiili on tasainen aivan ytimess\xc3\xa4 ja pienenee tavallisesti ulommilla alueilla kuten k\xc3\xa4\xc3\xa4nt\xc3\xa4en verrannollisena et\xc3\xa4isyyden neli\xc3\xb6\xc3\xb6n, mik\xc3\xa4 kuvaa hyvin havainnoista saatuja k\xc3\xa4sityksi\xc3\xa4. Vapaan putoamisen aikaskaalan yht\xc3\xa4l\xc3\xb6st\xc3\xa4 n\xc3\xa4kyy, ett\xc3\xa4 tihe\xc3\xa4mm\xc3\xa4t kohteet romahtavat nopeimmin, mutta likimain homogeenisissa kohteissa vapaaseen putoamisliikkeeseen p\xc3\xa4\xc3\xa4ssyt materia saavuttaa systeemin keskustan samanaikaisesti riippumatta sen alkuper\xc3\xa4isest\xc3\xa4 et\xc3\xa4isyydest\xc3\xa4 keskuksesta. T\xc3\xa4ss\xc3\xa4 vaiheessa pilven eri osissa olevat turbulenssien aiheuttamat tihentym\xc3\xa4t voivat alkaa luhistua erikseen, jolloin seurauksena on fragmentoituminen ja lopulta usean t\xc3\xa4hden j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n tai kokonaisen t\xc3\xa4htijoukon synty. Syntyv\xc3\xa4t t\xc3\xa4hden ovat siten per\xc3\xa4isin samasta pilvest\xc3\xa4 ja niiden py\xc3\xb6rimisakselit ja siten my\xc3\xb6s kertym\xc3\xa4kiekot ovat simulaatioiden mukaan l\xc3\xa4hes samansuuntaisia, mik\xc3\xa4 on my\xc3\xb6s havaittu nuorista t\xc3\xa4htijoukoista tehdyiss\xc3\xa4 havainnoissa. My\xc3\xb6hemm\xc3\xa4ss\xc3\xa4 vaiheessa dynaamiset vuorovaikutukset kuitenkin sekoittavat t\xc3\xa4htijoukkoa eik\xc3\xa4 samanlaisia ominaisuuksia en\xc3\xa4\xc3\xa4 ole havaittavissa._NEWLINE_Kun molekulaarisen pilven massa on ylitt\xc3\xa4nyt Jeansin massan, sen kiertoimpulssi vaikuttaa merkitt\xc3\xa4v\xc3\xa4sti luhistumisen lopputulokseen. Kaikilla pilvill\xc3\xa4 on nollasta poikkeava kiertoimpulssi galaksin py\xc3\xb6rimisen vuoksi. Kiertoimpulssin suuruus m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4\xc3\xa4 muodostuuko systeemist\xc3\xa4 yksi t\xc3\xa4hti vai kahden tai useamman t\xc3\xa4hden j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4. Tavallisesti py\xc3\xb6rimism\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 on niin suuri, ett\xc3\xa4 t\xc3\xa4hti\xc3\xa4 syntyy useampia. Jos luhistuvan j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n py\xc3\xb6rimism\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 on riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suuri, syntyy rengas- tai sauvamaisia rakenteita, jotka edelleen hajoavat kaksoist\xc3\xa4hdiksi tai j\xc3\xa4rjestelmiksi, joissa on viel\xc3\xa4kin useampia komponentteja. Kiertoimpulssin s\xc3\xa4ilyminen saa siten aikaan toisiaan kiert\xc3\xa4vi\xc3\xa4 j\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4, jolloin yksitt\xc3\xa4isen tiivistymiskeskuksen py\xc3\xb6rimism\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 on pienentynyt huomattavasti. Simulaatioissa rengasmaisten rakenteiden synty on kyetty mallintamaan. Niiden dimensiot vastaavat havaittuja kaksoist\xc3\xa4htien ja usean t\xc3\xa4hden j\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4. Pienemmill\xc3\xa4 py\xc3\xb6rimisnopeuksilla puolestaan syntyy sauvamaisia rakenteita, jotka eiv\xc3\xa4t hajoa osiin tai tuloksena on pelkk\xc3\xa4 kiekko, joka j\xc3\xa4\xc3\xa4 systeemin kertym\xc3\xa4kiekoksi, ja lopputuloksena on vain yksi t\xc3\xa4hti._NEWLINE_Riippumatta yksitt\xc3\xa4isen tiivistym\xc3\xa4n t\xc3\xa4sm\xc3\xa4llisest\xc3\xa4 syntymekanismista, sen ymp\xc3\xa4rille muodostuu kiekko py\xc3\xb6rimisakselin m\xc3\xa4\xc3\xa4ritt\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n tasoon, mik\xc3\xa4li systeemiss\xc3\xa4 on v\xc3\xa4h\xc3\xa4nkin kiertoimpulssia. N\xc3\xa4iss\xc3\xa4 kiekoissa kiertoimpulssi ei edelleenk\xc3\xa4\xc3\xa4n voi h\xc3\xa4vit\xc3\xa4, joten materia j\xc3\xa4\xc3\xa4 kiert\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n keskusta Keplerin lakien mukaisesti ja syntyy protot\xc3\xa4hti, jolla on kertym\xc3\xa4kiekko. Simulaatioissa muodostuneet kiekot ovat lis\xc3\xa4ksi stabiileja ja niiden koko vastaa havaintoja, joten kertym\xc3\xa4kiekkojen synnyn mallit ovat kohtalaisen hyvin sopusoinnussa havaintojen kanssa.\n_START_SECTION_\nKertym\xc3\xa4kiekot protot\xc3\xa4htien ymp\xc3\xa4rill\xc3\xa4\n_START_PARAGRAPH_\nKertym\xc3\xa4kiekot muodostuvat, kun luhistuvan molekulaarisen pilven py\xc3\xb6rimism\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 saa aineen asettumaan py\xc3\xb6rimisakselin m\xc3\xa4\xc3\xa4ritt\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n tasoon. Kiekkoa kutsutaan kertym\xc3\xa4kiekoksi, sill\xc3\xa4 aine putoaa kiekon sis\xc3\xa4reunalta systeemin ytimeen eli kertyy kiekon kautta massiiviseksi kappaleeksi. Ytimeen putoava aine luovuttaa kiertoimpulssia kiekkoon j\xc3\xa4\xc3\xa4v\xc3\xa4lle aineelle. Siksi suurin osa systeemin kiertoimpulssista j\xc3\xa4\xc3\xa4 kiekkoon kuuluville kappaleille. Ydint\xc3\xa4 aletaan nyt kutsua protot\xc3\xa4hdeksi. Protot\xc3\xa4hdet ovat prosessin alkuvaiheessa massaltaan pienempi\xc3\xa4 kuin kiekko, mutta prosessin jatkuessa l\xc3\xa4hes kaikki kiekon aine putoaa protot\xc3\xa4hteen ja niiden massa kasvaa paljon kiekon massaa suuremmaksi._NEWLINE_Kertym\xc3\xa4kiekkoja on havaittu useiden t\xc3\xa4htien ymp\xc3\xa4rilt\xc3\xa4. Havaitseminen on perinteisesti tapahtunut infrapuna-alueella, jossa kiekon s\xc3\xa4teily on usein voimakkaampaa tai ainakin yht\xc3\xa4 voimakasta kuin protot\xc3\xa4hden. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6inkin havaitseminen onnistuu vain tunnistamalla kohteen spektrist\xc3\xa4 infrapunaylim\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4, jonka tuottoon t\xc3\xa4hti ei pysty. Optisella alueella havaitseminen on viel\xc3\xa4kin vaikeampaa, sill\xc3\xa4 kohteen n\xc3\xa4kyess\xc3\xa4 optisella alueella protot\xc3\xa4hden huomattavasti suurempi kirkkaus est\xc3\xa4\xc3\xa4 kiekon suoran havaitsemisen. Toinen vaihtoehto on, ett\xc3\xa4 kohteen ymp\xc3\xa4rill\xc3\xa4 on paksu kaasu- ja p\xc3\xb6lyvaippa, jolloin kohde on n\xc3\xa4kym\xc3\xa4t\xc3\xb6n. My\xc3\xb6s kiekkojen koko asettaa rajoituksia, sill\xc3\xa4 sadan parsekin p\xc3\xa4\xc3\xa4ss\xc3\xa4 olevan kiekon kulmal\xc3\xa4pimitta on vain muutaman kaarisekunnin luokkaa. Kuitenkin kiekkoja on havaittu nuorien t\xc3\xa4htien ymp\xc3\xa4rill\xc3\xa4. Erityisesti Hubble-avaruusteleskoopilla saadut kuvat kertym\xc3\xa4kiekoista ovat tuoneet lis\xc3\xa4\xc3\xa4 informaatiota niiss\xc3\xa4 tapahtuvista prosesseista._NEWLINE_Auringon kokoluokkaan kuuluvien p\xc3\xa4\xc3\xa4sarjan t\xc3\xa4htien syntyyn on tyypillisesti arveltu kuluvan aikaa noin miljoona vuotta. Asia on kuitenkin osittain ep\xc3\xa4selv\xc3\xa4, sill\xc3\xa4 havaittujen kertym\xc3\xa4kiekkojen massan siirtonopeus protot\xc3\xa4hteen on osoittautunut liian hitaaksi (10\xe2\x81\xbb\xc2\xb9\xe2\x81\xb0 - 10\xe2\x81\xbb\xe2\x81\xb7 Auringon massaa vuodessa), jotta t\xc3\xa4hti saavuttaisi lopullisen kokonsa miljoonan vuoden kuluessa. Havaitut nopeudet voivat selitty\xc3\xa4 niin kutsutulla FU-Orionis -ilmi\xc3\xb6ll\xc3\xa4, jossa ainetta putoaa protot\xc3\xa4hteen purkauksissa ja saa siten aikaan jaksollisia kirkkauden muutoksia. Kirkkauden muutokset voivat olla suuruudeltaan jopa viisi magnitudia ja kestoltaan vuodesta kymmeneen vuoteen. N\xc3\xa4in ainetta voi siirty\xc3\xa4 protot\xc3\xa4hteen aluksi nopeammin vauhdin hidastuessa kiekon pienenemisen my\xc3\xb6t\xc3\xa4._NEWLINE_FU-Orionis -vaihetta pidet\xc3\xa4\xc3\xa4n tavallisena t\xc3\xa4htien synnyn v\xc3\xa4livaiheena. Teoreettiset mallit, joissa otetaan huomioon kiekon viskositeetti ja siit\xc3\xa4 aiheutuva l\xc3\xa4mm\xc3\xb6n vapautuminen, pystyv\xc3\xa4t tuottamaan havaittuja tai havaitun kaltaisia spektrej\xc3\xa4, joissa esiintyy FU-Orionis-kohteille tyypillinen voimakas infrapunaylim\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4. S\xc3\xa4teily syntyy aivan kertym\xc3\xa4kiekon sis\xc3\xa4osasta alle 0,3 AU:n et\xc3\xa4isyydelt\xc3\xa4 t\xc3\xa4hdest\xc3\xa4. FU-Orionis-vaiheen keston arvioidaan yleisesti olevan noin kymmenentuhannen vuoden luokkaa, jonka j\xc3\xa4lkeenkin purkaukset jatkuvat, mutta ne ovat pienempi\xc3\xa4, koska suuri osa kertym\xc3\xa4kiekon materiasta on jo pudonnut protot\xc3\xa4hteen.\n_START_SECTION_\nKertym\xc3\xa4kiekkojen l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tilat\n_START_PARAGRAPH_\nL\xc3\xa4hes kaikki protot\xc3\xa4hteen p\xc3\xa4\xc3\xa4tyv\xc3\xa4 aine kulkeutuu sinne kertym\xc3\xa4kiekon kautta. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in kertym\xc3\xa4kiekkoon saapuvan aineen m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 voi ajoittain ylitt\xc3\xa4\xc3\xa4 siit\xc3\xa4 t\xc3\xa4hteen putoavan aineen m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4n ja kiekon massa voi siten kasvaa. Kasvaminen ei kuitenkaan jatku rajatta, sill\xc3\xa4 kiekon massa 30\xc2\xa0% t\xc3\xa4hden massasta muodostaa likim\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4isen rajan, jota massiivisempi kiekko alkaa k\xc3\xa4yd\xc3\xa4 ep\xc3\xa4stabiiliksi, ja spiraalin muotoiset tiheysaallot alkavat kuljettaa kiertoimpulssia ulosp\xc3\xa4in kasvattaen protot\xc3\xa4hteen putoavan aineen m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4\xc3\xa4. Kertym\xc3\xa4kiekot pysyv\xc3\xa4t siis suhteellisen vakaina muodostelmina koko t\xc3\xa4hden synnyn ajan ja niiss\xc3\xa4 esiintyy monenlaisia ilmi\xc3\xb6it\xc3\xa4, ennen kuin ne h\xc3\xa4vi\xc3\xa4v\xc3\xa4t t\xc3\xa4hden siirtyess\xc3\xa4 p\xc3\xa4\xc3\xa4sarjavaiheeseen._NEWLINE_Kertym\xc3\xa4kiekossa syntyy l\xc3\xa4mp\xc3\xb6\xc3\xa4, t\xc3\xa4hden s\xc3\xa4teilyn lis\xc3\xa4ksi my\xc3\xb6s aineen viskositeetin vaikutuksesta. Kaikkein tiheimm\xc3\xa4t alueet aivan kiekon tasossa l\xc3\xa4mmitt\xc3\xa4v\xc3\xa4t koko kiekkoa ja saavat sen emittoimaan s\xc3\xa4teily\xc3\xa4 1-200 mikrometrin alueella, mik\xc3\xa4 on havaittavissa Maan kiertoradalta.\n_START_SECTION_\nProtot\xc3\xa4hden ja kertym\xc3\xa4kiekon kehitys\n_START_PARAGRAPH_\nNuoria alle kahden auringon massan t\xc3\xa4hti\xc3\xa4, joiden spekrit ovat tyyppi\xc3\xa4 F-M ja jotka eiv\xc3\xa4t viel\xc3\xa4 ole saapuneet p\xc3\xa4\xc3\xa4sarjaan, kutsutaan T Tauri -t\xc3\xa4hdiksi. T Tauri -t\xc3\xa4hdet jaetaan yleens\xc3\xa4 kolmeen luokkaan I, II ja III._NEWLINE_Luokan I kohteiden infrapunaspektriss\xc3\xa4 s\xc3\xa4teily on eritt\xc3\xa4in voimakasta aallonpituuksilla 1-1000 mikrometri\xc3\xa4. S\xc3\xa4teilyn intensiteetti ylitt\xc3\xa4\xc3\xa4 moninkertaisesti t\xc3\xa4hden s\xc3\xa4teilyn intensiteetin ja aiheutuu siksi vapautuvasta gravitaatioenergiasta. T\xc3\xa4ss\xc3\xa4 vaiheessa t\xc3\xa4hti on niin paksun p\xc3\xb6ly- ja kaasupilven sis\xc3\xa4ll\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 sen erottaminen ei onnistu optisesti. Luokan I kohteet ovat siis todenn\xc3\xa4k\xc3\xb6isesti vaiheessa, jossa aine putoaa kohti keskusta ja kasautuu kertym\xc3\xa4kiekon tasoon, josta se edelleen kulkeutuu kohti keskusta. N\xc3\xa4ist\xc3\xa4 kohteista suuri osa osoittaa FU Orionis -t\xc3\xa4hti-tyyppisi\xc3\xa4 kirkkauden vaihteluita ja luokka I vastaa siten oleellisesti luokitusta FU Orionis -kohteisiin._NEWLINE_Luokan II kohteilla infrapunaspektriss\xc3\xa4 n\xc3\xa4kyy yh\xc3\xa4 runsaasti kertym\xc3\xa4kiekon tuottamaa s\xc3\xa4teily\xc3\xa4, mutta my\xc3\xb6s t\xc3\xa4hden mustan kappaleen spektri alkaa erottua. T\xc3\xa4hdet ovat my\xc3\xb6s tyypillisesti optisesti n\xc3\xa4ht\xc3\xa4vill\xc3\xa4, mik\xc3\xa4 antaa aiheen olettaa l\xc3\xa4hes kaiken aineen pudonneen kertym\xc3\xa4kiekon tasoon, jolloin t\xc3\xa4hden s\xc3\xa4teily voi vapaasti edet\xc3\xa4 kiekon tason ulkopuolella._NEWLINE_Luokassa III infrapunaylim\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 on l\xc3\xa4hes poistunut ja spektriss\xc3\xa4 n\xc3\xa4kyy siisti mustan kappaleen s\xc3\xa4teilij\xc3\xa4, kun suuri osa kertym\xc3\xa4kiekosta on pudonnut t\xc3\xa4hteen.\n_START_SECTION_\nKertym\xc3\xa4kiekkojen p\xc3\xb6lyhiukkaset\n_START_PARAGRAPH_\nL\xc3\xa4hes kaikkien muutamaa miljoonaa vuotta nuorempien T Tauri -t\xc3\xa4hti-vaiheen saavuttaneiden t\xc3\xa4htien ymp\xc3\xa4rilt\xc3\xa4 on l\xc3\xb6ydetty p\xc3\xa4\xc3\xa4osin p\xc3\xb6lyst\xc3\xa4 koostuva kiekko. Kun p\xc3\xb6lyhiukkaset ovat ker\xc3\xa4\xc3\xa4ntyneet kiekon tasoon, ne alkavat vuorovaikuttaa toistensa kanssa. Niiden t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ykset tuottavat suurempia kappaleita, kun hiukkaset liimautuvat kiinni toisiinsa, mutta t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ykset my\xc3\xb6s hajottavat hiukkasia pienempiin osiin. Tyypillisesti T Tauri -vaiheessa olevan t\xc3\xa4hden voimakas UV-s\xc3\xa4teily aiheuttaa aineiden sublimoitumista hiukkasten pinnalla ja siten vaikuttaa niiden kokojakaumaan. My\xc3\xb6s magneettikent\xc3\xa4t ja s\xc3\xa4teilypaine vaikuttavat p\xc3\xb6lyhiukkasiin. Merkitt\xc3\xa4vint\xc3\xa4 on kuitenkin p\xc3\xb6lyhiukkasten vuorovaikutus kiekossa esiintyv\xc3\xa4n kaasun kanssa, sill\xc3\xa4 kaasusta aiheutuva kitka vaikuttaa merkitt\xc3\xa4v\xc3\xa4sti p\xc3\xb6lyhiukkasten ratoihin. Alkuvaiheessa p\xc3\xb6lyhiukkaset kasvattavat kokoaan t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ilem\xc3\xa4ll\xc3\xa4 toisiinsa, jolloin ne takertuvat yhteen muodostaen kappaleita kooltaan noin 10\xc2\xa0cm ja 0,3\xc2\xa0cm yhden ja kolmenkymmenen AU:n et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4 t\xc3\xa4hdest\xc3\xa4. P\xc3\xb6lyhiukkaset muodostavat takertuessaan toisiinsa verkkomaisia eritt\xc3\xa4in l\xc3\xb6yhi\xc3\xa4 rakenteita, jotka lis\xc3\xa4\xc3\xa4v\xc3\xa4t niiden efektiivist\xc3\xa4 poikkipinta-alaa huimasti, ja takertumisvauhti kasvaa entisest\xc3\xa4\xc3\xa4n. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in p\xc3\xb6ly ja suuremmat kappaleet muodostavat tihe\xc3\xa4n ja eritt\xc3\xa4in ohuen kiekon p\xc3\xa4\xc3\xa4osin kaasusta koostuvan kertym\xc3\xa4kiekon sis\xc3\xa4lle. Aivan kiekon tasossa p\xc3\xb6lyn ja kaasun massatiheyksien suhde saa arvon v\xc3\xa4lill\xc3\xa4 10-100, kun tason ulkopuolella p\xc3\xb6lyn ja kaasun tiheydet ovat likimain samat. T\xc3\xa4m\xc3\xa4n "alikiekon" aine kiert\xc3\xa4\xc3\xa4 t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 Keplerin radoilla. Kaikkein suurimmat kappaleet painuvat kaikkein tarkimmin kiekon tasoon, sill\xc3\xa4 kaasun turbulenssit vaikuttavat kappaleisiin sit\xc3\xa4 v\xc3\xa4hemm\xc3\xa4n mit\xc3\xa4 suurempia ne ovat. P\xc3\xb6lyn rikastumista kiekon tasossa edesauttaa my\xc3\xb6s kaasusta aiheutuva kitka. Kun p\xc3\xb6ly on Keplerin radalla t\xc3\xa4hden ymp\xc3\xa4rill\xc3\xa4, mutta kaasuun vaikuttaa gravitaation lis\xc3\xa4ksi my\xc3\xb6s s\xc3\xa4teilypaine, syntyy tilanne, jossa kaasun kitka kuljettaa p\xc3\xb6lyhiukkasia kiekon sis\xc3\xa4osiin ja kiekon tasoon pitkienkin matkojen p\xc3\xa4\xc3\xa4st\xc3\xa4._NEWLINE_Kiekon kaasuun vaikuttaa paineesta aiheutuva pieni ulosp\xc3\xa4in suuntautuva voima, joka pienent\xc3\xa4\xc3\xa4 sen kokemaa gravitaatiopotentiaalia, ja siten kaasun nopeus t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4ll\xc3\xa4 radalla hiukan pienentyy. Kaikkein pienimm\xc3\xa4t kiinte\xc3\xa4t kappaleet kokevat saman voiman ja siten k\xc3\xa4ytt\xc3\xa4ytyv\xc3\xa4t kuten kaasu, mutta suuremmat noin metrin kokoluokkaan kuuluvat kappaleet ovat Keplerin radoilla, ja siksi kaasu aiheuttaa niihin pienen "vastatuulen". T\xc3\xa4m\xc3\xa4 ilmi\xc3\xb6 saa kappaleet putoamaan hiljalleen kohti t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 ja poistaa suuren m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4n raskaimpia aineita kertym\xc3\xa4kiekosta. Kun kappaleiden massa kasvaa t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksien seurauksena, niiden massan suhde efektiiviseen pinta-alaan kasvaa ja vastatuulen vaikutus pienenee merkityksett\xc3\xb6m\xc3\xa4ksi. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in kappaleiden koko on kasvanut jo tuhansiin metreihin. Vaikka paljon kiinteit\xc3\xa4 aineita poistuukin kiekosta, erikokoisten kappaleiden nopeuserot aikaansaavat runsaasti t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksi\xc3\xa4, kappaleet kasvavat nopeasti kriittisen suuruusluokan yli eik\xc3\xa4 kaikki kiinte\xc3\xa4 aine p\xc3\xa4\xc3\xa4se poistumaan kiekosta._NEWLINE_P\xc3\xb6lyhiukkasten voimakas rikastuminen kiekon tasoon ja niiden t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ily toistensa kanssa saavat lopulta aikaan useiden kilometrien kokoisia kappaleita, jotka jatkaessaan t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ily\xc3\xa4 kasvavat entisest\xc3\xa4\xc3\xa4n. T\xc3\xa4m\xc3\xa4 populaatio muodostaa protoplaneettojen siemenen, sill\xc3\xa4 lopulta pieni osa kappaleista v\xc3\xa4ist\xc3\xa4m\xc3\xa4tt\xc3\xa4 saavuttaa riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suuren koon, jotta gravitaation v\xc3\xa4lityksell\xc3\xa4 tapahtuvat vuorovaikutukset ovat mahdollisia. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in planeettojen syntyprosessi p\xc3\xa4\xc3\xa4see vauhtiin kertym\xc3\xa4kiekon k\xc3\xa4ytt\xc3\xa4ytymist\xc3\xa4 alkavat hallita ensimm\xc3\xa4iset protoplaneetat.\n_START_SECTION_\nKertym\xc3\xa4kiekkojen h\xc3\xa4vi\xc3\xa4minen\n_START_PARAGRAPH_\nT Tauri -t\xc3\xa4hti-vaiheeseen kuuluu ydinreaktioiden alkamisesta johtuva t\xc3\xa4hden voimakas kirkastuminen, jossa sen luminositeetti kasvaa yli kymmenkertaiseksi. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in my\xc3\xb6s t\xc3\xa4htituuli voimistuu vastaavasti ja voi siten olla syyllinen kaasun poistumiseen kertym\xc3\xa4kiekosta. Merkitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n lis\xc3\xa4n tuo my\xc3\xb6s voimakkaan UV-s\xc3\xa4teilyn aikaansaama fotoevaporaatio kiekon sis\xc3\xa4osissa. Ehdottomasti suurin osa kiekon kaasusta poistuu kuitenkin kiekon sis\xc3\xa4reunalta putoamalla t\xc3\xa4hteen._NEWLINE_Teoreettiset ennustukset antavat kertym\xc3\xa4kiekon elini\xc3\xa4lle arvoja v\xc3\xa4lill\xc3\xa4 1-50 miljoonaa vuotta. Asia on kuitenkin suurelta osin kiivaan keskustelun kohteena, eik\xc3\xa4 lopullisia johtop\xc3\xa4\xc3\xa4t\xc3\xb6ksi\xc3\xa4 voida viel\xc3\xa4 tehd\xc3\xa4. Havainnoista saatavat arviot, joissa vertaillaan kertym\xc3\xa4kiekosta t\xc3\xa4hteen putoavan aineen m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4\xc3\xa4 arvioituun t\xc3\xa4hden ik\xc3\xa4\xc3\xa4n, tukevat teoreettisia ennustuksia kiekon h\xc3\xa4vi\xc3\xa4misen aikaskaalasta. Mit\xc3\xa4\xc3\xa4n t\xc3\xa4sm\xc3\xa4llist\xc3\xa4 rajaa kaasun poistumisen takarajalle ei kuitenkaan voida asettaa.\n_START_SECTION_\nProtoplaneettojen muodostuminen\n_START_PARAGRAPH_\nSuurin ongelma planeettojen synnyn selitt\xc3\xa4misess\xc3\xa4 on aikaskaalojen yhteen sovittaminen. Tyypillisess\xc3\xa4 t\xc3\xa4hdess\xc3\xa4 ydinreaktiot k\xc3\xa4ynnistyv\xc3\xa4t noin 10\xe2\x81\xb5-10\xe2\x81\xb7 vuodessa, mink\xc3\xa4 j\xc3\xa4lkeen kaasun m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 on pudonnut niin pieneksi, ett\xc3\xa4 t\xc3\xa4hti kykenee puhaltamaan sen pois j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4st\xc3\xa4. J\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen synty riippuu eritt\xc3\xa4in kriittisesti ajasta saavuttaa noin kymmenen maan massan koko, jolloin ne voivat alkaa ker\xc3\xa4t\xc3\xa4 gravitaationsa avulla kaasua itseens\xc3\xa4 ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4st\xc3\xa4 kiekosta. Mik\xc3\xa4li kaasukiekko katoaa ennen kuin planeetat saavuttavat edell\xc3\xa4 mainitun kokoluokan, ei synny Jupiterin ja Saturnuksen kaltaisia j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettoja._NEWLINE_Protoplaneettojen synnylle on esitetty kaksi varteenotettavaa hypoteesia: gravitaatioluhistuminen on n\xc3\xa4ist\xc3\xa4 vaihtoehdoista toimiva, mik\xc3\xa4li planeettojen synnyn on tapahduttava nopeasti, sek\xc3\xa4 niin sanottu kasautumisteoria, jos planeettojen syntyyn on enemm\xc3\xa4n aikaa._NEWLINE_Gravitaatioluhistumisen mallissa kertym\xc3\xa4kiekon on oltava massaltaan riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suuri, jotta ep\xc3\xa4stabiili tilanne voi synty\xc3\xa4. Massaa vaaditaan t\xc3\xa4ll\xc3\xb6in noin kymmenen prosenttia Auringon massasta kymmenen AU:n sis\xc3\xa4ll\xc3\xa4. Jupiteria suurempi planeetta voi t\xc3\xa4ll\xc3\xb6in muodostua jopa tuhannessa vuodessa. Planeetan nopea muodostuminen on itse\xc3\xa4\xc3\xa4n vahvistava prosessi, sill\xc3\xa4 mit\xc3\xa4 suuremmaksi planeetta kasvaa sit\xc3\xa4 suuremmalta alueelta se voi ker\xc3\xa4t\xc3\xa4 ainetta itseens\xc3\xa4. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in kiekkoon ei ehdi muodostua aukkoa, ennen kuin planeetta saavuttaa merkitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n koon, esimerkiksi 1-20 Jupiterin massaa. Malli tuo kuitenkin mukanaan enemm\xc3\xa4n ongelmia kuin kykenee ratkaisemaan, joten sit\xc3\xa4 ei pidet\xc3\xa4 kovinkaan uskottavana vaihtoehtona. T\xc3\xa4ytt\xc3\xa4 varmuutta asiasta ei viel\xc3\xa4 ole._NEWLINE_Kasautumisen arvioidaan tyypillisesti kest\xc3\xa4v\xc3\xa4n noin kymmenen miljoonaa vuotta, jotta jupiterinkokoinen planeetta voisi synty\xc3\xa4. Ei ole varmaa, ett\xc3\xa4 kertym\xc3\xa4kiekossa on n\xc3\xa4in pitk\xc3\xa4n ajan j\xc3\xa4lkeen tarpeeksi kaasua j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetan syntymiseen, joten mallin voisi ennustaa tuottavan massaltaan pienempi\xc3\xa4 planeettoja. Pitk\xc3\xa4\xc3\xa4n aikaan on syyn\xc3\xa4 prosessin kaksivaiheisuus. Pienten kappaleiden on ensin lukuisten t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksien kautta muodostettava suurempia oligarkeiksi kutsuttuja kappaleita, joita aletaan my\xc3\xb6hemmin kutsua protoplaneetoiksi. T\xc3\xa4h\xc3\xa4n prosessiin kuluva aika on rajoittava tekij\xc3\xa4, joka venytt\xc3\xa4\xc3\xa4 muodostumiseen kuluvan ajan pitk\xc3\xa4ksi. Vasta kun jokin kappale on saavuttanut massan 10-20 Maan massaa, se on riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suuri voidakseen alkaa vet\xc3\xa4\xc3\xa4 kaasua puoleensa riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suurelta alueelta. T\xc3\xa4ss\xc3\xa4 toisessa vaiheessa planeetan massa kasvaa nopeasti suureksi ja j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen muodostuminen on mahdollista. Kaasun m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 on kuitenkin t\xc3\xa4ll\xc3\xb6in jo pienennyt ja syntyv\xc3\xa4t j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat j\xc3\xa4\xc3\xa4v\xc3\xa4t massaltaan pienemmiksi. Tyypillisesti planeetta kykenee imem\xc3\xa4\xc3\xa4n kaasua itseens\xc3\xa4 muutaman Hillin s\xc3\xa4teen p\xc3\xa4\xc3\xa4st\xc3\xa4._NEWLINE_P\xc3\xb6lyhiukkasiin kuuluvat kaikki hiukkaset, jotka ovat kiinte\xc3\xa4ss\xc3\xa4 olomuodossa. N\xc3\xa4in ollen j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n sis\xc3\xa4osissa vain silikaatit ja metallit voivat toimia planeettojen siemenin\xc3\xa4, kun taas ulommassa osassa j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4\xc3\xa4, rajana suunnilleen Jupiterin et\xc3\xa4isyys Auringosta, 5,2 AU, my\xc3\xb6s esimerkiksi vesi, metaani ja ammoniakki ovat kiinteiss\xc3\xa4 olomuodoissaan, ja siksi saatavilla olevan aineen m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 on paljon suurempi. Kun et\xc3\xa4\xc3\xa4mm\xc3\xa4ll\xc3\xa4 kappaleiden kulkemat radat ovat viel\xc3\xa4 merkitt\xc3\xa4v\xc3\xa4sti pitempi\xc3\xa4, nousee planeettojen rakennusaineiden m\xc3\xa4\xc3\xa4r\xc3\xa4 niin suureksi, ett\xc3\xa4 j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen syntyyn vaadittavien yli kymmenen maan massan ytimien muodostuminen on mahdollista. N\xc3\xa4ist\xc3\xa4 rajoituksista johtuen pidet\xc3\xa4\xc3\xa4n yleisesti j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen synty\xc3\xa4 planeettakuntien sis\xc3\xa4osissa mahdottomana, kun taas ulko-osissa, t\xc3\xa4m\xc3\xa4n niin kutsutun j\xc3\xa4\xc3\xa4rajan ulkopuolella j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen synty voi olla jopa v\xc3\xa4ist\xc3\xa4m\xc3\xa4t\xc3\xb6n lopputulos.\n_START_SECTION_\nProtoplaneettojen vuorovaikutus kertym\xc3\xa4kiekon kanssa\n_START_PARAGRAPH_\nJotta protoplaneetta voisi saavuttaa Jupiterin koon, sen on synnytt\xc3\xa4v\xc3\xa4 ennen kuin kaasu ehtii haihtua kertym\xc3\xa4kiekosta. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in protoplaneetta kokee t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 kiert\xc3\xa4ess\xc3\xa4\xc3\xa4n kaasukiekon gravitaatiopotentiaalin, joka hiljalleen pienent\xc3\xa4\xc3\xa4 sen radan isoakselia mutta vaikuttaa my\xc3\xb6s eksentrisyyteen ja inklinaatioon pienent\xc3\xa4m\xc3\xa4ll\xc3\xa4 niit\xc3\xa4kin. Pienemm\xc3\xa4t kappaleet, joita kiekossa on v\xc3\xa4ist\xc3\xa4m\xc3\xa4tt\xc3\xa4 runsaasti, vaikuttavat p\xc3\xa4invastaisella tavalla. Ne kasvattavat eksentrisyytt\xc3\xa4 ja inklinaatiota eik\xc3\xa4 planeetan rata siten pysy samanlaisena, vaan sen muoto muuttuu jatkuvasti._NEWLINE_Kun kiekon sis\xc3\xa4ll\xc3\xa4 on kohtalaisen suuri protoplaneetta, se vuorovaikuttaa kiekon kanssa my\xc3\xb6s toisella tavalla. Se synnytt\xc3\xa4\xc3\xa4 kiekkoon spiraalin muotoisia tiheysaaltoja, jotka etenev\xc3\xa4t kiekossa ja kuljettavat energiaa sek\xc3\xa4 kiertoimpulssia. Kiertoimpulssi kulkeutuu ulosp\xc3\xa4in, ensin kiekon sis\xc3\xa4osista planeetalle ja edelleen planeetalta ulommalle kiekolle. Lis\xc3\xa4ksi erilaiset resonanssit kiekon kaasun kanssa voivat vaikuttaa planeetan eksentrisyyteen pienent\xc3\xa4m\xc3\xa4ll\xc3\xa4 sit\xc3\xa4 hyvin l\xc3\xa4helle ympyr\xc3\xa4rataa._NEWLINE_Kiertoimpulssin kulkeutuminen ulosp\xc3\xa4in tarkoittaa sit\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 planeetan kiertoimpulssi pienenee eli sen radan isoakseli pienenee. Planeetan kulkeutuminen eli migraatio kohti t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 voi olla prosessin alkuvaiheessa hyvinkin nopeaa. Vauhti kuitenkin hidastuu, mik\xc3\xa4li planeetan massa on suuri ja se kykenee muodostamaan kiekkoon aukon, jolloin radiaalinen migraatio voi pys\xc3\xa4hty\xc3\xa4 kokonaan tai jopa vaihtaa suuntaa riippuen kiekon fysikaalisista ominaisuuksista. Mik\xc3\xa4li planeetta ei ole massaltaan riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suuri, jotta aukko voisi muodostua, sen migraatio sis\xc3\xa4\xc3\xa4np\xc3\xa4in jatkuu ja se voi pys\xc3\xa4hty\xc3\xa4 vasta aivan l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 t\xc3\xa4hte\xc3\xa4, miss\xc3\xa4 kertym\xc3\xa4kiekon sis\xc3\xa4reuna tulee vastaan ja planeetan vuorovaikutus kertym\xc3\xa4kiekon kanssa lakkaa. T\xc3\xa4h\xc3\xa4n kuluvan ajan on yleisesti arvioitu olevan suuruusluokaltaan noin tuhat vuotta._NEWLINE_Migraatio on nykyisell\xc3\xa4\xc3\xa4n hyv\xc3\xa4ksytty planeettojen synnyn vaiheeksi, jonka l\xc3\xa4hes kaikki j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat k\xc3\xa4yv\xc3\xa4t l\xc3\xa4pi ja sit\xc3\xa4 kokevat planeetat on tyypillisesti jaettu kolmeen eri luokkaan. Luokka I koostuu protoplaneetoista, jotka ovat liian kevyit\xc3\xa4 avatakseen kiekkoon aukkoa eik\xc3\xa4 mik\xc3\xa4\xc3\xa4n pys\xc3\xa4yt\xc3\xa4 niiden sis\xc3\xa4\xc3\xa4np\xc3\xa4in suuntautuvaa migraatiota. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in ne kulkeutuvat eritt\xc3\xa4in l\xc3\xa4helle t\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n, jolloin t\xc3\xa4hden vuorovesivoimat repiv\xc3\xa4t planeetan kappaleiksi ja planeetta tuhoutuu. Luokan II planeetat kulkeutuvat my\xc3\xb6s l\xc3\xa4helle t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 ja kokevat t\xc3\xa4hden voimakkaat vuorovesivoimat, mutta eiv\xc3\xa4t tuhoudu kokonaan, vaan j\xc3\xa4\xc3\xa4v\xc3\xa4t kiert\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 radalle, jonka isoakseli on eritt\xc3\xa4in pieni, tyypillisesti noin 0,05 AU. Luokan III planeetat eiv\xc3\xa4t kulkeudu l\xc3\xa4helle t\xc3\xa4hte\xc3\xa4, vaan kokevat vain v\xc3\xa4h\xc3\xa4n migraatiota. Esimerkiksi Aurinkokunnan j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettoja voidaan pit\xc3\xa4\xc3\xa4 Luokan III planeettoina, jotka kiert\xc3\xa4v\xc3\xa4t suunnilleen samalla radalla, jolle ne j\xc3\xa4iv\xc3\xa4t migraation loputtua ja kaasukiekon haihduttua Auringon ymp\xc3\xa4rilt\xc3\xa4._NEWLINE_Aukon muodostuminen kiekkoon saattaa olla kriittinen tekij\xc3\xa4, joka est\xc3\xa4\xc3\xa4 planeettoja kulkeutumasta liian l\xc3\xa4helle t\xc3\xa4hte\xc3\xa4 ja mahdollistaa siten omamme kaltaisten planeettakuntien olemassaolon. Kun kiekkoon muodostuu aukko planeetan radan ymp\xc3\xa4rille, kiertoimpulssin siirto planeetalle tai silt\xc3\xa4 pois muuttuu eritt\xc3\xa4in hitaaksi ja planeetta voi siten pysy\xc3\xa4 kohtalaisen kaukana t\xc3\xa4hdest\xc3\xa4\xc3\xa4n koko kriittisen kaasukiekon elini\xc3\xa4n ajan. Riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4 massa aukon muodostumiselle on noin Saturnuksen massan verran, joka on noin 0,3 Jupiterin massaa, ja siten Saturnuskin olisi voinut muodostaa kiekkoon aukon ja pysytell\xc3\xa4 l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 syntysijojaan. Aukon muodostuminen voi kuitenkin johtaa my\xc3\xb6s eritt\xc3\xa4in nopeaan migraatioon, jossa planeetan radan isoakseli puolittuu kymmenen ratakierroksen aikana riippuen kriittisesti kaasukiekon tiheydest\xc3\xa4._NEWLINE_On my\xc3\xb6s mahdollista, ett\xc3\xa4 planeettojen koolla on yl\xc3\xa4raja, joka aiheutuu planeetan kiekkoon tekem\xc3\xa4st\xc3\xa4 aukosta. Kun aukko kasvaa riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suureksi, aineen kertyminen planeettaan voi lakata kokonaan ja tuloksena on suuri planeetta, joka ei en\xc3\xa4\xc3\xa4 pysty kasvattamaan massaansa, koska ainetta ei ole en\xc3\xa4\xc3\xa4 j\xc3\xa4ljell\xc3\xa4 sen l\xc3\xa4hiymp\xc3\xa4rist\xc3\xb6ss\xc3\xa4. Ei ole varmaa, onko t\xc3\xa4llaista rajaa olemassa ja miten kertym\xc3\xa4kiekon tiheysprofiili ja massa vaikuttavat siihen, mutta mahdollinen enimm\xc3\xa4ismassa voi olla noin kymmenen Jupiterin massan tienoilla.\n_START_SECTION_\nEri tyyppisten planeettojen synty\n_START_PARAGRAPH_\nKun pienet kappaleet t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ilev\xc3\xa4t satunnaisesti kertym\xc3\xa4kiekon sis\xc3\xa4ll\xc3\xa4, ne takertuvat herk\xc3\xa4sti toisiinsa. Mit\xc3\xa4 suurempi kappaleen massa on sit\xc3\xa4 suuremmalla todenn\xc3\xa4k\xc3\xb6isyydell\xc3\xa4 se t\xc3\xb6rm\xc3\xa4\xc3\xa4 muihin kappaleisiin. Siten protoplaneettojen muodostumisessa syntyy vaihe, jossa suurin osa massasta kertyy vain muutamalle sadalle kappaleelle. T\xc3\xa4m\xc3\xa4 on niin sanottu harvainvaltavaihe. Massiivisemmat kappaleet aiheuttavat ymp\xc3\xa4r\xc3\xb6iv\xc3\xa4\xc3\xa4n populaatioon enemm\xc3\xa4n dynaamista kitkaa ja muuttavat pienempien kappaleiden ratoja voimakkaimmin ja voivat siten t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksien kautta kasvattaa massaansa kiihtyv\xc3\xa4ll\xc3\xa4 vauhdilla. Riitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n suuren massan saavutettuaan kappaleiden l\xc3\xa4hiymp\xc3\xa4rist\xc3\xb6ss\xc3\xa4 ei ole en\xc3\xa4\xc3\xa4 tarpeeksi ainetta, ja niiden kasvu pys\xc3\xa4htyy. N\xc3\xa4in j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4\xc3\xa4n j\xc3\xa4\xc3\xa4 l\xc3\xa4hekk\xc3\xa4isille radoille runsaasti kappaleita, joita voidaan kutsua protoplaneetoiksi. T\xc3\xa4m\xc3\xa4n vaiheen saavuttamiseen kuluvaksi ajaksi on arvioitu noin satatuhatta vuotta j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n sis\xc3\xa4osissa ja 10 miljoonaa vuotta kauempana keskustasta, mik\xc3\xa4 saattaa olla ongelmallista, sill\xc3\xa4 10 miljoonaa vuotta on oletettu olevan kaasukiekon elinik\xc3\xa4 eik\xc3\xa4 siksi ole varmaa, ett\xc3\xa4 j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat ehtisiv\xc3\xa4t muodostua._NEWLINE_Erityisesti kiinteiden aineiden muodostaman alikiekon tiheys vaikuttaa eritt\xc3\xa4in kriittisesti planeettojen syntyyn ja varsinkin syntyvien planeettojen tyyppiin. Paksu kiekko voi mahdollistaa usean Jupiterin kaltaisen planeetan synnyn, jolloin my\xc3\xb6s Uranuksen kaltaisia planeettoja syntyy useita j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n ulko-osiin. Eritt\xc3\xa4in ohut kiekko voi puolestaan est\xc3\xa4\xc3\xa4 j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen synnyn kokonaan, mutta maankaltaisten planeettojen synty\xc3\xa4 ei pieni kiekon tiheys n\xc3\xa4yt\xc3\xa4 est\xc3\xa4v\xc3\xa4n ainakaan tietokonesimulaatioiden perusteella.\n_START_SECTION_\nKuumat j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat\n_START_PARAGRAPH_\nVuorovaikutus kaasukiekon kanssa voi kuljettaa j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettoja kaukaa niiden syntyalueelta l\xc3\xa4helle t\xc3\xa4hte\xc3\xa4. Planeettoja, joiden radan isoakseli on pienempi kuin 0,10 AU, kutsutaan kuumiksi j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetoiksi, kuumiksi jupitereiksi tai 51 Pegasi -tyyppisiksi planeetoiksi ensimm\xc3\xa4isen l\xc3\xb6ydetyn eksoplaneetan mukaan. Hyvin monia kuumia jupitereita on havaittu - joitain t\xc3\xa4htien kirkkauden muutosten perusteella, kun planeetat piment\xc3\xa4v\xc3\xa4t keskust\xc3\xa4htens\xc3\xa4 kulkiessaan t\xc3\xa4htien kiekkojen yli._NEWLINE_Kuumien j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen synty on ymm\xc3\xa4rrett\xc3\xa4viss\xc3\xa4 luokan II migraatiota kokevien planeettojen avulla. Ne vaeltavat l\xc3\xa4helle t\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n, miss\xc3\xa4 kaasukiekon sis\xc3\xa4reuna tulee vastaan ja migraatio loppuu. Massan vuoto t\xc3\xa4hteen voi lis\xc3\xa4ksi kasvattaa radan isoakselia hiukan, joten planeetat eiv\xc3\xa4t tuhoudu kaikissa tapauksissa. Luokan II planeetat p\xc3\xa4\xc3\xa4tyv\xc3\xa4t niin l\xc3\xa4helle t\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n, ett\xc3\xa4 s\xc3\xa4teily l\xc3\xa4mmitt\xc3\xa4\xc3\xa4 niiden pinnat korkeisiin l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tiloihin. Tyypillisesti kuumien j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tilat voivat nousta jopa tuhanteen kelviniin. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in my\xc3\xb6s niiden halkaisijat ovat huomattavan suuria, kun niit\xc3\xa4 verrataan oman aurinkokuntamme j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettoihin. On todenn\xc3\xa4k\xc3\xb6ist\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 t\xc3\xa4hden s\xc3\xa4teilyn aikaansaama korkea l\xc3\xa4mp\xc3\xb6tila est\xc3\xa4\xc3\xa4 kaasukeh\xc3\xa4\xc3\xa4 puristumasta kokoon yht\xc3\xa4 suuressa m\xc3\xa4\xc3\xa4rin kuin Jupiterin ja Saturnuksen tapauksissa. HD 209458b on ensimm\xc3\xa4inen planeetta, jonka s\xc3\xa4de saatiin m\xc3\xa4\xc3\xa4ritetty\xc3\xa4, kun sen t\xc3\xa4hden ylikulku saatiin ensimm\xc3\xa4ist\xc3\xa4 kertaa mitattua fotometrisesti. Sen massa on vain 0,62 Jupiterin massaa mutta s\xc3\xa4de on selv\xc3\xa4sti Jupiterin s\xc3\xa4dett\xc3\xa4 suurempi (1,43-kertainen).\n_START_SECTION_\nMuut planeettatyypit\n_START_PARAGRAPH_\nMuiden planeettatyyppien olemassaololla voi toistaiseksi vain spekuloida, mutta viime aikoina on saatu ep\xc3\xa4suoria viitteit\xc3\xa4 my\xc3\xb6s muiden perinteisest\xc3\xa4 n\xc3\xa4k\xc3\xb6kulmasta eriskummallisten planeettojen olemassaolosta._NEWLINE_Pienen, noin 14 maapallon kokoisen, planeetan l\xc3\xb6ytyminen eritt\xc3\xa4in l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 t\xc3\xa4hte\xc3\xa4\xc3\xa4n toi esille mahdollisuuden uudenlaisen planeettatyypin olemassaolosta. Koska moni planeetta on havaittu radalla, jonka isoakseli on paljon pienempi kuin t\xc3\xa4m\xc3\xa4n 14 maan massan planeetan, on todenn\xc3\xa4k\xc3\xb6ist\xc3\xa4, ett\xc3\xa4 se ei ole miss\xc3\xa4\xc3\xa4n vaiheessa luovuttanut ainetta t\xc3\xa4hteens\xc3\xa4 ja on siten s\xc3\xa4ilytt\xc3\xa4nyt alkuper\xc3\xa4isen kokonsa. Jos nykyinen planeettojen syntyteoria pit\xc3\xa4\xc3\xa4 paikkansa, t\xc3\xa4m\xc3\xa4 planeetta ei ole saavuttanut kriittist\xc3\xa4 massaa, joka vaaditaan kaasuvaipan ker\xc3\xa4\xc3\xa4miseen kertym\xc3\xa4kiekosta, ja koostuu siksi j\xc3\xa4\xc3\xa4st\xc3\xa4 tai kivest\xc3\xa4 tai niiden yhdistelm\xc3\xa4st\xc3\xa4. On siis mahdollista, ett\xc3\xa4 jopa koko planeetta koostuu kivest\xc3\xa4 ja raskaammista aineista, mit\xc3\xa4 tukee sen is\xc3\xa4nt\xc3\xa4t\xc3\xa4hden eritt\xc3\xa4in korkea metallipitoisuus. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in kyseess\xc3\xa4 olisi \xc3\xa4\xc3\xa4rimm\xc3\xa4isen massiivinen kiviplaneetta. On my\xc3\xb6s mahdollista, ett\xc3\xa4 planeetta koostuu p\xc3\xa4\xc3\xa4osin j\xc3\xa4\xc3\xa4st\xc3\xa4 ja vedest\xc3\xa4. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in sen on t\xc3\xa4ytynyt synty\xc3\xa4 kaukana "j\xc3\xa4\xc3\xa4rajan" takana, jolloin planeettaa voisi kutsua Uranuksen ja Neptunuksen tyyppiseksi planeetaksi, joka on vain j\xc3\xa4\xc3\xa4nyt hiukan n\xc3\xa4it\xc3\xa4 pienemm\xc3\xa4ksi kooltaan. On mahdollista, ett\xc3\xa4 t\xc3\xa4llaisia planeettoja on useissa j\xc3\xa4rjestelmiss\xc3\xa4 ja niiden tunnusmerkkin\xc3\xa4 on paksu nestem\xc3\xa4isest\xc3\xa4 vedest\xc3\xa4 koostuva vaippa.\n_START_SECTION_\nKuiden synty\n_START_PARAGRAPH_\nPlaneettoja kiert\xc3\xa4v\xc3\xa4t kappaleet, kuut lienev\xc3\xa4t syntyneen hieman eri tavoin eri tapauksissa. Nykyk\xc3\xa4sityksen mukaan Maan Kuu syntyi, kun hieman nykyist\xc3\xa4 pienemp\xc3\xa4\xc3\xa4n alku-Maahan t\xc3\xb6rm\xc3\xa4si suunnilleen Marsin kokoinen protoplaneetta. T\xc3\xb6rm\xc3\xa4ys synnytti Maan ymp\xc3\xa4rille kuuman renkaan, jossa mineraalit olivat kaasuna. T\xc3\xa4st\xc3\xa4 kaasusta tiivistyi ensin materiajyvi\xc3\xa4 ja kivi\xc3\xa4, joista syntyi keskin\xc3\xa4isiss\xc3\xa4 t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksiss\xc3\xa4 Kuu. Muiden planeettojen kuut saattavat selitty\xc3\xa4 samoilla tavoin. Marsin kuita on pitk\xc3\xa4\xc3\xa4n pidetty siepattuina asteroideina, uudemman teorian mukaan ne olisivat syntyneet Marsiin t\xc3\xb6rm\xc3\xa4nneen kappaleen sinkoamasta aineesta eli samaan tapaan kuin Maan Kuu. J\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen ulommat kuut lienev\xc3\xa4t siepattuja alkujaan Aurinkoa kiert\xc3\xa4neit\xc3\xa4 pienkappaleita. J\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen kuiden synty\xc3\xa4 on koetettu selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 my\xc3\xb6s noihin planeettoihin kasautumisvaiheessa sy\xc3\xb6ksyv\xc3\xa4n aineen tiivistymisell\xc3\xa4 kuiksi. Mutta yht\xc3\xa4 hyvin j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojenkin kuiden synty\xc3\xa4 voi koettaa selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 samalla tavalla kuin Maan Kuun synty\xc3\xa4. Jupiterin sisemm\xc3\xa4t galileilaiset kuut ovat tihe\xc3\xa4mpi\xc3\xa4 kuin ulommat, mink\xc3\xa4 syntyteorian olisi kyett\xc3\xa4v\xc3\xa4 selitt\xc3\xa4m\xc3\xa4\xc3\xa4n. Er\xc3\xa4\xc3\xa4n n\xc3\xa4kemyksen mukaan Jupiter olisi ollut alussa kuuma, ja haihduttanut esimerkiksi Ion raskaat aineet pois. Toisen n\xc3\xa4kemyksen mukaan aurinkokunnan syntyvaiheessa l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 Jupiteria oli tihe\xc3\xa4mpi meteoriittipommitus kuin kauempana Jupiterista. Tihe\xc3\xa4mpi meteoriittipommitus haihdutti Ion aineet pois. Voidaan my\xc3\xb6s olettaa vuorovesivoimien kuumentaneet Ioa enemm\xc3\xa4n kuin muita Jupiterin kuita.\n_START_SECTION_\nPlaneettojen vuorovaikutukset\n_START_PARAGRAPH_\nKun planeetat ovat muodostuneet, niiden keskin\xc3\xa4iset vetovoima vuorovaikutukset alkavat hallita planeettaj\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4n kehityst\xc3\xa4. J\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen migraatio voi tuoda ne niin l\xc3\xa4helle toisiaan, ett\xc3\xa4 keskin\xc3\xa4iset vetovoimavuorovaikutukset kasvattavat niiden soikeutta huomattavasti._NEWLINE_Mahdollisena mekanismina toimii resonanssien aiheuttama eksentrisyyden kasvaminen, kun planeetat p\xc3\xa4\xc3\xa4tyv\xc3\xa4t esimerkiksi 1:2 tai 1:3 resonansseihin. Resonanssit aiheuttavat sen, ett\xc3\xa4 planeetat ovat s\xc3\xa4\xc3\xa4nn\xc3\xb6llisin v\xc3\xa4liajoin l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 toisiaan aina samoissa ratojen kohdissa, mik\xc3\xa4 muuttaa nopeasti molempien vuorovaikuttavien planeettojen ratoja. Jos resonoivia planeettoja on monia, kuvio mutkistuu. T\xc3\xa4llaisia 1:3 ja 1:2 resonoivia j\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4 on havaittu viime vuosina t\xc3\xa4htien ymp\xc3\xa4rilt\xc3\xa4. Eksentrisyydet eli soikeudet voivat my\xc3\xb6s kasvaa ilman resonansseja, mutta t\xc3\xa4ll\xc3\xb6inkin mekanismina on kahden tai useamman suurimassaisen planeetan vuorovaikutus._NEWLINE_Kuumat j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat saavat mielenkiinnon kohdistumaan niiden vuorovaikutukseen maankaltaisten planeettojen kanssa. Kun j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetta kokee migraatiota ja vaeltaa koko sisemm\xc3\xa4n aurinkokunnan l\xc3\xa4pi, se v\xc3\xa4ist\xc3\xa4m\xc3\xa4tt\xc3\xa4 vaikuttaa voimakkaasti kaikkien maankaltaisten planeettojen ratoihin. Osa planeetoista t\xc3\xb6rm\xc3\xa4\xc3\xa4 j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettaan tai t\xc3\xa4hteen mutta huomattava osa niist\xc3\xa4 voi pysy\xc3\xa4 j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4ss\xc3\xa4 ja j\xc3\xa4\xc3\xa4d\xc3\xa4 alkuper\xc3\xa4isi\xc3\xa4 ratojaan muistuttaville ympyr\xc3\xa4radoille, joten maankaltaisten planeettojen esiintyminen on mahdollista my\xc3\xb6s j\xc3\xa4rjestelmiss\xc3\xa4, joista on havaittu kuuma j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetta._NEWLINE_Jo l\xc3\xb6ydettyjen planeettakuntien liikeominaisuuksia on tutkittu. Ne ovat osoittautuneet j\xc3\xa4rjestelm\xc3\xa4llisesti vakaiksi kokonaisuuksiksi, vaikka niiden rata-arvoissa ja erityisesti massoissa on suuria ep\xc3\xa4varmuuksia. Planeettojen ratojen vakaus on t\xc3\xa4rke\xc3\xa4\xc3\xa4, sill\xc3\xa4 j\xc3\xa4rjestelmiss\xc3\xa4 olevien maankaltaisten planeettojen ja nimenomaan elinkelpoisten planeettojen olemassaolo on mahdollista vain, jos stabiilisuus on kestoltaan pitemp\xc3\xa4\xc3\xa4 kuin niiden muodostumiseen kuluva aika.\n_START_SECTION_\nPlaneettojen vaelteluista\n_START_PARAGRAPH_\n2000-luvun j\xc3\xa4lkipuoliskolla tutkijat oivalsivat planeettojen varhaisen vaeltelun_NEWLINE_selitt\xc3\xa4v\xc3\xa4n monia aurinkokunnan piirteit\xc3\xa4. Vaelteluteorioiden mukaan planeetat vaeltelivat laajalla alueella Aurinkokunnassa, saattoivat vaihtaa paikkaakin tai sinkoutua pois Aurinkokunnasta.\n_START_SECTION_\nNizzan malli ja "Grand Track "\n_START_PARAGRAPH_\nAlessandro Morbidelli ja muut tutkijat loivat niin sanotun Nizzan mallin, jonka mukaan Uranus ja Neptunus ehtiv\xc3\xa4t muodostua, koska syntyiv\xc3\xa4t nykyist\xc3\xa4 l\xc3\xa4hemp\xc3\xa4n\xc3\xa4 Aurinkoa ja vaelsivat niin sanottujen migraatiomekanismien avulla ulommas._NEWLINE_T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in selittyy my\xc3\xb6s Kuiperin vy\xc3\xb6hyke, josta ulosp\xc3\xa4in vaeltavat planeetat imiv\xc3\xa4t ja sinkosivat vetovoimallaan ensimm\xc3\xa4iset taivaankappaleet pois._NEWLINE_Morbidellin mukaan Uranus ja Neptunus ehk\xc3\xa4 vaihtoivat paikkoja kesken\xc3\xa4\xc3\xa4n_NEWLINE_Uusien "Grand Track"-ajatusten mukaan Jupiter ja Saturnus vaelsivat Aurinkokunnassa ensin sis\xc3\xa4\xc3\xa4np\xc3\xa4in et\xc3\xa4isyydelle 1,5 AU. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in n\xc3\xa4iden planeettojen vetovoima puristi kiviplanetesimaalien radat kapeaan renkaaseen. Saturnus otti Jupiteria kiinni. Sitten Jupiter ja Saturnus alkoivat vaeltaa ulosp\xc3\xa4in, kun niiden v\xc3\xa4linen rataresonanssi muuttui._NEWLINE_Er\xc3\xa4\xc3\xa4ss\xc3\xa4 vaiheessa Jupiterin ja Saturnuksen radat olivat soikeita, ja ne ajoivat Uranuksen ja Neptunuksen ulommas. T\xc3\xa4m\xc3\xa4 aiheutti Maan pinnalla noin 3,8 miljardia vuotta sitten tapahtuneen asteroidipommituksen, sill\xc3\xa4 Uranus ja Neptunus ajoivat asteroideja aurinkokunnan ulko-osista sis\xc3\xa4osiin.\n_START_SECTION_\nT\xc3\xa4ydent\xc3\xa4vi\xc3\xa4 ja eroavia teorioita\n_START_PARAGRAPH_\nEri tutkijat ovat esitt\xc3\xa4neet edellisest\xc3\xa4 mallista eroavia ajatuksia._NEWLINE_Kalifornian yliopiston tutkijan Brad Hansenin mukaan kiviplaneetat Merkurius, Venus, Maa ja Mars syntyiv\xc3\xa4t melko ohuessa renkaassa, ei leve\xc3\xa4ss\xc3\xa4 kiekossa. Hansenin tekemien tietokonelaskelmien mukaan massiivisemmat Maa ja Venus syntyiv\xc3\xa4t renkaan laidoilla, ja pienemm\xc3\xa4t Merkurius ja Mars renkaan keskell\xc3\xa4. Teoria selitt\xc3\xa4\xc3\xa4 Merkuriuksen ja Marsin soikeat radat t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksen tuloksena syntyneiksi. Hansenin mukaan Venus olisi syntynyt suunnilleen nykyisell\xc3\xa4 et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4, mutta Merkurius v\xc3\xa4lill\xc3\xa4 0,7-1 AU ja Mars v\xc3\xa4lill\xc3\xa4 0,7-1 AU, sek\xc3\xa4 Maa suunnilleen nykyisell\xc3\xa4 1 AU et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4. Mallin mukaan kiviplaneettojen ominaisuudet olisivat melko samanlaisia. Mutta toiset tutkijat v\xc3\xa4itt\xc3\xa4v\xc3\xa4t puolestaan Venuksen ja Maan syntyneen rankaan tihe\xc3\xa4ss\xc3\xa4 keskiosassa._NEWLINE_David Nesvorny on tehnyt tietokoneella laskelmia aurinkokunnan synnyst\xc3\xa4 mm. kokeillen erilaisilla j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettojen m\xc3\xa4\xc3\xa4rill\xc3\xa4. Nesvornyn tekemien laskujen mukaan aurinkokunnan ominaisuudet selittyv\xc3\xa4t parhaiten siten, ett\xc3\xa4 oli alkujaan viisi j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettaa, joista yksi noin Neptunuksen kokoinen on sinkoutunut pois. Nelj\xc3\xa4n j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetan laskelmissa nelj\xc3\xa4 planeettaa s\xc3\xa4ilyy yleens\xc3\xa4 vain 1/10 tapauksista. Eri kokoisia planeettoja t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ili j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettoihin. Mm Jupiterin ytimen pieni koko ja kemiallinen koostumus selittyv\xc3\xa4t planeettojen t\xc3\xb6rm\xc3\xa4yksiss\xc3\xa4. Pienet t\xc3\xb6rm\xc3\xa4ykset lis\xc3\xa4siv\xc3\xa4t planeetan vaipan metallipitoisuutta, ja suuret ytimen massaa._NEWLINE_Hansenin mukaan Jupiter olisi syntynyt hieman nykyist\xc3\xa4 ulompana, et\xc3\xa4isyydell\xc3\xa4 5,5 AU, Saturnuksen, Neptunuksen ja Uranuksen syntyet\xc3\xa4isyydet olisivat 8,2, 11-12 ja 14-17 AU. Planeettojen paikan pysyminen ja vaellukset riippuivat rataresonansseista ja massoista. Esimerkiksi Jupiter ja Saturnus pysyiv\xc3\xa4t aurinkokunnan ulkovy\xc3\xb6hykkeell\xc3\xa4, koska Saturnus on kevyempi kuin Jupiter. Jos massasuhde olisi ollut toisin, planeetat olisivat vaeltaneet Auringon l\xc3\xa4helle. Alussa j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat olivat l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 toisiaan.\n_START_SECTION_\nEri tyyppisten materiakiekkojen kehitys\n_START_PARAGRAPH_\nTutkijoiden mukaan siihen millainen planeettakunta syntyy vaikuttaa muun muassa sen l\xc3\xa4hteen\xc3\xa4 olevan kertym\xc3\xa4kiekon massa, sitkeys eli viskositeetti ja alkuainekoostumus. Yleens\xc3\xa4 ajatellaan metallipitoisten planeettakuntien synnytt\xc3\xa4v\xc3\xa4n ymp\xc3\xa4rilleen suurempia planeettoja. Joidenkin tutkijoiden mielest\xc3\xa4 hyvin massiivisissa tiheiss\xc3\xa4 kiekoissa syntyy nopeasti j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettoja kiekosta suoraan kutistumalla kiekkoep\xc3\xa4vakaisuusteorian mukaisesti. N\xc3\xa4in k\xc3\xa4y HL Taurin tyyppisiss\xc3\xa4 j\xc3\xa4rjestelmiss\xc3\xa4. Edward Thommesin tutkimusten mukaan suurimassaisesta, pienisitkoisesta kiekosta syntyy _NEWLINE_suuria j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneettoja soikeille, ep\xc3\xa4vakaille radoille. T\xc3\xa4m\xc3\xa4n tyyppisi\xc3\xa4 eksoplaneettaj\xc3\xa4rjestelmi\xc3\xa4h\xc3\xa4n on havaittu. Toisaalta pienimassainen, korkeasitkoinen kiekko synnytt\xc3\xa4\xc3\xa4 monia kiviplaneettoja ep\xc3\xa4vakaille radoille. T\xc3\xa4ll\xc3\xb6in kiekon kaasu loppuu nopeasti, ja j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isplaneetat eiv\xc3\xa4t ehdi synty\xc3\xa4. Kummatkaan edell\xc3\xa4 mainituista j\xc3\xa4rjestelmist\xc3\xa4 eiv\xc3\xa4t sovi el\xc3\xa4m\xc3\xa4lle. Aurinkokunnan synnytt\xc3\xa4nyt kiekko oli t\xc3\xa4m\xc3\xa4n teorian mukaan edellisten v\xc3\xa4limuoto, eli alkuaurinkosumukiekon sitkoisuus ja kiekon massa olivat keskinkertaiset. Tutkimusten mukaan Aurinkokunnan tyyppinen kiviplaneettoja ja j\xc3\xa4ttil\xc3\xa4isi\xc3\xa4 sis\xc3\xa4lt\xc3\xa4v\xc3\xa4 ympyr\xc3\xa4\xc3\xa4 l\xc3\xa4hell\xc3\xa4 olevia planeettaratoja sis\xc3\xa4lt\xc3\xa4v\xc3\xa4 planeettakunta syntyisi vain 1\xc2\xa0%:lle planeettakunnista.'