|
Perinteisesti on ajateltu että jättiläisplaneettojen synty tapahtui jossain 5–10 [[AU]] etäisyydellä, missä oli tiheässä jäisiä, hiilivedystä koostuvia tervaisia ja kivisiä kappaleita noin 10–15 g/cm² [[pintatiheys|pintatiheydellä]]. Kaasua saattoi olla 5*10<sup>-11</sup> g/cm-3.<ref>www.astro.northwestern.edu/AspenW05/Talks/Laughlin.pdf</ref> Erään laskelman mukaan pintatiheys ulkoplaneettojen kohdalla saattoi olla 2x [[minimimassainen aurinkosumu|minimimassaisen aurinkosumun]] verran. Tällöin tietokonelaskelmat tuottavat miltei oikeanlaisia planeettoja lukuun ottamatta sitä, että Jupiterille tulee liian raskas ydin<ref name="garbegie_giant">[http://www.dtm.ciw.edu/users/chambers/chambers_planform.html Planet Formation Giant planet formation] Department of Terrestrial Magnetism, Carnegie Institution of Washington</ref>. Jupiterin kevyt ydin selitetään nykyään suurella [[oligarkkivaihe]]en törmäyksellä, joka tuhosi osan Jupiterin ytimestä<ref>Tähdet ja avaruus, lokakuu 2008</ref>.
=== Eksoplaneetat ===
[[Spektrometri]]llä ja [[ylikulkumenetelmä]]llä havaituissa [[eksoplaneetta|eksoplaneetoissa]] on massiivisia [[eksentrinen jupiter|soikeilla radoilla kiertäviä jupitereita]], ja lähellä keskustähteään kiertäviä [[kuuma jupiter|kuumia jupitereita]]. Eksoplaneetat [[migraatioteoria|vaelsivat]] kohti keskustähteään niissä esiplanetaarisissa kiekoissa, joissa oli suuri määrä [[planetesimaali|planetesimaaleja]]. Näiden [[tähden metallipitoisuus|keskustähtien metallipitoisuus]] eli käytännössä raskaiden aineiden osuus oli suuri. Raskaista tähteä ja planeettoja edeltävän sumun aineista syntyi [[silikaatti]]pitoista kivipölyä ja planeettojen rautaytimien rakennusaineita, sekä jäätä. Koska planeetat ja tähti ovat syntyneet samasta pöly- ja metallipitoisesta kaasumassasta, metallipitoislle tähdille saattoi syntyä enemmän raaka-ainetta, [[planetesimaali|planetesimaaleja]],
eli tiheä esiplanetaarinen kiekko.
Suuri planetesimaalien määrä ajoi planeettoja lähelle keskustähteä [[migraatiomekanismi]]n avulla, ja myös soikeille radoille.<ref>online.kitp.ucsb.edu/online/planetf_c04/kokubo/pdf/Kokubu1.pdf</ref> Niinpä metallipitoislle tähdille syntyy tavallista useammmin planeettakunta, jossa on muutamia soikeilla radoille kiertäviä planeettoja, tai lähellä keskustähteään olevia planeettoja. Joitakin viitteitä on siitä, että eksoplaneetoilla olisi jonkinlaineen keskustähden metallipitoisuus-kiertoaika-relaatio.<ref>www.astro.northwestern.edu/AspenW05/Talks/Sozzetti.ppt</ref>. Erään näkemyksen mukaan Jupiter olisi ajutunut migraatiossa lähemmäksi Aurinkoa, jos se olisi Saturnusta kevyempi.{{lähde}}
Toisaalta esimerkiksi [[Fomalhaut]]ilta ja [[HR 8799]] on havaittu eksoplaneettoja, jotka ovat hyvin kaukana keskustähdestään. HR 8799:n valtavan suurimassaiksi arvioitujen eksoplaneettojen on väitetty haastavan kasautumisteorian<ref>[http://www.newscientist.com/article/dn16033-first-images-captured-of-alien-solar-system.html?full=true First images captured of alien solar system] Sciencexpress (doi: 10.1126/science1167569 and 10.1126/science.1166585)</ref>.
Jos Aurinkokunnan kiekossa on ainetta vähän, syntyy vain Uranuksen ja Neptunuksen tyyppisiä planeettoja, joissa on vähän kaasua. Jos ainetta on paljon, syntyy raskaita soikeilla radoilla olevia jättiläisplaneettoja, joiden muodostama järjestelmä on epävakaa ja saattaa ajaa maankaltaiset planeetat [[elinkelpoinen vyöhyke|elämänvyöhykkeeltä]] pois.
== Lähteet ==
| 