Kuidas planeedid tekivad?

Järgnevas artiklis tutvustab Michael R. Meyer meie galaktikas ning selle lähiümbruses toimuvaid protsesse.
Kõik, kes on kunagi kooki küpsetanud ja küpsetuspulbri asemel söögisoodat kasutanud, teavad kui tähtis on omada õiged koostisained. Sama reegel peab paika ka planeetide tekkimise puhul. Planeedid koosnevad osakestest, mis on noore tähe ümber pöörlevas kosmilise tolmu kettas omavahel kokku sulandunud – kui täht pöörleva gaasi- ja tolmupilve gravitatsioonilise kollapsi tagajärjel tekkis, jäi see materjal lihtsalt üle. Seetõttu peaks kettas, kus planeedid tekivad, olema algselt sama gaasi ja tolmu masside suhe kui tähtedevahelises aines ehk 100 : 1. Loogiliselt võttes peaks ka ketta elemendiline koostis olema sama mis tähel ning peegeldama selle galaktikaosa algseid tingimusi.

Meie Päikesesüsteemi planeedid on oma keemiliselt koostiselt aga äärmiselt erinevad. Nende koostist mõjutavad nii planeedi mass kui selle kaugus Päikesest (ka need kaks muutujat pole päriselt sõltumatud). Võtame näiteks kõik meie lähisplaneedid ehk “Maa-tüüpi” planeedid – Marss, Maa, Veenus ja Merkuur. Meile teadaolevatel andmetel on Veenus, Maa ja Marss ning taevakehad, kust on pärit Maale kukkunud kivimeteoriidid, kõik sarnase koostisega. Erandiks on vaid Merkuur, mille koostises leidub ebatavaliselt palju rauda ning vähe silikaate: arvatakse, et Merkuuri puhul on tegemist planeedi tuumaga, mis kokkupõrkel mõne teise protoplaneediga oma vahevööst ja koorest ilma jäi. Ka teistel Maa-tüüpi planeetidel leidub elemente, mille suhtarvud ei näi Päikese omadega klappivat. Näiteks Maal on süsiniku ja räni suhe 20 korda väiksem kui Päikeses. Sellised erinevused võivad anda olulisi vihjeid meie Päikesesüsteemi tekkimise kohta.

Välisplaneedid Jupiter ja Saturn on kaugemal. Nende orbiidid asuvad Päikesest vastavalt 5 ja 10 korda kaugemal kui Maa keskmine kaugus Päikesest (üks astronoomiline ühik ehk aü) ning nad erinevad märkimisväärselt oma Maa-tüüpi sugulastest. Nagu Päikegi, koosnevad ka need “gaashiidudeks” nimetatud hiidplaneedid peamiselt vesinikust ning heeliumist. Jupiteri orbiidil tiirelnud kosmoseaparaadilt tehtud täpsed gravitatsioonivälja mõõtmised näitasid aga, et planeet sisaldab ka rohkem kui 30 Maa massi jagu heeliumist raskemaid elemente. See tähendab, et Päikesesüsteemi suurim planeet Jupiter, mille mass on umbes 318 Maa massi, on nende elementide poolest kolm korda rikkam kui Päike. Sama kehtib ka Saturni kohta.

Välisplaneetide hulka kuuluvad ka Saturnist kaugemal asuvad Uraan ja Neptuun. Arvatakse, et need nn jäised hiiud tekkisid Päikesest sellisel kaugusel, kus süsinik, lämmastik ja hapnik gaasifaasist otse tahketeks jäädeks. Nende kahe kauge planeedi koostises on umbkaudu sama palju raskemaid elemente kui vesinikku ja heeliumi, mis võib viidata sellele, et nende tuumad tekkisid samal ajal kui Jupiterile ja Saturnile elu andnud gaasiketas aurustus. Arvatavasti leidis see aset rohkem kui 10 miljonit aastat pärast seda kui meie pöörlev molekulaarpilv gravitatsioonilise kollapsi tagajärjel tihenema hakkas – selle tulemusena tekkis Päike.

Uurides planeetide kaaslaste, Neptuuni orbiidist kaugemal asuva Kuiperi vöö kääbusplaneetide, komeetide ja muude väikeste taevakehade ning isegi Päikese keemilist koostist on astronoomidel võimalik meie Päikesesüsteemi tekkimise ja arengu kohta nii mõndagi uut teda saada. Viimase aastakümne jooksul oleme me aga tasapisi tutvust teinud ka Päikesesüsteemi väliste planeetidega, mis tiirlevad nii Päikesega sarnaste kui ka sellest sootuks erinevate tähtede ümber (lähemalt saab selle kohta lugeda ajakirja Physics World märtsinumbris ilmunud Alan Bossi artiklist “Brave new worlds”). Esimest korda on meil võimalik uurida teiste iseseisvate planeedisüsteemide arengut. Tuleb välja, et meie kosmoseköögis hoitakse erinevate planeetide valmistamiseks vajalikud koostisained hoolikalt lahus ning selle tulemusena on ka valminud planeedid äärmiselt erinäolised.

Planeetide tekkimine

Kuigi kokaraamatute klassikasse kuuluvat raamatut “Planeedid – kiiresti ja lihtsalt” pole veel kirjutatud, on mõned meie galaktika “planeedikokkade” nipid ka meieni jõudnud. Kõige lihtsam planeedisüsteemi retsept võiks olla näiteks selline:

Võtke üks gaasi- ja tolmuketas, mille mass peaks olema umbes 10–20% selle tsentraaltähe massist. Gravitatsioonienergia vabanemise ning tähe kiirguse koosmõju tõttu on sellise ketta temperatuur kõrgeim tähe lähedal (mitme tähe raadiuse võrra sellest eemal) ning madalaim ketta servas (sageli rohkem kui 100 aü kaugusel). Kuna kosmilise tolmu osakesed tähe läheduses sublimeeruvad, koosneb ketas seal ainult gaasist. Gaasist koosneva kettaosa sisemine äär on pidevas kontaktis tähega – tähe tugev magnetväli (magnetic pressure of the stellar) peab seal ägedat võitlust gaasiga, mis üritab tähe pinnale langeda. Sellest kettaosast väljaspool peaks gaas ja tolm olema korralikult segunenud. Ketta pindtihedus (mass surface density) peaks olema suurim ketta siseservas ning vähenema aeglaselt vastavalt raadiuse suurenemisele.

Kui ketta mass on piisavalt suur, võite märgata tekkimas spiraalseid tiheduslaineid, mis sarnanevad spiraalgalaktikates nähtutele. Muretsemiseks pole põhjust. Edasi lugedes võite veenduda, et see võib suurte algmeteoroidide või koguni hiigelplaneetide tuumade tekkeks vajalike tahkete osakeste kogumisele kaasagi aidata.

Järgmise sammuna tuleb teil segada süsteemi seni, kuni see läbib viskoosse akretsiooni faasi. Ei ole täpselt teada, kuidas nõutav viskoossus tagatakse, kuid ühe teooria kohaselt võib selleks vajaliku keerise tekitada juhtivast gaasist Kepleri ketaste magneto-rotatsiooniline ebastabiilsus ehk MRI (magneto-rotational instability) – seda aga vaid juhul kui ketas on piisavalt ioniseeritud. Kui ketas on optiliselt paks (nagu enamik neist alguses on), võib tekkida ketta keskele, veidi vähem kui 1 aü ja pisut rohkem kui 10 aü vahele, “surnud tsoon”, kus ionisatsioon on madal ning MRI ei tööta. Viskoosse akretsiooni võimaldamiseks peab ketta pind olema piisavalt ioniseeritud. Viskoosse akretsiooni käigus liigub suurem osa ainest tähe poole, ülejäänud aga sellest eemale, säilitades impulsimomendi. Selle segunemise käigus põrkuvad pisikesed kosmilise tolmu kübemed kokku ning ühinevad, moodustades aja jooksul üha suuremaid ja suuremaid üksusi. Kuna suurte osakeste massi ja pindala suhe on suurem kui väikestel, muutub ketas läbipaistvamaks.

Kui väikekehade läbimõõt on jõudnud kasvada 1 meetrini, hakkab neid varitsema “gaasipiduri” (“gas drag”) nimeline oht, mis võib nad otse tsentraaltähte kukutada. Kuna kettas olevat gaasi hoiab osaliselt ülal gaasirõhk ning seetõttu tiirleb gaas ümber tsentraaltähe aeglasemalt kui sealsed kivikamakad, tabab neid gaasi tekitatud “vastutuul” – impulsimoment kaob, nad eksivad teelt ning jõudes tähele piisavalt lähedale põlevad ära. Kui sel viisil läheb kaotsi liialt palju tahket materjali, ei tule planeedi tegemisest enam midagi välja.

Õnneks on võimalik sellest ohust aga mööda hiilida. Suurbritannias Edinburghi ülikooli juures töötav Ken Rice ja Hollandis Leideni ülikooli juures töötav Anders Johansen ning paljud teisedki planetoloogid usuvad, et “gaasipidur” võib planeetide tekkimisele isegi kaasa aidata. Teadlased arvavad nimelt, et tahked osakesed koonduvad kohtadesse, kus gaasiketta tihedus on kõige suurem ning kokkupõrgete tulemusel jõuab tekkida rohkem suuremõõtmelisi kivikamakaid, kui neid “gaasipiduri” tõttu tsentraaltähte kaob.

Kui kõik läheb hästi, jääb alles mitu protoplaneetide tekkeks ideaalselt sobivat, umbes 100 km läbimõõduga taevakeha. Gravitatsiooniline fokuseerimine (gravitational focusing), mille puhul kohtumised suurte taevakehadega häirivad oluliselt väikeste osakeste trajektoore, võib seda protsessi kiirendada, viies lõpuks olukorrani, kus suured muutuvad üha suuremaks ja suuremaks. Kui protoplaneedid kasvavad aga suuremaks kui Kuu, tekib uus probleem: kiviste protoplaneetide ning järgijäänud gaasi vahel toimuv jõuproov võib planeedialged “rivist välja lüüa” ning tõugata nad “keerisesse”, mis nad endaga kaasa viib ning lõpuks tsentraaltähte kukutab – seda nähtust tuntakse I tüüpi migratsiooni (Type I migration) nime all. Planeedi tekkeks vajaliku tahke materjali kadu võib jätkuda ka selles faasis. Londoni ülikooli Queen Mary kolledži juures töötav Richard Nelson on tulnud välja aga teooriaga, mille kohaselt võib tiheduse suurenemine ketta eri osades tekitada nn “põrkepalli efekti”, mis paiskab protoplaneedid laiali ning aeglustab tahke materjali kadu – see saab toimuda aga vaid juhul, kui ketta siseosa suudab MRI tekitatud keeriselist liikumist säilitada. Selle tagajärjel võib kuhjuda ketta aktiivsete ja surnud tsoonide vahelistele aladele Kuu sarnase massiga objekte.

Jälgi planeetide tekkest võib leida ka jäätumispiiri (ice-line) tagant, kus rasked elemendid temperatuuri mõjul jäädeks üle lähevad. Kui kogu selles kettaosas olev süsinik, lämmastik ja hapnik siirdub gaasifaasist tahkesse faasi, suureneb tahkete osakeste (kosmilise tolmu ja jää) pindtihedus neli korda, lihtsustades nii oluliselt planeedituumade teket. Selle tulemusena tekivad lõpuks üksikud võimsad protoplaneedid, mille koostis sõltub neile koduks oleva kettaosa algtingimustest. Neist hakatakse ehitama tulevasi planeete. Päikesesüsteemi sisemises osas (inner solar system) on sellised kehad Marsist väiksema massiga ning kümnete miljonite aastate jooksul saavad neist Maa sarnase massiga planeedid. Ketta välimises osas paiknevad protoplaneedid võivad olla aga juba algselt sama suured kui meie Maa praegu.

Planeetide tekkimine jätkub

Protoplaneetide tekkimine on vaid esimene samm pikal teel. Et gaashiid saaks moodustada, peab selle tuum jõudma enne gaasiketta kadumist 1–10 Maa massi suuruseks kasvada. 0,1 – 10 miljoni aasta jooksul pärast ketta tekkimist selle pinna tihedus kahaneb, kuna osa sealsest ainest langeb tsentraaltähte ning osa kaugeneb sellest tasapisi, et säilitada impulsimomenti, suurendades nii ketta raadiust. Lisaks sellele võib noore tähe emiteeritav UVA- ja röntgenkiirgus lõhkuda molekule ning ioniseerida aatomeid, tekitades aineosakesi, mille kineetilise energia ülejääk on piisavalt suur, et süsteemist välja lipsata. Seda kutsutakse fotoaurustumiseks (photoevaporation). Vaatlusandmete kohaselt kulub gaasiketta kadumiseks umbkaudu 10 miljonit aastat – astrofüüsika seisukohalt vaadatuna on see gaasirikaste planeetide tekkeks imelühike ajaaken.

Kui gaashiiu tuum aga piisavalt kiiresti valmis saab, käivitab see gaasi tormilise akretsiooni, mille tulemusel moodustubki hiidplaneet. Kuid ka siis ei ole oht veel möödas. Viskoosset akretsiooni läbiv ketas võib ka juba valmis planeedi endaga kaasa vedada – sellist liikumist kutsutakse II tüüpi migratsiooniks. Selliselt juhul võib planeet jääda toppama ketta siseserva (nagu nn kuumad Jupiterid, mida võib leida ematähtede vahetust lähedusest) või lõpetada oma elu noorde tähte kukkudes.

Kõik kettas toimuv mõjutab oluliselt selles aset leidvaid keemilisi protsesse ning seeläbi ka ketta eri osades tekkivate planeetide koostist. Heidelbergi ülikooli juures töötav Hans Peter Gail ja tema kolleegid on arvutanud välja, et kui temperatuur tõuseb üle 800 K, aitavad hüdroksiidi molekulid muuta süsinikurikaste tahkete ainete faasi, vähendades selle käigus ühtlasi ka nende süsinikusisaldust. Vabad süsinikuaatomid reageerivad kiiresti hapnikurikka gaasikettaga, moodustades süsinikmonooksiidi.

Tekkinud gaasimolekul kas fotoaurustub või tõmmatakse see akretsiooni käigus noorde tähte. Mõlemal juhul vähendab see aga planeetide tekkimisel olulist rolli mängiva tahke aine süsinikusisaldust, mis aitaks muuhulgas seletada ka seda, miks süsiniku ja räni suhe Maa-tüüpi planeetides Päikese vastavast näitajast sedavõrd erineb. Protsessist täpsema pildi saamiseks oleks vaja Päikese elemendilist koostist äärmiselt täpselt teada, andmed selle kohta on aga pidevas muutumises – Saksamaal Max Plancki Astrofüüsika Instituudis töötav Martin Asplund ja tema kolleegid loovad Päikese spektrist üha uusi ja uusi mudeleid.

Põhimõtteliselt on kokkupõrgete tulemusel Maa sarnase massiga planeedi tekkimine palju lihtsam kui gaashiiu moodustumine (mille tuum peab kindlasti enne gaasi kadumist valmis saama) – seda muidugi juhul kui õnnestub vältida “gaasipidur” ning I tüüpi migratsiooni. Washingtonis asuva Carnegie Institution’i juures töötava John Chambersi, Harvard-Smithsoniani astrofüüsikakeskuses (CfA) töötava Scott Kenyoni ning teiste teadlaste loodud mudelite järgi kulub Maa sarnase massiga planeedi tekkeks Päikesest vähem kui 3 aü kaugusel 10–100 miljonit aastat. Kui seda saaks laiendada ka kõikidele teistele päikesesüsteemidele, tähendaks see, et ainuüksi meie galaktikas, universumist rääkimata, peaks olema tohutustes kogustes Maa-tüüpi planeete.

Kuigi tundub, et paarikordse Maa massiga “super-Maa” tüüpi planeetide valmistamine on suhteliselt lihtne – Genfi observatooriumi juhitava HARPSi (suure täpsusega radiaalkiiruste mõõtmise spektrograaf) projekti raames on leitud selliseid planeete 30% tähtede ümbert – võib eksisteerida nn “masside tühimik”, mis muudab raskeks oma massilt Saturni ja Neptuuni vahele paigutuvate planeetide tegemise. Sellise tühimiku võimalikkusele on viidanud nii Tokio ülikooli juures tegutseva Shigeru Ida, California ülikooli Santa Cruzi ülikoolilinnakus töötava Doug Lini kui ka Berni ülikooli Willy Benzi ja tema kolleegide mudelid. Meie Päikesesüsteemi jäiste hiidude sünnilugu on endiselt segane.

Kaugusesse suunatud pilk

Õnneks avastatakse Päikesesüsteemi-väliste planeetide kohta pidevalt midagi uut. Aina rohkem ja rohkem saadakse teada nende elemendilise koostise – ning mõnel juhul ka nende planeedisüsteemi struktuuri kohta. Esimese Päikese-sarnase tähe ümber tiirleva eksoplaneedi avastasid Genfi observatooriumi professor Michel Mayor ning tema kolleegid 1990ndate keskel. Nad uurisid erinevate tähtede spektreid, lootes leida sealsete aatomite ja molekulide neeldumisjoontelt Doppleri efekti ilminguid, mille üheks põhjustajaks võib olla tähe reaktsioon ligiduses asuva planeedi tekitatud gravitatsioonilisele tõmbele. Seda meetodit kasutades avastasid teadlased tähe 51 Pegasi ümber tiirlemas Jupiteri sarnase massiga kaaslase, mis asus oma tähele lähemal kui Merkuur Päikesele.

Pärast seda on teadlased üle kogu maailma leidnud radiaalkiiruse meetodit kasutades veel sadu teisigi planeete, millest osad asuvad ka mitme planeediga päikesesüsteemides, kus nad paiknevad resonantsetel orbiitidel (in resonant orbits – taevakehad on resonantsetel orbiitidel kui nende tiirlemisperioodid suhtuvad kui väikesed täisarvud, nt 1:2, 1:3, 3:4 jne – toim.). Kui tiirlemisperiood ja süsteemi maksimumkiirus ning tähe mass on teada, saab arvutada välja ka planeedi massi. Kahjuks puuduvad tihti andmed orbiidi kalde kohta ning kuna vaatluste käigus mõõdetud kiirus on vaid vaatekiirele projekteeritud tegeliku kiirusvektori komponent, on ka saadud mass vaid umbkaudne.

Kui tähe ja planeedi süsteemi satutakse vaatlema aga orbiidi tasandis, on kalde probleem muidugi lahendatud. Eriti oluline on aga see, et selliste süsteemide puhul on astronoomidel võimalik jälgida tähe valgust kiirgava pinna taustal sellest mööduva planeedi läbipaistmatut ketast. Selliste möödumiste ülitäpse vaatlemise abil saab mõõta planeedi ja tähe suhtelisi raadiusi. Uurides muutusi planeedi faasis võivad tulla ilmsiks ka kõrvalekalded orbiidilt, mis võivad viidata teistegi planeetide olemasolule. Kui on teada kiiruse vaatlemisel saadud planeedi mass ning tähe eest möödumise vaatlustest saadud raadius, saab arvutada välja ka planeedi ligikaudse ruumtiheduse. Erinevused seni saadud vastuste vahel on suisa hämmastavad – kahe planeedi ruumtihedused võivad erineda üksteisest isegi rohkem kui 20 korda. Sellised tulemused annavad põhjust oletada, et planeedisüsteemide tekke- ja arengulood võivad olla vägagi erinevad. Galaktilises pagaritöökojas võib leida kõike, alates suflee-tüüpi planeetidest nagu TrES 4, mis isegi vee pinnale hulpima jääksid, kuni tihke rosinakeeksini nagu COROT 7b, mis kohe kivina põhja vajuksid.

Spitzeri ja Hubble’i kosmoseteleskoopide kogutud andmeid analüüsivad teadlased on avastanud Päikesesüsteemi väliste planeetide parameetrite teada saamiseks aga sootuks teistsuguse meetodi. Kui jagada tähe ja planeedi süsteemi kiirgustugevus tähe kiirgustugevusega, mis on mõõdetud hetkel kui planeet on tähe taga, saab eksoplaneete avastada ka otse, ilma et oleks vaja nende olemasolu ematähtede võnkumiste abil tuletada. Viimasel aastal on nii maa peal asuvate kui ka kosmoseteleskoopide vahendusel jõudnud astronoomideni ka esimesed fotod Päikesesüsteemi välistest planeetidest. Sellised otsesed meetodid annavad meile väärtuslikku teavet uute planeetide temperatuuri ja elemendilise koostise kohta. Planeetide puhul, mis asuvad oma ematähest aga sedavõrd kaugel, et nendeni jõudev tähevalgus oluliselt planeedi energiabilanssi ei mõjuta, annab planeetide siseenergiast aimu nende kiirgusspektrite uurimine, mis tuleb kasuks ka nende teket ja arengut simuleerivatele mudelite koostamisel.

Eksoplaneetide tulevik

Päikesesüsteemi väliste planeetide uurimine sai tuule tiibadesse tänu radiaalkiiruse meetodi kasutuselevõtule, hiljuti sai võimalikuks ka oma tähe eest mööduvate planeetide tabamine ning otsest vaatlust võimaldavate vahendite, gravitatsioonilise mikrofookustamise ja astromeetria arenguga hoogustub eksoplaneetide uurimine lähiajal veelgi. Nii Maalt kui kosmosest avastatud Päikesesüsteemi-väliseid planeete tuleb tulevikus aina kiiremini juurde. Sel aastal liitus Prantsuse kosmoseagentuuri CNES ja Euroopa Kosmoseagentuuri ühismissiooniga CoRoT ka NASA Kepleri missioon – mõlema missiooni eesmärgiks on tabada tähtede eest mööduvaid planeete. Nende tehtud avastusi aitavad kontrollida ja kinnitada Kanada kosmoseteleskoop MOST ja NASA EPOCh’i projekt ning Hubble’i ja Spitzeri kosmoseteleskoobid.

Kepleri kosmoseteleskoop on võimeline identifitseerima Maa-tüüpi planeete, mis asuvad  Päikese-sarnastest tähtedest kuni 1 aü kaugusel; gravitatsioonilise mikrofookustamise abil saab leida tähtedest 1–10 aü kaugusel olevaid kiviplaneete – saadud andmed annavad meile aimu selliste planeetide esinemissagedusest. Meil on, mida oodata. Praegu veel arendusjärgus olevad, maailma suurimatele teleskoopidele mõeldud instrumendid on võimelised nägema lähimate tähtede ümber tiirlevaid Maa-tüüpi planeete. Juba paari aasta pärast suudab Spitzerist suurema nurgaeristusega NASA James Webbi kosmoseteleskoop pakkuda meile ennenägematuid infrapunakiirguse kasutusvõimalusi. Kavandamisel on ka mitmeid uusi kosmoseprogramme, mis rakendavad astromeetria, koronograafia, gravitatsioonilise mikrofookustamise ja planeetide tähe eest möödumise jäädvustamise võtteid ning võivad viia uute ja huvitavate avastusteni. Et jõuda ülima eesmärgini, milleks on meie ligidal asuvate tähtede ümber tiirlevate eksoplaneetide fotode ja spektrite jäädvustamine, läheb vaja aga veelgi uuemaid instrumente, mis on töötatud spetsiaalselt välja tulevaste hiiglaslike maapealsete uurimisvahendite nagu Euroopa ülisuure teleskoobi E-ELT (European Extremely Large Telescope) jaoks ning uuenduslikke kosmoseteleskoope, mis aitaksid senitehtud avastusi põhjalikumalt uurida.

Mida rohkem teame me erinevate tähtede ümber tiirlevate eksoplaneetide ruumtihedusi, atmosfääri koostist, masse ja orbiidi asukohti, seda paremini hakkame me mõistma, millised peavad olema tingimused selliste eripalgeliste planeetide tekkeks. Uued uurimisvahendid pakuvad meile imelist võimalust näha seda, mis toimub meie Galaktika Päikese-sarnaste tähtede ümber. Ja mine tea, äkki võib keegi sealt meile isegi vastu vaadata.

Eksoplaneetide tekkimine

Päikesesüsteemi väliste planeetide avastamise statistika paljastab nii mõndagi huvitavat. Kanada McGilli ülikooli juures töötava Andrew Cummingi ja tema kolleegide hiljutiste arvutuste kohaselt peaks leiduma 20% Päikese-sarnaste tähtede ümber gaashiidude sarnaseid planeete. Nende kalkulatsioonid põhinevad ematähest kuni 20 aü kaugusel (1 aü võrdub Maa keskmise kaugusega Päikesest) tiirlevate planeetide (radiaalkiiruse mõõtmisel saadud) esinemissageduse ja massi jaotumise järgi tehtud üldistustel. Seda protsenti võivad aga tõsta mõned täiendavad asjaolud, mida McGill ja tema kolleegid oma kalkulatsioonides arvesse ei võtnud. Näiteks teeb gaashiidude tuumade moodustumise teoreetiliselt lihtsamaks see, et suurema massiga tähtede ümber olevad kettad on suuremad. Teises küljest ei pea selliste tähtede ümber olevad kettad just kaua vastu: ka planeetide tekkimist imiteerivad mudelid, mis võtavad aluseks tähe massi, ei suuda and ühest vastust küsimusele, kumb tegur siiski määravamaks võiks osutuda. Praeguste andmete kohaselt tundub, et suurema massiga tähtede ümber tekivad suuremad ja tähest kaugemal tiirlevad planeedid kui väikesema massiga tähtede ümber.

Zürichi ülikooli juures töötava Lucio Mayeri ning ka mõnede teiste teadlaste mudelid näitavad aga, et kui on tegemist eriti massiivsete ketastega, mis suurtel raadiustel väga kiiresti jahtuvad, kaovad kõik tavalised gaashiidude tuumade tekkimisega kaasnevad probleemid ning hiidplaneetide moodustumist asub juhtima gravitatsiooniline ebastabiilsus. Kuid kuna maapealsete teleskoopidega (nt Väga Suur Teleskoop ehk VLT,  Gemini, Keck, mitme peegliga teleskoop MMT) on suurtelt raadiustelt leitud äärmiselt vähe gaashiide, esineb sedavõrd spetsiifilisi tingimusi ilmselt suhteliselt harva. Leidub aga ka mudelite kasuks rääkivaid näiteid – võtame kas või hiljutised ülesvõtted planeetidest, mis tiirlevad ümber selliste tähtede nagu HR 8799, Fomalhaut ja Beta Pictoris.

Huvitav on ka see, et mida rohkem on tähe atmosfääris raskeid elemente, seda suurem on võimalus leida selle ümbert ka mõni Jupiteri-sarnane gaashiid. See on kooskõlas teooriaga gaashiidude tekkest, mille kohaselt peab selleks, et hiiud gaasirikkas kettas moodustuda saaksid, tekkima esmalt kivituum, kuhu ümber gaas saaks koonduda. Mõõtes radiaalkiirust täpsusega 10 cm s–1 (20 korda aeglasem kui inimese keskmine käimiskiirus), on leitud mõnede rahulike (quiescent star) Päikese-sarnaste tähtede ümbert ka vaid paarikordse Maa massiga planeete. Mis puutub aga reeglisse, et gaasirikkad hiidplaneedid tekivad suurema tõenäosusega rohkelt raskeid elemente sisaldavate atmosfääridega Päikese-sarnaste tähtede ümber, siis kõik andmed viitavad sellele, et väikeste planeetide jaoks seda kohandada ei saa ning väiksema massiga tähtede ümber tavapärasest rohkem väiksemaid planeete ei esine.

Autor: Michael R. Meyer 
Allikas: http://www.fyysika.ee