Nuorten tähtien ympärillä muodostuvat tähtienväliset kiekot, jotka koostuvat kaasusta ja pölystä ja jotka kerääntyvät planetesimaaleiksi
1. Johdanto: kiekviena kiekviena planeettajärjestelmän kehtoina toimivat kiekot
Kun tähti muodostuu molekyylipilven romahduksen seurauksena, kulmamomentin säilyminen luonnollisesti luo pyörivän kaasun ja pölyn kiekon, jota usein kutsutaan protoplanetaariseksi kiekoksi. Juuri tässä kiekossa kiviset ja jäähiukkaset törmäävät, tarttuvat yhteen ja kasvavat lopulta planetesimaaleiksi, protoplaneetoiksi ja myöhemmin täysin kehittyneiksi planeetoiksi. Siksi protoplanetaaristen kiekkojen ymmärtäminen on erittäin tärkeää, jotta voidaan ymmärtää, miten planeettajärjestelmät muodostuvat, mukaan lukien oma Aurinkokuntamme.
- Tärkeimmät havainnot: Teleskoopit kuten ALMA (Atacaman suuri resoluutio millimetrin/submillimetrin aallonpituusalueella), VLT ja JWST ovat tarjonneet näiden kiekkojen korkearesoluutioisia kuvia, jotka paljastavat pölyrenkaita, aukkoja ja spiraalirakenteita, jotka todistavat planeettojen muodostumisen tapahtuvan.
- Monimuotoisuus: Havaitut kiekot ovat monimuotoisia rakenteeltaan ja koostumukseltaan, johon vaikuttavat tähden massa, metallisuus, alkuperäinen kulmamomentti ja ympäristö.
Yhdistämällä teoriaa ja havaintoja voimme eritellä, miten tähden ympärillä oleva aine muuttuu pyöriväksi kiekoksi – se on kuin sulatusuuni, jossa pölyhiukkaset kasvavat planetesimaaleiksi ja lopulta muodostavat vaikuttavan monimuotoisuuden planeettarakenteita, joita löytyy sekä omasta Aurinkokunnastamme että eksoplaneettojen joukosta.
2. Protoplanetaaristen kiekkojen muodostuminen ja alkuominaisuudet
2.1 Pyörivän pilven romahdus
Tähdet muodostuvat tiheissä ytimissä molekyylipilvissä. Kun gravitaatio vetää ydintä sisäänpäin:
- Kulmamomentin säilyminen: Vaikka pilvessä olisi vain pieni alkuperäinen pyörimisliike, putoava aine muodostaa litteän akreetiokiekon prototähden ympärille.
- Akreetio: Kaasu liikkuu spiraalimaisesti sisäänpäin, ruokkien keskellä olevaa prototähteä, kunnes kulmamomentti siirtyy ulospäin.
- Aikaskaala: Protostellaarinen vaihe voi kestää noin ~105 vuotta, ja kiekon massa muodostuu juuri tänä aikana.
Varhaisessa vaiheessa (0/I-luokan prototähti) kiekkoa voi ympäröidä putoava aine, joten sitä on vaikea havaita suoraan. Mutta II-luokan vaiheessa (klassiset T Tau -tyypin tähdet, kun puhutaan pienimassaisista tähdistä) protoplanetaarinen kiekko näkyy paremmin infrapunasäteilyn ja submillimetrisen säteilyn alueilla.
2.2 Kaasun ja pölyn suhde
Nämä kiekot heijastavat yleensä tähtienvälisen aineen kaasun ja pölyn suhdetta (~100:1 massan suhteen). Vaikka pöly muodostaa vain pienen osan massasta, se on erittäin tärkeää: se säteilee tehokkaasti, määrää optisen läpinäkymättömyyden ja on planeettojen muodostumisen perusta (planetesimaalien täytyy muodostua törmäävistä pölyhiukkasista). Sillä välin kaasu, joka koostuu pääasiassa vedystä ja heliumista, määrää kiekon paineen, lämpötilan ja kemiallisen ympäristön. Pölyn ja kaasun vuorovaikutus määrittää planeettojen muodostumisprosessin kulun.
2.3 Fyysiset mittakaavat ja massa
Tyypilliset protoplanetaaristen levyjen säteet vaihtelevat noin 0,1 AV:sta (levyn sisäosa tähden lähellä) useisiin kymmeniin tai satoihin AV:hin (kaukaisin raja). Niiden massat voivat olla muutamasta Jupiterin massasta noin 10 % tähden massasta. Tähden säteilykenttä, levyn viskositeetti ja ulkoinen ympäristö (esim. lähellä olevat OB-tähdet) vaikuttavat voimakkaasti levyn radiaaliseen tiheyteen ja evoluution kestoon. [1], [2].
3. Havainnolliset todisteet: levyt toiminnassa
3.1 Infrapuna-liiat ja pölyn säteily
Klassiset T Tau -tähdet tai Herbig Ae/Be -tähdet säteilevät voimakasta infrapunaista säteilyä, joka ylittää pelkän tähden fotosfäärin säteilyn tason. Tällainen IR-liika johtuu levyn lämmittämistä pölyistä. Varhaiset IRAS- ja Spitzer-missioiden kartoitukset vahvistivat, että monilla nuorilla tähdillä on tällaisia ympäröiviä levyjä.
3.2 Korkean resoluution kuvat (ALMA, SPHERE, JWST)
- ALMA (Atacaman millimetrin/submillimetrin aallonpituusverkosto): Tarjoaa submillimetrisen pölyn jatkuvuus- ja spektriviivakuvia (esim. CO, HCO+). Näkyvissä ovat renkaat, välit ja spiraalit (HL Tau renkaan rakenne tai DSHARP-tutkimuksen tulokset), jotka muuttavat radikaalisti käsitystämme levyn rakenteesta.
- VLT/SPHERE, Gemini GPI: Lähi-IR hajotetussa valossa saadaan yksityiskohtaisia kuvia levyn yläkerroksista.
- JWST: Keskinkertaisilla IR-kyvyillään JWST voi kurkistaa pölyisiin sisäosiin, havaitsemalla lämpimiä pölyjä ja mahdollisia planeettojen aiheuttamia välejä.
Nämä tiedot yhdessä osoittavat, että jopa näennäisesti "tasaisella" levyn rakenteella voi olla alirakenteita (välejä, renkaita, pyörteitä), joita muodostuvat planeetat voivat kaivertaa. [3], [4].
3.3 Molekyylikaasun indikaattorit
ALMA ja muut submillimetrisen interferometrian laitteet havaitsevat molekyylilinjoja (esim. CO), jotka mahdollistavat kaasutiheyden ja nopeuskenttien kartoituksen levyllä. Havaitut Keplerin pyörimiskuviot vahvistavat levyn pyörimisluonteen keskusprototaivaan ympärillä. Joissakin levyissä on havaittu epäsymmetrioita tai paikallisia kineettisiä muutoksia, jotka viittaavat siihen, että niissä on muodostumassa olevia protoplaneettoja, jotka vääristävät nopeuskenttää.
4. Levyn evoluutio ja häviäminen
4.1 Viskoosinen akkretio ja kulmamomentin siirto
Pääteoreettinen malli on viskoosinen levy, jossa sisäinen turbulenssi (mahdollisesti magneettihydrodynaamisen epävakauden aiheuttama) sallii massan laskeutua tähteä kohti ja kulmamomentin siirtyä ulospäin. Tähti yleensä akkretoi ainetta vähenevällä nopeudella miljoonien vuosien ajan, heijastaen levyn kaasun asteittaista ehtymistä.
4.2 Fotohäirintä ja tuulet
Keskustähden (sekä ympäröivien massiivisten tähtien) voimakas UV/X-säteily voi fotoevaporoida kiekon ulommat kerrokset. Tämä massan menetys voi avata sisäisiä tyhjiöitä, nopeuttaen kiekon lopullista puhdistumista. Tähtituulet, jetit tai purkaukset poistavat myös ajan myötä kiekon ainetta.
4.3 Tyypillinen kiekon elinikä
Tutkimukset osoittavat, että noin 50 % T Tauri -tähdistä (1–2 miljoonan vuoden ikäisiä) on yhä IR-kiekon merkkejä, ja 5 miljoonan vuoden jälkeen tällaisia kohteita on jäljellä alle 10 %. Noin 10 miljoonan vuoden ikäisistä tähdistä vain pieni osa (alle muutama %) säilyttää merkittävän kiekon. Tämä kesto rajoittaa ajan, jonka kuluessa kaasujättiläisten on muodostuttava, jos ne riippuvat alkuperäisestä kaasukiekosta [5].
5. Pölyhiukkasten kasvu ja planetesimaalien muodostuminen
5.1 Pölyn koagulaatio
Kiekon sisällä mikroskooppiset pölyhiukkaset törmäävät liikkuessaan suhteellisilla nopeuksilla cm/s–m/s:
- Yhdistyminen: Elektrostaattiset tai van der Waalsin voimat voivat liittää pienet aggregaatit suuremmiksi "hienorakenteisiksi" hiukkasiksi.
- Kasvu: Törmäykset joko kasvattavat hiukkasia tai hajottavat niitä nopeudesta ja koostumuksesta riippuen.
- Metritason este: Teoreetikot huomaavat, että kiinteillä hiukkasilla sentti–metri kokoisella alueella on ongelmia radiaalisen liukumisen tai tuhoisien törmäysten vuoksi. On todennäköistä, että tämän esteen voittamisessa auttavat paineen "harjanteet" tai muut kiekon rakenteet, joissa tapahtuu tehokkaampaa kasaantumista.
5.2 Planetesimaalien muodostumismallit
Metritason esteen kiertämiseksi:
- Virtaus (Streaming) epävakaus: Kun kiinteät hiukkaset kerääntyvät paikallisiin kiekon alueisiin, voi tapahtua gravitaatiollinen romahdus 10–100 km kokoisiksi planetesimaaleiksi.
- "Pebble"-akkretio: Suuremmat alkukappaleet voivat kasvaa nopeasti akkretoimalla sentti–desimetri kokoisia "kiviä" (engl. pebbles), jos nopeudet ja kiekon olosuhteet sen sallivat.
Kun kymmenien–satojen kilometrien kokoiset planetesimaalit muodostuvat, ne jatkavat törmäämistä ja yhdistymistä protoplaneetoiksi. Näin kasvavat kiviset tai jäiset planeettojen rakennuspalikat [6], [7].
6. Kiviplaneettojen muodostuminen
6.1 Kiekon sisäinen ympäristö
Tähden edessä oleva lumiraja (tunnetaan myös pakkasrajana) merkitsee aluetta, jossa kiekon lämpötila on riittävä jään sublimoitumiseen, jättäen kivet (silikaatit, metallit) pääasialliseksi kiinteäksi aineeksi:
- Kiviset planetesimaalit: Muodostuvat refraktiivisten pölyhiukkasten törmäyksistä.
- Oligarkkinen kasvu: Muutamat suuremmat protoplanetat erottuvat ja hallitsevat tiettyjä radan alueita.
- Törmäykset: Kymmenien–satojen miljoonien vuosien ajan nämä protoplanetat törmäävät toisiinsa, kunnes maantyyppiset planeetat (Maa, Venus, Mars jne.) lopulta muodostuvat.
6.2 Aika ja haihtuvat yhdisteet
Myöhemmin putoava tai jättimäisten törmäysten tuoma aine lumirajan ulkopuolelta voi tuoda vettä tai haihtuvia yhdisteitä. Uskotaan, että Maan vesi on voinut saapua planetesimaaleista tai alkioista asteroidivyöhykkeen ulkoalueilla. Maaplaneettojen lopullinen järjestys vaihtelee paljon; eksoplaneettajärjestelmissä näemme supermaiden ja tiiviiden resonanssiryhmien esimerkkejä.
7. Kaasu- ja jääjättiläiset
7.1 Kylmän rajan ulkopuolella
Niillä radoilla, joilla lämpötila on tarpeeksi alhainen veden jään (ja muiden haihtuvien yhdisteiden) kondensoitumiselle, planetesimaalit voivat nopeasti kerätä suuren massan. Nämä suuremmat "ytimet" voivat:
- Kaasun akkretion: Saavuttaessaan noin 5–10 Maan massaa ydin vetää gravitaatiollisesti ympäröivän vety/helium-kaasukerroksen.
- Jättiläisplaneettojen muodostuminen: Näin syntyvät Jupiterin tai Saturnuksen kaltaiset planeetat. Vielä kauempana voivat muodostua pienemmät kaasumaiset tai jääpitoiset maailmat, jotka muistuttavat Uranusta/Neptunusta.
7.2 Aikaraja ja hallitsematon akkretioprosessi
Jättiläisplaneetan muodostumiseksi tarvitaan kaasua levyn kadottua. Koska protoplaneettalevy yleensä katoaa 3–10 miljoonassa vuodessa, ytimen on muodostuttava riittävän nopeasti aiheuttaakseen hallitsemattoman kaasun akkretion. Tämä on ytimen akkretion mallin keskeinen menestys, joka selittää kaasujättiläisten syntymisen alle 10 miljoonassa vuodessa [8], [9].
7.3 Eksentrisyydet ja migraatiot
Jättiläisplaneetat voivat häiritä toistensa ratoja tai olla vuorovaikutuksessa levyn kanssa, migraatio voi tapahtua sekä sisäänpäin että ulospäin. Tämä johtaa "kuumien Jupiterien" (suuret kaasujättiläiset lähellä tähteä) muodostumiseen tai epätavallisiin resonanssikonfiguraatioihin, jotka ylittävät yksinkertaisemmat hypoteesit, jos planeetat pysyisivät siellä, missä ne muodostuivat.
8. Radiaalinen dynamiikka ja migraatio
8.1 Levyn ja planeetan vuorovaikutus
Levyn sisällä olevat planeetat voivat vaihtaa kulmamomenttia kaasun kanssa. Pienimassaiset planeetat kokevat tyypin I migraatiota, liikkuen radiaalisesti suhteellisen lyhyillä aikaskaaloilla. Suuremmat planeetat kaivavat aukkoja ja kokevat tyypin II migraatiota, joka tapahtuu levyn viskositeettiajan kuluessa. Protoplaneettalevyissä havaitut aukot viittaavat muodostuneisiin jättiläisplaneettoihin tai ainakin niiden suuriin ytimiin.
8.2 Dynaamiset epävakaudet ja hajaantumiset
Levyn kadotessa protoplaneettojen tai täysin muodostuneiden planeettojen gravitaatiotörmäykset voivat aiheuttaa:
- Hajonta (scattering): Pienemmät kappaleet voivat heittäytyä kaukaisille alueille tai tähtienväliseen avaruuteen.
- Resonanssirajoitukset: Planeettojen juuttuminen radiaalisiin resonansseihin (esim. Galilein kuut Jupiterin ympärillä).
- Järjestelmän arkkitehtuuri: Lopullinen järjestelykaavio voi tarkoittaa laajoja, eksentrisia ratoja tai tiiviitä planeettojen ryhmiä, jotka muistuttavat eksoplaneettajärjestelmää TRAPPIST-1.
Tällaiset prosessit määräävät lopullisen kuvan, jossa järjestelmässä jää joskus vain muutama vakaa rata. Aurinkokunnan suhteellisen rauhallinen nykyinen järjestys viittaa siihen, että menneisyydessä tapahtui intensiivistä varhaista hajaantumista tai törmäyksiä, jotka lopulta jättivät nykyiset vakaat planeettojen radat.
9. Kuut, renkaat ja jäänteet
9.1 Kuiden muodostuminen
Suuret planeetat voivat omata planeetan ympärillä olevia kiekkoja, joista samanaikaisesti planeetan kanssa muodostuu kuita (esim. Jupiterin Galileon kuut). Tai osa kuista (esim. Triton Neptunuksella) voi olla kaapattuja suuria planeettamaisia kohteita. Maan ja Kuun järjestelmä voi olla valtavan törmäyksen seuraus, kun Marsin kokoinen kappale törmäsi alkuperäiseen Maahan, ja irronneet hiukkaset kerääntyivät Kuuksi.
9.2 Rengasjärjestelmät
Planeettojen renkaat (esim. Saturnuksen) voivat muodostua, jos kuu tai jäljelle jäänyt materiaali päätyy Roshin rajan alueelle ja hajoaa pieniksi hiukkasiksi, jotka kiertävät kiekon muodossa. Ajan myötä rengaspartikkelit voivat kerääntyä pieniksi kuiksi tai hajota. Uskotaan, että eksoplaneettojen tapauksessa renkaat voivat myös esiintyä (erityisesti transitojärjestelmissä), mutta suorat vahvistukset ovat toistaiseksi harvinaisia.
9.3 Asteoroidit, komeetat ja kääpiöplaneetat
Asteoroidit sisäisessä järjestelmässä (esim. päävyöhykkeellä) ja kometat Kuiperin vyöhykkeellä tai Oortin pilvessä ovat jäljelle jääneitä planetesimaaleja, joita ei käytetty planeettojen muodostamiseen. Niiden tutkimus paljastaa alkuperäisen kemiallisen koostumuksen ja kiekon olosuhteet varhaisessa vaiheessa. Kääpiöplaneetat (Ceres, Pluto, Eris) muodostuivat harvemmissa ulommissa tiheissä alueissa, eivätkä koskaan kasvaneet yhdeksi suureksi planeetaksi.
10. Eksoplaneettojen monimuotoisuus ja analogiat
10.1 Yllättävät järjestelyt
Eksoplaneettojen tutkimukset osoittavat monia erilaisia järjestelmäkonfiguraatioita:
- Kuumat Jupiterit: Suuret kaasujättiläiset hyvin lähellä tähteä, mikä viittaa migraatioon kauempaa, lumirajan takaa.
- Super-Maapallot / mini-Neptunukset: 1–4 Maan säteen kokoiset maailmat, joita löytyy runsaasti muista järjestelmistä, mutta ei omastamme, mikä viittaa siihen, että erilaiset kiekon parametrit määräävät tällaisten planeettojen muodostumisen.
- Monitasoiset resonanssirakenteet: Esim. TRAPPIST-1, jossa seitsemän Maan kokoista planeettaa on tiiviisti järjestäytyneinä.
Tämä vahvistaa, että vaikka ydinakkretion malli on onnistunut, yksityiskohdat (kiekkojen ominaisuudet, migraatio, taivaankappaleiden hajaantuminen) voivat johtaa hyvin erilaisiin lopputuloksiin.
10.2 Protoplaneettojen suora havainnointi
Viimeisimmät teleskoopit, kuten ALMA, ovat havainneet mahdollisten protoplaneettojen jälkiä kiekkojen poikkileikkauksissa (esim. PDS 70). Suora kuvantamislaite (VLT/SPHERE, Gemini/GPI) voi näyttää pölyisiä muodostelmia, jotka sopivat muodostuviin planeettoihin. Tämä suora näkeminen planeettajärjestelmien muodostumisessa auttaa parantamaan kiekkojen evoluution ja planeettojen kasvun teoreettisia malleja.
11. Elinkelpoisen vyöhykkeen käsite
11.1 Määritelmä
Elinkelpoinen vyöhyke on tähtensä kiertoradalla oleva alue, jossa kiviplaneetta voisi säilyttää nestemäisen veden pinnallaan, jos sillä olisi Maata vastaava ilmakehä. Tämän vyöhykkeen etäisyys riippuu tähden kirkkaudesta ja spektrityypistä. Protoplanetaarisessa kiekossa tämä tarkoittaa, että planeetalla, joka muodostuu lähempänä tai kauempana tästä alueesta, veden säilyminen ja mahdollinen elämä voivat vaihdella merkittävästi.
11.2 Planeettojen ilmakehät ja monimutkaisuus
Kuitenkin ilmakehän kehitys, migraatioreitit, tähden aktiivisuus (erityisesti M-kääpiöissä) ja suuret törmäykset voivat merkittävästi vaikuttaa todelliseen elinkelpoisuuteen. Pelkkä HZ-alueella oleminen tietyn ajan ei takaa vakaita elinolosuhteita. Kiekon kemia vaikuttaa myös veden, hiilen ja typen tasapainoon, jotka ovat elintärkeitä mahdollisille biologisille prosesseille.
12. Tulevaisuuden tutkimukset planeettatieteessä
12.1 Uuden sukupolven teleskoopit ja tehtävät
- JWST: Tarkkailee jo nyt kiekkoja infrapunasäteilyssä ja määrittää kemiallisia koostumuksia.
- Extremely Large Telescopes (ELT): Pystyvät suoraan kuvaamaan kiekkojen rakenteita lähi-infrapuna-alueella, mahdollisesti havaitsemalla selkeämmin ”lapsi”planeettoja.
- Avaruussondit: Komettoja, asteroideja tai aurinkokunnan ulkopuolisten pienten kappaleiden tutkimiseen suunnatut tehtävät (esim. OSIRIS-REx, Lucy) tutkivat kiekon alkuperäisiä jäänteitä ja auttavat ymmärtämään planeettojen muodostumisen prosessia.
12.2 Laboratorioastrokemia ja mallinnus
Maassa tehdyt kokeet, jotka simuloivat pölyhiukkasten törmäyksiä, osoittavat, millä nopeuksilla ja olosuhteissa hiukkaset todennäköisemmin yhdistyvät kuin hajoavat. Suorituskykyiset laskelmat (HPC) kuvaavat pölyn ja kaasun yhteistä kehitystä, tallentaen epävakauksia, kuten streaming-epävakautta, joka muodostaa planetesimaaleja. Tämä laboratoriotietojen ja digitaalisten mallien vuorovaikutus parantaa ymmärrystämme kiekon turbulenssista, kemiasta ja kasvunopeuksista.
12.3 Eksoplaneettakartoitukset
Uudet radiaalinopeus- ja transittikartoitukset (esim. TESS, PLATO, maanpäälliset tarkkuusspektrografit) löytävät tuhansia eksoplaneettoja lisää. Analysoimalla planeettakantoja, tähtien ikää ja metallisuutta voimme ymmärtää paremmin, miten kiekon massa, elinikä ja koostumus muovaavat planeettajärjestelmiä. Tämä yhdistää Aurinkokunnan muodostumisteoriat laajaan eksoplaneettakantaan.
13. Yhteenveto
Protoplanetaariset kiekot ovat olennaisia planeettojen muodostumisessa – ne ovat pyörteilevää ”jäännösmateriaalia”, joka jää tähden synnyn jälkeen. Niissä:
- Pölyhiukkaset kasvavat planetesimaaleiksi, joista muodostuvat kiviset tai kaasumaiset jättiläistähtien ytimet.
- Dujos ohjaavat migraatiota, massan jakautumista ja järjestelmän lopullista rakennetta.
- Kun kiekko vähitellen hajaantuu – akkretion, tuulen tai fotoevaporaation kautta – syntyy uusi planeettajärjestelmä.
Vaikuttava havaintojen läpimurto—ALMA-kuvat, jotka näyttävät renkaita/välejä, JWST-aineisto pölyrakenteista, yritykset suoraan kuvata protoplaneettoja—paljastavat vähitellen, miten pölyhiukkaset kasvavat kokonaisiksi planeetoiksi. Eksoplaneettojen monimuotoisuus paljastaa, miten kiekon ominaisuudet, migraatio ja dynaaminen hajaantuminen luovat hyvin erilaisia planeettaperheitä. Sillä välin ”elinkelpoiset vyöhykkeet” -käsite osoittaa mahdollisuuksia elämälle sopivien maailmojen muodostumiseen, edistäen protoplanetaaristen kiekkojen fysiikan yhdistämistä mahdollisten biologisten jälkien etsintään eksoplaneettojen ilmakehissä.
Pölyhiukkasten vaatimattomasta koagulaatiosta monimutkaisiin radan uudelleenjärjestelyihin – planeettojen synty todistaa runsaasta gravitaation, kemian, säteilyn ja ajan vuorovaikutuksesta. Tulevien teleskooppien ja teoreettisten mallien kehittyessä tietomme siitä, miten kosmiset pölyt muuttuvat kokonaisiksi planeettajärjestelmiksi (ja kuinka monimuotoisia nämä muodostelmat voivat olla), syvenee, yhdistäen aurinkokuntamme historian valtavaan kosmisten maailmojen verkostoon.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). ”Tähtien muodostuminen molekyylipilvissä: havainnot ja teoria.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
- Hartmann, L. (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press.
- ALMA Partnership, et al. (2015). ”Vuoden 2014 ALMA:n pitkäkantakampanja: Ensimmäiset tulokset korkearesoluutioisista havainnoista HL Taun suuntaan.” The Astrophysical Journal, 808, L3.
- Andrews, S. M., et al. (2018). ”Diskin alirakenteet korkealla kulmalla resoluutioprojektissa (DSHARP). I. Motivaatio, otos, kalibrointi ja yleiskatsaus.” The Astrophysical Journal Letters, 869, L41.
- Haisch, K. E., Lada, E. A., & Lada, C. J. (2001). ”Kiekkojen esiintyvyys ja elinikä nuorissa tähtijoukoissa.” The Astrophysical Journal Letters, 553, L153–L156.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). ”Planeettojen muodostuminen helmikertymän avulla.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). ”Pölyn kehitys ja planetesimaalien muodostuminen.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Pollack, J. B., et al. (1996). ”Jättiläisplaneettojen muodostuminen kiinteiden aineiden ja kaasun samanaikaisella kertymisellä.” Icarus, 124, 62–85.
- Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). ”Planeettojen kasvu helmikertymällä kehittyvissä protoplanetaarisissa kiekkoissa.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.