Aurinkokunta
1700-luvulle asti tähtitiede liittyi lähes pelkästään aurinkokuntaan ja erityisesti sen kappaleiden liikkeisiin. Renessanssin perintönä mukaan kuvaan tulivat myös planeettojen fysikaaliset ominaisuudet.

Yksi ensimmäisiä kaukoputkenhankkijan havaintokohteita on Kuu eikä Galileikaan ollut tästä poikkeus. Hän totesi, ettei Kuu ole aristoteelinen sileä pallo vaan siellä on samankaltaisia pinnanmuodostelmia kuin Maassakin. Jo aiemmin Plutarkhos (46-119), Alhazen eli Abu ‘ali al-Hasan ibn al-Haytham (965-1039) ja Leonardo da Vinci (1452-1519) olivat esittäneet, että Kuun pinnan täytyy muistuttaa Maan pintaa.



Tammikuussa 1610 Galilei havaitsi kaukoputkellaan kolme tähteä Jupiterin vieressä samalla suoralla. Myöhemmin hän havaitsi vielä neljännen. Nämä tähdet liikkuivat Jupiterin suhteen, mutta pysyivät aina sen lähellä. Vaikka kutsuikin kappaleita tähdiksi, ymmärsi Galilei, että ne kiersivät Jupiteria. Sittemmin nimityksellä Galilein kuut tunnetut Jupiterin neljä suurinta kuuta olivat ensimmäinen todiste, että muillakin kappaleilla kuin Maalla oli kiertolaisia. Samaan aikaan Galilein kanssa kuut havainnut saksalainen Simon Marius (1573-1624) mittasi tätä tarkemmin kuiden kiertoajat ja hänen niille antamansa nimet (Io, Europa, Ganymedes, Kallisto) vakiintuivat viralliseen käyttöön. Myös englantilainen Thomas Harriot (1560-1621) havaitsi Jupiterin kuita samoihin aikoihin. Hän ei kuitenkaan julkaissut havaintojaan ja jäi siten pois historian kirjoituksista.

Alempi kuva vieressä (sininen) on linkki animaatioon, jossa esitellään lyhyt pätkä Galileon havaitsemien kuiden liikkeistä.





Jos Jupiterilla oli kuita, niin miksei niitä olisi Saturnuksellakin, päätteli Galilei. Hän tutki planeettaa ja havaitsi sen molemmilla puolilla ulokkeet, jotka olivat perin suuret planeetan kokoon verrattuna. Ne kuitenkin katosivat Galilein kummastukseksi muutaman vuoden kuluessa. Hän ei koskaan ymmärtänyt havainneensa Saturnuksen renkaat, joita katsoi aluksi viistosti niitä vastaan ja, Maan ja Saturnuksen keskinäisen aseman muuttuessa, niiden tasossa, jolloin ne eivät enää ole havaittavissa suuremmillakaan teleskoopeilla.

Galilei havaitsi myös Venuksen vaiheet, mikä oli tärkeä havainto kopernikaanisen mallin kannalta. Koska Venus oli aina havaittu vain samalla suunnalla Auringon kanssa, näkisimme sen vain korkeintaan puoliksi valaistuna, jos se kiertäisi Maata (kuva a) eikä Aurinkoa. Todellisuudessa se voi Aurinkoa kiertäessään olla myös Auringon takana, jolloin sen pinta valaistuu lähes kokonaan (kuva b).







Auringonpilkkuja havaitsi vuonna 1611 Galilein lisäksi Thomas Harriot, hollantilainen Johann Fabricius (1564-1617) ja roomalainen jesuiitta Christopher Scheiner (1575-1650). Havaintojen mukaan pilkut liikkuivat Auringon pinnan poikki samaan suuntaan ja palasivat alkuperäiseen paikkaansa suunnilleen kuukauden kuluttua. Galilein mielestä tämä oli selvä osoitus Auringon pyörimisestä ja uusi todiste kuunylisessä maailmassa tapahtuvista muutoksista. Jesuiitta Scheiner puolestaan sovitti pilkut aristoteeliseen malliin väittämällä niitä Aurinkoa kiertäviksi planeetoiksi.

[Ensimmäiset Auringon havaitsijat yleensä projisoivat Auringon kuvan kaukoputken avulla okulaarin taakse asetetulle varjostimelle, mikä on parhaita tapoja havaita Aurinkoa. Jotkut himmensivät Auringon valoa värillisillä laseilla ja turvallisuudestaan piittaamattomat katsoivat Aurinkoa suoraan kiikareilla.]

Sunspot movie (mpeg, 6.7 MB)
Vasta kaukoputkien koon ja laadun kehittyessä alettiin planeetoista erottaa yksityiskohtia. Yksi ensimmäisiä suurten kaukoputkien rakentajia oli hollantilainen Christiaan Huygens (1629-1695). Laitteillaan hän löysi 1655 Saturnuksen kuun Titanin ja havaitsi Saturnuksen renkaat. Kirjassaan Systema Saturnium (1659) Huygens esitti ensimmäisen oikean mallin Saturnuksen renkaille. Noin 15 vuoden välein Maapallo kulkee ohuiden renkaiden tason kautta ja silloin renkaat katoavat kokonaan näkyvistä.



Saturn movie (mpeg, 270 kB)
Giovanni Domenico Cassini (1625-1712) mittasi Marsin ja Jupiterin pyörähdysajat 1663 seuraamalla pinnan yksityiskohtien liikettä. Vuonna 1675 hän havaitsi, että Saturnuksen renkaat eivät ole yhtenäiset, vaan koostuvat kahdesta osasta, joita erottaa tumma aukko (sittemmin Cassinin jako).

1670- ja 1680-luvuilla Cassini löysi neljä uutta kuuta Saturnukselle (Japetus, Rhea, Dione, Tethys) kasvattaen aurinkokunnan kuiden kokonaismäärän kymmeneen. Seuraavien kuiden löytymiseen menikin sitten liki sata vuotta.





Komeetat
Aristoteles selitti komeetat Maasta haihtuvina höyryinä. Satunnaisilmiöinä niiden täytyi kuulua kuunaliseen maailmaan. Roomalainen Lucius Annaeus Seneca (n. 5 eaa – 65 jaa) esitti yhden harvoista poikkeavista mielipiteistä ehdottaen, että komeetat olivat taivaankappaleita, jotka ovat suurimman osan ajasta liian kaukana havaittavaksi.

Tyko Brahen havainnot vuoden 1577 komeetasta osoittivat, ettei sillä ollut mitattavissa olevaa parallaksia. Sen täytyi siten olla vuorokautisen parallaksin omaavaa Kuuta kauempana eli kuulua kuunyliseen maailmaan.

Keskiajalla komeetat olivat ennusmerkkejä, joissa nähtiin erilaisia uhkaavia muotoja. Monia havainnoista on vaikea ymmärtää muuten kuin ihmisen taipumuksena nähdä komeetoissa juuri sellaisia muotoja, joita hän niihin liittyvien myyttien perusteella odottikin näkevänsä.



Englantilainen Edmond Halley (1656-1742) ryhtyi soveltamaan Newtonin teoriaa komeettojen ratoihin. Laskettuaan paraabeliradat joukolle komeettoja hän havaitsi, että vuosien 1531, 1607 ja 1682 komeettojen radat olivat hyvin samanlaiset. Hän päätteli, että kysymyksessä ei ollut paraabeli vaan hyvin soikea ellipsi ja että komeetta palaisi takaisin vuonna 1758. Jouluyönä 1758 saksalainen amatööri Georg Palitzsch (1723-1788) löysi lähestyvän komeetan, jota alettiin tämän jälkeen kutsua Halleyn komeetaksi.







Kaukoputken keksimisestä lähtien komeettojen metsästys on ollut harrastajien ja joidenkin ammattilaistenkin suosimaa puuhaa. Jälkimmäisiin lukeutuu ranskalainen Charles Messier (1730-1817), jonka Joseph Delisle (1688-1768) oli palkannut avustajakseen mm. etsimään Halleyn komeettaa. Delislen jäätyä eläkkeelle Messieristä tuli yksi kuuluisimpia komeettatutkijoista. Hän laati luettelon sumumaisista kohteista, jotka haittasivat komeettojen tunnistamista. Tämä Messierin luettelo on ensimmäinen ja yksi kiinnostavimmista galaksiluetteloista.

Alemmassa kuvassa vierellä on Messierin luettelosta kuusi kohdetta. Luettelossa on planetaarisia sumuja ja kaasupilviä (oikealla ylhäällä), pallomaisia tähtijoukkoja (vasemmalla ylhäällä), ja erityisesti galakseja (neljä alinta kuvaa).





Sir William Herschel
Sir William Herschel (alkujaan Friedrich Wilhelm Herschel, 1738-1822) syntyi Hannoverissa Saksassa, muutti Englantiin Ranskan miehitettyä Hannoverin 1757, ryhtyi musiikinopettajaksi 1766 ja lopulta päätyi tähtitieteilijäksi rakentamaan mahtavimpia siihenastisista teleskoopeista. Herschel löysi Uranuksen 13.3.1781 sattumalta. Aluksi uutta kohdetta epäiltiin komeetaksi ja havaintoihin yritettiin sovittaa paraabelirataa.

Pietarin akatemiassa toiminut suomalaissyntyinen Anders Lexell (1740-1784) oli keväällä 1781 vierailulla Lontoossa ja tutustui havaintoihin. Hän oli ensimmäinen, joka laski kohteelle ympyräradan, jonka yhteensopivuus havaintojen kanssa osoitti, että kyseessä oli uusi planeetta.

Komeettoja lukuunottamatta kaikki 1700-luvulla tehdyt aurinkokuntaan liittyvät havainnot menivät Herschelin nimiin. Uranuksen ohella hän löysi 1787 kaksi sen kuuta (Titania ja Oberon). 1789 hän löysi kaksi uutta kuuta Saturnukselle (Mimas ja Enceladus).

Herschel havaitsi myös auringonpilkkuja. Hän oli ensimmäinen, joka yritti tutkia pilkkujen ja ilmaston välistä yhteyttä. Hänen teoriansa mukaan auringonpilkut olivat Aurinkoa kiertävässä kirkkaassa pilvipeitteessä olevia reikiä, joiden lävitse voi nähdä Auringon todellisen, viileän pinnan. Royal Societyn julkaisussa hän jopa esitti, että planeettojen tavoin Auringonkin täytyy olla asuttu.

Kuningas George III aateloi Herschelin tieteellisten saavutusten ansiosta 1816.







Titius-Boden laki
Johann Daniel Titius (1729-1796) esitti 1766 planeettojen etäisyyksille lain, joka tuli tunnetuksi Johann Elert Boden (1747-1826) ansiosta. Lain mukaan planeettojen etäisyydet Auringosta noudattavat kaavaa

a = 0.4 + 0.3 x 2n

missä n=0 Venukselle, n=1 Maalle, jne. Merkuriukselle 2n korvataan nollalla.

planeettan2natodellinen etäisyys
---------- ------ -------- ---------- -------------------- . . . Taulukon kolme viimeistä riviä, kursivoidut, olivat tuntemattomia lain keksimisen aikoihin. Viisi tuolloin tunnettua planeettaa noudattavat lakia varsin hyvin. Myös vähän myöhemmin löytynyt Uranus sopi hyvin mukaan kuvaan. Ainoa ongelma oli, että säännön mukaan Marsin ja Jupiterin välissä olisi pitänyt olla vielä yksi planeetta. Taulukon etäisyydet on annettu astronomisina yksiköinä (eli Maan etäisyyksinä Auringosta).
Merkurius-Inf.00.400.39
Venus010.700.72
Maa121.001.0
Mars241.601.52
?382.802.15–3.3
Jupiter4165.205.20
Saturnus53210.009.53
Uranus66419.619.2
Neptunus712838.830.1
Pluto825677.239.2


Asteroidit
Marsin ja Jupiterin välinen aukko alkoi täyttyä yllättävällä tavalla 1801 Giuseppe Piazzin havaitessa Palermossa tähtien paikkoja. Sattumalta hän huomasi ylimääräisen himmeän kohteen, joka näytti liikkuvan tähtien suhteen. Piazzi tutki löytöä komeettana ja nimesi sen Ceres Ferdinandeaksi. Kohde katosi ja löytyi uudelleen vasta, kun nuori loistava matemaatikko Gauss laski Cereksen lähes ympyrämäisen radan. Kappale oli noin 2.77 AU:n etäisyydellä Auringosta ja täytti siten Titius-Boden lain aukon. Outoa vain oli kappaleen pieni koko.

Maaliskuussa 1802 saksalainen amatööritähtitieteilijä Heinrich Olbers (1758-1840) löysi toisen kappaleen Ceresin etäisyydellä Auringosta. Se sai nimen Pallas. 1804 saksalainen Karl Harding (1765-1834) löysi kolmannen, Junon, ja 1807 Olbers neljännen, Vestan.

Neljään vuosikymmeneen uusia löytöjä ei tehty, mutta 1800-luvun jälkipuoliskolla asteroideja alkoi löytyä useita joka vuosi. 1890 heidelbergiläinen Max Wolf (1863-1932) alkoi käyttää valokuvausta asteroidien metsästykseen. (Kun taivaasta otetaan valokuva tähtiä seuraavalla teleskoopilla, näkyvät tähdet pistemäisinä, mutta asteroidi piirtää kuvaan pienen viivan.)

Nykyään asteroideja löydetään vuosittain satoja. Luku saattaa nousta tuhansiin asteroidien Maahan törmäyksen uhan nostettua kiinnostuksen niiden etsimiseen yhdeksi lähiavaruuden tutkimuksen painopistealueista.

Vuoden 1996 lopussa tunnettiin noin 7200 asteroidin radat. Kaikkiaan asteroideja uskotaan olevan vähintään miljoona.

[Asteroidien yhteenlaskettu massa on noin kahdeskymmenesosa Kuun massasta. Jos tiheys on sama, on niiden tilavuus siten 176 miljardia kuutiokilometriä. Miljoonan asteroidin keskimääräinen säde on siten noin 35 km. Ceres on asteroideista suurin, läpimitalla 940 km, ja sen massa yksinään on jo kolmannes kaikkien asteroidien yhteenlasketusta massasta. Niinpä muiden keskimääräinen säde putoaa jo parinkymmenen kilometrin paikkeille.

Suurin osa asteroideista on 2.15 – 3.3 AU:n etäisyydellä Auringosta; samoin suurimman osan inklinaatio on korkeintaan 10°. Asteroidivyöhykkeen tilavuus on siten noin

V = 4/3 [pii] (3.3 AU)3 – 2 x 2/3 [pii] (3.3 AU)3 x (1 – cos 80°) – [pii] (2.15 AU)2 x 2.15 AU x sin 10°
= 20.72 AU3 eli 6.94 x 1025 km

Vaikka asteroideja olisi 10 miljoonaa, jää kullekin vielä 7 miljardia miljardia kuutiokilometriä tilaa eli keskinäiseksi etäisyydeksi 2.4 miljoonaa kilometriä.]





Kuita
Kaukoputkien koko ja laatu kehittyivät huimasti 1800-luvulla. Niinpä yhä pienempien ja himmeämpien kohteiden löytäminen tuli mahdolliseksi. Talouselämässä rikastuneet tähtitieteen harrastajat rakensivat toinen toistaan suurempia teleskooppeja ja viettivät aikansa havaintoja tehden. Englantilainen oluttehtailija William Lassell (1799-1880) havaitsi lokakuussa 1846 Neptunuksen suurimman kuun, Tritonin (planeetta itse oli löytynyt vasta kuukautta aiemmin). Talveksi 1852 Lassell rahtasi 24-tuumaisen kaukoputkensa Maltalle ja löysi siellä kaksi uutta Uranuksen kuuta, Umbrielin ja Titanian.

Harvardissa William C. Bond (1789-1859) löysi Saturnuksen kuun Hyperionin 1848.

Jonathan Swift oli 1726 ilmestyneessä romaanissaan Gulliverin retket esittänyt, että Marsilla on kaksi kuuta. (Tuolloin spekuloitiin sillä, että koska Maalla on yksi ja Jupiterilla neljä kuuta, pitää niiden välissä olevalla Marsilla olla kaksi, joka on yhden ja neljän geometrinen keskiarvo.)

Washingtonin Naval Observatoryn 26-tuumainen linssikaukoputki annettiin 1875 professori Asaph Hallin (1829-1907) vastuulle. Vuoden 1877 oppositiossaan Mars tuli lähelle Maata ja Hall käytti tilaisuutta hyväkseen etsiäkseen mahdollisia kuita. Hän havaitsikin, juuri ja juuri, Marsin kaksi pientä kuuta, joille annettiin osuvasti nimet Phobos (pelko) ja Deimos (kauhu) sodan jumalan seuralaisten mukaan.







Planeettojen kartoitus
Pitkään pistemäisenä näkyneiden planeettojen pinnanmuotojen kartoitus pääsi vauhtiin vasta 1800-luvun loppupuolella, kun kaukoputkilla alettiin nähdä planeetat kiekkomaisina kohteina (lukuunottamatta Jupiteria, jonka tummat ja vaaleat vyöhykkeet on helpohko nähdä).

Giovanni Schiaparelli (1935-1910) teki hyvin vaikeasti havaittavasta Merkuriuksesta havaintoja pitkään ja kärsivällisesti 1880-luvulla. Sekä hän että aikalaisensa Eugène Antoniadi (1870-1944) laativat Merkuriuksen pinnasta karttoja. Kartat vastaavat toisiaan, mutta eivät juurikaan luotainten kuvista näkyviä pinnanmuotoja. Syytä tähän ei tiedetä, mutta se ei silti tarkoita, että kartat olisivat olleet virheellisiä.



Merkuriusta lähemmäksi Maata tuleva Venus on sekin vaikea havaittava eikä sen pinnalta tahdo nähdä minkäänlaisia yksityiskohtia. Venuksen kulkiessa Auringon kiekon editse 1761 todettiin, että Venusta ympäröi kirkas rengas. Tämä oli osoitus siitä, että Venuksella on ilmakehä. Venuksen kaasukehä on hyvin tiheä emmekä näe siitä kuin pilvipeitteen yläpinnan. Planeetan pyörähdysaika selvisi vasta 1960-luvun tutkahavainnoista. Pinnan kartoitus on tehty myös tutkahavaintojen avulla. Myös radioteleskooppeja ja luotainten havaintoja on käytetty Venuksen kartoittamiseen.

Viereiset kuvat ovat, ylhäältä alas, Venus kuvattuna optisilla ja ultraviolettiaallonpituuksilla sekä tutkahavainnoista tehty pinnanmuotokartta. Voit ladata animaatiolinkistä NASA:n pinnanmuotoanimaation, jossa Venus pyörähtää akselinsa ympäri.







Venus: pinta-animaatio (606 kB)
Marsin pinnalle hahmoteltiin erilaisia läiskiä heti kaukoputken keksimisen jälkeen. Vuoden 1877 opposition aikana Marsissa alettiin nähdä kanavia (canali). Ensimmäisenä ne mainitsi Schiaparelli ja pian muutkin – tunnetuimpana Percival Lowell (1855-1916). Kanavat selitettiin marsilaisten rakentamina liikenneväylinä, keinokasteluun tarkoitettuina uomina, kasvillisuusvyöhykkeinä ja vaikka minä. Karttoihin ilmestyi kymmenittäin kanavia.

Kaikki eivät kanavia nähneet, vaikka kuinka katsoivat – suurimmillakin teleskoopeilla. He pitivät niitä optisina harhoina. Antoniadi osoitti kuinka kanavat hajosivat sarjaksi erillisiä muodostelmia suurella kaukoputkella katsottuna. Hän tutki myös Marsin ilmakehän pilviä ja pinnan värien vaihteluita vuodenaikojen mukana.

Ajatukset Marsin kanavista romuttuivat lopullisesti vasta 1960-luvulla Mariner-luotainten ohittaessa Marsin. Samalla paljastui, että Marsissa oli samankaltaisia kraatereita kuin Kuussakin. Vuonna 1976 kaksi Viking-luotainta laskeutui Marsin pinnalle ja romuttivat toiveet elämän löytämisestä. Uusimmat tutkimukset ovat kuitenkin palauttaneet, jos ei sentään uskoa, ainakin epäilyksen marsilaisen elämän olemassaoloon.

Viereisistä kuvista toinen on Schiaparellin laatima kartta Marsin pinnanmuodoista ja sitä halkovista kanaaleista. Animaatiolinkin alla on ensimmäinen Vikingin 1976 Maahan lähettämä värikuva laskeutumisalueensa kivikosta. Alin kuva on Pathfinderin kuva vuodelta 1997 (taustalla Twin Peaks -nimen saanut vuori). Voit ladata animaatiolinkistä NASA:n pinnanmuotoanimaation, jossa Mars pyörähtää akselinsa ympäri.





Mars: pinta-animaatio (2029 kB)
Kaasujättiläisistä ei paljonkaan havaintoja ole herunut Maan pinnalta. Jupiterin vyöhykkeitä ja suurta punaista pilkkua on tutkittu ja Saturnuksesta löydetty vöitä ja vyöhykkeitä, mutta Uranus ja Neptunus ovat liian kaukana, jotta niiden pilvipeitteen yksityiskohtia pystyisi Maasta käsin erottamaan.



Yhdeksäs planeetta
Neptunuksen löytymisen jälkeen alettiin luonnollisesti tutkia löytyisikö sen radasta häiriöitä, jotka paljastaisivat vielä kaukaisemman planeetan olemassaolon. Vaikeutena on Neptunuksen hidas liike. Jotta radan häiriöt saataisiin selville, pitäisi planeettaa havaita vuosikymmenien tai –satojen ajan.

Innokkaimpia uuden planeetan etsijöitä olivat Percival Lowell ja William Pickering (1858-1938). Pickering tuotti niin suuren määrän erilaisia vaihtoehtoisia ratkaisuja, että ne alkoivat jo menettää uskottavuutta. Monet niistä perustuivat komeettojen liikkeissä havaittuihin häiriöihin. Komeettojen liikkeet ovat kuitenkin ongelmallisia, sillä niiden täsmällisen radan laskeminen on lähes mahdotonta niistä suihkuavan aineen vuoksi.

Percival Lowellin tärkein kiinnostuksen kohde oli Mars. Havaintoja varten hän perusti observatorion Flagstaffiin Arizonaan. Sen tehtäväksi tuli myös planeetta X:n etsiminen. Valokuvista planeettaa etsittiin Lowellin kuolemaan 1916 asti.

Vuonna 1929 observatorioon saatiin työhön paremmin sopiva laajakenttäinen linssikaukoputki ja etsinnät aloitettiin uudelleen. Tehtävään palkattiin nuori Clyde Tombaugh (1906-), joka tutki eri öinä otettuja kuvia uudella blink-mikroskoopilla. Jo 18.2.1930 Tombaugh löysi kohteen, joka kahden yön välillä oli siirtynyt juuri sopivan matkan ollakseen Neptunuksen radan ulkopuolella. Löytö julkistettiin Lowellin syntymäpäivänä 13.3.1930 ja sai nimen Pluto manalan jumalan mukaan (roomalainen vastine kreikkalaisten Hadekselle).

Ylimmässä kuvassa Hubblen avaruusteleskoopin kuvista selviteltyjä Pluton pinnanmuotoja. Voit ladata animaatiolinkistä NASA:n pinnanmuotoanimaation, jossa Pluto pyörii akselinsa ympäri. Alimmassa kuvassa NOT:illa kuvattu Pluto Charon-kuineen.



Pluto: pinta-animaatio (615 kB)

Kosmogonia
Kosmogonia on aurinkokunnan (tai minkä tahansa tarkkaan rajatun kokonaisuuden) syntyä käsittelevä tähtitieteen ala. Se on eri asia kuin kosmologia, johon sitä ei saa sekoittaa.

Kosmogonia antaa alarajan maailmankaikkeuden iälle: sen on oltava riittävän vanha, jotta aurinkokunnan syntyyn tarvittavat prosessit ovat ehtineet tapahtua.

Ensimmäinen jonkinlainen kosmogoninen teoria oli René Descartes’in (1596-1650) esittämä pyörreteoria. Descartes’in mekaniikan mukaan maailmankaikkeuden täyttävät pyörteet, jotka mm. kuljettavat planeettoja radoillaan. (Vaikka hänen fysiikkansa onkin käsienheiluttelua, kehitti Descartes myös analyyttisen geometrian ja kehitti nykyaikaista matematiikkaa.)

Toisenlaisen kosmogonisen teorian esitti comte de Buffon (George-Louis Leclerc, 1707-1788) vuonna 1745. Sen mukaan valtava komeetta törmäsi Aurinkoon ja planeetat muodostuivat räjähdyksessä Auringosta sinkoutuneesta aineesta. Tämä oli yksi katastrofiteorioista, jotka johtivat Forest Ray Moultonin (1872-1952) ja Thomas C. Chamberlinin (1843-1928) vuonna 1906 esittämään versioon. Tässä mallissa kaksi tähteä ohittaa toisensa hyvin läheltä ja niistä repeytyvät materiakielekkeet, joista planeetat sitten syntyvät. Tähtien kohtaamisen todennäköisyys on hyvin pieni, joten planeettajärjestelmien tulisi olla todella harvinaisia.

Kopernikaanisen periaatteen mukaan maapallo ei ole missään erityisasemassa. Ajattelutavan looginen laajennus on, että myöskään oma aurinkokuntamme ei ole mitenkään poikkeava, vaan vastaavia täytyy olla muuallakin. Planeettojen synty lienee luonnollinen osa tähden syntyprosessia.

Ensimmäisen tunnetun kehitysteorian esitti Immanuel Kant (1724-1804). Kehitysteorioiden mukaan Aurinko ja planeetat ovat syntyneet tiivistymällä tähtienvälisen aineen pilvestä. Jos pilvi on pyörinyt, luhistuminen ei ole voinut tapahtua pallosymmetrisesti, vaan tuloksena on ollut kiekko, jonka keskiosista syntyi Aurinko ja ulommista osista muut kappaleet. Malli selittää hyvin sen, miksi aurinkokunta kokonaisuudessaan on erittäin litteä järjestelmä ja miksi planeetat kiertävät Aurinkoa samaan suuntaan.

Aurinkokunnan synty -animaatio (3414 kB; selostettu englanniksi)

Takaisin pääsivulle