Erinevus lehekülje "Neptuun" redaktsioonide vahel

Lisatud 1 bait ,  3 aasta eest
P
[[Pilt:Lhborbits.png|thumb|Simulatsioon asteroidide vöö taha jäävatest planeetidest ja Kuiperi vööst: a) enne kui Jupiter ja Saturn saavutasid 2:1 resonantsi; b) pärast Kuiper vöö taevakehade hajumist Neptuuni orbiidi muutumise järel; c) pärast Kuiper vöö taevakehade väljatõukamist Jupiteri poolt]]
 
Hiidplaneetide Neptuuni ja Uraani teket on olnud raske täpselt modelleerida. Tänapäevaste mudelite järgi oli aine tihedus Päikesesüsteemi kaugemates piirkondades liiga madal, et nii suured kehad oleks saanud tavapärasel moel tuuma [[akretsioon (astronoomia)|akretsiooni]] teel tekkida. Planeetide teketekke kohta on esitatud mitu erinevat [[hüpotees]]i. Ühe järgi moodustusid need hiidplaneedid algse [[protoplanetaarne ketas|protoplanetaarsest kettast]] ja aja möödudes haihtus nende atmosfäär lähedal asuva massiivse [[OB-täht|OB-tähe]] radiatsiooni tõttu.<ref name="Boss" />
 
Sellele vastanduva hüpoteesi järgi moodustusid Neptuun ja Uraan Päikesele lähemal, kus oli aine tihedus suurem, ja liikusid seejärel praegustele orbiitidele.<ref name="zbZnc" /> Viimast hüpoteesi pooldatakse rohkem, kuna selle abil on paremini võimalik seletada väikeste taevakehade olemasolu Neptuunist kaugemale jäävas piirkonnas.<ref name="0Nf1c" /> Hetkel kõige laialdasemalt tunnustatud<ref name="Crida2009" /><ref name="Desch07" /><ref name="Smith2009" /> hüpoteesi üksikasjade seletust tuntakse [[Nice'i mudel]]ina, mis uurib Neptuuni ja teiste hiidplaneetide liikumise mõju Kuiperi vöö struktuurile.