Hipòtesis nebular

La hipòtesis nebular' és el model més àmpliament acceptat en el camp de cosmologia per a explicar la formació i evolució del sistema solar. Se sugerix que el sistema solar es va formar a partir de material nebuloso en l'espai. Hi ha proves de que es va propondre per primera volta en 1734 per Emanuel Swedenborg. Originalment aplicat al nostre propi sistema solar, este procés de formació de sistemes planetaris ara es creu que està en tot l'univers. La variant moderna àmpliament acceptada de l'hipòtesis nebular és el model de disc nebular solar (SNDM per les seues sigles en anglés) o, simplement, model nebular solar. Esta hipòtesis nebular va oferir explicacions per a una varietat de propietats del sistema solar, incloent les òrbites casi circulares i coplanares dels planetes, i el seu moviment en la mateixa direcció que la rotació del Sol. Alguns elements de l'hipòtesis nebular es repetixen en les modernes teories de formació planetària, pero la majoria dels elements han segut remplazados.

D'acort en l'hipòtesis nebular, les estreles es formen de núvols massius i denses d'hidrogen molecular - núvol molecular jagant (NMG per les seues sigles en anglés). Són gravitacionalment inestables, i la matèria es fon dins d'ells per a fer cúmuls més menuts i densos, que després giren, colapsen, i formen estreles. La formació estelar és un procés complex, que sempre produïx un disc protoplanetario gaseós al voltant de la jove estrela. Açò pot donar a llum a planetes en certes circumstàncies, les quals no són molt conegudes. Aixina, la formació de sistemes planetaris es creu que és un resultat natural de la formació d'estreles. Una estrela com el Sol sol tardar aproximadament 1 millardo d'anys en formar-se, en el disc protoplanetario evolucionant cap a un sistema planetari en els pròxims 10-100 millons anys.

El disc protoplanetario és un disc d'acreció que s'alimenta de l'estrela central. Inicialment és molt calent, més tarde el disc es gela en lo que es coneix com l'etapa d'estreles T Tauri; ací, la formació dels menuts grans de pols fets de roques i gèl són possibles. Els grans, finalment, poden coagularse en-quilómetros de tamany planetesimal. Si el disc és lo suficientment massiu, les acumulacions descontrolables comencen, resultant en una ràpida - de 100 000 a 300 000 anys - formació de la Lluna fins a embrions planetaris del tamany de Mart. Prop de l'estrela, els embrions planetaris passen per una etapa de fusions violentes, produint uns pocs planetes terrestres. L'última etapa dura aproximadament de 100 millons fins a mil millons (un millardo) d'anys.

La formació d'un planeta jagant és un procés més complicat. Es creu que ocorre més allà de la coneguda llínea de congelació, en a on els embrions planetaris principalment estan fets de diferents tipos de gèl. Com a resultat, són vàries voltes més massius que en la part interior del disc protoplanetario. Lo que seguix despuix de la formació de l'embrió no està completament clar. Alguns embrions semblen seguir creixent i finalment alcancen entre 5 i 10 masses de la Terra - el valor del llindar de la Terra, el qual és necessari per a començar l'acumulació dels gasos hidrogen - heli des del disc. L'acumulació de gas en el núcleu és inicialment un procés llent, que es prolonga durant varis millons d'anys, pero despuix de la formació de protoplaneta alcança prop de 30 masses terrestres s'accelera i alvança de manera descontrolada. Júpiter - i Saturn - es creu que són planetes que varen acumular la major part de la seua massa durant sol 10 000 anys. L'acumulació es deté quan s'agota el gas. Els planetes formats poden migrar llargues distàncies durant o despuix de la seua formació. Jagants de gèl, com Urà i Neptú es creu que són núcleus fallancs, que es varen formar massa tart quan el disc casi havia desaparegut.