Bulutsu hipotezi
Bulutsu hipotezi (veya Bulutsu kuramı), kozmogoni alanında Güneş Sistemi'nin oluşumu ve evrimini (ve diğer gezegen sistemlerini) açıklamak için en yaygın kabul gören modeldir. Bu modele göre Güneş Sistemi, Güneş'in yörüngesindeki gaz ve tozun zamanla bir araya gelerek gezegenleri oluşturmasıyla meydana gelmiştir. Kuram, Immanuel Kant tarafından geliştirilmiş ve Evrensel Doğa Tarihi ve Gökler Kuramı (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, 1755) adlı eserinde yayımlanmış, daha sonra 1796'da Pierre Laplace tarafından değiştirilmiştir. Başlangıçta Güneş Sistemi için uygulanan bu gezegen sistemi oluşum sürecinin, günümüzde evrenin her yerinde işlediği düşünülmektedir. Bulutsu kuramının yaygın olarak kabul gören modern çeşitlemesi güneş bulutsusu disk modeli (GBDM) veya güneş bulutsusu modelidir. Bu model, gezegenlerin neredeyse dairesel ve eş düzlemli yörüngeleri ve Güneş'in kendi eksenindeki dönüşüyle aynı yönde hareket etmeleri de dahil olmak üzere Güneş Sistemi'nin çeşitli özelliklerine açıklamalar getirmiştir. Orijinal bulutsu kuramının bazı unsurları modern gezegen oluşumu kuramlarında yankı bulsa da, çoğu unsurunun yerini yeni yaklaşımlar almıştır.
Bulutsu kuramına göre, yıldızlar moleküler hidrojenden oluşan devasa ve yoğun bulutlarda (dev moleküler bulutlar - DMB) meydana gelir. Bu bulutlar kütleçekimsel olarak kararsızdır ve içlerindeki madde daha küçük, daha yoğun kümelenmeler halinde bir araya gelir; bu kümelenmeler daha sonra dönmeye başlar, çöker ve yıldızları oluşturur. Yıldız oluşumu, genç yıldızın etrafında her zaman gaz halinde bir ön gezegen diski (proplyd) üreten karmaşık bir süreçtir. Bu disk, henüz tam olarak anlaşılamayan belirli koşullar altında gezegenlere hayat verebilir. Dolayısıyla, gezegen sistemlerinin oluşumunun yıldız oluşumunun doğal bir sonucu olduğu düşünülmektedir. Güneş benzeri bir yıldızın oluşumu genellikle yaklaşık 1 milyon yıl sürerken, ön gezegen diskinin bir gezegen sistemine evrilmesi sonraki 10–100 milyon yıl içinde gerçekleşir.
Ön gezegen diski, merkezi yıldızı besleyen bir yığılma diskidir. Başlangıçta çok sıcak olan disk, daha sonra T Tauri yıldızı evresi olarak bilinen aşamada soğur; bu aşamada kayaç ve buzdan yapılmış küçük toz taneciklerinin oluşumu mümkündür. Bu tanecikler zamanla birleşerek kilometre boyutlarında gezegenimsilere dönüşebilir. Eğer disk yeterince kütleliyse, kaçak yığılma (runaway accretion) başlar ve bu da 100.000 ila 300.000 yıl gibi hızlı bir sürede Ay ile Mars boyutları arasında gezegen embriyolarının oluşumuyla sonuçlanır. Yıldıza yakın bölgelerde, gezegen embriyoları şiddetli birleşmelerden oluşan bir evreden geçerek birkaç karasal gezegen meydana getirir. Bu son aşama yaklaşık 100 milyon ila bir milyar yıl sürer.
Dev gezegenlerin oluşumu daha karmaşık bir süreçtir. Bu sürecin, gezegen embriyolarının temel olarak çeşitli buz türlerinden oluştuğu donma çizgisinin (buz çizgisi) ötesinde gerçekleştiği düşünülmektedir. Sonuç olarak, bu embriyolar ön gezegen diskinin iç kısmındakilerden birkaç kat daha kütlelidir. Embriyo oluşumundan sonra ne olduğu tam olarak net değildir. Bazı embriyolar büyümeye devam eder ve sonunda diskten hidrojen–helyum gazı çekmeye başlamak için gerekli olan 5–10 Dünya kütlesi eşik değerine ulaşır. Çekirdeğin gaz birikimi başlangıçta milyonlarca yıl süren yavaş bir süreçtir, ancak oluşmakta olan ön gezegen yaklaşık 30 Dünya kütlesine (M🜨) ulaştığında bu süreç hızlanır ve kontrolsüz bir şekilde (runaway manner) ilerler. Jüpiter ve Satürn benzeri gezegenlerin kütlelerinin büyük kısmını sadece 10.000 yıl gibi kısa bir sürede biriktirdiği düşünülmektedir. Gaz tükendiğinde yığılma durur. Oluşan gezegenler, oluşumları sırasında veya sonrasında uzun mesafeler boyunca göç edebilirler. Uranüs ve Neptün gibi buz devlerinin, disk neredeyse yok olduğunda çok geç oluşmuş başarısız çekirdekler olduğu düşünülmektedir.