**성운설** 또는 **성운 가설**은 우주기원론 분야에서 태양계의 형성과 진화를 설명하는 데 있어 가장 널리 인정받는 가설이다. 칸트-라플라스 성운설(Kant-Laplace nebular hypothesis)이라고도 알려져 있다. 이 가설은 태양계가 성운 물질에서 생겨났다고 가정한다. 이 이론의 최초 주창자는 이마누엘 칸트로 1755년 저작 보편자연사 및 천공 이론에서 소개하였다. 행성계 탄생 과정은 원래 태양계를 설명하기 위한 가설이었으나 현재는 전 우주에 걸친 보편적 현상으로 인정받고 있다. 이 이론은 행성들의 공전궤도가 원 모양에 가깝고 거의 같은 공전면 위에 놓여 있으며 공전방향이 태양의 자전 방향과 같다는 사실 등 태양계의 다양한 특징을 설명해 준다. 최초 성운가설을 구성하는 요소들 중 일부는 현대 행성탄생 이론에서 다시 등장했으나 대부분은 대체되었다.

성운 가설에 따르면 항성은 거대하고 밀도 높은 분자수소 구름 속에서 만들어진다. 이 구름은 중력적으로 불안정하며 물질은 그 가운데에서 좀 더 작고 밀도 높은 덩어리로 뭉친 뒤 회전하고 붕괴하면서 항성이 된다. 항성탄생은 복잡한 과정으로 막 태어나는 별 주위에는 언제나 가스로 된 원시행성계원반이 생겨난다. 이 원반에서 특정한 조건 아래 행성이 생겨날 수 있는데 그 조건은 명확히 밝혀지지 않았다. 어쨌든 행성계가 생겨나는 것은 항성이 생겨나는 데 따른 자연스러운 결과로 보인다. 태양과 비슷한 항성이 생겨나는 데에는 대략 100만 년이 걸리며 원시행성계원반이 행성계로 진화하는 데에는 그 후 1000만 ~ 1억 년이 추가로 걸린다.

이 원시행성계원반은 중심별에 물질을 공급하는 강착원반이다. 원반은 처음에는 매우 뜨거우나 이후 식어 황소자리 T형 항성으로 진화한다. 황소자리 T형 단계에서 암석과 얼음으로 된 미세한 먼지입자가 생겨난다. 이 입자들은 최종적으로 1킬로미터 크기의 미행성으로 자라나게 된다. 만약 원반의 질량이 충분히 크다면 강착의 속도는 폭발적으로 증가하여 10만 년 ~ 30만 년 사이에 달에서 화성 정도 질량의 원시행성으로 빠르게 자라난다. 항성으로부터 가까운 곳에서 이 원시행성들은 격렬한 융합 단계를 거쳐서 수 개의 암석 행성이 된다. 이 마지막 단계에는 대략 1억 년에서 10억 년이 소요된다.

가스행성의 형성은 보다 복잡한 과정을 거친다. 가스행성은 동결선 너머에서 만들어지는 것으로 추정되는데 이 곳에 있는 행성 배아(planetary embryo)들은 주로 여러 종류의 얼음으로 이루어져 있다. 그 결과 이 곳의 행성 배아는 원시행성계원반 안쪽에 있는 것들보다 질량이 몇 배 크다. 행성 배아가 만들어진 이후 진화 과정이 어떤지는 명확히 규명되지 않았다. 일부 행성 배아는 지구질량 5~10배 수준까지 자라난다. 이 '문지방 질량'에 이르면 원반에 있던 수소, 헬륨 기체가 행성 표면에 강착되기 시작한다. 중심핵이 주변 기체를 모으는 과정은 처음에는 수백만 년에 걸쳐 천천히 진행되나 원시행성 질량이 지구의 30배에 다다르면 질량 증가 속도는 폭주하여 빨라진다. 목성과 토성과 같은 가스행성들은 불과 1만 년 만에 현재 질량에 다다른 것으로 보인다. 이 강착 과정은 주변의 기체가 행성에 전부 빨아먹히면 끝난다. 이렇게 만들어진 행성들은 이후 공전궤도가 크게 바뀔 수 있다. 천왕성과 해왕성 같은 얼음 행성들은 '실패한 중심핵'으로 보이며 이들은 원반 물질이 거의 다 사라졌을 때 뒤늦게 물질을 흡수하여 크게 자라나지 못했다.

## 역사
1734년 에마누엘 스베덴보리가 성운설의 일부 내용을 최초로 제기했다는 증거가 있다.

라플라스의 성운 모형은 19세기를 지배하였으나 몇 가지 문제점에 직면했다. 제일 중요한 문제점은 태양과 행성 사이에 배분된 각운동량이었다. 행성의 각운동량은 전체의 99%였으며 이 수치는 성운 모형으로는 설명할 수 없었다. 그 결과 천문학자들 대부분은 20세기 초에 이르러 이 행성탄생 이론을 버렸다.

제임스 클러크 맥스웰(1831년 ~ 1879년)은 라플라스의 이론에 의문을 제기한 19세기 대표주자이다. 그는 '고리 하나의 안쪽과 바깥쪽 부분의 공전 속도가 다르면 물질은 뭉칠 수 없다.'라는 주장을 고수했다.

과학자들은 라플라스 모형을 대체할 이론을 찾기 위해 노력했다. 토마스 챔벌린과 포레스트 몰턴의 미행성 이론(1901년), 제임스 진스의 조석 모형(1917년), 오토 슈미트의 강착 모형(1944년), 윌리엄 맥크레의 원시행성 이론(1960년), 마이클 울프슨의 포획 이론 등 20세기 많은 이론들이 이 쟁점을 다루었다.

널리 인정받은 현대적 행성생성 이론(태양성운원반모형)의 탄생은 소련 천문학자 빅토르 사프로노프로 거슬러 올라간다.

## 태양 성운 모형: 해명된 부분과 문제점

### 해명된 부분
항성 탄생 과정에서 젊은 항성체 주변에는 자연스럽게 강착원반이 나타난다.

강착 과정 중 1 킬로미터 크기의 미행성들이 1000 킬로미터까지 성장하는 부분은 연구가 많이 되어 있다.

### 현재 논점
강착원반의 물리학은 몇 가지 문제에 직면하게 된다. 거시적 난류가 점성을 만들지만 난류가 생겨나는 정확한 메커니즘은 정확히 밝혀지지 않았다. 각운동량이 흘러나가는 과정을 설명하는 가설 중 하나로 자기마찰이 있는데 항성은 자기장을 통하여 회전 에너지를 주변에 둘린 원반으로 옮긴다.

미행성의 생성과정은 성운원반모형에서 가장 까다로운 미해결 문제이다. 어떻게 1 센티미터 크기 입자가 1 킬로미터 크기 미행성으로 뭉칠 수 있는지는 수수께끼이다. 이 과정이 규명된다면 어떤 항성에는 행성계가 있는 반면 어떤 항성에는 먼지 원반조차 없는 이유를 알 수 있을 것이다.

가스행성이 생성되는 데 걸리는 시간 또한 중대한 의문점이다. 기존 이론으로는 빠르게 사라지는 원시행성계원반으로부터 어떻게 가스행성의 중심핵이 엄청난 양의 기체를 끌어 모을 수 있었는지를 설명할 수 없었다.

가스행성들의 궤도 이동 또한 잠재적인 의문점이다. 일부 계산들로부터 원반과의 상호작용이 안쪽으로 빠르게 이동하는 원인이 됨을 알 수 있다. 만약 이동이 멈추지 않는다면 '준목성급 천체 상태를 유지하면서 중심별 가까이를 돌게 된다.'

## 별과 원시행성계원반의 생성

### 원시별
항성은 태양 질량의 약 30만 배, 지름 약 65광년에 이르는 거대하고 차가운 분자수소 구름 속에서 태어나는 것으로 보인다.

태양 정도 질량의 원시항성성운이 붕괴하는 데에는 약 10만 년이 걸린다.

외피의 물질이 원반에 계속 떨어지면서 외피는 종국적으로 농도가 옅어지다가 투명해져서 젊은 항성체(YSO)는 처음에는 원적외선에서, 나중에는 가시광선 파장에서 관측 가능하게 된다. 후자는
 강착원반이 있고 뜨거운 기체를 계속 끌어당기는데 이 때문에 스펙트럼상 뚜렷한 방출선이 나타난다. 전자는 강착원반이 없다. 전형적 황소자리 T형 항성은 약선형으로 진화한다.

### 원시행성계원반
원시행성계원반으로 불리기도 하는 이 원반에서 특정 상황이 만족되면 행성계가 탄생한다.
강착원반의 물리학에서 주된 문제점은 '난류의 발생'과 '높은 유효점도의 원인이 되는 메커니즘'이다.
강착원반의 수명은 약 1천만 년이다.
먼지입자들은 밀도 높은 원반환경에서 서로 달라붙는 경향이 있어서 좀 더 큰 수 센티미터 크기 입자들로 자라난다.

이를 설명하기 위한 시도로 진스불안정에 의한 생성 가설이 있다. 수 센티미터 또는 그 이상 크기의 입자들은 원반면을 중심으로 천천히 모여든 뒤 100 km 이하 두께의 매우 얇고 밀도 높은 층을 만든다. 이 층은 중력적으로 불안정하여 수많은 덩어리로 쪼개진 뒤 붕괴하여 미행성이 된다.

미행성 형성을 설명할 수 있는 또다른 메커니즘으로 '흐름 불안정성'(streaming instability)이 있다. 입자들이 기체의 저항을 받으면 되먹임 효과가 발생하여 특정 영역의 입자 농도가 상승한다. 이렇게 농도가 짙어진 곳(집중체)은 원반 내 기체가 입자들에 가해지는 맞바람이 약해지는 영역을 만들도록 한다. 따라서 이 집중체는 더 빠르게 공전할 수 있으며 방사 흐름의 영향을 덜 받는다. 고립된 입자들이 집중체에 빨려 들어가면서 집중체의 질량은 증가한다. 최종적으로 이 집중체들은 질량 큰 필라멘트 구조가 되며 이 구조들은 다시 쪼개지고 중력에 의해 붕괴하여 대형 소행성 규모의 미행성을 만든다.

원반 자체의 중력적 불안정 때문에 행성의 탄생이 발동될 수 있다. 불안정한 중력은 원반을 여러 덩어리로 쪼개 놓는다. 쪼개진 덩어리 중 일부는 충분히 밀도가 높을 경우 붕괴할 것이며
원시행성계원반이 소산(消散)되는 것에 발동을 거는 메커니즘은 여러 가지가 있다. 원반 안쪽 부분 물질은 중심별에 흡수되거나 쌍극류 제트에 의해 계 밖으로 내쳐지며

미행성들은 수효가 매우 많고 원시행성계원반 전체에 걸쳐 퍼져 있기 때문에 일부는 행성계가 생성된 뒤에도 살아남는다. 소행성은 잔존한 미행성들끼리 마찰이 일어나 덩치가 작아진 것으로 추정되며 혜성은 행성계 바깥쪽에서 안쪽으로 들어온 미행성으로 보인다. 운석은 행성 표면에 도달한 미행성의 표본으로 태양계 탄생에 관해 엄청난 양의 정보를 제공한다. 원시형 운석은 질량이 작은 미행성이 산산조각 난 덩어리로 열적 분화가 일어나지 않았다. 반면 진행형 운석은 질량 큰 미행성이 산산조각난 덩어리이다.

## 행성들의 생성

### 암석행성
태양성운원반모형에 따르면 암석행성들은 원시행성계원반의 안쪽 부분에서 생겨난다. 이 곳은 동결선 안쪽으로 온도가 높아서 얼음 및 기타 물질들이 입자로 뭉쳐지지 못하며

어떻게든 1 킬로미터 정도 되는 작은 미행성들이 생겨나면 폭주강착(runaway accretion)이 시작된다.

다음 단계는 과두강착(oligarchic accretion)으로 불린다.

암석행성 탄생의 마지막 단계는 '합병 단계'이다.

### 가스행성
가스행성이 어떻게 생겨나는가는 행성과학에서 아직 해결되지 않은 문젯거리이다.

가스행성의 중심핵 생성은 대체로 암석행성 생성과 비슷한 시기에 진행되는 것으로 보인다.

일단 질량이 충분하다면(지구 질량의 5~10배) 중심핵은 주변 원반으로부터 기체를 끌어당기기 시작한다.
가스행성은 지구형 행성의 생성에 막대한 영향을 끼칠 수 있다. 가스행성의 존재는 암석행성 영역(태양계의 경우 태양으로부터 4 AU 안쪽)에 있는 미행성 및 행성배아들의 이심률과 경사각을 증가시키는 경향이 있다.(코자이 메커니즘)

행성계에서 가스행성과 가까운 영역은 지구형 행성 지대와는 다른 방식으로 영향을 받을 것이다.

## 강착의 뜻
단어 '강착'은 원시행성계원반의 진화에서 두 가지 의미로 쓰이므로 구별할 필요가 있다. 첫 번째는 원시행성계원반의 중심별에 물질이 떨어지는 것을 의미하는 것이다. 젊은 황소자리 T형 원시별이 수축하는 동안 가스가 원반의 안쪽 경계에서 항성 표면으로 떨어지기 때문에 원시행성계원반을 가끔 강착원반으로 바꿔 부를 때가 있다.

두 번째는 행성이 생성되는 과정을 표현할 때이다. 이 경우 강착의 의미는 '원시행성계원반 내 원시별을 도는 냉각되고 고체화 된 먼지와 얼음의 입자들이 서로 부딪치고 달라붙어 점점 자라나고 크게는 미행성끼리 고에너지 충돌을 일으키는 것'을 뜻한다.

가스행성들은 태어난 후 첫 번째 의미에서 한때 자신만의 강착원반을 가졌을 것이다.