Planeettakuntien synty
Protoplaneettojen muodostuminen

Suurin ongelma planeettojen synnyn selittämisessä on aikaskaalojen yhteen sovittaminen. Tyypillisessä tähdessä ydinreaktiot käynnistyvät noin 105-107 vuodessa, minkä jälkeen kaasun määrä on pudonnut niin pieneksi, että tähti kykenee puhaltamaan sen pois järjestelmästä. Jättiläisplaneettojen synty riippuu erittäin kriittisesti ajasta saavuttaa noin kymmenen maan massan koko, jolloin ne voivat alkaa kerätä gravitaationsa avulla kaasua itseensä ympäröivästä kiekosta. Mikäli kaasukiekko katoaa ennen kuin planeetat saavuttavat edellä mainitun kokoluokan, ei synny Jupiterin ja Saturnuksen kaltaisia jättiläisplaneettoja.
Protoplaneettojen synnylle on esitetty kaksi varteenotettavaa hypoteesia: gravitaatioluhistuminen on näistä vaihtoehdoista toimiva, mikäli planeettojen synnyn on tapahduttava nopeasti, sekä niin sanottu kasautumisteoria, jos planeettojen syntyyn on enemmän aikaa.
Gravitaatioluhistumisen mallissa kertymäkiekon on oltava massaltaan riittävän suuri, jotta epästabiili tilanne voi syntyä. Massaa vaaditaan tällöin noin kymmenen prosenttia Auringon massasta kymmenen AU:n sisällä. Jupiteria suurempi planeetta voi tällöin muodostua jopa tuhannessa vuodessa. Planeetan nopea muodostuminen on itseään vahvistava prosessi, sillä mitä suuremmaksi planeetta kasvaa sitä suuremmalta alueelta se voi kerätä ainetta itseensä. Tällöin kiekkoon ei ehdi muodostua aukkoa, ennen kuin planeetta saavuttaa merkittävän koon, esimerkiksi 1-20 Jupiterin massaa. Malli tuo kuitenkin mukanaan enemmän ongelmia kuin kykenee ratkaisemaan, joten sitä ei pidetä kovinkaan uskottavana vaihtoehtona.kenen mukaan? Täyttä varmuutta asiasta ei vielä ole.
Kasautumisen arvioidaan tyypillisesti kestävän noin kymmenen miljoonaa vuotta, jotta jupiterinkokoinen planeetta voisi syntyä. Ei ole varmaa, että kertymäkiekossa on näin pitkän ajan jälkeen tarpeeksi kaasua jättiläisplaneetan syntymiseen, joten mallin voisi ennustaa tuottavan massaltaan pienempiä planeettoja. Pitkään aikaan on syynä prosessin kaksivaiheisuus. Pienten kappaleiden on ensin lukuisten törmäyksien kautta muodostettava suurempia oligarkeiksi kutsuttuja kappaleita, joita aletaan myöhemmin kutsua protoplaneetoiksi. Tähän prosessiin kuluva aika on rajoittava tekijä, joka venyttää muodostumiseen kuluvan ajan pitkäksi. Vasta kun jokin kappale on saavuttanut massan 10-20 Maan massaa, se on riittävän suuri voidakseen alkaa vetää kaasua puoleensa riittävän suurelta alueelta. Tässä toisessa vaiheessa planeetan massa kasvaa nopeasti suureksi ja jättiläisplaneettojen muodostuminen on mahdollista. Kaasun määrä on kuitenkin tällöin jo pienennyt ja syntyvät jättiläisplaneetat jäävät massaltaan pienemmiksi. Tyypillisesti planeetta kykenee imemään kaasua itseensä muutaman Hillin säteen päästä.
Pölyhiukkasiin kuuluvat kaikki hiukkaset, jotka ovat kiinteässä olomuodossa. Näin ollen järjestelmän sisäosissa vain silikaatit ja metallit voivat toimia planeettojen siemeninä, kun taas ulommassa osassa järjestelmää, rajana suunnilleen Jupiterin etäisyys Auringosta, 5,2 AU, myös esimerkiksi vesi, metaani ja ammoniakki ovat kiinteissä olomuodoissaan, ja siksi saatavilla olevan aineen määrä on paljon suurempi. Kun etäämmällä kappaleiden kulkemat radat ovat vielä merkittävästi pitempiä, nousee planeettojen rakennusaineiden määrä niin suureksi, että jättiläisplaneettojen syntyyn vaadittavien yli kymmenen maan massan ytimien muodostuminen on mahdollista. Näistä rajoituksista johtuen pidetään yleisesti jättiläisplaneettojen syntyä planeettakuntien sisäosissa mahdottomana, kun taas ulko-osissa, tämän niin kutsutun jäärajan ulkopuolella jättiläisplaneettojen synty voi olla jopa väistämätön lopputulos.