Gezegen
Oluşumları

Ana madde: Bulutsu hipotezi
İllüstrasyonlar
Bir öngezegen diski
Öngezegenlerin gezegen oluşumu sırasında çarpışması
Gezegenlerin nasıl oluştuğu kesin olarak bilinmemektedir. En yaygın kabul gören teori, bir bulutsunun ince bir gaz ve toz diskine çökmesi sonucu bulutsudaki materyallerin toplanarak oluştukları yönündedir. Bu teoriye göre öncelikle, dönen bir öngezegen diskinin merkezinde bir önyıldız oluşur. Yığılma (esnek olmayan bir çarpışma süreci) yoluyla diskteki toz parçacıkları sürekli olarak kütle biriktirerek daha büyük cisimler meydana getirir. Ortaya çıkan ve gezegenimsi olarak bilinen bölgesel kütle yoğunlaşmaları, kütleçekimleri sayesinde daha fazla maddeyi çekerek yığılma sürecini hızlandırır. Bu yoğunlaşmalar, kütleçekiminin etkisiyle içe doğru çökerek öngezegenleri meydana getirene kadar daha da sıklaşır. Bir gezegen, Mars'ın kütlesinden daha büyük bir kütleye ulaştıktan sonra geniş çaplı bir atmosfer biriktirmeye başlar. Bu durum gezegenciklerin atmosfer sürüklenmesi yoluyla yakalanma oranını artırır. Katı ve gaz maddelerin yığılma geçmişine bağlı olarak bir dev gezegen, buz devi ya da karasal gezegen oluşur. Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün düzenli uydularının da benzer şekilde oluştuğu düşünülse de, Triton muhtemelen Neptün tarafından yakalanmış, Dünya'nın uydusu Ay ile Plüton'un uydusu Charon ise tahminen çarpışmalar sonucu oluşmuştur.
Bir önyıldız yeterince büyüdükten sonra yanarak bir yıldız hâline geldiğinde; geride kalan disk fotobuharlaşma, Güneş rüzgârı, Poynting-Robertson sürüklenmesi ve diğer benzer etkilerle içeriden dışarıya doğru kaybolur. Bundan sonra dahi birbirleri veya bir yıldızın yörüngesinde dönen öngezegenler varlıklarını sürdürebilir, fakat çoğu zaman içinde birbirleriyle çarpışarak daha büyük bir gezegen oluşturur ya da içeriğindeki maddeleri etrafına yayarak bu maddelerin kendilerinden daha büyük öngezegen veya gezegenler tarafından emilmesine sebep olurlar. Yeterince büyük hâle gelen bu gök cisimleri, komşu yörüngelerindeki maddenin büyük çoğunluğunu yakalayarak birer gezegen hâlini alırlar. Baska bir gök cismiyle çarpışmamış öngezegenler, kütleçekimsel yakalanma süreciyle başka bir gezegenin doğal uydusu haline gelebilir ya da diğer gök cisimlerinin kuşaklarında kalarak cüce gezegen veya küçük cisimlere dönüşürler.
Süpernova kalıntısı olarak geride kalan madde, gezegenlerin oluşumu için gerekli malzemeyi oluşturur.
Daha küçük gezegenimsilerin çarpması; radyoaktif bozunma ile birlikte, büyüyen gezegeni ısıtarak en azından kısmen erimesine yol açar. Gezegenin iç yoğunluğu değişmeye başlar ve daha yoğun malzemeler çekirdeğe doğru çekilir. Daha küçük karasal gezegenler bu yığılma nedeniyle atmosferlerinin büyük çoğunluğunu kaybetse de kaybolan gazlar, gezegenin mantosundan gaz çıkışıyla ve kuyruklu yıldızların gezegene çarpmasıyla yenilenebilir (daha küçük gezegenler ise elde ettikleri tüm atmosferi çeşitli kaçış süreçleriyle kaybederler).
Güneş haricinceki yıldızların etrafındaki gezegen sistemlerinin keşfedilmeleri ve gözlemlenmeleriyle birlikte bu görüşün geliştirilmesi, gözden geçirmesi ve yenilenmesi mümkün hâle gelmiştir. Atom numarası 2'den (helyum) büyük olan elementlerin bolluğunu tanımlayan metallik düzeyi teriminin, bir yıldızın gezegenlere sahip olma olasılığını belirlediği düşünülür. Bu nedenle, metal açısından zengin bir öbek I yıldızının, metal açısından fakir bir öbek II yıldızından muhtemelen daha büyük çapta bir gezegen sistemine sahip olacağı düşünülür.