Aurinkokunnan muodostuminen

Aurinkokunnan muodostuminen tapahtui nykykäsityksen mukaan yli 4,5 miljardia vuotta sitten. Yleisimmän näkemyksen mukaan Aurinkoa ympäröi alussa kaasusta ja pölystä koostuva kiekko, jossa aine virtasi spiraalimaisesti sisäänpäin kaasun kitkan jarrutuksen takia.
Pölyhituset alkoivat törmäillä keskenään. Syntyi ensin kiven kokoisia kappaleita, sitten asteroidien kokoisia planetesimaaleja, ja lopulta pienten planeettojen kokoisia protoplaneettoja, jotka törmäilivät keskenään niin sanotun oligarkkisen kasvun vaiheessa. Varsinkin jättiläisplaneettojen alueella tapahtui huomattavaa planeettojen vaellusta sisään- ja ulospäin eli migraatiota.
Vallitseva teoria.
Aurinkokunta syntyi noin 4,6 miljardia vuotta sitten tähtienvälisestä aineesta, kaasusta ja pölystä tiivistymällä. Painovoiman vaikutuksesta tähtienvälinen aine alkoi hiljalleen kasaantua ja pyöriä keskipisteensä ympäri kuumentuen samalla. Kuumeneminen johtui kaasun putoamisliikkeen, pyörimisen ja pyörteisyyden aiheuttamasta kitkasta. Pilvi ylitti kriittisen massan, jolloin pyörimisen keskihakuvoima ja kaasun lämpöliike eivät pysäyttäneet kutistumista.
Pyörimisen aiheuttaman keskihakuvoiman johdosta varhainen Aurinkokunta litistyi protoplanetaariseksi kiekoksi. Pyörimisakselin suunnassa alkujaan pallomainen pilvi vajosi nopeasti kasaan, mutta pyörimisen aiheuttama keskipakovoima jarrutti kutistumista päiväntasaajan suunnassa. Suurin osa alkuperäisen kaasupilven materiasta tiivistyi keskelle. Pilven keskusta kuumeni voimakkaasti kaasuosasten putoamisliikkeen aiheuttamasta kitkasta ja kriittisen lämpötilan ja tiheyden ylittyessä siellä käynnistyi ydinreaktio, jolloin syntyi Aurinko. Auringon toiminnasta syntynyt aurinkotuuli puhalsi pois pölyä ja kaasua varsinkin napojen suunnassa. Aurinkoa ympäröivään kiekkoon putosi edelleen kaasua. Kaasukiekko oli lähellä syntynyttä aurinkoa kuumempi kuin kauempana, missä myös vesi ja hyvin kaukana jopa metaani esiintyi kiinteänä.
Pölykiekossa hiukkaset sitoutuivat yhä kookkaammiksi kappaleiksi, joista suurimmat saavuttivat lopulta planeettojen mittasuhteet. Kasautuminen oli mahdollista silloin, jos kappaleet eivät törmänneet suurella nopeudella toistensa suhteen. Suurilla nopeuksilla tapahtuvat törmäykset puolestaan pilkkoivat kappaleita ja synnyttivät pölyä, jota muun muassa törmäsi suurempiin kappaleisiin. Syntyi noin 1–10 kilometrin kokoisia planetesimaaleja, jotka kasvoivat ajan kuluessa yhä suuremmiksi. Laskujen mukaan noin miljoonassa vuodessa syntyi yli 100 kilometrin läpimittaisia kappaleita, jotka kasvoivat noin 60 "oligarkiksi", suureksi planeetaksi, joiden välissä kiersi Aurinkoa pienempiä kappaleita. Aurinkokunnan synnyn loppuvaiheessa oligarkkeja törmäili toisiinsa. Kaukana toisistaan olevien oligarkkien radat muuttuivat pitkän ajan kuluessa kohti törmäyksiä, koska hyvinkin etäällä toisistaan olevat planeetat saattoivat häiritä toistensa ratoja. Osa oligarkeista sinkoutui kauas Auringosta keskinäisissä lähiohituksissa: pienempi ohittaja sai ohitettavan kappaleen vetovoimasta vauhtia.
Aurinkoa lähimmät planeetat eivät kyenneet pitämään juurikaan kaasua ympärillään, sillä lämpötila oli siihen liian korkea. Kauempana kylmemmällä alueella muodostuneet jättiläisplaneetat Jupiter, Saturnus, Uranus ja Neptunus sen sijaan jäivät kaasukehän peittoon, joka kasvoi ajan myötä niin paksuksi, että alimmat kerrostumat nesteytyivät. Kaukana Auringosta myös jäästä saattoi syntyä kappaleita, kuten monet kaasuplaneettojen kuut, komeetat ja Kuiperin vyöhykkeen kappaleet.
Nykyteorioiden mukaan, syntyneet planeetat vaeltelivat jonkin verran alkuaurinkoa ympäröineessä kaasu- pöly- ja planetesimaalikiekossa. Tämä johtui kaasun ja pölyn vetovoimasta. Esimerkiksi suuri planeetta aiheutti kaasukiekkoon spiraalihaaroja, jotka yhdessä planeettojen vuorovesivoimien kanssa aiheuttivat hienoisia radan muutoksia. Jättiläisplaneettojen radat muuttuivat, kun niiden läheltä kulki tuhansia planetesimaaleja. Lisäksi aurinkokunnan alkuvaiheissa suurten, suhteellisen lähellä toisiaan olevien planeettojen keskinäiset vetovoimat aiheuttivat pitkällä aikavälillä ratojen muutoksia.
Syntyteoriaan sopii joukko havaintoja: planeetat kiertävät Aurinkoa yhdessä tasossa ja kaikki samaan suuntaan; myös useimmat kuut kiertävät emokappaleitaan samaan suuntaan; samoin Auringon ja lähes kaikkien planeettojen ja kuiden pyörimissuunta on sama; Asteroidien löyhä rakenne saattaa viitata kasautumiseen monesta kappaleesta; Kuun kraatteroituminen ja merien synty taas kertoo suurista törmäyksistä kasautumisen loppuvaiheessa; Myös itse Kuun arvellaan syntyneen Marsin kokoisen protoplaneetan Theian törmättyä alku-Maahan; Tietokonelaskelmat tukevat tätä väitettä: niiden mukaan Kuun synty muilla tavoin olisi verraten epätodennäköinen tapahtuma.
Muita syntyteorioita.
Aurinkokunnan muodostumisesta on vuosisatojen aikana esitetty useita teorioita. Nykyisin vallalla oleva käsitys sai alkunsa 1700-luvulla. Avaruusajan sarastamisen myötä käsitys aurinkokunnan rakenteista tarkentui. Samaan aikaan tapahtuneet kehitysaskeleet ydinfysiikassa avasivat näkymiä tähtien taustalla olevien prosessien ymmärtämiseen ja johtivat ensimmäisiin teorioihin tähtien muodostumisesta ja lopullisesta tuhosta.
Aurinkokunnan muodostumiseen liittyvät teoriat ovat monimutkaisia ja hyödyntävät niin tähtitiedettä, fysiikkaa kuin geologiaa ja planeettatutkimusta.
Nebulaarihypoteesin kehittivät kasautumisteoriaksi muun muassa Otto Schmidt, Gerard Kuiper ja Viktor Safronov 1900-luvun keskivaiheella ja sen jälkeen. Sen mukaan Aurinkoa ympäröivään kaasukiekkoon, esiplanetaariseen sumuun tiivistyi pieniä hitusia, jotka aikaa myöten kasautuivat planeetoiksi. Alan P. Cameron ja A. G. W. Boss kehittivät Yhdysvalloissa kilpailevan kiekkoepävakaisuusteorian, jonka mukaan planeetat olisivat syntyneet suoraan kutistumalla esiplanetaariseen kaasukiekkoon ilmestyneistä häiriöistä ja lähellä Aurinkoa suuri osa kaasusta olisi haihtunut pois.