Powstawanie planet – proces formowania sięplanet. Najpopularniejszą teorią opisującą ten proces jest tzw. Solar Nebular Disk Model (SNDM) opracowany w latach 70. XX wieku przez radzieckiego astronomaWiktora Safronowa i rozwinięty przez amerykańskiego planetologaGeorge’a Wetherilla.
Osobny artykuł:Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego.Według teorii SNDM proces ten rozpoczyna się, gdy wytrącony ze stanu bliskiego równowagi pomiędzyciśnieniem asiłą własnejgrawitacji obłokmaterii międzygwiazdowej zaczyna zapadać się, tworzącprotogwiazdę. Zapadający się obłok na ogół dysponuje pewnymmomentem pędu, który choć przy początkowych rozmiarach obłoku (rzędu 0,1parseka) nie jest istotny, to jestzachowany, wskutek czego wewnętrzne partie zaczynają okrążać protogwiazdę, tworząc wokół niejdysk akrecyjny przekształcający się wdysk protoplanetarny. Liczne procesy fizyczne pozwalają na transport momentu pędu w dysku protoplanetarnym, co w połączeniu z utratąenergii (głównie przez promieniowanie) sprawia, że znaczna część materii w końcu osiada na protogwieździe, a tylko kilka procent tworzy dysk, gromadząc przeważającą większość momentu pędu. Współcześnie wUkładzie Słonecznym aż 98% momentu pędu jest związane z ruchem obiegowymplanet wokółSłońca, które gromadzi około 99,9% masy Układu. Etap formowania się dysku protoplanetarnego w przypadku Układu Słonecznego trwał około miliona lat.
Następnym etapem jestkondensacja pyłu w dysku. W rejonach bliższych gwieździe, gdzie temperatura jest wysoka ulegają kondensacji pierwiastki i związki mało lotne, takie jak metale,krzemiany, czytlenki metali. W dalszych rejonach mogą dodatkowo kondensować substancje takie jakwoda,amoniak imetan. Większość materii dysku (typowo 97–99%) jednak stanowiwodór ihel, które w warunkach tam panujących pozostają gazowe[a]. Skondensowane ziarna pyłu i lodu łączą się podczas zderzeń i pod wpływemsił elektrostatycznych. W miarę jak ich masa zwiększa się, opadają one ku płaszczyźnie równikowej dysku (sedymentacja) w ciągu kilku tysięcy lat. Początkowo drobiny pyłowo-lodowe współporuszają się z gazem, jednak w miarę ich rośnięcia opór ruchu w gazie traci na znaczeniu, co zwiększa szanse kolizji. Z czasem powstająplanetozymale – bryły na tyle duże, by ich własna grawitacja mogła przeciwdziałać ucieczce odłamków tworzących się podczas zderzeń. Niektóre zderzenia mogą także prowadzić do rozbicia obiektów na mniejsze kawałki, ich spadku na gwiazdę lub nawet wyrzucenia poza układ. Dopiero odpowiednio duże planetozymale, o masie kilku masZiemi są w stanie dzięki własnej grawitacji skutecznie wiązać gazowy wodór i hel[b]. W czasie, gdy w płaszczyźnie dysku ziarna pyłu tworzą coraz większe obiekty, protogwiazda, wokół której dysk krąży, zaczyna świecić coraz intensywniej, aciśnienie promieniowania, oddziałując z napotykanym gazem, rozgrzewa go i „wydmuchuje” na zewnątrz (fazaT Tauri). Ponieważ na całkowitą erozję dysku wystarczy zaledwie kilka milionów lat, proces kondensacji planet, zwłaszczagazowych olbrzymów typuJowisza musi zachodzić dostatecznie szybko, póki materia dysku jest dostępna.
Nie wszystkieukłady planetarne tworzyły się w sposób podobny do Układu Słonecznego. Wieleplanet pozasłonecznych jest tzw.gorącymi jowiszami – obiektami czasem parokrotnie masywniejszymi od Jowisza, krążącymi po ciasnych, kilkudniowych orbitach wokół swoich gwiazd, dzięki którym temperatura ich atmosfer nierzadko przekracza 1000 K. Nie jest pewne jaki odsetek planet stanowią takie obiekty – są one po prostu łatwiejsze do wykrycia, stąd ich istotny udział pośród odkrytych obiektów. Ponieważ uformowanie planety w takiej odległości od gwiazdy wydaje się niemożliwe ze względu na niedostateczną ilość materii oraz znaczną temperaturę, wysunięto hipotezę o tzw.migracji planet. Zjawisko to może zachodzić dzięki grawitacyjnemu oddziaływaniu planety z dyskiem protoplanetarnym. Już obecność planety o masie Ziemi jest w stanie wywołać powstanie pewnych spiralnych struktur w dysku, które z kolei działająmomentem siły na planetę. Skutkuje to wymianą momentu pędu między planetą a dyskiem, pozwalając planecie zacieśniać orbitę, oraz przerzucając gaz na zewnątrz niej.
Dyski protoplanetarne nie są domeną wyłącznie gwiazdciągu głównego takich jak Słońce. Należący doNASAteleskop Spitzera odkrył je wokół dwóchbłękitnych olbrzymów o symbolach R66 i R126. Średnica takiego dysku jest 60 razy większa niż orbitaPlutona[1].
Według klasycznej teorii SNDM proces powstawania planet rozpoczyna się w bardzo gorącej (do 1600 °C) strefie wewnętrznej powstającego systemu planetarnego, w dwuwymiarowym dysku pyłowym otaczającym gwiazdę. Według nowszej teorii z 2012 zalążki planet rozpoczynają się formować w tym samym czasie, kiedy zmgławicy przedsłonecznej zaczyna powstawać słońce, i powstają one w „zimnym”, a nie „gorącym” środowisku[2].
W Układzie Słonecznym czteryplanety wewnętrzne zakumulowały stosunkowo niewiele lotnych substancji, podczas gdy czteryzewnętrzne planety, tworząc się w chłodniejszej części dysku, oraz mając dużo większą ilość dostępnego budulca, składają się w większości z wodoru i helu, mając stosunkowo niewielkie jądra złożone z cięższych pierwiastków. Obecność masywnych planet istotnie wpływa na orbity mniejszych ciał, czego efektem jest „oczyszczenie” okolic ich orbit, wykorzystane w niedawno sformułowanejdefinicji planety. Część planetozymali z wnętrza Układu Słonecznego, być może ze względu naperturbacje ze stronyJowisza, nie zdołała utworzyć planety, lecz stanowią wewnętrznypas planetoid. Inną pozostałością po planetogenezie jestpas Kuipera (którego jednym z przedstawicieli jestPluton), orazobłok Oorta (skąd najprawdopodobniej pochodząkomety).