L'hypothèse de la nébuleuse solaire est le modèle le plus communément accepté pour expliquer la formation et l'évolution du Système solaire. L'hypothèse suggère que le Système solaire s'est formé à partir de matière provenant d'une nébuleuse. Cette théorie a été développée par Emmanuel Kant et a été publiée dans son texte intitulé .
Originellement appliqué seulement au Système solaire, ce processus de formation des systèmes planétaires est aujourd'hui largement considéré comme étant à l'œuvre dans l'ensemble de l'Univers. La variante moderne la plus acceptée de cette théorie est le modèle du disque de la nébuleuse solaire (MDNS) ou, plus simplement, modèle de la nébuleuse solaire. Cette hypothèse de la nébuleuse offre plusieurs explications sur une grande variété de propriétés que possède le Système solaire, incluant les orbites quasi circulaires et coplanaires des planètes, et leur mouvement dans la même direction que la rotation du Soleil. Aujourd'hui, quelques éléments de l'hypothèse de la nébuleuse se retrouvent dans les théories modernes de la formation des planètes, mais la majorité de ses éléments ont toutefois été mis de côté.
Selon l'hypothèse de la nébuleuse, les étoiles se forment dans des nuages très massifs et denses d'hydrogène moléculaire – des nuages moléculaires géants. Ces nuages sont gravitationnellement instables et la matière qui s'y amalgame se regroupe en petits amas plus denses, qui à leur tour tournent, s'effondrent, et forment des étoiles. La formation des étoiles est un processus complexe qui produit toujours un disque protoplanétaire gazeux autour de la jeune étoile. Ce processus peut éventuellement donner naissance à des planètes dans certaines circonstances qui ne sont pas encore très bien connues. La formation des systèmes planétaires est donc considérée comme étant un résultat naturel de la formation des étoiles.
Une étoile comme le Soleil prend approximativement 1 million d'années à se former, avec un disque protoplanétaire qui évoluera en un système planétaire après 10 à 100 millions d'années.
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vignette|Composants principaux du Système solaire (échelle non respectée). vignette|Graphique représentant la vitesse de libération en fonction de la température de surface de certains objets du Système solaire et montrant quels gaz sont retenus dans leur atmosphère. Les objets sont dessinés à l’échelle et leurs points de données sont représentés par les points noirs au milieu. En astronomie, une atmosphère planétaire est l'enveloppe externe gazeuse d'un corps planétaire (planète, planète naine, satellite), constituée principalement de gaz neutres ou ionisés (à l'état plasma).
vignette|Le Soleil, l’étoile la plus proche de la Terre, vu lors d'une éruption en ultraviolets avec de fausses couleurs. Une étoile est un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires.
L’astrophysique (du grec astêr : étoile, astre et physis : science de la nature, physique) est une branche interdisciplinaire de l'astronomie qui concerne principalement la physique et l'étude des propriétés des objets de l'Univers (étoiles, planètes, galaxies, milieu interstellaire...), comme leur luminosité, leur densité, leur température et leur composition chimique. Au , les astronomes ont une formation en astrophysique et leurs observations sont généralement étudiées dans un contexte astrophysique, de sorte qu'il y a moins de distinction entre ces deux disciplines qu'auparavant.
Un corps céleste constitué dans un disque protoplanétaire ou un disque de débris est appelé planétésimal. Il s'agit d'un concept introduit par l'une des principales théories actuellement acceptées en matière de formation des planètes, appelée hypothèse des planétésimaux de Viktor Safronov, qui repose sur la coalescence de grains de poussière en corps compacts d'au plus quelques dizaines de kilomètres de long susceptibles de s'attirer gravitationnellement pour constituer des protoplanètes de la taille d'une planète naine.
Une planète extragalactique () est une planète extrasolaire n'appartenant pas à la Voie lactée (notre galaxie). En raison des immenses distances considérées, leur détection s'avère extrêmement difficile. PA-99-N2 b est une éventuelle planète extragalactique en orbite autour de l'étoile PA-99-N2 dans la galaxie d'Andromède. Sa découverte a été annoncée en 2009. La masse de PA-99-N2 b est estimée à . Elle a été découverte en utilisant une microlentille gravitationnelle qui a détecté une exoplanète dans la Galaxie d'Andromède, galaxie non satellite la plus proche de nous.
In planetary science a streaming instability is a hypothetical mechanism for the formation of planetesimals in which the drag felt by solid particles orbiting in a gas disk leads to their spontaneous concentration into clumps which can gravitationally collapse. Small initial clumps increase the orbital velocity of the gas, slowing radial drift locally, leading to their growth as they are joined by faster drifting isolated particles.
Based on early solar system abundances of short-lived radionuclides (SRs), such as Al-26 (T-1/2 = 0.74 Myr) and Fe-60 (T-1/2 1.5 Myr), it is often asserted that the Sun was born in a large stellar cluster, where a massive star contaminated the protoplaneta ...
Identifying extant materials that act as compositional proxies for Earth is key to understanding its accretion. Copper and sulfur are both moderately volatile elements; however, they display different geochemical behavior (e.g., phase affinities). Thus, in ...