Nebularhypotesen er innen kosmologien den mest aksepterte modellen som forklarer solsystemets opprinnelse og utvikling. Det er dokumentert at denne hypotesen først ble foreslått i 1734 av Emanuel Swedenborg. Denne hypotesen ble opprinnelig bare brukt om vårt eget solsystem, men det antas at denne modellen er gjeldende i hele universet. Den bredt aksepterte moderne varianten av nebularhypotesen er Solar Nebular Disk Model (SNDM) eller bare Solar Nebular Model.
Ifølge nebularhypotesen, dannes stjerner i massive og kompakte skyer av molekylær hydrogen – gigantmolekylskyer (GMC). De er gravitasjonelt ustabile, og materien vokser sammen til mindre, tettere klumper innenfor skyen. Disse fortsetter så å kollapse og danner stjerner. Stjernedannelse er en kompleks prosess som alltid produserer protoplanetariske skiver av gass rundt de unge stjernene. Dette kan gi grunnlag for planeter under visse omstendigheter, men disse omstendighetene vet man ikke mye om. Derfor antas det at dannelsen av planetsystemer er en naturlig del av stjernedannelsen. En sollignende stjerne bruker vanligvis 100 millioner år på å dannes.
Den protoplanetariske skiven er en akkresjonsskive som fortsetter å mate den sentrale stjernen. Skiven er i utgangspunktet svært varm, men avkjøles under det som er kjent som T Tauri-stjerne-fasen, hvor dannelsen av små støvkorn av steiner og iser er mulig. Støvkornene kan etter hvert samles til planetesimaler med størrelse på en kilometer. Hvis skiven er massiv nok, vil akkresjonen begynne og føre til en rask – år – dannelse av planetembryo på størrelser som månen til Mars. Nær stjernen går embryoene gjennom en fase med voldsomme sammenslåinger som kan gi noen få legemer lignende terrestriske planeter. Den siste fasen tar rundt 100 millioner til en milliard år.
Dannelsen av kjempeplaneter er en mer komplisert prosess. De antas å oppstå utenfor den såkalte snølinjen, hvor planetembryoer primært består av ulike væsker i isform. Som et resultat er de flere ganger så massive enn legemene i den indre delen av den protoplanetariske skiven. Hva som følger etter dannelsen av embryoene er ikke helt klart. Noen embryoer synes dog å fortsette å vokse til de når legemer på størrelse med 5–10 jordmasser – terskelverdien som er nødvendig for å starte akkresjon av hydrogen–helium-gass fra skiven.
Kjernens akkumulering av gass er i begynnelsen en sakte prosess som pågår i flere millioner år, men etter at protoplaneten når ca. 30 jordmasser, akselererer prosessen på en løpsk måte. Planeter som ligner på Jupiter og Saturn antas å akkumulere hoveddelen av massen i løpet av bare år. Akkresjonen stopper når gassen er oppbrukt. De dannede planetene kan forflytte seg over lange avstander under eller etter dannelsen. Iskjempene som Uranus og Neptun antas å være mislykkede kjerner som ble dannet for sent, når skiven nesten hadde forsvunnet.
Historie Der er dokumentert at nebularhypotesen først ble foreslått i 1734 av Emanuel Swedenborg. Immanuel Kant, som var kjent med Swedenborgs arbeid, utviklet teorien videre i 1755. Han argumenterte for at gassfylte skyer – stjernetåker – som roterer sakte, gradvis kollapser og flates ut på grunn av gravitasjon og at de til slutt daner stjerner og planeter. En lignende modell ble foreslått i av Pierre-Simon Laplace i 1796. Den inneholdt en sammentrekkende og avkjølende protosolar sky – den protosolare tåken. Etterhvert som tåken trakk seg sammen, flatet den ut og spredte ringer av materialer som senere kollapset til planeter. Laplaces modell var dominerende på 1800-tallet, men det var en rekke problemer den ikke kunne gi svar på. Hovedproblemet var drivmomentfordelingen mellom solen og planetene. Planetene har 99 % av drivmomentet, og det faktum kunne ikke forklares av nebularhypotesen. Som et resultat ble denne teorien for planetdannelse i hovedsak oppgitt på begynnelsen av 1900-tallet.
Bortfallet av Laplaces modell stimulerte forskere til å finne erstatninger. I løpet av 1900-tallet ble det foreslått mange teorier, deriblant planetesimal-teorien til Thomas Chamberlin og Forest Moulton i 1901, tidevannsmodellen til James Jeans i 1917, akkresjonsmodellen til Otto Schmidt i 1944, protoplanet-teorien til William McCrea i 1906 og til slutt innfangingsteorien til Michael Woolfson. I 1978 gjenopptok Andrew Prentice Laplaces opprinnelige ideer om planetdannelse og utviklet den moderne Laplace-teorien. Ingen av disse forsøkene var helt vellykket, og mange av teoriene var beskrivende.
Starten på den moderne og bredt aksepterte teorien for planetdannelser – Solar Nebular Disk Model (SNDM) – kan spores tilbake til arbeidene til den sovjetiske astronomen Viktor Safronov. Hans bok Evolutoion of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets, som ble oversatt til engelsk i 1972, var lenge en viktig påvirkning for hvordan vitenskapsmenn tenkte rundt dannelsen av planeter. I denne boken ble nesten alle de store problemstillingene rundt prosessen ved planetdannelser formulert, og noen av dem ble også løst. Safronovs ideer ble bearbeidet videre i arbeidene til George Wetherill, som oppdaget flyktende akkresjon. Opprinnelig ble det antatt at SNDM kun gjaldt vårt eget solsystem, men etter hvert begynte teoretikere å anta at dette var noe som skjedde gjennom hele universet. Siden da har det per blitt oppdaget eksoplaneter i vår galakse.
Solar Nebular Model: resultater og problemer Resultater Prosessen med stjernedannelser fører naturlig til at det oppstår en akkresjonsskive rundt unge stjerneobjekter, og rundt en alder på ca. 1 millioner år kan alle stjerner ha slike skiver. Denne konklusjonen støttes av oppdagelsen av de gassete og støvete skivene rundt protostjerner T Tauri-stjerner i tillegg til teoretiske betraktninger. Observasjoner av disse skivene viser at støvkornene på insiden av disse vokser over korte (tusen-år) tidsskalaer og danner partikler opp mot 1 cm i diameter.
Akkresjonsprosessen, hvor planetesimaler på 1 km i diameter vokser til legemer på km i diameter, er generelt godt forstått nå. Denne prosessen utvikler seg i enhver skive hvor tettheten av antall planetesimaler er tilstrekkelig høy, og fortsetter på en løpsk måte. Senere avtar veksten og den fortsetter som oligarkisk akkresjon. Sluttresultatet er dannelsen av planetemrbyoer med ulike størrelser, som avhenger av avstanden fra stjernen. Ulike simuleringer har vist at sammenslåingen av embryoene i den indre delen av de protoplanetariske skivene fører til dannelsen av noen få legemer på størrelse med jorden. Dermed anses opprinnelsen til de terrestriske planetene å være en tilnærmet løst problem.
Problemer Fysikken i akkresjonsskiver møter noen problemer. Det viktigste av dem er hvordan materialet, som blir tatt opp av protostjernen, mister drivmomentet. En mulig forklaring foreslått av Hannes Alfvén var at drivmomentet forsvant på grunn av solvinden under protostjernens fase som T Tauri-stjerne. Momentet ble sannsynligvis transportert til den ytre delen av skiven, men den nøyaktige mekanismen bak dette er lite kjent. En annen mulig prosess for hvorfor drivmomentet blir borte er magnetisk brudd, hvor stjernens spinn overføres til den omkringliggende skiven via stjernens magnetfelt. Prosessen, eller prosessene, som gjør at skivene forsvinner er også lite kjent.
Dannelsen av planetesimaler er det største uløste problemet i Nebular Disk Model. Hvordan partikler med 1 cm størrelse utvikler seg til å bli planetesimaler med størrelser på 1 km er et mysterium. Denne mekanismen synes å være nøkkelen til spørsmålet om hvorfor noen stjerner har planeter, mens andre ikke har noen ting rundt seg, ikke en gang fragmentskiver.
Dannelsen av kjempeplaneter er et annet uløst problem. Nåværende teorier forklarer ikke hvordan kjernene dannes raskt nok til å akkumulere tilstrekkelige mengder gass fra den raskt forsvinnende protoplanetariske skiven. Den gjennomsnittlige levetiden for skivene, som er mindre enn 10 7 år, synes å være kortere enn tiden som trengs for å danne en kjerne.
Et annet problem med dannelsen av kjempeplanetene er forflytningen. Noen beregninger viser at vekselvirkning med skiven kan føre til rask forflygning innover, som, hvis ikke den stanser, fører til at planeten når de «sentrale områdene mens den fortsatt er et sub-joviansk objekt».
Dannelsen av stjerner og protoplanetariske skiver Protostjerner
right|thumb|Trifidtåken – en gigantisk stjernedannende sky av gass og støv i stjernebildet Skytten, lysår unna. Den venstre delen viser skyen i synlig lys, mens den høyre delen viser den i infrarødt. Stjerner antas å dannes på innsiden av gigantskyer med kald molekylær hydrogen – gigantmolekylskyer (GMC) – som har ganger solens masse og er ca. 20 parsec i diameter. Over millioner av år utsettes gigantskyene for kollapser og fragmenteringer. Disse fragmentene danner så små, kompakte kjerner, som igjen kollapser til stjerner. Kjernene varierer i størrelse fra fraksjoner til flere ganger solens, og de kalles protostellare (protosolare) tåker. De har diametre på 0,01–0,1 pc ( AE) og en partikkelnummertetthet på rundt cm-3
Kollapsen av en protostellar tåke med solmasse tar rundt år. Hver tåke begynnermed en viss mengde drivmoment. Gass i den sentrale delen av tåken, med relativt lavt drivmoment, gjennomgår en rask kompressjon og fanner varm hydrostatisk (ikke-sammentrekkende) kjerne som inneholder en liten fraksjon av massen til den opprinnelige tåken. Denne kjernen utgjør frøet som senere vil bli til en stjerne. Mens kollapsen fortsetter, gjør bevaringen av drivmomentet at rotasjonen til den innfallende kappen akselererer, noe som i stor grad forhindrer gassen fra direkte akkresjon til den sentrale kjernen. Gassen tvinges i stedet utover nær sitt eget ekvatorplan, hvor den danner en egen skive som i sin tur akkreterer til kjernen.
Kjernen vokser gradvis i masse helt til den blir en ung og varm protostjerne. Ved dette stadiet er protostjernen og skiven skjult av den innfallende kappen, og kan ikke observeres direkte. Den gjenværende kappens opasitet er faktisk så høy at selv millimeterbølge-stråling har problemer med å slippe ut fra innsiden av den. Slike objekter observeres som svært lyse kondensasjoner, som primært utstråler millimeterbølger og sub-millimeterbølge-stråling. De klassifiseres som protostjerner med spektralklasse 0.
Kollapsen følges ofte av bipolare strømmer – jetstrømmer – som utstråles langs rotasjonsaksen til skiven. Disse observeres ofte i stjernedannende regioner (se Herbig-Haro-objekter). Lysstyrken til protostjernene i klasse 0 er høy – en stjerne med masse tilsvarende solen kan stråle med opp til 100 ganger solens styrke. Kilden til denne energien er gravitasjonskollaps, siden kjernene på dette tidspunktet ikke er varme nok til å starte en kjernefysisk fusjon.
left|thumb|Infrarødt bilde av molekylstrømmen fra en ellers skjult nyfødt stjerne HH 46/47
Etter hvert som kappens materiale fortsetter å falle ned på skiven, blir kappen til slutt tynn og gjennomsiktig og de unge stjerneobjektene (fra engelsk young stellar object – YSO) blir observerbare, først i det fjerninfrarøde lyset og senere i det synlige. Rundt dette tidspunktet begynner protostjernen sin fusjon av deuterium. Hvis protostjernen er tilstrekkelig massiv – over 80 jupitermasseer – vil fusjon av hydrogen følge etter. Ellers, hvis massen er for lav, blir objektet til en brun dverg. Denne fødselen av en ny stjerne oppstår omtrent år etter at kollapsen begynner. Objekter i denne fasen er kjent som klasse I-protostjerner, som også kalles unge T Tauri-stjerner, utviklede protostjerner eller unge stjerneobjekter. Ved dette tidspunktet har den dannende stjernen allerede tiltrukket seg mye av sin masse; den totale massen til skiven og den gjenværende kappen utgjør ikke mer enn 10–20 % av massen til det sentrale unge stjerneobjektet.