สมมติฐานเนบิวลาเป็นแบบจำลองที่ได้รับการยอมรับมากที่สุดในสาขาจักรวาลวิทยาเพื่ออธิบายการก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ (รวมถึงระบบดาวเคราะห์ อื่นๆ ด้วย ) สมมติฐานนี้เสนอว่าระบบสุริยะก่อตัวขึ้นจากก๊าซและฝุ่นที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ซึ่งรวมตัวกันเพื่อก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ ทฤษฎีนี้ได้รับการพัฒนาโดยอิมมานูเอล คานต์และตีพิมพ์ในหนังสือประวัติศาสตร์ธรรมชาติสากลและทฤษฎีแห่งสวรรค์ (ค.ศ. 1755) จากนั้นได้รับการปรับปรุงแก้ไขในปี ค.ศ. 1796 โดยปิแอร์ ลาปลาซ เดิมทีใช้กับระบบสุริยะแต่ปัจจุบันเชื่อกันว่ากระบวนการก่อตัวของระบบดาวเคราะห์เกิดขึ้นทั่วทั้งจักรวาลแบบจำลองเนบิวลาที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางในปัจจุบันคือแบบจำลองจานเนบิวลาสุริยะ ( SNDM ) หรือแบบจำลองเนบิวลาสุริยะ^{[ 1 ]} แบบ จำลองนี้เสนอคำอธิบายสำหรับคุณสมบัติต่างๆ ของระบบสุริยะ รวมถึงวงโคจรของดาวเคราะห์ที่เกือบเป็นวงกลมและอยู่ในระนาบเดียวกัน และการเคลื่อนที่ของดาวเคราะห์ไปในทิศทางเดียวกับการหมุนของดวงอาทิตย์ องค์ประกอบบางส่วนของทฤษฎีเนบิวลาเดิมยังคงปรากฏอยู่ในทฤษฎีการก่อตัวของดาวเคราะห์ในปัจจุบัน แต่ส่วนใหญ่แล้วองค์ประกอบเหล่านั้นได้ถูกแทนที่ด้วยทฤษฎีใหม่ไปแล้ว

ตามทฤษฎีเนบิวลา ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นในเมฆไฮโดรเจนโมเลกุล ขนาดใหญ่และหนาแน่น — เมฆโมเลกุลยักษ์ (GMC) เมฆเหล่านี้ไม่เสถียรเนื่องจากแรงโน้มถ่วง และสสารจะรวมตัวกันภายในเมฆเป็นกลุ่มก้อนที่เล็กลงและหนาแน่นขึ้น จากนั้นกลุ่มก้อนเหล่านี้จะหมุน ยุบตัว และก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ การก่อตัวของดาวฤกษ์เป็นกระบวนการที่ซับซ้อน ซึ่งมักจะสร้างจานโปรโตแพลเนตารีที่ เป็นก๊าซ ( proplyd ) รอบดาวฤกษ์อายุน้อยเสมอ จานโปรโตแพลเนตารีนี้อาจให้กำเนิดดาวเคราะห์ได้ในบางสถานการณ์ ซึ่งยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด ดังนั้นการก่อตัวของระบบดาวเคราะห์จึงถือเป็นผลลัพธ์ตามธรรมชาติของการก่อตัวของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์มักใช้เวลาประมาณ 1 ล้านปีในการก่อตัว โดยจานโปรโตแพลเนตารีจะพัฒนาเป็นระบบดาวเคราะห์ในช่วง 10–100 ล้านปีถัดไป^{[ 2 ]}

จานโปรโตแพลเนตารีเป็นจานสะสมมวลที่ป้อนดาวฤกษ์ศูนย์กลาง^{[ 3 ]}ในช่วงแรก จานจะร้อนมาก ต่อมาจะเย็นลงในสิ่งที่เรียกว่า ระยะ ดาวฤกษ์ T Tauriซึ่งในระยะนี้ การก่อตัวของ อนุภาค ฝุ่น ขนาดเล็ก ที่ทำจากหินและน้ำแข็งเป็นไปได้ อนุภาคเหล่านี้ในที่สุดอาจรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ ขนาดหลายกิโลเมตร หากจานมีมวลมากพอ การสะสมมวลแบบควบคุมไม่ได้จะเริ่มต้นขึ้น ส่งผลให้เกิดการก่อตัวของตัวอ่อนดาวเคราะห์ ขนาดเท่าดวงจันทร์ถึงดาวอังคารอย่างรวดเร็วภายใน 100,000 ถึง 300,000 ปี ใกล้กับดาวฤกษ์ ตัวอ่อนดาวเคราะห์จะผ่านช่วงของการรวมตัวอย่างรุนแรง ทำให้เกิดดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน จำนวนหนึ่ง ขั้นตอนสุดท้ายใช้เวลาประมาณ 100 ล้านถึง 1 พันล้านปี^{[ 2 ]}

การก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์เป็นกระบวนการที่ซับซ้อนกว่า เชื่อกันว่าเกิดขึ้นนอกเส้นน้ำแข็งซึ่งตัวอ่อนของดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยน้ำแข็งหลายชนิด ส่งผลให้มีมวลมากกว่าในส่วนด้านในของจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดหลายเท่า สิ่งที่เกิดขึ้นหลังจากการก่อตัวของตัวอ่อนยังไม่ชัดเจนนัก ตัวอ่อนบางส่วนดูเหมือนจะเติบโตต่อไปและในที่สุดก็มีมวลถึง 5–10 เท่าของมวลโลกซึ่งเป็นค่าเกณฑ์ที่จำเป็นสำหรับการเริ่มต้นการสะสมของ ก๊าซ ไฮโดรเจน - ฮีเลียมจากจาน^{[ 4 ]}การสะสมของก๊าซโดยแกนกลางในตอนแรกเป็นกระบวนการที่ช้า ซึ่งดำเนินต่อไปเป็นเวลาหลายล้านปี แต่หลังจากที่ดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่กำลังก่อตัวมีมวลถึงประมาณ 30 เท่าของมวลโลก ( M _🜨 ) มันจะเร่งตัวขึ้นและดำเนินไปอย่างรวดเร็ว ดาวเคราะห์ที่คล้ายกับ ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เชื่อกันว่าสะสมมวลส่วนใหญ่ในช่วงเวลาเพียง 10,000 ปี การสะสมจะหยุดลงเมื่อก๊าซหมดลง ดาวเคราะห์ที่ก่อตัวขึ้นสามารถเคลื่อนที่ได้ในระยะทางไกลระหว่างหรือหลังการก่อตัวดาวเคราะห์ยักษ์น้ำแข็งเช่นยูเรนัสและเนปจูนเชื่อกันว่าเป็นแกนกลางที่ล้มเหลว ซึ่งก่อตัวขึ้นช้าเกินไปเมื่อจานเกือบหายไปแล้ว^{[ 2 ]}

มีหลักฐานว่าเอ็มมานูเอล สวีเดนบอร์กเสนอทฤษฎีเนบิวลาบางส่วนเป็นครั้งแรกในปี 1734 ^{[ 5 ] [ 6 ]}อิมมานูเอล คานต์ผู้คุ้นเคยกับงานของสวีเดนบอร์ก ได้พัฒนาทฤษฎีนี้ต่อไปในปี 1755 โดยตีพิมพ์หนังสือประวัติศาสตร์ธรรมชาติสากลและทฤษฎีแห่งท้องฟ้า ของเขาเอง ซึ่งเขาได้โต้แย้งว่าเมฆก๊าซ ( เนบิวลา ) หมุนช้าๆ ค่อยๆ ยุบตัวและแบนราบลงเนื่องจากแรงโน้มถ่วงในที่สุดก็ก่อตัวเป็นดาวฤกษ์และดาวเคราะห์^{[ 1 ] [ 7 ]}

ปิแอร์-ซีมอง ลาปลาซได้พัฒนาและเสนอแบบจำลองที่คล้ายกันโดยอิสระในปี 1796 ^{[ 1 ]}ในหนังสือ Exposition du systeme du monde ของเขา เขาจินตนาการว่าเดิมทีดวงอาทิตย์มีชั้นบรรยากาศร้อนแผ่ขยายไปทั่วปริมาตรของระบบสุริยะ ทฤษฎีของเขามีเมฆโปรโตโซลาร์ที่หดตัวและเย็นลง—เนบิวลาโปรโตโซลาร์ เมื่อเนบิวลานี้เย็นลงและหดตัวลง มันจะแบนราบและหมุนเร็วขึ้น ปล่อย (หรือหลุดร่วง) วงแหวนก๊าซของสสารออกมาเป็นชุดๆ และตามที่เขากล่าว ดาวเคราะห์จะควบแน่นจากสสารนี้ แบบจำลองของเขามีความคล้ายคลึงกับของคานต์ ยกเว้นว่ามีรายละเอียดมากกว่าและมีขนาดเล็กกว่า^{[ 1 ]}แม้ว่าแบบจำลองเนบิวลาของลาปลาซจะครองตลาดในศตวรรษที่ 19 แต่ก็ประสบปัญหาหลายประการ ปัญหาหลักเกี่ยวข้องกับ การกระจาย โมเมนตัมเชิงมุมระหว่างดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์มีโมเมนตัมเชิงมุม 99% และข้อเท็จจริงนี้ไม่สามารถอธิบายได้ด้วยแบบจำลองเนบิวลา^{[ 1 ]}ด้วยเหตุนี้ นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่จึงละทิ้งทฤษฎีการก่อตัวของดาวเคราะห์นี้ในช่วงต้นศตวรรษที่ 20

ตามที่บางคนกล่าว การวิจารณ์ครั้งสำคัญเกิดขึ้นในช่วงศตวรรษที่ 19 โดยJames Clerk Maxwell (1831–1879) ซึ่งในบางแหล่งข้อมูลอ้างว่าเขายืนยันว่าการหมุนที่แตกต่างกันระหว่างส่วนด้านในและด้านนอกของวงแหวนไม่สามารถทำให้เกิดการควบแน่นของสสารได้^{[ 8 ]}อย่างไรก็ตาม ทั้งการวิจารณ์และการอ้างถึง Maxwell ได้รับการพิจารณาว่าไม่ถูกต้องเมื่อมีการตรวจสอบเพิ่มเติม โดยความผิดพลาดดั้งเดิมเกิดจากGeorge Gamowในสิ่งพิมพ์ยอดนิยมบางฉบับและเผยแพร่อย่างต่อเนื่องนับตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา^{[ 9 ]}นักดาราศาสตร์Sir David Brewsterก็ปฏิเสธ Laplace เช่นกัน โดยเขียนในปี 1876 ว่า "ผู้ที่เชื่อในทฤษฎีเนบิวลาถือว่าเป็นเรื่องที่แน่นอนว่าโลกของเราได้รับสสารแข็งและชั้นบรรยากาศจากวงแหวนที่ถูกเหวี่ยงออกจากชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ ซึ่งต่อมาหดตัวเป็นทรงกลมแข็งที่ปกคลุมด้วยน้ำ จากนั้นดวงจันทร์ก็ถูกเหวี่ยงออกไปโดยกระบวนการเดียวกัน" เขาโต้แย้งว่าภายใต้มุมมองดังกล่าว “ดวงจันทร์จะต้องนำน้ำและอากาศจากส่วนที่เป็นน้ำและส่วนที่เป็นอากาศของโลกมาด้วย และจะต้องมีชั้นบรรยากาศ” ^{[ 10 ] : 153} บรูว์สเตอร์อ้างว่าความ เชื่อทางศาสนาของ เซอร์ไอแซค นิวตันก่อนหน้านี้ถือว่าแนวคิดเกี่ยวกับเนบิวลามีแนวโน้มไปสู่ลัทธิอเทวนิยม และอ้างคำพูดของเขาว่า “การเติบโตของระบบใหม่จากระบบเก่าโดยปราศจากการแทรกแซงของอำนาจศักดิ์สิทธิ์ ดูเหมือนจะไร้สาระสำหรับเขา” ^{[ 10 ] : 233}

ข้อบกพร่องที่รับรู้ได้ของแบบจำลองลาปลาเซียนกระตุ้นให้นักวิทยาศาสตร์ค้นหาแบบจำลองอื่นมาทดแทน ในช่วงศตวรรษที่ 20 มีทฤษฎีมากมายที่กล่าวถึงประเด็นนี้ รวมถึงทฤษฎีดาวเคราะห์น้อยของโทมัส แชมเบอร์ลินและฟอเรสต์ มอลตัน (1901) แบบจำลองกระแสน้ำขึ้นลงของเจมส์ จีนส์ (1917) แบบจำลองการสะสมมวลของออตโต ชมิดต์ (1944) ทฤษฎีโปรโตแพลนต์ของวิลเลียม แมคเครีย (1960) และสุดท้ายคือทฤษฎีการจับยึดของไมเคิล วูล์ฟสัน [ ^{1 ] ใน}ปี 1978 แอนดรูว์ เพรนติสได้ฟื้นฟูแนวคิดลาปลาเซียนเบื้องต้นเกี่ยวกับการก่อตัวของดาวเคราะห์และพัฒนา ทฤษฎีลาปลา เซียนสมัยใหม่^{[ 1 ]}ความพยายามเหล่านี้ไม่มีครั้งใดที่ประสบความสำเร็จอย่างสมบูรณ์ และทฤษฎีที่เสนอหลายทฤษฎีเป็นเพียงการอธิบายเท่านั้น

การกำเนิดของทฤษฎีการก่อตัวของดาวเคราะห์ที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางในปัจจุบัน—แบบจำลองจานเนบิวลาสุริยะ (SNDM)—สามารถสืบย้อนไปถึงนักดาราศาสตร์ชาวโซเวียตวิกเตอร์ ซาโฟรนอฟ [ ^{11 ] หนังสือ}ของเขาในปี 1969 เรื่อง วิวัฒนาการของเมฆก่อนเกิดดาวเคราะห์และการก่อตัวของโลกและดาวเคราะห์ [ ^{12 ] ซึ่ง}ได้รับการแปลเป็นภาษาอังกฤษในปี 1972 มีอิทธิพลอย่างมากต่อวิธีที่นักวิทยาศาสตร์คิดเกี่ยวกับการก่อตัวของดาวเคราะห์^{[ 13 ]}ในหนังสือเล่มนี้ ปัญหาสำคัญเกือบทั้งหมดของกระบวนการก่อตัวของดาวเคราะห์ได้รับการกำหนดขึ้น และบางส่วนได้รับการแก้ไขแล้ว แนวคิดของซาโฟรนอฟได้รับการพัฒนาเพิ่มเติมในงานของจอร์จ เวเธอร์ริลผู้ค้นพบการสะสมมวลแบบควบคุมไม่ได้ [ ^{1 ] แม้ว่า}เดิมทีจะนำไปใช้กับระบบสุริยะ เท่านั้น แต่ต่อมานักทฤษฎีคิดว่า SNDM ทำงานอยู่ทั่วทั้งจักรวาล ณ วันที่ 23 เมษายน 2026 นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบดาวเคราะห์นอก ระบบสุริยะ 6,416 ดวง ในกาแล็กซี ของ เรา^{[ 14 ]}

กระบวนการก่อตัวของดาวฤกษ์ส่งผลให้เกิดจานสะสมมวลรอบวัตถุดาวฤกษ์ อายุน้อยโดยธรรมชาติ ^{[ 16 ]}เมื่ออายุประมาณ 1 ล้านปี ดาวฤกษ์ 100% อาจมีจานดังกล่าว^{[ 17 ]}ข้อสรุปนี้ได้รับการสนับสนุนจากการค้นพบจานก๊าซและฝุ่นรอบดาวฤกษ์แรกเริ่มและดาวฤกษ์ T Tauriรวมถึงการพิจารณาทางทฤษฎี^{[ 18 ]}การสังเกตจานเหล่านี้แสดงให้เห็นว่า อนุภาค ฝุ่นภายในจานมีขนาดใหญ่ขึ้นในช่วงเวลาสั้นๆ (พันปี) ทำให้เกิดอนุภาคขนาด 1 เซนติเมตร^{[ 19 ]}

กระบวนการสะสมมวลซึ่งดาวเคราะห์ ขนาด 1 กม. เติบโตเป็นวัตถุขนาด 1,000 กม. นั้นเป็นที่เข้าใจกันดีแล้วในปัจจุบัน^{[ 20 ]}กระบวนการนี้เกิดขึ้นภายในจานใดๆ ก็ตามที่มีความหนาแน่นของดาวเคราะห์ขนาดสูงเพียงพอ และดำเนินไปอย่างรวดเร็ว การเติบโตจะชะลอตัวลงในภายหลังและดำเนินต่อไปในรูปแบบการสะสมมวลแบบจำกัด ผลลัพธ์สุดท้ายคือการก่อตัวของตัวอ่อนดาวเคราะห์ที่มีขนาดแตกต่างกัน ซึ่งขึ้นอยู่กับระยะห่างจากดาวฤกษ์^{[ 20 ]}การจำลองต่างๆ ได้แสดงให้เห็นว่าการรวมตัวของตัวอ่อนในส่วนด้านในของจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดนำไปสู่การก่อตัวของวัตถุขนาดเท่าโลกจำนวนหนึ่ง ดังนั้นต้นกำเนิดของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินจึงถือว่าเป็นปัญหาที่เกือบจะแก้ไขได้แล้วในปัจจุบัน^{[ 21 ]}

ฟิสิกส์ของจานสะสมมวลพบปัญหาบางประการ^{[ 22 ]}ปัญหาที่สำคัญที่สุดคือวัสดุที่ถูกสะสมโดยดาวฤกษ์แรกเริ่มสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมได้ อย่างไร คำอธิบายที่เป็นไปได้ประการหนึ่งที่เสนอโดยHannes Alfvénคือโมเมนตัมเชิงมุมถูกปลดปล่อยโดยลมสุริยะในช่วง ระยะ ดาวฤกษ์ T Tauriโมเมนตัมถูกส่งไปยังส่วนนอกของจานโดยแรงเค้นหนืด^{[ 23 ]}ความหนืดถูกสร้างขึ้นโดยความปั่นป่วนระดับมหภาค แต่กลไกที่แน่นอนที่ทำให้เกิดความปั่นป่วนนี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจดี กระบวนการที่เป็นไปได้อีกอย่างหนึ่งสำหรับการปลดปล่อยโมเมนตัมเชิงมุมคือการเบรกด้วยสนามแม่เหล็กซึ่งการหมุนของดาวฤกษ์จะถูกถ่ายโอนไปยังจานโดยรอบผ่านสนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์นั้น^{[ 24 ]}กระบวนการหลักที่รับผิดชอบต่อการหายไปของก๊าซในจานคือการแพร่หนืดและการระเหยด้วยแสง^{[ 25 ] [ 26 ]}

การก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยเป็นปัญหาที่ยังแก้ไม่ตกที่ใหญ่ที่สุดในแบบจำลองจานเนบิวลา วิธีที่อนุภาคขนาด 1 ซม. รวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์น้อยขนาด 1 กม. ยังคงเป็นปริศนา กลไกนี้ดูเหมือนจะเป็นกุญแจสำคัญในการตอบคำถามว่าทำไมดาวฤกษ์บางดวงจึงมีดาวเคราะห์ ในขณะที่ดาวฤกษ์ดวงอื่นไม่มีอะไรอยู่รอบๆ แม้แต่แถบฝุ่น^{[ 28 ]}

ระยะเวลาการก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์ก็เป็นปัญหาสำคัญเช่นกัน ทฤษฎีเก่าไม่สามารถอธิบายได้ว่าแกนกลางของดาวเคราะห์ยักษ์จะก่อตัวได้เร็วพอที่จะสะสมก๊าซจำนวนมากจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่หายไปอย่างรวดเร็วได้อย่างไร^{[ 20 ] [ 29 ]}อายุเฉลี่ยของจานซึ่งน้อยกว่าสิบล้านปี (10 ⁷ ) ดูเหมือนจะสั้นกว่าเวลาที่จำเป็นสำหรับการก่อตัวของแกนกลาง^{[ 17 ]}มีความก้าวหน้าอย่างมากในการแก้ปัญหานี้ และแบบจำลองการก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์ในปัจจุบันสามารถสร้างดาวพฤหัสบดี (หรือดาวเคราะห์ที่มีมวลมากกว่า) ได้ในเวลาประมาณ 4 ล้านปีหรือน้อยกว่านั้น ซึ่งอยู่ในช่วงอายุเฉลี่ยของจานก๊าซ^{[ 30 ] [ 31 ] [ 32 ]}

ปัญหาอีกประการหนึ่งของการก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์คือการเคลื่อนตัวของวงโคจรการคำนวณบางอย่างแสดงให้เห็นว่าการปฏิสัมพันธ์กับจานสามารถทำให้เกิดการเคลื่อนตัวเข้าด้านในอย่างรวดเร็ว ซึ่งหากไม่หยุดยั้ง จะส่งผลให้ดาวเคราะห์ไปถึง "บริเวณศูนย์กลางโดยยังคงเป็นวัตถุย่อยของดาวพฤหัสบดี " ^{[ 33 ]}การคำนวณล่าสุดระบุว่าวิวัฒนาการของจานในระหว่างการเคลื่อนตัวสามารถบรรเทาปัญหานี้ได้^{[ 34 ]}

เชื่อกันว่าดาวฤกษ์ ก่อตัวขึ้นภายใน เมฆไฮโดรเจนโมเลกุลเย็น ขนาดยักษ์ ซึ่งเป็นเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ที่มีมวลประมาณ 300,000 เท่าของดวงอาทิตย์ ( M☉ ) และ  มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 20 พาร์เซก^{[ 2 ] [ 35 ]}เมื่อเวลาผ่านไปหลายล้านปี เมฆโมเลกุลขนาดยักษ์มีแนวโน้มที่จะยุบตัวและแตกเป็นชิ้น_{เล็ก ชิ้นน้อย} ^{[ 36 ]}จากนั้นชิ้นส่วนเหล่านี้จะก่อตัวเป็นแกนกลางขนาดเล็กและหนาแน่น ซึ่งต่อมาจะยุบตัวกลายเป็นดาวฤกษ์^{[ 35 ]}แกนกลางเหล่านี้มีมวลตั้งแต่เศษส่วนไปจนถึงหลายเท่าของดวงอาทิตย์ และเรียกว่าเนบิวลาโปรโตสเตลลาร์ (โปรโตโซลาร์) ^{[ 2 ]}พวกมันมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 0.01–0.1 pc (2,000–20,000 AU) และมีความหนาแน่นของอนุภาคประมาณ 10,000 ถึง100,000 ^{cm⁻³ [ a ] ​​[ 35 ] [ 37 ]}

การยุบตัวเริ่มต้นของเนบิวลาโปรโตสเตลลาร์มวลเท่าดวงอาทิตย์ใช้เวลาประมาณ 100,000 ปี^{[ 2 ] [ 35 ]} เนบิวลาทุกดวงเริ่มต้นด้วย โมเมนตัมเชิงมุมจำนวนหนึ่งก๊าซในส่วนกลางของเนบิวลาที่มีโมเมนตัมเชิงมุมค่อนข้างต่ำจะเกิดการอัดตัวอย่างรวดเร็วและก่อตัวเป็น แกน ไฮโดรสแตติก ที่ร้อน (ไม่หดตัว) ซึ่งมีมวลเพียงเศษส่วนเล็กน้อยของเนบิวลาเดิม^{[ 38 ]}แกนนี้ก่อตัวเป็นเมล็ดพันธุ์ของสิ่งที่จะกลายเป็นดาวฤกษ์^{[ 2 ] [ 38 ]}เมื่อการยุบตัวดำเนินต่อไป การอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุมหมายความว่าการหมุนของซองที่ตกลงมาจะเร่งขึ้น^{[ 39 ] [ 40 ]}ซึ่งส่วนใหญ่จะป้องกันไม่ให้ก๊าซรวมตัวเข้ากับแกนกลางโดยตรง ก๊าซจะถูกบังคับให้กระจายออกไปด้านนอกใกล้ระนาบเส้นศูนย์สูตร ก่อตัวเป็นแผ่นดิสก์ซึ่งจะรวมตัวเข้ากับแกนในที่สุด^{[ 2 ] [ 39 ] [ 40 ]}แกนกลางค่อยๆ เพิ่มมวลขึ้นจนกลายเป็นดาวฤกษ์ เกิดใหม่ที่ร้อน จัด^{[ 38 ]}ในขั้นตอนนี้ ดาวฤกษ์เกิดใหม่และจานของมันถูกบดบังอย่างมากด้วยซองที่ตกลงมาและไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง^{[ 16 ]} อันที่จริง ความทึบแสงของซองที่เหลืออยู่นั้นสูงมากจนแม้แต่ รังสี คลื่นมิลลิเมตรก็ยังยากที่จะหลุดออกมาจากภายใน^{[ 2 ] [ 16 ]}วัตถุดังกล่าวถูกสังเกตเห็นเป็นกลุ่มก้อนที่สว่างมาก ซึ่งปล่อยรังสีคลื่นมิลลิเมตรและคลื่นย่อยมิลลิเมตร เป็นหลัก ^{[ 37 ]}พวกมันถูกจัดประเภทเป็นดาวฤกษ์เกิดใหม่ประเภทสเปกตรัมคลาส 0 ^{[ 16 ]}การยุบตัวมักจะมาพร้อมกับการไหลออกสองขั้ว — เจ็ต — ที่พุ่งออกมาตาม แกน การหมุนของจานที่อนุมานได้ เจ็ตเหล่านี้มักถูกสังเกตเห็นในบริเวณที่เกิดดาวฤกษ์ (ดูวัตถุ Herbig–Haro (HH) ) ^{[ 41 ]}ความสว่างของโปรโตสตาร์คลาส 0 นั้นสูง — โปรโตสตาร์มวลเท่าดวงอาทิตย์อาจแผ่รังสีได้มากถึง 100 เท่าของความสว่างของดวงอาทิตย์^{[ 16 ]}แหล่งที่มาของพลังงานนี้คือ การยุบตัวเนื่องจาก แรงโน้มถ่วงเนื่องจากแกนกลางของพวกมันยังไม่ร้อนพอที่จะเริ่มปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์^{[ 38 ] [ 42 ]}

เมื่อวัสดุตกลงสู่จานอย่างต่อเนื่อง ซองหุ้มก็จะบางและโปร่งใสในที่สุด และวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย (YSO) ก็จะสามารถสังเกตได้ โดยเริ่มแรกใน แสง อินฟราเรดไกลและต่อมาในแสงที่มองเห็นได้^{[ 37 ]}ในช่วงเวลานี้ ดาวฤกษ์แรกเริ่มจะเริ่มหลอมรวมดิวเทอเรียมหากดาวฤกษ์แรกเริ่มมีมวลมากพอ (มากกว่า 80 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี ( M _J )) การหลอมรวมไฮโดรเจนก็จะเกิดขึ้น มิฉะนั้น หากมวลของมันต่ำเกินไป วัตถุนั้นจะกลายเป็น ดาว แคระน้ำตาล^{[ 42 ]}การกำเนิดของดาวดวงใหม่นี้เกิดขึ้นประมาณ 100,000 ปีหลังจากที่การยุบตัวเริ่มต้นขึ้น^{[ 2 ]}วัตถุในขั้นตอนนี้เรียกว่าดาวฤกษ์แรกเริ่มประเภทที่ 1 ^{[ 16 ]}ซึ่งเรียกอีกอย่างว่าดาว T Tauri อายุน้อย ดาวฤกษ์แรกเริ่มที่วิวัฒนาการแล้ว หรือวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย^{[ 16 ]}ณ เวลานี้ ดาวฤกษ์ที่กำลังก่อตัวได้สะสมมวลส่วนใหญ่ไปแล้ว มวลรวมของจานและซองที่เหลืออยู่ไม่เกิน 10–20% ของมวลของ YSO ส่วนกลาง^{[ 37 ]}

ในขั้นตอนต่อไป ซองหุ้มจะหายไปอย่างสมบูรณ์ เนื่องจากถูกรวบรวมโดยจาน และดาวฤกษ์แรกเริ่มจะกลายเป็นดาว T Tauri แบบคลาสสิก^{[ b ]}เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นหลังจากประมาณ 1 ล้านปี^{[ 2 ]}มวลของจานรอบดาว T Tauri แบบคลาสสิกอยู่ที่ประมาณ 1–3% ของมวลดาวฤกษ์ และถูกดูดกลืนในอัตรา 10 ⁻⁷ถึง 10 ⁻⁹  M _☉ต่อปี^{[ 45 ]}โดยปกติแล้วจะมีเจ็ตแบบสองขั้วคู่หนึ่งอยู่ด้วย^{[ 46 ]}การดูดกลืนอธิบายคุณสมบัติที่แปลกประหลาดทั้งหมดของดาว T Tauri แบบคลาสสิก ได้แก่ฟลักซ์ สูง ในเส้นการปล่อย (สูงถึง 100% ของความสว่าง ที่แท้จริง ของดาว) กิจกรรมแม่เหล็กความแปรปรวน ของ โฟโตเมตริก และเจ็ต^{[ 47 ]}เส้นการปล่อยเกิดขึ้นจริงเมื่อก๊าซที่ดูดกลืนเข้าไปกระทบกับ "พื้นผิว" ของดาว ซึ่งเกิดขึ้นรอบขั้วแม่เหล็ก ของ ดาว^{[ 47 ]}เจ็ตเป็นผลพลอยได้จากการสะสมมวล: พวกมันพาโมเมนตัมเชิงมุมส่วนเกินออกไป ระยะ T Tauri แบบคลาสสิกมีอายุประมาณ 10 ล้านปี^{[ 2 ]}ในที่สุดจานก็หายไปเนื่องจากการสะสมมวลบนดาวฤกษ์กลาง การก่อตัวของดาวเคราะห์ การพุ่งออกโดยเจ็ต และการระเหยด้วยแสงจากรังสี UV จากดาวฤกษ์กลางและดาวฤกษ์ใกล้เคียง^{[ 48 ]}ผลที่ตามมาคือ ดาวฤกษ์อายุน้อยกลายเป็นดาว T Tauri ที่มีเส้นสเปกตรัมอ่อนซึ่งค่อยๆ วิวัฒนาการไปเป็นดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์ธรรมดาในระยะเวลาหลายร้อยล้านปี^{[ 38 ]}

ภายใต้สถานการณ์บางอย่าง จานซึ่งปัจจุบันเรียกว่าจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด อาจก่อให้เกิดระบบดาวเคราะห์ได้^{[ 2 ]}จานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดได้รับการสังเกตพบรอบดาวฤกษ์จำนวนมากในกระจุกดาว อายุ น้อย^{[ 17 ] [ 50 ]}พวกมันมีอยู่ตั้งแต่เริ่มการก่อตัวของดาวฤกษ์ แต่ในระยะแรกสุดนั้นไม่สามารถสังเกตได้เนื่องจากความทึบแสงของชั้นบรรยากาศโดยรอบ^{[ 16 ]}จานของดาวฤกษ์ก่อน กำเนิดประเภท 0 เชื่อกันว่ามีมวลมากและร้อน มันเป็นจานสะสมมวลซึ่งป้อนดาวฤกษ์ก่อนกำเนิดส่วนกลาง^{[ 39 ] [ 40 ]}อุณหภูมิสามารถสูงเกิน 400  Kภายใน 5 AU และ 1,000 K ภายใน 1 AU ได้อย่างง่ายดาย ^{[ 51 ]}ความร้อนของจานส่วนใหญ่เกิดจากการกระจายตัว ของความปั่นป่วนในจานเนื่องจากความหนืด และจากการไหลเข้าของก๊าซจากเนบิวลา^{[ 39 ] [ 40 ]}อุณหภูมิสูง ในจานด้านในทำให้วัสดุ ระเหยส่วนใหญ่—น้ำ สารอินทรีย์ และหิน บางชนิด —ระเหยไป เหลือเพียง ธาตุ ที่ทนความร้อน สูงที่สุด เช่นเหล็กน้ำแข็งสามารถคงอยู่ได้เฉพาะในส่วนนอกของจานเท่านั้น^{[ 51 ]}

ปัญหาหลักในฟิสิกส์ของจานสะสมมวลคือการสร้างความปั่นป่วนและกลไกที่รับผิดชอบต่อความหนืดประสิทธิผลสูง^{[ 2 ]}ความหนืดแบบปั่นป่วนนั้นเชื่อกันว่าเป็นสาเหตุของการขนส่งมวลไปยังดาวฤกษ์ต้นกำเนิดตรงกลางและโมเมนตัมไปยังขอบของจาน ซึ่งเป็นสิ่งสำคัญสำหรับการสะสมมวล เนื่องจากก๊าซจะถูกสะสมโดยดาวฤกษ์ต้นกำเนิดตรงกลางได้ก็ต่อเมื่อมันสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมส่วนใหญ่ ซึ่งจะต้องถูกพัดพาไปโดยส่วนเล็ก ๆ ของก๊าซที่ลอยออกไปด้านนอก^{[ 39 ] [ 52 ]}ผลลัพธ์ของกระบวนการนี้คือการเติบโตของทั้งดาวฤกษ์ต้นกำเนิดและรัศมี ของจาน ซึ่งสามารถสูงถึง 1,000 AU หากโมเมนตัมเชิงมุมเริ่มต้นของเนบิวลามีขนาดใหญ่พอ^{[ 40 ]}จานขนาดใหญ่ถูกสังเกตเป็นประจำในหลายพื้นที่ก่อกำเนิดดาวฤกษ์ เช่นเนบิวลาโอไรออน^{[ 18 ]}

อายุการใช้งานของจานสะสมมวลอยู่ที่ประมาณ 10 ล้านปี^{[ 17 ]}เมื่อดาวฤกษ์ถึงระยะ T-Tauri แบบคลาสสิก จานจะบางลงและเย็นลง^{[ 45 ]}วัสดุที่ระเหยได้น้อยกว่าจะเริ่มควบแน่นใกล้กับศูนย์กลาง ก่อตัวเป็นอนุภาคฝุ่นขนาด 0.1–1 μm ที่มีซิลิเกตผลึก^{[ 19 ]}การขนส่งวัสดุจากจานด้านนอกสามารถผสมอนุภาคฝุ่น ที่เกิดขึ้นใหม่เหล่านี้ กับ อนุภาค ดั้งเดิมซึ่งมีสารอินทรีย์และสารระเหยอื่นๆ การผสมนี้สามารถอธิบายลักษณะเฉพาะบางประการในองค์ประกอบของวัตถุในระบบสุริยะ เช่น การมีอยู่ของอนุภาคระหว่างดาว ใน อุกกาบาต ดั้งเดิม และการรวมตัวของวัสดุทนไฟในดาวหาง^{[ 51 ]}

อนุภาคฝุ่นมีแนวโน้มที่จะเกาะติดกันในสภาพแวดล้อมของจานที่หนาแน่น ทำให้เกิดอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้นได้ถึงหลายเซนติเมตร^{[ 54 ]}ร่องรอยของการประมวลผลและการรวมตัวของ ฝุ่น ถูกสังเกตพบในสเปกตรัมอินฟราเรดของจานอายุน้อย^{[ 19 ]}การรวมตัวเพิ่มเติมสามารถนำไปสู่การก่อตัวของดาวเคราะห์ น้อย ที่มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 1 กิโลเมตรขึ้นไป ซึ่งเป็นส่วนประกอบพื้นฐานของดาวเคราะห์^{[ 2 ] [ 54 ]} การก่อตัว ของดาวเคราะห์น้อยเป็นอีกปัญหาหนึ่งที่ยังแก้ไม่ตกในฟิสิกส์ของจาน เนื่องจากแรงยึดเกาะแบบง่ายๆ จะไม่มีประสิทธิภาพเมื่ออนุภาคฝุ่นมีขนาดใหญ่ขึ้น^{[ 28 ]}

สมมติฐานหนึ่งคือการก่อตัวโดยความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงอนุภาคที่มีขนาดหลายเซนติเมตรหรือใหญ่กว่านั้นค่อยๆ ตกตะกอนลงใกล้ระนาบกลางของจาน ก่อตัวเป็นชั้นที่บางมาก—น้อยกว่า 100 กม.—และหนาแน่น ชั้นนี้ไม่เสถียรเนื่องจากแรงโน้มถ่วงและอาจแตกตัวเป็นก้อนจำนวนมาก ซึ่งในที่สุดก็ยุบตัวลงกลายเป็นดาวเคราะห์น้อย^{[ 2 ] [ 28 ]}อย่างไรก็ตาม ความเร็วที่แตกต่างกันของจานก๊าซและของแข็งใกล้ระนาบกลางสามารถสร้างความปั่นป่วนซึ่งป้องกันไม่ให้ชั้นนั้นบางพอที่จะแตกตัวเนื่องจากความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วง^{[ 55 ]}สิ่งนี้อาจจำกัดการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยผ่านความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงไปยังตำแหน่งเฉพาะในจานที่มีความเข้มข้นของของแข็งเพิ่มขึ้น^{[ 56 ]}

กลไกที่เป็นไปได้อีกประการหนึ่งสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยคือความไม่เสถียรของการไหลซึ่งแรงต้านที่อนุภาคได้รับขณะโคจรผ่านก๊าซจะสร้างผลป้อนกลับที่ทำให้เกิดการเติบโตของความเข้มข้นในท้องถิ่น ความเข้มข้นในท้องถิ่นเหล่านี้จะผลักกลับไปที่ก๊าซ ทำให้เกิดบริเวณที่แรงต้านที่อนุภาคได้รับมีขนาดเล็กกว่า ดังนั้นความเข้มข้นจึงสามารถโคจรได้เร็วขึ้นและมีการเคลื่อนที่ในแนวรัศมีน้อยลง อนุภาคที่แยกตัวจะเข้าร่วมความเข้มข้นเหล่านี้เมื่อถูกแซงหรือเมื่อเคลื่อนที่เข้าด้านใน ทำให้มวลเพิ่มขึ้น ในที่สุดความเข้มข้นเหล่านี้จะก่อตัวเป็นเส้นใยขนาดใหญ่ซึ่งแตกตัวและยุบตัวลงเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ก่อตัวเป็นดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดเท่ากับดาวเคราะห์น้อยขนาดใหญ่^{[ 57 ]}

การก่อตัวของดาวเคราะห์ยังสามารถถูกกระตุ้นได้จากความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วงภายในจานเอง ซึ่งนำไปสู่การแตกตัวเป็นก้อน บางส่วนของก้อนเหล่านี้ หากมีความหนาแน่นมากพอ จะยุบตัวลง [ ^{52 ] ซึ่ง}อาจนำไปสู่การก่อตัวอย่างรวดเร็วของ ดาวเคราะห์ แก๊สยักษ์และแม้แต่ดาวแคระน้ำตาลภายในระยะเวลา 1,000 ปี^{[ 58 ]}หากก้อนเหล่านี้เคลื่อนตัวเข้าด้านในเมื่อการยุบตัวดำเนินไป แรงดึงดูดจากดาวฤกษ์อาจส่งผลให้มวลลดลง อย่างมาก ทำให้เหลือวัตถุที่มีขนาดเล็กกว่า^{[ 59 ]} อย่างไรก็ตาม กลไกนี้เป็นไปได้เฉพาะในจานขนาดใหญ่ เท่านั้นซึ่งมีมวลมากกว่า 0.3  M☉เมื่อเปรียบเทียบกันแล้ว มวลของจานโดยทั่วไปอยู่ที่ 0.01–0.03  _M☉เนื่องจากจานขนาดใหญ่นั้นหายาก กลไกการก่อตัวของดาวเคราะห์นี้จึงถือว่าเกิดขึ้นไม่บ่อยนัก^[ ₂ ^{] [ 22 ]}ในทางกลับกัน มันอาจมีบทบาทสำคัญในการก่อตัวของ^ดาวแคระน้ำตาล^{[ 60 ]}

การสลายตัวขั้นสุดท้ายของจานโปรโตแพลเนตารีถูกกระตุ้นด้วยกลไกที่แตกต่างกันหลายประการ ส่วนด้านในของจานจะถูกดูดกลืนโดยดาวฤกษ์หรือถูกขับออกโดยเจ็ตสองขั้ว^{[ 45 ] [ 46 ]} ในขณะ ที่ส่วนด้านนอกสามารถระเหยไปได้ ภายใต้ รังสีUV ที่ทรงพลังของดาวฤกษ์ในช่วงระยะ T Tauri ^{[ 61 ]}หรือโดยดาวฤกษ์ใกล้เคียง^{[ 48 ]}ก๊าซในส่วนกลางสามารถถูกดูดกลืนหรือถูกขับออกโดยดาวเคราะห์ที่กำลังเติบโต ในขณะที่อนุภาคฝุ่นขนาดเล็กจะถูกขับออกโดยแรงดันรังสีของดาวฤกษ์กลาง สิ่งที่เหลืออยู่สุดท้ายอาจเป็นระบบดาวเคราะห์ จานฝุ่นที่เหลืออยู่โดยไม่มีดาวเคราะห์ หรือไม่มีอะไรเลย หากดาวเคราะห์น้อยไม่ก่อตัวขึ้น^{[ 2 ]}

เนื่องจากดาวเคราะห์น้อยมีจำนวนมากและกระจายอยู่ทั่วจานโปรโตแพลเนตารี บางส่วนจึงรอดพ้นจากการก่อตัวของระบบดาวเคราะห์ ดาวเคราะห์น้อยนั้นเข้าใจกันว่าเป็นดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่ ซึ่งค่อยๆ บดขยี้กันเองจนกลายเป็นชิ้นเล็กชิ้นน้อยลงเรื่อยๆ ในขณะที่ดาวหางมักจะเป็นดาวเคราะห์น้อยจากบริเวณที่ไกลออกไปของระบบดาวเคราะห์ อุกกาบาตเป็นตัวอย่างของดาวเคราะห์น้อยที่ตกลงสู่พื้นผิวของดาวเคราะห์ และให้ข้อมูลมากมายเกี่ยวกับการก่อตัวของระบบสุริยะ อุกกาบาตประเภทดั้งเดิมเป็นชิ้นส่วนของดาวเคราะห์น้อยมวลน้อยที่แตกกระจาย ซึ่งไม่มีการแยกตัว ทางความร้อน เกิดขึ้น ในขณะที่อุกกาบาตประเภทที่ผ่านกระบวนการแล้วเป็นชิ้นส่วนจากดาวเคราะห์น้อยมวลมากที่แตกกระจาย^{[ 62 ]}วัตถุระหว่างดวงดาวอาจถูกจับและกลายเป็นส่วนหนึ่งของระบบสุริยะในยุคแรกเริ่ม^{[ 63 ]}

ตามแบบจำลองจานเนบิวลาสุริยะดาวเคราะห์หินก่อตัวขึ้นในส่วนด้านในของจานโปรโตแพลเนตารี ภายในเส้นน้ำแข็งซึ่งมีอุณหภูมิสูงพอที่จะป้องกันการควบแน่นของน้ำแข็งและสารอื่นๆ ลงในเม็ด^{[ 64 ]}ส่งผลให้เกิดการรวมตัวของเม็ดหินล้วนๆ และต่อมาก็ก่อตัวเป็นดาวเคราะห์น้อยหิน^{[ c ] [ 64 ]}เชื่อกันว่าสภาวะดังกล่าวมีอยู่จริงในส่วน 3–4 AU ด้านในของจานของดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์^{[ 2 ]}

หลังจากที่ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็ก—ประมาณ 1 กิโลเมตรในเส้นผ่านศูนย์กลาง—ก่อตัวขึ้นด้วยวิธีใดวิธีหนึ่งการสะสมมวลแบบควบคุมไม่ได้ก็เริ่มต้นขึ้น^{[ 20 ]}เรียกว่าแบบควบคุมไม่ได้เพราะอัตราการเติบโตของมวลเป็นสัดส่วนกับR ⁴ ~M ^4/3โดยที่ R และ M คือรัศมีและมวลของวัตถุที่กำลังเติบโตตามลำดับ^{[ 65 ]}การเติบโตจำเพาะ (หารด้วยมวล) จะเร่งขึ้นเมื่อมวลเพิ่มขึ้น ซึ่งนำไปสู่การเติบโตของวัตถุขนาดใหญ่มากกว่าวัตถุขนาดเล็ก^{[ 20 ]}การสะสมมวลแบบควบคุมไม่ได้นี้กินเวลาระหว่าง 10,000 ถึง 100,000 ปี และสิ้นสุดลงเมื่อวัตถุที่ใหญ่ที่สุดมีเส้นผ่านศูนย์กลางเกินประมาณ 1,000 กิโลเมตร^{[ 20 ]}การชะลอตัวของการสะสมมวลเกิดจากการรบกวนของแรงโน้มถ่วงจากวัตถุขนาดใหญ่ที่มีต่อดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่^{[ 20 ] [ 65 ]}นอกจากนี้ อิทธิพลของวัตถุขนาดใหญ่ยังหยุดการเติบโตของวัตถุขนาดเล็กอีกด้วย^{[ 20 ]}

ขั้นตอนต่อไปเรียกว่าการสะสมมวลแบบโอลิการ์ค [ ^{20 ] มี}ลักษณะเด่นคือการครอบงำของวัตถุขนาดใหญ่หลายร้อยชิ้น—โอลิการ์ค—ซึ่งยังคงสะสมดาวเคราะห์น้อยอย่างช้าๆ ต่อไป^{[ 20 ]}ไม่มีวัตถุอื่นใดนอกจากโอลิการ์คที่สามารถเติบโตได้^{[ 65 ]}ในขั้นตอนนี้ อัตราการสะสมมวลเป็นสัดส่วนกับ R ²ซึ่งได้มาจากภาคตัดขวางทาง เรขาคณิต ของโอลิการ์ค^{[ 65 ]}อัตราการสะสมมวลจำเพาะเป็นสัดส่วนกับM ^−1/3และลดลงตามมวลของวัตถุ ซึ่งทำให้โอลิการ์คขนาดเล็กสามารถไล่ตามโอลิการ์คขนาดใหญ่ได้ทัน กลุ่มดาวเคราะห์น้อยโอลิการ์ชจะอยู่ห่างกันประมาณ10·H _r ( H _r = a(1-e)(M/3M _s ) ^1/3คือรัศมีฮิลล์โดยที่ a คือแกนกึ่งเอกฐาน e คือความเยื้องศูนย์กลางของวงโคจรและ M _sคือมวลของดาวฤกษ์ศูนย์กลาง) ด้วยอิทธิพลของดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่^{[ 20 ]}ความเยื้องศูนย์กลางและความเอียงของวงโคจรของพวกมันยังคงมีขนาดเล็ก กลุ่มดาวเคราะห์น้อยโอลิการ์ชจะยังคงสะสมมวลต่อไปจนกว่าดาวเคราะห์น้อยจะหมดไปในจานรอบ ๆ พวกมัน^{[ 20 ]}บางครั้งกลุ่มดาวเคราะห์น้อยโอลิการ์ชที่อยู่ใกล้เคียงจะรวมตัวกัน มวลสุดท้ายของกลุ่มดาวเคราะห์น้อยโอลิการ์ชขึ้นอยู่กับระยะห่างจากดาวฤกษ์และความหนาแน่นของพื้นผิวของดาวเคราะห์น้อย และเรียกว่ามวลการแยกตัว^{[ 65 ]}สำหรับดาวเคราะห์หิน มวลการแยกตัวจะสูงถึง0.1  M _🜨หรือมวลของดาวอังคาร หนึ่งดวง ^{[ 2 ]}ผลลัพธ์สุดท้ายของระยะโอลิการ์คิกคือการก่อตัวของ เอ็มบริโอของดาวเคราะห์ขนาดเท่า ดวงจันทร์ถึงดาวอังคารประมาณ 100 ดวง ซึ่งกระจายตัวอย่างสม่ำเสมอที่ระยะประมาณ¹⁰ ·H _r [ ^{21 ]}เชื่อกันว่าเอ็มบริโอเหล่านี้อาศัยอยู่ภายในช่องว่างในจานและถูกคั่นด้วยวงแหวนของดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่ ระยะนี้เชื่อกันว่ากินเวลาหลายแสนปี^{[ 2 ] [ 20 ]}

ขั้นตอนสุดท้ายของการก่อตัวของดาวเคราะห์หินคือขั้นตอนการรวมตัว [ ^{2 ] มัน}เริ่มต้นเมื่อเหลือดาวเคราะห์น้อยเพียงจำนวนเล็กน้อย และตัวอ่อนมีมวลมากพอที่จะรบกวนซึ่งกันและกัน ทำให้วงโคจรของพวกมันกลายเป็นความวุ่นวาย^{[ 21 ]}ในระหว่างขั้นตอนนี้ ตัวอ่อนจะขับไล่ดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่ และชนกันเอง ผลลัพธ์ของกระบวนการนี้ ซึ่งกินเวลา 10 ถึง 100 ล้านปี คือการก่อตัวของวัตถุขนาดเท่าโลกจำนวนจำกัด การจำลองแสดงให้เห็นว่าจำนวนดาวเคราะห์ที่รอดชีวิตโดยเฉลี่ยอยู่ที่ 2 ถึง 5 ดวง^{[ 2 ] [ 21 ] [ 62 ] [ 66 ]}ในระบบสุริยะ ดาวเคราะห์เหล่านี้อาจแทนด้วยโลกและดาวศุกร์ [ ^{21 ] การ}ก่อตัวของดาวเคราะห์ทั้งสองดวงต้องอาศัยการรวมตัวของตัวอ่อนประมาณ 10–20 ตัว ในขณะที่ตัวอ่อนจำนวนเท่ากันถูกขับไล่ออกจากระบบสุริยะ^{[ 62 ]}เชื่อกันว่าเอ็มบริโอบางส่วนซึ่งมีต้นกำเนิดมาจากแถบดาวเคราะห์น้อย ได้นำน้ำมาสู่โลก ^{[ 64 ]}ดาวอังคารและดาวพุธอาจถือได้ว่าเป็นเอ็มบริโอที่เหลืออยู่ซึ่งรอดพ้นจากการแข่งขันนั้น^{[ 62 ]}ดาวเคราะห์หินที่สามารถรวมตัวกันได้ในที่สุดก็จะโคจรเข้าสู่วงโคจรที่ค่อนข้างเสถียร ซึ่งอธิบายได้ว่าทำไมระบบดาวเคราะห์จึงมักมีความหนาแน่นถึงขีดจำกัด หรือกล่าวอีกนัยหนึ่งคือ ทำไมพวกมันจึงดูเหมือนจะอยู่บนขอบเหวแห่งความไม่เสถียรอยู่เสมอ^{[ 21 ]}

การก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์เป็นปัญหาสำคัญในวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์^{[ 22 ]}ในกรอบของแบบจำลองเนบิวลาสุริยะ มีทฤษฎีสองทฤษฎีสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์ ทฤษฎีแรกคือแบบจำลองความไม่เสถียรของจานซึ่งดาวเคราะห์ยักษ์ก่อตัวขึ้นในจานโปรโตแพลนตารีมวลมากอันเป็นผลมาจากการแตกตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง (ดูข้างต้น) ^{[ 58 ]}ความเป็นไปได้ที่สองคือแบบจำลองการสะสมแกนกลางซึ่งเรียกอีกอย่างว่าแบบจำลองความไม่เสถียรแบบนิวเคลียส [ ^{22 ] [ 34 ] สถานการณ์}หลังนี้ถือว่ามีแนวโน้มมากที่สุด เพราะสามารถอธิบายการก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์ในจานที่มีมวลค่อนข้างต่ำ (น้อยกว่า 0.1  M _☉ ) ^{[ 34 ]}ในแบบจำลองนี้ การก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์แบ่งออกเป็นสองขั้นตอน: ก) การสะสมแกนกลางที่มีมวลประมาณ10  M _🜨และ ข) การสะสมก๊าซจากจานโปรโตแพลนตารี^{[ 2 ] [ 22 ] [ 67 ]}ทั้งสองวิธีอาจนำไปสู่การสร้างดาวแคระน้ำตาลได้ เช่นกัน ^{[ 31 ] [ 68 ]}การค้นหาข้อมูล ณ ปี 2011 พบว่าการสะสมแกนกลางน่าจะเป็นกลไกการก่อตัวหลัก^{[ 68 ]}

เชื่อกันว่าการก่อตัวของแกนกลางดาวเคราะห์ยักษ์ดำเนินไปตามแนวทางการก่อตัวของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินโดยประมาณ^{[ 20 ]}เริ่มต้นด้วยดาวเคราะห์น้อยที่เติบโตอย่างรวดเร็ว ตามด้วยระยะโอลิการ์คิกที่ช้าลง^{[ 65 ]}สมมติฐานไม่ได้ทำนายถึงระยะการรวมตัว เนื่องจากความน่าจะเป็นต่ำของการชนกันระหว่างตัวอ่อนดาวเคราะห์ในส่วนนอกของระบบดาวเคราะห์^{[ 65 ]}ความแตกต่างเพิ่มเติมคือองค์ประกอบของดาวเคราะห์น้อย ซึ่งในกรณีของดาวเคราะห์ยักษ์จะก่อตัวขึ้นเหนือ เส้นน้ำแข็งที่เรียกว่าและประกอบด้วยน้ำแข็งเป็นส่วนใหญ่ โดยอัตราส่วนน้ำแข็งต่อหินอยู่ที่ประมาณ 4 ต่อ 1 ^{[ 29 ]}สิ่งนี้ทำให้มวลของดาวเคราะห์น้อยเพิ่มขึ้นสี่เท่า อย่างไรก็ตาม เนบิวลามวลขั้นต่ำที่สามารถก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ภาคพื้นดินได้นั้น สามารถสร้างแกนกลางได้เพียง1–2  M _🜨ที่ระยะห่างของดาวพฤหัสบดี (5 AU) ภายใน 10 ล้านปี^{[ 65 ]}ตัวเลขหลังนี้แสดงถึงอายุเฉลี่ยของจานก๊าซรอบดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์^{[ 17 ]}วิธีแก้ปัญหาที่เสนอ ได้แก่ การเพิ่มมวลของจาน – การเพิ่มขึ้นสิบเท่าก็เพียงพอแล้ว^{[ 65 ]}การเคลื่อนย้ายของโปรโตแพลนต์ ซึ่งช่วยให้เอ็มบริโอสามารถสะสมดาวเคราะห์น้อยได้มากขึ้น^{[ 29 ]}และสุดท้ายคือการเพิ่มการสะสมเนื่องจากแรงต้านของก๊าซในชั้นบรรยากาศของเอ็มบริโอ^{[ 29 ] [ 32 ] [ 69 ]}การผสมผสานของแนวคิดข้างต้นอาจอธิบายการก่อตัวของแกนกลางของดาวเคราะห์ยักษ์ก๊าซ เช่นดาวพฤหัสบดีและอาจรวมถึงดาวเสาร์ด้วย^{[ 22 ]}การก่อตัวของดาวเคราะห์เช่นยูเรนัสและเนปจูนนั้นซับซ้อนกว่า เนื่องจากไม่มีทฤษฎีใดที่สามารถอธิบายการก่อตัวของแกนกลางของพวกมันในระยะห่าง 20–30 AU จากดาวฤกษ์ศูนย์กลางได้^{[ 2 ]}สมมติฐานหนึ่งคือพวกมันเริ่มแรกสะสมตัวในบริเวณดาวพฤหัสบดี-ดาวเสาร์ จากนั้นก็กระจัดกระจายและเคลื่อนย้ายไปยังตำแหน่งปัจจุบัน^{[ 70 ]}วิธีแก้ปัญหาที่เป็นไปได้อีกวิธีหนึ่งคือการเติบโตของแกนกลางของดาวเคราะห์ยักษ์ผ่านการสะสมของก้อนกรวดในการสะสมตัวของก้อนกรวด วัตถุที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 1 เซนติเมตรถึง 1 เมตรที่ตกลงมาเข้าหาวัตถุขนาดใหญ่จะถูกชะลอความเร็วลงมากพอด้วยแรงต้านของแก๊ส ทำให้พวกมันหมุนวนเข้าหาวัตถุนั้นและถูกสะสมตัว การเติบโตผ่านการสะสมตัวของก้อนกรวดอาจเร็วกว่าการสะสมตัวของดาวเคราะห์น้อยถึง 1,000 เท่า^{[ 71 ]}

เมื่อแกนกลางมีมวลมากพอ ( 5–10  M _🜨 ) พวกมันจะเริ่มสะสมก๊าซจากจานรอบข้าง^{[ 2 ]}ในตอนแรกมันเป็นกระบวนการที่ช้า โดยมวลของแกนกลางจะเพิ่มขึ้นถึง30  M _🜨ในเวลาไม่กี่ล้านปี^{[ 29 ] [ 69 ]}หลังจากนั้น อัตราการสะสมจะเพิ่มขึ้นอย่างมาก และมวลที่เหลืออีก 90% จะสะสมในเวลาประมาณ 10,000 ปี^{[ 69 ]}การสะสมก๊าซจะหยุดลงเมื่อก๊าซจากจานหมดลง^{[ 67 ]}สิ่งนี้เกิดขึ้นอย่างค่อยเป็นค่อยไป เนื่องจากการก่อตัวของช่องว่างความหนาแน่นในจานโปรโตแพลนเทียร์และการกระจายตัวของจาน^{[ 34 ] [ 72 ]}ในแบบจำลองนี้ ดาวเคราะห์ยักษ์น้ำแข็ง—ยูเรนัสและเนปจูน—เป็นแกนกลางที่ล้มเหลวซึ่งเริ่มการสะสมก๊าซช้าเกินไป เมื่อก๊าซเกือบทั้งหมดหายไปแล้ว ระยะหลังการสะสมก๊าซที่ควบคุมไม่ได้นั้นมีลักษณะเฉพาะคือการเคลื่อนย้ายของดาวเคราะห์ยักษ์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้นและการสะสมก๊าซอย่างช้าๆ อย่างต่อเนื่อง^{[ 72 ]}การเคลื่อนย้ายเกิดจากการปฏิสัมพันธ์ของดาวเคราะห์ที่อยู่ในช่องว่างกับจานที่เหลืออยู่ การเคลื่อนย้ายจะหยุดลงเมื่อจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดหายไปหรือเมื่อถึงจุดสิ้นสุดของจาน กรณีหลังนี้สอดคล้องกับสิ่งที่เรียกว่าดาวพฤหัสบดีร้อนซึ่งมีแนวโน้มที่จะหยุดการเคลื่อนย้ายเมื่อพวกมันไปถึงรูด้านในในจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด^{[ 72 ]}

ในระหว่างการสะสมของก๊าซผ่านกระแส ดาวเคราะห์ยักษ์สามารถถูกล้อมรอบด้วยจานรอบดาวเคราะห์จานรอบดาวเคราะห์นี้ยังบรรจุของแข็งและสามารถก่อตัวเป็นดาวบริวารได้ เชื่อกันว่า ดวงจันทร์กาลิเลียนก่อตัวขึ้นในจานรอบดาวเคราะห์ดังกล่าว^{[ 67 ]}

ดาวเคราะห์ยักษ์สามารถส่งผลกระทบอย่างมากต่อ การก่อตัว ของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินการมีอยู่ของดาวเคราะห์ยักษ์มีแนวโน้มที่จะเพิ่มความเยื้องศูนย์และความเอียง (ดูกลไก Kozai ) ของดาวเคราะห์ขนาดเล็กและตัวอ่อนในบริเวณดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน (ภายใน 4 AU ในระบบสุริยะ) ^{[ 62 ] [ 66 ]}หากดาวเคราะห์ยักษ์ก่อตัวเร็วเกินไป พวกมันสามารถชะลอหรือขัดขวางการรวมตัวของดาวเคราะห์ชั้นในได้ หากพวกมันก่อตัวใกล้สิ้นสุดระยะโอลิการ์คิก ดังที่คิดว่าเกิดขึ้นในระบบสุริยะ พวกมันจะส่งผลต่อการรวมตัวของตัวอ่อนดาวเคราะห์ ทำให้การรวมตัวรุนแรงขึ้น^{[ 62 ]}ผลที่ตามมาคือ จำนวนดาวเคราะห์ภาคพื้นดินจะลดลงและจะมีมวลมากขึ้น^{[ 73 ]}นอกจากนี้ ขนาดของระบบจะหดตัวลง เนื่องจากดาวเคราะห์ภาคพื้นดินจะก่อตัวใกล้กับดาวฤกษ์ศูนย์กลางมากขึ้น อิทธิพลของดาวเคราะห์ยักษ์ในระบบสุริยะ โดยเฉพาะอย่างยิ่งของดาวพฤหัสบดีเชื่อว่ามีจำกัด เนื่องจากพวกมันอยู่ค่อนข้างไกลจากดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน^{[ 73 ]}

บริเวณของระบบดาวเคราะห์ที่อยู่ติดกับดาวเคราะห์ยักษ์จะได้รับอิทธิพลในรูปแบบที่แตกต่างกัน^{[ 66 ]}ในบริเวณดังกล่าว ความเยื้องศูนย์ของเอ็มบริโออาจมีขนาดใหญ่มากจนเอ็มบริโอเคลื่อนที่เข้าใกล้ดาวเคราะห์ยักษ์ ซึ่งอาจทำให้เอ็มบริโอถูกขับออกจากระบบ^{[ d ] [ 62 ] [ 66 ]}หากเอ็มบริโอทั้งหมดถูกกำจัดออกไป จะไม่มีดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นในบริเวณนี้^{[ 66 ]}ผลที่ตามมาอีกประการหนึ่งคือ ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากจะยังคงอยู่ เนื่องจากดาวเคราะห์ยักษ์ไม่สามารถกำจัดพวกมันทั้งหมดออกไปได้โดยปราศจากความช่วยเหลือจากเอ็มบริโอ มวลรวมของดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่จะมีขนาดเล็ก เนื่องจากผลรวมของการกระทำของเอ็มบริโอก่อนการถูกขับออกและดาวเคราะห์ยักษ์ยังคงแข็งแกร่งพอที่จะกำจัดวัตถุขนาดเล็กได้ถึง 99% ^{[ 62 ]}ในที่สุดภูมิภาคดังกล่าวจะพัฒนาเป็นแถบดาวเคราะห์น้อยซึ่งเป็นแบบจำลองเต็มรูปแบบของแถบดาวเคราะห์น้อยในระบบสุริยะ ซึ่งตั้งอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 2 ถึง 4 AU ^{[ 62 ] [ 66 ]}

ในช่วงยี่สิบปีที่ผ่านมามีการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะหลายพันดวง และยังมีอีกอย่างน้อยหลายพันล้านดวงในจักรวาลที่เราสังเกตได้ซึ่งยังไม่ถูกค้นพบ^{[ 74 ]}วงโคจรของดาวเคราะห์และระบบดาวเคราะห์เหล่านี้จำนวนมากแตกต่างจากดาวเคราะห์ในระบบสุริยะอย่างมีนัยสำคัญ ดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ถูกค้นพบ ได้แก่ ดาวพฤหัสบดีร้อน ดาวพฤหัสบดีอุ่น ซูเปอร์เอิร์ธ และระบบดาวเคราะห์ชั้นในที่อัดแน่น

เชื่อกันว่าดาวเคราะห์ประเภทดาวพฤหัสบดีร้อนและดาวพฤหัสบดีอุ่นเคลื่อนที่มายังวงโคจรปัจจุบันระหว่างหรือหลังการก่อตัว มีกลไกที่เป็นไปได้หลายอย่างสำหรับการเคลื่อนที่นี้ การเคลื่อนที่แบบที่ 1 หรือแบบที่ 2 อาจทำให้กึ่งแกนเอกของวงโคจรของดาวเคราะห์ลดลงอย่างราบรื่น ส่งผลให้เกิดดาวพฤหัสบดีอุ่นหรือดาวพฤหัสบดีร้อน การกระเจิงของแรงโน้มถ่วงจากดาวเคราะห์ดวงอื่นไปยังวงโคจรวงรีที่มีจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ ตามด้วยการปรับวงโคจรให้เป็นวงกลมเนื่องจากปฏิกิริยาของแรงดึงดูดกับดาวฤกษ์ สามารถทำให้ดาวเคราะห์อยู่ในวงโคจรใกล้ดาวฤกษ์ได้ หากมีดาวเคราะห์หรือดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่มีวงโคจรเอียงอยู่ การแลกเปลี่ยนความเอียงกับความเยื้องศูนย์ผ่านกลไกของโคไซซึ่งจะเพิ่มความเยื้องศูนย์และลดจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุด ตามด้วยการปรับวงโคจรให้เป็นวงกลม ก็สามารถส่งผลให้เกิดวงโคจรใกล้ดาวฤกษ์ได้เช่นกัน ดาวเคราะห์ขนาดเท่าดาวพฤหัสบดีหลายดวงมีวงโคจรวงรี ซึ่งอาจบ่งชี้ว่ามีการปะทะกันทางแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวเคราะห์ แม้ว่าการเคลื่อนที่ในขณะที่อยู่ในภาวะเรโซแนนซ์ก็สามารถกระตุ้นให้เกิดความเยื้องศูนย์ได้เช่นกัน^{[ 75 ]}การเติบโตในสถานที่ของดาวพฤหัสบดีร้อนจากซูเปอร์เอิร์ธที่โคจรอย่างใกล้ชิดก็ได้รับการเสนอเช่นกัน แกนกลางในสมมติฐานนี้อาจก่อตัวขึ้นในท้องถิ่นหรือในระยะทางที่ไกลกว่าและเคลื่อนตัวเข้ามาใกล้ดาวฤกษ์^{[ 76 ]}

เชื่อกันว่าซูเปอร์เอิร์ธและดาวเคราะห์อื่นๆ ที่โคจรอย่างใกล้ชิดนั้นก่อตัวขึ้นในตำแหน่งเดิมหรือนอกตำแหน่งเดิม กล่าวคือ เคลื่อนที่เข้ามาจากตำแหน่งเริ่มต้น^{[ 77 ]} การก่อตัวในตำแหน่งเดิมของซูเปอร์เอิร์ธที่โคจรอย่างใกล้ชิดนั้นจำเป็นต้องมีจานขนาดใหญ่ การเคลื่อนที่ของตัวอ่อนดาวเคราะห์ตามด้วยการชนและการรวมตัว หรือการเคลื่อนที่ในแนวรัศมีของของแข็งขนาดเล็กจากที่ไกลออกไปในจาน การเคลื่อนที่ของซูเปอร์เอิร์ธ หรือตัวอ่อนที่ชนกันเพื่อก่อตัวเป็นพวกมัน มีแนวโน้มที่จะเป็นประเภทที่ 1 เนื่องจากมีมวลน้อยกว่า วงโคจรแบบเรโซแนนซ์ของระบบดาวเคราะห์นอกระบบบางระบบบ่งชี้ว่ามีการเคลื่อนที่เกิดขึ้นในระบบเหล่านี้ ในขณะที่ระยะห่างของวงโคจรในระบบอื่นๆ อีกหลายระบบที่ไม่อยู่ในสภาวะเรโซแนนซ์บ่งชี้ว่าอาจเกิดความไม่เสถียรขึ้นในระบบเหล่านั้นหลังจากที่จานก๊าซสลายไป การไม่มีซูเปอร์เอิร์ธและดาวเคราะห์ที่โคจรอย่างใกล้ชิดในระบบสุริยะอาจเป็นเพราะการก่อตัวของดาวพฤหัสบดีก่อนหน้านี้ขัดขวางการเคลื่อนที่เข้ามาของพวกมัน^{[ 78 ]}

ปริมาณก๊าซที่ซูเปอร์เอิร์ธที่ก่อตัวขึ้นในบริเวณนั้นได้รับ อาจขึ้นอยู่กับเวลาที่ตัวอ่อนของดาวเคราะห์รวมตัวกันเนื่องจากการชนกันครั้งใหญ่เมื่อเทียบกับการสลายตัวของจานก๊าซ หากการรวมตัวเกิดขึ้นหลังจากจานก๊าซสลายตัว ดาวเคราะห์ภาคพื้นดินก็สามารถก่อตัวขึ้นได้ หากอยู่ในจานเปลี่ยนผ่าน ซูเปอร์เอิร์ธที่มีชั้นก๊าซห่อหุ้มซึ่งมีมวลเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลทั้งหมดก็อาจก่อตัวขึ้นได้ หากการรวมตัวเกิดขึ้นเร็วเกินไป อาจเกิดการสะสมก๊าซอย่างรวดเร็วซึ่งนำไปสู่การก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์ก๊าซ การรวมตัวจะเริ่มต้นขึ้นเมื่อแรงเสียดทานทางพลศาสตร์เนื่องจากจานก๊าซไม่เพียงพอที่จะป้องกันการชนกัน ซึ่งกระบวนการนี้จะเริ่มต้นเร็วกว่าในจานที่มีโลหะ สูงกว่า ^{[ 79 ]}หรืออีกทางหนึ่ง การสะสมก๊าซอาจถูกจำกัดเนื่องจากชั้นห่อหุ้มไม่ได้อยู่ในสมดุลอุทกสถิตแต่ก๊าซอาจไหลผ่านชั้นห่อหุ้มทำให้การเติบโตช้าลงและชะลอการเริ่มต้นของการสะสมก๊าซอย่างรวดเร็วจนกว่ามวลของแกนกลางจะถึง 15 เท่าของมวลโลก^{[ 80 ]}

การใช้คำว่า " จานสะสมมวล " สำหรับจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดทำให้เกิดความสับสนเกี่ยวกับ กระบวนการ สะสมมวลของดาวเคราะห์บางครั้งจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดถูกเรียกว่าจานสะสมมวล เนื่องจากในขณะที่ดาวฤกษ์ก่อน กำเนิดที่มีลักษณะคล้าย T Tauriยังคงหดตัว วัสดุก๊าซอาจยังคงตกลงมาบนดาวฤกษ์นั้น สะสมมวลบนพื้นผิวจากขอบด้านในของจาน^{[ 40 ]}ในจานสะสมมวล จะมีการไหลของมวลสุทธิจากรัศมีที่ใหญ่กว่าไปยังรัศมีที่เล็กกว่า^{[ 23 ]}

อย่างไรก็ตาม ความหมายนั้นไม่ควรสับสนกับกระบวนการสะสมตัวที่ก่อให้เกิดดาวเคราะห์ ในบริบทนี้ การสะสมตัวหมายถึงกระบวนการที่อนุภาคฝุ่นและน้ำแข็งที่เย็นตัวและแข็งตัวโคจรรอบดาวฤกษ์แรกเริ่มในจานดาวเคราะห์แรกเริ่ม ชนกันและเกาะติดกัน และค่อยๆ เติบโตขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งรวมถึงการชนกันที่มีพลังงานสูงระหว่างดาวเคราะห์ ขนาด ^เล็ก [ ^{20 ]}

นอกจากนี้ดาวเคราะห์ยักษ์น่าจะมีจานสะสมมวลของตัวเองในความหมายแรกของคำ^{[ 81 ]}เมฆของก๊าซไฮโดรเจนและฮีเลียมที่ถูกจับไว้จะหดตัว หมุนขึ้น แบนราบ และสะสมก๊าซลงบนพื้นผิวของดาวเคราะห์ ยักษ์แต่ละ ดวง ในขณะที่วัตถุแข็งภายในจานนั้นจะสะสมตัวกลายเป็นดวงจันทร์ปกติของดาวเคราะห์ยักษ์^{[ 82 ]}

• แถบดาวเคราะห์น้อย
• ก้อนกลม
• ดาวหาง
• ดาวหางนอกโลก
• การก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ
• วัตถุเฮอร์บิก-ฮาโร
• ประวัติศาสตร์ของโลก
• แถบไคเปอร์
• เมฆออร์ต
• ที ทอรี สตาร์

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับสมมติฐานเนบิวลา

• พรอคเตอร์, ริชาร์ด เอ. (1879). "สมมติฐานเนบิวลา"  . สารานุกรมอเมริกัน .
• บอลล์, โรเบิร์ต สตาเวลล์ (1911). "ทฤษฎีเนบิวลา" ในชิสโฮล์ม, ฮิวจ์ (บรรณาธิการ). สารานุกรมบริแทนนิกาเล่มที่ 19 (ฉบับที่ 11). สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า  333–335 .