โปรโตแพลนต์หรือเอ็มบริโอของดาวเคราะห์คือวัตถุทางดาราศาสตร์ที่กำเนิดขึ้นภายในจานโปรโตแพลนต์ซึ่งผ่านการหลอมละลายภายในเพื่อสร้างโครงสร้างภายในที่แตกต่างกัน^{[ 1 ]}

เชื่อกันว่าโปรโตแพลนต์ก่อตัวขึ้นจากดาวเคราะห์น้อยขนาดกิโลเมตรที่รบกวนวงโคจรของกันและกันด้วยแรงโน้มถ่วงและชนกัน ค่อยๆรวมตัวกันเป็นวัตถุขนาดใหญ่ขึ้น^{[ 2 ]}ผ่านกระบวนการที่เรียกว่า "การเติบโตอย่างรวดเร็ว" ^{[ 3 ]}เมื่อสะสมมวล ได้มากพอ โปรโตแพลนต์จะเริ่มมีรูปร่างทรงกลมเนื่องจากสมดุลอุทกสถิตและกลายเป็นดาวเคราะห์แคระซึ่งดาวเคราะห์แคระเหล่านั้นที่ต่อมาสามารถครอบงำวงโคจรของตนเอง ได้ จะกลายเป็นดาวเคราะห์อย่างแท้จริง

เส้นทางการก่อตัวของโปรโตแพลนต์อีกทางหนึ่งคือกระบวนการที่เรียกว่าการแตกตัวของจาน การก่อตัวโดยกระบวนการนี้เรียกอีกอย่างว่าความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วง (จาน) ซึ่งเป็นที่นิยมสำหรับดาวเคราะห์ยักษ์ที่มีวงโคจรกว้าง^{[ 4 ]}

ดาวเคราะห์น้อยเป็นวัตถุที่ก่อตัวขึ้นจากฝุ่น หิน และวัสดุอื่นๆ ซึ่งมีขนาดตั้งแต่เมตรไปจนถึงหลายร้อยกิโลเมตร ตามสมมติฐานดาวเคราะห์น้อยของ Chamberlin–MoultonและทฤษฎีของViktor Safronovจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดที่ประกอบด้วยวัสดุต่างๆ เช่น ก๊าซและฝุ่น จะโคจรรอบดาวฤกษ์ในช่วงเริ่มต้นของการก่อตัวของระบบดาวเคราะห์ แรงโน้มถ่วงที่กระทำต่อวัสดุดังกล่าวจะก่อตัวเป็นก้อนที่ใหญ่ขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งบางส่วนมีขนาดเท่ากับดาวเคราะห์น้อย^{[ 5 ] [ 6 ]}

เชื่อกันว่าการชนกันของดาวเคราะห์น้อยทำให้เกิดตัวอ่อนดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ขึ้นหลายร้อยตัว ในช่วงเวลาหลายร้อยล้านปี ตัวอ่อนเหล่านี้ได้ชนกันเอง ลำดับที่แน่นอนของการชนกันของตัวอ่อนดาวเคราะห์เพื่อประกอบเป็นดาวเคราะห์นั้นยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่เชื่อกันว่าการชนกันครั้งแรกจะทำให้ตัวอ่อน "รุ่นแรก" ถูกแทนที่ด้วยตัวอ่อนรุ่นที่สองซึ่งประกอบด้วยตัวอ่อนจำนวนน้อยลงแต่มีขนาดใหญ่ขึ้น ตัวอ่อนเหล่านี้ก็จะชนกันเพื่อสร้างตัวอ่อนรุ่นที่สามซึ่งมีจำนวนน้อยลงแต่มีขนาดใหญ่ขึ้นไปอีก ในที่สุด ตัวอ่อนเพียงไม่กี่ตัวก็เหลืออยู่ ซึ่งชนกันเพื่อประกอบเป็นดาวเคราะห์อย่างสมบูรณ์^{[ 7 ]}

โปรโตแพลนต์ในยุคแรกมีธาตุกัมมันตรังสี มากกว่า ^{[ 8 ]}ซึ่งปริมาณลดลงเมื่อเวลาผ่านไปเนื่องจากการสลายตัวของกัมมันตรังสีความร้อนเนื่องจากกัมมันตรังสี การชน และแรงดันจากแรงโน้มถ่วงทำให้บางส่วนของโปรโตแพลนต์หลอมละลายขณะที่พวกมันเติบโตไปเป็นดาวเคราะห์ ในบริเวณที่หลอมละลายธาตุ ที่หนักกว่า จะจมลงไปที่ศูนย์กลาง ในขณะที่ธาตุที่เบากว่าจะลอยขึ้นสู่พื้นผิว กระบวนการดังกล่าวเรียกว่าการแยกตัวของดาวเคราะห์องค์ประกอบของอุกกาบาต บางชนิด แสดงให้เห็นว่าการแยกตัวเกิดขึ้นในดาวเคราะห์ น้อยบาง ดวง

ในกรณีของระบบสุริยะเชื่อกันว่าการชนกันของดาวเคราะห์น้อยได้สร้างตัวอ่อนของดาวเคราะห์ขึ้นมาหลายร้อยดวง ตัวอ่อนเหล่านี้มีลักษณะคล้ายกับเซเรสและพลูโตโดยมีมวลประมาณ^10²²ถึง 10²³ ^{กิโลกรัม} และมี เส้นผ่านศูนย์กลาง หลายพันกิโลเมตร

ตามสมมติฐานการชนครั้งใหญ่ดวงจันทร์ก่อตัวขึ้นจากการชนครั้งใหญ่ของดาวเคราะห์ต้นกำเนิดสมมุติฐานที่เรียกว่าเทียกับโลกในช่วงต้นประวัติศาสตร์ของระบบสุริยะ^{[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]}

ในระบบสุริยะชั้นใน ดาวเคราะห์น้อยสามดวงที่ยังคงสภาพสมบูรณ์อยู่บ้าง ได้แก่เซเรสพัลลัสและเวสตาส่วนไซคีนั้นน่า จะเป็นดาวเคราะห์น้อยที่รอดพ้นจากการชนอย่างรุนแรงกับวัตถุอื่น ซึ่งทำให้ชั้นหินด้านนอกของดาวเคราะห์น้อยหลุดออกไป^{[ 12 ]}ดาวเคราะห์น้อยเมทิสก็อาจมีประวัติความเป็นมาที่คล้ายคลึงกับไซคีเช่นกัน^{[ 13 ]}ดาวเคราะห์น้อยลูเทเทียก็มีลักษณะที่คล้ายกับดาวเคราะห์น้อยเช่นกัน^{[ 14 ] [ 15 ]}ดาวเคราะห์แคระในแถบไคเปอร์ก็ถูกเรียกว่าดาวเคราะห์น้อยเช่นกัน^{[ 16 ]}เนื่องจาก มีการพบ อุกกาบาตเหล็กบนโลก จึงเชื่อกันว่าครั้งหนึ่งเคยมีดาวเคราะห์น้อยที่มีแกนโลหะอยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อยซึ่งถูกทำลายไปแล้วและเป็นแหล่งกำเนิดของอุกกาบาตเหล่านี้

การค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบสุริยะที่ถ่ายภาพโดยตรงเป็นครั้งแรกได้รับการยืนยันในปี 2548 ดาวเคราะห์หลายดวงมีอายุน้อยมาก เช่นDH Tauri b , GQ Lupi b , 2M1207bและแสดงสัญญาณของการก่อตัว อย่างไรก็ตาม ผู้สมัครเหล่านี้ทั้งหมดขาดหลักฐานยืนยันมวลของดาวเคราะห์ หรือหลักฐานยืนยันว่าพวกมันก่อตัวขึ้นภายในจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดของวัตถุเจ้าบ้าน

ในเดือนมกราคม พ.ศ. 2555 นักดาราศาสตร์ได้ทำการสังเกตโดยตรงครั้งแรกของดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่เป็นไปได้ที่กำลังก่อตัวขึ้นในจานก๊าซและฝุ่นรอบดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปLkCa 15 [ ^{17 ] อย่างไรก็ตาม}การสังเกตการณ์ในภายหลังได้หักล้างการมีอยู่ของดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่เป็นไปได้นี้^{[ 18 ]}

ในเดือนกุมภาพันธ์ พ.ศ. 2556 นักดาราศาสตร์ได้ทำการสังเกตโดยตรงครั้งแรกของดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่เป็นไปได้ ซึ่งยังคงเป็นเพียงความเป็นไปได้ โดยก่อตัวขึ้นในจานก๊าซและฝุ่นรอบดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไปHD 100546 [ ^{19 ] [ 20 ] การ}สังเกตการณ์ในภายหลังชี้ให้เห็นว่าอาจมีดาวเคราะห์ก่อนเกิดหลายดวงอยู่ในจานก๊าซ^{[ 21 ]}

โปรโตแพลนต์อีกดวงหนึ่ง AB Aur b อาจอยู่ในระยะการก่อตัวที่สังเกตได้เร็วที่สุดสำหรับดาวเคราะห์แก๊สยักษ์ ตั้งอยู่ในจานแก๊สของดาวฤกษ์AB Aurigae AB ​​Aur b เป็นหนึ่งในดาวเคราะห์นอกระบบที่ใหญ่ที่สุดที่ระบุได้ และมีวงโคจรที่ห่างไกลถึงสามเท่าของระยะทางที่ดาวเนปจูนอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ของโลก การสังเกตการณ์ AB Aur b อาจท้าทายความคิดดั้งเดิมเกี่ยวกับการก่อตัวของดาวเคราะห์ มันถูกสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์ซูบารุและกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล^{[ 22 ]}

วงแหวน ช่องว่าง เกลียว การรวมตัวของฝุ่น และเงาในจานโปรโตแพ ลนเทรี อาจเกิดจากโปรโตแพลนเทรี โครงสร้างเหล่านี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างสมบูรณ์ ดังนั้นจึงไม่ถือเป็นหลักฐานยืนยันการมีอยู่ของโปรโตแพลนเทรี^{[ 23 ]}วิธีใหม่ที่กำลังเกิดขึ้นเพื่อศึกษาผลกระทบของโปรโตแพลนเทรีต่อจานคือ การสังเกต เส้นโมเลกุลของจานโปรโตแพลนเทรีในรูปแบบของแผนที่ความเร็วของก๊าซ^{[ 23 ]} HD 97048 bเป็นโปรโตแพลนเทรีดวงแรกที่ตรวจพบโดยจลนศาสตร์ ของจาน ในรูปแบบของรอยหยักในแผนที่ความเร็วของก๊าซ^{[ 24 ]}

• การสะสมมวล (ฟิสิกส์ดาราศาสตร์)
• ฟูซอร์ (ดาราศาสตร์)
• เมโซแพลนเน็ต
• ดาวเคราะห์น้อย