تقریبا 4.5 میلیارد سال پیش، جاذبه، ابری از غبار و گاز را در کنار هم جمع کرد تا منظومه‌ی شمسی ما شکل بگیرد. دانشمندان در مورد اینکه چه اتفاقی افتاد، مطمئن نیستند؛ اما مشاهده‌ی سیستم‌های ستاره‌ای جوان در کنار شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای به آن‌ها امکان می‌دهد تا سه مدل برای نحوه‌ی شکل‌گیری این منظومه توسعه دهند.
تولد خورشید
حجم بسیار عظیمی از گاز و غبار میان‌ستاره‌ای، ابری مولکولی ایجاد کردند که احتمالا مکان تولد خورشید بوده است. دماهای پایین سبب شدند که گازها متراکم‌تر و چگال‌تر شوند. چگال‌ترین بخش‌های این ابر، در اثر جاذبه‌ی خودشان فروپاشیدند و تعداد بسیار زیادی اجرام جوان ستاره‌ای یا پیش‌ستاره ایجاد کردند. ماده به خاطر جاذبه، باز هم دچار فروپاشی شد و بدین ترتیب، ستاره و دیسکی از ماده ایجاد کرد که سیارات را شکل دادند. وقتی همجوشی شروع شد، ستاره طوفان‌هایی خورشیدی ایجاد کرد که مواد را از اطرافش راند و از فروپاشی آن به داخلش جلوگیری کرد.
تلسکوپ‌های فروسرخ بسیاری از ابرهای کهکشان راه شیری را رصد کرده‌اند تا محیط تولد دیگر ستاره‌ها را کشف کنند. دانشمندان آنچه در دیگر منظومه‌ها دیده‌اند، به ستاره‌ی خودمان هم تعمیم داده‌اند.
پس از شکل‌گیری خورشید، دیسک سنگینی از ماده، برای حدود 100 میلیون سال آن را در بر گرفت. شاید به نظر شما این بازه‌ی زمانی برای شکل‌گیری سیاره‌ها به‌اندازه‌ی کافی طولانی باشد؛ اما در مقیاس نجومی، این زمان فقط به‌اندازه‌ی چشم برهم زدن محسوب می‌شود. خورشیدِ تازه متولدشده، دیسک را گرم می‌کند و گاز به‌سرعت تبخیر می‌شود. سیاره‌های تازه متولدشده و قمرها، زمان بسیار کمی دارند تا خود را جمع کنند و تشکیل شوند!
مدل‌های تشکیل
دانشمندان سه مدل مختلف را برای توضیح چگونگی شکل‌گیری سیارات در بیرون و درون منظومه‌ی شمسی توسعه داده‌اند. نخستین و موردقبول‌ترین مدل، برافزایش هسته است که با تشکیل سیاره‌های سنگی زمین‌سان تطابق دارد؛ اما قابل تعمیم به سیاره‌های گازی نیست. مدل دوم، برافزایش توده‌ای، به سیاره‌ها امکان می‌دهد که از کوچک‌ترین ذرات تشکیل شوند. سومین مدل، نظریه بی‌ثباتی دیسک تشکیل سیاره‌های غول‌پیکر را توجیه می‌کند.
مدل برافزایشی هسته
در حدود 4.6 میلیارد سال پیش، منظومه‌ی شمسی ابری از غبار و گاز بود که با عنوان سحابی خورشیدی شناخته می‌شود. جاذبه باعث شد ماده در خود فروبریزد و شروع به چرخش کند. بدین ترتیب در مرکز سحابی، خورشید شکل گرفت.
با طلوع خورشید، مواد باقیمانده در کنار یکدیگر تجمع کردند. ذره‌های کوچک در کنار یکدیگر قرار گرفتند، با نیروی جاذبه به هم متصل شدند و ذراتی بزرگ‌تر ایجاد کردند. طوفان خورشیدی عنصرهای سبک‌تر مانند هیدروژن و هلیوم را از نواحی نزدیک‌تر راند و تنها مواد سنگین و صخره‌ای باقی ماندند تا سیارات زمین‌سان را ایجاد کنند. کمی دورتر، طوفان خورشیدی دیگر آن‌قدر قدرت نداشت تا عنصرهای سبک را دور کند: اینجا است که سیاره‌های غول‌پیکر شکل می‌گیرند. بدین ترتیب، سیارک‌ها، ستاره‌های دنباله‌دار، سیاره‌ها و ماه‌ها شکل گرفتند.
مشاهده‌ی سیاره‌های خارج از منظومه‌ی شمسی، برافزایشی هسته‌ای را به‌عنوان پروسه‌ی تشکیل غالب تأیید می‌کند. ستاره‌هایی که «فلز»های بیشتری (ستاره‌شناسان عناصر به غیر از هیدروژن و هلیوم را فلز می‌دانند) در هسته‌های خود دارند، سیاره‌های غول‌پیکر گازی بیشتری دارند و سیارات فلزی آن‌ها کمتر است. بر اساس گزارش‌های ناسا، غالب بودن برافزایشی هسته‌ای باعث می‌شود که سیاره‌های کوچک و صخره‌ای بیشتر از سیاره‌های غول‌پیکر گازی وجود داشته باشند.
در سال 2005، سیاره‌ای غول‌پیکر با هسته‌ای سنگین که به دور ستاره‌ای خورشیدسان به نام HD 149026 می‌گردد، کشف شد. این مورد مثالی از یک سیاره‌ی فراخورشیدی بود که نظریه‌ی برافزایشی هسته‌ای را تقویت کرد.
گِرگ هنری، ستاره‌شناس دانشگاه تنسی در نشویل، تیره‌تر شدن ستاره را تشخیص داده است. او در یک نشریه گفته است:
این تائید نظریه‌ی برافزایشی هسته‌ای در شکل‌گیری سیاره‌ها بوده و شاهدی است بر این نکته که سیاره‌هایی از این نوع فراوان‌اند.
در سال 2017، آژانس فضایی اروپا تصمیم گرفت ماهواره‌ی شناسایی سیارات فراخورشیدی (CHEOPS) را به فضا بفرستد. این ماهواره، سیارات فراخورشیدی در اندازه‌های متفاوت را بررسی خواهد کرد. مطالعه‌ی این سیارات دوردست می‌تواند کمکی باشد تا درک بهتری از چگونگی شکل‌گیری منظومه‌ی شمسی داشته باشیم.
تیم CHEOPS می‌گوید:
در سناریوی برافزایشی هسته‌ای، هسته‌ی سیاره باید به یک جرم بحرانی برسد؛ جرمی که گرانش کافی برای متراکم کردن گازهای فرار را فراهم می‌کند. این جرم بحرانی به چندین متغیر فیزیکی بستگی دارد که از مهم‌ترین این عوامل می‌توان به‌سرعت برافزایش اجرام اشاره کرد.
این ماهواره با بررسی اینکه چگونه مواد به سیارات در حال رشد اضافه می‌شود، می‌تواند به درک چگونگی رشد سیاره‌ها به ما کمک کند.
مدل ناپایداری دیسک
مشکل نظریه‌ی برافزایشی هسته در این است که نمی‌تواند تشکیل سریع سیاره‌های غول‌پیکر را توجیه کند. بر اساس آنچه مدل‌ها می‌گویند، این روند چندین میلیون سال طول می‌کشد؛ مدت‌زمانی که از زمان در دسترس بودن گازهای سبک در منظومه‌ی شمسی اولیه بیشتر است. علاوه بر این، مدل برافزایشی هسته با مشکل مهاجرت نیز روبه‌رو است؛ بدین معنی که سیاره‌های نوپا تمایل دارند که در مدت‌زمان کوتاهی با حرکت مارپیچی داخل خورشید جذب شوند.
کوین والش، پژوهشگر انستیتوی پژوهشی سوث‌وست در بولدر، کلرادو، می‌گوید:
سیاره‌های غول‌پیکر در چند میلیون سال، خیلی سریع شکل گرفته‌اند. بنابراین ما اینجا با یک محدودیت زمانی روبه‌رو هستیم؛ زیرا دیسک گازی در اطراف خورشید، تنها 4 تا 5 میلیون سال وجود داشته است.
بر اساس نظریه‌ی نسبتا جدید ناپایداری دیسک، توده‌های غبار و گاز در اوایل زندگی منظومه‌ی شمسی، به یکدیگر متصل شدند. در طول زمان، این توده‌ها به‌آرامی در داخل یک سیاره‌ی غول‌پیکر متراکم شدند. این سیاره‌ها می‌توانند در مدت‌زمانی کمتر از سیاره‌های سنگی، مثلا 1000 سال ایجاد شوند و بنابراین می‌توانند گازهای سبک و فرار را به دام بیندازند. آن‌ها به‌سرعت به جرم تثبیت‌کننده‌ی مدار دست می‌یابند و بنابراین به داخل خورشید کشیده نمی‌شوند.
همان‌طور که دانشمندان به مطالعه‌ی سیارات در منظومه‌ی شمسی و سیارات دیگر ستاره ادامه می‌دهند، درک بهتری از چگونگی تشکیل سیاره‌های گازی به دست می‌آورند.
برافزایش توده‌ای
بزرگ‌ترین چالش برافزایشی هسته‌ای، زمان است؛ زیرا سیاره‌های غول‌پیکر گازی باید آن‌قدر سریع ایجاد شوند که اجزای سبک اتمسفر خود را به دست آورند. پژوهش اخیر ثابت کرده است که اجرام کوچک‌تر و توده‌ای به یکدیگر جوش می‌خورند و سیاره‌های غول‌پیکر را با سرعتی 1000 برابر سریع‌تر از بررسی‌های دیگر، ایجاد می‌کنند.
هارولد لویسون، ستاره‌شناس انستیتوی پژوهشی سوث‌وست، می‌گوید:
این نخستین مدلی است که با ساختار ساده‌ای از سحابی خورشیدی که سیاره‌ها از آن تشکیل می‌شوند، آغاز می‌شود و با تشکیل سیاره‌های غول‌پیکری که می‌بینیم، پایان می‌یابد.
در سال 2012، میشل لمبرست و اندرس یوهانسون از دانشگاه لاند در سوئد پیشنهاد دادند که توده‌های ریز، کلید تشکیل سریع سیاره‌های گازی هستند.
لویسون می‌گوید:
آن‌ها نشان دادند که توده‌های ریز باقیمانده از فرایند شکل‌گیری که پیش از این، گمان می‌رفت مهم نباشند؛ در واقع راه حل مشکل تشکیل سیاره‌ها هستند.
لویسون و تیمش در پژوهشی با دقت بیشتری چگونگی تشکیل سیاره‌ها از این توده‌ها را مدل‌سازی کردند. گرچه در مدل‌سازی‌های پیشین، اجرام بزرگ و متوسط با سرعت ثابتی، اجرام کوچک‌تر را از بین می‌برند؛ اما در شبیه‌سازی‌های لویسون، اجرام بزرگ‌تر، اجرام کوچک‌تر را از اجرام متوسط دور می‌کنند تا با سرعت بیشتری رشد کنند.
کاترین کرت، همکار این پژوهش می‌گوید:
اجرام بزرگ‌تر، اجرام کوچک‌تر را پراکنده می‌کنند؛ در نتیجه اجرام کوچک‌تر، از دیسک توده‌ای بیرون انداخته می‌شوند. اجرام بزرگ‌تر در واقع اجرام کوچک‌تر را می‌رانند تا بتوانند همه‌ی توده‌ها را به خود جذب کنند. آن‌ها رشد می‌کنند تا هسته‌ی سیاره‌های غول‌پیکر ایجاد شود.
مدل نایس
در حقیقت دانشمندان تصور می‌کنند که سیاره‌ها در همان مکانی که امروزه قرار دارند، تشکیل شده‌اند. کشف سیارات فراخورشیدی کمی مسئله را پیچیده کرد. زیرا مشخص شد که حداقل سیاره‌های غول‌پیکر می‌توانند مکان خود را تغییر دهند.
در سال 2005، سه مقاله در ژورنال نیچر منتشر شد که پیشنهاد می‌کردند که سیارات غول‌پیکر در مدارهایی شبه دایره‌ای که از مدارهای کنونی آن‌ها فشرده‌تر بوده است، قرار داشتند. دیسک بزرگی از صخره‌ها و یخ که آن‌ها را در بر داشت، تا 35 برابر فاصله‌ی زمین-خورشید کشیده می‌شود و از مدار کنونی نپتون نیز فراتر می‌رود. چون این مدل نخستین بار در شهر نایس فرانسه به بحث گذاشته شد، مدل نایس نام دارد.
سیاره‌ها با اجرام کوچک‌تری برهم‌کنش داشتند و بیشتر آن‌ها را به سمت خورشید پخش کردند. این پروسه باعث شد آن‌ها با اجرام تبادل انرژی داشته باشند و زحل، نپتون و اورانوس در فواصل دورتری قرار بگیرند. اجرام کوچکی که به مشتری نزدیک شدند، به لبه‌ی منظومه‌ی شمسی یا حتی خارج از آن پرتاب شدند. حرکت بین زحل و مشتری، باعث شد اورانوس و نپتون در مدارهایی غیرعادی قرار بگیرند و از دیسک باقیمانده از یخ نیز آن‌سوتر بروند. برخی از مواد که به داخل پرت می‌شدند، در طول آخرین بمباران‌های سنگین با سیارات سنگی برخورد می‌کردند. دیگر موادی که به بیرون پرتاب شدند، کمربند کوییپر را ایجاد کردند.
نپتون و اورانوس همان‌طور که به سمت بیرون می‌رفتند، جایشان را با یکدیگر عوض کردند. در نتیجه برهم‌کنش‌های آن‌ها با توده‌های باقیمانده، سبب شد که مدار آن‌ها دایره‌ای‌تر شود و در فواصل کنونی خود از خورشید قرار بگیرند.
در طول این پروسه احتمالا یک یا حتی دو سیاره‌ی غول‌پیکر از منظومه‌ی شمسی بیرون رانده شده‌اند. دیوید نسورنی از انستیتوی پژوهشی سوث‌وست، منظومه‌ی شمسی اولیه را به‌منظور یافتن سرنخ‌هایی از تاریخ اولیه‌ی آن، مدل‌سازی کرده است.
او می‌گوید:
در ابتدا، منظومه‌ی شمسی کاملا متفاوت بود. سیاره‌هایی بیشتری به سنگینی نپتون شکل گرفتند و به مکان‌های متفاوتی پرتاب شدند.
جاذب‌های آب
منظومه‌ی شمسی شکل‌گیری خود را پس از ایجاد سیاره‌ها متوقف نکرد. کره‌ی زمین تفاوت بارزی با دیگر سیاره‌ها دارد: منابع آب فراوان؛ عاملی که دانشمندان معتقدند در تکامل زندگی روی زمین نقشی اساسی دارد. محل کنونی سیاره برای جمع‌آوری آب در منظومه‌ی شمسی اولیه بسیار گرم بوده است. بنابراین احتمالا مایع حیات پس از رشد زمین روی آن قرار گرفته است.
با این حال دانشمندان هنوز منبع این آب را نمی‌دانند. آن‌ها در ابتدا به ستاره‌های دنباله‌دار مشکوک بودند. چندین مأموریت از جمله شش مأموریت در ستاره‌ی دنباله‌دار هالی در دهه‌ی 1980 و مأموریت اخیر آژانس فضایی اروپا، ماهواره‌ی روزتا، مشخص کردند که ترکیب یخی ماورای منظومه‌ی شمسی با آب روی زمین یکسان نیست.
کمربند سیارکی دیگر منبع محتمل آب روی زمین است. روی چندین شهاب‌سنگ شواهدی کشف شده است که احتمالا در اوایل شکل‌گیری آن‌ها، فرمی از آب با سطحشان تماس داشته است. برخورد شهاب‌سنگ‌ها می‌تواند دیگر منبع آب زمین باشد.
اخیرا برخی از دانشمندان، این نظریه را که زمین در ابتدای امر، گرم‌تر از آن بوده است که آب را نگه دارد، به چالش کشیده‌اند. آن‌ها استدلال می‌کنند که اگر سیاره به‌سرعت شکل گرفته باشد، احتمالا توانسته است آب را پیش از تبخیر از دانه‌های یخ جذب کرده باشد.
همان‌طور که زمین آب خود را به دست آورده است، زهره و مریخ هم به همین روش آب را جمع کرده‌اند. اما افزایش دما در زهره و تبخیر اتمسفر در مریخ سبب شده است که آن‌ها نتوانند آب خود را حفظ کنند و در نتیجه به سیاره‌های خشکی تبدیل شده‌اند که امروزه می‌شناسیم.
