星雲仮説

星形成過程は、若い恒星の周囲に降着円盤が出現するという自然な結果をもたらします。 ^{[ 16 ]}約100万歳になると 、星の100%がそのような円盤を持つ可能性があります。^{[ 17 ]}この結論は、原始星やTタウリ星の周囲にガスと塵の円盤が発見されたこと、および理論的な考察によって裏付けられています。^{[ 18 ]}これらの円盤の観測によると、内部の塵の粒子は短い時間スケール（千年）で大きくなり、1 センチメートルサイズの粒子を生成します。^{[ 19 ]}

 1 km の微惑星が1,000  km サイズの天体に成長する降着過程は、現在ではよく理解されている。 ^{[ 20 ]}この過程は、微惑星の数密度が十分に高い円盤内で発生し、暴走的に進行する。その後、成長は減速し、寡占的降着として継続する。最終的な結果は、恒星からの距離に応じてさまざまなサイズの惑星胚の形成である。 ^{[ 20 ]}さまざまなシミュレーションにより、原始惑星系円盤の内側での胚の合体により、地球サイズの天体がいくつか形成されることが示されている。したがって、地球型惑星の起源は現在、ほぼ解決された問題と考えられている。^{[ 21 ]}

降着円盤の物理学にはいくつかの問題がある。^{[ 22 ]}最も重要なのは、原始星に降着した物質が角運動量を失う仕組みである。ハネス・アルヴェーンが提案した可能性のある説明の一つは、 Tタウリ星の段階で太陽風によって角運動量が放出されたというものだった。運動量は粘性応力によって円盤の外側に運ばれる。^{[ 23 ]}粘性は巨視的な乱流によって生成されるが、この乱流を生み出す正確なメカニズムはよく理解されていない。角運動量を失うもう1つの可能性のあるプロセスは磁気制動であり、星のスピンがその星の磁場を介して周囲の円盤に伝達される。^{[ 24 ]}円盤内のガスの消失の主な原因は粘性拡散と光蒸発である。^{[ 25 ] [ 26 ]}

微惑星の形成は、星雲円盤モデルにおける最大の未解決問題である。1cm サイズの粒子がどのようにして1kmサイズの微惑星に合体するのかは謎である。このメカニズムは、なぜ一部の恒星には惑星があり、他の恒星には塵帯さえ 存在しないのかという疑問の鍵となるようだ。^{[ 28 ]}

巨大惑星の形成時間スケールも重要な問題です。古い理論では、急速に消滅していく原始惑星系円盤から大量のガスを蓄積するのに十分な速さで核が形成される仕組みを説明できませんでした。^{[ 20 ] [ 29 ]}円盤の平均寿命は1000万年（10⁷年）未満であり^、核 の形成に必要な時間よりも短いように見えました。^{[ 17 ]}この問題を解決するために多くの進歩があり、現在の巨大惑星形成モデルでは、木星（またはより質量の大きい惑星）を約400万年以下で形成することができ、これはガス円盤の平均寿命内に十分収まります。^{[ 30 ] [ 31 ] [ 32 ]}

巨大惑星形成のもう一つの潜在的な問題は、その軌道移動である。いくつかの計算によると、円盤との相互作用により急速な内向き移動が起こり、それが止められなければ、惑星は「木星より小さい天体のまま中心領域に到達する」ことになる。^{[ 33 ]}より最近の計算では、移動中の円盤の進化がこの問題を軽減できることが示されている。^{[ 34 ]}

星は_、冷たい分子水素の巨大な雲の内部で形成されると考えられています。巨大分子雲は、太陽の質量 ( M☉ )の約 30 万倍の質量を持ち、直径が20パーセクにもなります。 ^{[ 2 ] [ 35 ]}数百万年の間に、巨大分子雲は崩壊して断片化しやすいです。^{[ 36 ]}これらの断片は、小さくて密度の高いコアを形成し、それが崩壊して星になります。^{[ 35 ]}コアの質量は太陽の数分の 1 倍から数倍に及び、原始星 (原始太陽) 星雲と呼ばれます。^{[ 2 ]}直径は 0.01 ～ 0.1 pc (2,000 ～ 20,000 AU)、粒子数密度は約 10,000 ～ 100,000 cm⁻³です^{。[ a ] [ 35 ] [ 37 ]}     

太陽質量の原始星星雲の初期崩壊には約 10 万 年かかります。^{[ 2 ] [ 35 ]}すべての星雲は、一定量の角運動量を持って始まります。星雲の中心部のガスは、比較的角運動量が低いため、急速に圧縮され、元の星雲の質量のほんの一部を含む高温の静水圧（収縮しない）コアを形成します。 ^{[ 38 ]}このコアが、星になるものの種となります。^{[ 2 ] [ 38 ]}崩壊が続くと、角運動量保存則により、落下する外層の回転が加速し、^{[ 39 ] [ 40 ]}ガスが中心コアに直接降着するのを大幅に妨げます。代わりに、ガスは赤道面付近で外側に広がるように強制され、円盤を形成し、それが今度はコアに降着します。^{[ 2 ] [ 39 ] [ 40 ]}中心核は徐々に質量を増し、若い高温の原始星となる。^{[ 38 ]}この段階では、原始星とその円盤は落下する外層によって大きく遮られ、直接観測することはできない。^{[ 16 ]}実際、残りの外層の不透明度は非常に高いため、ミリ波放射でさえ内部から脱出するのが困難である。^{[ 2 ] [ 16 ]}このような天体は、主にミリ波とサブミリ波放射を放出する非常に明るい凝縮物として観測される。 ^{[ 37 ]}これらはスペクトルクラス0の原始星に分類される 。^{[ 16 ]}崩壊には、推定される円盤の回転軸に沿って噴出する双極性流出（ジェット）が伴うことが多い。ジェットは、星形成領域で頻繁に観測される（ハービッグ・ハロー（HH）天体を参照）。^{[ 41 ]}クラス0原始星の光度は高く、太陽質量の原始星は最大で太陽光度の100倍の光度で放射する可能性がある。^{[ 16 ]}このエネルギー源は重力崩壊であり、その中心部はまだ崩壊を開始するのに十分な温度ではない。  核融合。^{[ 38 ] [ 42 ]}

物質が円盤に落下し続けると、外層はやがて薄く透明になり、若い恒星状天体(YSO) は、最初は遠赤外線で、後に可視光で観測可能になります。^{[ 37 ]}この頃、原始星は重水素の核融合 を開始します。原始星が十分に質量が大きい場合 (木星質量の 80 倍以上 ( M _J ))、水素の核融合が続きます。そうでない場合、質量が低すぎると、天体は褐色矮星になります。^{[ 42 ]}この新しい星の誕生は、崩壊が始まってから約 10 万年後に起こります。^{[ 2 ]}この段階の天体はクラス I 原始星として知られており、^{[ 16 ]}若いT タウリ星、進化した原始星、または若い恒星状天体とも呼ばれます。^{[ 16 ]}この時点で、形成中の星はその質量の大部分をすでに集積しており、円盤と残りの外層の総質量は中心のYSOの質量の10〜20%を超えない。^{[ 37 ]} 

次の段階では、外層は円盤に集められて完全に消滅し、原始星は古典的なTタウリ星になります。^{[ b ]}これは約100 万年後に起こります。^{[ 2 ]}古典的なTタウリ星の周囲の円盤の質量は恒星質量の約1～3%で、10⁻⁷～10⁻⁹太陽質量/年の速度で降着します^。 [ 45 ]_双極ジェット^{のペアも通常}存在します。^{[ 46 ]}降着は、古典的なTタウリ星のすべての特異な特性、すなわち輝線における強いフラックス（星の固有光度の最大100% ）、磁気活動、測光変動、ジェットを説明します。^{[ 47 ]}輝線は実際には、降着したガスが星の「表面」に衝突するときに形成され、これは星の磁極の周りで起こります。^{[ 47 ]}ジェットは降着の副産物であり、過剰な角運動量を運び去ります。古典的なTタウリ型星の段階は約1000万年続きます。^{[ 2 ]}円盤は、中心星への降着、惑星形成、ジェットによる噴出、中心星および近傍の星からの紫外線放射による光蒸発により、最終的に消滅します。 ^{[ 48 ]}その結果、若い星は弱い線を持つTタウリ型星となり、数億年かけてゆっくりと普通の太陽のような星へと進化します。^{[ 38 ]}  

特定の状況下では、現在では原始惑星系と呼ばれる円盤が惑星系を生み出す可能性がある。^{[ 2 ]}原始惑星系円盤は、若い星団の非常に多くの星の周囲で観測されている。^{[ 17 ] [ 50 ]}これらは星の形成の最初から存在するが、最も初期の段階では周囲のエンベロープの不透明さのために観測できない。 ^{[ 16 ]} クラス0の原始星の円盤は、質量が大きく高温であると考えられている。これは中心の原始星に物質を供給する降着円盤である。 ^{[ 39 ] [ 40 ]}温度は5 AU以内で400 K 、 1 AU以内で1,000 Kを容易に超える可能性がある。^{[ 51 ]}円盤の加熱は主に、円盤内の乱流の粘性散逸と星雲からのガスの流入によって引き起こされる。^{[ 39 ] [ 40 ]}内側の円盤の高温により、揮発性物質（水、有機物、一部の岩石）のほとんどが蒸発し、鉄などの最も耐火性の高い元素だけが残ります。氷は円盤の外側の部分でのみ存在できます。^{[ 51 ]}    

降着円盤の物理学における主な問題は、乱流の生成と高い有効粘性の原因となるメカニズムである。^{[ 2 ]}乱流粘性は、質量を中心の原始星に、運動量を円盤の周辺に輸送する原因であると考えられている。これは降着にとって不可欠であり、中心の原始星が角運動量の大部分を失った場合にのみガスが降着することができ、その角運動量は外側に漂うガスの小さな部分によって運ばれなければならない。^{[ 39 ] [ 52 ]}このプロセスの結果、原始星と円盤の半径の両方が成長し、 星雲の初期角運動量が十分に大きい場合は、1,000 AUに達する可能性がある。^{[ 40 ]}大きな円盤は、オリオン星雲などの多くの星形成領域で日常的に観測されている。^{[ 18 ]}

降着円盤の寿命は約 1000 万年です 。 [ ^{17 ]恒星}が古典的な T-タウリ型星の段階に達する頃には、円盤は薄くなり、冷えていきます。^{[ 45 ]}揮発性の低い物質が中心付近で凝縮し始め、結晶質ケイ酸塩 を含む 0.1～1 μm の塵粒子が形成されます。^{[ 19 ]}外側の円盤から物質が輸送されると、これらの新しく形成された塵粒子が、有機物やその他の揮発性物質を含む原始的な塵粒子と混ざり合います。この混合は、原始隕石中の星間塵や彗星中の難揮発性物質の存在など、太陽系天体の組成の特異性を説明できます。^{[ 51 ]}

塵粒子は密度の高い円盤環境では互いにくっつきやすく、数センチメートルにもなる大きな粒子が形成される。^{[ 54 ]}塵の処理と凝集の痕跡は、若い円盤の赤外線スペクトルで観測される。^{[ 19 ]}さらに凝集すると、直径1 km以上の微惑星が形成され、これが惑星 の構成要素となる。^{[ 2 ] [ 54 ]}微惑星の形成は、塵粒子が大きくなるにつれて単純な付着が非効率になるため、円盤物理学の未解決問題の一つである。^{[ 28 ]}

一つの仮説は、重力不安定性による形成である。数センチメートル以上の大きさの粒子が、円盤の中央面付近にゆっくりと沈降し、非常に薄く（100  km未満）、密度の高い層を形成する。この層は重力的に不安定であり、多数の塊に分裂し、それが崩壊して微惑星になる可能性がある。^{[ 2 ] [ 28 ]}しかし、中央面付近のガス円盤と固体の速度の違いにより乱流が発生し、重力不安定性によって層が十分に薄くなり分裂するのを防ぐことができる。^{[ 55 ]}このため、重力不安定性による微惑星の形成は、固体の濃度が高まっている円盤内の特定の場所に限定される可能性がある。^{[ 56 ]}

微惑星形成のもう 1 つの可能性のあるメカニズムは、ガス中を周回する粒子が受ける抵抗がフィードバック効果を生み出し、局所的な集中が増加するストリーミング不安定性です。これらの局所的な集中はガスを押し戻し、粒子が受ける向かい風が小さい領域を作り出します。そのため、集中はより速く周回することができ、半径方向のドリフトが少なくなります。孤立した粒子は、追い越されたり内側にドリフトしたりしてこれらの集中に加わり、質量が増加します。最終的にこれらの集中は巨大なフィラメントを形成し、それが断片化して重力崩壊を起こし、より大きな小惑星サイズの微惑星を形成します。^{[ 57 ]}

惑星形成は、円盤自体の重力不安定性によって引き起こされることもあり、その結果、円盤は塊に分裂します。これらの塊の中には、十分に密度が高い場合、崩壊するものがあり、^{[ 52 ]} 1,000 年という時間スケールでガス巨大惑星や褐色矮星が急速に形成される可能性があります 。^{[ 58 ]}これらの塊が崩壊の進行とともに内側に移動すると、恒星からの潮汐力によって質量が大幅に失われ、より小さな天体が残る可能性があります。^{[ 59 ]}ただし、これは質量が0.3 M☉_を超える巨大な円盤でのみ可能です。これに対し、典型的な円盤の質量は0.01～0.03 M☉です_。巨大な円盤はまれであるため、この惑星形成メカニズムはまれであると考えられています。^{[ 2 ] [ 22 ]}一方、褐色矮星の形成には大きな役割を果たしている可能性があります。^{[ 60 ]}  

原始惑星系円盤の最終的な消滅は、さまざまなメカニズムによって引き起こされます。円盤の内側部分は、恒星に集積されるか、双極ジェットによって噴出されます[ 45 ^{] [ 46 ]。一方}、外側部分は、Tタウリ段階^{[ 61 ]}または近傍の恒星^{[ 48 ]}の強力な紫外線放射によって蒸発する可能性があります。中心部のガスは、成長する惑星によって集積または噴出され、小さな塵粒子は中心星の放射圧によって噴出されます。最終的に残るのは、惑星系、惑星のない塵の残骸円盤、または微惑星が形成されなかった場合は何も残らない状態のいずれかです^{[ 2 ] 。}

微惑星は非常に多く、原始惑星系円盤全体に広がっているため、一部は惑星系の形成後も生き残ります。小惑星は、互いに徐々にすり潰されてより小さな破片になった残りの微惑星であると考えられており、彗星は通常、惑星系のより遠い端から来た微惑星です。隕石は、惑星の表面に到達した微惑星のサンプルであり、太陽系の形成に関する多くの情報を提供します。原始型隕石は、熱分化が起こらなかった粉砕された低質量微惑星の破片であり、処理型隕石は、粉砕された質量のある微惑星の破片です。^{[ 62 ]}星間天体が捕獲され、若い太陽系の一部になった可能性があります。^{[ 63 ]}

太陽星雲円盤モデルによれば、岩石惑星は原始惑星系円盤の内側、霜線内で形成され、そこでは温度が十分に高いため、水氷やその他の物質が粒状に凝縮するのを防いでいる。^{[ 64 ]}これにより、純粋な岩石の粒が凝集し、後に岩石微惑星が形成される。^{[ c ] [ 64 ]} このような条件は、太陽のような恒星の円盤の内側3～4 AUの部分に存在すると考えられている。 ^{[ 2 ]}

直径約 1  km の小さな微惑星が何らかの方法で形成された後、暴走降着が始まります。^{[ 20 ]}質量増加率がR ⁴ ~M ^4/3に比例するため、暴走と呼ばれます。ここで、R と M はそれぞれ成長している天体の半径と質量です。^{[ 65 ]}質量が増加するにつれて、比 (質量で割った) 成長が加速します。これにより、小さな天体を犠牲にして、大きな天体が優先的に成長します。^{[ 20 ]}暴走降着は 10,000 年から 100,000 年続き、最大の天体の 直径が約 1,000 km を超えると終了します。^{[ 20 ]}降着の減速は、大きな天体が残りの微惑星に及ぼす重力摂動によって引き起こされます。^{[ 20 ] [ 65 ]}さらに、大きな天体の影響により、小さな天体のさらなる成長が停止します。^{[ 20 ]}

次の段階は寡頭的集積と呼ばれます。^{[ 20 ]}この段階は、数百個の最大の天体（寡頭）が支配的であり、微惑星をゆっくりと集積し続けるのが特徴です。^{[ 20 ]}寡頭以外の天体は成長できません。^{[ 65 ]}この段階では、集積率は寡頭の幾何学的断面から導出されるR ^{2に比例します。 [ 65 ]}特定の集積率はM ^−1/3に比例し、天体の質量とともに減少します。これにより、より小さな寡頭がより大きな寡頭に追いつくことができます。オリガルヒは、残りの微惑星の影響により、互いに約10·H _r ( H _r = a(1-e)(M/3M _s ) ^1/3はヒル半径、ここで a は半長軸、e は軌道離心率、M _sは中心星の質量) の距離に保たれています。^{[ 20 ]}オリガルヒの軌道離心率と傾斜角は小さいままです。オリガルヒは、周囲の円盤内の微惑星が枯渇するまで集積を続けます。^{[ 20 ]}時には、近くのオリガルヒが合体します。オリガルヒの最終的な質量は、星からの距離と微惑星の表面密度に依存し、隔離質量と呼ばれます。^{[ 65 ]}岩石惑星の場合、それは最大0.1 M _🜨、つまり火星の質量 1 つになります。^{[ 2 ]}寡頭制段階の最終結果は、約10·H _rの間隔で均等に配置された、月から火星サイズの惑星胚が約 100 個形成されることである。^{[ 21 ]}これらは円盤の隙間に存在し、残りの微惑星の環によって隔てられていると考えられている。この段階は数十万年続くと考えられている。^{[ 2 ] [ 20 ]} 

岩石惑星形成の最終段階は合体段階です。^{[ 2 ]}これは、微惑星がごく少数しか残っておらず、胚が互いに摂動するほど質量が大きくなったときに始まります。その結果、それらの軌道は混沌としたものになります。[ ^{21 ]この}段階では、胚は残りの微惑星を排出し、互いに衝突します。1000 万年から1億年続くこのプロセスの結果、限られた数の地球サイズの天体が形成されます。シミュレーションによると、生き残る惑星の数は平均して2～5個です。^{[ 2 ] [ 21 ] [ 62 ] [ 66 ]}太陽系では、これらは地球と金星で表されます。^{[ 21 ]}両惑星の形成には、約10～20個の胚の合体が必要でしたが、同数の胚が太陽系から放出されました。^{[ 62 ]}小惑星帯で発生した胚の中には、地球に水をもたらしたと考えられているものがある。^{[ 64 ]}火星と水星は、その競争を生き延びた残存胚と見なすことができる。^{[ 62 ]}合体することに成功した岩石惑星は、最終的に多かれ少なかれ安定した軌道に落ち着くため、惑星系が一般的に限界まで密集している理由、言い換えれば、常に不安定の瀬戸際にあるように見える理由が説明できる。^{[ 21 ]}

巨大惑星の形成は、惑星科学における未解決の問題である。^{[ 22 ]}太陽星雲モデルの枠組みでは、巨大惑星の形成に関する 2 つの理論が存在する。1 つ目は、巨大惑星が原始惑星系円盤の重力による断片化の結果として形成される円盤不安定性モデルである(上記参照)。^{[ 58 ]} 2 つ目の可能性は、核形成不安定性モデルとしても知られるコア降着モデルである。^{[ 22 ] [ 34 ]}後者のシナリオは、比較的低質量の円盤 ( 0.1 M☉未満)での巨大惑星の形成を説明できるため、最も有望なシナリオと考えられている。^{[ 34 ]}_{このモデルでは、巨大惑星}の形成は、a) 約10 _M☉のコアの降着と b) 原始惑星系円盤からのガスの降着の 2 つの段階に分けられる。^{[ 2 ] [ 22 ] [ 67 ]}どちらの方法も褐色矮星の生成につながる可能性がある。^{[ 31 ] [ 68 ]} 2011年時点での調査では、核集積が主要な形成メカニズムである可能性が高いことがわかっている。^{[ 68 ]}  

巨大惑星の核形成は、地球型惑星の形成とほぼ同様の過程をたどると考えられている。^{[ 20 ]}最初は、暴走成長を遂げる微惑星から始まり、その後、より緩やかな寡占段階へと続く。^{[ 65 ]}仮説では、惑星系の外縁部における惑星胚の衝突確率が低いため、合体段階は予測されていない。^{[ 65 ]}もう一つの違いは微惑星の組成であり、巨大惑星の場合は、いわゆる霜線より外側で形成され、主に氷で構成されている。氷と岩石の比率は約4対1である。^{[ 29 ]}これにより、微惑星の質量は4倍になる。しかし、地球型惑星形成が可能な最小質量星雲は、木星（5 AU）の距離で1000万年以内に1～2 M _🜨の核しか形成できない。^{[ 65 ]}後者の数値は、太陽のような恒星の周りのガス円盤の平均寿命を表している。^{[ 17 ]}提案されている解決策には、円盤の質量の増加（10倍の増加で十分）、^{[ 65 ]}原始惑星の移動（胚がより多くの微惑星を集積できるようにする）、^{[ 29 ]}そして最後に、胚のガス外層におけるガス抵抗による集積の強化が含まれます。 ^{[ 29 ] [ 32 ] [ 69 ]}上記のアイデアのいくつかの組み合わせによって、木星や土星のような巨大ガス惑星の核の形成を説明できるかもしれません。^{[ 22 ]}天王星や海王星のような惑星の形成は、中心星から20〜30 AU の距離でその場で核が形成されることを説明できる理論がないため、より問題があります。^{[ 2 ]} 1 つの仮説は、それらが最初に木星-土星領域で集積し、その後散乱して現在の位置に移動したというものです。^{[ 70 ]}もう一つの可能​​性のある解決策は、小石の集積による巨大惑星の核の成長である。    小石集積では、直径が 1 cm から 1 メートルの物体が巨大な天体に向かって落下する際、ガス抵抗によって十分に減速され、螺旋状に天体に向かって落下し、集積される。小石集積による成長は、微惑星の集積による成長よりも最大 1000 倍速い可能性がある。^{[ 71 ]}

コアの質量が十分になると（5～10 M _🜨）、周囲の円盤からガスを集め始めます。^{[ 2 ]}最初はゆっくりとしたプロセスで、数百万年かけてコアの質量が30 M _🜨まで増加します。 ^{[ 29 ] [ 69 ]}その後、集積率は劇的に増加し、残りの 90% の質量が約 10,000年かけて蓄積されます。^{[ 69 ]}円盤からの供給が枯渇すると、ガスの集積は停止します。^{[ 67 ]}これは、原始惑星系円盤に密度ギャップが形成され、円盤が散逸するため、徐々に起こります。^{[ 34 ] [ 72 ]}このモデルでは、氷の巨星である天王星と海王星は、ほとんどすべてのガスがすでに消滅した後にガスの集積を開始した失敗したコアです。暴走ガス集積後の段階は、新たに形成された巨大惑星の移動と、継続的な緩やかなガス集積によって特徴づけられる。^{[ 72 ]}移動は、ギャップにある惑星と残りの円盤との相互作用によって引き起こされる。移動は、原始惑星系円盤が消滅するか、円盤の端に達すると停止する。後者のケースは、いわゆるホットジュピターに対応し、ホットジュピターは原始惑星系円盤の内側の穴に到達したときに移動を停止したと考えられる。^{[ 72 ]}   

ガスの流れによる集積の過程で、巨大惑星は周惑星円盤に囲まれることがある。この周惑星円盤には固体も含まれており、衛星を形成することもある。ガリレオ衛星は、このような周惑星円盤の中で形成されたと考えられている。^{[ 67 ]}

巨大惑星は地球型惑星の形成に大きな影響を与える可能性がある。巨大惑星の存在は、地球型惑星領域（太陽系で4 AU以内）の微惑星や胚の離心率と軌道傾斜角（コザイ機構を参照）を増加させる傾向がある。 ^{[ 62 ] [ 66 ]}巨大惑星が早すぎる時期に形成されると、内惑星の集積を遅らせたり、妨げたりする可能性がある。太陽系で起こったと考えられているように、寡頭制段階の終わり近くに形成されると、惑星胚の合体に影響を与え、より激しいものになる。^{[ 62 ]}その結果、地球型惑星の数は減少し、質量は大きくなる。^{[ 73 ]}さらに、地球型惑星が中心星により近い位置で形成されるため、系のサイズは縮小する。太陽系における巨大惑星、特に木星の影響は、地球型惑星から比較的遠いため限定的であったと考えられている。^{[ 73 ]} 

巨大惑星に隣接する惑星系の領域は、異なる影響を受けるでしょう。^{[ 66 ]}このような領域では、胚の軌道離心率が非常に大きくなり、胚が巨大惑星の近くを通過するため、システムから弾き出される可能性があります。^{[ d ] [ 62 ] [ 66 ]}すべての胚が除去されると、この領域では惑星は形成されません。^{[ 66 ]}さらに、巨大惑星は胚の助けなしにはそれらをすべて除去できないため、膨大な数の小さな微惑星が残ることになります。胚が弾き出される前の累積作用と巨大惑星の作用は、小さな天体の 99% を除去するのに十分強いため、残った微惑星の総質量は小さくなります。^{[ 62 ]}このような領域は最終的に小惑星帯に進化し、 太陽から2 ～ 4 AU の範囲にある太陽系の小惑星帯と完全に類似したものになります。^{[ 62 ] [ 66 ]}

過去20年間で数千個の系外惑星が発見されており、少なくとも数十億個は、観測可能な宇宙の中にまだ発見されていない。^{[ 74 ]}これらの惑星や惑星系の軌道の多くは、太陽系の惑星とは大きく異なっている。発見された系外惑星には、ホットジュピター、ウォームジュピター、スーパーアース、密集した内惑星系などがある。

ホットジュピターとウォームジュピターは、形成中または形成後に現在の軌道に移動したと考えられています。この移動にはいくつかのメカニズムが提案されています。タイプIまたはタイプIIの移動は、惑星の軌道の長半径を滑らかに減少させ、ウォームジュピターまたはホットジュピターを生み出す可能性があります。他の惑星による重力散乱によって、恒星に近い近日点を持つ偏心軌道に惑星が収束し、その後、恒星との潮汐相互作用によって軌道が円軌道化することで、惑星は近接軌道に留まる可能性があります。傾斜軌道上の巨大な伴星または恒星が存在する場合、コザイ機構による軌道傾斜角と離心率の交換によって離心率が増加し、近日点が低下し、その後円軌道化することで、近接軌道が生じる可能性もあります。木星サイズの惑星の多くは離心率の高い軌道を持ち、これは惑星間で重力的な遭遇があったことを示唆している可能性がありますが、共鳴中の移動によっても離心率が増加する可能性があります。^{[ 75 ]}近接軌道を周回するスーパーアースからのホットジュピターのその場での成長も提案されている。この仮説では、核は局所的に形成されたか、より遠い場所で形成されて恒星の近くに移動した可能性がある。^{[ 76 ]}

スーパーアースやその他の近接軌道惑星は、その場で形成されたか、あるいはその場外、つまり初期位置から内側に移動してきたと考えられている。^{[ 77 ]} 近接軌道スーパーアースのその場での形成には、巨大な円盤、惑星胚の移動とその後の衝突と合体、または円盤のさらに外側からの小さな固体の半径方向への移動が必要となる。スーパーアースの移動、あるいはスーパーアースを形成するために衝突した胚の移動は、質量が小さいためタイプIであった可能性が高い。いくつかの系外惑星系の共鳴軌道は、これらの系で何らかの移動が起こったことを示しているが、共鳴していない他の多くの系の軌道の間隔は、ガス円盤の消散後にこれらの系で不安定性が起こった可能性が高いことを示している。太陽系にスーパーアースや近接軌道惑星が存在しないのは、木星の形成がそれらの内側への移動を妨げたためかもしれない。^{[ 78 ]}

その場で形成されたスーパーアースが獲得するガスの量は、巨大衝突による惑星胚の合体時期とガス円盤の散逸時期との関係によって決まる可能性がある。合体がガス円盤の散逸後に起こると地球型惑星が形成される可能性があるが、遷移円盤では質量の数パーセントを含むガス外層を持つスーパーアースが形成される可能性がある。合体が早すぎると暴走ガス集積が起こり、巨大ガス惑星の形成につながる可能性がある。合体は、ガス円盤による動摩擦が衝突を防ぐのに不十分になったときに始まる。このプロセスは、金属量の多い円盤ではより早く始まる。^{[ 79 ]}あるいは、外層が静水圧平衡にないためガス集積が制限される可能性があり、代わりにガスが外層を流れてその成長を遅らせ、核の質量が地球の15倍に達するまで暴走ガス集積の開始を遅らせる可能性がある。^{[ 80 ]}