성운설
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1. 개요
성운설은 1734년 에마누엘 스베덴보리가 처음 제안한 이론으로, 기체 구름(성운)이 회전하며 중력으로 붕괴되어 항성과 행성이 형성된다는 내용을 담고 있다. 이마누엘 칸트와 피에르시몽 라플라스에 의해 발전되었으나, 각운동량 분배 문제로 19세기에는 비판을 받았다. 20세기에는 다양한 이론들이 제시되었으며, 빅토르 사프로노프의 연구를 통해 현대적인 행성 형성 이론이 시작되었다. 현대 성운설은 항성 탄생 과정에서 강착원반의 형성을 설명하며, 미행성의 생성, 가스 행성 형성, 외계 행성 발견 등과 관련된 문제들을 다룬다.
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| 성운설 | |
|---|---|
| 개요 | |
| 이론의 종류 | 천문학 이론 |
| 주요 내용 | 태양계의 형성에 대한 설명 |
| 제안 시기 | 18세기 |
| 주 제안자 | 임마누엘 스베덴보리, 이마누엘 칸트, 피에르시몽 라플라스 |
| 관련 용어 | 별 형성, 원시 행성계 원반 |
| 상세 내용 | |
| 기본 가정 | 거대한 분자 구름의 중력 붕괴로 시작 |
| 회전하는 원반 형성 | 구름이 수축하면서 회전 속도 증가, 원시 행성계 원반 형성 |
| 별의 탄생 | 원반 중심에서 물질이 모여 별 형성 |
| 행성 형성 | 원반 내에서 미행성들이 충돌 및 합쳐져 행성 형성 |
| 역사 | |
| 초기 제안 | 임마누엘 스베덴보리(1734), 이마누엘 칸트(1755) |
| 라플라스의 발전 | 피에르시몽 라플라스(1796)가 더욱 발전된 형태 제시 |
| 현대적 수정 | 현대 천문학적 발견과 이론에 따라 수정 및 보완 |
| 주요 지지 증거 | |
| 원시 행성계 원반 관측 | 젊은 별 주위에서 원반 형태의 구조 관측 |
| 행성계의 공통된 회전 방향 | 태양과 행성들이 거의 같은 방향으로 회전 |
| 행성 성분 분포 | 태양과의 거리에 따른 행성 성분 차이 |
| 문제점 및 한계 | |
| 각운동량 문제 | 태양이 가진 각운동량이 행성들에 비해 너무 적음 |
| 가스 행성 형성 | 거대 가스 행성이 어떻게 빠르게 형성되었는지 설명하기 어려움 |
| 뜨거운 목성 | 일부 외계 행성들이 별에 매우 가까운 궤도를 도는 이유 설명 부족 |
| 현대적 발전 및 대안 이론 | |
| 행성 이동 이론 | 행성이 형성 후 궤도를 이동했을 가능성 제시 |
| 강착 원반 불안정성 | 원반 내에서 중력 불안정성으로 행성 형성 가능성 제시 |
| 먼지 알갱이 응축 | 먼지 알갱이들이 모여 미행성을 형성하는 과정에 대한 연구 |
| 참고 문헌 | |
| 관련 서적 | Andrews, Robin George (2022년 8월 10일). "Astronomers May Have Found the Galaxy's Youngest Planet - The Webb telescope soon will help measure the world, which may offer insights into how our own formed". The New York Times. 2022년 8월 11일에 확인함. D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks". The Astrophysical Journal. 778 (1): 77 (29 pp.). doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. |
2. 역사
에마누엘 스베덴보리는 1734년에 성운설의 일부를 처음으로 제안했다.[86][87] 이마누엘 칸트는 1755년 저서 《천계의 일반자연사와 이론》에서 기체 구름(성운)이 천천히 회전하다 중력 때문에 붕괴하여 평평해지고 최종적으로 항성과 행성이 된다고 주장하며 이 이론을 발전시켰다.[88] 1796년 피에르시몽 라플라스는 《우주체계 해설》에서 원시 태양이 수축하며 고리 모양의 물질을 방출하고, 이 물질이 행성을 형성한다는 유사한 모형을 독자적으로 개발했다.[88] 라플라스의 모형은 칸트의 모형보다 더 정교하고 작은 규모였다.[88]
19세기 라플라스의 성운 모형은 널리 받아들여졌으나, 태양과 행성 사이의 각운동량 분배 문제에 직면했다. 행성들이 각운동량의 99%를 차지한다는 사실은 성운 모형으로 설명하기 어려웠다.[5] 제임스 클러크 맥스웰은 고리 안쪽과 바깥쪽의 회전 속도 차이 때문에 물질이 뭉칠 수 없다고 주장하며 라플라스의 이론에 의문을 제기했다.[89] 천문학자 데이비드 브루스터는 라플라스의 가설을 부정하며, 달이 지구에서 떨어져 나왔다면 대기가 있어야 한다고 주장했다.[90] 그는 아이작 뉴턴이 성운설을 무신론적 이론으로 여겼다고 언급했다.[91]
20세기에는 라플라스 모형을 대체하기 위한 다양한 이론들이 제시되었다. 토마스 챔벌린과 포레스트 몰턴의 미행성 이론(1901년), 제임스 진스의 조석 모형(1917년), 오토 슈미트의 강착 모형(1944년), 윌리엄 맥크레의 원시행성 이론(1960년), 마이클 울프슨의 포획 이론 등이 제안되었다.[88] 1978년 앤드루 프렌티스는 행성생성에 관한 초기 라플라스의 주장을 부활시켜 '현대 라플라스 이론'을 개발했다.[88]
현대적 행성 형성 이론은 소련의 천문학자 빅토르 사프로노프의 연구에서 시작되었다.[92] 그의 1969년 저서 '원시행성계원반의 진화와 지구 및 행성들의 생성'은 행성 형성 과정의 주요 문제들을 제시하고 해결했다.[93][94] 조지 웨더릴은 사프로노프의 이론을 발전시켜 급격한 강착을 발견했다.[5] 태양성운원반모형(SNDM)은 처음에는 태양계 형성을 설명하기 위해 개발되었으나, 이후 외계 행성 발견을 통해 우주 전체에 적용 가능한 가설로 인정받았다.[95]
2. 1. 현대 라플라스 이론
2. 2. 대한민국에서의 태양계 연구
3. 태양 성운 모형: 해명된 부분과 문제점
3. 1. 해명된 부분
항성 탄생 과정에서 젊은 항성체 주변에는 자연스럽게 강착원반이 나타난다.[112][32] 나이가 대략 100만 년 정도인 항성들은 예외 없이 이런 원반을 두르고 있을 것으로 보인다.[122][42] 이는 원시별과 T Tauri 별 주변에서 가스와 먼지로 이루어진 원반들이 발견되어 이론적 예측을 지지하고 있다.[126][46] 원반 내 먼지 입자는 짧은 시간(1천 년) 동안 1센티미터 크기의 파편으로 자라난다.[129][49]강착 과정 중 1 킬로미터 크기의 미행성체들이 1000 킬로미터까지 성장하는 부분은 많은 연구가 이루어져 있다.[141][62] 이 과정은 원반 내 미행성의 밀도가 충분히 높은 곳이라면 어디에서든지 진행되며 미행성은 기하급수적 속도로 자라난다. 성장속도는 이후 느려지고 과두강착(寡頭降着, oligarchic accretion) 단계에 접어든다. 최종적으로 다양한 크기의 행성체들이 만들어지며, 이들의 크기는 중심별로부터의 거리에 따라 달라진다.[141][62] 다양한 모의실험을 통해 원시행성계원반 안쪽 지대에서 행성 배아들끼리 융합하여 지구 크기 천체 여러 개가 태어남을 확인했다. 따라서 지구형 행성의 기원은 현재 거의 해결된 문제로 보인다.[142][63]
3. 2. 현재 논점
강착원반의 물리학은 몇 가지 문제에 직면하게 된다.[136] 가장 중요한 문제점은 원시항성이 끌어모은 물질이 각운동량을 잃는 과정이 확실히 밝혀지지 않았다는 것이다. 이 의문에 대해 한네스 알벤이 주장한 가설로 '황소자리 T형 단계를 거치는 동안 태양풍이 원반에 있던 각운동량을 흘려 보냈다'라는 것이 있다. 운동량은 점성응력에 의해 원반 바깥쪽 영역으로 옮겨졌다.[96] 거시적 난류가 점성을 만들지만 난류가 생겨나는 정확한 메커니즘은 정확히 밝혀지지 않았다. 각운동량이 흘러나가는 과정을 설명하는 가설 중 하나로 자기마찰이 있는데 항성은 자기장을 통하여 회전 에너지를 주변에 둘린 원반으로 옮긴다.[97] 원반의 기체가 사라지는 데에 가장 큰 기여를 하는 과정은 점성확산과 광증발이다.[98][99]미행성의 생성과정은 성운원반모형에서 가장 까다로운 미해결 문제이다. 어떻게 1 센티미터 크기 입자가 1 킬로미터 크기 미행성으로 뭉칠 수 있는지는 수수께끼이다. 이 과정이 규명된다면 어떤 항성에는 행성계가 있는 반면 어떤 항성에는 먼지 원반조차 없는 이유를 알 수 있을 것이다.[130]
가스 행성이 생성되는 데 걸리는 시간 또한 중대한 의문점이다. 기존 이론으로는 빠르게 사라지는 원시 행성계 원반으로부터 어떻게 가스 행성의 중심핵이 엄청난 양의 기체를 끌어 모을 수 있었는지를 설명할 수 없었다.[141][149] 1천만 년이 안 되는 원반의 평균 수명은 목성급 천체의 중심핵 형성에 필요한 시간보다 짧다.[42] 이 문제를 궁리하는 과정에서 이론상 많은 발전이 이루어졌다. 가스 행성 탄생에 관한 최근 모형들에 따르면 최소 목성급의 무거운 행성이 약 400만 년 또는 그보다 짧은 시간 만에 만들어질 수 있다고 한다. 이 기간은 원시행성계원반의 수명보다 확실히 짧다.[20][21][22]
가스 행성들의 궤도 이동 또한 잠재적인 의문점이다. 일부 계산들로부터 원반과의 상호작용이 안쪽으로 빠르게 이동하는 원인이 됨을 알 수 있다. 만약 이동이 멈추지 않는다면 '준목성급 천체 상태를 유지하면서 중심별 가까이를 돌게 된다.'[23] 보다 최근의 계산에 따르면 행성이 이동하는 중 원반의 진화가 일어난다고 가정했을 때 의문점이 어느 정도 해소된다고 한다.[24]
4. 별과 원시행성계원반의 생성
4. 1. 원시별
항성은 태양 질량의 약 30만 배, 지름 약 65광년에 이르는 거대하고 차가운 분자수소 구름 속에서 태어나는 것으로 보인다.[105][106] 수백만 년 시간이 흐르면서 거대분자구름은 붕괴하고 조각나게 된다.[107] 이 조각들은 작고 밀도 높은 핵을 만들며 이 핵은 붕괴하여 항성이 된다.[106] 핵의 질량은 태양 질량의 일부분에서부터 수 배에 이르며 원시항성성운으로 불린다.[105]태양 정도 질량의 원시항성성운이 붕괴하는 데에는 약 10만 년이 걸린다.[105][106] 성운의 중심부에 있는 기체는 빠르게 압축되어 뜨거운 유체정역학적 중심핵을 형성한다.[114] 붕괴가 계속되면서 추락하는 외피층의 회전속도가 빨라져 기체가 중심부 핵 표면에 곧장 강착되는 것을 막고, 대신 기체는 중심부 핵의 적도면을 따라 바깥쪽으로 퍼져나가며 핵의 적도면 가까이 원반을 형성하고 그 다음으로 핵 표면에 강착된다.[105][110][111] 중심부의 질량은 지속적으로 증가하여 젊고 뜨거운 원시별이 된다.[114]
이 단계에서 원시별과 원반은 중심을 향해 떨어지는 외피 물질에 두텁게 가려져 직접 관측할 수 없다.[112] 이들은 분광형상 0형 원시별로 분류되며, 붕괴는 흔히 원반 자전축을 따라 남북극에서 뿜어져 나오는 쌍극류(제트)를 동반한다. 제트는 항성이 태어나는 영역(허빅-아로천체)에서 빈번히 관측된다.[113] 0형 원시별의 광도는 높으며, 원시별의 중심핵이 아직 핵융합을 시작할 만큼 뜨겁지 않기 때문에 이 빛 에너지의 원천은 중력붕괴이다.[114][115]
외피의 물질이 원반에 계속 떨어지면서 외피는 종국적으로 농도가 옅어지다가 투명해져서 젊은 항성체(YSO)는 처음에는 원적외선에서, 나중에는 가시광선 파장에서 관측 가능하게 된다.[109] 이 때를 전후하여 원시별은 중수소를 태우기 시작한다. 만약 원시별이 충분히 무거우면 수소 융합이 뒤따라온다. 이 새로운 항성이 태어나는 데 걸리는 시간은 성운의 붕괴가 시작된 뒤로 약 10만 년이다.[105]
4. 2. 원시행성계원반
원시행성계원반(原始行星系圓盤, protoplanetary disk)은 특정 상황이 만족되면 행성계를 탄생시킨다.[105][25] 젊은 성단에 있는 항성 주변에는 매우 높은 확률로 원시행성계원반이 관측된다.[122][123][42][43] 원반은 항성이 태어날 시점부터 존재하지만, 극초반 단계에서는 항성 주변에 둘러싸여 있는 외피(外皮)의 불투명도 때문에 눈에 보이지 않는다.[112][32] 0형 원시별의 원반은 중심에 있는 원시별에 물질을 공급하는 강착원반이며, 질량이 크고 뜨거운 것으로 보인다.[110][111][30][31] 항성으로부터 5 AU 안쪽은 400 K, 1 AU 안쪽 온도는 1000 K를 가볍게 넘어간다.[124][44] 원반이 가열되는 원인은 주로 원반 내 난류의 점성소실과 성운으로부터의 가스 유입 때문이다.[110][111][30][31] 안쪽 원반은 온도가 높아서 휘발성 물질(물, 유기물, 일부 광물)은 증발하며 철처럼 열에 잘 견디는 물질만이 남는다. 얼음은 원반의 바깥쪽 부분에서만 살아남을 수 있다.[124][44]
강착원반의 물리학에서 주된 문제점은 '난류의 발생'과 '높은 유효점도의 원인이 되는 메커니즘'이다.[105][25] 난류의 점성은 질량이 중심부 원시별로, 운동량이 원반 주변부로 수송되는 원인으로 보인다. 이는 강착에 반드시 필요하다. 왜냐하면 항성은 바깥쪽으로 밀려나는 일부 가스에 각운동량을 실어 보내는 방식으로 갖고 있던 각운동량 대부분을 잃어버려야 가스를 끌어당겨 자라날 수 있기 때문이다.[110][125][30][45] 이 과정의 결과 원시별과 원반 반지름 둘 다 증가한다. 원반 반지름은 만약 초기 성운의 각운동량이 충분히 크면 1000 AU에 이를 수 있다.[111][31] 오리온 성운처럼 다수 항성탄생영역에서 거대한 원반들이 흔하게 관측된다.[126][46]
강착원반의 수명은 약 1천만 년이다.[122][42] 항성이 전형적인 황소자리 T형 단계에 이르면 원반은 얇아지고 차가워진다.[118][38] 휘발성이 약한 물질은 원반 중심부 근처에서 응축하기 시작하여 결정질 규산염을 포함한 0.1 ~ 1 μm 크기의 먼지입자를 생성한다.[129][49] 바깥쪽 원반으로부터 물질이 이동해 오면서 이 새로 형성된 먼지입자들과 원래 있던 원소들(유기물질과 기타 휘발성 물질을 포함)을 섞을 수 있다. 이 혼합작용으로 원시 운석에 성간먼지 입자가 있거나 혜성에 내화성 물질이 섞인 것과 같이 태양계 천체들의 조성물에 나타나는 몇몇 특이성들을 설명할 수 있다.[124][44]
먼지입자들은 밀도 높은 원반환경에서 서로 달라붙는 경향이 있어서 좀 더 큰 수 센티미터 크기 입자들로 자라난다.[128][48] 적외선 파장에서 원반 내 먼지입자의 성장과 응고 과정을 관측할 수 있다.[129][49] 융합이 진척되면 지름 1 킬로미터 혹은 그 이상 크기의 미행성이 생성되며 이는 행성을 만드는 재료가 된다.[105][128][25][48] 단순 접착(接着)은 먼지입자가 커질수록 비효율적으로 되기 때문에 미행성의 생성원리는 원반 물리학에서 또다른 미해결 문제이다.[130][50]
원반 자체의 중력적 불안정 때문에 행성의 탄생이 발동될 수 있다. 불안정한 중력은 원반을 여러 덩어리로 쪼개 놓는다. 쪼개진 덩어리 중 일부는 충분히 밀도가 높을 경우 붕괴할 것이며,[125][45] 이 붕괴로 가스행성이나 더 나아가 갈색 왜성은 1000년이라는 짧은 시간 내에 빠르게 만들어진다.[134][54] 만약 이 덩어리들이 붕괴가 진척되면서 항성 가까이로 궤도를 옮길 경우 항성의 조석력 때문에 막대한 질량손실이 일어나 덩어리 일부만 남을 수 있다.[135][55] 그러나 이 과정은 원반 질량이 태양질량의 30%보다 큰 곳에서만 가능하다. 이와 비교하여 전형적인 원반 질량은 태양질량의 1~3%이다. 질량이 큰 원반은 드물기 때문에 상기 행성탄생 메커니즘은 흔치 않을 것으로 보인다.[105][136][25][56] 반대로 이 메커니즘은 갈색 왜성의 탄생에 중요한 역할을 담당할 수도 있다.[137][57]
원시행성계원반이 소산(消散)되는 것에 발동을 거는 메커니즘은 여러 가지가 있다. 원반 안쪽 부분 물질은 중심별에 흡수되거나 쌍극류 제트에 의해 계 밖으로 내쳐지며,[118][138][38][58] 원반 바깥쪽 부분은 황소자리 T형 항성 기간 중 중심별이나 근처 항성[120][40]의 강력한 자외선 복사가 일으키는 광증발효과에 흩어진다.[139][59] 원반 중심부의 기체는 자라나는 행성에 의해 강착되거나 내쳐지고, 작은 먼지 입자들은 중심별의 복사압에 밀려난다. 마지막에 남는 것은 행성계 또는 행성 없는 먼지원반 잔해이다. 만약 미행성이 생겨나지 못했다면 아무것도 남지 않는다.[105][25]
미행성들은 수효가 매우 많고 원시행성계원반 전체에 걸쳐 퍼져 있기 때문에 일부는 행성계가 생성된 뒤에도 살아남는다. 소행성은 잔존한 미행성들끼리 마찰이 일어나 덩치가 작아진 것으로 추정되며 혜성은 행성계 바깥쪽에서 안쪽으로 들어온 미행성으로 보인다. 운석은 행성 표면에 도달한 미행성의 표본으로 태양계 탄생에 관해 엄청난 양의 정보를 제공한다. 원시형(原始形, Primitive-type) 운석은 질량이 작은 미행성이 산산조각 난 덩어리로 열적 분화가 일어나지 않았다. 반면 진행형(進行形, processed-type) 운석은 질량 큰 미행성이 산산조각난 덩어리이다.[154][75]
5. 행성들의 생성
5. 1. 암석 행성
태양성운원반모형에 따르면 암석 행성들은 원시행성계원반의 안쪽 부분에서 생겨난다. 이 곳은 동결선 안쪽으로 온도가 높아서 얼음 및 기타 물질들이 입자로 뭉쳐지지 못하며[140] 대신 순수한 암석으로 이루어진 알갱이들이 생성되는데 이것들이 암석질 미행성으로 뭉쳐진다.[140] 이런 조건들을 만족하는 환경은 태양 비슷한 항성의 경우 별로부터 3 ~ 4 AU 안쪽 원반 지역으로 보인다.[105]어떻게든 1 킬로미터 정도 되는 작은 미행성들이 생겨나면 폭주강착(runaway accretion)이 시작된다.[141] 질량증가비가 R4~M4/3에 비례하므로 '폭주'로 표현한다. 여기에서 R은 미행성의 반지름, M은 질량이다.[145] 천체의 질량이 증가할수록 성장 속도가 증가하는 것은 확실하다. 이 때문에 작은 천체와 큰 천체는 그 덩치가 양극화 되는 양상을 보인다.[141] 폭주강착은 1만 ~ 10만 년 사이 기간 동안 지속되며 제일 큰 천체들의 지름이 대략 1000 km를 넘어가면 끝난다.[141] 남아 있는 미행성들에 대해 커다란 천체들이 중력으로 교란을 일으키면 강착은 느려진다.[141][145]
다음 단계는 과두강착(oligarchic accretion)으로 불린다.[141] 이 단계는 과두천체(oligarch)로 불리는 커다란 천체들 수백 개가 일대를 압도하는 것으로 특징지을 수 있으며 이들은 천천히 미행성들을 흡수한다.[141] 과두천체의 기하학적 횡단면으로부터 계산한 강착비율은 R2에 비례한다.[145] 과두천체들은 주변 원반에 있던 미행성들이 고갈될 때까지 강착을 계속한다.[141] 가끔은 인접한 과두천체끼리 합쳐지기도 한다. 어떤 과두천체의 최종질량은 항성으로부터의 거리, 미행성들의 표면밀도에 달려 있고 이를 '고립 질량'(isolation mass)으로 부른다.[145] 암석행성의 경우 고립 질량은 최대 지구의 10% 또는 화성 질량 정도이다.[105]
암석행성 탄생의 마지막 단계는 '합병 단계'이다.[105] 남아 있는 미행성 수가 적고 행성 배아들의 질량이 커져 서로를 흔들기에 충분해지면 미행성들의 궤도는 혼란스러워진다.[142] 이 단계 동안 행성배아들은 남아 있는 미행성들을 바깥으로 내치며 서로 충돌한다. 1천만 ~ 1억 년 동안 진행되는 이 과정의 결과 극히 적은 수의 지구 정도 크기 천체만이 살아남는다.[143] 태양계의 경우 지구와 금성이 이 생존자의 예시이다.[142]
5. 2. 가스 행성
가스 행성이 어떻게 생성되는지는 행성과학에서 아직 완전히 해결되지 않은 문제이다.[136] 현재 가스 행성 형성을 설명하는 유력한 이론은 핵 강착 모형이다.[136][104] 이 모형에 따르면, 가스 행성 생성은 두 단계로 나뉜다. 먼저, 대략 지구질량 10배 정도의 중심핵이 뭉쳐진다.[105][136] 그 후, 중심핵은 주변 원시행성계원반으로부터 가스를 끌어당겨 거대 행성으로 성장한다.[105][136]
가스 행성의 중심핵 생성은 대체로 암석 행성 생성과 비슷한 시기에 진행되는 것으로 보인다.[141] 중심핵은 처음 미행성 단계에서는 폭주성장을 하다가, 이후 과두 단계에서 성장 속도가 느려진다.[145] 항성으로부터 먼 곳에서는 행성배아끼리의 충돌 가능성이 낮기 때문에 지구형 행성과 같은 병합 단계는 없을 것으로 예측된다.[145] 동결선 너머에서 가스 행성이 생겨나는 경우 미행성의 조성물이 주로 얼음(얼음 대 암석 비율이 대략 4대 1)으로 이루어져 있어, 미행성의 질량을 네 배 불려준다.[149] 그러나 지구형 행성이 탄생 가능한 최소 질량의 원시행성계원반은 목성 정도의 거리(5 AU)에서 1천만 년 동안 지구 질량의 1~2배 정도 핵만을 만들 수 있다.[145]
이러한 문제를 해결하기 위해 원반 질량이 기존 가설보다 10배 컸고,[145] 배아 행성이 궤도를 변경하여 보다 많은 미행성을 강착했고,[149] 배아 행성의 기체 외피가 주변 기체를 끌어당겨 강착 속도가 빨라졌다는 가설 등이 제시되었다.[149][102][146] 이러한 가설들을 조합하여 목성이나 토성의 중심핵 형성까지 설명할 수 있다.[136] 천왕성과 해왕성과 같은 행성들의 형성 과정은 더욱 불확실한데, 이는 중심별로부터 20~30 AU 떨어진 두 행성의 현재 위치에서 중심핵이 생겨나는 원리를 설명하는 이론이 없기 때문이다.[105] 이를 설명하기 위해 두 행성이 처음에 목성-토성 영역에서 강착되었으나 중력에 의해 밀려나 현재 위치로 이동했다는 가설[147], 가스 행성의 핵이 자갈강착 단계를 거쳐 성장했다는 가설 등이 있다.[148]
일단 중심핵의 질량이 충분하다면(지구 질량의 5~10배) 주변 원반으로부터 기체를 끌어당기기 시작한다.[105] 처음에는 수백만 년에 걸쳐 지구 질량의 30배 정도까지 질량 증가가 느리게 진행되지만,[149][146] 그 후 강착 속도는 급격하게 증가하여 나머지 90% 질량은 약 1만 년 만에 축적된다.[146] 행성이 물질을 흡수한 곳을 따라 원반에 '밀도 낮은 틈'이 생겨나고 원반이 해체되면서 강착 속도는 서서히 줄어들고, 원반에 있던 물질이 모두 고갈되면 기체 강착은 멈춘다.[104][150]
가스 행성은 지구형 행성의 생성에 막대한 영향을 끼칠 수 있다. 가스 행성의 존재는 암석 행성 영역에 있는 미행성 및 행성배아들의 이심률과 경사각을 증가시키는 경향이 있다.[154][151]
6. 강착
단어 '강착'은 원시행성계원반의 진화에서 두 가지 의미로 쓰이므로 구별할 필요가 있다. 첫 번째는 원시행성계원반의 중심별에 물질이 떨어지는 것을 의미하는 것이다. 젊은 황소자리 T형 원시별이 수축하는 동안 가스가 원반의 안쪽 경계에서 항성 표면으로 떨어지기 때문에 원시행성계원반을 가끔 강착원반으로 바꿔 부를 때가 있다.[111] 이 강착원반에서는 원반 바깥쪽에서 안쪽으로 질량의 진류량(眞流量, net flux of mass)이 발생한다.[96]
두 번째는 행성이 생성되는 과정을 표현할 때이다. 이 경우 강착의 의미는 '원시행성계원반 내 원시별을 도는 냉각되고 고체화 된 먼지와 얼음의 입자들이 서로 부딪치고 달라붙어 점점 자라나고 크게는 미행성끼리 고에너지 충돌을 일으키는 것'을 뜻한다.[141]
가스행성들은 태어난 후 첫 번째 의미에서 한때 자신만의 강착원반을 가졌을 것이다.[155] 원시 가스행성의 중력에 붙잡힌 수소와 헬륨 기체 구름은 응축하고 회전 속도가 빨라지면서 평평해진 뒤 행성 표면에 물질을 떨어뜨렸다. 동시에 원반 내 고체 물질들은 가스행성의 거대 위성들로 자라났을 것이다.[156]
7. 외계 행성
지난 20년 동안 확인된 수천 개의 외계 행성과 행성계의 궤도는 태양계의 행성들과 현저하게 다르다.[76] 발견된 외계 행성에는 뜨거운 목성, 따뜻한 목성, 슈퍼 지구 등이 포함된다.
뜨거운 목성과 따뜻한 목성은 형성 과정 중 또는 형성 후에 현재 궤도로 이동한 것으로 여겨진다. 별 근처의 근일점을 가진 이심률 궤도로 다른 행성들의 중력 산란이 일어나고, 별과의 조석 상호 작용으로 궤도가 원형화되면 행성이 좁은 궤도에 남을 수 있다. 기울어진 궤도를 가진 거대한 동반 행성이나 별이 존재한다면, 코자이 메커니즘을 통해 좁은 궤도가 생길 수도 있다.[77] 가까운 궤도에 있는 슈퍼 지구로부터 뜨거운 목성이 제자리에서 성장했을 가능성도 제안되었다.[78]
슈퍼 지구와 기타 가까운 궤도의 행성은 제자리에서 형성되었거나, 초기 위치에서 안쪽으로 이동했을 가능성이 있는 것으로 생각된다.[79] 일부 외계 행성계의 공명 궤도는 이러한 시스템에서 약간의 이동이 발생했음을 나타내는 반면, 공명이 아닌 다른 많은 시스템의 궤도 간격은 가스 원반이 소멸된 후 해당 시스템에서 불안정성이 발생했을 가능성을 나타낸다. 태양계에 슈퍼 지구와 가까운 궤도의 행성이 없는 것은 이들의 안쪽 이동을 막는 목성의 이전 형성에 기인할 수 있다.[80]
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