يبدأ النموذج المفضل لأصل النظام الشمسي بانهيار الجاذبية لجزء من سحابة بين النجوم من الغاز والغبار، لها كتلة أولية أكبر بنسبة 10 إلى 20? فقط من كتلة الشمس الحالية، يمكن أن يبدأ هذا الانهيار من خلال تقلبات عشوائية في الكثافة داخل السحابة، وقد يؤدي واحد أو أكثر منها إلى تراكم مادة كافية لبدء العملية، أو عن طريق اضطراب خارجي مثل موجة الصدمة من المستعر الأعظم، سرعان ما تصبح منطقة السحابة المنهارة كروية الشكل تقريباً.

 

ونظراً لأنه يدور حول مركز المجرة، فإن الأجزاء البعيدة عن المركز تتحرك ببطء أكثر من الأجزاء القريبة، ومن ثم مع انهيار السحابة تبدأ في الدوران وللحفاظ على الزخم الزاوي تزداد سرعة دورانها مع استمرار تقلصها، مع الانكماش المستمر تتسطح السحابة؛ لأنه من الأسهل للمادة أن تتبع تأثير الجاذبية العمودية على مستوى الدوران أكثر من تتبعها على طولها، حيث تكون قوة الطرد المركزي المعاكسة أكبر، والنتيجة في هذه المرحلة كما في نموذج لابلاس هي عبارة عن قرص من مادة تشكلت حول تكثيف مركزي.

 

ومن المهم معرفة أن هذا التكوين يسمى عادة باسم السديم الشمسي، وهو ذو شكل مجرة ??حلزونية نموذجية على نطاق أصغر بكثير، عندما ينهار الغاز والغبار باتجاه التكثيف المركزي يتم تحويل طاقتهما الكامنة إلى طاقة حركية (طاقة الحركة)، وترتفع درجة حرارة المادة، في نهاية المطاف تصبح درجة الحرارة كبيرة بما يكفي داخل التكثيف لبدء التفاعلات النووية وبالتالي تولد الشمس.

 

وفي الوقت نفسه تتصادم المادة الموجودة في القرص وتتحد وتشكل تدريجياً أجساماً أكبر وأكبر كما في نظرية إيمانويل كانت؛ ونظراً لأن معظم حبيبات المادة لها مدارات متطابقة تقريباً، فإن التصادم بينها يكون خفيفاً نسبياً، مما يسمح للجسيمات بالالتصاق والبقاء معاً، وبالتالي يتم بناء تكتلات أكبر من الجسيمات تدريجياً.

 

التمايز في الكواكب الداخلية والخارجية:

 

في هذه المرحلة تُظهر الأجسام المتراكمة الفردية في القرص اختلافات في نموها وتكوينها تعتمد على مسافاتها من الكتلة المركزية الساخنة، بالقرب من الشمس الوليدة تكون درجات الحرارة مرتفعة للغاية بحيث لا يتكثف الماء من الشكل الغازي إلى الجليد، ولكن على مسافة كوكب المشتري الحالي (حوالي 5 AU) وما بعده يمكن أن يتشكل جليد الماء، ترتبط أهمية هذا الاختلاف بتوافر المياه للكواكب المتكونة.

 

وبسبب الوفرة النسبية في الكون للعناصر المختلفة، فإنه يمكن أن تتشكل جزيئات الماء أكثر من أي مركب آخر، (الماء في الواقع هو ثاني أكثر الجزيئات وفرة في الكون بعد الهيدروجين الجزيئي)، وبالتالي فإن الأجسام التي تتشكل في السديم الشمسي عند درجات حرارة يمكن أن يتكثف فيها الماء إلى الجليد، وتكون قادرة على اكتساب كتلة أكبر بكثير على شكل مادة صلبة من المواد التي تتشكل بالقرب من الشمس.

 

وبمجرد أن يصل هذا الجسم المتراكم إلى ما يقرب من 10 أضعاف الكتلة الحالية للأرض، يمكن لجاذبيته أن تجذب وتحافظ على كميات كبيرة حتى من أخف العناصر (الهيدروجين والهيليوم) من السديم الشمسي، حيث هذان هما العنصران الأكثر وفرة في الكون، وبالتالي فإن الكواكب المتكونة في هذه المنطقة يمكن أن تصبح ضخمة جداً بالفعل، فقط على مسافات 5 وحدات فلكية أو أكثر توجد كتلة كافية من المواد في السديم الشمسي لبناء مثل هذا الكوكب.

 

يمكن لهذه الصورة البسيطة أن تشرح الاختلافات الواسعة التي لوحظت بين الكواكب الداخلية والخارجية، تشكلت الكواكب الداخلية في درجات حرارة عالية جداً بحيث لا تسمح للمواد المتطايرة الوفيرة (تلك ذات درجات حرارة منخفضة نسبياً)، مثل الماء وثاني أكسيد الكربون والأمونيا بالتكثف في جليدها، لذلك ظلوا أجساماً صخرية صغيرة، في المقابل تشكلت الكواكب الخارجية الكبيرة ذات الكثافة المنخفضة والغنية بالغازات على مسافات أبعد مما أطلق عليه علماء الفلك اسم خط الثلج، أي نصف القطر الأدنى من الشمس الذي يمكن أن يتكثف عنده جليد الماء، عند حوالي 150 كلفن (- 190 درجة فهرنهايت، ?120 درجة مئوية).

 

ويمكن رؤية تأثير التدرج الحراري في السديم الشمسي اليوم في الجزء المتزايد من المواد المتطايرة المكثفة في الأجسام الصلبة مع زيادة المسافة التي تفصلها عن الشمس، عندما يبرد الغاز السديم كانت أول المواد الصلبة التي تتكثف من الطور الغازي هي حبيبات السيليكات المحتوية على معادن، وهي أساس الصخور، تبع ذلك على مسافات أكبر من الشمس تشكل الجليد، في النظام الشمسي الداخلي إن قمر الأرض يكون بكثافة 3.3 جرام لكل سم مكعب، هو قمر صناعي مكون من معادن السيليكات.

 

أما في النظام الشمسي الخارجي توجد أقمار منخفضة الكثافة مثل أقمار كوكب زحل (تيثيس) بكثافة تبلغ حوالي 1 جرام لكل سم مكعب، يجب أن يتكون هذا الجسم بشكل أساسي من جليد مائي، في المسافات البعيدة ترتفع كثافة القمر الصناعي مرة أخرى ولكن بشكل طفيف فقط، وذلك ربما لأنها تحتوي على مواد صلبة أكثر كثافة مثل ثاني أكسيد الكربون المجمد التي تتكثف عند درجات منخفضة