Wikipedie:Článek týdne/2010/32

Oblast tvorby nových hvězd N11B na snímku z Hubblova vesmírného dalekohledu

Mlhovinová hypotéza je v současnosti nejrozšířenější hypotézou vysvětlující vznik hvězd a kolem nich obíhajících planetárních soustav. Poprvé byla navržena již roku 1734 švédským vědcem Emanuelem Swedenborgem, který se tak pokoušel vysvětlit vznik sluneční soustavy, ovšem lze ji aplikovat na tvorbu hvězd a kolem nich rotujících soustav v celém vesmíru.

Jejím základem je předpoklad, že hvězdy a planetární soustavy vznikají kolapsem obrovských molekulárních mračen, která jsou gravitačně velmi nestabilní. Hmota v nich obsažená se spojuje do hustších chomáčů, které dále pokračují v gravitačním kolapsu, až se nakonec vytvářejí hvězdy a kolem nich protoplanetární disk. V něm mohou později vznikat i malá prachová zrna tvořená kamennými materiály a ledem. Ta se mohou dále spojovat až do 1 kilometr velkých planetesimál. Pokud je disk dostatečně hmotný, akrece pokračuje poměrně překotným způsobem a během ní se vytvářejí protoplanety velikosti Měsíce až Marsu. V blízkosti hvězdy tato planetární embrya procházejí fází vzájemných srážek, jejichž výsledkem je několik terestrických planet.

Obří planety vznikají za tzv. sněžnou čárou, kde se protoplanety vytvářejí především z různých zmrzlých materiálů a mohou dosáhnout hmotnosti 5–10 Zemí, což je hraniční hodnota umožňující zachycování okolního plynu. Akumulace plynu je zpočátku pomalý proces, jakmile však protoplaneta dosáhne hmotnosti asi 30 Zemí, nabere akumulace na rychlosti a překotnosti. Akrece končí teprve tehdy, až je veškerý plyn vyčerpán. Vytvořené planety potom mohou migrovat na velké vzdálenosti. Ledoví obři, jako jsou Uran a Neptun, jsou pravděpodobně nedostatečně vyvinuté plynné planety, které se začaly tvořit příliš pozdě, když už v disku nebyl dostatek plynu.