Redigerer Planet (avsnitt)

== Dannelse ==
{{Utdypende artikkel|Nebularhypotesen}}
Den rådende teorien er at planetene ble dannet fra en [[stjernetåke|tåke]] som [[gravitasjonskollaps|kollapset]] til en skive av gass og støv. En [[protostjerne]] ble dannet i kjernen, omgitt av en roterende [[protoplanetarisk skive]]. Gjennom [[akkresjon]]<ref name="Akkresjon" group="lower-alpha" /> akkumulerte støvpartiklene i skiven masse til å danne stadig større legemer. Lokale konsentrasjoner av masse kjent som [[planetesimal]]er ble dannet, og disse akselererer akkresjonsprosessen ved å tiltrekke seg ytterligere masse ved hjelp av gravitasjonskreftene. Disse konsentrasjonene blir mer og mer kompakte helt til de kollapser innover på grunn av gravitasjonen og danner [[protoplanet]]er.{{Sfn|Wetherill|1980|s=77–113}} Etter at planetene når en diameter større enn jordens måne, begynner de å akkumulere en utvidet atmosfære. Denne bidrar til å øke tiltrekkingen av planetesimaler ved hjelp av [[Luftmotstand|atmosfærisk drag]].{{Sfn|Inaba|2003|s=711–723}}

[[Fil:Protoplanetary-disk.jpg|left|thumb|En kunstners fremstilling av en protoplanetarisk skive.]]

Når protostjernen har vokst slik at den antennes for å danne en stjerne, fjernes den gjenlevende skiven fra innsiden og utover på grunn av [[fotofordampning]], [[solvind]]en, [[Poynting-Robertson-effekten]] og andre effekter.{{Sfn|Dutkevitch|1995|s=}}{{Sfn|Matsuyama|2005|s=L143–L146}} Etter dette vil det fremdeles være mange protoplaneter i bane rundt stjernen eller hverandre, men over tid vil mange kollidere og enten danne en enkelt, større planet eller frigjøre materiale som andre større protoplaneter eller planeter absorberer.{{Sfn|Kenyon|2006|s=1837}} Objektene som har blitt mest massive vil fange annen masse i området rundt sin bane for å bli planeter. I mellomtiden kan protoplaneter som har unngått kollisjoner ha blitt [[naturlig satellitt|naturlige satellitter]] til planeter gjennom en prosess med gravitasjonell innfanging, eller forbli i et belte med andre objekter og bli enten dvergplaneter eller [[Smålegemer i solsystemet|smålegemer]].

De energetiske nedslagene til de mindre planetesimalene (så vel som [[radioaktiv stråling]]) vil varme opp den voksende planeten og gjøre at den i hvert fall delvis smelter. Planetens indre begynner å differensieres etter masse og en mer kompakt kjerne utvikles.{{Sfn|Ida|1987|s=239}} Mindre terrestriske planeter mister det meste av atmosfæren på grunn av akkresjon, men den tapte gassen kan bli erstattet av utgassing fra mantelen og fra senere nedslag av [[komet]]er (mindre planeter vil miste atmosfæren de samlet på grunn av ulike unnslipningsmekanismer).{{Sfn|Kasting|1993|s=920–926}}

Oppdagelsene av [[planetsystem]]er rundt stjerner andre enn vår egen gjør det mulig å utdype, revidere eller erstatte denne beretningen. Nivået på [[metallisitet]] – i astronomisk forstand mengden av [[grunnstoff]]er med [[atomnummer]] høyere enn 2 ([[helium]]) – antas å fastslå sannsynligheten for at en stjerne har planeter.{{Sfn|Aguilar|Pulliam|2004}} Metallrike populasjon I-stjerner vil derfor sannsynligvis ha et mer betydelig planetsystem enn metallfattige populasjon II-stjerner.