منشأ سیارات

زمانی در دوران باستان، ستارگان به عنوان سوراخ‌هایی بر گنبد آسمان تصور می‌شدند. در دوره‌ای دیگر کراتی نورانی تصور می‌شدند که همگی بر گرد زمین می‌چرخیدند. امروزه اما به مدد پیش‌رفت علم و تکنولوژی آن‌ها را بسیار واقعی‌تر می‌بینیم. می‌دانیم که بسیاری از این نقاط نورانی در حقیقت کهکشان‌هایی متشکل از مجموعه‌هایی از میلیون‌ها ستاره‌اند. ما هم‌چنین قادر شده‌ایم شکل کلی بسیاری از کهکشان‌های نزدیک به خود را دریابیم. تصاویر بسیاری از این کهکشان‌ها دارای گسترشی افقی هستند، یعنی این که کاملاً روشن است که ماده در این کهکشان‌ها عمدتاً در صفحه‌ای تخت توزیع شده است. و اتفاقاً شکل توزیع ستارگان در این نوع کهکشان‌ها به گونه‌ای است که نشان می‌دهد حرکت چرخشی اجرام حولی محوری مرکزی باعث توزیع صفحه‌ای ماده در آن‌ها شده است. از این روست که شاهد بسیاری از کهکشان‌های صفحه‌ای مارپیچی هستیم که کهکشان راه شیری خودمان نیز از همان نوع است.
شکل مارپیچی دنباله‌های کهکشانی که به مرکز کهکشان منتهی می‌شود به وضوح نشان دهنده‌ی نوعی دنباله‌روی ماده در این دنباله‌ها از مرکز کهکشان است. در توضیح این مطلب باید گفت که ذهن هر جستجوگر کنجکاوی با دیدن شکل‌های متشابه کهکشان‌های متعدد به این معطوف می‌شوند که به توجیه مکانیکی این شکل‌ها در روند شکل‌گیری کهکشان‌ها بپردازد. یکی از نتایجی که در این راه به دست می‌آید احتمالاً چنین است: بر اثر انفجار بزرگ اولیه که هنوز دارای آثار انبساطی خود در کل کیهان می‌باشد تکه‌ها یا مجموعه‌های مجزای بزرگ گازی به اطراف محل انفجار پرت شدند. هر کدام از این مجموعه‌ها به علاوه تحت تأثیر جاذبه‌ی ثقلی بین ذرات خود نیز قرار داشت و به همین خاطر در عین حال که در حال پرتاب شدن بود دارای نوعی پیوستگی و یک‌دستی نیز بود. وضعیت مانند توده‌ی عظیمی آب است که به اطراف پاشش شده باشد. به علت پیوستگی بین مولکول‌های آب، آب پاشیده شده در مجموعه‌های مجزایی که هر کدام به هم پیوسته‌اند و سعی دارند جمع و جورترین شکل ممکن را به خود بگیرند توزیع می‌شود. به هر حال مجموعه‌های گازی اولیه‌ی مبدأ کهکشان‌ها شبیه همین پاشش‌های یک‌دست اولیه‌ی نشأت گرفته از انفجار بزرگ اولیه بوده‌اند. هر کدام از این بسته‌های گازی نسبتاً به هم پیوسته در عین حال تحت تأثیر نیرویی که آن‌ها را پرت کرده و هنوز در حال پرت کردن است بوده و نیز از نیروهای ثقلی دیگر مجموعه‌های جرمی بزرگ کیهان نیز متأثر می‌بودند. مجموعه‌ی تأثیر همه‌ی این نیروها یا دقیق‌تر بگوییم برآیند همه‌ی این‌گونه نیروها که بر این یک بسته وارد می‌آمد با توجه به سرعت و شتاب حرکت بسته در فضا عموماً باعث چرخش بسته حول مرکز ثقلش می‌شد. اگر این بسته یا مجموعه جامد و صلب می‌بود تنها انتظار چرخش مجموعه به دور مرکز ثقلش را بدون هیچ تغییری در شکل مجموعه می‌داشتیم. اما وضعیت این‌گونه نیست و ما با مجموعه‌ای گازی اما نسبتاً پیوسته روبه‌رو هستیم. در این حال قابل تصور و البته از لحاظ مکانیکی قابل محاسبه است که اگر قرار باشد برآیند گفته شده‌ی نیروهایی که گفته شد شتاب خطی ثابتی به تمام اجزای این مجموعه‌ی گازی دهند و در عین حال قرار باشد این مجموعه به علت ثقل بین اجزای خود و دیگر عوامل، گرد مرکز ثقل خود بچرخد این شتاب خطی که برای تمام ذرات مجموعه یکسان و ثابت است برای قسمت‌هایی از مجموعه که به مرکز ثقل مجموعه نزدیکترند باعث ایجاد سرعت زاویه‌ای بیش‌تری در گردش به دور مرکز مجموعه می‌شود. (برای درک بهتر مسأله مجموعه‌ی در حال چرخش به دور مرکز ثقل خود را صلب تصور کنید و به راحتی تجسم کنید که نقاط دور از مرکز نسبت به نقاط نزدیک مرکز در چرخش خود در حالی که دارای سرعت زاویه‌ای یکسانی هستند دارای سرعت خطی (خیلی) بیش‌تری هستند.) به این ترتیب دیدیم توسط یک مدل نسبتاً ساده‌ی مکانیکی، علت شکل مارپیچی تخت بسیاری از کهکشان‌ها توضیح داده می‌شود. به زبان ساده‌تر، شکل مارپیچی آن‌ها از همان سنخ شکل مارپیچی است که یک میله‌ی در حال چرخش هم‌زن در یک ظرف خمیر شل ایجاد می‌نماید. در قسمت‌های مختلف یک کهکشان، هم‌زمان با همراهی با این حرکت کلی کهکشان، نیروهای ثقل به طور موضعی باعث تجمع‌ مجموعه‌هایی از گاز‌ها و تشکیل ستارگان می‌شود. فرایندی که به طور ماکروسکوپیک در مورد منشأ ایجاد کهکشان‌ها گفته شده به طور مینیاتوری در مورد منشأ ایجاد منظومه‌ی شمسی نیز صدق می‌کند و سرراست‌ترین دلیل ایجاد این منظومه را به دست می‌دهد.
مقدمه‌ای که در مورد کهکشان‌ها گفته شد در جهت تأکید بر این امر است که به نظر می‌رسد در کیهان، توزیع صفحه‌ای ماده حول محوری مرکزی عمومیت دارد و از جمله شامل منظومه‌ی شمسی خودمان نیز می‌شود زیرا می‌دانیم که در این منظومه نیز ماده در صفحه‌ای تخت به صورت سیاره‌هایی گردان به دور خورشید توزیع شده است. شاید بتوان گفت که در حدود پنج میلیارد سال قبل توده ابر گازی نسبتاً کوچکی در حاشیه‌ی یک کهکشان مارپیچی معمولی، که بعدها بشر به آن نام کهکشان راه شیری را داد، شروع به جمع شدن تحت نیروی جاذبه‌ی ثقلی بین اجزایش قرار گرفت. با تشکیل یک ستاره، که بعدها بشر به آن نام خورشید را عطا کرد، مرکز این توده ابر شروع به درخشیدن کرد. صفحه‌ی گاز و غبار پیرامون آن به شکل اجرام کوچک‌تری در گردش بر مدارهایی حول این ستاره درآمد (مدارهایی که لزوماً از ابتدا فیکس و ثابت نبوده‌اند و مسلماً در طول عمر خود دچار تغییراتی شده‌اند، همان‌گونه که جهت و سرعت گردش این اجرام کوچک‌تر (که همان سیاراتند) به گرد خود در طول عمر منظومه دچار تحولات بوده است). مشابه این سناریو میلیاردها بار قبل از آن در این کهکشان و دیگر کهکشان‌ها به اجرا درآمده است و بعد از این نیز به اجرا درخواهد آمد. اما از میانِ یکی از این اجرام کوچک‌تر که نام سیارات به آن‌ها داده شد یکی که نام کره‌ی زمین به آن داده شد قابلیت گسترش حیات بر روی خود و نهایتاً خلقت آدمی در خلال پروسه‌ی تکامل حادث بر روی آن را یافت. و البته اصلاً معلوم نیست روند ایجاد حیات تنها منحصر به این کره بوده باشد هر چند اکنون ما از آن بی‌اطلاعیم. داستان‌های آفرینش در ادیان مختلف تقریباً همواره خلقت جهان و زمین و آسمان و انسان را به گونه‌ای کاملاً مختصر و موجز و تمثیل‌گونه و گاهی رمزگونه به هم ربط داده و یک‌جا ذکر می‌کنند به‌گونه‌ای که حتی‌الامکان برای عموم مردم قابل فهم باشد. در مورد دریافت جزئیات منشأ منظومه‌ی شمسی، دانشمندان و منجمین از قرن هفدهم میلادی سعی نمودند نظریات علمی قابل بحث و حتی‌الامکان قابل قبولی ارائه دهند که دربرگیرنده‌ی تمام جزئیات باشد.
مشکلی که در این زمینه وجود داشت انحصاری بودن وجود منظومه‌ی شمسی برای دانشمندان بود. منظور از انحصاری بودن این نیست که واقعاً در کل کیهان تنها یک منظومه‌ی ستاره‌ای .جود دارد و آن هم منظومه‌ی شمسی ماست بلکه به این معناست که ما از وجود چنین منظومه‌هایی غیر از منظومه‌ی خودمان آگاه نیستیم و علت آن هم عدم دسترسی ما از نظر علمی و تکنولوژیک به چنین منظومه‌هایی است. این مسئله‌ی شناخت انحصاری منجمین و دانشمندان به فقط منظومه‌ی شمسی بدون دسترسی به منظومه‌های دیگری جهت قیاس، مشکل بزرگی در جلوی راه دانشمندان جهت شناخت ریشه‌ای خود منظومه‌ی شمسی است، زیرا مثلاً دانشمندان رشته‌های دیگر همه‌ی گونه‌های در دسترس و موجود موضوع تحقیق خود را مقایسه می‌کنند تا از این قیاس نمونه‌ی طبیعی و استاندارد را مشخص و انحراف از آن را تعیین کنند در حالی که در این جا ما تنها یک منظومه داریم و امکان مقایسه از ما گرفته می‌شود. اگر ما می‌دانستیم که بسیاری از ستارگان دارای سیاره‌هایی در حال گردش به دور خویش‌اند می‌توانستیم نتیجه بگیریم که پس تولد سیاره‌ها محصول فرعی طبیعی تشکیل ستاره است و بنابراین فرضیه‌ی شکل‌گیری سیاره‌ها باید از فرضیه‌ی تولد ستاره‌ها نشأت بگیرد. اما متأسفانه می‌توانیم بگوییم هنوز چنین دانشی را نداریم و البته دانشی نیز بر عدم وجود سیاره برای ستارگان نیز نداریم. در چنین وضعیتی یک احتمال هم می‌تواند این باشد که منظومه‌ی شمسی ما واقعاً منحصر به فرد باشد و طی روی‌دادی غیر عادی و عجیب ایجاد شده باشد، احتمالی که منطقاً درست به نظر نمی‌رسد اما نادرستی آن عملاً و علماً هنوز به اثبات قطعی نرسیده است.
منجمین در نیمه‌ی دوم قرن نوزدهم میلادی در مورد منشأ سیارات منظومه‌ی شمسی بر این باور بودند که بر اثر عبور اتفاقی خورشید از کنار ستاره‌ای دیگر ستونی از گازهای خورشید بر اثر جاذبه‌ی آن ستاره بیرون کشیده شده و سپس این گازهای بیرون کشیده شده بر اثر جاذبه‌ی ثقلی بین ذرات نزدیک‌تر به هم، سیارات مختلف را تشکیل داده و چگال و سرد شده و سیارات جامد را به وجود آورده است. برخی از دانشمندان این نظریه را به این گونه بسط می‌دهند که احتمالاً ستون گاز اولیه‌ی تشکیل دهنده‌ی سیارات از خورشید جدا نشده است بلکه از همان ستاره‌ای که به خورشید نزدیک شده است آمده است. اما در حال حاضر بیش‌تر دانشمندان و منجمین بر این باورند که سیارات از همان ابر گازی نشأت گرفته‌اند که خورشید از آن به وجود آمده است. چنین فرایند تشکیلی، بسیاری از ستارگان را دربر می‌گیرد و لذا انتظار وجود منظومه برای آن‌ها نیز بسیار محتمل است. می‌توان گفت پایه‌های اولیه و ساده‌ی این نظریه توسط امانوئل کنت در میانه‌ی قرن هجدهم میلادی گذاشته شد. او این گونه می‌اندیشید که توده‌ی صفحه‌ی گازی شکلی در اطراف خورشید در حال چرخش بوده است و با تراکم یافتن موضعی این توده سیاره‌های گردان به دور خورشید به وجود آمده‌اند. فیزیکدان سرشناس فرانسوی، پی‌یر سیمون دو لاپلاس، از جنبه‌ی ریاضی به تقویت این نظریه به این صورت پرداخت که در حالی که این صفحه در حال منقبض شدن در خورشید بوده است حلقه‌های متراکم‌تری از ماده از آن جدا می‌شده و نهایتاً سیاره‌ها را تشکیل می‌دادند، یعنی به گونه‌ای به پرت شدن ماده از طرف خورشید به بیرون بعد از جذب به طرف آن اعتقاد داشت. اما نهایتاً فیزیک‌دانان مجبور شدند این فرضیه را کنار بگذارند زیرا فرض چنین پرتابی توسط خورشید مستلزم وجود سرعت چرخشی برای خورشید بسیار بیش از آنی است که اکنون شاهد آن هستیم. حقیقت این است که وقتی ابر اولیه‌ی گازی تکه‌تکه شد خورشید بخش اعظم این ابر را به خود اختصاص داد و نیز به همان دلیلی که در ابتدای مقاله برای تکوین کهکشان‌ها بیان شد هم‌زمان با فشرده شدن ابر مربوطه در خورشید، چرخش زاویه‌ای آن (درواقع در قیاس با دیگر مواد منظومه) سریع‌تر شد اما این سرعت کم‌تر از آن چیزی بود که طبق فرض لاپلاس بتواند جرم به بیرون از خود پرت کند. با این همه اندرو پرنتیس از دانشگاه موناش در ملبورن، به احیای نظر لاپلاس به صورتی جدید پرداخته است. او استدلال می‌کند که حرکت فراصوت گازها برای کشیده شدن حرکت زاویه‌ای به سمت بیرون از خورشید کفایت می‌کند. او هم‌چنین این فرضیه را بسط می‌دهد تا نه تنها کل منظومه، بلکه هم‌چنین خانواده‌های اقمار اطراف سیارات بزرگ منظومه‌ی شمسی مثل مشتری را شامل شود. بر طبق این گونه فرضیه‌ها علت این که سرعت زاویه‌ای خورشید کم‌تر از چیزی است که برای پرتاب ماده به بیرون نیاز بوده است این است که هنگامی که خورشید بخشی از ماده‌اش به بیرون، در فضا، جریان یافت خورشید بخش اعظمی از حرکت زاویه‌ای خود را از دست داد. این فرضیه‌ها کمابیش با نظریه‌ی بادهای خورشیدی ساطع شده از خورشید که امروزه مورد پذیرش دانشمندان است مشابهت دارد. اما بیش‌تر پژوهش‌گران در حالی که نظر لاپلاس در مورد وجود اولیه‌ی صفحه‌ی گازی گردان به دور خورشید اولیه را می‌پذیرند عموماً نظریه‌ی پرتاب حلقه‌هایی توسط صفحه به طرف بیرون را رد می‌کنند و در عوض اعتقاد دارند سیاره‌ها در داخل صفحه‌ی گاز و غبار متراکم شدند.
اکنون اختلاف در نظریه‌هایی که بیان شد از آن‌جا اهمیت ویژه‌ای پیدا کرده است که اخترشناسان صفحه‌هایی را در اطراف ستاره‌ای غیر از خورشید یافته‌اند که جوان به نظر می‌رسند. بنا بر آن ‌چه رادیو تلسکوپ‌ها نشان می‌دهند ستارگانی در داخل ابرهای متراکم و سیاه غبار هر کدام از این صفحات در حال متولد شدن هستند و بسیاری از این ستاره‌های نارس توسط صفحات گازی احاطه شده‌اند. گازِ آمیخته با غبار، به درخشش در طول موج‌های فروسرخ می‌پردازد و به این ترتیب تلسکوپ‌های فروسرخ نشانه‌هایی یافته‌اند از صفحاتی که بسیاری از ستاره‌های جوان در صورت فلکی ثور را دربر گرفته‌اند. یکی از این ستارگان شباهت به دوران جوانی خورشید خودمان در زمانی که فقط یک میلیون سال از عمرش می‌گذشت دارد. گرچه این مشاهدات رصدی به اندازه‌ی کافی قانع کننده هست با این حال توسط شواهد قانع کننده‌تری، به دست آمده از ماهواره‌ی اخترشناسی فروسرخ، تأیید گردیدند. بنا بر داده‌های به دست آمده توسط این ماهواره، پرتوافشانی فروسرخ به دست آمده از بسیاری از ستاره‌ها بیش‌تر از آن چیزی است که دما و ترکیب آنها ایجاب می‌کند، و این نشان می‌دهد که این ستاره‌ها توسط غباری بسیار سردتر از خود ستاره‌ها در بر گرفته شده‌اند. به احتمال زیاد در این سیستم‌های ستاره‌ای، غبار در صفحه‌ای پیرامون خود ستاره قرار دارد. این نوع تفسیرها به نحو بارزی در مورد برخی از ستارگان دیده شده، به ویژه ستاره‌ی سه‌پایه‌ی نقاش، ثابت گردید. منجمین آمریکایی با استفاده از یک نوریاب الکترونیکی و با نوردهی طولانی تصویری از ستاره‌ی سه‌پایه‌ی نقاش گرفتند که نشان می‌داد که صفحه‌ای از ماده که دو برابر بزرگتر از منظومه‌ی شمسی است این ستاره را در بر گرفته است. می‌توان گفت تمام این ستارگان جوان و صفحه‌های آن‌ها درواقع نمایش دهنده‌ی موارد مشابه دوران جوانی منظومه‌ی شمسی هستند. اما مشکل این است که قادر نیستیم جزئیات هیچ کدام از این صفحات را با دقت کافی مشاهده نماییم تا ببینیم ماده‌ی موجود در صفحه چگونه به ستاره و احیاناً سیاره تبدیل می‌شود. به این ترتیب هنوز اخترشناسان نتوانسته‌اند (به طور کامل) وجود دیگر منظومه‌های ستاره‌ای را ثابت نمایند.
احتمال داشت و انتظار این بود که تلسکوپ فضایی هابل، اگر آینه‌اش خراب نمی‌شد، بتواند چنین منظومه‌هایی را کشف کند. به این ترتیب تنها راه باقی مانده برای پژوهش‌گران بازگشت آن‌ها به فرضیه‌ی نخستین و تنها شواهد اندک باقی مانده از روزهای نخستین تشکیل منظومه‌ی شمسی است. باید گفت برای یافتن شواهد بیش‌تر باقی مانده از روزهای نخست تشکیل منظومه‌ی شمسی زمین، ما که بر آن زندگی می‌کنیم جای مناسبی نیست. علت این موضوع این است که زمین در اثر فرایندهای کوه‌زایی و تغییراث حادث در پوسته‌ی زمین در کف اقیانوس‌ها و فرسایش‌های فراوان سطحی چنان دچار تحول و دگرگونی شده است که آثاری قدیمی‌تر از سه هزار و هشت‌صد میلیون سال قبل در هیچ بخشی از زمین باقی نمانده است و بیش‌ترین قسمت‌های زمین دارای آثار قدیمی جوان‌تری است. هرچند از ترکیب مواد زمین در سنگ‌های عمیق‌تر و دست نخورده‌تر، به ویژه در ارتباط با توزیع عناصر کمیاب و ایزوتوپ‌های عناصر، نشانه‌های در رابطه با دوران تولد منظومه‌ی شمسی به دست آمده است، اما برای کسب اطلاعات کافیِ بیش‌تر، لازم است در پهنایی دورتر از سیاره‌ی خود دنبال جمع‌آوری دلیل و مدرک بگردیم. خوش‌بختانه طبیعتِ خود منظومه، در این راه به کمک ما آمده است و شواهد و اطلاعات مفیدی در این زمینه را به صورت شهاب سنگ‌هایی برای ما به روی زمین ارسال می‌نماید. این سنگ‌های سرگردان جذب شده توسط ثقل زمین، در قطعات متنوعی از فضا به زمین سقوط می‌کنند و گرچه بسیاری از آنها در جو بر اثر اصطکاک ناشی از شتاب و سرعت شدید ورودشان به جو افروخته شده و می‌سوزند اما قسمت‌های مختلف برخی از آن‌ها که قبل از سوخته شدنِ کامل به سطح زمین میرسند و سرد می‌شوند حاوی اطلاعات مهمی از دوران نوزادی منظومه‌ی ما هستند که به رایگان و ناخوانده در اختیار ما قرار می‌گیرد. بیش‌تر این سنگ‌های آسمانی از جنس صخره‌ای و خاکستری رنگ هستند اما برخی از آن‌ها از فلزات و معمولاً از آهن و نیکل یا آلیاژهای آن‌ها تشکیل شده‌اند و بقیه، سنگ‌های تیره‌ای حاوی مقدار زیادی کربن هستند. سنگ‌های صخره‌ای و سنگ‌های فلزی که در بالا بیان شدند از قسمت‌های داخلی سیارک‌ها، پس از برخوردهای حادث بر آن‌ها، جدا شده‌اند. چون داخل سیارک‌ها داغ است، دمای بالا، قسمت زیادی از اطلاعات مربوط به منشأ منظومه‌شمسی در این سنگ‌ها را از بین برده است. این در حالی است که از دیگر سو، سنگ‌های تیره که حاوی کربن، و درواقع کندریت‌های زغال‌دار، هستند و زمانی در نزدیکی سطح سیارک‌ها تشکیل شده‌اند در قیاس با دیگر انواع سنگ‌ها، دست‌خوش تغییرات کمی از زمان پیدایش منظومه‌ی شمسی شده‌اند. در حقیقت، برای پژوهش‌گران، کندریت‌های زغال‌دار حکم یک گنجینه را دارند. بلورهای زیادی آن‌ها را می‌سازند. این کندریت‌ها حتی حاوی الماس‌ها میکروسکوپی هستند. آن‌چه برای پژوهش‌گران اهمیت دارد این است که این مجموعه بلورها، قطعات دست نخورده‌ای از غبار بین ستاره‌ای را در میان خود محبوس کرده‌اند که قدمت آن‌ها به پیش از زمان تشکیل منظومه‌ی شمسی می‌رسد. ویژگی مهم کندریت‌ها این است که در آن‌ها کلوخه‌های کروی شکلی از بلور به نام کندرول وجود دارد که شبیه قطراتی کوچک هستند. در داخل آن‌ها بلورهایی وجود دارد که دارای طرح‌های ویژه‌ای هستند. شناسایی این طرح‌ها با مقایسه با سنگ‌هایی از زمین که ذوب شده و بلافاصله سرد شده‌اند امکان‌پذیر است. به این ترتیب پی می‌بریم که این‌ها درحقیقت قطره‌هایی از سنگ هستند که در دوران ایجاد منظومه‌ی شمسی ذوب شدند. مطالعات قیاسی، که به آن‌ها اشاره شد، نشان می‌دهد که دمای صفحه‌ی گازی اولیه‌ی منظومه‌ی شمسی به هزار و پانصد درجه‌ی سانتیگراد می‌رسیده است. این تحقیقات عملی، هماهنگی کاملی با محاسبه‌های نظری به عمل آمده در مورد رخ‌دادهای مربوط به دوران تولد ستارگان دارد. مثلاً بنا بر یکی از این محاسبات، ماده‌ی گازی یک‌دست اولیه تحت گرانش خود به گونه‌ای منقبض و تکه‌ شده است که تنها ظرف مدت یک‌صد هزار سال (که در مقیاس زمانی نجومی تنها لحظه‌ای محسوب می‌شود) خورشید و صفحه‌ی گازی پیرامونش را تشکیل داده است. در این زمان، که درحقیقت مبدأ زمانی تشکیل منظومه‌ی شمسی محسوب می‌شود، محاسبه نشان می‌دهد که گاز موجود در صفحه، در فاصله‌ای از خورشید که در آن سیارک‌ها در حال تشکیل تدریجی بودند، به علت تراکم، تا حدود هزار و دویست درجه‌ی سانتیگراد گرم می‌شد. در لحظه‌ی تشکیل منظومه‌ی شمسی به علت وجود گرمای زیاد، قسمت بزرگی از ماده‌ای که به داخل صفحه فرو می‌رفت ذوب یا بخار می‌شد. اما قسمتی از کانی‌ها در کندریت‌های زغال‌دار قادر بودند گرما و فشار ناشی از این فرورفتگی را تحمل کرده و تغییر نکنند. همین امر وسیله‌ای مناسب را در اختیار پژوهش‌گران قرار می‌دهد تا بتوانند با اندازه‌گیری مقدار عناصر رادیواکتیو در بلورهای موجود در این کندریت‌ها، به محاسبه‌ی مدت زمانی که از سخت شدن بلورها گذشته است بپردازند. چنین محاسبه‌ای عملاً عمر منظومه‌ی شمسی را به دست می‌دهد. گروه‌هایی از دانشمندان در این زمینه دقیق‌ترین اندازه‌گیری‌ها را انجام دادند. برخی از آنان میزان نسبی اورانیم 238 رادیواکتیو و عنصر دختر آن که سرب است را در کانی‌های فسفاتی اندازه‌گیری نمودند. در حالت طبیعی موجود، این گونه بلورها دارای اورانیم زیادی هستند بدون آن که سربی در آن‌ها وجود داشته باشد. بنابراین میزان سربی که اکنون در آن‌ها ملاحظه می‌شود از زوال اورانیوم ناشی شده است. با محاسبه‌ی مقادیر اورانیوم و سرب در این بلورها می‌توان با دقتی زیاد، در حدود یک میلیون سال (که در مقیاس زمانی نجومی دقتی خوب محسوب می‌شود)، زمان تشکیل بلور را تعیین نمود. با استفاده از این روش‌ها دانشمندان دریافتند که در حدود چهار هزار و پانصد و شصت میلیون سال قبل، منظومه‌ی شمسی بر اثر تراکم یافتن کره‌ای از گاز به وجود آمد.
همان طور که در ابتدای مقاله استدلال شد به احتمال زیاد بر اثر انفجار بزرگ اولیه‌ی کیهانی (مطرح در نظریه‌ی بیگ بنگ) توده گازی داغ به حول و حوش این گوشه از کیهان که اکنون ما قرار داریم پرتاب شد. پرتاب این توده مستلزم غلتش آن در فضا نیز بود و لذا این توده‌، چرخان به دور خود نیز بود. همین چرخشش باعث می‌گردید که بر اثر خاصیت گریز از مرکز، این توده شکلی صفحه‌ای و تخت به خود بگیرد. با دور شدن تدریجی از مرکز انفجار، این توده در عین چرخش، اندک اندک گرمای خود را به صورت تابش یا تبدیل به انرژی پتانسیل یا دور کردن ذرات مادی پر انرژی از خود یا به طرق نامعلوم دیگری، از دست داد و دمایش کاهش یافت. با کاهش دما و از جنب و جوش افتادن ذرات، نیروی ثقل ذرات فرصت یافت به طور موضعی آن‌ها را گرد هم آورد. روشن است که قاعدتاً بیشترینِ چنین گردهم‌آیی‌ای در مرکز توده که دسترسی بیش‌تری به همه جوانب دارد تشکیل می‌شود تا ستاره یا خورشید این توده را تشکیل دهد. در نقاط دیگری از این توده نیز چنین تجمع‌های رشد یابنده‌ای صورت می‌گیرد. این تجمع‌ها می‌تواند بزرگ بوده باشد تا سیاره‌های عظیم گازی منظومه را تشکیل دهد یا کوچک باشد تا سیارک‌های کوچک یا حتی گرد و غبارهای ریز بین سیاره‌ای را تشکیل دهد. آن چه اما مسلم به نظر می‌رسد این است که تا زمانی که هنوز خرده سنگ‌ها و غبار بین سیاره‌ای وجود دارد روند بزرگ شدن این مراکز سیاره‌ای با جذب ثقلی آن‌ها به طرف خود هم‌چنان ادامه دارد. این صحبت مستلزم اعتقاد به این موضوع است که مثلاً جرم زمین به تدریج با بارش شهاب سنگ‌ها بر روی آن هم‌چنان در حال افزایش است. روال گفته شده شبیه آردی مخلوط در آب است که در صورتی که به شدت زده نشود تا جنبش سریع ذرات بر چسبندگی آن‌ها غلبه کند، توده‌های کروی شکل مجزایی از آردهای سفت شده در مخلوط تشکیل می‌شود که با هم زدن ملایم بزرگ و بزرگ‌تر می‌شوند. به هر حال چون فرایند گفته شده هم‌زمان با کاهش دمای ماده‌ یا توده گاز اولیه‌ی منظومه بوده است هم‌زمان با تشکیل این مراکز تجمع در برخی از آن‌ها دما تا حد تغییر حالت ماده به مایع یا جامد پایین آمده است و از همین رو سیاره‌های جامد تشکیل شده است و در برخی یا هنوز این اتفاق نیفتاده است یا فرایند آزاد شدن انرژی پتانسیل ذرات تحت تراکم ناشی از جاذبه‌ی ثقلی، برای آنها حالت تعادلی (لااقل موقت) به وجود آورده است که تا مدت‌ها به همان صورت گازیِ درخشنده باقی بمانند.
دانشمندان و منجمین هنگامی که از تبدیل ماده‌ی صفحه به سیاره‌ها صحبت می‌کنند دو فرضیه را مد نظر قرار می‌دهند که یکی را فرضیه‌ی بالا به پایین نام نهاده‌اند و به دیگری فرضیه‌ی پایین به بالا می‌گویند. البته چنان‌که توضیح خواهیم داد و بر مبنای آن‌چه هم اکنون در مورد مکانیسم تشکیل کهکشان در تشابه با وضعیت آرد گندله شده در اختلاط با آب گفتیم این دو فرضیه ذاتاً یک‌سان هستند و هر دو در تشکیل سیارات نقش قابل توجهی برای جاذبه‌ی ثقلی قائلند. به هر حال بر مبنای فرضیه‌ی بالا به پایین، توده‌های گاز موجود در صفحه دچار بی‌ثباتی شده و بر اثر نیروی گرانش بین خود در تجمع‌های مجزا منقسم شده و سیارات را تشکیل می‌دهند و این فرایندِ آن‌ها نمونه‌ی کوچک شده‌ای از فرایند تشکیل خود خورشید است. از سوی دیگر نظریه‌ی پایین به بالا بیان می‌دارد که ذرات غبار بر اثر برخورد با یک‌دیگر به هم چسبیده و بر روی هم متراکم می‌شوند و به تدریج با برخوردهای بیش‌تر، این تراکم رشد پیدا می‌کند تا سیارات و سیارک‌های کنونی را شکل دهد. دانشمندان و اخترشناسانِ چندی در دانشگاه‌ها و رصد خانه‌های مختلف از نظریه‌ی بالا به پایین حمایت کرده‌اند. این نظریه برای توجیه ایجاد سیاره‌های بسیار بزرگ گازی منظومه‌ی شمسی، که خود شبیه منظومه‌های کوچک‌تری عمل می‌کنند، راهی بسیار خوب ارائه می‌دهد. یکی از موفقیت‌های این نظریه در این زمینه، سرعت پیش‌بینی شده‌ی تشکیل سیاره در آن است. در حقیقت یک ابر گازی می‌تواند تحت گرانش ذرات خود در کم‌تر از یک میلیون سال از بقیه‌ی توده منقسم شود. به ویژه به نظر می‌رسد سیاره‌ی مشتری باید با همین سرعت تشکیل شده باشد. بخش بسیار بزرگی از جرم گازی این سیاره، متشکل از هیدروژن و هلیم، باید از ابتدا از صفحه‌ی گازی اولیه‌ی منظومه گرفته شده باشد و در ظرف یک میلیون سال باید این سیاره در آن صفحه منقسم شده باشد. هم‌چنین اعتقاد گروهی از محققین بر این است که فرایند تشکیل مشتری بر اثر جاذبه‌ی ثقلی بین ذراتش آن قدر سریع‌تر از فرایند تراکم دیگر سیارات بوده است که پس از تشکیل خود با گرانش عظیم خود مانع به هم پیوستن سیارک‌ها که در مدارهایی بین مشتری و مریخ می‌چرخند به هم‌دیگر و تشکیل سیاره‌ای جدید در این منطقه شود. برخی از پژوهش‌گران اعتقاد دارند که خود سیارک‌ها نیز در فرایندی چند میلیون ساله از ابتدای عمر منظومه تشکیل شده ‌اند و لذا هنگامی که سیاره‌ی مشتری تشکیل شده بود این سیارک‌ها هنوز به طور کامل شکل نگرفته بودند و جاذبه‌ی مشتری مانع از شکل گیری آن‌ها گردید. پژوهش‌گران، قسمتی از یک سنگ آسمانی کوچک را مورد بررسی قرار دادند و متوجه وجود ترکیبی در آن شدند که نشان دهنده‌ی این بود که این سنگ، زمانی بخشی از جرمی به اندازه‌ی یک سیارک را تشکیل می‌داده است. این سنگ گوچک در بر دارنده‌ی ایزوتوپ کم‌یابی از منیزیم بود. این ایزوتوپ محصول فروپاشی رادیو اکتیویته‌ی آلومینیم 26 است که دارای نیمه عمری به کوچکی تنها هفت صد و بیست هزار سال است. دانشمندان اعتقاد دارند که آلومینیم رادیوکتیو باید کمی قبل از تولد منظومه‌ی شمسی، احتمالاً بر اثر انفجاری در یک اَبَرنواخترِ نزدیک، به وجود آمده و در منظومه قرار گرفته باشد. آن‌ها براین باورند که این آلومینیم باید تا قبل از آن که میزان قابل توجهی از آن دچار فروپاشی شده باشد، یعنی حداکثر تا یک میلیون سال پس از ایجاد، در جسم مادر سنگ آسمانی جای گرفته باشد.
هر چند نظریه‌ی بالا به پایین در توضیح فرایند تشکیل سیاره‌های بزرگ موفق بوده است اما در حال حاضر چندان به آن توجه نمی‌شود و این به علت تغییری است که اخترشناسان در الگوی بازسازی منظومه‌ی شمسی داده‌اند. در این رابطه لازم است گفته شود که قبلاً عادت بر این بود که تنها به نُه سیاره‌ی منظومه‌ی شمسی به عنوان بخش قابل بررسی منظومه توجه شود و نظریات و فرضیاتی که تشکیل تنها همین سیارات را توجیه می‌نمودند قابل قبول محسوب می‌شدند در حالی که اکنون اخترشناسان به همان اندازه‌ی سیارات مشهود، به بسیاری از اجرام کوچک‌تر منظومه نیز اهمیت می‌دهند و اعتقاد دارند علیرغم کوچک بودن ابعاد این اجرام، هر نظریه‌ی قابل قبولی باید به‌طور هم‌‌زمان قادر باشد چگونگی تشکیل آن‌ها را نیز توضیح دهد. هم‌اکنون حتی کره‌ی کوچک پلوتو و قمر آن که جرم آن‌ها روی هم کم‌تر از دوهزارم جرم زمین است از جمله ده‌ها هزار سیارک گردان به گرد خورشید محسوب می‌شوند. هم‌چنین اکنون می‌دانیم که میلیاردها قطعه سنگ و یخ، که غالباً در نقش ستاره‌های دنباله‌دار ظاهر می‌شوند و تنها قطرهایی چند کیلومتری دارند، در ورای پلوتو به گرد خورشید می‌چرخند. برخی از دانشمندان اعتقاد دارند قمر نپتون به نام تریتون که به طور قهقرایی گرد نپتون می‌چرخد و پلوتو از جمله بازماندگانِ هزاران سیارک یخی که هرکدام قطری به اندازه‌ی هزار تا دو هزار کیلومتر داشته‌اند هستند. این سیارک‌ها در اصل در نزدیکی اورانوس و نپتون تشکیل شده بودند و درواقع نمونه‌های بزرگ همان هسته‌های دنباله داری بودند که گفتیم در بیرون از مدار پلوتو وجود دارد. در واقع این سیارک‌های بزرگ‌تر به تدریج به بیرون از مدار پلوتو پرت و خرد و ریزتر شده‌اند تا اکنون این تکه سنگ و یخ‌های هسته‌ی دنباله داری را تشکیل دهند. یکی از این همین سیارک‌ها چیرون است که موفق به بازگشت به جای اولیه‌اش شده است و در حال حاضر در مداری بی‌ثبات بین زحل و اورانوس به گرد خورشید می‌چرخد.
هرچند فرضیه‌ی بالا به پایین قادر به توضیح آسانِ چگونگی ایجاد سیاره‌های بزرگ هست اما با وجود فرض وجودِ گرداب‌های گازی بزرگ در آن نمی‌توان قائل به تشکیل اجرام جامد کوچکی نظیر سیارک‌ها با استفاده از این نظریه بود. این در حالی است که از دیگر سو فرضیه‌ی پایین به بالا به طور طبیعی منجر به ایجاد اجرامی جامد که دارای ابعاد مختلفی هستند می‌شود، ابعادی از حد ذره‌های میکروسکوپی گرفته تا حد ابعاد هسته‌ی دنباله‌دار و کوتوله‌های یخی، و تا حد ابعاد سیاره‌هایِ کاملاً رشد یافته. اما فرضیه‌ی پایین به بالا دارای این ایراد نیز هست که قادر نیست چگونگی تشکیل چهار سیاره‌ی بزرگ که غول‌های گازی منظومه‌ی شمسی هستند را توضیح دهد. با این حال بسیاری از پژوهش‌گران برجسته که به دنبال یافتن فرضیه‌ای واحد برای توضیح چگونگی تشکیل تمام سیاره‌ها به یک شیوه‌ی واحد هستند سعی در تلفیق این دو نظریه و تشکیل نظریه‌ای عملی در این رابطه داشته‌اند. به اعتقاد آنان ماده‌ی یخی در مناطق بیرونی منظومه‌ی شمسی روی هم انباشته شده و باعث ایجاد سیاره‌هایی
که هر کدام تا ده برابر سنگین‌تر از زمینند شدند. گرانش این سیاره‌ها در این زمان آن قدر بود که گازهای پیرامون خود در صفحه را جذب نماید و سیاره‌ها را به ابعاد عظیم کنونی رشد دهد. اما مشکلی در این نظریه وجود دارد. این نظریه ایجاب می‌کند که هرچه اجرام جامد از خورشید دورتر باشند رشد پایین به بالای آن‌ها کندتر باشد. از این رو بنا بر این نظریه، تشکیل هسته‌ی سیاره‌ی مشتری باید چیزی در حدود ده میلیون سال طول کشیده باشد و سپس گازهای اطراف آن در گذشته‌ای کم‌تر از این مقدار از بین رفته باشند. این بازه‌های زمانی در قیاس با عمر منظومه به طور غیر قابل باوری بزرگ است. همچنین بنا بر این نظریه طول زمان لازم برای ایجاد اورانوس و نپتون بیش از عمر منظومه‌ی شمسی در می‌آید! به هر حال اما صرف نظر از مشکلات توجیهی برای تشکیل سیاره‌های بزرگ، در حال حاضر کم‌تر تردیدی در این مورد وجود دارد که سیاره‌های سنگیِ تیر، ناهید، زمین و مریخ و نیز دیگر جرم‌های جامد کوچک منظومه از انباشته شدن ذرات جامد میکروسکوپی به وجود آمده‌اند. غباری که در فضای بین سیاره‌ای موجود بوده و هست تشکیل شده است از خرده ریزه‌های سنگ، کربن و یخ که ضخامت هر کدام معمولاً کم‌تر از یک میکرومتر است. گاز موجود در صفحه، در محدوده‌ای تا حد مدار کنونی مشتری در پیرامون خورشیدِ جوان آن قدر داغ می‌شد که یخ نمی‌توانست در آن دوام بیاورد و بخار می‌گردید. از این رو تنها ذرات و خرده ریزها می‌توانستند به صورت جامد وجود داشته باشند و باعث تشکیل سیاره‌های سنگی نزدیک خورشید شوند در حالی که در نواحی دور و بیرونی منظومه، اجرام عمدتاً از یخ و آب همراه با هیدروژن و هلیمِ گرفته شده از صفحه‌ی گازی تشکیل شده‌اند. این ذرات در طی چندین هزار سال در صفحاتی به شکل لایه‌هایی نازک که هم‌چون نمونه‌های عظیمی از حلقه‌های امروزی زحل بودند نشست کردند، با این تفاوت که به علت نزدیکی بیش از حد حلقه‌های زحل به زحل گرانش این سیاره بر آن‌ها مانع از به هم پیوستن ذرات می‌شود در حالی که ذرات پیرامون خورشید در مقایسه، بسیار از خورشید دور بودند و مانعی ناشی از ثقل خورشید برای تشکیل سیاره بر سر راه آن‌ها وجود نداشت.
طرف‌داران نظریه‌ی پایین به بالا اعتقاد دارند نیروی ربایش گرانشی بین ذرات ریز غبار که با نیروی چسبندگی آن‌ها تقویت می‌شد آن‌ها را به صورت اجرامی متراکم نمود که هر کدام ابعادی در حدود یک کیلومتر داشتند. چنین مجموعه‌های کوچکی که تحت عنوان خرده سیاره از آن‌ها یاد می‌شود راهی طولانی تا تبدیل شدن به سیاره‌های کامل در پیش داشتند. تعداد آن‌ها آن‌قدر زیاد بود که قاعدتاً بر اثر برخورد مداوم به یک‌دیگر باید اجرام بزرگ‌تری را به وجود می‌آوردند. ولی برخورد آن‌ها ممکن بود همواره باعث رشد آن‌ها نشود و آن‌قدر سخت باشد که باعث متلاشی شدنشان شود. محاسبه‌های مربوط به تأثیرات احتمالی این برخوردها نشان دهنده‌ی این است که احتمال تراکم و به هم پیوستن خرده سیاره‌ها بیش از احتمال تلاشی و نابودی آن‌هاست و همین امر باعث مقبولیت یافتن نظریه‌ی پایین به بالا طی سالیان اخیر شده است در حالی که اساس این نظریه در دهه‌ی هزار و نهصد و شصت میلادی توسط پژوهش‌گران روس به هدایت ویکتور سافرونف و همسرش اِوگنیا روسکول پایه ریزی و تثبیت شد. بر اساس نظر آن‌ها خرده سیاره‌ها در هر برخورد یا رشد می‌کنند یا از هم می‌پاشند و این بستگی دارد به این که سرعت نزدیک شدن دو جرم به یک‌دیگر بیش‌تر یا کم‌تر از سرعت گریز خرده سیاره، که کشش گرانشی آن را تعیین می‌کند، باشد. در صورتی که دو خرده سیاره با سرعتی کم‌تر از مجموع سرعت گریزشان به یک‌دیگر برخورد نمایند تکه‌های ناشی از برخورد با سرعت اندکی حرکت خواهند کرد و گرانش آن‌ها می‌تواند آن‌ها را مجدداً به سوی یک‌دیگر بکشد و نهایتاً جسم واحدی از اتحاد آن‌ها تشکیل شود. ولی در صورتی که دو جرم با سرعتی بیش از سرعت گریز به هم برخورد نمایند سرعت دور شدن تکه‌ها از هم بیش از آن خواهد بود که نیروی گرانش بین آن‌ها بتواند آن‌ها را به سوی هم برای تشکیل جسمی واحد بکشد. این دو نفر، یعنی سافرونف و روسکول دریافتند که سرعت نسبی خرده سیاره‌ها در حین چرخش به دور خورشید دچار تغییر می‌شود. این تغییر تحت تأثیر مواجهه‌ی نزدیک آن‌ها با یک‌دیگر، که می‌تواند از نوع برخوردی یا از نوع قرار گرفتن در حوزه‌ی شدیدتر گرانشی یک‌دیگر بر اثر گذشتن از نزدیکی یک‌دیگر باشد، اتفاق می‌افتد. محاسبه‌ی آن‌ها نشان داد که این فرایند همواره باعث ایجاد سرعتی می‌شود که از سرعت گریز بزرگ‌ترین خرده سیاره‌ی موجود در محاسبه کم‌تر است و این یعنی روال عمومی سیارک‌های بزرگ بر عدم فروپاشی استوار است. اما برخورد بین خرده سیاره‌های کوچک‌ترمی‌تواند به رشد یا فروپاشی آن‌ها منجر شود و این که کدام اتفاق می‌افتد به اندازه و سرعت آن‌ها بستگی دارد. به هر حال مسلماً بزرگ‌ترین خرده سیاره‌ها همواره قادر به نگهداری هر جرم کوچک‌تری که با آن‌ها برخورد می‌کند هستند. این به این معناست که اجرام بزرگ‌تر با جذب کوچک‌ترها به خود (و درواقع با اضمحلال آنها در خود) باز هم بزرگ‌تر می‌شوند.
پژوهش‌گران، امروزه از رایانه‌ها برای بازسازی و شبیه‌سازی رشد سیاره‌ها استفاده می‌کنند. در این زمینه به‌ویژه فرایند رشد چهار سیاره‌ی داخلی مورد بررسی قرار گرفته است. در محاسبه‌ای نمونه در این رابطه، پانصد خرده سیاره که هر کدام جرمی کمی کم‌تر از جرم ماه دارند در نظر گرفته شدند که در فضایی حدوداً بین مدارهای کنونی ناهید و زمین مشغول چرخش به دور خورشید بودند. پس از ده‌ها آزمون که دارای شرایط اولیه‌ای اندکی متفاوت از یک‌دیگر بودند روندهای یک‌سانی حاصل می‌شود که مکرراً باعث تشکیل سیاره‌هایی می‌شود که از حیث اندازه و ترتیب، مشابه با آن‌هایی هستند که امروز وجود دارند. در یکی از این آزمون‌ یا شبیه سازی‌های نمونه، بزرگ‌ترینِ این اجرام شروع به رشد سریعی می‌کند و در طول پانصد هزار سال، نُه سیارک که هر کدام جرمی در حدود جرم مریخ دارند، به وجود می‌آیند. و پس از دو میلیون سالِ دیگر این تعداد این سیارک‌ها از نُه به بیش از دوازده سیارک افزایش می‌یابد که هر کدام جرمی برابر با جرم مریخ دارند به جز دو تا از آن‌ها که هر کدام دو برابر سنگین‌تر از هرکدام از بقیه سیارک‌ها هستند. این دو به رشد خود ادامه می‌دهند تا بزرگ‌ترین سیاره‌های داخلی، یعنی ناهید و زمین را بسازند. در طول سی میلیون سال بعد، ناهید و زمین جوان و هنوز بالغ نشده همه‌ی خرده‌ سیاره‌ها به جز آن‌ها که اندازه‌ی مریج هستند را جذب می‌کنند. و بالاخره در حدود شصت میلیون سال پس از تولد منظومه‌ی شمسی، زمین ابعاد و جرم کنونیش را به دست می‌آورد.
در ده‌ها شبیه‌سازی‌ مشابه دیگر از این دست، مشاهده شد که تحت تأثیر گرانش عظیم مشتری که محرک خرده سیاره‌ها بوده است و آن‌ها را به طرف خود می‌کشیده است الگوهای مشترکی به دست می‌آید که نشان می‌دهند که مشتری بخش اعظمی از خرده سیاره‌ها را از ناحیه‌ای که با کمربند سیارک‌ها مطابقت می‌نماید دور می‌کند و این در حالی است که بقیه‌ی مواد موجود در آن ناحیه که به خورشید نزدیک‌ترند عموماً در تشکیل چهار سیاره‌ مشارکت می‌نمایند. سنگین‌ترینِ این چهار سیاره دارای اندازه و شعاع مداری‌ای است که بسیار مشابه با مالِ زمین است. در این شبیه‌سازی‌ها معمولاً سیاره‌ی بزرگ دومی نیز وجود دارد که به اندازه‌ی ناهید یا کمی کوچک‌تر از آن است و فاصله‌ش تا خورشید دورتر یا نزدیک‌تر از فاصله‌ی ناهید تا خورشید است. در این شبیه‌سازی‌ها معمولاً مشاهده می‌شود که دو سیاره‌ی دیگر بسیار کوچک‌تر هستند و غالباً در لبه‌های داخلی و خارجی این خانواده‌ی چهار سیاره‌ای قرار دارند که درواقع حدوداً با محل واقعی سیاره‌های کوچک تیر و مریخ مطابقت می‌کند. باید گفت که گرانش مشتری برای ایجاد انتظام مربوط به این چهار سیاره‌ی داخلی لازم است و محققین دریافته‌اند که در تقریباً سه چهارم از این شبیه‌سازی‌ها همواره یک زمین در منطقه‌ای در حدود موقعیت فعلی زمین نسبت به خورشید موجود می‌شود. هم‌چنین در این محاسبه‌ها و شبیه‌سازی‌ها معلوم می‌شود که سیاره‌ی در حال رشد تحت تأثیر هر برخورد کمابیش دچار تغییر در حرکت می‌شود. به این ترتیب می‌توان گفت مرکز ثقل سیاره‌ی اولیه در مدار فعلی‌ای که نسبت به خورشید دارد قرار نداشته است. نمونه‌ی بارز این امر سیاره‌ی تیر یا عطارد است. این سیاره‌ی کوچک خیلی شانس آورد که جذب زمین یا ناهید نشد زیرا ده‌ها خرده سیاره به اندازه یا حتی بزرگ‌تر از آن در مسیر برخورد با ناهید ، زمین یا مریخ قرار گرفتند و به آن‌ها افزوده شدند. در یکی از شبیه‌سازی‌های که در بالا گفته شد تیر حیات خود را در فاصله‌ای دورتر از این سه سیاره (نسبت به خورشید) شروع نمود و گذاری نزدیک از کنار مریخ، آن را به مدار کنونی‌اش در نزدیکی خورشید ساقط کرد.
این شبیه‌سازی‌ها در عین حال دارای پیامی تکان دهنده نیز هستند، و آن این که بر خلاف آن چه احتمالاً تصور می‌شود فرآیند رشد سیاره‌های بزرگ داخلی و از جمله زمین به ویژه در مراحل پایانی آن خیلی بیش از آن که نحت تأثیر جذب شهاب سنگ‌ها باشد از برخورهای پرسرعتِ سیاره‌های کاملاً رشد یافته تأثیر می‌گرفته است. مثلاً این شبیه‌سازی‌ها معلوم کرد که در دوران تشکیل زمین، سیاره‌ی ما مورد اصابت تقریباً سه خرده سیاره‌ی بزرگ که به جز یکی که بزرگ‌تر از مریخ بود بقیه تقریباً به اندازه‌ی تیر بودند قرار گرفت. از همین رو اکنون دانشمندان و منجمین این را می‌پذیرند که دوران نخستین حیات زمین و همسایگانش با یرخوردهای فاجعه‌آمیزی همراه بوده است. البته پذیرش این امر توسط آن‌ها به این خاطر نیز هست که با این کار چندین جنبه‌ی مبهم و معماگونه‌ی سیاره‌های داخلی نیز توضیح داده می‌شود. در توضیح این موضوع به یک مسأله‌ی خیلی قدیمی اشاره می‌کنیم که عبارت است از چگالی بالای سیاره‌ی تیر. این سیاره‌ی کوچک دارای هسته‌ی متراکمی از آهن است که در مقایسه با هسته‌ی هر کدام از دیگر سیاره‌های سنگی بسیار بزرگ است. گروهی از اخترشناسان و پژوهندگان با انجام محاسبات و شبیه‌سازی‌هایی دریافتند که وقوع یک برخورد می‌تواند باعث به وجود آمدن وضعیت کنونی تیر شده باشد. آنان در الگوی رایانه‌ای خود با یک پیش سیاره‌ی تیر با ابعادی دو برابر ابعاد کنونی آن شروع کردند. جرم کوچک‌تری با سرعت بیست کیلومتر بر ثانیه به این جرم برخورد می‌کند و بدون این که هسته‌ی داخلی آن را متلاشی کند بخش اعظمی از لایه‌ی سنگی بیرون سیاره را تبخیر می‌کند تا سیاره‌ای به‌جا مانَد که دارای هسته‌ی فلزی‌ای است که به طور نامتناسبی بزرگ است. نظریه‌ی دیگری نیز وجود دارد (که به زودی به آن اشاره می‌کنیم) که حاکی از این است که هسته‌ی آهنی زمین نیز بر اثر برخورد بزرگی از نوعی که در بالا گفته شد به زمین اضافه شد و بر اثر سنگینی، در مرکز زمین قرار گرفت.
ناهید دارای چرخشی به دور خود بر خلاف جهت چرخش غالب سیارات دیگر به دور خود است که به آن چرخش قهقرایی گفته می‌شود. این امر مدت‌های مدیدی باعث تعجب اخترشناسان بود بدون آن که توضیح معقولی برای آن داشته باشند. برای این مورد هم می‌توان برخوردی شدید را مسئول آن دانست. در صورتی که جرمی به اندازه‌ی مریخ در جهتی خلاف جهت چرخش اولیه‌ی ناهید با آن برخورد می‌نمود قادر بود فشاری کافی بر آن وارد آورد تا سیاره را در خلاف جهت بچرخاند. احتمال دارد برخورد مشابهی باعث شده باشد که سیاره‌ی اورانوس به چرخش جانبی کنونی‌اش در گردش به دور خورشید واداشته شده باشد.
جالب این که این شبیه‌سازی‌ها طریقه‌ی ایجاد ماه را نیز در این بازی بیلیارد کیهانیِ اوانِ پیدایش منظومه‌ی شمسی نشان می‌دهد. نزدیک‌ترین و آشناترین همسایه‌ی کیهانی زمین، یعنی ماه، از خیلی جهات یکی از سؤال برانگیزترین موضوعات برای منجمین نیز بوده است. ماه از جنبه‌های فراوانی عجیب‌ترین قمر منظومه‌ی شمسی محسوب می‌شود. اولاً صرف نظر از قمر پلوتو که در حال حاضر نه یک سیاره که یک سیارک محسوب می‌شود، نسبت جرم قمر به جرم سیاره‌ی مادرش برای سیستم ماه-زمین از این نسبت برای هرکدام از دیگر سیارات بیش‌تر است به گونه‌ای که سیستم ماه-زمین بیش‌تر شبیه یک سیاره‌ی دوگانه که حول مرکز جرم خود می‌چرخند عمل می‌کند تا این که شبیه الگوی معمولی سیاره‌ی بزرگ و قمر کوچک گردان به دور آن عمل نماید. هم‌چنین زمین تنها سیاره‌ی داخلی است که دارای قمر بزرگی است. البته مریخ دارای دو قمر کوچک است که به طور حتم سیارک‌هایی بوده‌اند که در دام گرانش سیاره افتاده‌اند. (البته این نکته هم جالب است که بزرگی ظاهری ماه از روی زمین تقریباً کاملاً با بزرگی ظاهری خورشید به گونه‌ای که از روی زمین مشهود است برابر است، و این امر برای هیچ کدام از دیگر سیارات در رابطه با قمرهای احتمالیشان صادق نیست.) برای منشأ پیدایش ماه نیز فرضیاتی به وجود آمد که بر مبنای یکی از این فرضیات اولیه، زمین و ماه روزی یک سیاره‌ی واحد بودند، و این سیاره‌ی اولیه چنان سریع می‌چرخید که به دو قسمت تقسیم شد یا به عبارتی تکه‌ی بزرگی از آن بر اثر سرعت چرخش از آن کنده و به بیرون پرت شد. این نظریه دارای مشکلات و مسائلی است از جمله این که درستی آن ایجاب می‌کند مدار ماه بالای دایره‌ی استوایی زمین باشد در حالی که یکی دیگر از عجایب ماه در قیاس با بقیه‌ی اقمار منظومه‌ی شمسی همین است که تنها قمر عمده‌ در این منظومه است که در بالای دایره‌ی استوایی سیاره‌ی مادرش نمی‌چرخد. درواقع صفحه‌ی مدار ماه به گرد زمین نسبت به صفحه‌ی استوایی زمین مایل است و تقریباً در صفحه‌ی منظومه‌ی شمسی واقع شده است. به این ترتیب این احتمال وجود دارد که ماه از زمین جدا نشده باشد بلکه به عنوان سیاره‌ای جداگانه تشکیل شده باشد. احتمال دارد که فرایند ایجاد ماه و زمین یک‌سان و هم‌زمان بوده باشد یا این که احتمالاً ماه در بخش دیگری از منظومه‌ی شمسی به وجود آمده باشد و سپس در عبوری نزدیک، جذب گرانش زمین شده باشد. فرضیه‌ی جدا شدن ماه از زمین با بررسی سنگ‌هایی که در اواخر دهه‌ی هزار و نهصد و شصت و اوایل دهه‌ی هزار و نهصد و هفتاد میلادی به وسیله‌ی فضانوردانِ آپولو از ماه به زمین آورده شد تأیید نمی‌شود. این سنگ‌ها از نظر ترکیب شباهتی به سنگ‌های زمین ندارند تا نشان دهند که احتمالاً ماه روزی بخشی از زمین بوده است. وجود تفاوت در ترکیب این سنگ‌ها هم‌چنین نشان دهنده‌ی نادرستی این نظریه است که ماه به عنوان یک همسایه از همان ابر و گازی متراکم شده است که تراکم آن‌ها زمین را به وجود آورده است. در حقیقت، ماه دارای چنان ترکیب عجیبی در مواد تشکیل دهنده‌اش است که منجمین نمی‌توانند به درستی حدس بزنند که ماه احتمالاً در کدام قسمت از منظومه‌ی شمسی شکل گرفته است. ماه تنها دارای مقداری ناچیز از آهن است که این نیز یکی از عجایب این کره است. نکته‌ی دوم در مورد این کره این است که فاقد موادی است که معمولاً به خاطر حالت و سبکی و جنب و جوش و پارامترهای دیگر، فرار محسوب می‌شوند که از جمله‌ی آن‌ها کلر، پتاسیم و آب است. این مسأله، نشان دهنده‌ی این است که روزی این کره از فرط داغی و تفتیدگی، کلیه‌ی مواد فرار خود را (که در گرمای زیاد بر اثر جنب و جوش مفرط از دام گرانش کره به فضا فرار می‌کنند) از دست داده است.
همه‌ی این واقعیت‌ها در مورد ماه، گروهی از دانشمندان و اخترشناسان را بر آن داشت فرضیه‌ی دیگری را برای به وجود آمدن ماه به نام نظریه‌ی فوران بزرگ ارائه نمایند. از آن‌جا که در این نظریه فرض می‌شد که سیاره‌ی سرگردانی که حتی از ماه کنونی بزرگ‌تر بود به زمین برخورد کرده باشد هنگامی که در سال 1975 میلادی این نظریه مطرح شد به نظر بسیاری از دانشمندان بسیار غیرمحتمل می‌آمد و چندان مورد اقبال قرار نگرفت. اما با پیدایش روش‌های شبیه‌سازی برای پیدایش منظومه‌ی شمسی که در مورد آن‌ها توضیح دادیم و در آن‌ها دیده می‌شود که برخوردهای سنگین نقش به‌سزایی در ایجاد سیارات دارد، نظریه‌ی فوران بزرگ که خود از ابتدا پیدایش ماه را تحت تأثیر وجود برخوردی سنگین با زمین می‌دانست به عنوان اصلی‌ترین مدعی برای توضیح منشأ ایجاد ماه مطرح شد. این نظریه بیان می‌دارد که کره‌ای دارای قطری برابر با نصف قطر زمین، که به بزرگی مریخ می‌شود، با سرعتی به بزرگی حدوداً ده برابر سرعت پرتاب گلوله‌ی یک تفنگ معمولی، با زمین اولیه برخورد پیدا نمود. بر اثر این برخورد شدید، تمام پوسته‌ی زمین متلاشی شد و تا عمق صدها کیلومتر داخل زمین، بر اثر گرمای ایجاد شده در اثر برخورد، سنگ‌ها ذوب شدند. کره‌ی برخورد کننده کاملاً نابود یا در واقع در زمین جذب شد. آهنی که هسته‌ی این کره‌ی برخوردکننده را تشکیل می‌داد از میان اقیانوسی که از سنگ‌های ذوب شده تشکیل شده بود جذب مرکز زمین شد و هسته‌ی آهنی کنونی زمین را شکل داد. (در این جا به جاست اشاره کنیم که عبارت قرآنی انزلنا الحدید که به معنای این است که آهن را نازل کردیم یا فرو فرستادیم احتمالاً در اشاره به چنین برخوردی است.) سنگ‌های سطحی این کره‌ی برخورد کننده در اثر یرخورد، منفجر شده و به شکل توده‌ی پَرمانند تفتیده‌ای به فضا پرتاب شدند و حلقه‌ی آتشینی را در اطراف زمین به‌وجود آوردند. احتمالاً در زمانی در حد یک روز، این توده‌ها و قطره‌های سنگ مذاب پرت شده به هم پیوستند و کره‌ی جدیدی را شکل دادند که در مداری به گرد زمین می‌چرخید. این کره دارای آهن بسیار اندکی بود زیرا آهنش در هسته‌ی زمین جا مانده بود. هم‌چنین این کره بسیار خشک بود زیرا قطره‌ها و توده‌های آتشین، آب و عناصر فرار را به جوش آورده و پراکنده کرده بودند. به این ترتیب بود که ماه کنونی زمین شکل گرفت.
چنان که ملاحظه می‌کنیم نظریات مختلفی که در مورد منشأ منظومه‌ی شمسی مطرح شده است هرچند قطعات پراکنده‌ای را تشکیل می‌دهند اما در روالی منطقی در حال کامل کردن یک تصویر واحد هستند و از این رو امروزه بسیاری از اخترشناسان بر این باورند که اکنون، حداقل به صورت کلی، ما فرضیه‌ی صحیح و واحدی در مورد منشأ سیارات دراختیار داریم. این اتفاق نظرِ روبه‌رشد در مقابل نظریه‌های ویژه و انفرادی و متفرق سالیان قبل، پیش‌رفتی میمون محسوب می‌شود و در این مسیر عملاً فرضیه‌ی پایین به بالا به عنوان الگویی استاندارد پذیرفته شده است، هرچند هنوز برخی از منجمین و دانشمندان احتیاط به خرج می‌دهند و با وجود تمام الگوسازی‌های کامپیوتریِ نشان دهنده‌ی جمع شدن جرم و تبدیل آن به سیاره‌ها معتقدند که این الگوسازی‌ها و فرضیاتِ متعاقب آن‌ها در تناقض با برخی فرضیه‌های دیگر، مثل نظریه‌ی تشکیل سیاره‌ها از ستون‌های گاز در مجموعه‌های متراکمی از ستاره‌ی جوان، نیستند. همواره برای اثبات یک فرضیه به شواهد حتی‌الامکان بیش‌تری، هم از سیاره‌ها و هم از شهاب سنگ‌ها، نیاز است، ولذا موضوع کشف منشأ پیدایش منظومه‌ی شمسی هم‌چنان عرصه‌ای است وسیع از تفکر و هیجان.