حتى وقت قريب، كان من الممكن الاعتقاد بأن الكواكب نادرة في الكون، لكن يبدو واضحًا الآن أن الكواكب ناتج ثانوي معتاد يظهر إلى الوجود نتيجة تكون النجوم؛ ومِن ثَمَّ فإن وجود مجموعتنا الشمسية ناتج عن نشوء الشمس نفسها.

ويُعتقد أن النجم يتكون عندما تنكمش سحابة بين نجمية شاسعة - تكون مكونةً في الأساس من الهيدروجين الذي يكون ممزوجا ببضعة غازات أخرى وجسيمات دقيقة صلبة تُعرف بالغبار تحت تأثير جاذبيتها الذاتية. وبينما تنكمش السحابة، تصبح معظم المادة مركّزة في المركز، في جرم يزداد سخونة بسبب طاقة الجاذبية المتحولة إلى حرارة بفعل عملية السقوط. وفي النهاية ترتفع درجة الحرارة والضغط المركزي بشكل بالغ، فتبدأ نويات الهيدروجين في الاندماج معًا لتكوين الهليوم، وفي هذه المرحلة يمكن أن يُسمى الجرم المركزي نجمًا. وتنشأ الكواكب من بعض المادة المتخلفة خلال المراحل النهائية من تلك العملية. ويسبب الاحتفاظ بالعزم الزاوي تسريع أي دوران مبدئي طفيف للسحابة خلال عملية الانكماش، والمادة غير الداخلة في تكوين النجم تصبح مركّزة في هيئة قرص في المستوى الاستوائي للنجم، وتدور في نفس اتجاه هذا النجم. هذا القرص الدوار هو الذي تتشكل فيه الكواكب. والسديم الشمسي هو القرص الدوار الذي نشأت منه مجموعتنا الشمسية، وكلمة السديم تعني السحابة، ويستخدمها علماء الفلك للدلالة على أي كتلة ضخمة من الغاز و/أو الغبار في الفضاء. ثمة أسباب قوية للاعتقاد بأن السديم الشمسي كان يتكون من نحو %71 هيدروجين، و27% هليوم، و1% أكسجين، و0.3 كربون، و0.1% لكلِّ من النيتروجين والنيون والمغنيسيوم والسليكون والحديد. ويكاد يكون كلُّ الغبار الأصلي الموجود في السديم الشمسي قد تبخّر بفعل الحرارة التي انبعثت من الشمس في بداياتها، لكن سرعان ما أصبحت الظروف في السديم باردة بما يكفي لتكاثف حبيبات غبارية جديدة في صورة مركبات وليس عناصر، ناتجة عن عملية اتحاد كيميائي. ولم تحدث عملية اتحاد للهليوم ليشكّل مركبات كيميائية؛ ومن ثُمَّ فإن أكثر المركبات وفرة التي يمكن أن تتكاثف، تشتمل إما على الهيدروجين وإما على الأكسجين. وبفضل العناصر المتوفرة، ودرجة الحرارة والضغط الموجودين في السديم، استطاع الأكسجين أن يتحد مع السليكون ومعادن مختلفة ليكون مجموعة من المركبات التي تعرف باسم السليكات في الجزء الداخلي من السديم وهذه معادن شائعة في كوكب الأرض تتبلور عندما يبرد الصخر المنصهر، لكنها نشأت مباشرة في السديم من الغاز. واندمج الهيدروجين مع جسيمات صلبة فقط عندما كانت درجة الحرارة منخفضة بما يكفي لتكوين مركبات حاملة للهيدروجين، ويبدو أن هذا قد حدث على بعد نحو 5 وحدات فلكية من الشمس. عند هذا الخط - الذي يطلق عليه «الخط الجليدي» - ووراءه، يمكن أن يتكاثف الماء الذي يتكون من الهيدروجين والأكسجين) ليصبح ذرات ثلجية. وبالاتجاه بعيدًا عن الشمس، تكونت المركبات الأكثر تطايرًا؛ حيث اتحد الهيدروجين مع الكربون لتكوين الميثان، ومع النيتروجين لتكوين الأمونيا، كما اتحد الكربون مع الأكسجين لتكوين أول أو ثاني أكسيد الكربون على بعد نحو 30 وحدة فلكية، كانت هناك درجة من البرودة تكفي لتكاثف النيتروجين على هيئة جسيمات صلبة من النيتروجين النقي. من العجيب أن ثمة كلمةً ما في علوم الكواكب تستخدم للتعبير عن أي مادة صلبة تتكون من الماء أو الميثان أو الأمونيا، أو أول أكسيد الكربون، أو ثاني أكسيد الكربون، أو النيتروجين (أو) في واقع الأمر، أي مزيج منها، وهي كلمة «ثلج»؛ للدلالة على أوجه التشابه في الأصل والخواص؛ وهذا يعني أنه لتجنب الغموض يتعين على علماء الكواكب أن يستخدموا مصطلح «ثلج مائي» عند الإشارة تحديدًا إلى الماء المتجمد ؛ وهو نوع من التعقيد نادرًا ما يظهر عند الحديث عن كوكب الأرض؛ حيث تكون درجات الحرارة مرتفعة جدا لدرجة تمنع تجمد المركبات الأكثر تطايرًا من الماء على نحو طبيعي.

حدث التكاثف بحيث إن حبيبات الغبار الأولى وهي ذرات دقيقة تتكون من سليكات قريبة من الشمس وثلوج (إضافة إلى بعض السليكات المتبقية) أبعد عن الشمس لم تنشأ على هيئة ذرات كثيفة صلبة؛ فعوضًا عن ذلك، كانت لها أشكال «مرنة» معقدة، وعندما كان يصطدم بعضها مع بعض، غالبًا ما كانت تلتصق معا بدلا من أن ترتد مبتعدةً كلٌّ منها عن الأخرى. وخلال فترة تبلغ نحو عشرة آلاف سنة أعقبت بدء عملية التكاثف، يمكن أن تكون الجسيمات قد تحولت إلى كريات يبلغ قطرها سنتيمترًا واحدًا من خلال التأثيرات المجمعة للتكاثف والتراكم (أي التصاق الجسيمات معا عند اصطدامها معًا. وربما بعد مرور 100 ألف سنة، تكون المجموعة الشمسية قد احتوت على حشود من الأجرام التي يبلغ عرضها نحو 10 كيلومترات أطلق عليها «الكواكب المصغرة». وهذه الأجرام كانت تدور جميعها حول الشمس في نفس الاتجاه المعاكس لاتجاه عقارب الساعة، وكانت محاطةً في ضباب منتشر تكوّن من الغاز والغبار المتبقيين.

نحن نعلم منذ متى حدث هذا؛ لأن بعض هذه الحبيبات الأولى ظل باقيًا كما هو داخل النيازك. ويمكننا قياس نواتج التحلل الإشعاعي داخلها لتحديد عمرها، وهو رقم جدير بأن يُذكر: 4567 مليار سنة. وأكثر النيازك «بدائية»، والتي هي عبارة عن بقايا كواكب مصغرة، لم تعان قَطَّ من السخونة أو التغيير، ويطلق عليها «الكوندريتات الكربونية»، وهي أهم الأدلة المباشرة على الظروف السائدة في المجموعة الشمسية في بداية نشأتها.

حتى هذه المرحلة حدثت التصادمات في الأساس عن طريق الصدفة، لكن بمجرد أن بلغت الكواكب المصغرة نحو 10 كيلومترات من حيث الحجم، استطاعت قوة الجاذبية الأشد للكواكب المصغرة الأكبر حجمًا أن تمارس تأثيرها. عانت هذه الكواكب عددًا أكبر من التصادمات؛ ومن ثَمَّ فإن معدل نموها كان أسرع مقارنة بغيرها. وخلال بضع عشرات الآلاف من السنين، نمتْ أكبر الكواكب المصغرة بحيث أصبح قطرها ألف كيلومتر أو نحو ذلك، مستحوذة على معظم الكواكب المصغرة الأصغر حجمًا خلال ذلك.

وقد أُطلق على هذه الكواكب المصغرة الضخمة اسم جديد هو «الأجنَّة الكوكبية». وربما تشكل بضع مئات منها في قلب المجموعة الشمسية ربما كانت ضخمة بالقدر الذي يكفي لأن تجعلها جاذبيتها الذاتية تتخذ أشكالاً كروية. وربما كانت ساخنة بالقدر الذي يكفي داخليًا لحدوث عملية انصهار، ما سمح للحديد بالغوص داخليا لتكوين لب مميز، لكن هذا ليس منطقيا بسبب ما حدث بعد ذلك.

وهذه الأجنة الكوكبية هي ما تشكلت منه الكواكب الأرضية. والآن بعد أن اختفت أغلب الأجرام الصغيرة، لا يمكن أن يكون قد حدث نمو ملحوظ إلا عندما تصادم جنينان كوكبيان معا، وهذا التصادم يُطلق عليه «اصطدام عملاق»، وهو يُطلق قدرًا كافيًا من الحرارة لصهر الجرم المدمج الذي تَشكَّل عن طريق الاصطدام. تَخيَّل كرة من الصخر المنصهر شديدة السخونة لدرجة الاحمرار، باستثناء بعض الأجزاء الباردة الموجودة على سطحها، مع وجود «مطر من قطيرات الحديد تستقر بداخلها عبر الماجما السليكية لتتراكم على اللب المركزي للصخرة. سوف يساعدك ذلك على تخيل حالة جنين كوكبي في أعقاب اصطدام عملاق.

هذا يفترض أن الاصطدام لا يحطم كلا الجِرْمين إلى شظايا، لكن سوف يلقي دون شك بقدرٍ معين من الحطام إلى الفضاء باعتباره مقذوفًا ناتجا عن عملية التصادم. والأرجح أن هذا الأمر استغرق نحو 50 مليون سنة لتشكيل كوكب بحجم الأرض عن طريق سلسلة من الاصطدامات العملاقة بين الأجنة الكوكبية. وبسبب عشوائية التصادمات وشجرة العائلة المعقدة لتصادمات الاصطدام العملاق التي حدثت بين الأجرام التي هي ذاتها تشكلت بفعل اصطدامات عملاقة؛ من غير المعقول النظر إلى أي جنين كوكبي في مرحلة مبكرة من هذه العملية باعتباره (كوكب أرض أوليا) أو (كوكب زهرة أوليا).

ووراء مدار المريخ، كان تأثير جاذبية كوكب المشتري الناشئ قويا بما يكفي لجعل الكواكب المصغرة الصخرية تدور في مدارات لا تراكزية، بحيث إن التصادمات المتبادلة كانت في أغلب الأحيان شديدة القوة لدرجة لا تسمح بحدوث نمو في الحجم عن طريق التراكم. وعوضًا عن ذلك، كان التفتُت نتيجة شائعة؛ ومِن ثَمَّ فإن الأجنة الكوكبية الضخمة التي ربما كانت قد تصادمت في نهاية المطاف لتكوين كوكب أرضي خامس لم تكن قادرة على النمو هنا اليوم، في هذه المنطقة، نجد معظم الكويكبات، وهي تمثل فقط قدرًا ضئيلا من الكتلة التي كانت موجودة في ذلك المكان؛ فقد بعثر كوكب المشتري أغلبها في مدارات لا تراكزية على نحو واضح، بحيث إن معظمها اصطدم في نهاية المطاف مع كوكب المشتري، أو كوكب عملاق آخر، أو طرد من المجموعة الشمسية تمامًا.

احتوت الأجرام التي تشكلت منها الكواكب العملاقة في داخلها على نسبة عالية من الجليد والصخور. وهناك، خلف «الخط الجليدي»، كانت الكواكب الناشئة تحتوي على مادة أكثر بكثير تعتمد عليها. إن دور تصادمات الأجنة الكوكبية بعضها مع بعض ليس مؤكدًا، وكذلك الحال بالنسبة للآلية التي اكتسبت بها قدرًا كبيرًا جدًّا من الغاز. تشير إحدى النظريات إلى أنه بعد أن تجاوزت كتلتها 10 أو 15 ضعفًا من كتلة كوكب الأرض، كانت قوة جاذبيتها تكفي لامتصاص كميات ضخمة من جميع الغازات التي ظلت موجودة في السديم المتبقي؛ ومِن ثَمَّ أصبحت نواتها الصخرية الجليدية محاطة بأغلفة غازية عميقة. ذهب تيار فكري آخر إلى أن حالة عدم ثبات الجاذبية في السديم أدت إلى نمو كل كوكب عملاق داخل عقدة كثيفة جدًّا؛ حيث احتجز الغاز بطبيعة الحال حول الكوكب الناشئ.

حدث أيضًا انقسام في الرأي حول المعدلات النسبية لنمو الكواكب في الأجزاء الداخلية والخارجية من المجموعة الشمسية، ومن غير الواضح ما إذا كان كوكب المشتري تَشكَّل قبل أو بعد كوكبي الأرض والزهرة. ومع ذلك، إذا كانت كواكب زحل وأورانوس ونبتون قد نمت بفعل التصادمات بين الأجنَّة الكوكبية، فإنها لا بد أن تكون قد نشأت على نحو أبطأ من كوكب المشتري؛ لأن التصادمات من المفترض أن تكون أقل حدوثا مع الابتعاد عن الشمس.

انتهت عملية امتصاص الغاز من السديم عندما دخلت الشمس في مرحلة (تي تاوري)، التي سميت على اسم النجم (تي تاوري)، الذي يتعرض لهذه العملية اليوم. ولمدة ربما تبلغ نحو 10 ملايين سنة، حدث اندفاع قوي للغاز من النجم يُطلق عليه رياح (تي تاوري)، وهذا الاندفاع عصف بجميع ما تبقى من الغاز والغبار. ثمة سبب محتمل لوجود كمية من الغاز في أورانوس ونبتون تقل نسبيًّا عن الكواكب العملاقة الأخرى؛ وهو أن هذين الكوكبين استغرقا وقتًا أطول في النشوء، تاركين وقتًا أقل لتجميع الغاز قبل أن تضع رياح تي تاوري نهاية لهذه العملية.