1。巨大な分子雲（GMC）崩壊：
* 重力不安定性： 巨大な分子雲（GMC）は、重力によって一緒に保持されているガスとほこりの広大で冷たく、びまんだ雲です。これらの雲は、超新星の爆発や他の雲との衝突などの外力によってしばしば邪魔されます。この妨害は、クラウド内の重力不安定性を引き起こします。
* 密度の変動： 妨害は、雲内のより高い密度の領域を作成します。これらの密度の高い領域には、より強い重力プルがあり、より多くの材料を引き付け、より大きく成長しています。
* コア形成： 密度の高い領域が崩壊し続けると、それらは中心的なコアを形成します。
2。回転崩壊：
* 角運動量の保存： コアが崩壊すると、その中の材料がより速く回転し始めます。これは、角運動量の保存によるものです。雲が縮小すると、その回転速度が増加して、半径の減少を補正します。
* 平坦化： 急速な回転により、崩壊する雲がディスク形状に平らになります。このディスクは、原生動物または太陽星雲として知られています。
3。加熱と化学的分化：
* 重力エネルギー： 重力崩壊は膨大な量のエネルギーを放出し、星雲を熱くします。
* 化学プロセス： 温度が上昇すると、鉄やニッケルなどの重い要素がディスクの中心に向かって沈み、水素やヘリウムなどの軽い要素が外側に押し出されます。
* ダスト粒： ディスク内のダスト粒子は一緒に凝集し始め、より大きな凝集体を形成します。
4。プロトスタル層：
* 核融合： 星雲の中心的な核心は、核融合が始まるのに十分に高温で密度が高まるまで崩壊し続けます。 これは、星の前駆体であるプロトスタルの誕生を示しています。
* 恒星風： プロトスタルは、残りのガスとほこりをディスクから押しのける強力な恒星の風を放出します。
5。惑星の形成：
* planeteSimal Accretion： ディスク内の残りのほこりとガスは一緒に凝集し続け、小さい小惑星サイズの体である惑星の照射を形成します。
* 惑星層： 数百万年にわたり、これらの惑星が衝突して付着し、最終的に惑星を形成します。
要約すると、太陽星雲の形成は、外乱と角運動量の保存によって駆動される巨大な分子雲内の重力崩壊の結果です。このプロセスは、最終的に星とその惑星システムを生じさせるガスと粉塵の平坦化されたディスクをもたらします。
