Nastanek Osončja

Pogled v poletno Rimsko Cesto s prostim očesom ali daljnogledom pokaže velike temne oblake prahu in svetle oblake plina. Temni oblaki prahu in meglice so razporejeni po spiralnih rokavih Rimske Ceste, v jedru jih je malo. Ker so neprepustni za svelobo za njimi ne vidimo zvezd. Temne oblake prahu najlažje vidimo če so projecirani na svetle oblake plina kot so meglice, npr: Orionova Meglica, M16, M17, M20, meglica Laguna in podobne. Včasih te bolj ali manj homogene oblake zmoti kakšen zunanji dejavnik. To je lahko močan zvezdni veter kakšnega supervelikana, udarni val supernove ali pa kakšen drug oblak prahu in plina. To poruši homogenost takšnega oblaka in v notranjosti se pričenjajo oblikovati zgoščine.

Sprva so te zgoščine neznatne, vendar nekatere med njimi s časom zberejo dovolj veliko maso, da pričnejo resneje vplivati na gravitacijsko polje okoli njih. Proti njim se prične v spiralni tirnici vrtinčiti okoliški material, in v nekaj milijonih let, če rasti ne prekini kakšen zunanji faktor nastane t.i. Bokova globula.

1. Zgoščina v temnem oblaku medzvezdnega prahu
2. Faza Konjske glave: počasi se oblikuje Bokova globula, ki s svojo gravitacijo lovi material iz okolice. Ponekod nalovi dovolj prahu, da se skozi vidi ozadje. Nekateri astronomi so prepričani, da je meglica Barnard 33 ali Konjska Glava v Orionu prav takšna kometna faza bokove globule.
3. Kometna faza: v kometni fazi je Bokova globula bolj ali manj že oblikovana, s prvotnim oblakom jo povezuje le še most ali rep materiala, ki daje izgled kometa.
4. Oblikovana Bokova globula: je izoliran temen oblak prahu in plina, velik od 1000 do nekaj 10 000 A.E. ima premer okoli 10 000 A.E. V središču nastaja zgoščina materiala, ki v nekaj sto tisoč letih zbere dovolj mase, da se v središču pričnejo jedrske reakcije. To spremljajo spektakularni izbruhi, ki iz polov zvezde mečejo plin daleč ven, v vesolje. V primeru, da zvezda ne doseže dovolj velike mase, nastane rjava pritlikavka, vmesni člen med planetom in zvezdo, ki šibko sveti zaradi gravitacijskega sesedanja. V naslednjih nekaj tisoč letih se večina materiala razporedi v protoplanetarni disk.

Protoplanetarni disk okoli zvezde Beta Kiparja:
Protoplanetarni diski niso tako redek pojav kot bi morda lahko pričakovali. V Orionovi meglici spremljajo skoraj vsako novo nastalo zvezdo. Protoplanetarni diski pa so kot kaže prisotni pri opaznem številu nekoliko starejših zvezd, zvezd glavne veje, kakrsna je tudi Beta Kiparja. To je zvezda spektralnega tipa G, ki je v vseh pogledih zelo podobna Soncu. Okoli Bete Kiparja so s HST (pa tudi že prej, s teleskopi na Zemlji) posneli protoplanetarni disk. Podobne protoplanetarne diske so opazili tudi okoli nekaj drugih zvezd, kot je BD +31 643.

Med oblikovanjem protoplanetarnega diska se zaradi naključnih trčenj med delci prahu, tudi v disku samem pričnejo pojavljati zgoščine znane kot planetsimili ali protoplaneti. Na začetku jih je na milijone, veliki pa so od nekaj centimetrov do nekaj deset metrov. S časom se zaradi trkov število protoplanetov zmanjša, tisti ki pa ostanejo pa rastejo na račun manjših. Po nekaj deset milijonih let ostane le še okoli 500 protoplanetov velikosti od 10 km pa tja do nekaj tisoč km.
Protoplaneti tako redčijo prostor okoli sebe, nastanejo vrzeli in območja kjer prahu in plina skoraj ni.
Tu lahko razvoj bodočega osončja ubere še drugo, v nekaterih pogledih celo bolj običajno pot. Namesto nastanka nekaj deset planetov, se večina mase zbere v en sam ogromen protoplanet, ki se potem, odvisno od mase lahko razvije v rjavo pritlikavko ali pa povsem običajno zvezdo. Tako nastane dvozvezdje, v redkejših primerih tudi mnogozvezdje.

Vmesna faza številnih planetov: (potrebno dopolnit Spika 1998)

Mlada Zemlja, le polovico tako velika kot danes, na njej pa se oblikuje atmosfera in oceani, vseeno pa so vidni ogromni udarni bazeni in kraterji.