1. 태양과의 거리 :
* 내부 행성 (지상) : 수은, 금성, 지구 및 화성은 태양에 더 가깝게 형성되었습니다. 태양의 강렬한 열로 인해 수소와 헬륨과 같은 가벼운 요소가 날아갔습니다. 이것은 철, 니켈, 실리콘 및 산소와 같은 더 무거운 원소 뒤에 남았으며,이 행성의 암석 코어와 빵 껍질을 형성했습니다.
* 외부 행성 (가스 거인) : 목성, 토성, 천왕성 및 해왕성은 더 시원한 곳에서 더 멀리 떨어졌습니다. 가벼운 요소는 행성 코어 주위에 두꺼운 대기를 응축하고 형성하여 가스 거인을 만듭니다.
2. 응축 온도 :
* 다른 요소는 다른 온도에서 (가스에서 고체로) 응축됩니다. 내부 태양계에서는 응축 온도가 높은 요소 (철 및 암석과 같은) 만 강화 될 수 있습니다.
* 외부 태양계에서는 수소와 헬륨과 같은 가벼운 요소가 얼어 붙을 수있을 정도로 춥습니다.
3. 중력 풀 :
* 더 큰 행성에는 더 강한 중력이 풀리게됩니다. 이를 통해 원형 성형 디스크에서 더 많은 재료를 유치하여 크기와 구성에 기여할 수있었습니다.
* 화성과 같은 작은 행성은 중력이 약해져 상당한 양의 대기와 물을 잃었습니다.
4. 행성 부착 :
* 행성은 Planetesimals라는 작은 몸체의 accretion을 통해 형성되었습니다. 이들 행성의 구성은 디스크의 위치에 따라 달라졌다.
* 내부 태양계는 바위가 많은 행성 시스템이 풍부한 반면, 외부 태양계에는 더 많은 얼음이있었습니다.
5. 초기 태양계 역학 :
* 초기 태양계는 혼란스러운 환경이었습니다. 거대한 영향, 중력 상호 작용 및 태양 방사선의 영향은 모두 행성의 최종 구성에 영향을 줄 수 있습니다.
요약 : 태양과의 거리, 응축 온도, 중력 풀 및 다양한 유형의 Planetesimals의 축적은 모두 태양계에서 행성의 다양한 구성을 만드는 데 중요한 역할을했습니다. 형성 과정과 초기 태양계의 조건이 오늘날 우리가 보는 행성을 어떻게 형성했는지에 대해 생각하는 것은 매우 흥미 롭습니다.
