陆地世界的形成

年轻恒星的盘通常越靠近恒星越热，但加热程度也会随高度、吸积和阴影而变化。在许多挥发性物质呈气态的温度下，硅酸盐矿物和金属仍能保持固态。这些耐热的、也就是难熔的物质，为岩质行星的大部分主体提供了材料。[2]

雪线属于某种特定物质

水雪线标志着局部条件下水蒸气与水冰之间的转变。二氧化碳和一氧化碳也各自有自己的转变界限。随着盘发生变化，这些界限会移动；不存在一条固定距离，能将所有岩石与所有冰完全分开。[3]

不含冰的物质不一定不含氢或任何含水成分。有些成分可以保存在矿物或其他固相中，物质也可能从别处到达。盘的化学成分和输运过程使“内侧区域均匀干燥”的图景变得复杂。[4], [5]

行星当前的轨道不是出生证明

固体物质会漂移，天体会彼此散射，而成长中的行星会与盘交换角动量。因此，一颗岩质世界可能会吸收来自多个区域的成分，最终运行在与其最初种子形成地不同的轨道上。[6]

尘埃首先必须经历黏附、碎裂和漂移等困难阶段。粒子聚集可能在自引力作用下坍缩，形成星子。随后，已有的种子可以通过星子碰撞、气体辅助的卵石捕获，或两者结合的方式继续长大。[2]

引力聚焦可以帮助较大的天体遇到更多物质。在失控生长期间，一些天体的增长速度会按比例快于较小的邻近天体。最终，它们的引力搅动会提高周围的遭遇速度，使早先的优势减弱。[7]

最大的天体开始控制周围环境

在寡头式生长中，几个质量大致相近的胚胎主导着相邻的摄食区域。它们会搅动并吞噬较小的天体，同时限制彼此眼前可获得的物质。来自外部的物质仍然可以改变这种平衡。[8]

气体阻力以及与盘的引力相互作用可以减弱轨道激发，而盘的力矩则可能驱动迁移。在气体仍然存在时，胚胎可能发生碰撞，或陷入相互关联的轨道排列中。随着气体消散，一些排列会变得不稳定，从而允许进一步的近距离遭遇。[6]

行星胚胎之间的碰撞可以重塑这两个天体。根据速度、角度和质量比的不同，它们可能合并、交换物质后分离，或损失大量碎屑。碰撞能量可以使岩石熔化或汽化，并改变大气层。一次巨大撞击并不总会留下一个更大且完整的行星。[9]

这些可能性取决于相遇过程。将每次撞击都建模为完全合并，会忽略重要的结果。[9]

月球记录了一次尤为重要的事件

目前关于月球起源的主流模型都涉及成长中的地球遭受一次巨型撞击。研究人员将撞击情景与地月系统的运动、月球成分和同位素测量结果进行比对。撞击体的性质、碰撞几何形态以及后续演化仍是活跃的研究问题。[10]

不同的时钟记录成长的不同阶段

在许多模型中，地球的组装过程持续了数千万年。火星似乎较早就获得了大部分质量，但其精确的成长历史取决于人们如何解读同位素记录以及撞击过程中的化学混合。[7], [11]

气体消散、巨型撞击、地核形成和冷却过程彼此重叠。不存在一种普遍顺序，使其中一个过程在任何地方都完全结束后，下一个过程才开始。

成长中的行星有多个热源。撞击将运动转化为热能，重力分异释放能量，放射性元素发生衰变。对于那些形成得足够早、因而含有大量这种短寿命同位素的天体而言，铝-26尤其重要。[13]

铁陨石表明，一些早期星子已经拥有发生分异的金属核心。因此，一颗行星可能由一些早已开始分离其成分的构件逐步聚集而成，远在行星达到最终质量之前，这种分离就已经开始了。[14]

分异发生在生长过程中

当金属与硅酸盐物质分离时，致密的金属液体会向内移动并形成地核的一部分。周围的硅酸盐构成地幔的大部分。化学反应、压力、温度以及氧的含量都会影响元素在这些区域之间的分配。[15]

岩浆海洋是一个阶段，而不是永久性的地幔

强烈加热可以形成大范围的熔融硅酸盐区域，有时称为岩浆海洋。冷却会使晶体形成、重新分配化学物质，并可能使挥发性物质与大气发生交换。后续撞击可能使天体部分重新熔融，并重新启动其中一些过程。地壳形成和后来的熔融会继续重组行星的外部部分。[13]

在持续应力作用下，固体岩石在地质时间尺度上仍能缓慢流动。会发生对流的地幔不必是由液态岩浆组成的全球海洋。[16]

水不必等到行星完成生长后才到达。含氢的初始物质、进入的富水天体，以及吸积过程中的化学交换，都可能为行星的水储量作出贡献。这些来源各自的重要程度仍在检验之中。[5]

晚期增生层是一个专门术语，指在主要核形成之后增加的相对少量物质，其范围部分受地幔化学成分的约束。它不应被用作地球所有水源输入的名称。[17]

行星的水储量可能包括溶解在熔体中的物质，或结合在矿物中的物质。仅凭可见海洋，无法看出这颗行星获得或保留的全部水。[18]

在盘中气体消散之前，正在成长的天体可能捕获氢和氦。脱气和撞击也可能供应大气气体；能否保留这些气体取决于质量、温度和恒星活动。[19]

脱气和冷却相互影响

熔融内部的状况发生变化时，可能释放气体。这些气体会影响行星向太空散失热量的效率。厚重的蒸汽大气可以减缓冷却；在适宜条件下，后续冷却会使水凝结。大气的演化与其下方发生的变化密切相关。[18]

大气也可能流失物质

恒星辐射和撞击可能会带走大气气体。水分子可能在高层大气中分解，使氢逃逸；早期存在的水不一定能够保留下来。[19]

我们在宜居带概念中更详细地考察了这些条件。在这里，关键联系在于，行星表面承袭了形成过程和后续变化共同作用的结果。

质量和半径约束成分

凌日现象有助于测量行星相对于其恒星的半径。恒星运动以及在适当系统中行星之间的相互作用，有助于约束质量。质量和半径结合起来可以得到整体密度，并可将其与岩石、金属、水和气体模型进行比较。[21]

多个内部结构都可能与相同的实测质量和半径相符。即使是很薄的气体包层，也能显著改变行星的大小。因此得到的内部估计是基于数据和假设的范围，而不是对核心的直接观测。[21]

恒星丰度为可用的铁、硅和镁提供了额外线索。结合质量和半径，它们可以缩小合理内部模型的范围，但成分和行星演化过程仍存在不确定性。[22]

恒星残骸揭示被毁天体的化学组成

一些白矮星吸积了行星碎屑。其大气中的重元素吸收线让天文学家能够重建这些物质组成的某些方面。结果揭示了岩石质系外行星的成分，在某些情况下还显示出分异的证据。但这些结果无法唯一确定母体形成于何处。[24]

尘埃为持续发生的碰撞提供间接证据

碎屑盘中可能含有大型天体碰撞后不断补充的尘埃。温暖的尘埃可以标示恒星附近活跃的固体物质，但仅凭它无法确定发生过形成地球的撞击，也无法证明那里存在一颗类地行星。[25]

灵神星将研究一个早期分异过程的可能碎片

NASA 的灵神星探测器旨在从轨道研究其富含金属的小行星目标，测量其组成、引力和磁性。其目标之一是检验这颗小行星是否包含来自星子核心的物质。它的确切起源仍是一个悬而未决的问题。[26]

形成模型必须解释完整的行星系统：行星的数量、质量、间距、组成，以及幸存下来的较小天体。改变固体物质的位置和供应、巨行星的影响，或迁移的时机，可能会同时改变多种结果。[1]

仅凭行星的轨道，无法告诉我们这些过程是如何展开的。[1], [9], [19]

一个有用的形成模型不只是复现某一颗熟悉的行星。它还会作出可与陨石、行星测量数据、盘观测结果以及日益多样的系外行星系统相比较的预测。[1]