Erinevad teadlased, ja mitte ainult astrofüüsikud, on juba aastasadu püüdnud Päikesesüsteemi tekkimist kirjeldada. Olgu siinkohal toodud neist vaid mõned täpsemad või efektsemad.

Päikesesüsteemi mudel

Millistele küsimustele peab vastama Päikesesüsteemi mudel?

• Miks asuvad planeetide orbiidid (peaaegu) ühes tasandis, mis ühtib Päikese ekvatoriaal-tasandiga?
• Miks kõik planeedid tiirlevad ümber Päikese ühes suunas, mis ühtib Päikese pöörlemissuunaga?
• Miks moodustavad planeedid koos oma kaaslastega Päikesesüsteemi sarnaseid süsteeme?
• Miks moodustab Päike ca 99,9% süsteemi massist, kuid süsteemi liikumishulgast ca 98% langeb planeetide arvele
• Miks jagunevad planeedid oma suuruse ja tiheduse järgi kahte gruppi – Maa-sarnased (esimesed 4) ja hiidplaneedid (kaugeimad 4)?

Kuna Päikesesüsteemi tekkimise kirjeldust ei ole võimalik katseliselt kontrollida, siis peab tema tekkimist kirjeldav hüpotees rahuldavalt vastama vähemalt neile küsimustele.

Kanti nebulaarhüpotees

Saksa filosoof Immanuel Kant esitas 1755 aastal hüpoteesi, et Päikesesüsteem tekkis algselt suure ja hõreda gaasipilvena (ladina keeles nebula), mis iseenda gravitatsiooni mõjul kokku tõmbudes muutus üha lapikumaks ja üha kiiremini pöörlevaks kettaks. Ketta keskele tekkis Päike, tsentrist kaugemal kontsentreerusid planeedid.

Laplace’i nebulaarhüpotees

Prantsuse õpetlane Simon de Laplace esitas oma hüpoteesi 1796 aastal, selle kohaselt: tekkis Päike gaasipilve kokku tõmbumisel. Mida rohkem pilv kokku tõmbus, seda kiiremini Päike pöörlema hakkas. Teatud hetkel ei suutnud Päike oma välimisi kihte gravitatsiooni jõuga kinni hoida ja need paiskusid eemale, moodustasid ketta ja seal hakkasid tekkima planeedid, sama mehhanism kordus planeetide kaasalaste (kuude) tekkimisel.

Liikumishulga paradoks

Suletud süsteemi liikumishulk, mis koosneb tiirlemisega ja pöörlemisega ja kehade massidega seotud komponentide summast, on jääv suurus. Seega kui vaadelda Päikesesüsteemi keskel asuva ja oma telje ümber pöörleva Päikese ja tema ümber tiirlevate ja oma telje ümber pöörlevate planeete liikumishulki, siis peaks nebulaarteooriatest lähtudes moodustuvas Päikesesüsteemis suurem osa liikumishulgast „kuuluma“ Päikesele ja väiksem osa planeetidele. Tegelikkuses moodustab Päikese liikumishulk vähem kui 3% süsteemi omast. Seega pole kumbki nebulaarhüpotees täielikus kooskõlas vaatlusandmetega.

Katastroofihüpoteesid

Liikumishulga paradoksi kõrvaldamiseks on pakutud välja erinevaid hüpoteese, mis kõik põhinevad mingisugusel juhuslikul sündmusel, mille käigus planeedid saavad oma suure liikumishulga väljastpoolt.

Georges Buffon (1745) – Päike oli alguses üksi, aga ta põrkus kokku hiidkomeediga. Päikesest välja paiskunud ainest moodustusidki planeedid.

Thomas Chamberlin (1899) – Päikesest möödus mingi väga suure massiga täht, mis oma gravitatsiooniga „imes“ välja osa Päikese ainest, millest saidki tekkida planeedid

Svante Arrhenius (1913) – põrkusid kokku ja liitusid kaks tähte, tekkis Päike ja põrkest laiali paiskunud ainest tekkisid planeedid

Otto Schmidt (1943) – Päike läbis teele jäänud hiiglaslikku kuid hõredat gaasipilve, selle kondenseerumisel ja paakumisel tekkisid planeedid jms

Fred Hoyle (1944) – Päike oli alguses kaksiktäht, mille suurem paariline plahvatas. Plahvatuse tulemusena paiskusid tähed laiali, kuid Päikese ümber jäi piisavalt materjali planeetide jms tekkeks.

Kõik nn „katastroofihüpoteesid“ põhinevad oletusel, et Päikesesüsteemi tekkimisel polnud tegu suletud süsteemiga ning on rikutud liikumishulga jäävuse seadust. Igaüks neist võimaldas vastata ühele või mõnele mudelile esitatud küsimusest, kuid mitte kõigile korraga – seega ei saa ka ühtegi katastroofihüpoteesi lugeda Päikesesüsteemi tekkimise kirjeldamiseks piisavalt täpseks.

Magnetpiduri hüpotees

Hüpoteesi idee autor on Norra virmaliste uurija Kristian Birkeland, seda lihvisid hiljem astrofüüsikud hollandlane Hendrik Petrus Berlage, rootslane Hannes Alfvén ja inglane Fred Hoyle, samuti eestlane Ernst Öpik. Selle hüpoteesi kohaselt: tekitavad Päikesest välja lenduvad ioonid ümber Päikese elektriliselt laetud pöörlevad gaasirõngad, milles gravitatsioonijõudude tulemusena tekivad planeedid ja mille magnetväli pidurdab Päikese pöörlemist. Planeedid (ja teised süsteemi kuuluvad väikekehad) vahetavad Päikesega ainet ja selle tulemusena planeetide kogumass väheneb.

Tuleb tõdeda, et teooria oli küll efektne, paraku aga kaugel täiuslikust.

Protoplanetaarne teooria

Ehkki astrofüüsikud pole veel täiuslikult suutnud vastata kõikidele Päikesesüsteemi tekkimise ja evolutsiooniga seonduvatele küsimustele, on teadlaste hulgas enim poolehoidu kaasaegne Protoplanetaarne teooria, mille kohaselt:

1. Pöörlev vesinikust ja heeliumist gaasipilv (nebula) hakkas iseenda raskusjõu mõjul kondenseeruma, tekkisid hiigelsuured tähed, mis kiiresti „läbi põlesid“ ja oma elu plahvatusega lõpetasid.
2. Plahvatades tekkisid raskemast keemilistest elementidest koosnevad pilved, mis hakkasid kokku tõmbuma – tekkisid kaasaegsete tähtede eellased – prototähed, mis olid ümbritsetud hõredamast materjalist kettataolise pilvega
3. Prototähe temperatuuri tõustes hakkas kettas asuv gaas ioniseeruma, tema magnetväli pidurdas prototähe pöörlemise kuid kiirendas kettas asuva aine pöörlemist
4. Pöörlevas kettas hakkasid tekkima tihendused – nn protoplaneedid, kusjuures tihedam materjal koondus tähele lähemale, kergem aga sellest eemale (sama toimus protoplaneetide kuudes)
5. Tähe kiirgus „puhastas“ süsteemi üleliigsest materjalist – algsest väljaspool tähte asunud massist jäi alles vaid 1/1000
6. Süsteem stabiliseerus ja jahtus – kokku kulus selleks 50 … 100 miljonit aastat.