Teorie vzniku sluneční soustavy

Hypotézy Kantova a Laplaceova

Filosof Immanuel Kant uveřejnil své úvahy o tomto tématu v klasickém pojednání Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, které vyšlo r. 1755, tj. 22 let před tím, než W. Herschel začal své proslulé výzkumy mlhovin a dvojhvězd. Kant si především všiml nápadné skutečnosti, že všechny tehdy známé planety a družice obíhají okolo svých gravitačních center v tomtéž smyslu a že je to týž smysl, ve kterém se otáčí Slunce i planety, pokud u nich rotace byla zjištěna. A konečně, oběhy se dějí až na málo výjimek ve drahách, jejichž roviny téměř splývají jak navzájem, tak i s rovinou slunečního rovníku. To jsou skutečnosti, které výmluvně nasvědčují společnému původu těles sluneční soustavy a těchto skutečností musí nevyhnutelně dbát každá kosmologická teorie, ať se pokouší vysvětlit vznik sluneční soustavy jakýmkoliv způsobem.

Kant tak došel k základnímu předpokladu, že všechna tělesa, skládající náš sluneční svět, byla "na počátku všech věcí" rozložena v "elementární látku", která vyplňovala všechen prostor, v němž nyní tato tělesa obíhají. Z označení "elementární pralátka" není sice patrno, jak si Kant představoval skupenství této látky, nicméně jeho předpoklad, že její částice opisují samostatné dráhy, je podstatným znakem hypotézy meteorické. Kant mluví o párách (Dünste), avšak není vyloučeno, že tím mínil prach.

Další vývoj si představoval takto:
Částice pralátky pohybující se všemi směry se navzájem srážejí, tím ztrácejí rychlost a klesají ke gravitačnímu centru. Tam vzniká veliké těleso – pozdější Slunce. Nakonec zbývají pouze částice určitého pohybového smyslu. Vzájemným rušením se však mění postupně jejich dráhy: Při setkání se jejich pohyby skládají podle věty o rovnoběžníku pohybů a dráha se víc a víc blíží rovině zbylého plošného momentu, již Kant nazývá "rovinnou vztahovou". Hmoty kroužící v této rovině se slučují v planety.

Kantova domněnka obsahuje četné nepřekonatelné obtíže – už jeho názor, jak v klidné pramlhovině došlo k rotaci, je mechanicky nemožný, neuspokojuje také jeho výklad vzniku měsíců a mnoho jiných.

Laplaceova hypotéza se zpravidla spojuje a ztotožňuje s Kantovou, takže ji pak označujeme jako teorii Kant-Laplaceovu. Ve skutečnosti se obě shodují pouze v některých základních předpokladech. P. S. Laplace uveřejnil svou teorii ve spise Exposition du systéme du Monde, vydaném r. 1796. Vychází z předpokladu, že hmota sluneční soustavy měla původně tvar žhavé plynové koule, rozkládající se až za dráhu nejvzdálenější planety. Ochlazováním se tato koule smršťovala, čímž se zrychlovala její rotace, až konečně došlo k odlučování hmoty na rovníku ve tvaru plynových prstenců. Zde je zřejmá inspirace, pocházející od prstenců Saturnových. Dnes víme, že Saturnův prstenec lze spíše považovat za pozůstatek trabanta, rozpadlého vlivem slapových sil, protože leží uvnitř tzv. Rocheovy meze.

Laplaceova teorie sice zdánlivě dobře vysvětluje všechny zvláštnosti sluneční soustavy, zejména shodu oběžných a rotačních směrů, nepatrné odchylky dráhových rovin apod., bohužel však obsahuje neodstranitelné nesnáze dynamické povahy.

Především již roku 1859 dokázalMaxwell, že prstenec, který by se měl podle této teorie oddělit od žhavé sluneční atmosféry, se nemůže sám od sebe svinout v jediné kulové těleso – planetu. Podle zákonů mechaniky by musel se rozpadnout na mnoho částí, takže by vznikl roj drobných planet a nikoli těleso jediné, tedy něco podobného jako Saturnův prstenec. Kdybychom se chtěli vyhnout této obtíži a modifikovat teorii např. tak, že i planety necháme vzniknout kondenzací z téže mlhoviny, od níž by se pak postupně na povrchu odlučovaly, neujdeme jiné zásadní nesnázi, totiž otázce rozdělení rotačního impulsu. Je-li J moment setrvačnosti sluneční koule, považované za homogenní, ω její úhlová rychlost, dále r vzdálenost, m hmota planety Jupiter, ω´ úhlová rychlost jejího průvodiče, tedy hybnost (impuls) obíhající planety, lze zjistit, že revoluční impuls je asi 17násobek rotačního impulsu otáčejícího se Slunce, tedy veličiny Jω. Kdyby hypotéza Laplaceova byla správná, pak by revoluční impuls Jupiterovy hmoty v okamžiku odloučení musel být jen nepatrným zlomkem impulsu celé plynové koule. Jak je tedy možné, že je dnes mnohonásobně větší? A to jsme vůbec nepřihlíželi k revolučním impulsům ostatních členů sluneční soustavy. Protože sluneční těleso není určitě ani přibližně homogenní, nýbrž hustota roste směrem ke středu, je ve skutečnosti nepoměr ještě daleko větší. Mimochodem řečeno, pokus s olejovou kuličkou suspendovanou v lihovém roztoku, známý ze starší literatury, který vymyslel Belgičan Plateau, není snad nějakým pokusným ověřením Laplaceovy hypotézy, nýbrž pouhou její demonstrací.

Novější domněnky (Birkelandova, Chamberlin a Moultona, Jeans a Jeffreyho, Russellova a Lyttletonova)

Jakousi podobnost s Kantem mají ve větší nebo menší míře hypotézy, které vytvořili Faye, Ligondés, See, Lockyer, Lowell, Zehnder aj. Názory podobající se poněkud domněnce Laplaceově vyslovili Fesenkov (1. hypotéza) a Birkeland. Oba počítají s činností eruptivních sil na Slunci. Birkeland předpokládá účinek elektromagnetických sil téže řádové velikosti jako gravitace. V tom se mu podobá mnohem pozdější (1941) domněnka Alfvénova. Roku 1943 uveřejnil C. F. V. Weizsäcker teorii, která znamená do jisté míry návrat k Laplaceovi.

Pomíjejíc veliký počet jiných pokusů kosmogonických (např. Arrhenius, Buffon, W. Meyer, Moreaux a mnozí jiní), musíme se aspoň několika slovy zmínit o dvou z nich, nežli přikročíme k teoriím poslední doby, protože do jisté míry ovlivnily nejnovější názory. Jsou to hypotézy, jejichž autory jsou jednak Chamberlin a Moulton, jednak Jeans a Jeffreys. Viděli jsme, že velikou obtíž pro kosmogonické výklady znamenalo rozdělení rotačního impulsu. Zmíněné hypotézy unikají této obtíži tím, že předpokládají externí vliv, který v jisté době působil na hotové Slunce – buď pouhý gravitační vliv, jímž působila jiná hvězda, míjející Slunce v těsné blízkosti, anebo dokonce srážku s takovou hvězdou (Arrhenius). Moulton si představuje, že když cizí těleso míjelo Slunce, vyvolalo na přivrácené i odvrácené straně vysoké slapové vlny, což mělo za následek vyvržení velikého množství slunečního materiálu oběma směry. Přitažlivostí cizího tělesa byly tyto vyvržené hmoty vytaženy z přímočaré dráhy a donuceny k eliptickému pohybu kolem Slunce. Kondenzací se vytvořily nejprve malé částice meteorické povahy ("planetesimály"), z nichž spojováním povstala pak jádra planet. Po této katastrofě byl však prostor vyplněn množstvím drobných částic, které se postupně připojovaly k jednotlivým jádrům, čímž byl vznik planet ukončen. Odpor, který při tom částice kladly pohybu jader, způsobil, že dráhové výstřednosti se zmenšily – dráhy se změnily ve velmi přibližné kružnice. Slabou stránkou teorie je jak vznik rotace planet, tak vznik měsíců.

Hypotéza Jeansona se podobá hypotéze právě popsané velmi značně; rozdíl je jedině v tom, že podle Chamberlina-Moultona eruptivní slapové látky nabývají po svém osamostatnění meteorický charakter, kdežto Jeans jim připisuje – aspoň pokud z nich vznikají planety – plynné skupenství pod delší dobu. Jeffreys pozměni l poněkud Jeansovu domněnku a Jeans později tyto změny ještě doplnil. Podle Jeansova výpočtu opsala cizí hvězda dráhu, která se Slunci přiblížila až na slunečních poloměrů, kde M značí hmotu Slunce, M´ hmotu rušící hvězdy. Jakmile hvězda vnikla do sféry o tomto poloměru, počalo Slunce vrhat hmotu směrem ke hvězdě. Erupce trvala, pokud hvězda byla uvnitř této sféry, její rychlost postupně vzrůstala k maximu v okamžiku největší blízkosti a pak zase postupně klesala. Tak vznikl jakýsi hmotný pruh, jehož hustota byla uprostřed největší a na obou koncích klesala k nule. Tento pruh se ochlazoval, a to nejrychleji na obou koncích, kde nastalo nejdříve zkapalnění, kdežto střed zůstal téměř docela plynný. Konečně se pruh rozpadl na oddělené hmoty, a tak vznikly planety. Dráhy planet byly zpočátku silně výstřední, takže planety se mohly dosti těsně přiblížit ke Slunci, které pak převzalo roli "cizí" hvězdy. Děj se pak opakoval u planet ve zmenšeném měřítku, a tak vznikly měsíce. U ztuhlých planet (Merkur, Venuše) k tomu dojít nemohlo.

Této teorii se nedaří výklad rotace planet a rovněž výklad vzniku měsíců není uspokojivý. Jeffreys vysvětluje vznik rotace dopadem měsíců – avšak, aby vznikl rotační impuls planety Jupitera, bylo by třeba nejméně 1 400 měsíců hmoty III. měsíce Jupiterova. Kdyby Jeansonův výklad vzniku měsíců byl správný, musely by dráhy všech měsíců ležet v rovině drah planet. Tak je tomu přibližně u Jupitera. U ostatních planet jsou dráhy satelitů skloněny k drahám planet a jsou spíše totožné s rovníkovou rovinou planety.

Jeffreys později pozměnil svou teorii, či vlastně nahradil ji jinou v tom smyslu, že předpokládá přímo srážku Slunce s hvězdou. K tomu, a vůbec ke všem teoriím, které počítají s intervencí "cizího tělesa", lze říci, že takové domněnky mají všechny znaky "hypotéz z nouze", které bývají ve vědě velmi nerady viděny. Takové přiblížení – v nutných mezích – nebo dokonce srážka, jsou úkazy velmi málo pravděpodobné a nelze se při tom odvolávat na jev "nových" hvězd, jehož fyzikální podstata, jak jsme viděli, je docela jiná. Rozhodně nebyl dosud pozorován ani jediný úkaz, který by mohl být jakýmsi právem označen jako srážka dvou hvězd.

Hypotézy Russellova a Lyttletonova jsou jakousi modifikací teorie Jeansovy a Jeffreysonovy. Původní Slunce si představují jako dvojhvězdu, z jejíž menší složky vznikly planety. Tato složka obíhala původně ve vzdálenosti velkých planet. Při náhodném přiblížení jiné hvězdy došlo k rozpadu na menší komponenty buď nárazem, nebo působením slapových sil na několik částí, z nichž vznikly planety. Tato hypotéza nemá sice potíže s výkladem velkých hybností planet, avšak jinak je zatížena téměř všemi nesnázemi, které činí předcházející domněnky nepřijatelnými. Především by bylo nutné, aby se hvězda, která se Slunci přiblížila z vesmíru, pohybovala po dráze, jejíž rovina by byla totožná s oběžnou rovinou zničené hvězdy – jinak by se vzniklé planety pohybovaly v rovinách značně od sebe odchýlených, a nikoli téměř v jedné rovině. To vše činí základní předpoklad nanejvýš nepravděpodobným. Také vznik měsíců, jejich oběhů a shoda oběžných rovin zůstávají nevysvětleny.

Teorie Fesenkovova a Šmidtova

Poslední desetiletí přinesla veliké množství nových poznatků jak fyzikálních, tak astronomických, a je zřejmé, že vliv tohoto se musel projevit i v oblasti kosmogonie. Jsou to zejména Betheho objevy o zdroji sluneční energie, objevy o složení atmosfér planet i trabantů a nové názory na vznik hvězd, které nutno mít na zřeteli při konstrukci jakékoli nové kosmogonické teorie. V tom smyslu jsou zejména pozoruhodné názory, které rozvinuli nedávno dva sovětští badatelé, B. G. Fesenkov a O. Ju. Šmidt.

Od Fesenkova pocházejí vlastně dvě hypotézy. První z roku 1919 je obsažena v pojednání Evolution du systéme solaire. Ačkoli byla samotným Fesenkovem opuštěna, je nutné se o ní zmínit, protože některé její prvky byly převzaté do druhé hypotézy. Fesenkov v ní předpokládá Laplaceovu pramlhovinu za druhé stadium – za první předpokládá mrak meteoritů. Blízko gravitačního centra je hustota největší, zde dochází k častějším srážkám, tím vzniká teplo a část meteorů se vypaří. Tvoří se plynná atmosféra, v níž zbylé tuhé částice se pohybují jako v odporujícím prostředí. Účinkem odporu se částice víc a víc blíží těžišti, mrak se stahuje a mění se nakonec celý v plynnou kouli, v jejímž nitru se různorodé pohyby znenáhla vyrovnávají a usměrňují. Tak vzniká Laplaceova plynná koule, rovnoměrně se otáčející, jako druhé vývojové stadium. Avšak další průběh se liší – podle Fesenkova – od vývoje nastíněného Laplacem: Planety nevznikaly odlučováním v jakémkoli tvaru na rovníku, nýbrž v nitru slunečním se tvořily mocné konvektivní vírové proudy, jimiž byly hmoty z nitra mlhovinné koule přemísťovány do hořejších vrstev, kde zčásti zkapalněny i ztuhly a proměnily se v samostatná tělesa. Tato tělesa se pohybovala v nitru plynné koule a odporující prostředí zmenšilo výstřednost drah a jejich sklon k rovníku Slunce.

Otázka rozdělení rotačního impulsu a také vlivu odporujícího prostředí působila potíže, které odstranil ve své druhé hypotéze, kterou i později zdokonaloval a doplňoval.

Abychom mohli posoudit způsob vzniku planet, je třeba uvážit fyzikální povahu hvězd, především Slunce. Dnes považujeme za zjištěné, že zářivá energie Slunce je udržována nukleárními reakcemi za přítomnosti atomů uhlíku. H se mění v He a tento děj uvolňuje teplo jako následek hmotového defektu. Tyto složité a pomalé reakce jsou citlivě závislé na okolní teplotě. Odtud plyne, že produkce tepla je koncentrována téměř výlučně poblíž středu nebo v jakémsi jádře o velmi malém poloměru, ve kterém teplota je téměř stálá. Tento mechanismus však může mít postačitelnou výkonnost jen tehdy, když se procesu účastní velká část slunečního nitra, nejen okolí slunečního středu. To je možno jen tak, že existují mocné konvektivní proudy mezi středem a povrchovými vrstvami, bez nichž by se materiál pro reakce velmi brzy vyčerpal. Tyto proudy však mění podstatně charakter sluneční rotace. Fesenkov dochází k závěru: Aby stav slunečního nitra bylo možno označit za stacionární, musí rotační impuls kteréhokoli objemového elementu v kterékoli vzdálenosti od osy být týž, tj. musí To však znamená, že úhlová rychlost uvnitř hvězdy roste velmi rychle směrem do nitra. Fesenkov zde upozorňuje na myšlenku Jeansovu (1926). Jeans vyslovil názor, že záření, vysílané z nitra hvězdy, brzdí její rotaci, neboť při postupu ze středu k povrchu přijímá postupně větší a větší hybnost, a tím zpomaluje vrstvy, jimiž prochází. Fesenkov je přesvědčen, že rotační impuls se postupně s časem neustále zmenšuje a že mechanický teorém o zachování hybnosti nelze aplikovat na hvězdy v kosmických rozpětích časových. Rotace sluneční se tedy zpomaluje vysílaným zářením, které jako by z povrchu slunečního unášelo také rotační impuls. Lze proto rotační rychlost hvězdy považovat za udavatele jejího stáří. Vskutku víme, že hvězdy s rychlou rotací náležejí vesměs mladým spektrálním třídám. Ke zmenšování rotační hybnosti přispívá nepochybně také postupný úbytek sluneční hmoty, jak ve formě undulační, tak i korpuskulární.

Dále si Fesenkov představuje, v souhlase s názory Betheovými, že Slunce podrželo svou zářivou energii za pomoci jádrových reakcí, které s postupujícím vývojem přešly od jednoho typu ke druhému, od jednodušších, které probíhají za účasti deuteria a vyžadují poměrně nízké teploty, ke složitějším s účastí Li, Be, B a konečně C. Při každém takovém přechodu teplota v okolí slunečního středu stoupala, rozměry Slunce se zmenšovaly, úhlová rychlost vzrůstala. Když Slunce strávilo celou zásobu bóru, bylo nuceno rychle se smršťovat, čímž teplota vzrostla, a Slunce tak mohlo přejít k nukleárním reakcím vyžadujícím vyšší teplotu, především k těm, které vyžadují účast C. Přechodem k nynějším rozměrům nabylo Slunce dostatečné teploty, aby řečené reakce mohly probíhat. V té době nebyla ještě termická rovnováha ustálena, neboť reakce nového druhu potřebovaly k svému vývoji několik miliónů let. Kontrakce slunečního tělesa mezitím pokračovala a rotace se zrychlovala. Konečně byla v této kritické době stabilita Slunce porušena. Patrně již delší čas před tímto kritickým obdobím nabylo Slunce tvaru hruškovitě prodlouženého a největší část rotační hybnosti náležela pak extrémním partiím tohoto výčnělku slunečního tělesa. Především bylo třeba, aby ona část této "protuberance", z níž se měly zrodit budoucí planety, dospěla za Rocheovu mez. Až do okamžiku odtržení se protuberance prodlužovala, podržujíc při tom úhlovou rychlost sluneční rotace. Proces odtržení proběhl patrně velmi zvolna – při náhlém průběhu by šlo o jev, pro který nemáme nic obdobného ve hvězdném vesmíru. Teplota protuberance byla velmi různá v jednotlivých částech: Ve vyšších, vzdálenějších částech byla nízká, kdežto u základny značně vysoká. Protože vzdálené planety se vytvářely z vnějších částí, mohly – vzhledem k nízké teplotě – podržet vodíkovou atmosféru. Vnitřní planety, jejichž počáteční teplota byla několik tisíc stupňů, neudržely vodík ve svém ovzduší.

Výklad rotace planet nečiní teorii potíže: Jednotlivé části protuberance, vyšlé z vrstvy určité tloušťky, musely mít různé postupné rychlosti, částice vzdálenější měly rychlost větší a naopak, celek každé části měl tudíž rotační hybnost, která musela být dostatečně veliká vzhledem ke značné tehdejší úhlové rychlosti Slunce.

Původní soustava sluneční byla podle Fesenkova daleko menší než dnešní, planety se mohly proto sobě značně přiblížit, což mohlo být jim případně dosti nebezpečné, zejména těm, které sousedí s Jupiterem, neboť při překročení Rocheovy meze muselo dojít k rozpadu planety; tak vznikl pruh planetoid.

Nynější ohromné rozměry soustavy jsou výsledkem dlouhého a pomalého vývoje. Lze přitom pomýšlet na slapové síly a na sekulární úbytek hmoty Slunce, ba dokonce i na rušivý vliv některé sousední hvězdy, který snad přispěl v tomtéž smyslu. Poněvadž při tom nemusí být přechod hvězdy zvlášť těsný, nebyl by takový vliv zvlášť nepravděpodobný.

O. J. Šmidt je přesvědčen, že obtížím, které výkladu vývoje sluneční soustavy způsobuje otázka rozdělení impulsu, se nelze vyhnout jinak než předpokladem, že hmoty potřebné ke vzniku planet se dostalo Slunci z vnějšku, z mezihvězdného prostoru. Tehdy ovšem odpadají tyto potíže samy sebou. Podle něho je třeba se zříci při kosmogonických úvahách názoru, že sluneční soustava byla vždy soustavou uzavřenou v mechanickém smyslu; naopak je nutno přibrat onu větší soustavu, jejíž částí je, tj. soustavu Mléčné dráhy. S přibráním galaktického materiálu odpadá všecka nesnáz s impulsem, neboť jak hvězdy, tak i mezihvězdné hmoty mají ohromné hybnosti, a to jak jedna vzhledem k druhé, tak i vzhledem k centru Mléčné dráhy. Při rozdělení této hybnosti lze také snadno a bez násilí obdržet ten moment hybnosti, který mají planety. Připoutání mezihvězdné hmoty nastává podle Šmidta ve formě uchvácení, tj. ve formě přechodu z hyperbolické dráhy vzhledem ke Slunci ve dráhu eliptickou vlivem určitých příčin. Uchváceny nebyly ovšem hotové koule-planety, nýbrž část meteorického mračna a možná i plynu. Tak se okolo Slunce, které Šmidt na rozdíl od Fesenkova předpokládá hotové, vytvořil roj částic, pohybujících se kolem něho v elipsách podle gravitačního zákona. Z tohoto roje tuhých korpuskulí se potom vytvářely planety, část této matérie dala vzniknout kometám, část zbyla jako dnešní meteory. Šmidt zkoumá velmi podrobně otázku možnosti zachycení. Že zachycení je zásadně možné, to nesporně dokazuje zkušenost. Víme, že Jupiter svou přitažlivostí proměnil dráhu komety ze tvaru velmi protáhlého v krátkoperiodickou elipsu (kometa 1889 V). Při studiu tohoto jevu lze zanedbat nepatrnou hmotu komety, takže máme pak co činit s tzv. restringovaným problémem tří těles. Stanovení problému v rámci takového umělého schématu jakožto kruhového restringovaného problému tří těles nemá však význam pro kosmogonii sluneční soustavy. V tomto případě je nutno chápat děj zcela jinak. Jestliže při sblížení tří těles pohybujících se pod vlivem vzájemného přitahování byla relativní rychlost dvou těles do některého okamžiku hyperbolická a potom se stala eliptickou, pravíme, že mezi těmito dvěma tělesy došlo k zachycení. Šmidt společně se svým spolupracovníkem G. F. Chylnym vypracoval matematickou teorii zachycení, ze které plyne, že při sblížení 3 těles s hyperbolickými relativními rychlostmi je možná taková výměna energií a hybností, že se jedno těleso vzdaluje, kdežto obě ostatní vytvářejí nerozlučnou soustavu s eliptickými relativními pohyby. Rozdíl mezi energií relativního pohybu dvou těles, hyperbolického do uchvácení a eliptického po něm, vezme na sebe třetí těleso, jehož rychlost přiměřeně vzroste. K uskutečnění ryze gravitačního uchvácení prašného mraku Sluncem je nevyhnutelná účast ještě dalšího (třetího) tělesa, jímž mohla být mimo prošlá hvězda. Avšak kromě gravitačního uchvácení jsou myslitelné ještě jiné formy. Tak V. V. Radzijevskij poukazuje na význam tlaku světelného záření a T. A. Agkian ukázal, že zachycení může nastat následkem částečné ztráty ryclosti při srážkách.

Po uchvácení obíhal ohromný počet meteorů kolem Slunce. Dráhy těchto těles se protínaly a neustále se měnily vzájemnými poruchami. Docházelo ke srážkám a k pádům menších těles na větší tělesa. Vznikaly i se rozpadávaly hmotnější roje. Avšak postupně docházelo ke zmenšování počtu částic a ke vzrůstu některých rojů na účet ostatních. To pak byly zárodky planet. Částice obíhají v různých rovinách, avšak vcelku ne zcela chaoticky. Až do setkání se Sluncem se oblak pohyboval jako celek, tj. pohyb částic byl ve značné míře uspořádaný, což se přeneslo i na roj, utvořivší se po uchvácení. Proto lze tvrdit, že i v tomto roji bude jakási převládající rovina, okolo níž se bude kupit většina dráhových rovin individuálních částic. Směr hlavního rotačního impulsu bude kolmý k této rovině.

Vzhledem ke krajně nerovnoměrnému rozdělení hustoty v mracích, k jejich chuchvalcovité struktuře zjištěné pozorováním, je pravděpodobné, že bude v převaze jeden ze dvou směrů. A v tomto směru patrně se bude dít pohyb vytvářejících se planet kolem Slunce.

Šmidt počítá také s dopadem značné části roje do Slunce a snaží se odtud vysvětlit shodu smyslu sluneční rotace a oběhu planet, jakož i blízkou shodu roviny slunečního rovníku s rovinou planetárních drah.

Ačkoli obě teorie, Fesenkovova a Šmidtova, se v mnohém ohledu podstatně liší, přece mají také některé prvky společné. V tom smyslu asi navrhuje Voroncov-Veljaminov pokus o syntézu obou.

Bylo by jistě naprosto předčasné považovat kteroukoli z dosud navrhovaných teorií za definitivní rozluštění záhady vzniku sluneční soustavy. Lze toliko říci, že se ta nebo ona teorie více nebo méně dokonale shoduje se soudobými astrofyzikálními daty. Rozhodující bude, zda tento souhlas potrvá i vzhledem k objevům, které přinese budoucnost.