Standardscenariet for planetdannelse er det følgende. En stjerne og dens planetsystem blir dannet samtidig fra en sky av kosmisk materie. Prosessen starter ved at en sky med større tetthet enn omgivelsene begynner å trekke seg sammen på grunn av sin egen gravitasjon. Men sammentrekningen hindres av trykk-krefter i gass-skyen. For at den gravitasjonelle tiltrekningen skal dominere, må skyen ha minst 1000 solmasser. Under kollapsen vil skyen stadig dele seg opp fordi områdene der tettheten er størst kollapser raskest. Det dannes etter hvert en stjernehop.
Støvskyene som danner en stjerne, har vanligvis en rotasjon. Kjernen i en slik sky trekker seg raskest sammen. Det skjer etter hvert en kraftig oppvarming, og når temperaturen og tettheten innerst er blitt så høy at hydrogen begynner å fusjonere til helium, er en ung stjerne blitt dannet. Slike unge stjerner kalles T-Tauri stjerner og kjennetegnes blant annet ved at de er omgitt av støvskyer – protoplanetariske skiver.
I mange tilfeller dannes dobbeltstjerner, der to stjerner går i bane rundt et felles tyngdepunkt. Nedenfor er vist to infrarøde bilder (med kunstige farger) av T-Tauri stjerner.
Til venstre er en enkeltstjerne der skivens utstrekning er 150 ganger jordensavstand fra solens sentrum, dvs. 150AU. Bildet til høyre, tatt desember 1996, er det første bildet av et T-Tauri dobbeltsjernesystem.
Massene til stjernene kan variere fra ca. 10 jupitermasser til ca 100 solmasser. De to komponentene i et dobbeltstjernesystem kan ha betydelig forskjell i masse. De minste sjernene kalles brune dverger og er ikke ordentlige stjerner, i den forstand at temperaturen i sentrum ikke er høy nok til å sette i gang fusjon av hydrogen til helium. Men de er dannet på samme måten som mer massive stjerner ved oppdeling og kollaps av den opprinnelige kosmiske skyen, og regnes derfor som stjerner.
I 90-årene er protoplanetariske skiver observert rundt flere stjerner. For eksempel har man observert over 150 protoplanetariske skiver i Oriontåken, som er en ansamling av gass og stjerner i Melkeveien, ca. 1500 lysår fra solen. Nedenfor er avbildet seks slike skiver, de fire øverste sett ”ovenfra” og de to nederste fra siden. De er fra 2 til 17 ganger så store som solsystemet.
Et ”nærbilde” av en planetarisk skive rundt en stjerne 50 lysår fra solen, Beta Pictoris, ble tatt av de franske astronomene Jean-Luc Beuzit, Anne-Marie Lagrange og David Mouillet våren 1997.
I bildet er selve stjernen skjult av et filter. Bildet er tatt i infrarødt lys. Det er størst støvtetthet i de gule og orange områdene. Dette er et område med en forholdsvis tett støvsky, hvor det trolig er mange kometer. I de innerste områdene regner man med at støvet har samlet seg til to eller tre planeter som ikke syns på bildet. Beregninger tyder på at den buete formen på støvskyen som sees på den nederste delen, skyldes en planet med omtrent en jupitermasse som beveger seg i en avstand fra stjernen lik 20AU, i et baneplan som danner 3o med støvskiven.
Utviklingen av den protoplanetariske skiven har vært gjenstand for mange undersøkelser. De to figurene øverst på neste side viser resultatet av en simulering utført av Pawel Artymowics og kolleger ved Stockholm Universitet, og illustrerer hvordan en protoplanet kan suge materie fra støvskiven og lage en åpning i den.
8. januar 1999 offentliggjorde NASA nye bilder av to stjerner tatt med Hubble-teleskopet 15. mars 1998. Det ene bildet viste for første gang et slikt gap i en støvring rundt en stjerne. Stjernen med betegnelsen HD141569 har en avstand på 320 lysår fra solen. Det andre bildet var av en stjerne, 220 lysår fra solen, med betegnelsen HR 4796A. Det viste, også for første gang, en ring ikke en hel skive, slik man tidligere hadde sett på mange bilder for eksempel av stjerner i Oriontåken.
En modell av HD 141569 er vist på bildet nedenfor
Her er en modell av HR 4796A.
Avstanden ”1.6 billion miles” er lik 17AU, som svarer til avstanden mellom banene til Mars og Uranus i vårt solsystem.
Nye bilder av protoplanetariske skiver, tatt med Hubble-teleskopet, ble publisert 9. februar 1999. Bildet nedenfor til venstre viser stjernen IRAS 04302. Selve stjernen er skjult bak en støvskive som sees fra siden. Bare den lysende gassen stjernen sender ut er synlig. Støvskiven har en diameter på ca. 15 ganger Neptuns avstand fra solen. Massen til støvet i skiven er omtrent like stor som den samlete massen til planetene i vårt solsystem
Bildet til høyre viser stjernen Herbig-Haro 30. Den kan sies å være protypen på en ung stjerne. Stjernen er omgitt av en tynn mørk støvskive med radius på hele 200AU, og den sender ut en jetstrøm av gass langs sin rotasjonsakse. Den sentrale stjernen er skjult av støvet. Lyset fra stjernen reflekteres av støvet, og forårsaker den rødlige fargen på bildet.
