Formación del Sistema solar

¿Cómo se formó el Sistema solar?

El Sistema solar se originó hace 4.568 millones de años después de que una nube molecular gigante sufriera un colapso gravitacional. Esta se encontraba conformada, al igual que la mayoría de las nubes moleculares, de hidrógeno, helio y algunos elementos pesados. Según se cree, del material de esta nube se formaron varias estrellas antes de la existencia del Sistema solar. De todas maneras, la región protosolar de esta nube comenzó a colapsar y la conservación del momento angular hizo que su rotación se acelerara. La materia fue concentrándose en el centro, por lo que la temperatura en esta región se elevó muchísimo más que en el resto del disco. A medida que la velocidad de rotación fue aumentando, el centro fue transformándose en una protoestrella y la nebulosa a su alrededor fue aplanándose y convirtiéndose en un disco protoplanetario. De esta forma, cientos de planetas fueron formándose por acreción. Es decir, al ir acumulando materia de cuerpos pequeños por acción de la gravedad. Más tarde, estos mismos planetas se fusionarían entre sí para formar cuerpos más grandes.

Debido a las altas temperaturas, persistieron los silicatos y los metales en los planetas más cercanos al centro, mientras que los elementos con puntos de ebullición más bajos escaparon al espacio exterior. Así, dado que la cantidad de metales era muy poca en la nebulosa, estos planetas no pudieron hacerse demasiado grandes. Por su parte, los gigantes gaseosos, que se encontraban más allá de la línea de congelamiento, donde el hidrógeno y sus compuestos se vuelven hielo (más allá del cinturón de asteroides, a 2,7 UA del Sol). De esta forma, al contar con cuerpos mucho más grandes, lograron atrapar el helio y el hidrógeno del exterior con su gravedad para formar atmósferas gigantescas. El resto de materia que no logró unirse a un planeta, quedó atrapado en el cinturón de Kuiper y en la nube de Oort.

Finalmente, luego de 50 millones de existencia como una protoestrella, la densidad y la presión en el centro del sistema se incrementaron hasta el punto de alcanzar la fusión termonuclear. Así, se logró el equilibrio hidrostático cuando la presión térmica fue igual a la fuerza de la gravedad

. Fue de esta forma como el Sol logró entrar en la secuencia principal, emitiendo una cantidad de calor similar al de la mayoría de estrellas conocidas. Mientras los momentos previos al encendido termonuclear duraron cerca de dos mil millones de años, se estima que el Sol estará en la secuencia principal a lo largo de diez mil millones de años, luego de los cuales se volverá una gigante roja.