Artigos principais: Sistema Solar e Evolución estelar As teorías sobre a formación e evolución do Sistema Solar son complexas e variadas, interrelacionando varias disciplinas científicas, dende a astronomía e a física até a xeoloxía e a ciencia planetaria. A través dos séculos, moitas teorías sobre a súa formación foron propostas, pero non foi até o século XVII cando tivo lugar o desenvolvemento da teoría moderna. Co amencer da era espacial, as imaxes e estruturas doutros mundos no Sistema Solar refinaron a nosa comprensión, mentres que os avances en física nuclear déronnos a nosa primeira visión dos procesos que afrontaron a estrelas, e conducíronnos ás primeiras teorías da súa formación e destrución final.

miniatura|400px|Concepción artística dun disco protoplanetario.

Formación inicial

Nebulosa solar

Artigo principal: Formación planetaria

miniatura|250px|Imaxe do telescopio Hubble de discos protoplanetarios na Nebulosa de Orión, unha "gardería estelar" de anos-luz de ancho moi similar á nebulosa inicial da que se formou o noso Sol.

A hipótese actual da formación do sistema solar é a hipótese nebular, proposta por primeira vez en 1734 por Emanuel Swedenborg.Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Opera Philosophica et Mineralia, (Principia, Volume 1) En 1755, Immanuel Kant, que estaba familiarizado cos traballos de Swedenborg, desenvolveu esa teoría máis fondamente. Unha teoría similar foi formulada por Pierre Simon Laplace en 1796. A teoría nebular mantén que fai 4600 millóns da anos o Sistema Solar se formou a partir do derrubamento gravitacional dunha nube molecular xigante. Esta nube inicial foi probabelmente de varios anos-luz de largo e xogou o papel de anfitrioa no nacemento de varias estrelas. Aínda que o proceso foi visto cunha relativa calma, estudos recentes de meteoritos antigos revelan rastros de elementos só formados no corazón de explosións moi grandes de estrelas, indicando que o contorno no que o Sol foi formado estaba dentro do rango de bastantes supernovas próximas. A onda expansiva destas supernovas podería se-la causante da formación do Sol, creando rexións de sobredensidade na nebulosa circundante, provocando o seu colapso.

Isótopos máis abundantesno Sistema SolarArnett, David (1996). Supernovae and Nucleosynthesis, primeira edición, Princeton, New Jersey: Princeton University press. ISBN 0-691-01147-8.IsótopoNúcleos pormillón Hidróxeno-1 705.700 Hidróxeno-2 23 Helio-4 275.200 Helio-3 35 Osíxeno-16 5.920 Carbono-12 3.032 Carbono-13 37 Neon-20 1.548 Neon-22 208 Ferro-56 1.169 Ferro-54 72 Ferro-57 28 Nitróxeno-14 1.105 Silicio-28 653 Silicio-29 34 Silicio-30 23 Magnesio-24 513 Magnesio-26 79 Magnesio-25 69 Xofre-32 396 Argon-36 77 Calcio-40 60 Aluminio-27 58 Níquel-58 49 Sodio-23 33

Unha destas rexións de gas explosivo (coñecida como nebulosa presolar) formaría o que logo se convertería no Sol. Esta rexión tiña un diámetro de entre 7000 e 20000 UA e unha masa moi semellante á do Sol (entre 1,001 e 1,1 masas solares). Crese que a súa composición era máis ou menos a mesma que a do Sol hoxe: un 98% de hidróxeno e helio presente dende o big-bang e un 2% de elementos máis pesados creados por anteriores xeracións de estrelas que morreron e lanzáronos de novo ó espazo interestelar (ver nucleosíntese).

Mentres se colapsaba a nebulosa, a conservación do momento angular fixo que xirara máis rapidamente, e os átomos comezaron a chocar cunha frecuencia que se incrementaba, facendo que soltaran enerxía en forma de calor. O centro, que era onde a maior parte da masa estaba a chocar, quentábase cada vez máis que o disco circundante. Pola acción das forzas competentes asociadas coa gravidade, a presión dos gases, os campos magnéticos e a rotación, a nebulosa en proceso de contracción comezou a se aplanar nun disco protoplanetario cun diámetro de preto de 200 UA e unha quente e densa protoestrela no centro.

Os estudos das estrelas T Tauris, polos que se cre que as estrelas mozas son semellantes ó Sol neste punto da súa evolución, amosan que a miúdo están acompañadas por discos de tipo preplanetario. Estes discos se estenden ó longo de centos de UA e son bastante fríos, atinxindo só cen kelvin no seu punto máis quente. Despois de 100 millóns de anos, a temperatura e a presión no centro do Sol volvéronse tan altas que o seu hidróxeno comezou a fundirse, creando unha fonte interna de enerxía que contrarrestou a forza da contracción gravitacional até que o equilibrio hidrostático foi acadado. Neste momento, o Sol converteuse nunha estrela completamente desenvolvida.Michael Stix. The Sun: An Introduction. Springer.

Se pensa que os planetas naceron desta nube e do seu po e gases (a nebulosa solar). O método actualmente aceptado polo que se formaron os planetas é coñecido como acreción, pola cal os planetas comezaron como grans de po en órbita ó redor da protoestrela, atraendo outros grans e entrando e contacto directo até formar grupos de entre un e dez quilómetros de diámetro, que á súa vez foron chocando entre eles para formar corpos máis grandes chamados planetesimais, de aproximadamente 5 quilómetros de tamaño, e incrementándose gradualmente uns 15 cm ó ano durante os seguintes millóns de anos.

O Sistema Solar interno era demasiado quente como para que as moléculas volátiles como a auga ou o metano se condensaran, así que os planetesimais que se formaron foron relativamente pequenos (abarcando só un 0.6% da masa do disco) e compostos principalmente por elementos cun punto moi elevado de fusión, como silicatos ou metais. Estes corpos rochosos chegarían a converterse nos planetas terrestres. Aínda máis, os efectos gravitacionais de Xúpiter fixeron que fora imposíbel que os obxectos protoplanetarios se xuntaran, deixando detrás o cinto de asteroides.

E aínda por riba, alén da liña de conxelación, onde os compoñentes de xeo máis volátiles ficaban en estado sólido, Xúpiter e Saturno foron quen de atrapar máis material que os planetas terrestres, xa que eses materiais eran máis comúns. Convertéronse en xigantes gasosas, mentres que Urano e Neptuno capturaron moito menos material e son coñecidas como xigantes xeadas, xa que se cre que os seus núcleos están feitos na súa meirande parte de hidróxeno xeado.William B. McKinnon, Timothy Edward Dowling, Fran Bagenal (2004). Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press.

Entón, o primeiro vento solar limpou todo o po e o gas no disco protoplanetario, levándoo ó espazo interestelar, rematando así o crecemento dos planetas. As estrelas T Tauri provocan un vento estelar máis forte que outras estrelas máis antigas e estábeis.

Problemas co modelo da nebulosa solar

Un problema con esta hipótese e o do momento angular. Coa ampla maioría da masa do sistema acumulándose no centro da nube rotatoria, a hipótese predí que a ampla maioría do momento angular do sistema debe acumularse tamén alí. Porén, a rotación do Sol é bastante máis lenta do previsto, e os planetas, a pesar de contar con menos dun 1% da masa do sistema, acumulan máis do 90% do seu momento angular. Unha solución deste problema é que os grans de po do disco orixinal crearon unha fricción que aminorou a rotación no centro.

Os planetas en "lugar equivocado" son un problema para o modelo da nebulosa solar. Urano e Neptuno existen nunha rexión onde a súa formación é altamente inverosímil por mor da reducida densidade da nebulosa solar e dos períodos orbitais máis longos nesa rexión. Aínda máis, os Xúpiteres quentes agora observados ó redor doutras estrelas non se poderían formar nas súas posicións actuais se o fixeran tamén a partir dunha "nebulosa solar". Estes asuntos trátanse asumindo que as interaccións coa mesma nebulosa e os restantes planetesimais poden resultar en migracións planetarias.

As características detalladas dos planetas son outro problema. A hipótese da nebulosa solar predí que tódolos planetas formaranse exactamente no mesmo plano elíptico. En lugar diso, as órbitas dos planetas clásicos teñen varias (aínda que pequenas) inclinacións con respecto á elipse. Ademais, predíse que as rotacións e os sistemas lunares das xigantes gasosas tampouco estarán inclinadas con respecto ó plano elíptico. Porén, a maioría das xigantes gasosas teñen pronunciadas variacións axiais con respecto á elipse, teno Urano unha variación de 98º. A Lúa sendo relativamente grande con respecto á Terra e outras lúas que están en órbitas irregulares con respecto ó seu planeta e tamén outro problema. Actualmente crese que esas observacións explícanse por eventos que sucederon despois da formación inicial do Sistema Solar.

Estimación da idade

Usando datación radiométrica, os científicos poden estimar que a idade do Sistema Solar é de 4600 millóns de anos. As rochas máis vellas da Terra datan duns 3900 millóns de anos, aproximadamente. As rochas desta idade son escasas, xa que a superficie da Terra é constantemente modificada pola erosión, a actividade volcánica e as placas tectónicas. Para estima-la idade do Sistema Solar os científicos deben usar meteoritos, que foron formados durante a fase temperá da condensación da nebulosa solar. Sábese que os meteoritos máis vellos (como o meteorito de Canyon Diablo) teñen unha idade de 4600 millóns de anos, polo tanto, o Sistema Solar debe ter polo menos esa idade.

Evolución posterior

Orixinalmente creuse que os planetas se formaron na órbita na que agora están, ou polo menos preto dela. Porén, esta visión estivo experimentado cambios radicais durante a derradeira parte do século XX e no principio do XXI. Actualmente crese que o Sistema Solar era moi diferente ó actual despois da súa formación inicial, con polo menos cinco obxectos tan grandes como Mercurio no Sistema Solar interior polos catro actuais, e sendo o Sistema Solar exterior moito máis compacto do que é agora, e estando o Cinto de Kuiper moito máis lonxe do que está agora.

Crese que os impactos son unha parte regular aínda que infrecuente do desenvolvemento e evolución do Sistema Solar. Ademais do impacto que formou a Lúa, crese que o sistema Plutón-Caronte é o resultado da colisión entre obxectos do Cinto de Kuiper. Crese tamén que outros casos de lúas ó redor de asteroides e doutros obxectos do Cinto de Kuiper son resultado de colisións. A proba de que eses impactos seguen a suceder é a colisión entre o Cometa Shoemaker-Levy 9 con Xúpiter en 1994, e o impacto que deu lugar ó Meteor Crater no estado norteamericano de Arizona.

Sistema Solar interior

Vexa tamén: Big Splash

De acordo co punto de vista imperante na actualidade, o Sistema Solar interior completouse cun impacto xigante no que unha Terra de pouca idade chocou cun obxecto do tamaño de Marte (o "quinto" obxecto do Sistema Solar interior o que se aludía arriba). Este impacto resultou na formación da Lúa. A especulación máis plausíbel na actualidade é que este obxecto do tamaño de Marte formouse nun dos Puntos de Lagrange estábeis entre a Terra e o Sol (en L4 ou L5) e despois escapouse desa posición.

Cinto de asteroides

Baixo a hipótese da nebulosa solar, o cinto de asteroides inicialmente contiña máis materia dabondo para formar un planeta, e, por suposto, un longo número de planetesimais formados. Porén, Xúpiter formouse antes de que un planeta puidera xurdir deses planetesimais. Por mor da grande masa de Xúpiter, hai resonancias orbitais xirando baixo o goberno de Xúpiter no cinto de asteroides Estas resonancias dispersaron ós planetesimais do cinto de asteroides ou os mantiveron en franxas orbitais reducidas, e evitou que se consolidaran. O que agora quedan son os derradeiros planetesimais creados inicialmente durante a formación do sistema solar.