No soy un experto en esto, pero recuerdo vagamente haber leído en alguna parte que los sistemas solares generalmente comienzan con nubes de materia aleatoria de aproximadamente 20 parsecs (65 años luz) de diámetro. En su mayoría son de hidrógeno molecular. Cuanto mayor es la temperatura, más presión se necesita para mantener las moléculas juntas, pero la temperatura habitual es de aproximadamente 12 k, por lo que la presión es mínima. Proviene de la propia gravedad de la nube.
Dichas nubes se enriquecen continuamente con material de novas, estrellas de neutrones que chocan y chorros de material de alta velocidad que salen de estrellas y agujeros negros. Eso contribuye con esos elementos pesados, como el oro, que solo pueden crearse mediante el proceso r (captura rápida de neutrones) en oposición al proceso s (captura lenta de neutrones).
Tales nubes se forman por sí mismas a partir de fragmentos aleatorios de material que se desplazan, luego se mantienen juntas durante varios millones de años antes de separarse. En el camino, porciones de la nube se condensan por varias razones, ya sea ondas de choque de supernovas o concentraciones locales de mayor densidad.
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A medida que se produce condensación, los desequilibrios en la nube hacen que se rompa. Luego, esas piezas se rompen nuevamente, hasta que tenga lo suficiente para un sistema solar. Para los nuestros, habrían sido unos 3,5 años luz de la nube original.
Hasta ahora, la contracción ha sido isotérmica, lo que significa que el calor se irradia tan rápido que la temperatura permanece relativamente constante.
El siguiente paso es la formación de una esfera de Bonnor-Ebert. Esta es solo una región teórica dentro de la cual hay una cierta cantidad de masa, aunque dichas regiones tienden a ser poco visibles en las imágenes. Dentro de esta región se forma el primer núcleo hidrostático (FHSC o primer núcleo).
El Primer Núcleo puede concebirse como un Sol preproto con un radio de 1 UA (igual que la órbita de la Tierra) y una temperatura interna de aproximadamente 300 k (26.85 C o 80.33 F). En realidad, comienza más frío, pero durante un período de años finalmente llega a 300 k, luego incluso más caliente. El calor proviene de la fricción de la materia que cae y de la contracción adiabática (el tipo que calienta las cosas).
Cuando la temperatura promedio alcanza los 1500 ky la temperatura máxima es de 2000 k, las moléculas de hidrógeno comienzan a desintegrarse en hidrógeno atómico, que es más denso y cae al centro. Finalmente, el hidrógeno atómico forma un Segundo Núcleo más pequeño, también conocido como protostar.
En este momento, se ha formado un disco de acreción porque todo el sistema está girando rápidamente, y por la forma en que se está perdiendo impulso en algunas partes debido a la descarga de gas. El disco es un disco protostelar, aunque en nuestro caso también habría sido un disco protoplanetario.
Cuando la protostar se calienta y brilla lo suficiente como para comenzar a expulsar el gas y el polvo, se clasifica oficialmente como una estrella. (Antes de eso, la protostar todavía está ganando masa por la caída de gas y polvo).
Lo anterior es la concepción de un artista. A continuación se muestra una foto real de un sistema solar (con disco protoplanetario) que tiene aproximadamente 100,000 años:
HL Tauri
