El sistema solar se formó hace 4.600 millones de años a partir de una nube de polvo y gas llamada nube molecular. La nube molecular estaba compuesta predominantemente por gases de hidrógeno y helio y una pequeña cantidad de átomos y moléculas más pesados que se habían formado durante las vidas de las generaciones anteriores de estrellas. Además, los granos de polvo refractarios (resistentes al calor) también estaban presentes en la nube. Algo, tal vez una supernova cercana, hizo que se formaran regiones de mayor densidad dentro de esta nube molecular. Si estas nubes se volvieran lo suficientemente masivas, entonces atraerían gravitacionalmente el gas cercano, haciendo que las nubes aumentaran en masa y se contrajeran. Cualquier movimiento residual o pequeña rotación dentro del gas provocaría que estas nubes giraran más rápidamente a medida que se contraen bajo la gravedad. Estas nubes giratorias formaron el centro de la nebulosa protosolar. La nube se derrumbó de adentro hacia afuera. La rotación causó que la nebulosa se aplanara
un disco con la mayor parte de la masa en el disco y en una protuberancia en el centro. Sin embargo, todavía había algo de gas en un halo alrededor del disco.
A medida que el bulto central colapsó, agregó más material del entorno.
disco y halo. Gravitacionalmente, el centro colapsó en una esfera más pequeña, y la presión y la temperatura aumentaron. Cuando la presión y la temperatura eran lo suficientemente grandes (temperatura de unos pocos millones de grados), los átomos de hidrógeno en el núcleo de la esfera comenzaron a fusionarse en helio, y la nube se convirtió en una nueva estrella. En este punto, la estrella todavía estaba rodeada por un disco de material y un halo de gas. La alta luminosidad de la estrella infantil impulsó un “viento” de material que fluía hacia afuera a lo largo de su eje de rotación, creando un flujo bipolar. Esto sopló gran parte del material en el halo circundante, deteniendo la caída en el disco. Es dentro de este disco que se formaron los planetas. Podemos estimar la masa mínima que este disco debe haber sido para formar los planetas actuales por varios métodos: el porcentaje de material rocoso en el gas (0.4% del total) o las tasas de pérdida de masa de estrellas jóvenes (3 * 10 ^ -8 M / año por 3 millones de años o una pérdida de masa total de 0: 06M donde M es la masa actual del Sol). Por lo tanto, el disco a partir del cual se formaron los planetas debe haber tenido una fracción sustancial de la masa
del Sol y gran parte se perdió después de que se formaron los planetas.
Alrededor de este tiempo, grupos de rocas y hielo comenzaron a crecer en el disco. los
los grupos comenzaron a chocar entre sí y a acrecentarse (pegarse entre sí), haciendo que crecieran. Los objetos más grandes tienen una mayor atracción gravitacional, por lo que los grupos más grandes se hicieron más grandes y “engullieron” el material circundante. Los grupos crecieron hasta alcanzar un tamaño crítico, y luego colapsaron en los núcleos de los planetas. El núcleo más grande se convirtió en nuestro Júpiter actual y tenía 20-30 veces la masa de la Tierra después de unos pocos millones de años (actualmente es 300 veces la masa de la Tierra). Alrededor del tiempo en que los núcleos alcanzaron masas tan grandes, comenzaron a tener profundas influencias en el material sobrante circundante.
Los plazos para estos procesos son cortos: el colapso de la nube tomó alrededor de 10,000 años, la limpieza del disco / viento tomó alrededor de 100,000 años, y la construcción inicial de los planetas se completó en alrededor de 10 millones de años.
A medida que el Sol se instaló en la parte principal de su vida como una estrella normal, la atracción gravitacional de los protoplanetas, junto con el viento del Sol, eliminó gradualmente el material residual del disco. Algún tiempo después de que la nube molecular comenzara a colapsar, nuestro sistema solar consistía en el Sol, los principales planetas y pequeñas cantidades de bloques de planetas sobrantes, llamados planetesimales. La naturaleza de estos restos planetesimales dependía de dónde se encontraban en el sistema solar en relación con el Sol. Los más cercanos al Sol, en la región desde Mercurio a través del cinturón de asteroides (la llamada zona del planeta terrestre), eran predominantemente cuerpos rocosos. En la región desde Júpiter en adelante (la llamada zona del planeta gigante), los cuerpos eran una combinación de hielos y material rocoso. Tenga en cuenta que el “hielo” en este contexto no se refiere solo al hielo de agua, sino que también incluye hielos de otros materiales más volátiles como el dióxido de carbono, el amoníaco, el metano y el formaldehído. Los planetesimales sobrantes de este período temprano que aún residen en nuestro sistema solar (más sobre su destino más adelante) se llaman cometas. Los cometas de hoy en su mayoría no han cambiado desde el momento en que se formaron.
Por lo tanto, los cometas de hoy conservan información sobre las condiciones cuando se formó el sistema solar y son de importancia primordial para proporcionar restricciones sobre las condiciones en la nebulosa solar temprana.
