Nebulosa solar

Aquest article o secció no cita les fonts o necessita més referències per a la seva verificabilitat.

Nebulosa solar
Tipus	núvol molecular

Formació estel·lar

Medi interestel·lar Núvol molecular Glòbul de Bok | Nebulosa fosca Objecte estel·lar jove Protoestrella Estrella T Tauri Estrella Herbig Ae/Be Hipòtesi nebular

Classes d'objectes

Objecte de Herbig-Haro

Conceptes teòrics

Funció de massa inicial Inestabilitat de Jeans Mecanisme de Kelvin-Helmholtz

Aquesta caixa:

La nebulosa solar és un núvol gasós del qual es formen els sistemes planetaris. La hipòtesi nebular fou proposada per Immanuel Kant l'any 1755; l'alemany va teoritzar que les nebuloses roten lentament, es condensen a causa de llur gravetat, s'aplanen i s'hi formen estels i planetes. Pierre Simon Laplace va proposar-ne un model similar l'any 1796.

El «cicle vital» de la nebulosa que originà el Sol és més o menys similar al de les altres nebuloses solars.

Durant la història de l'univers, les primeres nebuloses solars estaven formades d'hidrogen, heli i liti; els elements més pesants no es formaren fins més endavant. Com que el sistema solar és relativament ric en elements pesants, es pot realitzar la hipòtesi que no aparegué directament després del big-bang.

La nostra nebulosa tenia un diàmetre inicial de 100 ua i una massa d'entre dues i tres vegades la massa actual del Sol. En un cert moment, el núvol començà a contraure's (probablement, a causa d'una força externa com ara l'explosió d'una supernova). Quan la densitat i la pressió augmentaren, es formà un protoestel. Aquest sistema primitiu no estava escalfat per fusió nuclear sinó per fricció. A causa de la conservació del moment angular, la nebulosa no es replegà completament sobre si mateixa sinó que, al voltant del protoestel, es formà un disc protoplanetari.

A l'interior d'aquest sistema, els elements més pesants s'acumularen al centre (unint-se en planetèsims i protoplanetes). A més, la part exterior de la nebulosa es refredà, i això permeté la condensació dels gasos volàtils en els planetes exteriors, mentre que els planetes interns foren «despullats» del seu embolcall gasós per la calor i el vent solar de la jove estrella. Quan la calor a l'interior del protosol cresqué a un nivell suficient per a iniciar les reaccions termonuclears, nasqué l'autèntica estrella.

El protoestel durà uns 100 milions d'anys, aproximadament el temps necessari per a la formació dels planetes interiors; això tingué lloc fa uns 4.600 milions d'anys. Tot i que els satèl·lits naturals ja existien en aquell temps, encara no orbitaven els planetes, cosa que començaren a fer durant els següents 800 milions d'anys.

Durant el segle xix, la teoria nebular de Kant i Laplace fou criticada per James Clerk Maxwell, que sostenia que si la matèria dels planetes hagués estat distribuïda inicialment en un disc al voltant del Sol, les forces de rotació diferencial haurien impedit la condensació d'aquests planetes. Una altra objecció fou que el Sol té menys moment angular del que indicava la teoria de Kant i Laplace.

Durant moltes dècades, semblava que els astrònoms preferien la teoria mareal, que indica que els planetes es formaren a causa de l'apropament d'un altre estel al Sol. Durant aquesta quasicol·lisió, les forces de marea haurien arrancat una gran quantitat de matèria al Sol i a l'altre estel, un material que seguidament s'hauria condensat en planetes. Avui es creu que la teoria de la quasicol·lisió es basa en esdeveniments extremament improbables, donades les enormes distàncies entre estels.

A causa de les objeccions, la teoria de Kant i Laplace fou modificada durant els anys quaranta. La versió modificada concep una massa més gran del protoplaneta original, i la discrepància en el moment angular fou atribuïda a les forces magnètiques.