La formación y evolución del Sistema Solar describe cómo empezó el Sistema Solar y cómo ha cambiado hasta convertirse en el sistema planetario que conocemos hoy.

Origen: la nube protoplanetaria

Hace unos 4.600 millones de años, una gran nube de gas y polvo —una nebulosa molecular— comenzó a colapsar bajo su propia gravedad. Ese colapso pudo ser desencadenado o acelerado por fenómenos externos, como la onda de choque de una supernova cercana. A medida que la nube colapsaba, la materia se concentró en el centro y la presión y la temperatura crecieron hasta que los átomos de hidrógeno se fusionaron formando helio, dando origen a la estrella que hoy llamamos Sol.

Formación del disco y conservación del momento angular

La nube original no sólo colapsó: su rotación inicial, por pequeña que fuese, se incrementó al contraerse (por conservación del momento angular), lo que provocó que el material se aplane en un disco rotante alrededor del núcleo central. En ese disco protoplanetario se concentró polvo y gas; la combinación de colisiones, adherencia electrostática y procesos de acreción hizo que las partículas crecieran hasta formar cuerpos mayores.

De polvo a planetas: acreción y diferenciación

  • Las pequeñas partículas se unieron formando gránulos y luego planetesimales (kilómetros de tamaño).
  • Los planetesimales mutuos colisionaron y se fusionaron por gravedad, formando embriones planetarios y, con el tiempo, los planetas que conocemos hoy.
  • En las regiones interiores, más cálidas, sobrevivieron materiales refractarios (roca y metal), dando lugar a los planetas terrestres, sus lunas y los asteroides.
  • Más allá de la llamada “línea de nieve” o límite de congelación, donde los hielos eran estables, se formaron núcleos más masivos que pudieron atraer y retener grandes cantidades de gas, originando los gigantes gaseosos. Estos planetas también poseen núcleos rocosos o metálicos, conocimiento que proviene de misiones y observaciones de los satélites y sondas.

Energía y estado del Sol

La gravedad concentró suficiente masa en el núcleo para iniciar la fusión nuclear. El Sol obtiene su energía convirtiendo hidrógeno en helio, liberando calor, luz y otras formas de radiación electromagnética. Gracias a su enorme masa —el Sol contiene aproximadamente el 99,86% de la masa total del Sistema Solar— su gravedad domina la dinámica del sistema. Aunque el Sol concentra casi toda la masa, gran parte del momento angular del sistema reside en los planetas en órbita.

Composición y procedencia de los elementos

El material rocoso que forma los planetas interiores, las lunas y los asteroides no puede proceder del Sol, que está compuesto mayoritariamente por hidrógeno y helio. Este material rocoso no puede proceder del Sol, ya que éste es todo hidrógeno más algo de helio. Los elementos más pesados (carbono, oxígeno, hierro, silicio, etc.) se sintetizaron en generaciones anteriores de estrellas y fueron dispersados al espacio por vientos estelares y explosiones de supernovas. Esos elementos enriquecieron la nube de la que nació el Sistema Solar.

Evolución dinámica posterior

Tras la formación inicial, el Sistema Solar siguió evolucionando por procesos dinámicos y colisiones:

  • El viento solar y la radiación disiparon la mayor parte del gas remanente del disco, frenando la formación de nuevos planetas grandes.
  • La migración planetaria (movimientos hacia dentro o hacia fuera) y las resonancias orbitales reorganizaron las órbitas. Modelos como el modelo Nice y la hipótesis del Grand Tack intentan explicar la actual disposición de los planetas y rasgos como el cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper.
  • Períodos intensos de bombardeo por cuerpos menores (entre ellos un episodio llamado Bombardeo Intenso Tardío) bombardearon superficies planetarias y lunas y modificaron su geología.

Cuerpos menores y regiones exteriores

Además de planetas y lunas, el Sistema Solar alberga:

  • Asteroides principalmente en el cinturón entre Marte y Júpiter.
  • Cometas y objetos del cinturón de Kuiper, fuera de la órbita de Neptuno, y la distante nube de Oort, reserva de cometas de periodo largo.
  • Estos cuerpos conservan material primitivo que nos ayuda a entender las condiciones del disco protoplanetario y la entrega de agua y volátiles a los planetas interiores.

Resumen

La teoría nebular describe cómo una nube de gas y polvo colapsó hace ~4.600 millones de años, formando un Sol central y un disco protoplanetario donde se formaron por acreción los planetas, lunas y cuerpos menores. La composición actual del Sistema Solar refleja tanto los procesos locales de formación como la herencia química de generaciones anteriores de estrellas. Desde entonces, interacciones dinámicas, colisiones y procesos internos han seguido modelando su estructura y evolución.