Origem do Sistema Solar

A hipótese moderna para a origem do sistema solar é baseada na hipótese nebular, sugerida em 1755 pelo filósofo alemão Immanuel Kant (1724 – 1804), e em 1796 desenvolvida pelo matemático francês Pierre-Simon de Laplace (1749 – 1827). Laplace, que desenvolveu a teoria das probabilidades, calculou que como todos os planetas estão no mesmo plano, giram em torno do Sol na mesma direção, e também giram em torno de si mesmos na mesma direção (com exceção de Vênus), só poderiam ter se formado de uma mesma grande nuvem de partículas em rotação. Essa hipótese sugeria que uma grande nuvem rotante de gás interestelar, à nebulosa solar, colapsou para dar origem ao Sol e aos planetas. Uma vez que a contração iniciou, a força gravitacional da nuvem atuando em si mesma acelerou o colapso. À medida que a nuvem colapsava, a rotação da nuvem aumentava por conservação do momentum angular e, com o passar do tempo, a massa de gás rotante assumiria uma forma discoidal, com uma concentração central que deu origem ao Sol. Os planetas teriam se formado a partir do material no disco.
As observações modernas indicam que muitas nuvens de gás interestelar estão no processo de colapsar em estrelas, e os argumentos físicos que predizem o achatamento e o aumento da taxa de spin estão corretos. A contribuição moderna à hipótese nebular diz respeito principalmente a como os planetas se formaram a partir do gás no disco e foi desenvolvida em 1945 pelo físico alemão Carl Friedrich Freiherr Von Weizäcker (1912 - ). Após o colapso da nuvem, ela começou a esfriar; apenas o proto-sol, no centro, manteve sua temperatura. O resfriamento acarretou a condensação rápida do material, o que deu origem aos planetesimais, agregados de material com tamanhos da ordem de quilômetros de diâmetro, cuja composição dependia da distância ao Sol: regiões mais externas tinham temperaturas mais baixas, e mesmo os materiais voláteis tinham condições de se condensar, ao passo que, nas regiões mais internas e quentes, as substâncias voláteis foram perdidas.
Os planetesimais, a seguir, cresceram por acreção de material para dar origem a objetos maiores, os núcleos planetários. Na parte externa do sistema solar, onde o material condensado da nebulosa continha silicatos e gelos, esses núcleos cresceram até atingir massas da ordem de dez vezes a massa da Terra, ficando tão grandes a ponto de poderem atrair o gás a seu redor e então crescerem mais ainda por acreção de grande quantidade de hidrogênio e hélio da nebulosa solar. Deram origem, assim, aos planetas jovianos. Na parte interna, onde apenas os silicatos estavam presentes, os núcleos planetários não puderam crescer muito, dando origem aos planetas terrestres.