Solsystemets dannelse og udvikling beskriver, hvordan vores solsystem opstod, hvilke faser det gik igennem, og hvordan de forskellige typer objekter — fra planeter og måner til asteroider og kometer — blev dannet og ændrede sig over tid.
Nebulærteorien: fra gassky til protostjerne og skive
For ca. 4,6 milliarder år siden var der en stor gassky (en molekylærsky) i vores del af Rummet. Lokale variationer i dens densitet gjorde, at tyngdekraften kunne få dele af skyen til at kollabere. Under sammenfaldet koncentreredes stof og energi i centrum, og der opstod en varm, tæt protostjerne omgivet af en roterende protoplanetarisk skive.
Den proces, hvormed et stjernesystem dannes fra en roterende gassky, kaldes nebulærteorien. Bevarelsen af vinkelmoment under kollapset betød, at skyens rotation blev hurtigere, efterhånden som den trak sig sammen — på samme måde som en skøjteløber, der trækker armene ind. Denne stigende rotationshastighed forhindrer materialet i at falde direkte ind på centrum og får i stedet gas og støv til at sprede sig ud i et fladt skiveplan omkring den centrale protostjerne.
Solen og starten på kernereaktioner
I centrum af denne koncentration voksede trykket og temperaturen indtil forholdene blev tilstrækkelige for, at smeltede sammen (nuklear fusion) af hydrogen kunne begynde og derved danne helium. Det var starten på den stjerne, vi i dag kalder Solen. Solen er nu en hovedrækkestjerne i midten af sit liv: den har været aktiv i cirka 4,6 milliarder år og forventes at fortsætte at omdanne brint til helium i milliarder af år endnu.
Solens enorme masse (ca. 99,86 % af solsystemets samlede masse) giver den en stærk tyngdekraft, mens planeterne bevæger sig i baner, hvor deres centrifugalkraft balancerer denne tyngdekraft. I Solens indre foregår fusionsreaktioner, der frigiver varme, lys og andre former for elektromagnetisk stråling, som driver store dele af solsystemets dynamik og klima på planeterne.
Fra støv til planeter — opbygning af faste legemer og gasskyer
Inde i den protoplanetariske skive kolliderede og klistrede støvpartikler sammen og voksede til større klumper—planetesimaler. Gennem millioner af år førte gentagne sammenstød, akkretionsprocesser og gravitationel samling til dannelsen af kerner, protoplaneter og til sidst fuldt udviklede planeter. De indre, jordiske planeter består primært af sten og metaller, mens de ydre gasgigantplaneter har store atmosfærer af lette gasser, men også et klippe- eller metallisk centrum — en konklusion, som blandt andet er baseret på data fra satellitter og rumsonder.
Planeternes egen rotation omkring Solen og deres drejning om egen akse stammer fra bevægelsesmængden i den oprindelige skive og fra senere kollisioner og tæt interaktion mellem voksende legemer. Under dannelsen kan store sammenstød ændre rotationshastighed og hældning (aksevippning), og i nogle tilfælde forklare fx Merkur og Venus' usædvanlige rotationsegenskaber.
Det er vigtigt at understrege, at det faste klippemateriale, som udgør de indre planeter, ikke primært kommer fra Solen. Solen består hovedsageligt af brint og helium med kun en lille andel tungere grundstoffer, så jordiske planeter måtte dannes af den støv- og gasblanding i protoplanetariske skiven.
Tidsrum og mekanismer — hvor hurtigt dannes planeter?
Observationer af unge stjerner og deres diske viser, at protoplanetariske skiver typisk lever i nogle få millioner år, hvilket betyder, at store planeter — især gasgiganter — må akkumulere deres tunge gashylstre, inden skiven forsvinder. Mindre, stenrige planeter kan tage længere tid at færdigdanne gennem gradvis akkretionsvækst. Moderne teorier inkluderer processer som pebble accretion og streaming instability, som kan fremskynde væksten fra små partikler til planetesimaler.
Oprindelsen af de tungere grundstoffer
Et centralt spørgsmål er: Hvor kommer de tungere grundstoffer fra? De fleste tungere elementer (fra kulstof og ilt til jern og højere) er skabt i tidligere generationer af stjerner gennem nukleosyntese. Store stjerner danner tungere grundstoffer i deres kerner og spredes ud i rummet, når disse stjerner dør; især supernovaer kan berige en omkringliggende gassky med tunge elementer. Også mindre massive stjerner i bestemte udviklingsfaser (f.eks. AGB-stjerner) bidrager med tungere grundstoffer gennem vind og massetab. Disse materialer blev indbygget i den gassky, som senere dannede Solen og planeterne.
Geokemiske studier af meteoritter (især kondritter), isotopiske målinger og spektroskopiske analyser af Solen og andre stjerner bekræfter denne historie: de tungere grundstoffer i solsystemets objekter stammer fra tidligere generationers stjerner og fra lokale berigelsesbegivenheder i den fødselsregion, hvor vores solsystem opstod.
Dynamik efter dannelsen og senere påvirkninger
Efter de første hundrede millioner år fortsatte solsystemet med at ændre sig gennem migration af planeter, rening af resterende planetesimaler og perioder med intens bombardement (f.eks. det såkaldte "Late Heavy Bombardment" i nogle modeller). Interaktioner mellem planeter og diskmateriale kan flytte planeter fra deres oprindelige baner, og senere kollisioner har formet mange af de overflader og månesystemer, vi ser i dag.
Moderne observationer af unge stjerner og deres protoplanetariske diske (fx med ALMA) samt prøver fra meteoritter og data fra rumsonder giver os løbende nye detaljer og finjusterer vores forståelse af både generelle principper og af specifikke faser i solsystemets oprindelse.
Samlet set forklarer nebulærteorien — suppleret med detaljerede mekanismer for partikelvækst, radiative processer, dynamiske interaktioner og stjerners nukleosyntese —, hvordan et roterende skyfragment kunne udvikle sig til den komplekse samling af objekter, vi i dag kalder solsystemet.
