el sistema solar

Retrocediendo unos 4600 millones de aos, nos encontramos una nube molecular de gas y polvo compuesta fundamentalmente por hidrgeno. Durante miles de aos, las supernovas cercanas se apagan y dejanestrellas de neutrones o agujeros negros. Los restos de las supernovas siguen viajando por el espacio con grandes cantidades de elementos pesados (hierro, oro y uranio). Cuando la onda de choque de lassupernovas alcanza la nube molecular de hidrgeno, el equilibrio se rompe y la nube absorbe el impacto y se mezcla con la materia recibida. La atraccin gravitatoria forma zonas ms densas que otras y lanube deja de ser homognea. La nube molecular desaparece, pero en su lugar aparecen nuevas protoestrellas. Cuando los restos de la nube caen al centro tienen un tamao mayor que el de nuestro sistemasolar actual, es una esfera de gas y polvo pero la forma va variando y se forma un disco protoplanetario. Cuando la nube molecular choca alrededor del proto-Sol la nube est en reposo y se une a laturbulencia generada por el choque de las supernovas. Con el tiempo, el tamao de la nebulosa protosolar ha disminuido y su velocidad de giro ha aumentado. Segn chocan las molculas unas con otras eldisco va calentndose cada vez ms. Con el tiempo este disco sigue hacindose ms denso y el centro va comprimindose y calentndose ms. El disco deja de ser homogneo y se van formando ncleos de materia,estos ncleos son pequeos y no retienen molculas de gas, pero los elementos ms pesados van formando lentamente dentro del disco lo que se conoce como planetesimales. Con el tiempo, los planetesimaleslimpian de polvo y rocas la zona cercana a ellos, pero en el disco sigue habiendo enormes cantidades de gas. En este momento, los planetas en formacin son ya protoplanetas y son visibles dentro del disco.Los planetesimales que no consiguen convertirse en protoplanetas impactan contra otros mayores y son absorbidos por ellos. El disco muere en el momento que el Sol recin nacido se enciende. En ese...