Nos preguntamos, ¿cómo se formó el Sol?

Obviamente, no había nadie allí que dejara escrito lo que ocurrió. Sin embargo, existen miles de millones de estrellas que podamos observar. Éstas se encuentran en distintas etapas de su desarrollo, por lo que podemos ver todos los pasos, componerlos uno tras otro, usar métodos estadísticos para clasificarlas y proponer y comprobar teorías sobre su nacimiento. Por todo ello, la formación de una estrella es un fenómeno bien conocido, todo lo contrario que la formación de los planetas (ya hemos dicho que no tenemos otros sistemas planetarios con que comparar).

Todo comenzó en una enorme nube de gas de las que abundan en nuestra galaxia. Esa nube, en ciertas condiciones, y debido a la atracción gravitatoria de sus partes, puede colapsar, esto es, caer sobre sí misma, concentrándose en un lugar cada vez más pequeño. Este colapso de una nube es la fase inicial del largo proceso de formación de todas las estrellas, incluido nuestro Sol. Aún en nubes pequeñas se puede formar una estrella. En este caso, la nube no tiende al colapso, sino a la disgregación debido a la presión del gas (como en una caldera de vapor), pero si la nube penetra en un brazo espiral de una galaxia, donde existen gran cantidad de estrellas, alguna de éstas puede inducir gravitatoriamente al colapso. También una explosión de una supernova cerca de la nube puede desencadenar el colapso. Esta explosión produce cantidades de elementos metálicos pesados (sólo el hidrógeno y algo de helio y litio se formaron en la explosión primigenia o big-bang) que se introducen en la nube. Debido a la presencia en nuestro Sol y los planetas de elementos pesados parece ser que el colapso del Sol fue iniciado por una supernova.

Una vez que empieza el colapso la temperatura de la nube aumenta, especialmente en la región central. A la vez, la nube en rotación se escinde en diversos anillos o brazos espirales (igual que una vez sucedió con la galaxia, pero a menor escala en este caso). Al pasar la nube de tener de unos 2 billones de kilómetros de diámetro a sólo unos 200 millones, su temperatura central alcanza los 5000 K. En el caso de una nube con una masa como la de nuestro sol, se puede alcanzar una temperatura de 10 millones de grados en el centro si la contracción continúa durante 10 millones de años.

En esos momentos, que pueden ser considerados como el verdadero nacimiento de la estrella, comienza la fusión nuclear en la que, en esencia, el hidrógeno se convierte en helio y desprendiendo energía según la fórmula de Einstein E = m c^2. Una vez que las reacciones se han iniciado en el núcleo, la estrella se mantendrá en un estado de equilibrio entre el colapso gravitatorio y la presión de radiación, manteniendo durante muchísimo tiempo la temperatura y producción de energía.

Respecto a la formación de los planetas, no hay mucho que podamos asegurar. Pero parece seguro que los planetas se formaron (como en principio sugirieron Kant (1755) y Laplace (1976)), en una escala menor, de igual forma a como lo hizo el Sol. Durante el colapso de la nube primigenia se forman anillos de acreción situados más o menos en el plano perpendicular al eje de rotación de la nube. En esta nube se forman, por colisión, pequeños «grumos», los cuales acumulan materia poco a poco y acaban convirtiéndose en planetas. Este proceso también explica la formación de satélites, a una escala aún menor. Sin embargo, existen otras teorías, menos aceptadas, según las cuales los planetas se formaron, o en otra nube distinta al Sol (Hannes Alfvén y Gustav Arrhenius), o como resultado de la perturbación producida sobre el Sol por otra estrella que se acercara, como un efecto de marea (M.M. Woolfson).

En la teoría de Laplace, la en principio lenta rotación de la nube aumenta con el colapso (como le pasa a una patinadora sobre hielo o a un saltador de trampolín) formándose, por un lado, el Sol, y por el otro los planetas. Esta teoría está en aparente contradicción a lo que sabemos porque entonces, todos los planetas deberían tener la misma composición que el Sol. Sin embargo, hoy sabemos que en el desarrollo de una estrella del tipo a que pertenece nuestro Sol existe un periodo llamado fase T-Tauri (en este estrella se observó por primera vez el fenómeno). En este periodo, que dura unos 100.000 años, la luminosidad de la estrella aumenta entre 30 y 40 veces, y una parte sustancial de sus capas externas es expulsada. El viento solar generado durante esta fase (presión de radiación) fue tan enorme que arrancó la mayoría de los componentes ligeros de las zonas cercanas al Sol, siendo este efecto menor a largas distancia. De esta forma se puede explicar, además, la enorme diferencia en composición entre los planetas cercanos al Sol y los gigantes gaseosos (quedando aparte Plutón, que podría ser un satélite desparentado).