Formación e evolución do sistema solar: Diferenzas entre revisións
Contido eliminado Contido engadido
O contido da páxina foi substituído por "BLACK NIGGER ASSHOLE SLUT BITCHFATHER SLUTFUCKER JERKS!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!1CUNT" |
m Desfixéronse as edicións de Freewayguy (conversa); cambiado á última versión feita por VolkovBot |
||
Liña 1:
:''Artigos principais: [[Sistema Solar]] e [[Evolución estelar]]''
As teorías sobre a '''formación e evolución do Sistema Solar''' son complexas e variadas, interrelacionando varias disciplinas científicas, dende a [[astronomía]] e a [[física]] até a [[xeoloxía]] e a [[ciencia planetaria]]. A través dos séculos, moitas teorías sobre a súa formación foron propostas, pero non foi até o século XVII cando tivo lugar o desenvolvemento da teoría moderna.
Co amencer da [[era espacial]], as imaxes e estruturas de outros mundos no Sistema Solar refinaron a nosa comprensión, mentres que os avances en [[física nuclear]] deronnos a nosa primeira visión dos procesos que afrontaron a estrelas, e conducironnos ás primeiras teorías da súa formación e destrución final.
[[Imaxe:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|400px|Concepción artística dun [[disco protopolanetario]].]]
==Formación inicial==
===Nebulosa solar===
:''Artigo principal: [[Formación planetaria]]''
[[Imaxe:M42proplyds.jpg|thumb|250px|Imaxe do [[Telescopio Hubble]] de discos protoplanetarios na [[Nebulosa de Orión]], unha "guardería estelar" de anos-luz de ancho moi similar á nebulosa inicial da que se formou o noso Sol.]]
A hipótese actual da formación do Sistema Solar é a [[hipótese nebular]], proposta por primeira vez en 1734 por [[Emanuel Swedenborg]].<ref> Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) ''Opera Philosophica et Mineralia'', (Principia, Volumen 1)</ref> En [[1755]], [[Immanuel Kant]], que estaba familiarizado cos traballos de Swedenborg, desenvolveu esa teoría máis fondamente. Unha teoría similar foi formulada por [[Pierre-Simon Laplace]] en 1796.<ref> {{Cita Web |ano=1909| título= The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System|work= American Philosophical Society|url=http://links.jstor.org/sici?sici=0003-049X%28190901%2F04%2948%3A191%3C119%3ATPHOTE%3E2.0.CO%3B2-U&size=LARGE|dataacceso=2006-07-23}} </ref> A teoría nebular mantén que fai 4600 millóns da anos o Sistema Solar se formou a partires do derrumbamento gravitacional dunha [[nube molecular]] xigante. Esta nube inicial foi probabelmente de varios anos-luz de largo e xogou o papel de anfitriona no nacemento de varias estrelas.<ref name= "Arizona"> {{Cita Web|título=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System|url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html|obra=Unioversity of Arizona|dataacceso=2006-12-27}}</ref> Aínda que o proceso foi visto con unha relativa calma, estudos recentes de meteoritos antigos revelan rastros de elementos só formados no corazón de explosións moi grandes de estrelas, indicando que o entorno no que o Sol foi formado estaba dentro do rango de bastantes [[supernova]]s cercanas. A onda expansiva destas supernovas podería se-la causante da formación do Sol, creando rexións de sobredensidade na nebulosa circundante, provocando o seu colapso.<ref> {{Cita Web| ano=2004|título= New Theory Proposed for Solar System Formation|author=Jeff Hester|obra=Arizona State University|url= http://www.universetoday.com/am/publish/new_theory_solar_system_formation.html|dataacceso=2007-01-11}}</ref>
{|{{Táboabonita}}
|-
! '''Isótopos máis abundantes<br>no Sistema Solar'''<ref>Arnett, David (1996). ''Supernovae and Nucleosynthesis'', primeira edición, Princeton, New Jersey: Princeton University press. ISBN 0-691-01147-8.</ref>
|-
![[Isótopo]]
![[Núcleo]]s por<br />millón
|-
| Hidróxeno-1 ||style="text-align:right"| 705.700
|- style="background: #FEFEFE;"
| Hidróxeno-2 ||style="text-align:right"| 23
|-
| Helio-4 ||style="text-align:right"| 275.200
|- style="background: #FEFEFE;"
| Helio-3 ||style="text-align:right"| 35
|-
| Osíxeno-16 ||style="text-align:right"| 5.920
|-
| Carbono-12 ||style="text-align:right"| 3.032
|- style="background: #FEFEFE;"
| Carbono-13 ||style="text-align:right"| 37
|-
| Neon-20 ||style="text-align:right"| 1.548
|- style="background: #FEFEFE;"
| Neon-22 ||style="text-align:right"| 208
|-
| Ferro-56 ||style="text-align:right"| 1.169
|- style="background: #FEFEFE;"
| Ferro-54 ||style="text-align:right"| 72
|- style="background: #FEFEFE;"
| Ferro-57 ||style="text-align:right"| 28
|-
| Nitróxeno-14 ||style="text-align:right"| 1.105
|-
| Silicio-28 ||style="text-align:right"| 653
|- style="background: #FEFEFE;"
| Silicio-29 ||style="text-align:right"| 34
|- style="background: #FEFEFE;"
| Silicio-30 ||style="text-align:right"| 23
|-
| Magnesio-24 ||style="text-align:right"| 513
|- style="background: #FEFEFE;"
| Magnesio-26 ||style="text-align:right"| 79
|- style="background: #FEFEFE;"
| Magnesio-25 ||style="text-align:right"| 69
|-
| Xofre-32 ||style="text-align:right"| 396
|-
| Argon-36 ||style="text-align:right"| 77
|-
| Calcio-40 ||style="text-align:right"| 60
|-
| Aluminio-27 ||style="text-align:right"| 58
|-
| Níquel-58 ||style="text-align:right"| 49
|-
| Sodio-23 ||style="text-align:right"| 33
|}
Unha destas rexións de gas explosivo (coñecida como '''[[nebulosa presolar]]''')<ref>{{Cita Web|título=The chemical composition of the pre-solar nebula|autor=Irvine, W. M.|obra=Amherst College, Massachusetts|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983coex....1....3I|dataacceso=2007-15-02}}</ref> formaría o que logo se convertería no Sol. Esta rexión tiña un diámetro de entre 7000 e 20000 [[Unidade Astronómica|UA]]<ref name= "Arizona" /><ref>{{Cita Web| ano=1985|título= Further Considerations on Contracting Solar Nebula|autor=J. J. Rawal|obra=Nehru Planetarium, Bombay India|url= http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/fulltext.pdf|dataacceso=2006-12-27}} </ref> e unha masa moi semellante á do Sol (entre 1,001 e 1,1 masas solares).<ref name= "Kitamara"> {{Cita Web|título=Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage|url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v581n1/56044/56044.text.html|autor= Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida e Motohide Tamura|obra=Institute of Space and Astronautical Science, Yoshinodai, National Astronomical Observatory of Japan, Department of Earth and Planetary Science, Tokyo Institute of Technology|ano= 2002|dataacceso=2007-01-09}}</ref> Crese que a súa composición era máis ou menos a mesma que a do Sol hoxe: un 98% de [[hidróxeno]] e [[helio]] presente dende o [[Big Bang]], e un 2% de elementos máis pesados creados por anteriores xeracións de estrelas que morreron e lanzaronnos de novo ó espazo interestelar (ver [[nucleosíntese]]).
Mentres se colapsaba a nebulosa, a conservación do [[momento angular]] fixo que xirara máis rapidamente, e os átomos comezaron a colisionar cunha frecuencia que se incrementaba, facendo que soltaran enerxía en forma de calor. O centro, que era onde a maior parte da masa estaba a colisionar, quentábase cada vez máis que o disco circundante.<ref name= "Arizona"/> Pola acción das forzas competentes asociadas coa gravidade, a presión dos gases, os campos magnéticos e a rotación, a nebulosa en proceso de contracción comezou a se aplanar nun [[disco protoplanetario]] cun diámetro de preto de 200 UA<ref name= "Arizona" /> e unha quente e densa [[protoestrela]] no centro.<ref> {{Cita Web|ano= 2005|autor=Jane S. Greaves|título= Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems| obra=Science Magazine|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/sci;307/5706/68
|dataacceso=2006-11-16}} </ref>
Os estudos das [[estrela T Tauri|estrelas T Tauris]], polos que se cre que as estrelas mozas son semellantes ó Sol neste punto da súa evolución, amosan que a miúdo están acompañadas por discos de tipo preplanetario. <ref name="Kitamara" /> Estes discos se extenden ó longo de centos de UA e son bastante fríos, atinxindo só cen graos Kelvin no seu punto máis quente.<ref>{{Cita Web|ano= 2003|autor=Manfred Küker, Thomas Henning e Günther Rüdiger|título= Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems| obra=Science Magazine|url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v589n1/56674/56674.text.html
|dataacceso=2006-11-16}} </ref> Despois de 100 millóns de anos, a temperatura e a presión no centro do Sol voltáronse tan altas que o seu hidróxeno comezou a fundirse, creando unha fonte interna de enerxía que contrarrestou a forza da contracción gravitacional até que o [[equilibrio hidrostático]] foi acadado. Neste momento, o Sol convertiuse nunha estrela completamente desenvolvida.<ref>Michael Stix. ''The Sun: An Introduction.'' Springer.</ref>
Se pensa que os planetas naceron desta nube e do seu po e gases (a [[nebulosa solar]]). O método actualmente aceptado polo que se formaron os planetas é coñecido como [[Acreción(astrofísica)|acreción]], pola cal os planetas comezaron como grans de po en órbita ó redor da protoestrela, atraendo outros grans e entrando e contacto directo até formar grupos de entre un e dez quilómetros de diámetro, que á súa vez foron colisionando entre eles para formar corpos máis grandes chamados [[planetesimais]], de aproximadamente 5 quilómetros de tamano, e incrementándose gradualmente uns 15 cm ó ano durante os seguintes millóns de anos.<ref> {{Cita Web|ano=1973|autor=Peter Goldreich e William R. Ward|título= The Formation of Planetesimals| obra=The American Astronomical Society|url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v589n1/56674/56674.text.html
|dataacceso=2006-11-16}} </ref>
O Sistema Solar interno era demasiado quente como para que as moléculas volátiles como o auga ou o metano se condensaran, así que os planetesimales que se formaron foron relativamente pequenos (abarcando só un 0.6% da masa do disco)<ref name="Arizona" /> e compostos principalmente por elementos cun punto moi elevado de fusión, como [[silicato]]s ou [[metal|metáis]]. Estes corpos rochosos chegarían a converterse nos [[planetas terrestres]]. Aínda máis, os efectos gravitacionais de [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]] fixeron que fora imposíbel que os obxectos protoplanetarios se xuntaran, deixando detrás o [[cinto de asteroides]].<ref> {{Cita Web|ano= 2001|autor=Jean-Marc Petit e Alessandro Morbidelli|título = The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt| obra = Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice,|url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf
|dataacceso=2006-11-19}}</ref>
E aínda por riba, alén da [[liña de conxelación (astrofísica)|liña de conxelación]], onde os compoñentes de xeo máis volátiles ficaban en estado sólido, [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]] e [[Saturno (planeta)|Saturno]] foron quenes de atrapar máis material que os planetas terrestres, xa que eses materiais eran máis comúns. Convertíronse en [[xigantes gasosas]], mentres que [[Urano (planeta)|Urano]] e [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] capturaron moito menos material e son coñecidas como [[xigantes xeadas]], xa que se cre que os seus núcleos están feitos na súa meirande parte de hidróxeno xeado.<ref> {{Cite web|year=2003|author=M. J. Mumma, M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb, e R. Novak|title=REMOTE INFRARED OBSERVATIONS OF PARENT VOLATILES IN COMETS: A WINDOW ON THE EARLY SOLAR SYSTEM|work=Laboratory for Extraterrestrial Physics, Catholic University of America, Dept. of Chemistry and Physics, Rowan University, Dept. of Physics, Iona College|url=http://www.ifa.hawaii.edu/~meech/a740/papers/mumma03.pdf
|accessdate=2006-11-16}} </ref><ref>William B. McKinnon, Timothy Edward Dowling, Fran Bagenal (2004). ''Jupiter: The Planet, Satellites and Magnetosphere.'' Cambridge University Press. </ref>
Entón, o primero [[vento solar]] limpou todo o po e o gas no [[disco protoplanetario]], levandoo ó espazo interestelar, rematando así o crecemento dos planetas. As estrelas T Tauri provocan un [[vento estelar]] máis forte que outras estrelas máis antigas e estábeis.<ref> {{Cite web|year=1979|author=Elmegreen, B. G.|title=On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind|work=Columbia University, New York|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A&A....80...77E
|accessdate=2006-11-19}} </ref><ref> {{Cite web|year=2004|author=Heng Hao|title=Disc-Protoplanet interactions|work=Harvard University|url=http://cfa-www.harvard.edu/~kstanek/astro200/disk-protoplanet.pdf
|accessdate=2006-11-19}} </ref>
===Problemas co modelo da nebulosa solar===
Un problema con esta hipótese e o do [[momento angular]]. Coa ampla maioría da masa do sistema acumulándose no centro da nube rotatoria, a hipótese predí que a ampla maioría do momento angular do sistema debe acumularse tamén alí. Porén, a rotación do Sol é bastante máis lenta do previsto, e os planetas, a pesares de contar con menos dun 1% da masa do sistema, acumulan máis do 90% do seu momento angular. Unha solución deste problema é que os grans de po do disco orixinal crearon unha fricción que aminorou a rotación no centro. <ref> {{Cite web |year= 2006| author= Angela Britto | title= Historic and Current Theories on the Origins of the Solar System| work=Astronomy department, University of Toronto | url=http://www.astro.utoronto.ca/~bclarke/AST199M/SS_Origin.htm| accessdate=2006-06-22}} </ref>
Os planetas en "lugar equivocado" son un problema para o modelo da nebulosa solar. [[Urano (planeta)|Urano]] e [[Neptuno (planeta)|Neptuno]] existen nunha rexión onde a súa formación é altamente inverosímil por mor da reducida densidade da nebulosa solar e dos períodos orbitais máis longos nesa rexión. Aínda máis, os [[Xúpiteres quentes]] agora observados ó redor doutras estrelas non se poderían formar nas súas posicións actuais se o fixeran tamén a partires dunha "nebulosa solar". Estes asuntos trátanse asumindo que as interaccións coa mesma nebulosa e os restantes planetesimais poden resultar en [[migración planetaria|migracións planetarias]].
As características detalladas dos planetas son outro problema. A hipótese da nebulosa solar predí que tódolos planetas formaranse exactamente no mesmo plano elíptico. En lugar diso, as órbitas dos [[planetas clásicos]] teñen varias (aínda que pequenas) inclinacións con respecto á elipse. Ademais, predise que as rotacións e os sistemas lunares das xigantes gasosas tampouco estarán inclinadas con respecto ó plano elíptico. Porén, a maioría das xeigantes gasosas teñen pronunciadas variacións axiais con respecto á elipse, teno [[Urano]] unha varación de 98º. A [[Lúa]] sendo relativamente grande con respecto á [[Terra (planeta)|Terra]] e outras lúas que están en órbitas irregulares con respecto ó seu planeta e tamén outro problema. Actualmente crese que esas observacións explícanse por eventos que sucederon despois da formación inicial do Sistema Solar.
==Estimación da idade==
Usando [[datación radiométrica]], os científicos poden estimar que a idade do Sistema Solar é de 4600 millóns de anos. As rochas máis vellas da Terra datan duns 3900 millóns de anos, aproximadamente. As rochas desta idade son escasas, xa que a superficie da Terra é constantemente modificada pola erosión, a actividade volcánica e as placas tectónicas. Para estima-la idade do Sistema Solar os científicos deben usar [[meteorito]]s, que foron formados durante a fase temprana da condensación da nebulosa solar. Sábese que os meteoritos máis vellos (como o [[meteorito de Canyon Diablo]]) teñen unha idade de 4600 millóns de anos, polo tanto, o Sistema Solar debe ter polo menos esa idade.<ref> {{Cite web|year= 1982|author=Joel Cracraft|title= The Scientific Response to Creationism| work=Department of Astronomy, University of Illinois|url=http://links.jstor.org/sici?sici=0162-2439(198222)7%3A40%3C79%3ATSRTC%3E2.0.CO%3B2-B
|accessdate=2006-07-23}} </ref>
==Evolución posterior==
Orixinalmente creuse que os planetas se formaron na órbita na que agora están, ou polo menos preto dela. Porén, esta visión estivo experimentado cambios radicais durante a derradeira parte do século XX e no principio do XXI. Actualmente crese que o Sistema Solar era moi diferente ó actual despois da súa formación inicial, con polo menos cinco obxectos tan grandes como Mercurio no Sistema Solar interior polos catro actuais, e sendo o Sistema Solar exterior moito máis compacto do que é agora, e estando o [[Cinto de Kuiper]] moito máis lonxe do que está agora.
Crese que os impactos son unha parte regular aínda que infrecuente do desenvolvemento e evolución do Sistema Solar. Ademais do impacto que formou a Lúa, crese que o sistema [[Plutón (planeta anano)|Plutón]]-[[Caronte (satélite)|Caronte]] é o resultado da colisión entre obxectos do Cinto de Kuiper. Crese tamén que outros casos de lúas ó redor de [[asteroide]]s e doutrs obxectos do Cinto de Kuiper son resultado de colisións. A proba de que eses impactos seguen a suceder é a colisión entre o [[Cometa Shoemaker-Levy 9]] con [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]] en 1994, e o impacto que deu lugar ó [[Meteor Crater]] no estado norteamericano de [[Arizona]].
===Sistema Solar interior===
:''Vexa tamén: [[Big Splash]]''
De acordo co punto de vista imperante na actualidade, o Sistema Solar interior completouse cun [[Big Splash|impacto xigante]] no que unha Terra de pouca idade colisionou cun obxecto do tamaño de [[Marte (planeta)|Marte]] (o "quinto" obxecto do Sistema Solar interior o que se aludía arriba). Este impacto resultou na formación da [[Lúa]]. A especulación máis plausíbel na actualidade é que este obxecto do tamaño de Marte formouse nun dos [[Puntos de Lagrange]] estábeis entre a Terra e o Sol (en L<sub>4</sub> ou L<sub>5</sub>) e despois escapouse desa posición.
===Cinto de asteroides===
Baixo a hipótese da nebulosa solar, o cinto de asteoides inicialmente contiña máis materia dabondo para formar un planeta, e, por suposto, un longo número de [[planetesimais]] formados. Porén, Xúpiter formouse antes de que un planeta puidera xurdir desos planetesimais. Por mor da grande masa de Xúpiter, hai resonancias orbitais xirando baixo o goberno de Xúpiter no cinto de asteoires. Estas resonancias dispersaron ós planetesimais do cinto de asteroides ou os mantiveron en franxas orbitais reducidas, e evitou que se consolidaran. O que agora quedan son os derradeiros planetesimais creados inicialmente durante a formación do sistema solar.
Os efectos de Xúpiter dispersaron a meirande parte do contido do cinto de asteroides, deixando menos do equivalente ó 10% da masa da Terra. A pérdida de masa é o principal factor que prevén ó cinto de asteroides de consolidarse nun planeta. Os obxectos con moita masa teñen un campo gravitacional o grande dabondo como para prevenir a pérdida de moita cantidad de materia como resultado dunha colisión violenta. Porén, non é o caso habitual no cinto de asteroides, e moitos obxectos grandes que esnaquizaron non se mantiveron, e ás veces obxectos máis novos foron forzados a saír en choques menos violentos. A proba destas colisións pode ser atopada nas lúas sitas ó redor dos asteroides, que actualmente só poden ser explicadas como materia consolidada que foi botada do obxecto pai pero que non ten enerxía dabondo para escapar del.
===Planetas exteriores===
:''Vexa tamén: [[Xigantes gasosas]]''
Os protoplanetas máis grandes tiñan a masa dabondo para atrae-lo gas do [[disco protoplanetario]], e se cre que a súa distribución de masa pode ser entendido dende as súas posicións no disco, aínda que unha explicación así é demasiado simple para seren aplicada a outros sistemas planetarios. En esencia, o primeiro planetesimal xoviano en atinxi-la masa crítica para capturar helio e polo tanto hidróxeno en forma gasosa é o maís interior, porque -comparada coas órbitas máis lonxanas do Sol- aquí as velocidades orbitais e a densidade no disco son máis altas, e as colisións suceden máis frecuentemente. Así, Xúpiter é o xoviano máis grande porque atrouxo máis helio e hidróxeno durante máis tempo, e Saturno é o seguinte. A composición destes dous, de feito, está dominada polo helio e polo hidróxeno capturado (aproximadamente un 97% e un 90% da masa respectivamente).
Os protoplaneteas que logo serían Urano e Neptuno atinxiron a masa crítica cunha tardanza significativa, e por mor diso capturaron menos hidróxeno e helio, o que fai que actualmente sexan só 1/3 da súa masa total.
Seguindo á captura dos gases, crese que o Sistema Solar exterior rematouse de configurar grazas ás [[migración planetarias|migracións planetarias]]. A gravidade dos planetas perturbou a órbita dos obxectos do cinto de Kuiper, e moitos forn atraídos por Saturno, Urano e Neptuno, mentres que Xúpiter a miúdo lanzaba eses obxectos fóra do Sistema Solar. Como resultado disto, Xúpiter acercouse máis ó Sol, mentres que Saturno, Urano e Neptuno alonxáronse. No ano 2004, acadouse un punto de inflexión no entendemento de como este proceso levou á configuración actual do Sistema Solar, xa que os novos modelos feitos por ordenador amosaron que se Xúpiter comezara a orbitar ó Sol menos de dúas veces por cada unha de Saturno, o patrón da migración poría a Xúpiter e a Saturno nunha resonancia órbital de 2:1 cando o período de Xúpiter fora exactamente a mitade do de Saturno, o que poría tamén a Urano e a Neptuno en órbitas pronunciadamente elípticas, existindo un 50% de posibilidades de que trocaran as súas posicións. O obxecto que finalizara máis ó exterior, neste caso Neptuno, sería forzado a entrar de novo no cinturón de Kuiper do que xurdira.
A interactuación posterior entre os planetas e o cinto de Kuiper unha vez Xúpiter e Saturno pasaran pola resonancia 2:1 pode explica-las características orbitales e as variacións axiais dos planetas exteriores xigantes. Urano e Saturno remataron onde están por mor das interacción deles mesmos con Xúpiter, mentres que Neptuno rematou na súa posición actual porque é o lugar onde remataba inicalmente o cinto de Kuiper. A atracción dos obxectos do cinto de Kuiper pode explica-lo [[Intenso Bombardeo Tardío]] que ocurreu fai 4000 millóns de anos.<ref> {{Cite web |year= 2005| author= Kathryn Hansen | title=Orbital shuffle for early solar system | work=Geotimes | url=http://www.agiweb.org/geotimes/june05/WebExtra060705.html| accessdate=2006-06-22}} </ref>
===Bombardeo intenso===
:''Vexa tamén: [[Intenso Bombardeo Tardío]]
Moitos planetesimais ficaban sen atraer nin formarse nun novo corpo planetario moito despois de que o vento solar limpara o disco de gases. Críase que esta cantidade de planetesimais estaban sobre todo alén dos planetas exteriores, onde os seus tempos de acreción era tan longos que era imposible formar un novo planeta antes da dispersión de gases. Os planetas xigantes exteriores interactuaron con este "mar planetesimal", atraendo estas pequenas rochas mentres os propios planetas movíanse cara fóra. Entón, os planetesimais dispersábanse cara o planeta seguinte actuando de xeito semellante, movendo así as órbitas dos planetas.
Este movemento planetario resultou na resonancia 2:1 entre Xúpiter e Saturno descrita arriba, e (polo menos crese así), que Neptuno e Urano foron acelerados cara unha forte interactuación co mar de planetesimais. A cantidade de planetesimais atraídos dentro do Sistema Solar incrementouse notabelmente, e déronse máis impactos con tódolos corpos planetarios e lunares observados. Este período coñécese como [[Intenso Bombardeo Tardío]].
Deste xeito, os planetas xovianos (particularmente Xúpiter e Neptuno) gradualmente limparon o disco dos planetesimais restantes, "[[limpando o vecindario]]" xa sexa lanzandoos cara a lonxana [[Nube de Oort]] (a 50000 [[Unidade Astronómica|UA]]) ou provocando colisións con outros planetas ou con outros obxectos máis estábeis como o [[cinto de asteroides]]. Este período de '''bombardeo intenso''' dura varios millóns de anos, e próbase cos cráteres que aínda son visíbeis nos corpos xeoloxicamente mortos do Sistema Solar. Crese que os planetesimais que colisionaron coa Terra trouxeron o auga e outros compostos do hidróxeno. A pesares de non estaren completamente aceptado, algúns cren que neste momento a mesma vida tamén puido ser depositada (hipótese da [[panspermia]]). A posición e contidos actuais dos cintos de asteroides e de Kuiper pode ser por unha grande influencia do transporte de grandes cantidades de masa a través do Sistema Solar no Intenso Bombardeo Tardío.
O bombardeo e as colisións dos planetesimais e os protoplanetas poden explicar as lúas atípicas, as órbitas lunares, as variacións axiais e outras anomalías dos ordeados movementos orixinais. A excesiva cantidade de cráteres na Lúa e outros grandes corpos datan desta época do Sistema Solar tamén é explicada por este proceso. Crese que o [[Big Splash|grande impacto]] dun protoplaneta do tamaño de Marte é o responsábel da atípica gran lúa da Terra, cuxa composición e densidade é similar ó manto da Terra, e pode haber alterado o eixo da rotación da Terra até ós seus 23.5º actuais de diferenza co plano orbital.
No modelo da nebulosa solar, o outro único xeito de que os planetas terrestres podan ter lúas é capturándoas. As dúas pequenas lúas de [[Marte (planeta)|Marte]], sitas a baixa altitude, son claramente asteroides, e outros exemplos de satélites capturados abundan nos sistemas xovianos.
As interaccións gravitacionais regulares de [[Xúpiter (planeta)|Xúpiter]] (vexa [[resonancia orbital]]) son tamén responsábeis de previr que a materia que unha vez habitou o [[cinto de asteroides]] de converterse noutro planeta que probabelmente tería o tamaño da Terra. A meirande parte deste material lanzouse fai moito tempo a órbitas excéntricas e colisionou con outra cousa, sendo agora a masa total do cinto de asteroides menos da décima parte da masa da [[Lúa]].
===Cinto de Kuiper e Nube de Oort===
Inicialmente, o [[Cinto de Kuiper]] foi unha rexión exterior de corpos xeados que non tiñan unha densidade de masa dabondo para consolidarse. Orixinalmente, a súa cara interna podería estar xusto a carón de Urano e Neptuno cando estes se formaron, no rango de entre 15 e 20 [[Unidade Astronómica|UA]]. A cara externa estaba a uns 30 UA. Inicialmente, o Cinto de Kuiper lanzou obxectos ó Sistema Solar exterior, causando as primeiras migracións planetarias.
A resonancia orbital 2:1 de Xúpiter e Saturno provocou que Neptuno se acercara ó Cinto de Kuiper, dispersando a meirande parte dos obxectos. Algúns foron dispersados polo Sistema Solar até que interactuaron con Xúpiter, e a maioría foron colocados en órbitas elípticas moi elevadas ou incluso lanzados fóra do Sistema Solar. Os obxectos que remataron nunha órbita elíptica moi elevada formaron a [[Nube de Oort]]. Aínda máis, Neptuno dispersou algúns obxectos, que formaron o [[disco disperso]], explicando así a baixa cantidade de masa presente no cinto de Kuiper. Porén, un gran número de obxectos do cinto de Kuiper, incluíndo Plutón, pasaron a estar gravitacionalmente atados á órbita de Neptuno, forzandoos a estar en órbitas resonantes.<ref>{{Cite web| url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9504036|title=THE ORIGIN OF PLUTO'S ORBIT: IMPLICATIONS FOR THE SOLAR SYSTEM BEYOND NEPTUNE|author=Renu Malhotra|work=Lunar and Planetary Institute|accessdate=2007-01-20|year=1995|}} </ref>
Semella que a evolución do Sistema Solar exterior estivo influenciada polas [[supernova]]s cercanas e posibelmente tamén polo paso a través de [[nube interestelar|nubes interestelares]]. A superficie dos corpos do Sistema Solar exterior podería ter experimentado [[desgaste espacial]] por mor do [[vento solar]], dos micrometeoritos e tamén dos compoñentes neutrais do [[medio interestelar]], e máis influencias puntuais como as das aparicións de supernovas e de [[magnetar]]s (o que tamén se chama terremoto estelar). [[Beth E. Clark]]<ref>[http://www.agu.org/sci_soc/EISclark.html Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space]</ref> está entre os investigadores da erosión e do desgaste espacial que pensan que as implicacións específicas desto no Sistema Solar exterior aínda non están cuantificadas.
A mostra que a sonda [[Stardust]] trouxo do [[Cometa Wild 2]] tamén revelou probas de que tanto a materia producida nos primeiros momentos da formación do Sistema Solar así como unha cantidade de po existente antes da formación do Sistema Solar migraron do cálido Sistema Solar interior á rexión do Cinto de Kuiper.<ref> {{Cite web |year= 2006|author=Emily Lakdawalla|title=Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender| url=http://www.planetary.org/blog/article/00000735/| accessdate=2007-01-02}} </ref>
===Lúas===
Existen [[Satélites naturais|lúas]] ó redor da maioría dos planetas ou doutros moitos corpos do Sistema Solar. Estes [[satélite]]s naturáis formáronse por unha destas tres posíbeis causas:
* co-formación dende un disco protoplanetario (só nas xigantes gasosas)
* formación a partires dos residuos dun impacto (dado unha colisión grande dabondo nun ángulo baixo)
* captura dun obxecto xa formado.
As xigantes gasosas tenden a ter sistemas lunares internos orixinados no disco protoplanetario. Esto próbase polos grandes tamaños das lúas e a súa proximidade ós planetas e porque estes atributos son imposíbeis de acadar pola vía da captura, mentres que a natureza gasosa dos planetas fan que a formación vía residuo de impacto outra imposibilidade. As lúas exteriores das xigantes gasosas tenden a ser pequeñas e ter órbitas elípticas e con inclinacións arbitrarias. Estas características son as típicas dos corpos capturados.
Para os planetas interiores e outros corpos sólidos do Sistema Solar, as colisións semellan se-las orixes principais das lúas, cun porcentaxe de materia rebotada do impacto rematando en órbita e uníndose nun ou máis satélites naturáis. Crese que a [[Lúa]] formouse deste xeito.
Após a súa formación, os sistemas lunares continuarán a evolucionar. O efecto máis común e a modificación [[órbita|orbital]] por mor das [[marea]]s. Esto ocorre por causa do impulso que unha lúa crea na atmosfera e oceános dun planeta, e nun grao inferior en sí mesma. Se o planeta rota a máis velocidade do que a lúa orbita, o impulso virá constantemente por diante do satélite. Neste caso, a gravidade causará que a aceleración do satélite e o lento afastamento do planeta (como é o caso da Lúa). Por outra parte, se a lúa orbita máis rápido que o xiro do seu planeta (ou orbita na contra do xiro), o impulso virá por detrás da lúa, e a gravidade causará que a altitude da órbita do satélite decaia. A lúa marciana [[Fobos]] cae nun xiro espiral cara [[Marte (planeta)|Marte]] por esta razón.
Un planeta tamén pode crear un impulso nunha lúa, que freará o período de rotación da lúa até que se
iguale ó período de revolución. Así, a lúa manterá unha das súas caras sempre mirando cara o planeta, como é o caso da Lúa. Esto chámase [[rotación síncrona]] e está presente en moitras outras lúas no Sistema Solar, como por exemplo, o satélite de Xúpiter [[Ío (satélite)|Ío]]. No caso de Plutón e [[Caronte]] están ambos en rotación síncrona.
==Futuro==
===Saturno===
Agás que suceda un accidente pouco previsíbel, como a chegada dun [[buraco negro]] ou dunha estrela no seu territorio, os astrónomos estiman que o Sistema Solar tal e como o coñecemos hoxe durará máis ou menos uns cantos centos de millóns de anos, data en que se agarda que sufra a súa primeira grande transformación. Os aneis de Saturno son moi recentes, e non se agarda que sobrevivan alén dos 300 millóns de anos. A gravidade das lúas de Saturno gradualmente moverá a cara externa dos aneis cara o planeta, e, finalmente, a abrasión provocada polos meteoritos e a gravidade de Saturno fará o resto, eliminando os aneis.<ref>{{Cite web|title=Saturn Rings Still A Mystery|work=Popular Mechanics|url=http://www.popularmechanics.com/technology/industry/1285531.html|year=2002|accessdate=2007-03-03}}</ref>
===Neptuno e Tritón===
[[Imaxe:Voyager_2_Neptune_and_Triton.jpg|thumb|200 px|Neptuno e Tritón de perfil. Tritón está achegándose a Neptuno.]]
Nalgún punto fai entre 1400 e 3500 millóns de anos, [[Tritón (satélite)|Tritón]], a lúa de Neptuno, que está a caer lentamente en órbita [[retrógrada]], superará o [[límite de Roche]] de Neptuno, e após iso a [[forza de marea]] esnaquizará a lúa, creando un potencial sistema de aneis similar ó de Saturno.<ref>{{Cite web|title=Tidal evolution in the Neptune-Triton system|author= Chyba, C. F.; Jankowski, D. G.; Nicholson, P.D.|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1989A&A...219L..23C|year=1989|accessdate=2007-03-03}}</ref>
===Lúa===
Por mor da fricción das [[marea]]s na [[codia oceánica]], a Lúa está gañanado momento angular da Terra, o que causa o lento alonxamento desta, que é duns 38 mm ó ano. Pola [[conservación do momento angular]], isto causa que a rotación da Terra se free, facendo os días máis longos a un promedio dun segundo cada 60000 anos. En aproximadamente 2000 millóns de anos, a órbita da Lúa acadará un punto chamado "de resonancia xiro-órbita", e a Terra e a Lúa ficarán nunha [[rotación síncrona|rotación pechada]], no que o [[período sideral]] do satélite coincidirá co [[período rotacional]] do planeta, e unha determinada cara da Terra será a que sempre mirará á Lúa, igual que agora unha cara desta sempre mira ó noso planeta.<ref> Dickinson, Terence (1993). ''From the Big Bang to Planet X.'' Camden East, Ontario: Camden House, 79-81. ISBN 0-921820-71-2.</ref>
===Evolución Solar===
[[Imaxe:redgiantsun.gif|thumb|200 px|Concepción artística da futura evolución do noso Sol. Esquerda: Secuencia principal. Medio: xigante vermella. Dereita: anana branca.]]
O Sol está a gañar brillo nun promedio dun 10% cada 1000 millóns de anos. Nese tempo, mentras que a cantidade de radiación provocada polo Sol se incremente, a súa [[zona de habitabilidade circunstelar]] alonxaráse, chamuscando a superficie da Terra até que sexa inhabitábel. Nun prazo de 3500 millóns de anos, a condición da superficie da Terra será similar á de Venus na actualidade; os oceános fervirán, e tódolos tipos de vida coñecidos serán imposíbeis.
[[Imaxe:Sun Life.png|thumb|400px]]
Dentro duns 5000 millóns de anos, as reservas de hidróxeno presentes no núcleo do Sol esgotaránse, e comezarán a utilizarse as presentes nas capas superiores, menos densas. Isto provocará a expansión até 80 veces o diámetro actual, e, sobre uns 7500 millóns de anos dende agora, convertérase nunha xigante vermella, refrescada pola súa amplamente incrementada área. Mentres esta expansión está a producirse, tragarase ó planeta Mercurio e Venus e posiblemente a Terra. <ref> K. P. Schroder, Robert Cannon Smith (2008). "Distant future of the Sun and Earth revisited". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386: 155–163. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x.] </ref>
Nesta era, é posíbel que nos mundos ó redor de Saturno, como [[Titán (satélite)|Titán]], a superficie vaia poñéndose morna dabondo para que o a superficie xeada se derrita formando océanos líquidos; que poderían acadar condicións semellantes ás precisas para a vida humana.
[[Imaxe:M57 The Ring Nebula.JPG|thumb|200px|A [[Nebulosa do Anel]], unha nebulosa planetaria semellante a aquela na que o Sol se converterá.]]
O helio producido na codia caerá ó núcleo, incrementando a densidade até que atinxa os niveis necesarios para fusionarse convertíndose en carbón. Darase un [[flash de helio]] e o Sol encollerá abruptamente a un radio lixeiramente maior ó orixinal, xa que a súa fonte de enerxía mudouse ó núcleo. Por mor desta relativa escaseza de helio en comparación ó hidróxeno (precisanse catro iones de hidróxeno para crear un de helio), e a aumentada cantidade de reaccións provocadas polo aumento da temperatura e da presión no núcleo solar, o proceso de fusión do helio só durará uns cen millóns de anos. Nun tempo, terá que recurrir de novo ás súas reservas externas, e voltará á súa forma de xigante vermella. Esta fase durará outros cen millóns de anos, após eles no transcurso duns 100000 anos, as capas exteriores do Sol desprenderanse, lanzando ó espazo unha gran cantidade de materia que formará un halo coñecido (incorrectamente) como [[nebulosa planetaria]].
Este é un proceso relativamente tranquilo, nada comparado cunha [[supernova]], xa que o Sol é demasiado pequeno para converterse nela. Dende a Terra, se aínda estamos vivos, observaremos un fortísimo aumento na velocidade do vento solar, pero non dabondo para destruír a Terra completamente.
Ó final, todo o que quedará do Sol será unha [[anana branca]], un obxecto quente, débil e extraordinariamente denso, da mitade da súa masa orixinal pero só dun tamaño aproximado ó da Terra. Visto dende a Terra, será un punto de luz do tamaño de Venus pero con cen veces o brillo do Sol actual.<ref name="future-sun">{{Cite web|author=Pogge, Richard W.|year=1997|url=http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html|title=The Once & Future Sun|format=lecture notes|work=[http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/Vistas/ New Vistas in Astronomy]|accessdate=2005-12-07}}</ref><ref name="Sackmann">Sackmann, I.-Juliana; Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer (11 1993) [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ%2E%2E%2E418%2E%2E457S&db_key=AST&high=24809&nosetcookie=1 Our Sun. III. Present and Future"]. Astrophysical Journal 418: '''457'''</ref>
Mentres o Sol morre, a súa influencia gravitacional nos planetas, cometas e asteroides que o orbitan verase debilitada, expandíndose estas. Cando o Sol acade o punto de anana branca, lograrase a configuración final do Sistema Solar: fará moito que Mercurio e Venus e posiblemente a Terra deixou de existir; Marte será semellante á que describe Xupiter hoxe. O noso Sistema Solar ficará drasticamente alterado. Marte e o resto de planetas estarán xeados e serán rochas escuras e sen vida. Continuarán a orbitar ó Sol, pero a súa velocidade será menor por mor do aumento da súa distancia do Sol, e a gravidade reducida deste.
2000 millóns de anos máis tarde, o carbón presente no núcleo do Sistema Solar cristalizará, transformandoo nun [[diamante]] xigante. Miles de millóns de anos despois, esmorecerase e morrerá [[anana negra|deixando finalmente de brillar]].<ref> {{Cite web | author=Marc Delehanty | title= Sun, the solar system's only star | work=Astronomy Today|url=http://www.astronomytoday.com/astronomy/sun.html| accessdate=2006-06-23}} </ref><ref> {{Cite web | author=Bruce Balick | title= PLANETARY NEBULAE AND THE FUTURE OF THE SOLAR SYSTEM | work=Department of Astronomy, University of Washington | url=http://www.astro.washington.edu/balick/WFPC2/| accessdate=2006-06-23}} </ref><ref>{{Cite web |year=1997| author=Richard W. Pogge| title= The Once and Future Sun| work=Perkins Observatory|url=http://www-astronomy.mps.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html| accessdate=2006-06-23}} </ref><ref>{{Cite web |year=2004|title= This Valentine's Day, Give The Woman Who Has Everything The Galaxy's Largest Diamond| work= Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |url=
http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0407.html| accessdate=2006-06-24}}</ref>
==Historia das hipóteses da formación do Sistema Solar==
A finais do [[século XIX]], a hipótese da nebulosa de Kant e Laplace foi criticada por [[James Clerk Maxwell]], quen demostrou que se os planetas coñecidos foran distribuídos ó redor do [[Sol]] nunha forma de disco, as forzas da [[rotación diferencial]] impedirían a condensación dos planetas. Outra obxección foi que o Sol posúe menos [[momento angular]] do que o modelo Kant-Laplace postula. Durante varias décadas, a meirande parte dos astrónomos preferían a ''hipótese da case colisión'', na cal considerabase que os planetas formáronse por mor da aproximación doutra estrela ó Sol, o que provocou unha extracción conxunta de materia entre elas debido ás súas forzas de marea, que se converteron en planetas.
Tamén xurdiron críticas ó modelo da casi colision e, durante a década dos 40, o modelo da nebulosa mellorouse tanto que foi amplamente aceptado pola comunidade científica. Na versión modificada, asumíase que a masa do [[protoplaneta]] orixinal era maior, e a discrepancia do momento angular atribuíase ás [[forza magnética|forzas magnéticas]]. É dicir, que un Sol nun estado mozo transferiu momento angular ó [[disco protoplanetario]] e ós [[planetesimais]] a través de [[onda de Alvén|ondas de Alvén]], como se entendeu que pasaba nas [[estrela T Tauri|estrelas T Tauri]].
O modelo da nebulosa refinado foi desenvolvido baseándose enteramente en observacións do nosos Sistema Solar, xa que era o único coñecido até mediados dos 90. Non se esperaba poder aplicalo a outros [[sistema planetario|sistemas planetarios]], aínda que os científicos ansiaban proba-lo modelo da nebulosa atopando [[disco protoplanetario|discos protoplanetarios]] ou incluso planetas en órbita noutras estrelas, os chamados [[planeta extrasolar|planetas extrasolares]].
Os astrónomos observaron nebulosas estelares ou discos protoplanetarios na [[nebulosa de Orión]], e noutras rexións que están a formar estrelas usando o [[Telescopio Hubble|Telescopio Espacial Hubble]]. Algunhas teñen até 1000 UA de diámetro.
En novembro de 2006, descubríranse xa máis de 200 [[planeta extrasolar|exoplanetas]] <ref>[http://exoplanet.eu The extrasolar planets encyclopedia]</ref>, e os descubrimentos que se fixeron con eles provocan que o modelo da nebulosa deba ser revisado para poderen explicar estes sistemas planetarios ou os que vaian xurdindo. Non hai consenso en como explicar os 'Xúpiteres quentes', pero unha das ideas máis importantes é a da '''[[migración planetaria]]]''', que sostén que os planetas son capaces de migrar da súa órbita inicial a unha máis preto da súa estrela por algun proceso físico dos varios posíbeis, como a fricción orbital cando o disco protoplanetario está aínda cheo de hidróxeno e helio en forma de gas.
Recentemente desenvolveuse un modelo alternativo para a formación do Sistema Solar, a [[Teoría da Captura]], que mantén que a gravidade dun obxecto que está a pasar preto do Sol quitoulle materia que arrefriou e se condensou formando os planetas. Dise que este modelo explica características do Sistema Solar que a Teoría da [[Nebulosa Solar]] non pode; porén, a Teoría da Captura é critícada porque predí unha idade diferente do Sol que a dos planetas; mentres que as probas amosan que o Sol e o resto do Sistema Solar formáronse aproximadamente ó mesmo tempo, en liña co que din os modelos máis aceptados.
==Fontes==
* [[William K. Hartmann]] and [[Donald R. Davis]], [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1975Icar...24..504H&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42c888df4630565 ''Satellite-sized planetesimals and lunar origin''], (International Astronomical Union, Colloquium on Planetary Satellites, Cornell University, Ithaca, N.Y., Aug. 18-21, 1974) Icarus, vol. 24, Abr. 1975, p. 504-515
* [[Alfred G. W. Cameron]] and [[William R. Ward]], [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1976LPI.....7..120C&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42c888df4613635 ''The Origin of the Moon''], Abstracts of the Lunar and Planetary Science Conference, volumen 7, páxina 120, 1976
* K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli and H. F. Levison (Maio 2005). [http://www.nature.com/nature/journal/v435/n7041/full/nature03539.html Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar], Nature '''435''' (7041): 459-461 [[Digital Object Identifier|DOI]]:[http://dx.doi.org/10.1038/nature03539 10.1038/nature03539]
* Adrián Brunini (Abril 2006). [http://www.nature.com/nature/journal/v440/n7088/full/nature04577.html Origin of the obliquities of the giant planets in mutual interactions in the early Solar System], Nature '''440''' (7088): 1163-1165. [[Digital Object Identifier|DOI]]:[http://dx.doi.org/10.1038/nature04577 10.1038/nature04577]
<small>Todas en inglés</small>
===Fontes da Teoría da Captura===
*M M Woolfson 1969, Rep. Prog. Phys. 32 135-185
*M M Woolfson 1999, Mon. Not. R. Astr. Soc.304, 195-198.
<small>Todas en inglés</small>
===Notas===
<references />
<small>Todas en inglés</small>
==Vexa tamén==
*[[Historia da Terra]]
*[[Idade da Terra]]
*[[Big Splash]]
*[[Migración planetaria]]
*[[Sistema Solar]]
*[[Nebulosa solar]]
*[[Evolución estelar]]
*[[Rotación síncrona]]
{{Link FA|en}}
[[Categoría:Sistema Solar]]
{{Link FA|ko}}
[[be-x-old:Паходжаньне Сонечнай сыстэмы]]
[[ca:Formació i evolució del sistema solar]]
[[da:Solsystemets dannelse og udvikling]]
[[en:Formation and evolution of the Solar System]]
[[es:Formación y evolución del Sistema Solar]]
[[eu:Eguzki sistemaren sorrera eta garapena]]
[[fa:تشکیل و تکامل سامانه خورشیدی]]
[[fi:Aurinkokunnan muodostuminen]]
[[fr:Formation et évolution du système solaire]]
[[he:ההיווצרות וההתפתחות של מערכת השמש]]
[[it:Origine ed evoluzione del sistema solare]]
[[ja:太陽系の形成と進化]]
[[ko:태양계의 형성과 진화]]
[[lt:Saulės sistemos susidarymas]]
[[pl:Powstanie Układu Słonecznego]]
[[ru:Происхождение Солнечной системы]]
[[simple:Formation and evolution of the Solar System]]
[[sk:Vznik a vývoj slnečnej sústavy]]
[[sv:Solsystemets uppkomst och utveckling]]
[[uk:Формування та еволюція Сонячної системи]]
[[zh:太阳系的形成与演化]]
| |||