התפתחות מערכת השמש – הבדלי גרסאות

התפיסה המודרנית באשר ל[[השערת הערפילית]] גורסת כי מערכת השמש נוצרה לפני כ-4.6 מיליארד שנים מ[[קריסה כבידתית]] של [[ענן מולקולרי]] (אזור קטן ב[[ערפילית|ערפילית יצירה]]). [[רדיוס]] הענן הראשוני היה כנראה בגודל מספר [[שנת אור|שנות אור]] וממנו נולדו מספר כוכבים. אף על פי שבתחילה האמינו כי תהליך זה התרחש בצורה רגועה - הוכיחו מחקרים עדכניים של [[מטאוריט]]ים קדומים, בהם נתגלו שרידים של [[יסוד כימי|יסודות]] הנוצרים אך ורק בליבות של כוכבים גדולים מאוד שהתפוצצו - כי הסביבה בה נמצאת השמש היא תוצר של מספר [[סופרנובה|סופרנובות]] קרובות. ייתכן ש[[גל הלם|גלי ההלם]] שנוצרו מהתפוצצות סופרנובות אלו הם שהביאו להיווצרות השמש על ידי יצירת אזורים דחוסים מאוד בערפילית הסובבת ועקב כך להתמוטטות פנימה.

 

[[קובץ:TTauriStarDrawing.jpg|שמאל|ממוזער|250px|ציור של כוכב מסוג [[כוכבי T בשור|T בשור]]]]

כאשר הערפילית קרסה תחת עצמה, שימור [[תנע זוויתי|התנע הזוויתי]] גרם לחומר המרכיב אותה להסתובב במהירות הולכת וגדלה, אנרגיית [[כבידה]] [[אנרגיה פוטנציאלית|פוטנציאלית]] הפכה ל[[אנרגיה קינטית]] אשר התגלמה בין השאר כ[[חום (פיזיקה)|חום]]. במרכז העננה [[לחץ]] ה[[גז]]ים, העלייה באנרגיה הקינטית וכן פעולה של [[שדה מגנטי|שדות מגנטיים]] גרמו לערפילית להידחס לצורת דיסקה שטוחה. [[דיסקה קדם-פלנטרית|הדיסקה הפרוטופלנטרית]] הגיעה לרדיוס של כמאתיים יחידות אסטרונומיות ובתוכה החל להיווצר [[פרוטו כוכב]]. בשלב זה, הייתה השמש דומה לכוכבים מסוג [[כוכבי T בשור|T בשור]] - כוכבים צעירים מאוד המוקפים דיסקות [[אבק בין כוכבי]] שטרם הגיעו לשלב ההיתוך הגרעיני והפקת האנרגיה שלהם מסתמכת על קריסה כבידתית. לאחר כמאה מיליון שנים הלחץ גובר בליבת הפרוטו כוכב וה[[טמפרטורה]] במרכזו מגיעה למיליוני מעלות. דבר זה מאפשר לכוכב להגיע ל[[שיווי משקל הידרוסטטי]] - השלב הסופי בהיווצרות כוכב.