Redigerer Solsystemet (avsnitt)

== Opprinnelse og utvikling ==
[[Fil:Solar Life Cycle-no.svg|thumb|upright=2|Solens livssyklus]]
{{Utdypende|Solsystemets opprinnelse og utvikling}}
Solsystemet ble dannet fra gravitasjonskollapsen av en gigantisk molekylsky for omtrent 4,6&nbsp;milliarder år siden. Denne skyen var sannsynligvis flere lysår bred og ga trolig opphav til flere stjerner.<ref name="Arizona" />

Den delen av denne skyen som skulle bli solsystemet, begynte å kollapse og vedvarende [[drivmoment]] førte til en raskere rotasjon. Skyens sentrum, der størstedelen av massen var samlet, ble betydelig varmere enn den omkringliggende skiven.<ref name="Arizona" /> 

[[Fil:M42proplyds.jpg|thumb|venstre|Bilde tatt av [[romteleskop]]et [[Romteleskopet Hubble|Hubble]] som viser protoplanetare skiver i [[Oriontåken]], et område som fungerer som «barnehage» for stjerner, og som sannsynligvis minner om den urnebulosa som solsystemet ble dannet av. Synsfeltet i bildet er kun omkring 0,14&nbsp;lysår stort. {{Byline|C.R. O'Dell/Rice University; NASA}}]]

Etter hvert som denne sammentrukne [[stjernetåke]]n roterte, begynte den å flate ut til en [[protoplanetarisk skive]] med en diameter på omkring 200&nbsp;AU<ref name="Arizona" /> og en varm, tett [[protostjerne]] ved dens sentrum.<ref name="Greaves" /><ref name="National Academy og Sciences" /> Ved dette tidspunktet i solens utvikling anses den å ha vært en {{Nowrap|[[T Tauri-stjerne]]}}. Studier av slike stjerner viser at de ofte omgis av skiver av protoplanetar materie med masser på omtrent 0,001&ndash;0,1&nbsp;solmasser, med hoveddelene av stjernetåkens masse samlet i selve stjernen.<ref name="Kitamara" /> Planetene ble dannet gjennom akkresjon fra denne skiven.<ref name="Boss2005" />

I løpet av 50&nbsp;millioner år ble trykket og tettheten av hydrogen i protostjernens kjerne tilstrekkelig stort for at en [[Kjernefysisk fusjon|kjernefusjon]] kunne begynne.<ref name="Yi2001" /> Temperaturen, reaksjonshastigheten, trykket og tettheten økte frem til en tilstand av [[hydrostatisk likevekt]] ble nådd, der det termiske trykket utenfra tilsvarer den gravitasjonelle kraften som forsøker å dra sammen stjernen ytterligere. Ved dette tidspunktet ble solen en [[Hovedserien (astronomi)|hovedseriestjerne]].<ref name="Chrysostomou" />

{| class="wikitable sortable" style="float:right;"
|+ '''Solsystemets<br />vanligste&nbsp;grunnstoff'''<ref name="Arnett3" group="s" />
![[Isotop]]
!Antall&nbsp;per&nbsp;millioner<br />[[atomkjerne]]r
|-
| [[Hydrogen|Hydrogen-1]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|705700}} 
|-
| [[Helium|Helium-4]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|275200}} 
|-
| [[Oksygen|Oksygen-16]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|5920}} 
|-
| [[Karbon|Karbon-12]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|3032}} 
|-
| [[Neon|Neon-20]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|1548}} 
|-
| [[Jern|Jern-56]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|1169}} 
|-
| [[Nitrogen|Nitrogen-14]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|1105}} 
|-
| [[Silisium|Silisium-28]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|653}} 
|-
| [[Magnesium|Magnesium-24]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|513}} 
|-
| [[Svovel|Svovel-32]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|396}} 
|-
| [[Neon|Neon-22]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|208}} 
|-
| [[Magnesium|Magnesium-26]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|79}} 
|-
| [[Argon|Argon-36]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|77}} 
|-
| [[Jern|Jern-54]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|72}} 
|-
| [[Magnesium|Magnesium-25]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|69}} 
|-
| [[Kalsium|Kalsium-40]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|60}} 
|-
| [[Aluminium|Aluminium-27]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|58}} 
|-
| [[Nikkel|Nikkel-58]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|49}} 
|-
| [[Karbon|Karbon-13]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|37}} 
|-
| [[Helium|Helium-3]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|35}} 
|-
| [[Silisium|Silisium-29]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|34}} 
|-
| [[Natrium|Natrium-23]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|33}} 
|-
| [[Jern|Jern-57]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|28}} 
|-
| [[Deuterium|Hydrogen-2]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|23}} 
|-
| [[Silisium|Silisium-30]] ||style="text-align:right"| {{Sorterbar|23}} 
|}
Til slutt kommer de ytre lagene av solen til å støtes bort, og det som gjenstår av solen, er en [[hvit dverg]], et objekt med ekstrem tetthet der halvparten av solens masse er igjen, men objektet bare er like stort som jorden.<ref name="Pogge" /> De avkastede ytre delene av solen danner en såkalt [[planetarisk tåke]], som sender en del av materialet som dannet solen tilbake til det interstellare materiet.

Omkring 5,4&nbsp;milliarder år frem i tid vil hydrogenet i solens kjerne nesten fullstendig ha blitt omdannet til helium, noe som avslutter hovedseriefasen i solens utvikling. Ved dette tidspunktet vil solens ytre lag ekspandere til omkring 260&nbsp;ganger dens nåværende diameter, og solen blir dermed en [[rød kjempe]]. På grunn av det betydelig større overflatearealet, vil temperaturen på overflaten bli betraktelig lavere enn den er nå som hovedseriestjerne (omkring {{Formatnum: 2600}}&nbsp;[[Kelvin|K]] som lavest).<ref name="Schroder" />

Solsystemet kommer til å bestå som det er i dag, frem til solen begynner sin utvikling fra hovedserien i [[Hertzsprung-Russell-diagram]]met. Etter hvert som solen brenner gjennom sitt lager av hydrogen, vil energiproduksjonen som hindrer kjernen fra å kollapse, avta, noe som får den til å minske i størrelse. Det økende trykket varmer opp kjernen, og forbrenningen av hydrogen økes. På grunn av dette blir solen langsomt lysere, og den sender allerede ut 40 % mer varme enn da den og solsystemet ble dannet.<ref name="Ødegaard" />