Solsystemets opprinnelse og utvikling

Solsystemets opprinnelse og utvikling er estimert til å ha begynt for 4,568 milliarder år siden med gravitasjonskollapsen av en liten del av en stor molekylsky.
Det meste av massen i senter av kollapsen dannet solen, mens resten flatet ut til en protoplanetarisk skive som planetene, måner, asteroider og andre smålegemer i solsystemet ble dannet utfra.
Den allment aksepterte modellen, kjent som nebularhypotesen, ble først utviklet på 1700-tallet av Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant og Pierre-Simon Laplace. Den etterfølgende utviklingen har knyttet til seg en rekke vitenskapelige disipliner, deriblant astronomi, fysikk, geologi og planetologi. Siden begynnelsen av romalderen på 1950-tallet og oppdagelsen av eksoplaneter, har modellen både vært utfordret og raffinert for å ta hensyn til nye observasjoner.
Solsystemet har utviklet seg betydelig siden den formasjonen. Mange måner har har blitt dannet fra sirklende skiver av gass og støv rundt deres tilhørende planeter, mens andre måner er antatt å ha blitt dannet uavhengig og  senere blitt fanget av gravitasjonen fra sine tilhørende planeter. Andre, som for eksempel månen, kan være et resultat av gigantiske kollisjoner. Kollisjoner mellom legemer har skjedd kontinuerlig frem til i dag og har vært sentralt i utviklingen av solsystemet. Planetenes posisjoner har ofte endret seg, og planeter har også skiftet plass. Denne planetariske vandringene er nå antatt å ha vært ansvarlig for store deler av solsystemets tidlige utvikling.
Om drøye fem milliarder år vil solen avkjøles og ekspandere utover til mange ganger sin nåværende diameter (bli en rød kjempe), før de ytre lagene blir sprengt ut som en planetarisk tåke og etterlater seg et hvit dverg. I fjern fremtid vil tyngdekraften fra passerende objekter gradvis skave av solens følge av planeter. Noen planeter vil bli ødelagt, andre vil bli ført ut i det interstellare rom. Til syvende og sist, i løpet av billioner av år, er det sannsynlig at solen vil ha mistet alle de opprinnelige legemene i bane rundt den.

Historie

Ideer om verdens opprinnelse og skjebne er fra de tidligste kjente skrifter, men for nesten hele denne perioden var det ikke noe forsøk på å koble slike teorier til eksistensen av et «solsystem». Dette kom ganske enkelt av at det ikke var allment kjent at solsystemet, i den forstand vi nå kjenner det, eksisterte. De første skrittene mot en teori om solsystemets dannelse og utvikling var den generelle aksepten av heliosentrismen som plasserte solen i sentrum av systemet, og jorden i bane rundt den. Denne oppfatningen hadde eksistert i årtusener (filosofer som Aristarkhos av Samos hadde foreslått dette så tidlig som 600 f.Kr.), men det ble først allment akseptert mot slutten av det 17. århundret. Det første dokumenterte bruken av begrepet «solsystemet» er fra 1704.
Den gjeldende standardteorien for solsystemets dannelse, tåkehypotesen, har falt inn og ut av unåde siden utformingen av Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant, og Pierre-Simon Laplace i det 18. århundre. Den viktigste kritikken av hypotesen var dens tilsynelatende manglende evne til å forklare solens relative mangel på drivmoment sammenlignet med planetene. Siden tidlig på 1980-tallet har imidlertid studier av unge stjerner vist at de er omgitt av kjølige skiver av støv og gass, akkurat som tåkehypotesen forutsier, noe som har ført til at den ble akseptert igjen.
Forståelse av hvordan solen vil fortsette å utvikle seg krever en forståelse av kilden til dens kraft. Arthur Stanley Eddingtons bekreftelse av Albert Einsteins relativitetsteori førte til hans erkjennelse om at solenergien kommer fra kjernefysisk fusjon i kjernen. I 1935 gikk Eddington videre og antydet at andre elementer også kunne dannes innen stjerner. Fred Hoyle utdypet dette premisset ved å argumentere for at utviklede stjerner kalt rød kjempe skapte mange grunnstoffer tyngre enn helium og hydrogen i sine kjerner. Når en rød kjempe til slutt frigjør sine ytre lag, vil disse stoffene kunne gjenvinnes og danne andre stjernesystemer.

Tidlig stjernetåke

Tåkehypotesen fastholder at solsystemet ble dannet gjennom den gravitasjonskollapsen av et fragment fra en gigantisk molekylsky. Skyen i seg selv hadde en størrelse på 20 pc, mens fragmentene var drøyt 1 pc (tre og et kvart lysår i diameter). Den videre kollapsen av fragmentene førte til formasjonen av tette kjerner fra 0,01–0,02 pc (2 000–20 000 AU) i størrelse. Et av disse kollapsede fragmentene (kjent som tidlig stjernetåke) skulle danne det som ble solsystemet. Sammensetningen av denne regionen, med en masse så vidt over solens, var omtrent den samme som for solen i dag, med hydrogen, sammen med helium og spor av litium produsert av Big Bang-nukleosyntese. Disse utgjorde ca. 98 % av den totale massen, mens de resterende 2 % av massen bestod av tyngre stoff som ble skapt av nukleosyntese i tidligere generasjoner av stjerner. Sent i disse stjernenes liv kastet de tyngre stoffer inn i det interstellare materiet.
Studier av gamle meteoritter avdekker spor av stabile datterkjerner av isotoper med kort levetid, som jern-60, som kun dannes i eksploderende stjerner med kort levetid. Dette indikerer at en eller flere supernovaer oppstod nær solen mens den ble dannet. En sjokkbølge fra en supernova kan ha utløst dannelsen av solen ved å lage regioner med overtetthet i skyen, noe som fikk disse regionene til å kollapse. Fordi kun massive stjerner med kort levetid produserer supernovaer, må solen ha blitt dannet i en stor stjernedannende region som produserer massive stjerner, muligens lik Oriontåken. Studier av kuiperbeltets struktur og avvikende materialer inne beltet tyder på at Solen ble dannet i en klynge av stjerner med en diameter på mellom 6,5 og 19,5 lysår, og med en samlet masse tilsvarende 3 000 soler. Flere simuleringer av vår unge sol vekselvirker med nært passerende stjerner over de første 100 millioner år av dens liv og produserer unormale baner observert i det ytre solsystemet, slik som E-SDO.
På grunn av bevaringen av drivmomentet spant tåken raskere under kollapsen. Ettersom materiet i tåken kondenserte, begynte atomene inne i tåken å kollidere med økende frekvens og den kinetiske energien ble konvertert til varme. I sentrum, hvor det mesteparten av massen var samlet, ble stadig varmere enn den omkringliggende skiven. Over en periode på 100 000 år forårsaket de konkurrerende kreftene av gravitasjon, gasstrykk, magnetiske felt og rotasjon at tåken strakk seg ut til en spinnende protoplanetarisk skive med en diameter på ~200 AU og dannet en tett protostjerne (en stjerne der hydrogenfusjon enda ikke har startet) i sentrum.
På dette stadiet i sin utvikling er solen antatt å ha vært en T Tauri-stjerne. Studier av T Tauri-stjerner viser at de ofte er ledsaget av skiver av pre-planetarisk materie med masser på 0,001–0,1 solmasser. Disse skivene utvidet seg til flere hundre AU – Hubble-teleskopet har observert protoplanetariske skiver opp til 1 000 AU i diameter i stjernedannende regioner slik som Oriontåken – og er relativt kjølige, kun opp til et par tusen kelvin på det varmeste. I løpet av 50 millioner år ble trykket og temperaturen i solens kjerne så stort at hydrogenet begynte å fusjonere, og skapte en intern energikilde som motvirket gravitasjonell sammentrekking frem til hydrostatisk likevekt var oppnådd. Dette markerte solens inntreden i den primære fasen av sitt liv, kjent som hovedserien. Hovedseriestjerner henter energi fra fusjon av hydrogen til helium i sine kjerner. Solen er fortsatt en hovedseriestjerne i dag.

Dannelsen av planeter

De forskjellige planetene er antatt å ha blitt dannet fra den solare stjernetåken, den skiveformede skyen av gass og støv som ble igjen etter solens dannelse. Den nåværende aksepterte måten planetene ble dannet på er kjent som akkresjon, hvor planetene begynte som støvkorn i bane rundt den sentrale protostjernen. Gjennom direkte kontakt ble disse kornene formet til klumper på opp til 200 meter i diameter, som igjen kolliderte og ble til større legemer (planetesimaler) på ~10 kilometer i størrelse. Disse økte gradvis gjennom ytterligere sammenstøt, med en vekst på centimetere per år de neste par millioner år. Enkelte planeter ble raskt så store at deres gravitasjon på omgivelsene økte, og dette bidro til å akselerere tiltrekningen av støv og steinmateriale slik at planetenes veksthastighet økte.
Det indre solsystemet, regionen av solsystemet innenfor 4 AU, var for varmt til at flyktige molekyler som vann og metan kunne kondensere, så planetesimalene som ble dannet der, kunne kun dannes fra sammensetninger med høyt smeltepunkt, som for eksempel metaller (jern, nikkel og aluminium) og steinete silikater. Disse steinete legemene skulle bli de terrestriske planetene (Merkur, Venus, jorden og Mars). Disse sammensetningene er ganske sjelden i universet – de utgjør kun 0,6 % av tåkens masse – så de terrestriske planetene kunne ikke bli veldig store. De terrestriske embryoene vokste til rundt 0,05 jordmasser og sluttet å samle materie rundt 100 000 år etter dannelsen av solen; etterfølgende kollisjoner og fusjoner mellom disse legemene med planetstørrelser tillot terrestriske planeter å vokse til sin nåværende størrelse (se terrestriske planeter nedenfor).
Da de terrestriske planetene ble danne, forble de innlemmet i en skive av gass og støv. Gassen ble delvis støttet av trykk og gikk dermed ikke like raskt i bane rundt solen som planetene. Det resulterende draget forårsaket en overføring av drivmoment, og som et resultat ble planetene gradvis overført til nye baner. Modeller viser at temperaturvariasjoner i skiven styrte farten for disse vandringene, men trenden for de indre planetene var å migrere innover mens skiven svevde utover, og etterlot planetene i sine nåværende baner.
Gasskjempene (Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun) ble dannet lengre ute, utenfor frostlinjen, punktet mellom banene til Mars og Jupiter, hvor materiet er kjølig nok til at flyktige isete sammensetninger kan holde seg stabile. Isen som dannet gasskjempene var mer rikelig enn de metallene og silikatene som dannet de terrestriske planetene, noe som gjorde kjempene i massive nok til å oppta hydrogen og helium, de letteste og mest vanlige grunnstoffene. Planetesimalene utenfor frostlinjen samlet opptil fire jordmaser innen ca. 3 millioner år. I dag omfatter de fire gasskjempene rett under 99 % av all massen som går i bane rundt solen. Teoretikere mener at det ikke er tilfeldig at Jupiter ligger like utenfor frostlinjen. Fordi frostlinjen samlet store mengder vann vie fordamping av innfallende iskalde materier, skapte det et område med lavere trykk som økte hastigheten på støvet i bane og stopper deres bevegelse mot solen. I praksis fungerte frostlinjen som en barriere som medførte at materiet ble raskt samlet ~5 AU fra solen. Dette overskuddsmateriet samlet seg sammen til et stort embryo på ca. 10 jordmasser, som deretter begynte å vokse raskt ved å oppta hydrogen fra den omkringliggende skiven. Planeten voks til 150 jordmasser de neste 1 000 årene før den til slutt nådde 318 jordmasser. Saturns lavere masse kan skyldes at den ble dannet et par millioner år etter Jupiter, da det var mindre gass tilgjengelig å konsumere.
T Tauri-stjerner, som den unge solen, har langt sterkere stjernevind enn mer stabile, eldre stjerner. Uranus og Neptun er antatt å ha blitt dannet etter Jupiter og Saturn, da den sterke solvinden hadde blåst bort store deler av materiet i skiven. Som et resultat samlet planetene lite hydrogen og helium – ikke mer enn 1 jordmasse hver. Uranus og Neptun er noen ganger referert til som mislykkede kjerner. De største problemene med dannelseteoriene for disse planetene er tidsskalaen for dannelsen. På deres nåværende steder ville det tatt hundre millioner år for kjernene å samles. Dette betyr at Uranus og Neptun trolig ble dannet nærmere solen – nær eller til og med mellom Jupiter og Saturn – og migrerte senere utover (se planetvandring nedenfor). All bevegelse i planetesimaltiden var ikke innover mot solen – prøven romsonden Stardust brakte med tilbake fra Wild 2 har antydet at materier fra den tidlige dannelsen av solsystemet vandret fra det varme indre solsystemet til regionen hvor kuiperbeltet ligger.
Etter mellom tre og ti millioner år, ville den unge solens solvind ha ryddet vekk alt av gass og støv i den protoplanetariske skiven, og blåste det inn i det interstellare rommet og dermed endt planetenes vekst.

Etterfølgende utvikling

Planetene ble opprinnelig antatt å ha blitt dannet i eller i nærheten av deres nåværende baner. Dette synet gjennomgikk imidlertid en radikal forandring mot slutten av det 20. og begynnelsen av det 21. århundret. Foreløpig er det antatt at solsystemet så ganske annerledes ut etter den første dannelsen: flere legemer med minimum lik masse som Merkur fantes i det indre solsystemet og det ytre solsystemet var mye mer kompakt enn det er nå. Kuiperbeltet var også mye nærmere solen.

Terrestriske planeter

Mot slutten av epoken med planetdannelser ble det indre solsystemet bosatt med 50–100 protoplaneter med måne- til Mars-størrelser. Videre vekst var kun mulig fordi disse legemene kolliderte og slo seg sammen, noe som tok mindre enn 100 millioner år. Disse objektenes gravitasjon ville ha påvirket hverandre og slitt i hverandres baner før de kolliderte, for så å vokse seg større til de fire terrestriske planetene vi kjenner i dag tok form. En slik gigantisk kollisjon er antatt å ha dannet månen (se måner nedenfor), mens en annen fjernet det ytre laget til den unge Merkur.

Asteroidebeltet

Den ytre kanten av den terrestriske regionen, mellom 2 og 4 AU fra solen, kalles asteroidebeltet. Asteroidebeltet inneholdt opprinnelig mer enn nok materie til å danne to til tre jordlignende planeter, og et stort antall planetesimaler ble dannet der. Som med de terrestriske planetene kollapset også planetesimalene i denne regionen og dannet 20–30 protoplaneter med måne- til Mars-størrelse; nærheten til Jupiter gjorde imidlertid at denne regionen ble dramatisk endret etter Jupiters dannelse 3 millioner år etter solen. Baneresonanser med Jupiter og Saturn er spesielt sterke i asteroidebeltet og gravitasjonell påvirkning med mer massive embryoer spredte mange planetesimaler inn i disse resonansene. Jupiters gravitasjon økte hastigheten på objekter innenfor disse resonansene, og forårsaket at de ble knust i kollisjoner med andre legemer heller enn å samles.
Etter som Jupiter vandret innover etter dannelsen (se planetvandring nedenfor) ville resonanser ha feid over asteroidebeltet og dynamisk eksitert regionens populasjon og økt hastigheten deres relativt til hverandre. Den kumulative virkningen av resonansen og embryoene enten spredte planetesimalene bort fra asteroidebeltet eller eksiterte inklinasjonen eller eksentrisiteten.  Noen av disse massive embryoene ble også kastet ut av Jupiter, mens andre kan ha vandret til det indre solsystemet og spilt en rolle i den endelige akkresjonen av de terrestriske planetene. I løpet av denne primære utarmingsperioden forsvant virkningene fra de store planetene og protoplanetene forlot asteroidebeltet med en total masse som tilsvarer mindre enn 1 % av jorden, hovedsakelig bestående av små planetesimaler. Dette er fortsatt 10–20 ganger mer enn den nåværende massen i hovedbeltet, som er ca 1/2 000 av jordens masse. En sekundær utarmingsperiode som brakte asteroidebeltet ned i nærheten av dagens masse er antatt å ha fulgt når Jupiter og Saturn gikk inn i en midlertidig 2:1 baneresonans (se nedenfor).
Det indre solsystemets periode med enorme kollisjoner spilte trolig en rolle for at jorden har fått sitt nåværende innhold av vann (~6×10²¹ kg) fra det tidlige asteroidebeltet. Vann er for flyktig til å ha vært til stede under jordens dannelse og må ha blitt «levert» fra ytre, kaldere deler av solsystemet i ettertid. Vannet har trolig blitt «levert» av protoplaneter og små planetesimaler som ble kastet ut fra asteroidebeltet ved Jupiter. En populasjon av asteroidebeltekometer oppdaget i 2006 har også blitt foreslått som en mulig kilde til vannet på jorden. Som kontrast har kometer fra kuiperbeltet eller fjernere regioner «levert» mer enn ca. 6 % av vannet på jorden. Panspermi-hypotesen mener at livet i seg selv kan ha vært deponert på jorden på denne måten, selv om denne ideen ikke er allment akseptert.

Planetvandring

Ifølge tåkehypotesen er de to ytterste planetene på «feil sted». Uranus og Neptun (kjent som «iskjemper») befinner seg i en region hvor den reduserte tettheten av stjernetåken og lengre omløpsperioder gjør de høyst usannsynlig ble dannet her. De to er i stedet antatt å ha blitt dannet i baner nær Jupiter og Saturn, hvor det var mer materie tilgjengelig, for så å ha vandret utover til deres nåværende posisjoner over flere hundre millioner år.
De ytre planetenes vandring er også nødvendig for å gjøre rede for eksistensen og egenskapene til solsystemets ytterste regioner. Forbi Neptun fortsetter solsystemet i Kuiperbeltet, den spredte skiven og Oorts sky, tre glisne populasjoner av isete legemer antatt å være stedet hvor de fleste observerte kometer stammer fra. I denne avstanden fra solen var tilveksten for liten til at planeter kunne dannes før stjernetåken spredte seg, og dermed manglet den opprinnelige skiven nok massetetthet til å stabilisere seg til en planet. Kuiperbeltet ligger mellom 30 og 55 AU fra Solen, mens den spredte skiven strekker seg til over 100 AU og den fjerne Oorts sky begynner ved rundt 50 000 AU. Opprinnelig var imidlertid kuiperbeltet mye større og nærmere solen, med en ytre grense på ca. 30 AU. Dets indre grense ville ha vært like utenfor banene til Uranus og Neptun, som i sin tur var langt nærmere solen da de ble dannet (mest sannsynlig i området rundt 15–20 AU), og i motsatt posisjon med Uranus lengre fra solen enn Neptun.
Etter dannelsen av solsystemet fortsatte banene til de store planetenes og endres sakte, påvirket av deres samhandling med det store antallet gjenværende planetesimaler. Etter 5–600 millioner år (ca. 4 milliarder år siden) falt Jupiter og Saturn inn i en 2:1-resonans; Saturn gikk én runde rundt solen på den tiden Jupiter gikk to runder. Denne resonansen skapte en gravitasjonell kraft mot de ytre planetene og forårsaket at Neptun passerte Uranus og gikk inn i deg gamle kuiperbeltet. Planetene spredte seg flertallet av de små isete legemene innover mens de selv beveget seg utover. Disse planetesimalene ble deretter spredte på samme måte de neste planetene de møtte, og endret planetenes baner utover mens de selv beveget seg innover. Denne prosessen fortsatte til planetesimalene ble påvirket av Jupiter, hvis enorme tyngdekraft sendte dem ut til svært elliptiske baner eller til og med ut av hele solsystemet. Dette førte til at Jupiter forflyttet seg noe innover. Objektene som ble spredt ut til svært elliptiske baner dannet Oorts sky; de objektene som ble spredt i mindre grad av den vandrende Neptun dannet det nåværende kuiperbeltet og den spredte skiven. Dette scenariet forklarer den nåværende lave masen i kuiperbeltet og den spredte skiven. Noen av de spredte objektene, inkludert Pluto, ble gravitasjonelt knyttet til Neptuns bane og tvunget inn i en baneresonans. Til slutt gjorde friksjonen innenfor skiven med planetesimaler banene til Uranus og Neptun sirkulær igjen.
I motsetning til de ytre planetene antas ikke de indre å ha vandret betydelig etter solsystemets dannelse. Dette kommer av at deres baner har holdt seg stabile etter perioden med gigantiske kollisjoner.

Under og etter det sene tunge bombardementet

Gravitasjonelle forstyrrelser fra de ytre planetenes vandring ville ha sendt et stort antall asteroider inn i det indre solsystemet, og i stor grad tappe det opprinnelige beltet til det nådde dagens ekstremt lave masse. Denne hendelsen kan ha utløst det sene tunge bombardementet som skjedde for rundt 4 milliarder år siden, rundt 5ndash;600 millioner år etter dannelsen av solsystemet. Perioden med tungt bombardement varte i flere hundre millioner år og de tydelige kratrene på geologisk døde legemer i det indre solsystemet, som Månen og Merkur, er fremdeles synlige. Et slikt bombardement må nødvendigvis ha utløst stor varmeenergi som har økt temperaturen på kloden betraktelig. De eldste kjente bevisene for liv på jorda går 3,8 milliarder år tilbake, nesten umiddelbart etter slutten på det sene tunge bombardementet.
Nedslag er antatt å være en vanlig del av solsystemets utvikling. At de fortsetter å skje kan dokumenteres av en kollisjon mellom Shoemaker-Levy 9 og Jupiter i 1994, og Barringerkrateret i Arizona. Akkresjonsprosessen er derfor ikke komplett, og kan fremdeles utgjøre en trussel for livet på jorden.
I løpet av solsystemets utvikling har kometer blitt kastet ut av det indre solsystemet av de store planetenes gravitasjon og sendt tusenvis av AU utover for å danne Oorts sky, en sfærisk ytre sverm av kometkjerner i det fjerneste av solens gravitasjonskraft. Til slutt, etter ca. 800 millioner år, begynte påvirkningen fra galaktiske tidevannskrefter, passerende stjerner og gigantiske molekylskyer å utarme skyen og sende kometer til det indre solsystemet. Utviklingen av det ytre solsystemet synes også å ha blitt påvirket av erosjon fra solvinder, mikrometeoritter og nøytrale komponenter i det interstellare materiet.
Utviklingen av asteroidebeltet etter det sene tunge bombardementet ble i hovedsak styrt av kollisjoner. Objekter med store masser har nok gravitasjon til å beholde materie kastet ut av en kraftig sammenstøt, men i asteroidebeltet er dette vanligvis ikke tilfelle. Som et resultat har mange objekter blitt knust, og mange ganger har nyere objekter blitt satt sammen av mindre voldsomme sammenstøt. Måner rundt enkelte asteroider kan per i dag kun forklares som konsolideringer av materier slynget vekk fra det overordnede objektet uten nok energi til å fullstendig unnslippe dets tyngdekraft.

Fremtid

Astronomer estimerer at solsystemet, slik vi kjenner i dag, ikke vil endre seg drastisk før solen har fusjonert alt hydrogenet i kjernen om til helium og begynt stjerneutviklingen fra hovedserien av Hertzsprung-Russell-diagrammet og inn dens rød kjempe-fase. Likevel vil solsystemet fortsette å utvikle seg til da.

Langvarig stabilitet

Solsystemet er kaotisk over tidsskalaer på millioner og milliarder av år, med planetenes bane åpne for langvarige variasjoner. Et kjent eksempel på dette kaoset er Neptun–Pluto–systemet som ligger i en 3:2 baneresonans. Selv om resonansen i seg selv vil holde seg stabil, vil det vær umulig å forutse Plutos plassering mer enn 10–20 millioner år frem i tid (Ljapunov-tid) med noen grad av nøyaktighet. Et annet eksempel er jordens aksehelning som, takket være friksjon fra jordens mantel på grunn av tidevannspåvirkning fra månen (se nedenfor), vil bli uberegnelig på et tidspunkt på mellom 1,5 og 4,5 milliarder år fra nå.
De ytre planetenes bane er kaotiske over lengre tidsskalaer, slik at de har en Ljapunov-tid i størrelsesorden 2–230 millioner år. I alle tilfeller betyr dette at posisjonen til en planet langs sin bane til slutt vil bli umulig å forutsi med sikkerhet (så, for eksempel tidspunktet for vinter og sommer blir usikkert), men i noen tilfeller kan banene i seg selv endres dramatisk. Slikt kaos utpeker seg sterkest som endringer i eksentrisitet hvor noen planeters baner blir mer eller mindre elliptiske.
Til syvende og sist er solsystemet stabilt i og med at ingen av planetene vil kollidere med hverandre eller bli kastet ut av systemet de neste par milliarder år. Utover dette vil Mars' eksentrisitet vokse til rundt 0,2 innen fem milliarder år, slik at den vil ligge i en jordkryssende bane og føre til en potensiell kollisjon. I det samme tidsrommet kan Merkurs eksentrisitet vokse enda mer, og et nært møte med Venus kan teoretisk bringe den ut av hele solsystemet eller sende den på kollisjonskurs med Venus eller jorden.

Månering-systemer

Utviklingen av månesystemer er drevet av tidevannskreftene. En måne vil fremkalle en tidevannsheving i objektet det går i bane rundt (det primære) på grunn av ulik gravitasjonskraft i primærobjektet tverrsnitt. Hvis en måne går i ring i samme retning som planetens rotasjon, og paleten roterer raskere enn omløpstiden på månen, vil hevingen stadig bli trukket i forkant av månen. I denne situasjonen blir et drivmoment overført fra rotasjonen av primærobjektet til omløpet av satellitten. Månen får energi og går gradvis utover i en spiral mens primærobjektet roterer saktere over tid.
Jorden og dens måne er ett eksempel på denne konfigurasjonen. I dag er månen fanget i bane rundt jorden og et omløp rundt jorden (for tiden ca. 29 dager) tilsvarer en rotasjon rundt sin egen akse, slik at den alltid viser én side mot jorden. Månen vil fortsette å bevege seg bort fra jorden, og jordens spinn vil fortsette å avta gradvis. Om rundt 50 milliarder år, hvis de overlever solens ekspansjon, vil jorden og månens bane bli låst til hverandre; hver av dem vil ble fanget i det som kalles en «spinn-bane-resonans» der månen vil sirkle rundt jorden på rundt 47 dager og både jorden og månen vil rotere rundt sine akser på den samme tiden, og kun være synlig fra den ene halvkulen. Andre eksempler er de galileiske månene til Jupiter (i tillegg til mange av Jupiters mindre måner) og de fleste av de større månene til Saturn.
Et annet scenario oppstår når månen kretser raskere rundt det primære objektet enn det selv roterer, eller kretser i motsatt retning av primærobjektets rotasjon. I disse tilfellene vil tidevannsforhøyningen ligge i etterkant av månen i dens omløpsbane. I de foregående tilfellene vil retningen av drivmomentet bli reversert, slik at rotasjonen til primærobjektet øker mens satellittens bane blir mindre. I sistnevnte tilfelle vil drivmomentet til rotasjonen og kretsingen ha motsatt fortegn slik at overføring leder til nedgang i størrelsesklasse for begge (som motvirker hverandre). I begge tilfeller fører tidevannsretardasjon til at månen spinner innover mot primærobjektet helt til den enten blir revet i biter av tidevannspåkjenninger og potensielt skaper et planetarisk ring-system, eller krasjer inn i planetens overflate eller atmosfære. En slik skjebne venter Mars' måne Phobos (i løpet av 30–50 millioner år), Neptuns måne Triton (om 3,6 milliarder år), Jupiters måner Metis og Adrastea, og minst 16 av Uranus' og Neptuns satellitter. Uranus' måne Desdemona kan også kollidere med en av sine nabomåner.
En tredje mulighet er der hvor det primære objektet og månen er tidevannslåst til hverandre. I dette tilfellet forblir tidevannsforhøyningen rett under månen og der er ingen overføring av drivmoment eller endring av omløpstid. Pluto og Charon er et eksempel på denne konfigurasjonen.
Inntil romsonden Cassini-Huygens kom frem i 2004, ble Saturns ringer antatt å være mye yngre enn solsystemet og var ikke ventet å overleve mer enn 300 millioner år. Gravitasjonell påvirkning fra Saturns måner var forventet å gradvis føre ringenes ytterkanter nærmere planeten og at slitasje fra meteoritter og Saturns gravitasjon ville fjerne resten av ringene. Data fra Cassini førte imidlertid til at forskerne endret dette tidlige synet. Observasjoner viste 10 km brede isklumper av materie som gjentatte ganger brytes og gjendannes og på den måten holder ringene «ferske». Saturns ringer er langt mer massive enn ringene til de andre gasskjempene. Denne store massen er antatt å bevart Saturns ringer siden planeten ble dannet 4,5 milliarder år siden og vil trolig bevare dem i flere milliarder år fremover.

Solen og planetenes miljøer

På lang sikt vil de største endringene i solsystemet kommer fra endringer fra solen i seg selv etter hvert som den eldres. Etter hvert som solen forbrenner alt drivstoffet av hydrogen, vil det bli varmere og det gjenværende drivstoffet vil forbrennes enda raskere. Som et resultat av dette vil solen vokse seg lysere med hastighet på ca. 10 % hvert 1,1 milliarder år. Om ca. en milliard år vil den beboelige sonen i solsystemet ha forflyttet seg utover på grunn av økning av solens stråling. Jordens overflate vil bli så varm at flytende vann ikke lengre vil eksistere naturlig. Ved dette tidspunktet vil alt liv på jorden være utryddet. Fordamping av vann, en sterk drivhusgass, fra havets overflate kan akselerere temperaturøkningen, potensielt endre alt livet på jorden raskere. I løpet av denne tiden er det mulig at temperaturen på Mars' overflate stiger og at karbondioksid og vann som for tiden er frosset under overflaten vil slippe ut i atmosfæren. Dette vil kunne føre til en drivhuseffekt som vil varme opp planeten til den oppnår forhold lignende de som er på jorden i dag, og potensielt gi grunnlag for liv. Om 3,5 milliarder år fra nå vil forholdene på jordens overflate være tilsvarende forholdene på Venus i dag.
Om rundt 5,4 milliarder år fra nå vil solens kjerne bli så varm at den kan utløse fusjon av hydrogenet i sitt omkringliggende skall. Dette vil medføre at de ytre lagene av stjernen ekspanderer kraftig og gå inn i en fase hvor den blir kalt rød kjempe. Innen 7,5 millioner år vil solen ha utvidet seg til en radius på 1,2 AU – 256 ganger sin nåværende størrelse. Mot slutten av den røde kjempe-fasen vil solens overflate bli vesentlig kjøligere (rundt 2 600 K) som følge av økt overflateareal og luminositeten vil bli mye høyere – opp til 2 700 ganger solens nåværende luminositet. I en del av perioden som rød kjempe vil solen ha en sterk stjernevind som vil frakte bort ca. 33 % av dens masse. I disse periodene er det også mulig at Saturns måne Titan kan oppnå en overflatetemperatur som gan gi grunnlag for liv.
Etter hvert som solen utvides vil den sluke planetene Merkur og, sannsynligvis, Venus. Jordens skjebne er mer usikker; selv om solen vil omslutte jordens nåværende bane vil stjernens tap av masse (og dermed svakere gravitasjon) forårsake at planetenes baner flytter seg utover. Dersom det bare var for dette, ville Venus og sannsynligvis jorden sannsynligvis unnslippe forbrenning, men en studie fra 2008 antyder at jorden trolig vil bli slukt som følge av tidevannspåvirkning med solens svakt bundne, ytre omslutning.
Gradvis vil det brennende hydrogenet i skallet rundt solens kjerne øke kjernens masse til den når ca. 45 % av dagens solmasse. Ved dette tidspunktet vil tettheten og temperaturen være så høy at fusjonen av helium til karbon vil begynne og føre til et heliumflash. Solen vil krympe fra rundt 250 til 11 ganger sin nåværende (hovedserie) radius. Følgelig vil luminositeten reduseres fra rundt 3 000 til 54 ganger dens nåværende nivå og overflatetemperaturen vil øke til rundt 4 770 K. Solen vil bli en horisontal kjempegren og forbrenne helium i kjernen på en stabil måte omtrent på samme måte som den forbrenner hydrogen i dag. Denne fasen med fusjon av helium vil kun vare i 100 millioner år. Til slutt vil den måtte forbrenne reservene av hydrogen og helium i de ytre lagene og vil da utvides en andre gang og bli til det som er kjent som en asymptotisk kjempegren-stjerne. Ved dette stadiet vil solens luminositet øke igjen. Den vil nå rundt 2 090 ganger dagens luminositet og den vil kjøles til rundt 3 500 K. Denne fasen vil vare ca. 30 millioner år, hvorpå solens gjenværende ytre lag vil falle bort over en periode på ytterligere 100 000 år og forårsake en strøm av materie ut i rommet som danner en glorie gjent (misvisende) som planetarisk tåke. Det utkastede materiet vil inneholdet heliumet og karbonet produsert av solens kjernefysiske reaksjoner og fortsette anrikingen av det interstellare materiet med tunge elementer for fremtidige generasjoner av stjerner.
Dette er en relativt fredelig prosess og ikke sammenlignbart med en supernova som vår sol er for liten til å gjennomgå som en del av utviklingen sin. Enhver observatør til stede for å bevitne denne forekomsten vil se en massiv økning i solvindens hastighet, men ikke tilstrekkelig til å ødelegge en planet fullstendig. Stjernens tap av masse kan imidlertid sende banene til de overlevende objektene ut i kaos og forårsake at noen kolliderer med hverandre, noen kan bli sendt ut av solsystemet mens andre kan bli revet i stykker av tidevannskrefter. I etterkant vil det som er igjen av solen bli en hvit dverg, et usedvanlig tett objekt med 54 % av sin opprinnelige masse, men kun på størrelse med jorden. I utgangspunktet kan denne hvite dvergen vær 100 ganger så lyssterk som solen er i dag. Den vil bestå utelukkende av degenerert karbon og oksygen, men vil aldri nå temperaturer høye nok til å at det kan oppstå en fusjon mellom disse grunnstoffene. Dermed vil solen som nå er en hvit dverg gradvis avkjøles og vokse seg mørkere og mørkere.
Etter hvert som solen dør vil dens gravitasjonskraft på legemer i baner som planeter, kometer og asteroider svekkes på grunn av dens tap av masse. Alle gjenværende planeters omløpsbane vil utvides; hvis Venus, jorden og Mars fremdeles eksisterer vil deres baner ligge på henholdsvis 1,4 AU (210 millioner km), 1,9 AU (280 millioner kilometer) og 2,8 AU (420 millioner kilometer). De og de andre gjenværende planetene vil bli mørke, iskalde ruiner fullstendig blottet for enhver form for liv. De vil fortsette å gå i bane rundt sin stjerne, dog med lavere hastighet på grunn av den økte avstanden til solen og solens reduserte gravitasjon. To milliarder år senere, når solen er blitt kjølt ned til størrelsesorden 6 000–8 000 K, vil karbonet og oksygenet i solens kjerne fryse og over 90 % av den gjenværende massen vil anta en krystallinsk struktur. Til slutt, etter milliarder av år, vil solen slutte å skinne helt og bli en sort dverg.

Galaktisk påvirkning

Solsystemet forflytter seg alene gjennom galaksen Melkeveien i en sirkulær bane ca. 30 000 lysår fra galaksens sentrum. Hastigheten er ca. 220 km/s. Tiden det tar for solsystemet å gjennomføre et omløp rundt galaksens sentrum, et galaktisk år, er i størrelsesorden 220–250 millioner år. Siden dannelsen har solsystemet fullført minst 20 slike omløp.
En rekke forskere har spekulert i at solsystemets bane gjennom galaksen er en faktor i periodisiteten av masseutryddelser observert i jordens fossilsamlinger. En hypotese foreslår at vertikale svingninger gjort av solen mens den går i bane rundt galaksens sentrum fører til at den regelmessig passerer gjennom galaksens plan. Når solens omløpsbane fører den på utsiden av den galaktiske skiven blir påvirkningen fra det galaktiske tidevannet svakere; når den entrer den galaktiske skiven igjen, noe den gjør hvert 20–25 millioner år, blir den påvirket av den langt sterkere «tidevannsskiven», som ifølge matematiske modeller øker fluksen til kometer i Oorts skys med en faktor på fire og fører til en massiv økning i sannsynligheten for en ødeleggende nedslag.
Andre hevder imidlertid at solen for tiden er nær det galaktiske planet og at likevel var den siste store utryddelsen for 15 millioner år siden. Derfor kan ikke solens vertikale posisjon alene forklare slike periodiske utryddelser, og at utryddelser i stedet skjer når solen passerer gjennom galaksens spiralarm. Spiralarmene er ikke hjem bare for et større antall molekylskyer hvis tyngdekrefter kan forvrenge Oorts sky, men også for høyere konsentrasjoner av lyse blå kjempestjerner som eksisterer i relativt korte perioder for så å eksplodere voldsomt som supernovaer.

Galaktisk kollisjon og planetenes spredning

Selv om de aller fleste galaksene i universet beveger seg bort fra Melkeveien, er Andromedagalaksen, det største medlemmet av vår lokale gruppe, på vei mot Melkeveien i rundt 120 km/s. Om rundt 2 milliarder år vil Andromeda og Melkeveien kollidere deformeres som tidevannskrefter og forvrenge sine ytre armer til store tidevannshaler. Dersom denne antatte hendelsen oppstår, beregner astronomer at det er 12 % sjanse for at solsystemet vil bli trukket utover i Melkeveiens tidevannshale, og 3 % sjanse for at det vil bli gravitasjonellt bundet til Andromeda og dermed en del av denne galaksen. Etter ytterligere serier med utstøtende eksplosjoner, hvor sannsynligheten for utstøting av solsystemet øker til 30 %, vil galaksenes supermassive sorte hull slå seg sammen. Til slutt, etter rundt 7 milliarder år vil Andromeda og Melkeveien være sammenslått til en stor elliptisk galakse. Dersom der er nok gass, vil gassen i løpet av sammenslåingen bli tvunget til sentrum av den formende galaksen. Dette kan føre til en kort periode med intensiv stjernedannelse kalt starburst. I tillegg vil den innfallende gassen mate det nydannede sorte hullet og omdanne det til en aktiv galaksekjerne. Kreftene fra disse påvirkningene vil trolig presse solsystemet inn i den nye galaksens ytre halo, og etterlate den relativt uskadd etter strålingen fra disse kollisjonene.
Det er en vanlig misforståelse at denne kollisjonen vil forstyrre planetenes omløpsbane i solsystemet. Mens det er sant at gravitasjonen til passerende stjerner kan løsrive planeter til det interstellare rom, er avstanden mellom stjerner så store at sannsynligheten for at en kollisjon mellom Andromeda og Melkeveien vil forårsake forstyrrelser til et individuelt stjernesystem er ubetydelig. Mens solsystemet som helhet kunne bli påvirket av disse hendelsene, forventes det ikke at olen og planetene blir det.
Over tid øker imidlertid den kumulative sannsynligheten for et tilfeldig møte med en stjerne, og forstyrrelser av planeter blir unngåelig. Forutsatt at Big Crunch- eller Big Rip-scenarioer for slutten på universet ikke forekommer, tyder beregninger på at gravitasjonen fra passerende stjerner vil fullstendig ha fjernet alle de gjenværende planetene fra den døde solen innen en kvadrillion (10¹⁵) år. Dette markerer slutten på solsystemet. Mens solen og planeten kan overleve vil solsystemet, i noen meningsfull forstand, opphøre å eksistere.

Kronologi

Tidsrammen for solsystemets dannelse har blitt fastsatt ved bruk av radiometriske dateringer. Forskere anslår at solsystemet er 4,6 milliarder år gammelt, og de eldste kjente mineralkornene på jorden er ca. 4,4 milliarder år gamle. Mineraler som er så gamle er sjeldne ettersom jordens overflate til stadighet blir omformet av erosjon, vulkanisme og platetektonikk. For å anslå alderen på solsystemet bruker forskere meteoritter som ble dannet under den tidlige sammensetningen av stjernetåken. Nesten alle meteoritter (se Canyon Diablo) er funnet å ha en alder på 4,6 milliarder år, noe som antyder at solsystemet må være minst så gammelt.
Studier av skiver rundt andre stjerner har også gjort mye for å etablere en tidsramme for solsystemets dannelse. Stjerner på mellom én og tre millioner år har skiver som er rike på gass mens skiver som er mer enn ti millioner år gamle har lite eller ingen gass, noe som tyder på at gasskjempene i dem har opphørt dannelsen.