Päikesesüsteemi teke ja areng

Päikesesüsteemi teke algas 4,6 miljardit aastat tagasi, kui hiiglasliku molekulaarpilve väike osa iseenda raskuse all kokku langes. Suurem osa massist kogunes kokkulangenud piirkonna keskosasse, kus tekkis Päike; ülejäänud massist moodustus protoplanetaarne ketas, millest arenesid planeedid, nende kaaslased, asteroidid ja teised väikesed Päikesesüsteemi taevakehad.

Eelnevalt kirjeldatud laialdaselt tunnustatud mudelit tuntakse nebulaarhüpoteesi nime all. Selle koostasid 18. sajandil Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant ja Pierre-Simon Laplace. Mudeli edasiarendamisel on kasutatud teadmisi astronoomiast, füüsikast, geoloogiast ja planetoloogiast. 1950. aastatel alanud kosmoseajastu avastuste ja eksoplaneetide leidmise järel on mudelit nii ümber lükatud kui ka vastavalt uutele vaatlustele täpsustatud.

Päikesesüsteem on pärast teket väga palju arenenud. Pöörlevatest gaasi- ja tolmupilvedest on moodustunud hulgaliselt planeetide kaaslasi. Lisaks on osa kaaslasi moodustunud planeetidest kaugemal ja hiljem nende gravitatsiooni mõjul kinni püütud. Mõni kaaslane, nagu näiteks Kuu, võib olla aga tekkinud kokkupõrke tagajärjel (Maa ja Kuu puhul kirjeldab seda hiiglasliku kokkupõrke hüpotees). Taevakehad on pidevalt omavahel kokku põrganud ja see on oluliselt mõjutanud Päikesesüsteemi arengut. Planeetide asukohad on gravitatsioonilise vastastikmõju tõttu korduvalt muutunud. Arvatakse, et planeetide asukohtade muutumine juhtis suuresti Päikesesüsteemi varajast arengut.

Umbes 5 miljardi aasta pärast Päike jahtub ja paisub praeguse läbimõõduga võrreldes mitmekordseks (muutudes punaseks hiiuks), mille järel heidab planetaaruduna kõrvale välised kihid ja muutub valgeks kääbuseks. Kauges tulevikus vähendavad mööduvad tähed aegamisi Päikese mõju planeetidele. Mõni planeet hävib ja mõni liigub edasi tähtedevahelisse keskkonda. Kümnete miljardite aastate pärast ei tiirle Päikese ümber ilmselt enam ükski algsetest taevakehadest.

Ajalugu

Maailma tekke ja saatuse üle on mõtiskletud juba kõige varasemates kirjutistes, kuid Päikesesüsteemi teket hakati käsitlema alles üsna hiljuti ja seda sel lihtsal põhjusel, et Päikesesüsteemi ei arvatud olemas olevat selliselt nagu tänapäeval sellest aru saadakse. Esimene samm Päikesesüsteemi tekketeooria suunas oli heliotsentrilise maailmasüsteemi laialdane tunnustamine. Mõte, et Päike on süsteemi kese ja Maa tiirleb Päikese ümber, on üle tuhande aasta vana, (Aristarkhos Samoselt käis selle välja vähemalt 250 eKr) aga laialdaselt tunnustati seda alles 17. sajandil.

Praegust Päikesesüsteemi standardset tekketeooriat ehk 18. sajandil Emanuel Swedenborgi, Immanuel Kanti ja Pierre-Simon Laplace'i rajatud nebulaarhüpoteesi on alates loomisest vaheldumisi pooldatud ja sellele on ka tugevalt vastu oldud. Hüpoteesi suurimaks probleemikohaks oli selle näiv suutmatus selgitada Päikese impulsimomendi puudumist planeetidega võrreldes. 1980-ndate alguses tehtud noorte tähtede uurimistöö tulemused näitasid, et neid ümbritseb tolmust ja gaasist koosnev jahe ketas, mis läheb väga hästi kokku nebulaarhüpoteesi ennustusega ning hüpotees sai seetõttu taas poolehoiu osaliseks.

Päikese tulevase arengu mõistmiseks on vaja saada aru, mis sellele jõudu annab. Albert Einsteini relatiivsusteooria tõestanud Arthur Eddington taipas, et Päikese energia tuleb tuumasünteesist, mille käigus vesiniku tuumad ühinevad, et moodustada heeliumi tuum. 1935. aastal pakkus Eddington välja, et ka teised elemendid võivad tekkida tähtedes. Sellele tuginedes väitis Fred Hoyle B2FH artiklis, et punane hiid toodab oma tuumas vesinikust ja heeliumist palju raskemaid elemente. Kui punane hiid välimised kihid lõpuks eemale heidab, moodustuvad osaliselt nendest elementidest uued tähesüsteemid.

Teke

Päikesesüsteemi-eelne udukogu
Nebulaarhüpoteesi järgi tekkis Päikesesüsteem, kui osa hiiglaslikust molekulaarpilvest iseenda raskuse all kokku langes. Molekulaarpilve suurus oli umbes 65 va ja kokkulangenud osade suurus ligikaudu 3,25 va. Osade edasise kokkulangemise tõttu tekkis neis tihe tuum, mille suuruseks oli 2000 – 20 000 aü. Ühest sellisest kokkulangenud osast areneski välja Päikesesüsteem. Piirkonna mass oli umbes sama kui tänapäeva Päikese mass ja see sisaldas Suure Paugu tulemusel tekkinud vesinikku, heeliumi ja väike koguse liitiumi, mis kokku moodustasid massist 98%. Ülejäänud 2% koosnes eelmiste põlvkondade tähtede tuumades sünteesitud raskematest elementidest, mille tähed elutsükli lõpus tähtedevahelisse keskkonda paiskasid.

Meteoriitides mineraalide moodustumisel nende sisse lõksu jäänud kõige vanema aine (mida peetakse esimeseks tahkeks aineks, mis Päikesesüsteemi-eelses udus moodustus) vanusele tuginedes arvatakse, et Päikesesüsteemi vanus on 4568,2 miljonit aastat. Iidsete meteoriitide uurimisel on leitud väikeses koguses lühikese elueaga isotoopide tütartuumi (näiteks 60Fe), mis moodustuvad ainult lühikese elueaga ja plahvatavates tähtedes. See viitab, et Päikese tekkimise ajal toimus selle lähedal vähemalt üks supernoova plahvatus. Supernoova lööklaine tagajärjel võis udus tekkida liiga suure tihedusega piirkondi, mis seejärel kokku langesid. Supernoovaks muutuvad ainult massiivsed lühikese elueaga tähed, mistõttu pidi Päike moodustuma suures tähtede moodustumise piirkonnas, mis võis sarnaneda Orioni uduga. Kuiperi vöö ja selles leiduvate anomaalsete ainete uurimise tulemusena arvatakse, et Päike tekkis 6,5–19,5 va läbimõõduga täheparves, kus oli 1000 – 10 000 tähte, mille kogumass oli 3000 Päikese massi. 135–535 mln aastat pärast teket hakkas täheparv lagunema. Mitme simulatsiooni tulemused, kus on vaadeldud noore Päikese ja selle lähedalt möödunud tähtede vastastikumõju, on andnud anomaalseid orbiite, millesarnaseid järgivad Päikesesüsteemi piiril liikuvad taevakehad.

Impulsimomendi jäävuse tõttu pöörles udukogu kokkulangemise järel kiiremini kui enne. Aatomid hakkasid üksteisega sagedamini kokku põrkama ja nende kineetiline energia muundus soojusenergiaks. Piirkonna kese, milles asuva aine kogumass oli kõige suurem, muutus ümbritsevast kettast aina kuumemaks. Umbes 10 000 aasta jooksul arenes kokkulangenud udukogu osast gravitatsiooni, gaaside rõhu, magnetväljade ja pöörlemise tõttu protoplanetaarne ketas, mille läbimõõt oli ligikaudu 200 aü, ning moodustus kuum ja tihe prototäht, mille tuumas ei toimunud veel vesiniku tuumade liitumist.

Arvatakse, et Päike sarnanes selles arenguetapis sõnni tähtkujusse kuuluva tähega T Tauri. T Tauri-tüüpi tähtede puhul on täheldatud, et neid ümbritseb tihtipeale protoplanetaarse aine ketas, mille mass on 0,001–0,1 Päikese massi. Ketta läbimõõt on mitusada aü (Hubble'i kosmoseteleskoobiga on Orioni udus leitud kuni 1000 aü läbimõõduga protoplanetaarseid kettaid) ja selle pinnatemperatuur on üsna madal, ulatudes kõige rohkem tuhande kelvinini. 
Järgneva 50 mln aasta jooksul tõusis temperatuur ja rõhk Päikese tuumas nii palju, et algas tuumasüntees, mille tulemusena tekkis sisemine soojuseallikas, mis tasakaalustas gravitatsioonilise kokkutõmbumise. Sellega sai Päikesest peajada täht, mida see on ka tänapäeval.

Planeetide teke 

Arvatakse, et planeedid moodustusid Päikese tekke järel alles jäänud gaasist ja tolmust koosnevast udust. Tänapäeval peetakse planeedi tekkemooduseks akretsiooni, mille järgi on planeet algul keskse prototähe ümber tiirlev tolmukübeke. Teiste tolmukübekestega kokkupõrkamise tõttu moodustub kuni 200 m läbimõõduga kamakas, mis põrkub kokku suuremate tükkidega, mille järel tekib 10 km läbimõõduga planetesimaal. Viimane kasvab järgmiste miljonite aastate jooksul järk-järgult paar sentimeetrit aastas.

Päikesest kuni 4 aü kaugusele jääva piirkonna ehk päikesesüsteemi siseosa temperatuur oli kergesti lenduvate molekulide nagu vee ja metaani jaoks liiga kõrge, mistõttu moodustusid seal planetesimaalid ainult kõrge sulamistemperatuuriga keemilistest ühenditest nagu metallid (näiteks raud, nikkel, alumiinium) ja silikaadid. Neist tahketest taevakehadest tekkisid kiviplaneedid Merkuur, Veenus, Maa ja Marss. Mujal universumis on eelnimetatud ühendid suhteliselt haruldased ja moodustasid udukogu massist ainult 0,6%, mistõttu ei saanud kiviplaneedid kuigi suureks paisuda. Kiviplaneetide alged kasvasid, kuni olid umbes 0,05 Maa massi ja aine sadestumine neile lõppes ligikaudu 100 000 aastat pärast Päikese teket; kokkupõrked teiste piisavalt suurte taevakehadega võimaldas kiviplaneetide algetel kasvada nii suureks kui nad tänapäeval on.

Moodustumise ajal olid kiviplaneedid gaasist ja tolmust koosneva ketta sees. Gaasi toetas osaliselt rõhk, mistõttu see ei tiirelnud Päikese ümber nii kiiresti kui planeedid, mille tulemusena liikusid need järk-järgult uutele orbiitidele. Mudelid näitavad, et liikumise kiiruse määrasid tiheduse ja temperatuuri erinevused kettas, aga kokkuvõttes liikusid siseplaneedid Päikesel lähemale oma tänapäevastele orbiitidele.

Hiidplaneedid Jupiter, Saturn, Uraan ja Neptuun moodustusid kaugemal, kus kergesti lenduvad elemendid olid tahkes olekus. Hiidplaneetide koostisosad on levinumad kui kiviplaneetide metallid ja silikaadid, mistõttu kasvasid need piisavalt suureks, et püüda kinni kõige kergemaid ja levinumaid elemente, milleks on vesinik ja heelium. Piirkonnas moodustunud planetesimaalide mass kasvas umbes 3 mln aasta jooksul võrdseks 4 Maa massiga. Tänapäeval moodustab nelja hiidplaneedi mass peaaegu 99% Päikese ümber tiirleva aine massist. Teoreetikud usuvad, et Jupiter ei paikne juhuslikult piiril, millest edasi on kergesti lenduvad ained tahkes olekus. Piirile langeva tahkes olekus aine aurustumise tagajärjel tekkis sinna suur hulk vett, mille tulemusena tekkis madalama rõhuga ala, kus tõusis tolmuosakeste tiirlemiskiirus ja peatus nende liikumine Päikese poole. Seetõttu tekkis umbes 5 aü kaugusele Päikesest omamoodi tõke, kus aine hakkas kiiresti kogunema. Sellest üleliigsest ainest moodustus suur planeedi alge (mille mass oli võrdne 10 Maa massiga), mille ümber hakkas ümbritsevast kettast järjest kiiremini gaasi kogunema. Kui planeedi alge ja seda ümbritseva aine mass võrdsustus, jätkus kasv väga kiiresti – umbes 105 aasta järel oli planeedi mass 150 Maa massi ja kasvu peatudes lausa 318 Maa massi. Saturni mass võib olla märkimisväärselt väiksem seetõttu, et see tekkis Jupiterist mõni miljon aastat hiljem, kui oli vähem gaasi alles jäänud.

T Tauri tüüpi tähtedel nagu noorel Päikesel on palju tugevam tähetuul kui vanematel stabiilsematel tähtedel. Arvatakse, et Uraan ja Neptuun moodustusid pärast Jupiteri ja Saturni, kui tugev päikesetuul oli suure osa kettast ära puhunud. Seetõttu sisaldavad Uraan ja Neptuun vähe vesinikku ja heeliumi – mõlemad vähem kui 1 Maa massi jagu. Mõnikord nimetatakse Uraani ja Neptuuni ka ebaõnnestunud tuumadeks. Tekketeooriate peamiseks mureks on planeetide tekke ajavahemik. Tänapäevases asukohas oleks tuumade teke võtnud aega sadu miljoneid aastaid. See tähendab, et Uraan ja Neptuun moodustusid ilmselt Päikesele lähemal või isegi Jupiteri ja Saturni vahel ning liikusid või tõugati hiljem kaugemale. Planetesimaalide ajastul ei liikunud aine ainult Päikesest kaugemale; kosmoseaparaadi Stardust komeedilt Wild 2 võetud proov vihjab sellele, et Päikesesüsteemi tekke alguses liikus Päikesesüsteemi soojast siseosast ainet Kuiperi vöösse.

Umbes 3–10 mln aasta möödudes puhus noore Päikese tuul kogu protoplanetaarse ketta gaasi ja tolmu tähtedevahelisse keskkonda, mistõttu planeetide kasv lõppes.

Edasine areng 

Algselt arvati, et planeedid moodustusid tänapäevastel orbiitidel või nende lähedal. 20. ja 21. sajandil aga see arvamus muutus. Tänapäeval arvatakse, et Päikesesüsteem nägi kohe pärast teket väga teistsugune välja: siseosas oli mitu Merkuuriga sama massiivset taevakeha, välisosa oli palju väiksem kui praegu ja Kuiperi vöö paiknes Päiksele palju lähemal.

Kiviplaneedid 
Planeetide tekke ajastu lõpul asus Päikesesüsteemi siseosas 50–100 Kuu- kuni Marsi-suurust protoplaneeti. Taevakehade kasv oli võimalik ainult seetõttu, et need põrkusid üksteisega ligikaudu 100 mln aasta jooksul kokku. Protoplaneedid olid üksteisega gravitatsioonilises vastastikmõjus, mistõttu kasvasid neist kokkupõrgete tulemusel välja tänapäevased neli kiviplaneeti. Arvatakse, et ühe sellise suure kokkupõrke tagajärjel tekkis Kuu ja teine põhjustas noort Merkuuri ümbritseva aine kadumise.

Eelkirjeldatud mudel ei suuda aga kirjeldada, miks kiviplaneetide orbiidid on tänapäeval nii stabiilsed ja peaaegu ringikujulised, kuigi protoplaneetide orbiidid oleks pidanud olema väga suure ekstsentrilisusega, et võimaldada protoplaneetide omavahelisi kokkupõrkeid. Üks hüpotees seletab seda sellega, et kiviplaneedid tekkisid gaasikettas, mida Päike ei olnud ära puhunud. Gaas aga langetas gravitatsioonilise vastastikmõju tõttu planeetide energiat ja tasandas nende orbiite. Olemasolu korral ei oleks seesama gaas aga lasknud protoplaneetide orbiitidele nii ekstsentriliseks muutudagi. Teise hüpoteesi kohaselt oli aeglustav gravitatsioonilist vastastikmõju mitte gaasi ja planeetide vahel, vaid planeetide ja ülejäänud väikeste taevakehade vahel. Kui suured taevakehad liikusid väikeste taevakehade vahel, tõmbasid need väikseid enda poole, mille tulemusena tekkis suurte taevakehade järel liikuv väikestest taevakehadest koosnev suurema tihedusega ala. Väikeste taevakehade gravitatsioon muutis seejärel suurte taevakehade orbiidid korrapärasemaks.

Asteroidide vöö 
Päikesest 2–4 aü kaugusel asuvat piirkonda kutsutakse asteroidide vööks. Algselt oli asteroidide vöös oleva aine kogus piisav, et sellest oleks saanud moodustuda vähemalt 2–3 Maa-sarnast planeeti, ja asteroidide vöös moodustuski suur hulk planetesimaale. Hiljem põrkusid planetesimaalid omavahel kokku ja tekkis 20–30 Kuu-Marsi-suurust protoplaneeti. Jupiteri tekkimine 3 mln aastat pärast Päikese teket avaldas aga asteroidide vööle suurt mõju. Orbitaalresonantsid Jupiteri ja Saturniga on just asteroidide vöös väga tugevad ja gravitatsiooniline vastastikmõju tõttu suurte protoplaneetidega läksid suure hulga planetesimaalide orbiidid Jupiteri ja Saturniga resonantsi. Jupiteri gravitatsioon suurendas nende taevakehade kiirust, mistõttu teiste taevakehadega kokkupõrkamise korral need ühinemise asemel purunesid.

Jupiteri liikumisel Päikesele lähemale kasvas asteroidide vöös resonantsis olevate taevakehade arv ja tõusis nende liikumiskiirus üksteise suhtes. Resonantside kumulatiivse mõju tõttu lahkusid protoplaneedid asteroidide vööst või suurenes nende orbiidi kalle ja ekstsentrilisus. Mõne massiivse protoplaneedi tõukas Jupiter eemale, mõni aga liikus Päikesesüsteemi siseosasse ja oli osaline kiviplaneetide tekke viimases osas. Asteroidide vöö tühjenemise järel oli piirkonna kogumass vähem kui 1% Maa massist ja koosnes peamiselt väikestest planetesimaalidest. See väärtus on siiski suurem kui peamise vöö tänapäevane mass, milleks on ligikaudu 1/2000 Maa massi. Arvatakse, et Jupiteri ja Saturni lühiajalise 2:1 orbitaalresonantsi ajal toimus asteroidide vöö teine tühjenemine.

Maa omandas oma vee (~6 × 1021 kg) varasest asteroidide vööst ilmselt hiidplaneetide mõju tõttu. Vesi on liiga kergesti lenduv, et oleks võinud olla Maa tekke ajal selle läheduses, mistõttu pärineb see Päikesesüsteemi kaugemast ja külmemast piirkonnast. Vesi saabus ilmselt protoplaneetide ja väikeste planetesimaalidega, mille Jupiter asteroidide vööst välja tõukas. Lisaks peetakse võimalikuks vee allikaks asteroidide vööst 2006. aastal avastatud taevakehi, mis teatud osal oma orbiidil käituvad kui komeedid. Kuiperi vöös või kaugemal asuvad komeedid aga pole Maale toonud rohkem kui ligikaudu 6% siin leiduvast veest. Panspermia hüpoteesi kohaselt võis ka elu sattuda Maale sama moodi, kuid see ei ole laialdaselt tunnustatud selgitus.

Planeetide liikumine tänapäevastesse asukohtadesse 
Nebulaarhüpoteesi järgi on Päikesesüsteemi kaks viimast planeeti vales kohas. Udukogu väikese tiheduse ja pikema tiirlemisperioodi tõttu on väga ebatõenäoline, et Uraan ja Neptuun tekkisid praeguses asukohas. Seetõttu arvatakse, et mõlemad planeedid moodustusid Jupiteri ja Saturni orbiitide lähedal, kus oli rohkem ainet, ja liikusid sadade miljonite aastate jooksul Päikesest kaugemale tänapäevastele asukohtadele.

Kaugemate planeetide liikumine seletab ka Päikesesüsteemi välisosade olemasolu ja omadusi. Neptuunist kaugemal asub Kuiperi vöö, hajusketas ja Öpiku-Oorti pilv, mis on kolm jäiste taevakehadega hõredalt asustatud piirkonda, kust arvatakse pärinevat suurem osa vaadeldavatest komeetidest. Kauguse tõttu Päikesest oli nendes piirkondades aine tihedus liiga väike ja akretsioon liiga aeglane, et enne udukogu hajumist oleks võinud planeete moodustuda. Kuiperi vöö asub Päikesest 30–55 aü kaugusel, hajusketta ulatus on kuni 100 aü ja Öpiku-Oorti pilv algab umbes 50 000 aü juures. Algselt oli Kuiperi vöö aga palju tihedam ja Päikesele lähemal, lõppedes umbes 30 aü juures. Selle algus oli Uraani ja Neptuuni orbiitide juures, mis olid moodustumise ajal omakorda Päikesele lähemal (kõige tõenäolisemalt vahemikus 15–20 aü) ja paiknesid üksteise suhtes vastastikku (kusjuures Uraan oli Päikesest kaugemal kui Neptuun).
Nice’i mudeli järgi muutusid Päikesesüsteemi tekke järel suure hulga allesjäänud planetesimaalide mõju tõttu aegamisi kõigi hiidplaneetide orbiidid. 500–600 mln aasta pärast (umbes 4 mld aastat tagasi) tekkis Jupiteri ja Saturni vahel 2:1 resonants, mis tähendab, et Jupiter tegi kaks tiiru ümber Päikese sama ajaga kui Saturn tegi ühe tiiru. Resonantsi tõttu tõugati kaugemal asuvaid planeete Päikesest kaugemale, mistõttu Neptuun möödus Uraanist ja liikus iidsesse Kuiperi vöösse. Neptuun ja Uraan tõukasid suurema osa väikestest jäistest taevakehadest Päikesele lähemale ja liikusid ise samal ajal Päikesest kaugemale. Planetesimaalid tõukasid seejärel järgmised planeedid Päikesest kaugemale ja liikusid ise aina Päikesele lähemale. See jätkus, kuni planetesimaalid jõudsid Jupiteri gravitatsiooni mõjualasse, mille tõttu muutusid nende orbiidid äärmiselt elliptiliseks või tõugati need üldse Päikesesüsteemist välja. Jupiter liikus selle tulemusena aga Päikesele pisut lähemale. Taevakehad, mille Jupiter Päikesesüsteemist välja tõukas, moodustasid Öpiku-Oorti pilve, Neptuuni hajutatud taevakehad moodustasid praeguse Kuiperi vöö ja hajusketta. See selgitab Kuiperi vöö ja hajusketta tänapäevast väikest tihedust. Mõni hajutatud taevakeha, nagu näiteks Pluuto jäi gravitatsiooniliselt seotuks Neptuuni orbiidiga. Hõõrdumine planetesimaalide kettas muutis Uraani ja Neptuuni orbiidi lõpuks taas ringikujuliseks.

Vastupidi hiidplaneetidele arvatakse, et kiviplaneedid ei ole esialgselt asukohast kuigi palju mujale liikunud, kuna nende orbiidid on stabiilseteks jäänud.

Veel üks selgitust vajav asjaolu on Marsi väike suurus võrreldes Maaga. Ameerika Ühendriikides San Antonios Texase osariigis asuv Southwesti Teadusuuringute Instituut avaldas 6. juunil 2011 hüpoteesi, mille kohaselt liikus Jupiter 1,5 aü võrra Päikesele lähemale. Lisaks väidab hüpotees, et pärast Saturni moodustumist, Päikesele lähemale liikumist ning Saturni ja Jupiteri vahelise resonantsi teket liikusid mõlemad planeedid tagasi praegustesse asukohtadesse. Jupiter oleks seega võtnud endale suure osa ainest, mille arvel oleks saanud kasvada Marsi mass. Sama simulatsiooniga oli võimalik taasluua tänapäevase asteroidide vöö omadusi, sealhulgas kuivade asteroidide ja komeetidega sarnanevate vett sisaldavate taevakehade olemasolu. Eri hinnangute põhjal on siiski ebatõenäoline, et tingimused udukogus oleks võimaldanud Jupiteril ja Saturnil tagasi praegustesse asukohtadesse liikuda. Marsi väikest massi on lisaks seletatud ka teiste põhjustega.

Suur Hiline Pommitamine ja sellele järgnenud aeg 

Kaugemate planeetide gravitatsiooni tõttu liikus suur hulk asteroide Päikesesüsteemi siseosasse, kuni Kuiperi vöö tihedus langes tänapäevasele tasemele. See võis umbes 4 mld aastat tagasi ehk 500–600 mln aastat pärast Päikesesüsteemi teket põhjustada Suure Hilise Pommitamise. See ajajärk kestis sadu miljoneid aastaid ja selle tõestuseks on siiamaani nähtavad impaktstruktuurid Päikesesüsteemi siseosa geoloogiliselt surnud taevakehadel, nagu näiteks Kuul ja Merkuuril. Kõige varasem tõend elust Maal pärineb ajast 3,8 mld aastat tagasi, mis jääb aega kohe pärast Suure Hilise Pommitamise lõppu.

Taevakehade kokkupõrkeid peetakse Päikesesüsteemi arengu korrapäraseks (tänapäeval küll aga harva esinevaks) osaks. Nende jätkuva toimumise tõestuseks on komeedi Shoemaker-Levy 9 kokkupõrge Jupiteriga 1994. aastal, Jupiteri impaktsündmus 2009. aastal, Tunguusi katastroof, Tšeljabinski meteooriplahvatus ja USA Arizona osariigis paiknev Barringeri kraater. Akretsioon ei ole seetõttu lõppenud ja võib ikka veel elu Maal ohustada.

Päikesesüsteemi arengu käigus tõukasid hiidplaneedid komeedid Päikesesüsteemi siseosast tuhandete aü kaugusele, kus need moodustasid Öpiku-Oorti pilve. Umbes 800 mln aasta möödudes hakkas pilv galaktiliste loodete, mööduvate tähtede ja hiiglaslike molekulaarpilvede mõjul tühjenema, kui komeedid tagasi Päikese poole liikusid. Päikesesüsteemi arengut paistis mõjutavat ka päikesetuule, mikrometeoriitide ja tähtedevahelise keskkonna osade põhjustatud kosmosemurenemine.

Asteroidide vöö arengut pärast Suurt Hilist Pommitamist mõjutasid peamiselt kokkupõrked. Suure massiga kehadel on piisavalt tugev gravitatsioon, et hoida enda küljes tugeva kokkupõrke järel purunenud aine. Asteroidide vöös tavaliselt seda ei juhtu. Seetõttu on mitu suurt taevakeha purunenud ja mõnikord on väikeste kokkupõrgete tagajärjel moodustunud uusi taevakehi. Mõne asteroidi kaaslase olemasolu on võimalik seletada ainult emakehast eemale lennanud aine kogunemisega.

Kaaslased
Suurem osa planeetide ja teise Päikesesüsteemi taevakehade ümber tiirlevad kaaslased. Need on tekkinud kolmel võimalikul viisil:
 planeeti tekkimise ajal seda ümbritseva aine kettast (ainult hiidplaneetide puhul),
 taevakehade kokkupõrkest tekkinud ainest (kui kokkupõrge oli piisavalt suur ja toimus piisavalt nüri nurga all),
 mööduva taevakeha kinnipüüdmisel.

Jupiteril ja Saturnil on mitu suurt kuud, nagu näiteks Io (kuu), Europa, Ganymedes (kuu) ja Titan, mis võivad olla tekkinud planeetide ümber paiknenud kettast nagu planeedid moodustusid Päikese ümber asunud kettast. Sellisele tekkemoodusele viitab kaaslaste suur suurus ja lähedus planeedile. Kaaslase kinnipüüdmisel on neid omadusi võimatu saavutada ja planeetide gaasilise koostise tõttu on kaaslaste tekkimine kokkupõrgete tulemusel ebatõenäoline. Hiidplaneetide väliskaaslased on tavaliselt väikesed ning ekstsentrilise orbiidi ja juhusliku telje kaldega. Sellised tunnused on omased kinnipüütud taevakehadele. Suurem osa neist kaaslastest tiirleb emaplaneedi pöörlemisega vastupidises suunas. Kõige suurem ebakorrapärane kaaslane on Neptuuni kaaslane Triton, mida peetakse Kuiperi vööst pärinevaks kinnipüütud taevakehaks.

Päikesesüsteemi tahkete taevakehade kaaslased on tekkinud nii kokkupõrgete kui ka kinnipüüdmise teel. Marsi kahte väikest kaaslast Deimost ja Phobost peetakse kinnipüütud asteroidideks. Kuu aga arvatakse olevat tekkinud võimsa kokkupõrke tagajärjel Maaga. Kokkupõrganud taevakeha mass oli ilmselt võrdne Marsi massiga ja kokkupõrge toimus suurte kokkupõrgete ajastu lõpus. Kokkupõrke tagajärjel lendus laiali osa impaktori vahevööst, millest moodustus seejärel Kuu. See kokkupõrge oli ilmselt viimane kokkupõrgetest, mille tulemusel moodustus Maa. Lisaks on välja pakutud, et Maaga kokku põrganud Marsi-suurune taevakeha tekkis ühes stabiilses Maa-Päikese süsteemi Lagrange'i punktis (kas siis L4 või L5) ja liikus seejärel esialgsest asukohast eemale. Neptuunist kaugemale jäävate taevakehade Pluuto ja 90482 Orcuse kaaslased (vastavalt Charon ja Vanth) on samuti moodustunud suurte kokkupõrgete tagajärjel; Pluuto-Charoni, Orcus-Vanthi ja Maa-Kuu süsteemid on Päikesesüsteemis erilised, kuna kaaslase mass on suurema taevakeha massist vähemalt 1%.

Tulevik
Astronoomid arvavad, et Päikesesüsteem ei muutu oluliselt enne, kui Päike on peaaegu kogu vesinikuvaru sünteesinud heeliumiks ja muutunud peajada tähest punaseks hiiuks. Päikesesüsteemi areng jätkub aga ka pärast nende sündmuste toimumist.

Pikaaegne stabiilsus 
Miljonite ja miljardite aastate lõikes on Päikesesüsteem kaootiline ja planeetide orbiidid võivad pikaks ajaks muutuda. Heaks näiteks on Neptuuni-Pluuto süsteem, mis on 3:2 orbitaalresonantsis. Kuigi resonants ise püsib stabiilsena, on Pluuto asukohta võimatu täpselt ennustada rohkem kui 10–20 mln aastat ette (Ljapunovi aeg). Teine näide on Maa pöörlemistelje kalle, mida on Maa vahevöö hõõrdumise tõttu võimatu arvutada umbes 1,5–4 mld aasta ette.

Kaugemale jäävate planeetide orbiidid on pikemat aega kaootilised, nende Ljapunovi aeg jääb vahemikku 2–230 mln aastat. See tähendab, et planeedi asukohta orbiidil on võimatu kindlalt ennustada (näiteks talve ja suve aeg ei ole teada), kuid mõnel juhul võivad hoopis orbiidid ise väga suuresti muutuda. Selline kaos avaldub orbiidi ekstsentrilisuse muutumise kaudu.

Päikesesüsteem on selles mõttes stabiilne, et ükski planeetidest ei põrka ilmselt teisega kokku või seda ei tõugata süsteemist järgmise paari miljardi aasta jooksul välja. Viie miljardi aasta möödudes võib aga Marsi ekstsentrilisus kasvada väärtuseni 0,2, mis tähendab, et see ristuks Maa orbiidiga ja kokkupõrke tõenäosus suureneb. Samal ajaskaalal võib kasvada Merkuuri ekstsentrilisus ja lähedane möödumine Veenusest võib selle Päikesesüsteemist välja tõugata või põhjustada kokkupõrke Veenuse või Maaga.

Kaaslaste-rõngaste süsteemid
Kaaslasesüsteemi arengut juhivad loodejõud. Kaaslane põhjustab gravitatsioonijõu erinevuse tõttu mööda suuremat taevakeha selle kujus muutusi. Kui kaaslane pöörleb suurema taevakehaga samas suunas ja viimane pöörleb kaaslase tiirlemisperioodist kiiremini, tõmmatakse suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerust pidevalt kaaslasest ettepoole. Sellisel juhul kandub impulsimoment suurema taevakeha pöörlemiselt kaaslase pöörlemisele. Kaaslase energia suureneb ja see liigub järk-järgult suuremast taevakehast kaugemale, samas kui viimane pöörleb aina aeglasemalt.
Selle näiteks on Maa ja Kuu. Tänapäeval on Kuu Maaga gravitatsiooniliselt seotud ja alati Maa suunas sama poolega pööratud, kuna teeb ühe tiiru ümber Maa umbes sama ajaga kui ühe pöörde ümber oma telje (umbes 29 päevaga). Kuu liigub pidevalt Maast kaugemale ja Maa pöörleb aina aeglasemalt. Kui Maa ja Kuu elavad üle Päikese paisumise, teeb Kuu 50 mld aasta pärast ühe tiiru ümber Maa umbes 47 päevaga ja nii Kuu kui Maa teevad ühe pöörde ümber oma telgede sama ajaga, mistõttu on kumbagi taevakeha näha ainult ühelt poolkeralt. Sama nähtuse näiteks on veel Jupiteri Galilei kuud (ja ka mitu Jupiteri väiksemat kaaslast) ja suurem osa Saturni suurtest kaaslastest.

Kui kaaslane tiirleb suurema taevakeha ümber kiiremini kui viimane pöörleb enda telje ümber või pöörleb kaaslane taevakehaga vastupidises suunas, on olukord teine. Esimesel juhul liigub suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerus kaaslasest tagapool. Impulsimomendi ülekandumise suund on vastupidine ja seega kasvab suurema taevakeha pöörlemiskiirus, samas kui kaaslane liigub suuremale taevakehale lähemale. Teisel juhul on suurema taevakeha ja kaaslase impulsimomendid vastupidise märgiga, mistõttu impulsimomendi ülekandumine vähendab mõlema väärtuse suurust (mis üksteise tühistavad). Mõlemal juhul aga liigub kaaslane suurema taevakeha poole, kuni kaaslane puruneb (ja võib selle tulemusel tekitada rõngassüsteemi) või põrkab kokku suurema taevakeha pinna või atmosfääriga. Selline saatus tabab Marsi kaaslast Phobost 30–50 mln aasta pärast, Neptuuni kaaslast Tritonit 3,6 mld aasta pärast, Jupiteri kaaslasi Metist ja Adrasteat ja vähemalt 16 Uraani ja Neptuuni väikest kaaslast. Uraani kaaslane Desdemona (kuu) võib isegi põrgata kokku mõne teise läheduses tiirleva Uraani kaaslasega.

Kaaslane ja suurem taevakeha võivad olla omavahel gravitatsiooniliselt seotud ka kolmandal moel. Sellisel juhul jääb suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerus otse kaaslase alla, impulsimomendi ülekannet ei toimu ja tiirlemisperiood ei muutu. Pluuto ja Charon on sellise paigutuse näiteks.

Enne Cassini-Huygensi kosmoseaparaadi jõudmist Saturni juurde 2004. aastal arvati, et Saturni rõngad on Päikesesüsteemist palju nooremad ja ei pea vastu kauem kui järgnevad 300 mln aastat. Eeldati, et vastastikmõju Saturni kaaslastega liigutab rõngaste välispiiri planeedile aegamööda lähemale ning hõõrdumine meteoriitide ja rõngaste vahel ja Saturni gravitatsioon teevad ülejäänud töö, mille tulemusel jääbki Saturn ilma rõngasteta. Cassini-missioonilt saadud andmete põhjal hinnati aga see esialgne arvamus ümber. Vaatlused paljastasid 10 km läbimõõduga jäised tükid, mis pidevalt purunesid ja taasmoodustusid rõngaid seeläbi värskendades. Saturni rõngad on teiste hiidplaneetide rõngastest palju massiivsemad. Arvatakse, et suure massi tõttu ongi rõngad pärast 4,5 mld aasta tagasi toimunud teket säilinud ja ilmselt teevad seda ka järgnevate miljardite aastate jooksul.

Päike ja planeetide keskkonnad 
Pikas väljavaates tulenevad kõige suuremad muutused Päikesesüsteemis just Päikese muutumisest, kui see vananeb. Kui Päike põletab oma vesinikuvaru, läheb see kuumemaks ja põletab ülejäänud kütust veelgi kiiremini. Selle tulemusena muutub Päike iga 1,1 mld aasta kohta 10% heledamaks. Päikese kiirgushulga kasvades liigub miljardi aasta möödudes elu võimaldav piirkond Päikesest kaugemale, mistõttu muutub Maa pind liiga kuumaks, et võimaldada vedelal kujul vee looduslikku olemasolu. Sel hetkel sureb elu Maal välja. Tugeva kasvuhoonegaasi vee aurustumine ookeanide pinnalt võib kiirendada temperatuuri tõusmist ja elu võib veelgi varem välja surra. Samal ajal on võimalik, et Marsi pinnatemperatuur tõuseb aegamööda, regoliidi all paiknev hetkel külmunud süsihappegaas ja vesi vabanevad atmosfääri, põhjustades kasvuhooneefekti, mis soojendab planeeti, kuni seal on tänapäevase Maa tingimustega sarnased tingimused ja ümberasustamine muutub võimalikuks. 3,5 miljardi aasta möödudes on Maal tänapäevase Veenuse tingimustega sarnased tingimused.

Umbes 5,4 mld aasta pärast muutub Päikese tuum piisavalt kuumaks, et alustada seda ümbritsevas kestas vesiniku tuumade liitmist. See omakorda põhjustab tähe väliskihtide ulatuslikku paisumist ja Päikesest saab punane hiid 7,5 mld aasta möödudes on Päikese raadius paisunud väärtuseni 1,2 aü ehk see on 256 korda suurem kui praegu. Tohutult suurenenud pindala tõttu on Päikese pinnatemperatuur praegusest palju madalam (umbes 2600 K) ja heledus palju suurem (kuni 2700 korda). Osal punase hiiuna veedetud ajast on Päikesel väga tugev päikesetuul, mis kannab minema umbes 33% Päikese massist. On võimalik, et sellel ajal tõuseb Saturni kaaslasel Tritonil temperatuur piisavalt, et võimaldada seal elu olemasolu.

Päikese edasisel paisumisel neelab see Merkuuri ja Veenuse. Maa saatus ei ole nii selge: Maa praegune orbiit jääks küll paisunud Päikese sisse, kuid tähe massi kahanemine (ja seetõttu ka gravitatsiooni nõrgenemine) põhjustaks ilmselt planeetide Päikesest kaugenemise. Ainult seda arvesse võttes võiks Veenus ja Maa põlemisest pääseda, aga 2008. aastal avaldatud uurimistöö väidab, et Päikese väliskihtide loodejõudude ja Maa vastastikmõju tõttu Päike siiski ilmselt neelab Maa.

Vesiniku põletamine Päikese tuuma ümbritsevas kestas tõstab järk-järgult tuuma massi, kuni see on tänapäevase Päikese massist 45%. Tihedus ja temperatuur on selleks ajaks piisavad, et algaks heeliumi tuumade liitmine süsinikuks. Süsinikku toodetakse lühiajaliselt väga suurest kogusest heeliumist. Selle tõttu Päike kahaneb, kuni on tänapäevasest raadiusest umbes 11 korda suurem, selle heledus väheneb, kuni on tänapäevasest heldusest umbes 54 korda suurem, ja pinnatemperatuur tõuseb 4770 K-ni. Nüüd saab Päikesest horisontaalse jada täht, mis põletab tuumas heeliumi stabiilselt nagu see praegu põletab vesinikku. Heeliumi põletatakse Päikese tuumas ainult 100 mln aastat. Lõpuks peab Päike taas kasutusele võtma väliskihtides oleva vesiniku ja heeliumi ning paisub teist korda, muutudes asümptootilise hiiujada täheks. Päikese heledus tõuseb taas, saavutades tänapäevasest heldusest kuni 2090 korda suurema väärtuse, ja pinnatemperatuur jahtub umbes 3500 K-ni. See ajajärk kestab umbes 30 mln aastat, mille järel eemalduvad järgneva 100 000 aasta jooksul Päikese allesjäänud väliskihid ja ümbritsevasse keskkonda paisatakse suures koguses ainet, mida nimetatakse eksitavalt planetaaruduks. Kõrvale heidetud aine sisaldab Päikese tuumareaktsioonide käigus toodetud heeliumi ja süsinikku, mis rikastavad tulevaste tähepõlvkondade jaoks tähtedevahelist keskkonda raskete elementidega.

Tegu on võrdlemisi rahuliku sündmusega, mis ei sarnane kuidagi supernoova plahvatusele, mille toimumiseks on Päike liiga väike. Planetaarudu tekkimist pealt nägev vaatleja märkaks päikesetuule kiiruse tohutut suurenemist, mis aga poleks piisav, et ühtegi planeeti täielikult purustada. Päikese massi vähenemine aga võib muuta allesjäänud planeetide orbiidid kaootiliseks, mis võib põhjustada planeetidevahelisi kokkupõrkeid, viia mõne planeedi Päikesesüsteemi välja või tuua kaasa mõne planeedi purunemise loodejõudude tõttu. Seejärel jääb Päikesest alles vaid erakordselt suure tihedusega valge kääbus, mille mass on 54% esialgsest massist, aga suurus võrdne Maa omaga. Algselt võib Päike valge kääbusena olla 100 korda heledam kui praegu. See koosneb omavahel mittereageerivatest süsiniku ja hapniku osakestest, kuid tähe temperatuur ei tõuse kunagi piisavalt, et elemente omavahel liita. Seetõttu jahtub valge kääbus aja jooksul ja muutub aina tumedamaks.

Päikese suremisel nõrgeneb massi vähenemise tõttu Päikese gravitatsiooni mõju tähe ümber tiirlevatele kehadele, nagu näiteks planeetidele, komeetidele ja asteroididele. Kõikide allesjäänud planeetide orbiidid suurenevad. Kui Veenus, Maa ja Marss on veel alles, paiknevad nende orbiidid vastavalt umbes 1,4 aü, 1,9 aü ja 2,8 aü kaugusel. Kõik planeedid muutuvad pimedaks ja külmaks kamakaks, kus pole mittemingisugust elu. Need tiirlevad jätkuvalt Päikese ümber, kuid suurema kauguse ja Päikese nõrgenenud gravitatsiooni tõttu liiguvad need aeglasemalt. Kahe miljardi aasta möödudes, kui Päikese temperatuur on langenud vahemikku 6000–8000 K, jäätub tuumas olev süsinik ja hapnik. Päikese massist on üle 90% kristallstruktuuris. Miljardeid aastaid hiljem ei kiirga Päike enam üldse valgust ja muutub mustaks kääbuseks.

Vastastikmõju galaktikate ja Päikesesüsteemi vahel 
Päikesesüsteem rändab üksi läbi Linnutee ringikujulisel orbiidil 30 000 va kaugusel ümber selle keskosa. Päikesesüsteemi kiirus on umbes 220 km/s. Ühe tiiru tegemiseks ümber Linnutee keskosa ehk ühe galaktilise aasta möödumiseks kulub 220–250 mln aastat. Pärast teket on Päikesesüsteem teinud vähemalt 20 sellist tiiru.

Osa teadlasi on arutlenud, et Päikesesüsteemi asukoht orbiidil ja massiväljasuremiste korrapärane kordumine on omavahel seotud. Ühe hüpoteesi järgi liigub Päike vertikaalse võnkumise tõttu ühtlaste vaheaegadega läbi galaktilise tasandi. Kui Päike jääb väljapoole galaktilist ketast, avaldavad Linnutee loodejõud nõrgemat mõju; kettasse sisenemisel iga 20–25 mln aasta tagant loodejõudude mõju tugevneb, mis matemaatiliste mudelite järgi suurendab Öpiku-Oorti pilve komeetide voogu Päikesesüsteemi neljakordselt ja tõstab tugeva kokkupõrke tõenäosust märkimisväärselt.

Teised väidavad, et Päike asub tänapäeval galaktilise tasandi lähedal ja viimane massiväljasuremine on 15 mln aastat tagasi. Seetõttu ei saa korrapäraseid väljasuremisi selgitada ainult Päikese vertikaalne asendiga, vaid väljasuremised esinevad hoopis siis, kui Päike liigub läbi Linnutee harude, kus ei asu mitte ainult suur hulk molekulaarpilvi, mis võivad muuta Öpiku-Oorti pilve gravitatsiooni, vaid nendesse on ka koondunud hulgaliselt heledaid siniseid hiide, mis elavad lühikest aega ja plahvatavad seejärel võimsas supernoovaplahvatuses.

Galaktikate kokkupõrked ja planeetide orbiidid 

Kuigi suurem osa galaktikatest kaugeneb Linnuteest, liigub Kohaliku Galaktikarühma kõige suurem galaktika Andromeeda galaktika kiirusel umbes 120 km/s hoopis Linnutee poole. 4 mld aasta pärast põrkavad galaktikad kokku, mille tulemusel mõlema kuju loodejõudude mõjub muutub ja galaktikate harud venivad välja pikkadest sabadeks. Arvutuste kohaselt tõmmatakse Päikesesüsteemi 12%-lise tõenäosusega Linnutee saba poole ja 3%-lise tõenäosusega saab see osaks Andromeeda galaktikast. Galaktikad on seejärel ikka veel omavahelises vastastikmõjus, Päikesesüsteemi Linnuteest lahkumise tõenäosuse tõuseb 30%-ni ja galaktikate supermassiivsed mustad augud ühinevad. 6 mld aasta pärast ühinevad Linnutee ja Andromeedia galaktika lõpuks täielikult üheks suureks elliptiliseks galaktikaks. Kui ühinemise ajal on piisavas koguses gaasilist ainet, surub suurenenud gravitatsioon selle galaktika keskmesse. Sellega võib kaasneda lühikest aega kestev hoogne tähtede loomine. Musta auku langeva gaasi toimel muutub esimene aktiivseks galaktika keskosaks. Vastastikmõjude tõttu surutakse Päikesesüsteem tõenäoliselt uue galaktika halosse, mistõttu kokkupõrgete kiirgus Päikesesüsteemi eriti ei mõjuta.

Tihtipeale arvatakse ekslikult, et galaktikate kokkupõrge muudab Päikesesüsteemi planeetide orbiite. Kuigi mööduvate tähtede gravitatsioon võib planeete tähtedevahelisse keskkonda lennutada, on tähtedevahelised kaugused nii suured, et tõenäosus, et Linnutee ja Andromeeda galaktika kokkupõrge üksikut tähesüsteemi mõjutab, üliväike. Sündmus võib mõjutada Päikesesüsteemi kui tervikut, aga Päikest ja planeete eraldi ilmselt mitte.

Aja jooksul tähega kokkupuute kumulatiivne tõenäosus siiski suureneb ja mõju planeetidele on vältimatu. Kui Universum paisub stabiilselt edasi, on mööduvad tähed arvutuste kohaselt 1 kvadriljoni ehk 1015 aasta pärast selleks ajaks juba surnud Päikese ümbert kõik planeedid ära tõmmanud. See tähistaks ka Päikesesüsteemi lõppu. Kuigi Päike ja planeedid võivad alles jääda, ei oleks Päikesesüsteemi ennast enam siiski olemas.

Ajaline järjestus
Päikesesüsteemi vanus on määratud radiomeetrilise vanuse määramise meetodiga. Teadlased oletavad, et Päikesesüsteem tekkis 4,6 mld aastat tagasi. Maalt leitud vanim kivim on 4,4 mld aastat vana. Sellise vanusega kive on Maal väga vähe, kuna maapind muutub pidevalt erosiooni, vulkanismi ja laamtektoonika tõttu. Päikesesüsteemi vanuse hindamiseks kasutatavad teadlased meteoriite, mis tekkisid algses udukogus. Peaaegu kõiki meteoriitide vanuseks on leitud 4,6 mld aastat, mille tõttu võib eeldada, et Päikesesüsteem on vähemalt nii vana.

Päikesesüsteemi vanust on aidanud määrata ka teiste tähtede ümber olevate ketaste uurimine. 1–3 mln aasta vanuste tähtede ümber olevates ketastes on rohkelt gaasi, kuid üle 10 mln aasta vanuste tähtede ümber on väga vähe või üldse mitte gaasi, mis viitab sellele, et nende ümber ei teki enam hiidplaneete.

Päikesesüsteemi arengu ajaline järjestus
Märkus: kõik väärtused on ligikaudsed ja tähistavad vaid suurusjärku.

Vaata ka
Kosmoloogia
Suur Pauk
Täheareng

Viited

Kirjandus
Rostislav Kunitski. "Vaadete arenemine päikesesüsteemi ehituse kohta". Vene keelest tõlkinud Boris Kabur. Tallinn: Pedagoogiline Kirjandus, 1947 (75 lk)
Henry Norris Russell. "Päikesesüsteem ja selle tekkimine". Tõlkinud Grigori Kusmin. Tartu: Teaduslik Kirjandus, 1947 (126 lk)

Päikesesüsteem