Pembentukan dan evolusi Tata Surya

Terdapat bukti bahwa pembentukan Tata Surya dimulai sekitar 4,6 miliar tahun lalu melalui keruntuhan gravitasi sebagian kecil dari sebuah awan molekuler raksasa. Sebagian besar massa yang runtuh tersebut terkumpul di tengah, membentuk Matahari, sementara sisanya memipih menjadi sebuah cakram protoplanet yang kemudian membentuk planet, bulan, asteroid, dan benda kecil Tata Surya lainnya.

Model ini, yang dikenal sebagai hipotesis nebula, pertama kali dikembangkan pada abad ke-18 oleh Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant, dan Pierre-Simon Laplace. Perkembangan selanjutnya telah menjalin berbagai disiplin ilmu termasuk astronomi, kimia, geologi, fisika, dan ilmu keplanetan. Sejak fajar Zaman Angkasa pada tahun 1950-an dan penemuan eksoplanet pada tahun 1990-an, model ini telah ditantang sekaligus disempurnakan untuk memperhitungkan pengamatan-pengamatan baru.

Tata Surya telah berevolusi secara signifikan sejak awal pembentukannya. Banyak bulan terbentuk dari cakram gas dan debu yang beredar mengelilingi planet induknya, sementara bulan-bulan lain diperkirakan terbentuk secara independen dan kemudian tertangkap oleh gravitasi planetnya. Ada pula yang lain, seperti Bulan milik Bumi, yang mungkin merupakan hasil dari tubrukan raksasa. Tubrukan antar-benda terus terjadi hingga hari ini dan menjadi pusat bagi evolusi Tata Surya. Di luar Neptunus, banyak objek berukuran sub-planet terbentuk. Beberapa ribu objek trans-Neptunus telah diamati. Berbeda dengan planet, objek-objek trans-Neptunus ini sebagian besar bergerak pada orbit eksentrik yang miring terhadap bidang orbit planet. Posisi planet-planet mungkin telah bergeser akibat interaksi gravitasi. Proses migrasi keplanetan menjelaskan bagian-bagian dari struktur Tata Surya saat ini.

Dalam waktu sekitar 5&nbsp;miliar tahun, Matahari akan mendingin dan mengembang hingga berkali-kali lipat diameter saat ini, menjadi raksasa merah, sebelum melepaskan lapisan luarnya sebagai nebula planeter dan meninggalkan sisa bintang yang dikenal sebagai katai putih. Di masa depan yang jauh, gravitasi bintang-bintang yang melintas perlahan akan mengurangi rombongan planet Matahari. Beberapa planet akan hancur, dan yang lainnya terlempar ke ruang antarbintang. Pada akhirnya, dalam kurun waktu puluhan miliar tahun, kemungkinan besar Matahari tidak akan memiliki satu pun benda asli yang tersisa mengorbit di sekelilingnya.

## Sejarah

Gagasan mengenai asal-usul dan nasib dunia telah ada sejak tulisan-tulisan paling awal yang diketahui; namun, selama hampir sepanjang masa itu, tidak ada upaya untuk mengaitkan teori-teori semacam itu dengan keberadaan "Tata Surya", semata-mata karena pada umumnya tidak dianggap bahwa Tata Surya, dalam pengertian yang kita pahami sekarang, itu ada. Langkah pertama menuju teori pembentukan dan evolusi Tata Surya adalah penerimaan umum terhadap heliosentrisme, yang menempatkan Matahari di pusat sistem dan Bumi mengorbit di sekelilingnya. Proses ini dimulai dengan Nicolaus Copernicus pada tahun 1543 dan berlanjut sepanjang masa Revolusi Ilmiah. Penggunaan istilah "Tata Surya" yang tercatat pertama kali berasal dari tahun 1704.

Teori standar saat ini untuk pembentukan Tata Surya, yaitu hipotesis nebula, telah mengalami pasang surut penerimaan sejak perumusannya oleh Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant, dan Pierre-Simon Laplace pada abad ke-18. Kritik paling signifikan terhadap hipotesis ini adalah ketidakmampuannya yang tampak jelas dalam menjelaskan kurangnya momentum sudut relatif Matahari bila dibandingkan dengan planet-planet. Namun, sejak awal 1980-an, studi terhadap bintang-bintang muda menunjukkan bahwa mereka dikelilingi oleh cakram debu dan gas yang dingin, persis seperti yang diprediksi oleh hipotesis nebula, yang menyebabkan hipotesis ini diterima kembali.

Pemahaman tentang bagaimana Matahari diperkirakan akan terus berevolusi memerlukan pemahaman tentang sumber tenaganya. Konfirmasi Arthur Stanley Eddington atas teori relativitas Albert Einstein membawanya pada kesadaran bahwa energi Matahari berasal dari reaksi fusi nuklir di intinya, yang melebur hidrogen menjadi helium. Pada tahun 1935, Eddington melangkah lebih jauh dan menyarankan bahwa elemen-elemen lain juga mungkin terbentuk di dalam bintang. Fred Hoyle menguraikan premis ini dengan berargumen bahwa bintang-bintang yang telah berevolusi yang disebut raksasa merah menciptakan banyak elemen yang lebih berat daripada hidrogen dan helium di dalam intinya. Ketika raksasa merah akhirnya melepaskan lapisan luarnya, elemen-elemen ini kemudian akan didaur ulang untuk membentuk sistem bintang lain.

## Pembentukan

### Nebula pra-matahari
Hipotesis nebula menyatakan bahwa Tata Surya terbentuk dari keruntuhan gravitasi sebagian kecil awan molekuler raksasa, kemungkinan besar di tepi sebuah gelembung Wolf-Rayet. Awan tersebut berukuran sekitar 20&nbsp;parsek (pc), atau kira-kira 65&nbsp;tahun cahaya (tc), sementara bagian-bagian kecilnya berukuran sekitar 1&nbsp;pc (~3,26&nbsp;tc). Keruntuhan lebih lanjut dari bagian-bagian tersebut menyebabkan pembentukan inti padat berukuran 0,01–0,1&nbsp;parsek (2.000–20.000&nbsp;SA). Salah satu bagian yang runtuh ini (dikenal sebagai *nebula pra-matahari*) membentuk apa yang kemudian menjadi Tata Surya. Komposisi wilayah ini dengan massa sedikit melebihi massa Matahari () hampir sama dengan komposisi Matahari saat ini, dengan hidrogen, beserta helium dan sejumlah kecil litium yang dihasilkan oleh nukleosintesis Big Bang, membentuk sekitar 98% massanya. Sisa 2% massanya terdiri dari elemen berat yang diciptakan melalui nukleosintesis pada generasi bintang-bintang sebelumnya. Pada akhir masa hidup bintang-bintang ini, mereka melontarkan elemen-elemen berat ke medium antarbintang. Beberapa ilmuwan memberi nama Coatlicue untuk sebuah bintang hipotesis yang mengalami supernova dan menciptakan nebula pra-matahari.

Inklusi tertua yang ditemukan dalam meteorit, yang dianggap sebagai jejak materi padat pertama yang terbentuk di nebula pra-matahari, berusia 4.568,2&nbsp;juta tahun, yang merupakan salah satu definisi usia Tata Surya. Studi terhadap meteorit purba mengungkap jejak inti anakan stabil dari isotop berumur pendek, seperti besi-60, yang hanya terbentuk pada bintang berumur pendek yang meledak. Hal ini mengindikasikan bahwa satu atau lebih supernova terjadi di dekatnya. Sebuah gelombang kejut dari supernova mungkin telah memicu pembentukan Matahari dengan menciptakan wilayah yang relatif padat di dalam awan, menyebabkan wilayah-wilayah tersebut runtuh. Distribusi besi-60 yang sangat homogen di Tata Surya menunjukkan bahwa terjadinya supernova ini dan injeksi besi-60 terjadi jauh sebelum akresi debu nebula menjadi benda-benda planet. Karena hanya bintang masif berumur pendek yang menghasilkan supernova, Matahari pasti terbentuk di wilayah pembentukan bintang yang besar yang menghasilkan bintang-bintang masif, mungkin mirip dengan Nebula Orion. Studi terhadap struktur sabuk Kuiper dan material anomali di dalamnya menunjukkan bahwa Matahari terbentuk di dalam gugusan yang terdiri dari 1.000 hingga 10.000&nbsp;bintang dengan diameter antara 6,5 hingga 19,5&nbsp;tc dan massa kolektif . Gugus ini mulai terpecah antara 135 juta hingga 535 juta tahun setelah pembentukannya. Beberapa simulasi interaksi Matahari muda dengan bintang-bintang yang melintas dekat selama 100 juta tahun pertama kehidupannya menghasilkan orbit anomali yang diamati di Tata Surya luar, seperti objek terpisah. Sebuah studi baru-baru ini menunjukkan bahwa bintang yang melintas tersebut tidak hanya bertanggung jawab atas orbit objek-objek terpisah, tetapi juga populasi sabuk Kuiper panas dan dingin, objek-objek mirip Sedna, TNO ekstrem, dan TNO retrograd.

Karena kekekalan momentum sudut, nebula tersebut berputar lebih cepat saat ia runtuh. Seiring memadatnya materi di dalam nebula, suhu pun meningkat. Pusatnya, tempat sebagian besar massa terkumpul, menjadi semakin panas dibandingkan cakram di sekitarnya. Selama sekitar 100.000 tahun, gaya-gaya yang saling bersaing antara gravitasi, tekanan gas, medan magnet, dan rotasi menyebabkan nebula yang berkontraksi tersebut memipih menjadi cakram protoplanet yang berputar dengan diameter sekitar 200&nbsp;SA dan membentuk protobintang (bintang yang fusi hidrogennya belum dimulai) yang panas dan padat di pusatnya. Mengingat sekitar separuh dari semua bintang yang diketahui membentuk sistem bintang majemuk, dan karena Jupiter terbuat dari elemen yang sama dengan Matahari (hidrogen dan helium), muncul dugaan bahwa pada awal pembentukannya, Tata Surya mungkin merupakan sistem protobintang di mana Jupiter adalah protobintang kedua yang gagal, namun Jupiter memiliki massa yang terlalu kecil untuk memicu fusi di intinya sehingga menjadi raksasa gas; faktanya planet ini lebih muda dari Matahari dan merupakan planet tertua di Tata Surya.

Pada titik ini dalam evolusinya, Matahari diperkirakan merupakan sebuah bintang T Tauri. Studi terhadap bintang T Tauri menunjukkan bahwa mereka sering disertai dengan cakram materi pra-planet bermassa . Cakram ini membentang hingga beberapa ratus SA—Teleskop Luar Angkasa Hubble telah mengamati cakram protoplanet berdiameter hingga 1000&nbsp;SA di wilayah pembentukan bintang seperti Nebula Orion—dan cukup dingin, hanya mencapai suhu permukaan sekitar  pada kondisi terpanasnya.
Dalam waktu 50&nbsp;juta tahun, suhu dan tekanan pada inti Matahari menjadi begitu besar sehingga hidrogennya mulai mengalami fusi, menciptakan sumber energi internal yang melawan kontraksi gravitasi hingga kesetimbangan hidrostatik tercapai. Hal ini menandai masuknya Matahari ke fase utama kehidupannya, yang dikenal sebagai deret utama. Bintang deret utama memperoleh energi dari fusi hidrogen menjadi helium di intinya. Matahari tetap menjadi bintang deret utama hingga hari ini.

Seiring Tata Surya awal terus berevolusi, ia akhirnya hanyut menjauh dari saudara-saudaranya di tempat lahir bintang tersebut, dan terus mengorbit pusat Bima Sakti sendirian. Matahari kemungkinan bergeser dari jarak orbit aslinya dari pusat galaksi. Sejarah kimiawi Matahari menunjukkan bahwa ia mungkin terbentuk sejauh 3&nbsp;kpc lebih dekat ke inti galaksi.

### Lingkungan kelahiran Tata Surya
Seperti kebanyakan bintang, Matahari kemungkinan terbentuk tidak dalam isolasi melainkan sebagai bagian dari sebuah gugus bintang muda. Terdapat beberapa indikasi yang mengisyaratkan bahwa lingkungan gugus tersebut memiliki pengaruh terhadap Tata Surya muda yang masih dalam proses pembentukan. Sebagai contoh, penurunan massa di luar Neptunus dan orbit yang sangat eksentrik dari Sedna telah ditafsirkan sebagai tanda bahwa Tata Surya dipengaruhi oleh lingkungan kelahirannya. Apakah keberadaan isotop besi-60 dan aluminium-26 dapat ditafsirkan sebagai tanda adanya gugus kelahiran yang mengandung bintang-bintang masif masih menjadi perdebatan. Jika Matahari adalah bagian dari sebuah gugus bintang, ia mungkin telah dipengaruhi oleh lintas dekat bintang-bintang lain, radiasi kuat dari bintang-bintang masif di dekatnya, dan lontaran materi dari supernova yang terjadi di sekitarnya.

### Pembentukan planet

Berbagai planet diperkirakan terbentuk dari nebula surya, awan gas dan debu berbentuk cakram yang tersisa dari pembentukan Matahari. Metode yang saat ini diterima mengenai bagaimana planet terbentuk adalah akresi, di mana planet bermula sebagai butiran debu yang mengorbit di sekeliling protobintang pusat. Melalui kontak langsung dan swaorganisasi, butiran-butiran ini menggumpal hingga berdiameter , yang pada gilirannya bertubrukan membentuk benda-benda yang lebih besar (planetesimal) berukuran ~. Benda-benda ini perlahan membesar melalui tubrukan lebih lanjut, tumbuh dengan laju beberapa sentimeter per tahun selama beberapa juta tahun berikutnya.

Tata Surya bagian dalam, wilayah Tata Surya di dalam radius 4&nbsp;SA, terlalu hangat bagi molekul volatil seperti air dan metana untuk mengembun, sehingga planetesimal yang terbentuk di sana hanya dapat terbentuk dari senyawa dengan titik leleh tinggi, seperti logam (misalnya besi, nikel, dan aluminium) dan silikat batuan. Benda-benda berbatu ini kelak menjadi planet kebumian (Merkurius, Venus, Bumi, dan Mars). Senyawa-senyawa ini cukup langka di Alam Semesta, hanya menyusun 0,6% dari massa nebula, sehingga planet-planet kebumian tidak dapat tumbuh menjadi sangat besar. Embrio-embrio planet kebumian tumbuh hingga sekitar 0,05 massa Bumi () dan berhenti mengakumulasi materi sekitar 100.000&nbsp;tahun setelah pembentukan Matahari; tubrukan dan penggabungan berikutnya antara benda-benda seukuran planet ini memungkinkan planet-planet kebumian tumbuh hingga ukurannya yang sekarang.

Ketika planet-planet kebumian sedang terbentuk, mereka tetap terbenam dalam cakram gas dan debu. Tekanan gas menopang sebagian gas tersebut sehingga tidak mengorbit Matahari secepat planet-planet. Hambatan yang dihasilkan dan, yang lebih penting, interaksi gravitasi dengan materi di sekitarnya menyebabkan transfer momentum sudut, dan akibatnya planet-planet secara perlahan bermigrasi ke orbit baru. Model-model menunjukkan bahwa variasi densitas dan suhu dalam cakram mengatur laju migrasi ini, tetapi tren bersihnya adalah planet-planet bagian dalam bermigrasi ke arah dalam seiring menghilangnya cakram, meninggalkan planet-planet tersebut di orbitnya saat ini.

Planet raksasa (Jupiter, Saturnus, Uranus, dan Neptunus) terbentuk lebih jauh di luar, melampaui garis beku, yaitu titik di antara orbit Mars dan Jupiter di mana materi cukup dingin bagi senyawa es volatil untuk tetap padat. Es yang membentuk planet-planet Jovian lebih melimpah daripada logam dan silikat yang membentuk planet kebumian, memungkinkan planet-planet raksasa tumbuh cukup besar untuk menangkap hidrogen dan helium, elemen yang paling ringan dan paling melimpah. Planetesimal di luar garis beku terakumulasi hingga  dalam waktu sekitar 3&nbsp;juta tahun. Saat ini, keempat planet raksasa menyusun kurang dari 99% dari seluruh massa yang mengorbit Matahari. Para teoretikus meyakini bahwa bukan kebetulan Jupiter terletak tepat di luar garis beku. Karena garis beku mengakumulasi sejumlah besar air melalui penguapan dari materi es yang jatuh ke dalam, hal ini menciptakan wilayah bertekanan lebih rendah yang meningkatkan kecepatan partikel debu yang mengorbit dan menghentikan gerakannya menuju Matahari. Akibatnya, garis beku bertindak sebagai penghalang yang menyebabkan materi menumpuk dengan cepat pada jarak ~5&nbsp;SA dari Matahari. Kelebihan materi ini menyatu menjadi embrio (atau inti) besar yang berorde , yang mulai mengakumulasi selubung melalui akresi gas dari cakram di sekitarnya dengan laju yang terus meningkat. Begitu massa selubung menjadi kira-kira sama dengan massa inti padat, pertumbuhan berlangsung sangat cepat, mencapai sekitar 150&nbsp;massa Bumi ~105&nbsp;tahun setelahnya dan akhirnya memuncak pada . Massa Saturnus yang jauh lebih rendah mungkin disebabkan karena ia terbentuk beberapa juta tahun setelah Jupiter, saat ketersediaan gas untuk dikonsumsi sudah berkurang.

Bintang T Tauri seperti Matahari muda memiliki angin bintang yang jauh lebih kuat daripada bintang-bintang yang lebih tua dan stabil. Uranus dan Neptunus diperkirakan terbentuk setelah Jupiter dan Saturnus, ketika angin surya yang kuat telah meniup sebagian besar materi cakram. Akibatnya, planet-planet tersebut mengakumulasi sedikit hidrogen dan helium—masing-masing tidak lebih dari . Uranus dan Neptunus terkadang disebut sebagai inti yang gagal. Masalah utama dengan teori pembentukan planet-planet ini adalah skala waktu pembentukannya. Di lokasi saat ini, butuh jutaan tahun bagi inti planet tersebut untuk mengalami akresi. Ini berarti bahwa Uranus dan Neptunus mungkin terbentuk lebih dekat ke Matahari—di dekat atau bahkan di antara Jupiter dan Saturnus—yang kemudian bermigrasi atau terlontar ke arah luar (lihat Migrasi keplanetan di bawah). Pergerakan pada era planetesimal tidak semuanya mengarah ke dalam menuju Matahari; sampel yang dikembalikan oleh *[[Stardust (wahana antariksa)|Stardust]]* dari Komet Wild 2 menunjukkan bahwa materi dari awal pembentukan Tata Surya bermigrasi dari Tata Surya bagian dalam yang lebih hangat ke wilayah sabuk Kuiper.

Setelah antara tiga hingga sepuluh juta tahun, angin surya dari Matahari muda akan membersihkan semua gas dan debu di cakram protoplanet, meniupnya ke ruang antarbintang, sehingga mengakhiri pertumbuhan planet-planet tersebut.

## Evolusi lanjutan
Planet-planet awalnya diperkirakan terbentuk di dalam atau di dekat orbit yang mereka tempati saat ini. Pandangan ini telah dipertanyakan selama 20 tahun terakhir. Saat ini, banyak ilmuwan keplanetan berpendapat bahwa Tata Surya mungkin terlihat sangat berbeda setelah pembentukan awalnya: beberapa objek yang setidaknya semasif Merkurius mungkin pernah hadir di Tata Surya bagian dalam, Tata Surya bagian luar mungkin jauh lebih padat daripada sekarang, dan Sabuk Kuiper mungkin berada jauh lebih dekat dengan Matahari.

### Planet kebumian
Pada akhir zaman pembentukan planet, Tata Surya bagian dalam dihuni oleh 50–100 protoplanet seukuran Bulan hingga Mars. Pertumbuhan lebih lanjut hanya dimungkinkan karena benda-benda ini bertumbukan dan menyatu, sebuah proses yang memakan waktu kurang dari 100&nbsp;juta tahun. Objek-objek ini saling berinteraksi secara gravitasi, saling menarik orbit satu sama lain hingga bertabrakan, lalu tumbuh membesar hingga empat planet kebumian yang kita kenal sekarang terbentuk. Salah satu tumbukan raksasa semacam itu diperkirakan telah membentuk Bulan (lihat Bulan di bawah), sementara tumbukan lainnya melenyapkan selubung luar Merkurius muda.

Salah satu masalah yang belum terpecahkan dalam model ini adalah ketidakmampuannya menjelaskan bagaimana orbit awal proto-planet kebumian, yang seharusnya sangat eksentrik agar dapat bertumbukan, menghasilkan orbit yang sangat stabil dan hampir melingkar seperti yang dimilikinya saat ini. Salah satu hipotesis untuk "pembuangan eksentrisitas" ini adalah bahwa planet-planet kebumian terbentuk dalam cakram gas yang belum sepenuhnya dikeluarkan oleh Matahari. "Seretan gravitasi" dari sisa gas ini pada akhirnya akan menurunkan energi planet-planet tersebut, sehingga menghaluskan orbitnya. Namun, gas semacam itu, jika memang ada, akan mencegah orbit planet kebumian menjadi begitu eksentrik sejak awal. Hipotesis lain menyatakan bahwa seretan gravitasi tidak terjadi antara planet dan sisa gas, melainkan antara planet dan benda-benda kecil yang tersisa. Saat benda-benda besar bergerak melewati kerumunan objek yang lebih kecil, objek-objek kecil tersebut, yang tertarik oleh gravitasi planet yang lebih besar, membentuk wilayah dengan kepadatan lebih tinggi, sebuah "jejak gravitasi", di jalur objek yang lebih besar. Saat proses ini terjadi, peningkatan gravitasi dari jejak tersebut memperlambat objek yang lebih besar ke orbit yang lebih teratur.

### Sabuk asteroid
Tepi luar wilayah kebumian, antara 2 dan 4&nbsp;SA dari Matahari, disebut sabuk asteroid. Sabuk asteroid awalnya mengandung materi yang lebih dari cukup untuk membentuk 2–3 planet sekelas Bumi, dan memang, sejumlah besar planetesimal terbentuk di sana. Seperti halnya planet kebumian, planetesimal di wilayah ini kemudian menyatu dan membentuk 20–30 embrio planet seukuran Bulan hingga Mars; namun, kedekatan dengan Jupiter berarti bahwa setelah planet ini terbentuk, 3&nbsp;juta tahun setelah Matahari, sejarah wilayah ini berubah secara drastis. Resonansi orbit dengan Jupiter dan Saturnus sangat kuat di sabuk asteroid, dan interaksi gravitasi dengan embrio yang lebih masif menghamburkan banyak planetesimal ke dalam resonansi tersebut. Gravitasi Jupiter meningkatkan kecepatan objek-objek dalam resonansi ini, menyebabkan mereka hancur saat bertumbukan dengan benda lain, alih-alih berakresi.

Saat Jupiter bermigrasi ke arah dalam setelah pembentukannya (lihat Migrasi planet di bawah), resonansi akan menyapu melintasi sabuk asteroid, memicu eksitasi dinamis pada populasi wilayah tersebut dan meningkatkan kecepatan relatif mereka satu sama lain. Aksi kumulatif dari resonansi dan embrio tersebut entah menghamburkan planetesimal menjauh dari sabuk asteroid atau memicu inklinasi dan eksentrisitas orbitnya. Beberapa embrio masif itu juga terlontar oleh Jupiter, sementara yang lain mungkin telah bermigrasi ke Tata Surya bagian dalam dan berperan dalam akresi akhir planet-planet kebumian. Selama periode pengurangan primer ini, dampak dari planet-planet raksasa dan embrio planet menyisakan sabuk asteroid dengan massa total setara dengan kurang dari 1% massa Bumi, yang sebagian besar terdiri dari planetesimal kecil.
Jumlah ini masih 10–20 kali lebih banyak daripada massa sabuk utama saat ini, yang kini sekitar . Periode pengurangan sekunder yang menyusutkan sabuk asteroid hingga mendekati massanya saat ini diperkirakan terjadi setelahnya, ketika Jupiter dan Saturnus memasuki resonansi orbit sementara 2:1 (lihat di bawah).

Periode tumbukan raksasa di Tata Surya bagian dalam mungkin berperan dalam perolehan kandungan air Bumi saat ini (~6&nbsp;kg) dari sabuk asteroid awal. Air terlalu volatil untuk dapat hadir saat pembentukan Bumi dan pastilah dikirim kemudian dari bagian luar Tata Surya yang lebih dingin. Air tersebut kemungkinan dikirim oleh embrio planet dan planetesimal kecil yang terlempar keluar dari sabuk asteroid oleh Jupiter. Populasi komet sabuk utama yang ditemukan pada tahun 2006 juga telah diusulkan sebagai sumber yang mungkin bagi air Bumi. Sebaliknya, komet dari sabuk Kuiper atau wilayah yang lebih jauh mengirimkan tidak lebih dari sekitar 6% air Bumi. Hipotesis panspermia menyatakan bahwa kehidupan itu sendiri mungkin telah tersimpan di Bumi melalui cara ini, meskipun gagasan ini tidak diterima secara luas.

### Migrasi planet

Menurut hipotesis nebula, dua planet terluar mungkin berada di "tempat yang salah". Uranus dan Neptunus (yang dikenal sebagai "raksasa es") berada di wilayah dengan kerapatan nebula surya yang berkurang dan waktu orbit yang lebih lama, yang menjadikan pembentukannya di sana sangat tidak mungkin terjadi. Sebaliknya, keduanya diperkirakan terbentuk di orbit dekat Jupiter dan Saturnus (yang dikenal sebagai "raksasa gas"), tempat tersedia lebih banyak materi, dan kemudian bermigrasi ke arah luar menuju posisi mereka saat ini selama ratusan juta tahun.

Migrasi planet-planet luar juga diperlukan untuk menjelaskan keberadaan dan sifat-sifat wilayah terluar Tata Surya. Di luar Neptunus, Tata Surya berlanjut ke sabuk Kuiper, piringan tersebar, dan awan Oort, tiga populasi benda-benda es kecil yang tersebar jarang dan dianggap sebagai titik asal bagi sebagian besar komet yang teramati. Pada jarak tersebut dari Matahari, akresi berjalan terlalu lambat untuk memungkinkan terbentuknya planet sebelum nebula surya menyebar, sehingga cakram awal tidak memiliki kerapatan massa yang cukup untuk berkonsolidasi menjadi sebuah planet. Sabuk Kuiper terletak di antara 30 dan 55&nbsp;SA dari Matahari, sementara piringan tersebar yang lebih jauh membentang hingga lebih dari 100&nbsp;SA, dan awan Oort yang jauh dimulai pada jarak sekitar 50.000&nbsp;SA. Namun, pada awalnya, sabuk Kuiper jauh lebih padat dan lebih dekat ke Matahari, dengan tepi luar di sekitar 30&nbsp;SA. Tepi dalamnya diperkirakan berada tepat di luar orbit Uranus dan Neptunus, yang pada gilirannya jauh lebih dekat ke Matahari ketika terbentuk (kemungkinan besar dalam kisaran 15–20&nbsp;SA), dan dalam 50% simulasi berakhir di lokasi yang berlawanan, dengan Uranus berada lebih jauh dari Matahari daripada Neptunus.

Menurut Model Nice, setelah pembentukan Tata Surya, orbit semua planet raksasa terus berubah secara perlahan, dipengaruhi oleh interaksinya dengan sejumlah besar planetesimal yang tersisa. Setelah 500–600&nbsp;juta tahun (sekitar 4&nbsp;miliar tahun yang lalu) Jupiter dan Saturnus masuk ke dalam resonansi 2:1: Saturnus mengorbit Matahari satu kali untuk setiap dua orbit Jupiter. Resonansi ini menciptakan dorongan gravitasi terhadap planet-planet luar, yang mungkin menyebabkan Neptunus melonjak melewati Uranus dan menerobos masuk ke sabuk Kuiper purba.
Planet-planet tersebut menghamburkan sebagian besar benda es kecil ke arah dalam, sementara mereka sendiri bergerak ke arah luar. Planetesimal ini kemudian terhambur oleh planet berikutnya yang mereka temui dengan cara yang sama, menggerakkan orbit planet ke arah luar sementara mereka bergerak ke dalam. Proses ini terus berlanjut hingga planetesimal berinteraksi dengan Jupiter, yang gravitasinya yang sangat besar mengirim mereka ke orbit yang sangat elips atau bahkan melontarkannya sepenuhnya dari Tata Surya. Hal ini menyebabkan Jupiter bergerak sedikit ke dalam. Objek-objek yang dihamburkan oleh Jupiter ke orbit yang sangat elips membentuk awan Oort; objek-objek yang dihamburkan ke tingkat yang lebih rendah oleh Neptunus yang bermigrasi membentuk sabuk Kuiper dan piringan tersebar saat ini. Skenario ini menjelaskan rendahnya massa sabuk Kuiper dan piringan tersebar saat ini. Beberapa objek yang terhambur, termasuk Pluto, menjadi terikat secara gravitasi pada orbit Neptunus, memaksa mereka masuk ke dalam resonansi gerak rata-rata. Pada akhirnya, gesekan di dalam cakram planetesimal membuat orbit Uranus dan Neptunus kembali hampir melingkar.

Berbeda dengan planet-planet luar, planet-planet bagian dalam diperkirakan tidak mengalami migrasi yang signifikan sepanjang usia Tata Surya, karena orbitnya tetap stabil setelah periode tumbukan raksasa.

Pertanyaan lain adalah mengapa Mars terbentuk dengan ukuran yang begitu kecil dibandingkan dengan Bumi. Sebuah studi oleh Southwest Research Institute, San Antonio, Texas, yang diterbitkan pada 6 Juni 2011 (disebut Hipotesis Grand Tack), mengusulkan bahwa Jupiter telah bermigrasi ke dalam hingga 1,5&nbsp;SA. Setelah Saturnus terbentuk, bermigrasi ke dalam, dan membangun resonansi gerak rata-rata 2:3 dengan Jupiter, studi tersebut mengasumsikan bahwa kedua planet bermigrasi kembali ke posisi mereka saat ini. Dengan demikian, Jupiter akan mengonsumsi banyak materi yang seharusnya menciptakan Mars yang lebih besar. Simulasi yang sama juga mereproduksi karakteristik sabuk asteroid modern, dengan asteroid kering dan objek kaya air yang mirip dengan komet. Namun, tidak jelas apakah kondisi di nebula surya akan memungkinkan Jupiter dan Saturnus untuk bergerak kembali ke posisi mereka saat ini, dan menurut perkiraan saat ini kemungkinan tersebut tampak kecil. Terlebih lagi, penjelasan alternatif untuk massa kecil Mars juga tersedia.

### Pembombardiran Berat Akhir dan setelahnya

Gangguan gravitasi akibat migrasi planet-planet luar diperkirakan telah melontarkan sejumlah besar asteroid ke Tata Surya bagian dalam, sehingga menguras sabuk aslinya secara drastis hingga mencapai massa yang sangat rendah seperti saat ini. Peristiwa ini mungkin telah memicu Pembombardiran Berat Akhir, yang dihipotesiskan terjadi sekitar 4&nbsp;miliar tahun yang lalu, yakni 500–600&nbsp;juta tahun setelah terbentuknya Tata Surya. Akan tetapi, peninjauan kembali baru-baru ini terhadap kendala kosmo-kimia mengindikasikan bahwa kemungkinan besar tidak terjadi lonjakan akhir ("bencana penghabisan" atau *terminal cataclysm*) dalam tingkat pembombardiran tersebut.

Jika memang terjadi, periode pembombardiran berat ini berlangsung selama beberapa ratus juta tahun dan jejaknya terlihat jelas pada kawah-kawah yang masih tampak di benda-benda langit yang mati secara geologis di Tata Surya bagian dalam, seperti Bulan dan Merkurius. Bukti tertua yang diketahui mengenai kehidupan di Bumi berasal dari 3,8&nbsp;miliar tahun yang lalu—hampir segera setelah berakhirnya pembombardiran Berat Akhir.

Tumbukan diperkirakan merupakan bagian yang rutin (meskipun saat ini jarang terjadi) dalam evolusi Tata Surya. Bahwa peristiwa tersebut masih terus terjadi dibuktikan oleh tumbukan Komet Shoemaker–Levy 9 dengan Jupiter pada tahun 1994, peristiwa tumbukan Jupiter 2009, peristiwa Tunguska, meteor Chelyabinsk, serta tumbukan yang menciptakan Kawah Meteor di Arizona. Oleh karena itu, proses akresi belumlah tuntas, dan mungkin masih menimbulkan ancaman bagi kehidupan di Bumi.

Sepanjang evolusi Tata Surya, komet terlontar keluar dari Tata Surya bagian dalam akibat gravitasi planet-planet raksasa dan terlempar ribuan SA ke arah luar hingga membentuk awan Oort, sebuah kawanan inti komet berbentuk bola di batas terjauh tarikan gravitasi Matahari. Pada akhirnya, setelah sekitar 800 juta tahun, gangguan gravitasi yang disebabkan oleh pasang surut galaksi, bintang-bintang yang melintas, dan awan molekuler raksasa mulai menyusutkan awan tersebut, mengirimkan komet-komet kembali ke Tata Surya bagian dalam. Evolusi Tata Surya bagian luar juga tampaknya telah dipengaruhi oleh pelapukan angkasa akibat angin surya, mikrometeorit, dan komponen netral dari medium antarbintang.

Evolusi sabuk asteroid setelah Pembombardiran Berat Akhir sebagian besar dikendalikan oleh tumbukan. Objek bermassa besar memiliki gravitasi yang cukup untuk menahan materi apa pun yang terlontar akibat tumbukan dahsyat. Namun, di sabuk asteroid, hal ini biasanya tidak terjadi. Akibatnya, banyak objek besar yang hancur berkeping-keping, dan terkadang objek yang lebih baru terbentuk dari sisa-sisa puing tersebut melalui tumbukan yang tidak terlalu dahsyat. Bulan-bulan yang mengelilingi beberapa asteroid saat ini hanya dapat dijelaskan sebagai hasil konsolidasi materi yang terlempar dari objek induknya namun tidak memiliki energi yang cukup untuk benar-benar lepas dari gravitasinya.

## Bulan

Bulan telah hadir mengelilingi sebagian besar planet dan banyak benda Tata Surya lainnya. Satelit alami ini berasal dari satu dari tiga kemungkinan mekanisme:
* Pembentukan bersama dari piringan sirkumplanet (hanya pada kasus planet raksasa);
* Pembentukan dari puing-puing tumbukan (jika terjadi tumbukan yang cukup besar pada sudut dangkal); dan
* Penangkapan objek yang melintas.

Jupiter dan Saturnus memiliki beberapa bulan besar, seperti Io, Europa, Ganimede, dan Titan, yang mungkin berasal dari piringan di sekeliling setiap planet raksasa dengan cara yang hampir sama seperti planet terbentuk dari piringan di sekeliling Matahari. Asal-usul ini diindikasikan oleh ukuran bulan yang besar dan kedekatannya dengan planet tersebut. Atribut-atribut ini mustahil dicapai melalui penangkapan, sementara sifat gas dari benda induknya juga membuat pembentukan dari puing-puing tumbukan menjadi tidak mungkin. Bulan-bulan luar dari planet raksasa cenderung kecil dan memiliki orbit eksentrik dengan inklinasi sembarang. Ini adalah karakteristik yang diharapkan dari benda-benda yang tertangkap. Sebagian besar bulan semacam itu mengorbit dengan arah yang berlawanan dengan rotasi induknya. Bulan tak beraturan terbesar adalah bulan Neptunus, Triton, yang diperkirakan merupakan objek sabuk Kuiper yang tertangkap.

Bulan dari benda padat Tata Surya tercipta melalui tumbukan maupun penangkapan. Dua bulan kecil Mars, Deimos dan Fobos, diperkirakan merupakan asteroid yang tertangkap.
Bulan milik Bumi diperkirakan terbentuk sebagai akibat dari satu tumbukan frontal yang besar.
Objek penumbuk kemungkinan memiliki massa yang sebanding dengan Mars, dan tumbukan tersebut mungkin terjadi menjelang akhir periode tumbukan raksasa. Tumbukan itu melontarkan sebagian mantel penumbuk ke orbit, yang kemudian menyatu menjadi Bulan. Tumbukan ini kemungkinan merupakan yang terakhir dalam serangkaian penggabungan yang membentuk Bumi.
Lebih lanjut dihipotesiskan bahwa objek seukuran Mars tersebut mungkin terbentuk di salah satu Titik Lagrangian Bumi–Matahari yang stabil (baik  atau ) dan hanyut dari posisinya. Bulan dari objek trans-Neptunus Pluto (Charon) dan Orcus (Vanth) mungkin juga terbentuk melalui tumbukan besar: sistem Pluto–Charon, Orcus–Vanth, dan Bumi–Bulan tergolong tidak biasa di Tata Surya dalam hal massa satelitnya yang setidaknya 1% dari massa benda yang lebih besar.

## Masa depan
Para astronom memperkirakan bahwa keadaan Tata Surya saat ini tidak akan berubah secara drastis sampai Matahari telah memfusikan hampir seluruh bahan bakar hidrogen di intinya menjadi helium, memulai evolusinya lepas dari deret utama pada diagram Hertzsprung–Russell dan memasuki fase raksasa merah. Tata Surya akan terus berevolusi hingga saat itu tiba. Pada akhirnya, Matahari kemungkinan akan memuai cukup besar hingga menelan planet-planet dalam (Merkurius, Venus, dan mungkin Bumi) namun tidak dengan planet-planet luar, termasuk Jupiter dan Saturnus. Setelah itu, Matahari akan menyusut menjadi seukuran katai putih, dan planet-planet luar beserta bulan-bulannya akan terus mengorbit sisa matahari yang kerdil ini. Perkembangan masa depan ini mungkin serupa dengan deteksi yang teramati pada MOA-2010-BLG-477L b, sebuah eksoplanet seukuran Jupiter yang mengorbit bintang induk katai putihnya, MOA-2010-BLG-477L.

### Stabilitas jangka panjang

Tata Surya bersifat kacau dalam skala waktu jutaan hingga miliaran tahun, dengan orbit planet-planet yang terbuka terhadap variasi jangka panjang. Salah satu contoh nyata dari kekacauan ini adalah sistem Neptunus–Pluto, yang berada dalam resonansi orbit 3:2. Meskipun resonansi itu sendiri akan tetap stabil, posisi Pluto menjadi mustahil untuk diprediksi dengan tingkat akurasi berapa pun lebih dari 10–20&nbsp;juta tahun (waktu Lyapunov) ke masa depan. Contoh lainnya adalah kemiringan sumbu Bumi, yang akibat gesekan yang timbul di dalam mantel Bumi oleh interaksi pasang surut dengan Bulan (lihat di bawah), menjadi tidak dapat dihitung mulai dari titik tertentu antara 1,5 dan 4,5 miliar tahun dari sekarang.

Orbit planet-planet luar bersifat kacau dalam skala waktu yang lebih lama, dengan waktu Lyapunov dalam kisaran 2–230&nbsp;juta tahun.
Dalam semua kasus, ini berarti bahwa posisi sebuah planet di sepanjang orbitnya pada akhirnya menjadi mustahil untuk diprediksi dengan kepastian apa pun (sehingga, misalnya, waktu terjadinya musim dingin dan musim panas menjadi tidak pasti). Namun, dalam beberapa kasus, orbit itu sendiri dapat berubah secara drastis. Kekacauan semacam itu bermanifestasi paling kuat sebagai perubahan dalam eksentrisitas, di mana orbit beberapa planet menjadi jauh lebih—atau kurang—elips.

Pada akhirnya, Tata Surya stabil dalam artian bahwa tidak ada planet yang kemungkinan akan bertabrakan satu sama lain atau terlontar dari sistem dalam beberapa miliar tahun ke depan. Di luar itu, dalam kurun waktu lima&nbsp;miliar tahun atau lebih, eksentrisitas Mars dapat meningkat hingga sekitar 0,2, sehingga ia berada pada orbit pelintas Bumi, yang mengarah pada potensi tabrakan. Dalam skala waktu yang sama, eksentrisitas Merkurius dapat tumbuh lebih jauh lagi, dan pertemuan jarak dekat dengan Venus secara teoritis dapat melontarkannya keluar dari Tata Surya sepenuhnya atau mengirimnya ke jalur tabrakan dengan Venus atau Bumi. Hal ini dapat terjadi dalam satu miliar tahun, menurut simulasi numerik di mana orbit Merkurius terganggu.

### Sistem cincin–bulan
Evolusi sistem bulan didorong oleh gaya pasang surut. Sebuah bulan akan membangkitkan tonjolan pasang surut pada objek yang diorbitnya (objek primer) akibat gaya gravitasi diferensial di sepanjang diameter objek primer tersebut. Jika sebuah bulan berevolusi searah dengan rotasi planet dan planet tersebut berotasi lebih cepat daripada periode orbit bulan, tonjolan tersebut akan terus-menerus tertarik mendahului bulan. Dalam situasi ini, momentum sudut ditransfer dari rotasi objek primer ke revolusi satelit. Bulan memperoleh energi dan secara bertahap bergerak spiral ke arah luar, sementara objek primer berotasi semakin lambat seiring berjalannya waktu.

Bumi dan Bulannya adalah salah satu contoh konfigurasi ini. Saat ini, Bulan terkunci pasang surut terhadap Bumi; satu kali revolusinya mengelilingi Bumi (kini sekitar 29 hari) sama dengan satu kali rotasinya pada porosnya, sehingga ia selalu menampilkan satu wajah yang sama ke arah Bumi. Bulan akan terus menjauh dari Bumi, dan putaran Bumi akan terus melambat secara bertahap. Contoh lainnya adalah bulan Galilea milik Jupiter (serta banyak bulan Jupiter yang lebih kecil) dan sebagian besar bulan-bulan besar Saturnus.

Skenario berbeda terjadi ketika bulan berevolusi mengelilingi objek primer lebih cepat daripada rotasi objek primer tersebut, atau berevolusi dengan arah yang berlawanan dengan rotasi planet. Dalam kasus-kasus ini, tonjolan pasang surut tertinggal di belakang bulan pada orbitnya. Pada kasus pertama, arah transfer momentum sudut berbalik, sehingga rotasi objek primer semakin cepat sementara orbit satelit menyusut. Pada kasus kedua, momentum sudut rotasi dan revolusi memiliki tanda yang berlawanan, sehingga transfer menyebabkan penurunan besaran masing-masing (yang saling meniadakan). Dalam kedua kasus tersebut, perlambatan pasang surut menyebabkan bulan bergerak spiral ke arah dalam menuju objek primer hingga ia tercabik-cabik oleh tegangan pasang surut, yang berpotensi menciptakan sistem cincin planet, atau menabrak permukaan maupun atmosfer planet tersebut. Nasib seperti itu menanti bulan Fobos milik Mars (dalam 30&nbsp;hingga&nbsp;50&nbsp;juta tahun), Triton milik Neptunus (dalam 3,6 miliar tahun), dan setidaknya 16 satelit kecil Uranus dan Neptunus. Desdemona milik Uranus bahkan mungkin bertabrakan dengan salah satu bulan tetangganya.

Kemungkinan ketiga adalah di mana objek primer dan bulan saling terkunci pasang surut satu sama lain. Dalam kasus itu, tonjolan pasang surut tetap berada tepat di bawah bulan, tidak ada transfer momentum sudut, dan periode orbit tidak akan berubah. Pluto dan Charon adalah contoh dari konfigurasi tipe ini.

Tidak ada konsensus mengenai mekanisme pembentukan cincin Saturnus. Meskipun model teoretis mengindikasikan bahwa cincin tersebut kemungkinan terbentuk pada awal sejarah Tata Surya, data dari wahana antariksa *[[Cassini–Huygens]]* menunjukkan bahwa cincin tersebut terbentuk relatif baru.

### Matahari dan lingkungan keplanetan

Dalam jangka panjang, perubahan terbesar di Tata Surya akan timbul dari perubahan pada Matahari itu sendiri seiring bertambahnya usia. Saat Matahari menghabiskan persediaan bahan bakar hidrogennya, ia menjadi semakin panas dan membakar sisa bahan bakarnya dengan lebih cepat. Akibatnya, Matahari bertambah terang dengan laju sepuluh persen setiap 1,1&nbsp;miliar tahun.  Dalam waktu sekitar 600 juta tahun, kecerahan Matahari akan mengganggu siklus karbon Bumi hingga pada titik di mana pepohonan dan hutan (tumbuhan berfotosintesis C3) tidak akan mampu lagi bertahan hidup; dan dalam waktu sekitar 800 juta tahun, Matahari akan memusnahkan semua kehidupan kompleks di permukaan Bumi dan di lautan. Dalam 1,1 miliar tahun, peningkatan keluaran radiasi Matahari akan menyebabkan zona laik huni sirkumbintang miliknya bergerak ke arah luar, membuat permukaan Bumi terlalu panas bagi air cair untuk dapat hadir secara alami. Pada titik ini, semua kehidupan akan tereduksi menjadi organisme bersel tunggal. Penguapan air, yang merupakan gas rumah kaca yang kuat, dari permukaan lautan dapat mempercepat kenaikan suhu, yang berpotensi mengakhiri semua kehidupan di Bumi lebih cepat lagi. Selama masa ini, mungkin saja saat suhu permukaan Mars meningkat secara bertahap, karbon dioksida dan air yang saat ini membeku di bawah regolit permukaan akan terlepas ke atmosfer, menciptakan efek rumah kaca yang akan memanaskan planet tersebut hingga mencapai kondisi yang serupa dengan Bumi saat ini, menyediakan potensi tempat tinggal bagi kehidupan di masa depan. Menjelang 3,5&nbsp;miliar tahun dari sekarang, kondisi permukaan Bumi akan serupa dengan Venus saat ini.

Sekitar 5,4&nbsp;miliar tahun dari sekarang, inti Matahari akan menjadi cukup panas untuk memicu fusi hidrogen di kulit sekelilingnya.  Hal ini akan menyebabkan lapisan luar bintang tersebut memuai secara drastis, dan bintang tersebut akan memasuki fase kehidupannya yang disebut sebagai raksasa merah. Dalam kurun waktu 7,5&nbsp;miliar tahun, Matahari akan memuai hingga radius —256 kali ukurannya saat ini. Di puncak cabang raksasa merah, sebagai akibat dari luas permukaan yang meningkat pesat, permukaan Matahari akan menjadi jauh lebih dingin (sekitar ) daripada sekarang, dan luminositasnya jauh lebih tinggi—hingga 2.700&nbsp;kali luminositas matahari saat ini. Selama sebagian masa hidupnya sebagai raksasa merah, Matahari akan memiliki angin bintang yang kuat yang akan membawa pergi sekitar 33% massanya. Selama masa-masa ini, ada kemungkinan bahwa bulan Saturnus, Titan, dapat mencapai suhu permukaan yang diperlukan untuk mendukung kehidupan.

Saat Matahari memuai, ia akan menelan planet Merkurius dan Venus. Nasib Bumi kurang begitu jelas; meskipun Matahari akan menyelimuti orbit Bumi saat ini, hilangnya massa bintang (dan dengan demikian gravitasi yang lebih lemah) akan menyebabkan orbit planet-planet bergerak lebih jauh keluar. Jika hanya karena hal ini, Venus dan Bumi mungkin akan lolos dari hangus terbakar, namun sebuah studi tahun 2008 menunjukkan bahwa Bumi kemungkinan besar akan tertelan sebagai akibat dari interaksi pasang surut dengan selubung luar Matahari yang terikat lemah.

Selain itu, zona laik huni Matahari akan bergerak ke Tata Surya bagian luar dan akhirnya melampaui sabuk Kuiper pada akhir fase raksasa merah, menyebabkan benda-benda es seperti Enceladus dan Pluto mencair. Selama masa ini, dunia-dunia tersebut dapat mendukung siklus hidrologi berbasis air, namun karena mereka terlalu kecil untuk menahan atmosfer padat seperti Bumi, mereka akan mengalami perbedaan suhu siang-malam yang ekstrem. Ketika Matahari meninggalkan cabang raksasa merah dan memasuki cabang raksasa asimtotik, zona laik huni akan menyusut secara tiba-tiba hingga kira-kira seluas ruang antara orbit Jupiter dan Saturnus saat ini, namun menjelang akhir fase raksasa asimtotik yang berdurasi 200&nbsp;juta tahun, zona tersebut akan meluas kembali ke jarak yang kira-kira sama seperti sebelumnya.

Secara bertahap, pembakaran hidrogen di kulit sekitar inti surya akan meningkatkan massa inti hingga mencapai sekitar 45% dari massa matahari saat ini. Pada titik ini, kepadatan dan suhu akan menjadi sangat tinggi sehingga fusi helium menjadi karbon akan dimulai, yang mengarah pada kilatan helium; Matahari akan menyusut dari sekitar 250 menjadi 11&nbsp;kali radius (deret utama) saat ini. Akibatnya, luminositasnya akan menurun dari sekitar 3.000 menjadi 54 kali tingkatnya saat ini, dan suhu permukaannya akan meningkat menjadi sekitar . Matahari akan menjadi raksasa horizontal, membakar helium di intinya secara stabil, sama seperti ia membakar hidrogen saat ini. Tahap fusi helium ini hanya akan berlangsung selama 100&nbsp;juta tahun. Pada akhirnya, ia harus kembali menggunakan cadangan hidrogen dan helium di lapisan luarnya.  Ia akan memuai untuk kedua kalinya, menjadi apa yang dikenal sebagai raksasa asimtotik. Di sini luminositas Matahari akan meningkat lagi, mencapai sekitar 2.090 luminositas saat ini, dan ia akan mendingin hingga sekitar . Fase ini berlangsung sekitar 30&nbsp;juta tahun, yang setelahnya, selama 100.000&nbsp;tahun berikutnya, lapisan luar Matahari yang tersisa akan terlepas, melontarkan aliran materi yang sangat besar ke luar angkasa dan membentuk halo yang dikenal (secara keliru) sebagai nebula planeter. Materi yang terlontar akan mengandung helium dan karbon yang dihasilkan oleh reaksi nuklir Matahari, melanjutkan pengayaan medium antarbintang dengan elemen berat untuk generasi bintang dan planet mendatang.

Ini adalah peristiwa yang relatif tenang, sama sekali tidak seperti supernova, yang mana Matahari terlalu kecil untuk mengalaminya sebagai bagian dari evolusinya. Pengamat mana pun yang hadir untuk menyaksikan kejadian ini akan melihat peningkatan besar dalam kecepatan angin surya, namun tidak cukup untuk menghancurkan sebuah planet sepenuhnya. Namun, hilangnya massa bintang dapat mengirim orbit planet-planet yang tersisa ke dalam kekacauan, menyebabkan beberapa bertabrakan, yang lain terlontar dari Tata Surya, dan yang lainnya terkoyak oleh interaksi pasang surut. Setelah itu, semua yang tersisa dari Matahari hanyalah sebuah katai putih, objek yang sangat padat, 54% dari massa aslinya tetapi hanya seukuran Bumi. Awalnya, katai putih ini mungkin 100&nbsp;kali lebih terang daripada Matahari saat ini. Ia akan terdiri sepenuhnya dari karbon dan oksigen terdegenerasi namun tidak akan pernah mencapai suhu yang cukup panas untuk memfusikan elemen-elemen ini. Dengan demikian, Matahari katai putih perlahan-lahan akan mendingin, menjadi semakin redup.

Saat Matahari mati, tarikan gravitasinya pada benda-benda yang mengorbit, seperti planet, komet, dan asteroid, akan melemah karena kehilangan massa. Semua orbit planet yang tersisa akan membesar; jika Venus, Bumi, dan Mars masih ada, orbitnya akan terletak kira-kira pada jarak , , dan  secara berurutan. Mereka dan planet-planet lain yang tersisa akan menjadi sisa-sisa beku yang gelap, sepenuhnya hampa kehidupan. Mereka akan terus mengorbit bintangnya, kecepatan mereka melambat karena jarak yang bertambah dari Matahari dan gravitasi Matahari yang berkurang. Dua&nbsp;miliar tahun kemudian, ketika Matahari telah mendingin hingga kisaran , karbon dan oksigen di inti Matahari akan membeku, dengan lebih dari 90% sisa massanya mengambil struktur kristal. Pada akhirnya, setelah sekitar satu&nbsp;kuadriliun tahun, Matahari akhirnya akan berhenti bersinar sama sekali, menjadi sebuah katai hitam.

## Interaksi galaksi

Tata Surya mengembara sendirian melintasi Bima Sakti dalam orbit melingkar yang berjarak sekitar 30.000&nbsp;tahun cahaya dari Pusat Galaksi. Kecepatannya berkisar 220&nbsp;km/s. Periode yang diperlukan Tata Surya untuk menyelesaikan satu kali revolusi mengelilingi Pusat Galaksi, atau tahun galaksi, berada dalam kisaran 220–250 juta tahun. Sejak pembentukannya, Tata Surya telah menyelesaikan setidaknya 20 kali revolusi tersebut.

Berbagai ilmuwan berspekulasi bahwa jalur Tata Surya melintasi galaksi merupakan faktor penyebab periodisitas kepunahan massal yang teramati dalam catatan fosil Bumi. Salah satu hipotesis menduga bahwa osilasi vertikal yang dilakukan Matahari saat mengorbit Pusat Galaksi menyebabkannya secara teratur melewati bidang galaksi. Ketika orbit Matahari membawanya keluar dari cakram galaksi, pengaruh pasang surut galaksi menjadi lebih lemah; namun saat memasukinya kembali, seperti yang terjadi setiap 20–25&nbsp;juta tahun, ia berada di bawah pengaruh "pasang surut cakram" yang jauh lebih kuat, yang menurut model matematika, meningkatkan fluks komet awan Oort ke dalam Tata Surya hingga 4 kali lipat, sehingga memicu peningkatan masif dalam kemungkinan terjadinya tumbukan yang dahsyat.

Namun, pendapat lain menyanggah bahwa Matahari saat ini berada dekat dengan bidang galaksi, padahal peristiwa kepunahan besar terakhir terjadi 15 juta tahun yang lalu. Oleh karena itu, posisi vertikal Matahari tidak dapat menjelaskan kepunahan periodik tersebut sendirian, dan bahwa kepunahan justru terjadi ketika Matahari melintasi lengan spiral galaksi. Lengan spiral bukan hanya merupakan rumah bagi sejumlah besar awan molekuler, yang gravitasinya dapat mendistorsi awan Oort, tetapi juga bagi konsentrasi tinggi raksasa biru yang terang, yang hidup dalam periode yang relatif singkat dan kemudian meledak dengan dahsyat sebagai supernova.

### Tabrakan galaksi dan gangguan keplanetan

Meskipun sebagian besar galaksi di Alam Semesta bergerak menjauhi Bima Sakti, Galaksi Andromeda, anggota terbesar dari Grup Lokal galaksi, sedang menuju ke arahnya dengan kecepatan sekitar 120&nbsp;km/s. Dalam 4&nbsp;miliar tahun, Andromeda dan Bima Sakti akan bertabrakan, menyebabkan keduanya berubah bentuk saat gaya pasang surut mendistorsi lengan luarnya menjadi ekor pasang surut yang sangat besar. Jika gangguan awal ini terjadi, para astronom menghitung peluang sebesar 12% bahwa Tata Surya akan tertarik keluar menuju ekor pasang surut Bima Sakti dan peluang 3% bahwa ia akan terikat secara gravitasi ke Andromeda dan menjadi bagian dari galaksi tersebut. Setelah serangkaian benturan sekilas lebih lanjut, di mana kemungkinan terlontarnya Tata Surya meningkat hingga 30%, lubang hitam supermasif kedua galaksi akan menyatu. Pada akhirnya, dalam waktu sekitar 6&nbsp;miliar tahun, Bima Sakti dan Andromeda akan menyelesaikan penggabungannya menjadi sebuah galaksi eliptis raksasa. Selama penggabungan, jika terdapat cukup gas, peningkatan gravitasi akan memaksa gas tersebut ke pusat galaksi eliptis yang sedang terbentuk. Hal ini dapat memicu periode singkat pembentukan bintang yang intensif yang disebut starburst. Selain itu, gas yang jatuh ke dalam akan memberi makan lubang hitam yang baru terbentuk, mengubahnya menjadi inti galaksi aktif. Kekuatan interaksi ini kemungkinan akan mendorong Tata Surya ke halo luar galaksi baru tersebut, membiarkannya relatif aman dari radiasi akibat tabrakan ini.

Adalah kesalahpahaman umum bahwa tabrakan ini akan mengganggu orbit planet-planet di Tata Surya. Meskipun benar bahwa gravitasi bintang yang melintas dapat melepaskan planet ke ruang antarbintang, jarak antar bintang begitu jauh sehingga kemungkinan tabrakan Bima Sakti–Andromeda menyebabkan gangguan semacam itu pada sistem bintang mana pun dapat diabaikan. Walaupun Tata Surya secara keseluruhan dapat terpengaruh oleh peristiwa-peristiwa ini, Matahari dan planet-planet diperkirakan tidak akan terganggu.

Namun, seiring berjalannya waktu, probabilitas kumulatif terjadinya pertemuan tak disengaja dengan sebuah bintang akan meningkat, dan gangguan terhadap planet-planet menjadi sesuatu yang tak terelakkan. Dengan asumsi bahwa skenario Big Crunch atau Big Rip bagi akhir Alam Semesta tidak terjadi, perhitungan menunjukkan bahwa gravitasi bintang-bintang yang melintas akan sepenuhnya melucuti Matahari yang telah mati dari planet-planetnya yang tersisa dalam waktu 1&nbsp;kuadriliun (1015) tahun. Titik ini menandai akhir dari Tata Surya. Meskipun Matahari dan planet-planet mungkin bertahan, Tata Surya, dalam artian yang sesungguhnya, akan berhenti ada.

## Kronologi

Kerangka waktu pembentukan Tata Surya telah ditentukan menggunakan penanggalan radiometrik. Para ilmuwan memperkirakan bahwa Tata Surya berusia 4,6&nbsp;miliar tahun. Butiran mineral tertua yang diketahui di Bumi berusia sekitar 4,4&nbsp;miliar tahun. Batuan setua ini jarang ditemukan, karena permukaan Bumi terus-menerus dibentuk kembali oleh erosi, vulkanisme, dan tektonika lempeng. Untuk memperkirakan usia Tata Surya, para ilmuwan menggunakan meteorit, yang terbentuk selama kondensasi awal nebula surya. Hampir semua meteorit (lihat meteorit Canyon Diablo) ditemukan memiliki usia 4,6&nbsp;miliar tahun, yang menunjukkan bahwa Tata Surya setidaknya harus seusia itu.

Studi terhadap piringan di sekitar bintang-bintang lain juga telah banyak berperan dalam menetapkan kerangka waktu pembentukan Tata Surya. Bintang-bintang yang berusia antara satu hingga tiga juta tahun memiliki piringan yang kaya akan gas, sedangkan piringan di sekitar bintang yang berusia lebih dari 10&nbsp;juta tahun memiliki sedikit atau tanpa gas, yang menunjukkan bahwa planet raksasa di dalamnya telah berhenti terbentuk.

### Linimasa evolusi Tata Surya
Catatan: Semua tanggal dan waktu dalam kronologi ini bersifat perkiraan dan harus dianggap sebagai indikator orde magnitudo saja.

## Lihat pula

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* Apeks surya gerakan relatif terhadap bintang-bintang dekat
* 
* 
* 
* 
* 
* 

## Catatan

## Referensi

## Bibliografi
* 
* 

## Pranala luar
* 7M animation from skyandtelescope.com showing the early evolution of the outer Solar System.
* QuickTime animation of the future collision between the Milky Way and Andromeda
* How the Sun Will Die: And What Happens to Earth (Video at Space.com)