stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Neo
Tác dụng > Vị trí neo

Trên mỗi một con tàu thường được trang bị neo chính và neo phụ. Neo chính thường đặt ở mũi còn có tên gọi là "neo dừng", vì rằng mũi tàu có sẵn lỗ khoét thoát nước nên việc thả neo dễ dàng hơn không bị cản trở. Hơn nữa khoang mũi thường để trống, nên dùng làm hầm xích neo rất thuận tiện.
Neo phụ được đặt ở phía đuôi tàu còn được gọi là "neo hãm". Neo hãm không thuận dùng bằng neo dừng vì vị trí này dễ ảnh hưởng đến chong chóng và bánh lái. Thông thường neo chính và neo phụ không được thả cùng một lúc.
Tác dụng > Lực bám của neo

Lực bám của neo là khả năng bám vào nền đất của neo. Lực bám của neo phụ thuộc vào trọng lượng neo, kết cấu của từng loại neo và nền đất nơi thả neo. Trong đó trọng lượng neo là yếu tố quan trọng nhất, tức là khi trọng lượng neo càng lớn thì lực bám của neo càng tăng và ngược lại. Mặt khác, neo có cán càng dài thì lực bám càng tăng đồng thời càng làm tăng tính ổn định của neo trên nền đất. Vì vậy ở một số trường hợp người ta làm thanh ngang để tăng độ ổn định của neo.
trong đó: GN - trọng lượng của neo, kG.
k - hệ số bám của neo, xác định nhờ thực nghiệm và tuỳ theo loại neo, tùy theo nền đất.
Tác dụng > Chiều sâu thả neo

Trong khai thác, ở điều kiện thuận lợi có thể đỗ tàu bằng neo thì chiều dài cáp neo (là chiều dài từ lỗ thả neo đến vị trí neo nằm ở nền đất l phụ thuộc vào chiều sâu nơi thả neo và tốt nhất là:
l = 4.h0 nếu h0 tới 25, m.
l = 3.h0 nếu 25 tới h0 tới 50,m.
l = 2,5.h0 nếu 50 < h0 tới 150,m.
l = (1,5 tới 2).h0 nếu h0 tới 150,m.
Phân loại thiết bị

Tuỳ thuộc vào từng loại tàu, vào công dụng và đặc tính làm việc của tàu mà lựa chọn thiết bị neo theo loại thiết bị neo có hốc hay không có hốc, theo máy tời neo đứng hay nằm, v.v.
Chú thích

↑  Michel Ferlus (2009). “A layer of Dongsonian vocabulary in Vietnamese” [Một lớp từ vựng Đông Sơn trong tiếng Việt]. Journal of the Southeast Asian Linguistics Society: 95–108.
Sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt Trời

Hình ảnh mô phỏng của một đám mây bụi tiền hành tinh.
Sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt Trời bắt đầu từ cách đây khoảng 4,6 tỷ năm với sự suy sụp hấp dẫn của một phần nhỏ của một đám mây phân tử khổng lồ. Hầu hết khối lượng suy sụp tích tụ ở trung tâm, tạo nên Mặt Trời, trong khi phần còn lại dẹt ra hình thành một đĩa đám mây bụi tiền hành tinh tiến hóa dần thành các hành tinh, mặt trăng, tiểu hành tinh và các tiểu thiên thể khác trong Hệ Mặt Trời.
Mô hình giả thuyết tinh vân được chấp thuận rộng rãi này do Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant và Pierre-Simon Laplace đề ra từ thế kỉ 18. Lý thuyết về sự hình thành Hệ Mặt Trời đã phát triển liên tục nhờ kết quả của tiến bộ trong nhiều lĩnh vực khác nhau bao gồm thiên văn học, vật lý học, địa chất học và khoa học hành tinh. Từ buổi bình minh của Thời đại Không gian, mô hình này đã chịu nhiều thử thách và nó được hiệu chỉnh nhiều lần để thích ứng những phát hiện mới.
Hệ Mặt Trời đã tiến hóa đáng kể từ dạng ban đầu của nó. Nhiều Mặt trăng được hình thành từ các đĩa khí và bụi quay xung quanh các hành tinh, trong khi một số khác sinh ra độc lập nhưng về sau bị bắt vào quỹ đạo của hành tinh. Một số khác nữa, như Mặt Trăng của Trái Đất, có thể là kết quả của những vụ va chạm khổng lồ. Va chạm thiên thể xảy ra thường xuyên cho tới tận ngày nay và đóng vai trò trung tâm trong sự tiến hóa của Hệ Mặt Trời. Vị trí các hành tinh thường xuyên thay đổi và hiện tượng dịch chuyển hành tinh này được cho là thiết yếu trong sự tiến hóa giai đoạn đầu của Hệ Mặt Trời.
Trong khoảng 5 tỷ năm tới, Mặt Trời sẽ nguội dần và nở ra nhiều lần kích thước hiện tại (trở thành một sao khổng lồ đỏ), trước khi lớp ngoài của nó tách ra trở thành một tinh vân hành tinh và để lại một tàn tích sao, tức sao lùn trắng. Trong tương lai xa, hấp dẫn từ các ngôi sao băng qua sẽ từ từ tước mất các hành tinh của Mặt Trời. Một số sẽ bị hủy diệt, số khác sẽ tách ra đi vào không gian liên sao. Cuối cùng, trong một quá trình hàng chục tỷ năm, có thể Mặt Trời sẽ không còn một thiên thể ban đầu nào quay quanh nó.
Lịch sử

Những ý tưởng liên quan tới nguồn gốc và định mệnh của thế giới bắt nguồn từ những ghi chép cổ đại; nhưng ý tưởng về "Hệ Mặt Trời" như một hệ hành tinh, theo nhãn quan hiện đại, chỉ mới xuất hiện rất gần đây. Bước đầu tiên hướng tới một lý thuyết về sự hình thành và phát triển Hệ Mặt Trời là sự công nhận thuyết nhật tâm, xem Mặt Trời ở trung tâm và Trái Đất quay xung quay nó. Quan niệm này đã được thai nghén từ hàng nghìn năm trước (Aristarchus của Samos đã nói đến nó từ khoảng năm 250 trước Công nguyên) nhưng thuyết này chỉ được chấp nhận rộng rãi từ thế kỉ 17. Ghi chép đầu tiên nhắc tới thuật ngữ "Hệ Mặt Trời" xuất hiện vào năm 1704.
Lý thuyết chuẩn hiện nay về sự hình thành Hệ Mặt Trời, giả thuyết tinh vân, đã trải qua nhiều thăng trầm kể từ khi xuất hiện trong thế kỉ 18 với Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant, và Pierre-Simon Laplace, có lúc gần như bị bác bỏ. Sự chỉ trích đáng chú ý nhất đối với lý thuyết này là nó có vẻ giải thích không thỏa mãn việc Mặt Trời có tương đối ít mô men động lượng so với các hành tinh. Tuy nhiên, từ đầu những năm 1980 nghiên cứu về các ngôi sao trẻ cho thấy chúng cũng có các đĩa khí và bụi nguội bao quanh, chính xác như giả thuyết tinh vân tiên đoán, khiến cho gần đây nó được đa số giới khoa học đón nhận trở lại.
Hiểu biết về cách thức Mặt Trời tiếp tục phát triển ra sao đòi hỏi một hiểu biết về nguồn gốc năng lượng của nó. Việc Arthur Stanley Eddington xác nhận thuyết tương đối tổng quát của Albert Einstein đã khiến ông nhận ra rằng năng lượng Mặt Trời sinh ra từ phản ứng nhiệt hạch bên trong lõi. Năm 1935, Eddington đi xa hơn tới chỗ đề xuất rằng các nguyên tố khác nặng hơn cũng có thể hình thành bên trong các ngôi sao. Fred Hoyle phát triển tiên đề này với lập luận rằng các ngôi sao đã tiến hóa được gọi là sao khổng lồ đỏ tạo ra nhiều nguyên tố nặng hơn hydro và heli trong lõi của chúng. Khi một sao khổng lồ đỏ tách bỏ các lớp ngoài, các nguyên tố này có thể quay lại hình thành nên các hệ thống sao mới.
Những phát triển về sau

Ban đầu người ta cho rằng các hành tinh đã hình thành gần quỹ đạo hiện tại của chúng. Tuy nhiên quan điểm này đã thay đổi mạnh mẽ trong những năm cuối thế kỉ 20 và đầu thế kỉ 21. Hiện nay, người ta tin là Hệ Mặt Trời trông rất khác với hình dạng ban đầu của nó: một số vật thể nặng ít nhất cỡ Sao Thủy từng hiện diện trong miền trong Hệ Mặt Trời, miền ngoài thì từng nhỏ hơn nhiều ngày nay, và vành đai Kuiper từng gần Mặt Trời hơn nhiều.
Những phát triển về sau > Các hành tinh đá

Vào cuối kỷ nguyên hình thành hành tinh, miền trong Hệ Mặt Trời từng có tới 50-100 hành tinh phôi thai kích thước cỡ từ Mặt Trăng tới Sao Hỏa. Sự lớn lên có thể xảy ra được là nhờ các vật thể va đập và hợp nhất kéo dài ít hơn 100 triệu năm. Các vật thể này tương tác hấp dẫn với nhau, kéo quỹ đạo lại gần nhau và va đập để lớn lên thành 4 hành tinh đất đá mà chúng ta biết ngày nay. Một cú va đập lớn như vậy có thể đã hình thành nên Mặt Trăng (xem mục Mặt Trăng ở dưới), trong khi một cú khác đã tách mất lớp vỏ của Sao Thủy trẻ tuổi.
Một vấn đề vẫn chưa được giải quyết trong mô hình này là nó không thể giải thích được làm thế nào các quỹ đạo ban đầu của các tiền hành tinh đất đá, cần phải có độ lệch tâm rất cao để va chạm với nhau, lại trở thành những quỹ đạo gần tròn và ổn định như ngày nay. Một giả thuyết cho cái gọi là "trút bỏ độ lệch tâm" này là kết quả của việc các hành tinh đất đá hình thành trong một đĩa khí chưa bị Mặt Trời đẩy đi. "Ma sát hấp dẫn" (gravitational drag) của lượng khí tồn lưu này dần dần làm giảm năng lượng của các hành tinh và khiến quỹ đạo của chúng trở nên ổn định. Tuy nhiên, nếu như một đĩa khí như vậy từng tồn tại, thì ngay từ đầu nó đã không cho phép các quỹ đạo lệch tâm xuất hiện. Một giả thuyết khác là ma sát hấp dẫn không xảy ra giữa các hành tinh và khí tồn lưu mà là giữa hành tinh với các vật thể nhỏ chưa bị hấp thụ còn lại. Khi các vật thể lớn di chuyển giữa một đám những vật thể nhỏ hơn, các vật thể nhỏ này bị hút bởi hấp dẫn của các vật thể lớn, tạo nên một vùng có mật độ cao hơn, hay một "vệt đuôi hấp dẫn" (giống như vệt sóng ở đuôi tàu thủy) trên đường đi của vật thể lớn. Hấp dẫn ngày càng tăng ở vệt đuôi làm cho vật thể lớn hơn chậm lại và đi vào một quỹ đạo đều đặn hơn.
Những phát triển về sau > Vành đai tiểu hành tinh

Rìa ngoài của vùng hành tinh đá, trong khoảng từ 2 tới 4 AU, tới Mặt Trời, được gọi là vành đai tiểu hành tinh. Vành đai này ban đầu chứa đủ vật chất để hình thành 2-3 hành tinh cỡ Trái Đất, và thực sự có rất nhiều vi thể hành tinh hình thành ở đây. Cũng như ở phía trong, các vi thể hành tinh này kết tụ thành cỡ 20–30 hành tinh phôi thai có kích thước từ cỡ Mặt Trăng tới Sao Hỏa; tuy nhiên, do ở gần Sao Mộc cho nên sau khi hành tinh khổng lồ này hình thành, tức khoảng 3 triệu năm sau khi Mặt Trời xuất hiện, khu vực này chịu tác động mạnh mẽ. Cộng hưởng quỹ đạo với Sao Mộc và Sao Thổ đặc biệt mạnh ở vành đai tiêu hành tinh, và tương tác hấp dẫn với những phôi thai nặng hơn đã phân tán rất nhiều vi thể hành tinh vào các miền cộng hưởng này. Lực hấp dẫn của Sao Mộc làm tăng vận tốc các vật thể trong miền cộng hưởng, khiến chúng vỡ vụn ra sau các va chạm thay vì dính vào và hợp nhất.
Khi Sao Mộc dịch chuyển vào phía trong sau khi hình thành (xem mục Dịch chuyển hành tinh ở dưới), sự cộng hưởng quét qua vành đai tiểu hành tinh, kích thích các vật thể trong vùng này gia tăng vận tốc tương đối với nhau. Tác động kết hợp của cộng hưởng và các hành tinh phôi thai hoặc phân tán các vi thể hành tinh ra khỏi đĩa hoặc tăng cường độ nghiêng quỹ đạo và độ lệch tâm quỹ đạo của chúng. Chính một số phôi thai hành tinh lớn bị Sao Mộc đẩy ra, trong khi số khác có thể đã dịch chuyển vào phía trong hệ và đóng vai trò trong giai đoạn kết tụ cuối cùng của các hành tinh đất đá. Trong giai đoạn tiêu biến này, vành đai tiểu hành tinh mất đi hầu hết khối lượng ban đầu của nó, chỉ còn chừng dưới 1% M⊕, chủ yếu chứa các vi thể hành tinh nhỏ. Một giai đoạn tiêu biến thứ hai đã xảy ra sau khi Sao Mộc và Sao Thổ bước vào một giai đoạn cộng hưởng quỹ đạo 2:1 tạm thời, khiến chúng giảm khối lượng 10–20 lần, chỉ còn khoảng 1/2,000 khối lượng Trái Đất như ngày nay.
Thời kỳ các vụ va chạm lớn ở miền trong Hệ Mặt Trời có thể đã đóng một vai trò hình thành nên lượng nước ngày nay trên Trái Đất (~6×1021 kg) từ các vành đai tiểu hành tinh sơ khai. Nước quá dễ bay hơi để có mặt vào lúc hình thành Trái Đất và hẳn phải tới hành tinh này từ các miền lạnh hơn, xa hơn của Hệ Mặt Trời. Nước có lẽ đã đến từ những phôi thai hành tinh và các vi thể hành tinh bị Sao Mộc ném văng ra khỏi vành đai tiểu hành tinh. Năm 2006 người ta phát hiện một quần thể các sao chổi vành đai chính, đây cũng có thể là một nguồn gốc khác của nước trên Trái Đất. Trong khi đó, các sao chổi từ vành đai Kuiber hoặc các vùng xa hơn nhiều nhất chỉ có thể đem lại 6% lượng nước cho Trái Đất. Giả thuyết panspermia cho rằng bản thân sự sống có lẽ đã tới Trái Đất theo cách này, tuy nhiên ít người tán thành nó.
Những phát triển về sau > Các đợt bắn phá sau này

Sự đổ vỡ hấp dẫn từ sự dịch chuyển các hành tinh phái ngoài có lẽ đã đẩy một số lượng lớn các tiểu hành tinh vào miền trong Hệ Mặt Trời, làm tiêu biến dữ dội vành đai ban đầu cho đến khi nó đạt khối lượng cực kì nhỏ ngày nay. Sự kiện này có thể đã kích hoạt thời kỳ Bắn phá mạnh cuối (Late Heavy Bombardment) xảy ra khoảng 4 tỷ năm trước. Thời kỳ bắn phá này kéo dài vài trăm triệu năm và nó thể hiện rõ ràng với các hố thiên thạch vẫn còn thấy rõ trên các thiên thể hủy diệt về mặt địa chất của miền trong Hệ Mặt Trời như Sao Thủy và Mặt Trăng. Những bằng chứng cổ nhất mà người ta biết đến về sự sống trên Trái Đất có niên đại 3,8 tỷ năm- nghĩa là hầu như ngay sau khi thời kỳ Bắn phá mạnh cuối chấm dứt.
Các vụ va chạm là một phần thường trực (dù gần đây không thường xuyên) trong sự tiến hóa của Hệ Mặt Trời. Chúng tiếp tục xảy ra mà những bằng chứng rõ rệt là vụ va chạm của Sao chổi Shoemaker–Levy 9 với Sao Mộc năm 1994, sự kiện va chạm Sao Mộc 2009, sự kiện Tunguska, Sao băng Chelyabinsk và Hố thiên thạch Barringer ở Arizona. Quá trình bồi tụ, do đó, chưa hoàn thành, và vẫn đặt ra một đe dọa lớn cho tồn vong của sự sống trên Trái Đất.
Trong quá trình tiến hóa của Hệ Mặt Trời, các sao chổi bị đẩy ra ngoài miền trong Hệ Mặt Trời bởi hấp dẫn của các hành tinh khổng lồ, và đi tới hàng nghìn AU phía ngoài để tạo nên Đám mây Oort, một đám những nhân sao chổi rìa xa nhất của tầm hút hấp dẫn của Mặt Trời. Cuối cùng, sau khoảng 800 triệu năm, sự đổ vỡ hấp dẫn do thủy triều thiên hà, các ngôi sao băng qua và các đám mây phân tử khổng lồ bắt đầu tiêu trừ đám mây, tung những sao chổi đi vào miền trong Hệ Mặt Trời. Sự tiến hóa của miền ngoài Hệ Mặt Trời dường như cũng chịu ảnh hưởng của thời tiết không gian từ gió Mặt Trời, các vi thiên thạch, và các thành phần trung hòa trong môi trường liên sao.
Sự tiến hóa của vành đai tiểu hành tinh sau thời kỳ Bắn phá mạnh cuối chủ yếu bị chi phối bởi các vụ va chạm. Các vật thể khối lượng lớn có đủ hấp dẫn để giữ lại bất kỳ lượng vật chất nào bắn ra bởi một vụ chạm mạnh. Trong vành đai tiểu hành tinh thì không như vậy. Kết quả là, nhiều hành tinh lớn hơn bị vỡ tách ra, và đôi khi những vật thể mới tạo nên từ tàn dư của những vụ va chạm ít kịch liệt hơn. Các vệ tinh xung quanh tiểu hành tinh ngày này chỉ có thể giải thích như là những sản phẩm gắn kết các vật liệu tách ra khỏi thiên thể gốc mà không có đủ năng lượng để thoát hẳn ra khỏi hấp dẫn của nó.
Những phát triển về sau > Mặt trăng

Bài chi tiết: Giả thuyết vụ va chạm lớn
Các mặt trăng xuất hiện xung quanh hầu hết các hành tinh và các thiên thể khác của Hệ Mặt Trời. Các vệ tinh tự nhiên này sinh ra từ một trong ba cơ chế sau:
Cùng tạo thành từ một đĩa tiền hành tinh (chỉ trong trường hợp các hành tinh khí khổng lồ);
Hình thành từ các mảnh vỡ va chạm (với điều kiện xảy ra va chạm đủ mạnh ở một góc nông); và
Bắt được một vật thể bay ngang qua đó
Sao Mộc và Sao Thổ có một vài mặt trăng rất lớn, như Io, Europa, Ganymede và Titan, có lẽ bắt nguồn từ các đĩa khí xoay quanh các hành tinh khổng lồ này không khác gì các hành tinh sinh ra từ đĩa khí xung quanh Mặt Trời. Nguồn gốc này có thể suy đoán từ kích thước lớn của các mặt trăng và khoảng cách gần với các hành tinh tương ứng. Những đặc điểm như vậy không thể quy cho việc bắt giữ, trong khi bản chất khí của hành tinh khổng lồ này khiến chúng cho không thể nào tạo ra vệ tinh từ 'mảnh vỡ' va chạm. Các mặt trăng phía ngoài của các hành tinh khí khổng lồ có xu hướng nhỏ và quỹ đạo lệch tâm với độ nghiêng quỹ đạo bất thường; đây là những đặc trưng của các vật thể bị bắt giữ. Hầu hết các mặt trăng như vậy quay theo hướng ngược với hành tinh nó phụ thuộc. Mặt trăng bất thường lớn nhất là Triton của Sao Hải Vương, được cho là một vật thể vành đai Kuiper bị bắt.
Các mặt trăng của những thiên thể rắn được tạo ra cả bởi va chạm và bắt giữ. Hai mặt trăng nhỏ của Sao Hỏa, Deimos và Phobos, có lẽ là những tiểu hành tinh bị bắt giữ. Mặt Trăng của Trái Đất được cho là hình thành của một vụ va chạm xiên duy nhất.
Thiên thể va chạm vào Trái Đất đó hẳn phải có khối lượng tương đương với Sao Hỏa, và vụ va chạm có lẽ đã xảy ra gần cuối thời kỳ các vụ va chạm lớn. Vụ va chạm đã làm bật văng ra quỹ đạo một phần vỏ của thiên thể va chạm, về sau tụ lại thành Mặt Trăng. Sự kiện đó có lẽ là vụ va chạm cuối cùng trong một loạt các vụ hợp nhất tạo nên Trái Đất như ngày nay. Người ta còn phỏng đoán thêm rằng thiên thể kích cỡ Sao Hỏa đó đã có thể tạo nên một trong các điểm Lagrange bền của Mặt Trời-Trái Đất (L4 hoặc L5) và trôi dạt khỏi vị trí của nó. Các mặt trăng của thiên thể bên ngoài Sao Hải Vương là Charon của Sao Diêm Vương và Vanth của Orcus cũng có thể đã hình thành từ các vụ va chạm lớn: các hệ Sao Diêm Vương–Charon, Orcus–Vanth và Trái Đất-Mặt Trăng là khác thường trong Hệ Mặt Trời, bởi chúng có khối lượng của vệ tinh lớn hơn 1% thiên thể nó quay quanh.
Tương lai

Các nhà thiên văn ước tính rằng Hệ Mặt Trời mà chúng ta biết ngày nay sẽ không thay đổi triệt để cho tới khi Mặt Trời sử dụng hầu hết nhiên liệu hydro trong nhân của nó, bắt đầu sự tiến hóa từ dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell và bước vào pha sao khổng lồ đỏ. Dù thế, Mặt Trời vẫn tiếp tục tiến hóa cho tới thời điểm đó.
Tương lai > Ổn định dài hạn

Hệ Mặt Trời trong trạng thái hỗn độn xét trên bậc thời gian hàng triệu hoặc hàng tỉ năm, với các quỹ đạo hành tinh có khả năng thay đổi trong dài hạn. Một ví dụ nổi bật của sự hỗn độn này là hệ Sao Hải Vương-Sao Diêm Vương, nằm trong hiện tượng cộng hưởng 3:2. Mặc dù sự cộng hưởng tự thân nó ổn định, không thể nào tiên đoán được vị trí của Sao Diêm Vương với độ chính xác lớn hơn 10-20 triệu năm (thời gian Lyapunov) trong tương lai. Một ví dụ khác là độ nghiêng trục quay của Trái Đất, do ma sát tăng lên trong lớp vỏ Trái Đất do tương tác thủy triều với Mặt Trăng, sẽ trở nên không tính toán được ở một điểm giữa 1,5 tỷ và 3,5 tỷ năm tới.
Các quỹ đạo hành tinh hỗn độn trong bậc thời gian dài hơn, với thời gian Lyapunov trong khoảng 2-230 triệu năm nữa.
Trong mọi trường hợp điều này có nghĩa là vị trí của một hành tinh trên quỹ đạo của nó cuối cùng trở nên không thể tiên đoán ở bất kỳ độ xác định nào (nên, chẳng hạn, thời gian mùa đông và mùa hè trở nên bất đinh), nhưng trong một số trường hợp bản thân quỹ đạo có thể thay đổi mãnh liệt. Những hỗn độn như vậy biểu hiện mạnh mẽ nhất trong sự thay đổi độ lệch tâm, với quỹ đạo vài hành tinh có thể trở nên êlip hơn hoặc tròn lại đáng kể.
Xét tổng thể trong vài tỉ năm tới Hệ Mặt Trời là ổn định theo nghĩa có lẽ không có hành tinh nào va đập vào nhau hoặc bị văng ra khỏi hệ. Nhưng xa hơn nữa, trong khoảng 5 tỷ năm độ lệch tâm của Sao Hỏa có thể lên tới 0,2, khiến nó cắt ngang quỹ đạo Trái Đất, có khả năng dẫn đến một vụ va chạm. Cũng trong khoảng thời gian đó, độ lệch tâm của Sao Thủy có thể cao hơn thế nữa, có thể va chạm với Sao Kim và về mặt lý thuyết có thể đẩy Sao Thủy văng ra khỏi Hệ Mặt Trời hoặc hất Sao Thủy vào vị trí va chạm với Sao Kim hay Trái Đất. Điều này có thể xảy ra trong khoảng 1 tỷ năm, theo các mô phỏng số, trong đó quỹ đạo Sao Thủy bị nhiễu loạn.
Tương tác thiên hà

Bài chi tiết: Tương tác thiên hà
Hệ Mặt Trời di chuyển cô độc trong Ngân Hà trong một quỹ đạo tròn cách xấp xỉ 30000 năm ánh sáng từ tâm thiên hà với vận tốc cỡ 220 km/s. Chu kỳ quay quanh tâm thiên hà, gọi là năm thiên hà, vào khoảng 220-250 triệu năm. Từ khi hình thành tới giờ Hệ Mặt Trời đã hoàn thành ít nhất 20 vòng như vậy.
Các nhà khoa học khác nhau đã phỏng đoán rằng đường đi của Hệ Mặt Trời trong thiên hà là một yếu tố gây nên tính chu kỳ của các đợt tuyệt chủng hàng loạt mà các hóa thạch Trái Đất ghi dấu lại. Một giả thuyết đề xuất rằng các dao động dọc do Mặt Trời gây ra khi nó quay quanh tâm thiên hà khiến nó đều đặn vượt qua mặt phẳng thiên hà. Khi quỹ đạo Mặt Trời đi ra ngoài đĩa thiên hà, ảnh hưởng của thủy triều thiên hà yếu đi, khi nó quay trở lại đĩa thiên hà, theo những khoảng thời gian 20-25 triệu năm, nó chịu những thủy triều đĩa mạnh hơn nhiều mà, theo những mô hình toán học, sẽ tăng dòng sao chổi từ đám mây Oort lên 4 lần, dẫn tới sự tăng đột biến khả năng một vụ va chạm tàn khốc.
Tuy nhiên, những người khác lập luận rằng Mặt Trời hiện nay đang gần mặt phẳng thiên hà, và dù thế sự kiện tuyệt chủng lớn cuối cùng đã xảy ra 15 triệu năm trước. Do đó chỉ vị trí chiều dọc của Mặt Trời thôi không đủ để giải thích sự tuyệt chủng theo chu kỳ như vậy, và thay vào đó những lần tuyệt chủng xảy ra khi Mặt Trời vượt qua các nhánh xoắn ốc của thiên hà. Các cánh tay xoắn ốc không chỉ là nơi cư trú của rất nhiều đám mây phân tử, mà hấp dẫn của chúng có thể làm nhiễu loạn đám mây Oort, mà cả một mật độ cao hơn những sao khổng lồ xanh sáng sống trong những khoảng thời gian ngắn và rồi bùng nổ mãnh liệt thành các siêu tân tinh.
Tương tác thiên hà > Va chạm thiên hà và đổ vỡ hành tinh

Mặc dù đại đa số các thiên hà trong vũ trụ dịch chuyển ra xa khỏi Ngân Hà, Thiên hà Andromeda, thành viên lớn nhất của Nhóm Địa phương, đang hướng tới đây với vận tốc khoảng 120 km/s. Trong 4 tỉ năm tới, Andromeda và Ngân Hà sẽ đụng độ, khiến cả hai biến dạng khi các lực thủy triều xé các nhánh ngoài của chúng thành những đuôi thủy triều khổng lồ. Nếu sự đổ vỡ ban đầu này diễn ra, các nhà thiên văn tính toán rằng có xác suất 12% là Hệ Mặt Trời sẽ bị kéo ra phía ngoài vào đuôi thủy triều của Ngân Hà và 3% nó sẽ bị gắn bởi lực hấp dẫn của Andromeda và trở thành một phần của thiên hà này. Khi một chuỗi các cú đánh trượt qua ở các nhánh tiếp tục diễn ra, khả năng văng ra của Hệ Mặt Trời tăng lên 30%, và các hố đen siêu nặng ở tâm hai thiên hà sẽ hợp nhất. Cuối cùng, trong khoảng 6 tỉ năm tới, Ngân Hà và Andromeda sẽ hợp nhất hoàn toàn thành một nhiên hà xoắn ốc khổng lồ. Trong quá trình hợp nhất, nếu có đủ khí, hấp dẫn gia tăng sẽ buộc khí đi vào tâm của thiên hà xoắn ốc mới. Điều này có thể dẫn tới một thời kỳ hình thành sao mạnh mẽ trong thời gian ngắn, gọi là sự bùng nổ sao. Ngoài ra, các khí đi vào trong sẽ nuôi dưỡng hố đen mới hình thành chuyển hóa nó thành một nhân thiên hà hoạt động. Lực hình thành do những tương tác này có thể sẽ đẩy Hệ Mặt Trời vào vùng hào quang của thiên hà mới, khiến nó tương đối ít bị tổn hại từ bức xạ của những va chạm này.
Có một quan niệm sai lầm phổ biến rằng sự va chạm này sẽ làm đổ vỡ quỹ đạo của các hành tinh trong Hệ Mặt Trời. Trong khi đúng là hấp dẫn của các sao bay ngang qua có thể tách các hành tinh vào không gian liên sao, khoảng cách giữa các sao là quá lớn khiến cho khả năng cuộc va chạm Ngân Hà-Andromeda gây ra một sự đổ vỡ như thế đối với bất cứ hệ thống sao riêng lẻ nào là rất nhỏ, có thể bỏ qua. Trong khi Hệ Mặt Trời xét như một toàn thể có thể chịu ảnh hưởng bởi các sự kiện này, Mặt Trời và các hành tinh nói chung sẽ không bị nhiễu loạn đáng kể
.
Tuy nhiên, theo thời gian, xác suất tích lũy của một cú va chạm với một ngôi sao tăng lên, và sự đổ vỡ của các hành tinh sẽ trở thành không thể tránh khỏi trong một bậc thời gian ngoài sức tưởng tượng. Giả sử rằng các kịch bản cáo chung của vũ trụ Vụ Co Lớn hoặc Vụ Xé Lớn không xảy ra, các tính toán gợi ý rằng hấp dẫn của các sao băng qua sẽ hoàn toàn tước đi các hành tinh còn lại của Mặt Trời đã chết trong vòng 1 triệu tỉ năm (1015 năm). Thời điểm đó đánh dấu sự chấm dứt của Hệ Mặt Trời: trong khi Mặt Trời và các hành tinh vẫn còn hiện hữu, Hệ Mặt Trời, theo nghĩa một hệ thống hành tinh, không còn tồn tại.