# சூரியக் குடும்பத்தின் தோற்றமும் பரிணாம வளர்ச்சியும்



**சூரியக் குடும்பத்தின் தோற்றமும் பரிணாம வளர்ச்சியும்**, சுமார் 4.568 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் இராட்சத மூலக்கூறுகளாலான மேகத்தின் ஒரு சிறு பகுதி ஈர்ப்புக்குரிய மோதல் மூலம் தொடங்கப்பட்டதாக மதிப்பிடப்படுகிறது.  

உடைந்து வீழ்ந்துகொண்டிருந்த பெரும்பாலான திரள், மையத்தில் ஒன்றுசேர்ந்து சூரியனாக உருவெடுத்தது, மீதமிருந்தவை ஒரு மூல கோள் வட்டாகத் தட்டையானது, அதிலிருந்து கோள்கள், நிலவுகள், சிறுகோள்கள் மற்றும் இதர சிறு சூரியக் குடும்ப அமைப்புகள் உருவாயின.  

விண்மீன்படலக் கோட்பாடு என்று பரவலாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட இந்த உருமாதிரி முதன் முதலில் எமானுவல் சுவீடன்போர்க், இம்மானுவல் கன்ட் மற்றும் பீயெர்ரெ-சைமன் லாப்லேஸ் ஆகியோரால் 18 ஆம் நூற்றாண்டில் உருவாக்கப்பட்டது. அதனைப் பின்தொடர்ந்து வந்த வளர்ச்சிகள் வான்ஆய்வியல், இயற்பியல், நில அமைப்பியல் மற்றும் கோள் அறிவியல் உட்பட பல்வேறு அறிவியல் துறைகள் என பின்னிப்பிணைந்திருக்கிறது. 1950 ஆம் ஆண்டுகளில் ஏற்பட்ட விண்வெளிக் காலம் மற்றும் 1990 ஆம் ஆண்டுகளில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட கூடுதல் சூரியக் கோள்கள் ஆகியவை இந்தச் சூரியக் குடும்ப மாதிரிகளைக் கேள்விக்குள்ளாக்கியதுடன் புதிய ஆய்வுகளை மேற்கொள்வதற்கும் வழிவகுத்தது.  

சூரியக் குடும்பம் அதன் தொடக்க உருவாக்கம் முதல் படிப்படியாக வளர்ச்சிப்பெற்று வந்திருக்கிறது. தங்கள் மூல கோள்களைச் சுற்றிலும் சுற்றிக்கொண்டிருந்த வாயு மற்றும் துகள்களின் வட்டுகளிலிருந்து பல நிலவுகள் தோன்றியிருக்கின்றன, அதே நேரத்தில் இதர நிலவுகள் தனித்தே உருவாகி பின்னர் தம்முடைய கோள்களால் கைப்பற்றப்பட்டதாக நம்பப்படுகிறது. பூமியின் நிலவு போன்ற மேலும் சில, இராட்சத மோதல்களின் விளைவாக ஏற்பட்டிருக்கலாம். மண்டலங்களுக்கிடையிலான மோதல்கள் தொடர்ச்சியாக இன்றைய நாள் வரையில் நடைபெற்றுவந்திருக்கிறது மேலும் அவை சூரியக் குடும்பத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியை மையம் கொண்டே இருந்து வருகிறது. கோள்களின் நிலைகள் அவ்வப்போது மாற்றம் கொண்டுள்ளது மேலும் கோள்கள் தங்கள் இடங்களை மாற்றியமைத்துக் கொண்டும் உள்ளன.  

சூரியக் குடும்பத் தோற்றத்திற்கான தற்போதைய நிர்ணயிக்கப்பட்ட கோட்பாடான விண்மீன் படலக் கற்பிதக்கொள்கை 18 ஆம் நூற்றாண்டில் எமானுவல் சுவீடன்போர்க், இம்மானுவல் கன்ட், மற்றும் பீயெர்ரெ-சைமன் லாப்லேஸ் ஆகியோரால் முறைப்படுத்தப்பட்டது முதலே ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்டும் மறுக்கப்பட்டும் வந்திருக்கிறது. இந்தக் கற்பிதக் கோட்பாட்டின் மிகவும் முக்கியமான விமர்சனமாக இருப்பது, கோள்களுடன் ஒப்பிடும்போது சூரியனின் குறைந்த கோண உந்தம் அதன் வெளிப்படையான இயலாமையை விவரிக்க முடியாத தன்மையாகும். எனினும், இளம் விண்மீன்கள் மீதான 1980 ஆம் ஆண்டுகளின ஆய்வுகள், அவை துகள் மற்றும் வாயுக்களாலான குளிர்ந்த வட்டுகளால் சூழப்பட்டிருப்பதைக் காட்டியிருக்கின்றன, இது விண்மீன் கற்பிதக்கொள்கை முன்னுரைத்ததற்குச் சரிநிகராக இருந்ததால் அது மீண்டும் ஏற்றுக்கொள்ளப்படும் நிலைக்கு ஆளானது.  

சூரியன் எவ்வாறு தொடர்ந்து தோற்றம்கொள்ளும் என்பதைப் புரிந்துகொள்வதற்கு அதன் ஆற்றலுக்கான மூலத்தை புரிந்துகொள்ள வேண்டிய தேவை ஏற்பட்டது. ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டீன் அவர்களின் ஒப்புமைக் கொள்கையை ஆர்த்தர் ஸ்டான்லி எட்டிங்க்டன் அவர்கள் உறுதிபடுத்தியதன் மூலம் சூரியனின் ஆற்றல் அணுக்கருப் பிணைவு வினைகளிலிருந்து அதன் உள்மையப் பகுதியிலிருந்தே கிடைக்கப்பெறுகிறது என்னும் தெளிவு அவருக்கு ஏற்பட்டது. 1935 ஆம் ஆண்டில், இதர தனிமங்களும் கூட விண்மீன்களுக்குள்ளிருந்தே உருவாகலாம் என்று எட்டிங்க்டன் மேலும் பரிந்துரைத்தார். சிவப்புப் பெருங்கோள்கள் என அழைக்கப்படும் படிப்படியாகத் தோற்றம்கொண்ட விண்மீன்கள் தங்கள் உள்மையப் பகுதியில் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியமைக் காட்டிலும் கனமான பல தனிமங்களை உருவாக்கியதாக, ஃப்ரெட் ஹோய்லே காரணம் கற்பித்து விவாதித்ததன் மூலம் இந்த மூலக்கூற்றை விவரித்தார். ஒரு சிவப்புப் பெருங்கோள் தன்னுடைய வெளிப்புற படலங்களை இறுதியாகத் துறக்கும்போது, இந்தத் தனிமங்கள் பின்னர் இதர விண்மீன் மண்டலங்களாக உருவாவதற்கு மறுசுழற்சி செய்யப்படுகின்றன. துண்டுகள் மேலும் முரிவுகொண்டு, அளவில் 0.01–0.1&nbsp;pc (2,000–20,000&nbsp;AU) அடர்த்தியான உள்மையப் பகுதிகளை ஏற்படுத்துவதற்கு வழிவகுத்தது. முரிந்துவிட்ட துண்டுகளில் ஒன்று (*சூரியனுக்கு முந்தைய விண்மீன் படலம்* என அறியப்படுவது) பின்னாளில் சூரியக் குடும்பம் என்று அறியப்படும் ஒன்றாக ஆனது. சூரியனை விடச் சற்றுப் பெரிய அளவிலான பெருந்திரளுடன் கூடிய இந்தப் பிராந்தியத்தின் ஆக்கஅமைப்பு இன்றிருக்கும் சூரியன் போன்றதாகும், இதில் ஹைட்ரஜன் அத்துடன் ஹீலியம் மற்றும் அதிர்வெடி அணுக்கருத் தொகுப்பாக்கம் மூலம் உருவான சிறு அளவிலான லித்தியம் ஆகியவை அந்த பெருந்திரளின் 98% த்தைக் கொண்டிருந்தது. பெருந்திரளின் மீதமுள்ள 2% கனமான தனிமங்களைக் கொண்டிருந்தன, இவை விண்மீன்களின் முந்தைய தலைமுறைகளில் அணுக்கருத் தொகுப்பாக்கங்களால் உருவாக்கப்பட்டிருந்தது. இந்த விண்மீன்கள் தம்முடைய வாழ்க்கையின் பின்நாட்களில் மீனிடைவெளி ஊடகத்துக்குள் கனமான தனிமங்களை வெளியேற்றின. மிகப் பெரும், குறைந்த வாழ்வினைக் கொண்ட விண்மீன்களால் மட்டுமே மீஒளிர் விண்மீன்களை உருவாக்க முடியுமென்பதால், மாபெரும் விண்மீன்களை உருவாக்கக்கூடிய பெரும் விண்மீன்-அமைக்கும் மண்டலத்தில் சூரியன் உருவாகியிருக்கக்கூடும், அநேகமாக அது ஓரியன் நெபுலாவை ஒத்திருக்கலாம்.1/} குய்பெர் பெல்ட்டின் கட்டுமானம் அவற்றுக்குள்ளாகவே இருக்கும் முரணான பொருட்களின் மீதான ஆய்வுகள், விண்மீன்களின் கொத்துகளிலிருந்து சூரியன் 6.5 மற்றும் 19.5 ஒளி-ஆண்டுகளுக்கிடையிலான விட்டத்துடன் 3,000 சூரியன்களுக்குச் சமமான ஒட்டுமொத்த எடையைக் கொண்ட சூரியன் உருவானதாகப் பரிந்துரைக்கின்றன. அதன் வாழ்நாளின் முதல் 100 மில்லியன் ஆண்டுகளில் மிக அருகில் கடந்து செல்லும் விண்மீன்களுடன இடையீடு செய்யும் நம்முடைய இளம் சூரியனின் பல்வேறு உருவகப்படுத்தல்கள், சூரியக் குடும்பத்தின் வெளிப்புறத்தில் காணப்படும் தனித்துநிற்கிற பொருட்கள் போன்ற முரணான கோளப்பாதைகளை உருவாக்குகின்றன.  

கோண உந்தத்தின் பாதுகாத்தல் காரணமாக, வான்புகையுரு மோதும்போதே வேகமாகச் சுழன்றது. வான்புகையுருவுக்கு உள்ளாக இருக்கும் பொருள் உறையத்தொடங்கியவுடன், அதற்குள்ளாக இருக்கும் அணுக்கள் அதிகரித்த வேகத்துடன் மோதிக்கொண்டு அவற்றின் இயக்க ஆற்றலை வெப்பமாக மாற்றியமைத்தன. பெரும்பாலான அடர்த்திகள் சேரத்தொடங்கும் மையம் சுற்றுவட்டார வட்டுவைக் காட்டிலும் மிகவும் அதிகரித்த வெப்பமுடையதாக ஆனது. ஈர்ப்பின் போட்டியிடும் ஆற்றல்கள், வாயு அழுத்தம், காந்தப் புலன்கள் மற்றும் சுழற்சி சுருங்கிக்கொண்டிருக்கும் வான்புகையுருவை ஒரு சுழலும் புரோட்டோபிளானிடரி வட்டுவாக ஆக்கியது, இதன் விட்டம் ~200&nbsp;AU  

அதனுடைய பரிணாம வளர்ச்சியின் இந்தக் காலகட்டத்தில் சூரியன் ஒரு T டௌரி விண்மீனாக இருந்திருப்பதாக நம்பப்படுகிறது. T டௌரி விண்மீன்கள் மீதான ஆய்வுகள் அவை அடிக்கடி 0.001–0.1 சூரியத் திரள்களுடனான திரள்களைக் கொண்டிருக்கும் ப்ரீ பிளானடரி பொருட்களுடனான வட்டுகள் உடன்வருவதைக் காட்டுகின்றன. இந்த வட்டுகள் பல நூறு&nbsp;AU க்களுக்கு நீடிக்கிறது — ஓரியன் நெபுலா போன்று விண்மீன்-உருவாகும் மண்டலங்களில் விட்டத்தில் சுமார் 1000 AU வைக் கொண்ட ப்ரோடோபிளானிடரி வட்டுகளை ஹப்பிள் வான் தொலைநோக்காடி கண்டுபிடித்துள்ளது— மற்றும் அவை குளிர்ச்சியாக இருக்கின்றன, அவை தம்முடைய உச்ச வெப்பத்தில் வெறும் ஆயிரம் கெல்வின்களையே அடைகிறது.  
50&nbsp;மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாகவே, சூரியனின் ஹைட்ரஜன் உருகத் தொடங்கும் அளவுக்கு அதன் உள்மையப் பகுதியின் வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தம் மிகவும் உயர்ந்து விட்டிருக்கிறது, இது நீர்மநிலை சமநிலையை எட்டும் வரையில் ஈர்ப்புக்குரிய உறைதலை எதிர்கொள்ளும் ஒரு உள்ளுக்குள்ளான ஆற்றல் ஆதாரத்தை உருவாக்கியிருக்கிறது. இதுதான் சூரியனை அதன் வாழ்க்கையின் முதன்மைக் கட்டத்துக்குள் நுழைவதற்கான ஒரு அறிகுறியை ஏற்படுத்தியது, இது முக்கிய தொடர்வரிசை என்று அறியப்படுகிறது. முக்கிய தொடர்வரிசையின் விண்மீன்கள் தங்கள் உள்மையப் பகுதியில் ஹட்ரஜன் ஹீலியமாகக் கரையும் நிலையில் ஆற்றலைப் பெறுகின்றன. சூரியன் இன்று ஒரு முக்கிய தொடர்வரிசை விண்மீனாகவே இருக்கிறது.  

### கோள்களின் தோற்றம்

பல்வேறு கோள்களும், சூரியனின் உருவாக்கத்தின் போது மீதமிருந்த வாயு மற்றும் துகள்களாலான வட்டு வடிவிலான மேகமான *சூரிய வான்புகையுரு* விலிருந்து உருவானதாக எண்ணப்படுகிறது. கோள்கள் உருவான வழிமுறை என தற்போது ஏற்றக்கொள்ளப்பட்ட முறை வளர்ச்சிப்பெருக்கம் என அறியப்படுகிறது, இங்கு கோள்கள் மைய ப்ரோடோஸ்டாரைச் சுற்றிலும் கோளப்பாதையில் இருக்கும் துகள் கூலங்களாகத் தொடங்கின. நேரடித் தொடர்பு மூலம் இந்தக் கூலங்கள் விட்டத்தில் சுமார் 200 மீட்டர்கள் வரையிலான குவியல்களாக உருவெடுத்தது, பின்னர் இவை மோதிக்கொண்டு ~10&nbsp;கீலோமீட்டர்கள் (கிமீ) அளவுடைய பெரும் கோள்களாக (கோளியப்பாறைகள்) உருவெடுத்தன.  

4 AU வுக்கு உள்ளிருக்கும் சூரியக் குடும்பப் பகுதியான உட்புற சூரியக் குடும்பம், நீர் மற்றும் மீத்தேன் போன்ற துரிதமாக ஆவியாகிவிடும் மூலக்கூறுகள் உறைந்துவிடாத அளவுக்கு மிக வெப்பமாக இருக்கிறது, அதனால் அங்கு உருவான கோளியப்பாறைகள் உலோகங்கள் (இரும்பு, நிக்கல் மற்றும் அலுமினியம்) மற்றும் பாறைகளாலான சிலிகேட்கள் போன்ற உயர் உருகுநிலைகளைக் கொண்ட சேர்மங்களிலிருந்து மட்டுமே உருவாகமுடியும். இந்தப் பாறைக்குரிய அமைப்புகள் தான் நிலவியல் கோள்கள் (புதன், வெள்ளி, பூமி மற்றும் செவ்வாய்) என ஆகின்றன. பிரபஞ்சத்தில் இந்தச் சேர்மங்கள் மிக அரிதானவை, நெபுலாவின் நிறையில் இது வெறும் 0.6% ஆக இருக்கிறது, அதனால் புவிக்குரிய கோள்கள் மிகப் பெரிதாக வளர்ச்சிப் பெற முடியாது.  

இராட்சத வாயுக் கோள்கள் (வியாழன், சனி, யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன்) உறைப்பனிக் கோடுகளுக்கு அப்பால் சற்று விலகி உருவாயின, செவ்வாய் மற்றும வியாழன் கோளப்பாதைகளுக்கு இடையில் இருக்கும் இடமான இங்கு துரிதமாக ஆவியாகிவிடுகிற பனிக்கட்டி சேர்மங்கள் கெட்டியாகவே இருக்கும் வகையில் குளிர்ந்தே இருக்கும். ஜோவியன் கோள்களை உருவாக்கிய பனிக்கட்டிகள், புவிக்குரிய கோள்களை உருவாக்கிய உலோகங்கள் மற்றும் சிலிக்கேட்டுகளைக் காட்டிலும் அளவுக்கு அதிகமாக இருந்தது, இது மென்மையான மற்றும் மிகவும் செழிப்புமிக்க தனிமங்களான ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியமைக் கைப்பற்றும் அளவுக்கு ஜோவியன் கோள்களை அமோகமாக வளர அனுமதிக்கும். உறைபனிக் கோட்டுக்கு அப்பால் வியாழன் இருப்பது ஒரு விபத்து அல்ல என்று கோட்பாட்டாளர்கள் எண்ணுகிறார்கள். வீழ்ந்துகொண்டிருக்கும் பனிக்கட்டி பொருட்களிலிருந்து ஆவியாதல் மூலம் உறைபனிக் கோடு பெருமளவும் நீரைச் சேகரித்ததால் அது கோளப்பாதையில் சுற்றிக்கொண்டிருக்கும் தூசித்துகள்களின் வேகத்தை அதிகரிக்கச்செய்யும் ஒரு தாழ்வு அழுத்த மண்டலத்தை உருவாக்கி அவற்றைச் சூரியனை நோக்கி நகராமல் செய்தது. இதன் விளைவாக, சூரியனிடமிருந்து ~5 AU வில் பொருட்கள் விரைவாக சேகரிக்கப்படும் தன்மையை ஏற்படுத்தும் ஒரு தடுப்பரணாக உறைபனிக் கோடு செயல்பட்டது. இந்த அளவுக்கு அதிகமான பொருட்கள் சுமார் 10&nbsp;பூமி திரள்கள் அளவுக்கான ஒரு பெரும் கருவுயிராக ஒன்றிணைந்தது, இது பின்னர் சுற்றுப்புறத்தில் இருக்கும் வட்டுகளிலிருந்து ஹைட்ரஜனை உட்கொண்டதன் மூலம் விரைவாக வளரத்தொடங்கியது, வெறும் மற்றொரு 1000 ஆண்டுகளுக்குள்ளாகவே 150&nbsp;பூமித் திரள்களை அடைந்துவிட்டது, இறுதியில் 318&nbsp;பூமித் திரளாக உச்சத்தில் இருக்கிறது. வியாழன் தோன்றிய சில மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாகவே சனி தோன்றியதன் காரணமாகவே அது கணிசமான அளவுக்குக் குறைந்த திரளைக் கொண்டிருக்கிறது எனச் சொல்லலாம், அப்போது நுகர்வதற்கு குறைந்த வாயுவே கிடைக்கப்பெற்றது.  

இளஞ் சூரியனைப் போலவே T டௌரி விண்மீன்களும் கூட பெரும்பாலான நிலையான, பழைய விண்மீன்களைக் காட்டிலும் அதிக திடமான விண்மீன் காற்றுகளைக் கொண்டிருக்கின்றன. வியாழன் மற்றும் சனி கோள்கள் தோன்றிய பிறகே யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் தோன்றியதாக நம்பப்படுகிறது, பெரும்பாலான வட்டுப் பொருட்களை திடமான சூரியக் காற்று வீசியெறிந்த பிறகு இவ்வாறு ஏற்பட்டிருக்கும். இதன் விளைவாக கோள்கள் குறைந்த ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியத்தையே சேகரித்தன - அதாவது ஒவ்வொன்றும் ஒரு பூமி திரளுக்கு மிகாமல். யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் சில நேரங்களில் தோல்வியுற்ற உள்ளகமாகக் குறிப்பிடப்படுகிறது.  

மூன்றிலிருந்து பத்து&nbsp;மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு,  

## பிந்தைய பரிணாம வளர்ச்சி

கோள்கள் முதன்முதலில் அவற்றின் தற்போதைய கோளப்பாதையில் அல்லது அதன் அருகில் தோன்றியதாகக் கருதப்படுகிறது. எனினும் இந்தக் கண்ணோட்டம் 20 ஆம் நூற்றாண்டுகளின் இறுதிகள் மற்றும் 21 ஆம் நூற்றாண்டுகளின் ஆரம்பக்கட்டங்களில் முக்கியமான மாற்றங்களுக்கு உள்ளானது. சூரியக் குடும்பம் அதன் தொடக்கநிலை தோற்றத்திற்குப் பின்னர் மிகவும் வேறுபட்டிருந்ததாகத் தற்போது நம்பப்படுகிறது: பல்வேறு பருப்பொருட்கள் குறைந்தது புதன் அளவுக்கு மிகப்பெரிய பருப்பொடருகள் சூரியக் குடும்பத்தின் உட்பகுதியில் நிலைகொண்டிருந்தன, வெளிப்புற சூரியக் குடும்பம் இப்போது இருப்பதை விட இன்னும் கூடுதல் நெருக்கமாக இருந்தது, மற்றும் குய்பெர் பெல்ட் சூரியனுக்கு இன்னும் சற்று அருகில் இருந்தது.  

### புவிக்குரிய கோள்கள்
கோள்கள் உருவாக்க சகாப்தத்தின் இறுதியில் உட்புற சூரியக் குடும்பம் 50–100 நிலவு முதல் செவ்வாய் வரையிலான அளவுடைய கோள் உயிர்கருக்களால் நிரம்பியிருந்தது. இந்தக் கோள்கள் மேலும் மோதிக்கொண்டும் இணைந்துகொண்டும் இருந்ததால் மட்டுமே மேலும் வளர்ச்சி சாத்தியமாக இருந்தது, இது 100&nbsp;மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் குறைவான் நேரத்தில் ஏற்பட்டது. இந்தப் பருப்பொருட்கள் ஒன்றுடன் மற்றொன்று ஈர்ப்பு முறையில் இடையீடு செய்திருக்கலாம், அவை ஒன்று மற்றொன்றின் கோளப்பாதையை வலிந்திழுத்து மோதி இணைந்து நாம் இன்று அறியும் வடிவத்தை அடையும் வரையில் அந்த நான்கு புவிக்குரிய கோள்களும் பெரிதாக வளர்ச்சிபெற்றிருககும்.  

மோதுவதற்கு மிகவும் இயல்புக்கு மாறான நிலையில் இருந்திருக்கவேண்டிய புரோடோ-டெரஸ்டிரியல் கோள்களின் தொடக்க கோளப்பாதைகள், இன்று புவிக்குரிய கோள்கள் கொண்டிருக்கும் குறிப்பிடத்தக்க நிலையான மற்றும் கிட்டத்தட்ட வட்ட கோளப்பாதைகளை எவ்வாறு ஏற்படுத்தியிருக்க முடியும் என்பதுதான் இந்த வகைமாதிரியில் தீர்க்கப்படாத ஒரு விஷயமாக இருக்கிறது.  

### நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலம்
சூரியனிலிருந்து 2 முதல் 4&nbsp;AU க்கு இடையில் இருக்கும் புவிக்குரிய கோள் மண்டலத்தில் வெளிப்புற முனை நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலம் என அழைக்கப்படுகிறது. தொடக்கத்தில் நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலம் 2-3 பூமி போன்ற கோள்களை உருவாக்குவதற்கும் தேவையான அதிக திரள்களைக் கொண்டிருந்தது, உண்மையிலேயே பல எண்ணிக்கையிலான கோளியப்பாறைகள் அங்கு உருவாகின. புவிக்குரிய கோள்களைப் பொறுத்தவரையில், இந்தப் பகுதியில் இருக்கும் கோளியப்பாறைகள் பின்னர் ஒன்றுசேர்ந்து 20–30 நிலவு முதல் செவ்வாய் வரையிலான அளவுடைய கோள் உயிர்க்கருக்களாக உருவாயின; எனினும், வியாழன் அருகில் இருப்பது என்பது, சூரியன் தோன்றி 3 மில்லியன் ஆண்டுகள் கழிந்து இந்தக் கோள் உருவானதற்கு பின்னர், இந்தப் பகுதியின் வரலாறு பெரும் பரபரப்புடன் மாற்றம்கொண்டது என்று பொருளாகும். வியாழன் மற்றும் சனி கோள்களுடனான கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வுகள் நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தில் குறிப்பிடும்படி உறுதியாக இருக்கிறது மற்றும் அதிகமான பெரும் உயிர்க்கருகளுடனான ஈர்ப்பிசைக்குரிய இடையீடுகள் பல கோளியப்பாறைகளை இந்த ஒத்ததிர்வுகளுக்குள் சிதறடித்தன. இந்த ஒத்ததிர்வுகளுக்குள்ளாக இருந்த பருப்பொருட்களின் இயக்க வேக அளவை வியாழனின் ஈர்ப்பிசை அதிகரிக்கச் செய்தது, இது இதர கோள்களுடன் மோதல் ஏற்பட்டவுடன் சேர்ந்து உருவாகுவதற்குப் பதிலாக அவற்றைச் சிதறடிக்கச் செய்தன.  

வியாழன் உருவானதைத் தொடர்ந்து அது உள்நோக்கி இடம்பெயரும்போது (கீழே கோள் இடம்பெயர்வு பார்க்கவும்), நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலமெங்கும் ஒத்ததிர்வுகள் ஏற்பட்டிருக்ககூடும், இது அந்த மண்டலத்தின் திரள்களிடையே ஆற்றல்மிக்க கிளர்ச்சியை உண்டாக்கி ஒன்று மற்றொன்றின் தொடர்புடைய இயக்க விசை ஆற்றலை அதிகரிக்கச் செய்யும். ஒத்ததிர்வுகள் மற்றும் உயிர்க்கருக்களின் ஒட்டுமொத்த செயல்பாடுகள் கோளியப்பாறைகளை நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்திலிருந்து சிதறடித்தது அல்லது அவற்றின் கோளப்பாதை நாட்டங்கள் மற்றும் இயல்பு மாறிய நிலைகளை கிளர்ச்சியுறச் செய்தன. இந்த முதன்மையான வெறுமையாக்கும் நேரத்தின் போது இராட்சத கோள்கள் மற்றும் கோள்களுக்குரிய உயிர்க்கருக்களின் விளைவுகள், பூமியின் 1% க்கும் குறைவான அளவுடைய ஒட்டுமொத்தத் திரளுடன் அது நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தை விட்டுச் சென்றன, அந்தத் திரள் பெரும்பாலும் சிறு கோளியப்பாறைகளையே கொண்டிருந்தது.  
பிரதான மண்டலத்தில் இருக்கும் தற்போதைய திரளைக் காட்டிலும் இது 10–20 மடங்கு அதிகமாகும், அதாவது பூமியின் திரளில் சுமார் 1/2,000 பங்கு ஆகும். நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தை அதன் தற்போதைய அளவு திரளுக்கு அருகில் கொண்டு வந்த இரண்டாம் நிலை வெறுமையாக்கல் காலம், வியாழன் மற்றும் சனிக் கோள்கள் ஒரு தற்காலிக 2:1 விகித கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வுக்குள் (கீழே பார்க்கவும்) நுழைந்தபோது இது பின்தொடர்ந்ததாக நம்பப்படுகிறது.  

உட்புற சூரியக் குடும்பத்தின் இராட்சத விளைவுகளின் காலம் தான் ஆரம்ப நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்திலிருந்து பூமியின் தற்போதைய நீரின் உட்பொருளைப் (~6 கி.கி.) பெறுவதில் முக்கியப் பங்கு வகித்திருக்கலாம். பூமியின் உருவாக்கத்தின்போது நீர் விரைவில் ஆவியாகிவிடும் தன்மையைக் கொண்டிருந்ததால் அது அப்போது இருந்திருக்காது, மேலும் அது பின்னாளில் சூரியக் குடும்பத்தின் வெளிப்புறத்தில், குளிர்ந்த பகுதிகளிலிருந்து சேர்ப்பிக்கப்பட்டிருக்கலாம். 2006 ஆம் ஆண்டில் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட முக்கியப்-பகுதி வால் நட்சத்திரங்களின் ஒரு தொகுப்பும் கூட பூமியின் நீர் மூலத்துக்குக் காரணமாக இருந்திருக்கலாம் என பரிந்துரைக்கப்படுகிறது. இதற்கு நேர்மாறாக, குய்பெர் மண்டலம் அல்லது தூரத்து பிராந்தியங்களிலிருந்து வந்த வால் நட்சத்திரங்கள் பூமியின் நீரின் பங்கில் சுமார் 6% க்கு மேல் வழங்கவில்லை. இதே வழியில் தான் உயிர்களும் பூமியில் செலுத்தப்பட்டிருக்கலாம் என்று பான்ஸ்பெர்மியா கருதுகோள் கூறுகிறது, இருந்தபோதிலும் இந்த எண்ணம் பரவலாக ஏற்றுக்கொள்ளப்படவில்லை.  

### கோள் இடம்பெயர்வு
புகையுறுக் கொள்கையின் கூற்றுப்படி வெளிப்புற இரு கோள்களும் "தவறான இடத்தில்" இருப்பதாகத் தெரிவிக்கின்றன. யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் ("இராட்சத பனிக்கட்டிகள்" என்று அறியப்படுபவை) ஆகியவை சூரிய வான்புகையுருவின் குறைந்த அடர்த்தி மற்றும் நீண்ட கோளப்பாதை நேரங்கள் அவற்றின் உருவாக்கத்தை பெரிதும் இயலக்கூடாததாக ஆக்கிவிடக்கூடிய பகுதியில் இருக்கின்றன. அதற்குப் பதிலாக அந்த இரண்டும் வியாழன் மற்றும் சனி கோளப்பாதைகளுக்கு அருகில் உருவானதாக நம்பப்படுகிறது, இங்கு தான் அதிகப் பொருட்கள் கிடைக்கப்பெற்றுவந்துள்ளது, ஆனால் அவை பல நூறு மில்லியன் ஆண்டு காலப்போக்கில் வெளிப்புறமாக இடம்பெயர்ந்து தம்முடைய தற்போதைய நிலைகளுக்கு வந்துள்ளன.  

சூரியக் குடும்பத்தின் மிகத் தொலைவிலுள்ள பிராந்தியங்களின் இருப்பிற்கும் பண்பிற்கும் காரணம் கற்பிக்கவும் கூட வெறிப்புற கோள்களின் இடம்பெயர்வு அவசியமாக இருக்கிறது. நெப்டியூனுக்கு அப்பால், சூரியக் குடும்பமானது பெரிதும் கணிக்கப்பட்ட வால் நட்சத்திரங்களுக்கான தோற்ற மூலம் என எண்ணப்படும் சிறு பனிக்கட்டி கோள்களாலான மூன்று அடர்த்தியற்ற தொகைகளான குய்பெர் மண்டலம், சிதறடிக்கப்பட்ட வட்டு மற்றும் ஊர்ட் மேகம் ஊடாகத் தொடர்கிறது. சூரியனிடமிருந்து அவை இருக்கும் தொலைவு காரணமாக, சூரிய வான்புகையுரு கலைந்துபோவதற்கு முன்னர் கோள்களைத் தோற்றம் கொள்ள அனுமதிப்பதற்கு வளர்ச்சிப்பெருக்கம் மிகவும் மெதுவாக இருந்தது, இவ்வாறாக ஒரு கோளாக ஒன்றுசேர்வதற்குப் போதிய அளவு திரள் அடர்த்திகளைத் தொடக்கநிலை வட்டுகள் கொண்டிருக்கவில்லை. எனினும், முதலில் குய்பெர் மண்டலம் இன்னும் அடர்த்தி மிக்கதாகவும் சூரியனுக்கு அருகிலும் இருந்தது, அதனுடைய வெளிப்புற முனை தோராயமாக 30&nbsp;AU வைக் கொண்டிருந்தது. அதன் உட்புற முனை யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூன் கோளப்பாதைக்கு சற்றுப் பின்னால் இருந்திருக்கலாம், இவை இரண்டும் தோற்றம் கொள்ளும்போது சூரியனுக்கு அருகிலும் (பெரும்பாலும் 15–20&nbsp;AU என்னும் பரப்பெல்லையில் இருந்திருக்கலாம்), எதிரெதிர் நிலைகளிலும் இருந்தன, இதில் யுரேனஸ் நெப்டியூனைக் காட்டிலும் சூரியனிடமிருந்து தொலைவில் இருந்தது. வியாழனால் மிக உயர்ந்த முட்டைவடிவ கோளப்பாதைகளில் சிதறடிக்கப்பட்ட பருப்பொருட்கள் ஊர்ட் மேகத்தை உருவாக்கின; இறுதியில், கோளியப்பாறை வட்டுகளுக்கிடையிலான உராய்வுகள் யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூனின் கோளப்பாதையை மீண்டும் வட்டமாக ஆக்கியது.  

வெளிப்புற கோள்களுக்கு நேர்மாறாக, உட்புற கோள்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் வயதுக்கு ஏற்றவாறு அவை குறிப்பிட்ட வகையில் இடப்பெயர்வு கொள்ளவில்லை என்று நம்பப்படுகிறது, ஏனெனில் இராட்சத விளைவுகள் காலத்தைத் தொடர்ந்து அவற்றின் கோளப்பாதைகள் தொடர்ந்து நிலையானதாக இருந்து வருகிறது. கனமான தொடர் தாக்குதல்களின் இந்தக் காலமானது பல நூறு மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு நீடித்தது மற்றும் இது நிலவு மற்றும் புதன் போன்ற உட்பற சூரியக் குடும்பத்தின் நில அமைப்பியல் வகையில் இறந்துவிட்ட கோள்களின் மீது இன்றும் காணக்கூடியதாக இருக்கும் நிலக்குழிகளில் இது தெளிவாகத் தெரிகிறது. பூமியில் உயிர் இருந்ததற்கு அறியப்பட்ட மிகப் பழையச் சான்று சுமார் 3.8&nbsp;பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் இட்டுச் செல்கிறது — இது கிட்டத்தட்ட பிந்தைய கனமான தொடர் தாக்குதல்கள் முடிவுக்கு வந்த உடனேயே ஏற்பட்ட காலமாகும்.  

சூரியக் குடும்பத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியில் மோதல்கள் வழக்கமான (தற்போது அடிக்கடி நிகழாததாக இருந்தால்) ஒரு அங்கமாகவே இருந்திருப்பதாக நம்பப்படுகிறது. அவை தொடர்ந்து நடைபெற்றுக்கொண்டிருக்கிறது என்பதற்கு 1994 ஆம் ஆண்டில் ஏற்பட்ட வால்நட்சத்திரம் ஷூமேக்கர்-லெவி 9 மற்றும் வியாழன் இடையிலான மோதல், 2009 ஆம் ஆண்டு வியாழன் மோதல் நிகழ்வு மற்றும் அரிசோனா வில் ஏற்பட்ட மோதல் விண்ணெரிக்கல் பள்ளம் ஆகியவை சான்றுகளாக இருக்கின்றன. அதனால் வளர்ச்சிப்பெருக்கத்தின் நடைமுறை முடிவடையவில்லை மற்றும் அது பூமியில் இருக்கும் உயிர்களுக்கு ஒரு அச்சுறுத்தலாகவே இருந்து வருகிறது.  

சூரியக் குடும்பப் பரிணாம வளர்ச்சியின் காலப்போக்கில், இராட்சத கோள்களின் ஈர்ப்பியக்கத்தால் வால்நட்சத்திரங்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் உட்புறங்களிலிருந்து வெளியேற்றப்பட்டன, மேலும் ஆயிரக்கணக்கிலான AU க்களை வெளிப்புறமாக அனுப்பிவிட்டு ஊர்ட் மேகத்தை தோற்றுவித்தன, இது சூரியனின் ஈர்ப்பியக்க இழுவையின் மிகத் தொலைவான பரப்பில் இருக்கும் வால்நட்சத்திர உட்கருக்களாலான ஒரு கோளவுருவான வெளிப்புற மொய்த்திரளாகும். இறுதியில் சுமார் 800 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பின்னர், அண்டம் சார்ந்த ஏற்றஇறக்கங்களால் ஏற்படுத்தப்பட்ட ஈர்ப்பு நிலைகுலைவுகள், விண்மீன்கள் மற்றும் இராட்சத மூலக்கூறு மேகங்களைக் கடந்து மேகத்தை வெறுமையாக்கி வால்நட்சத்திரங்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் உட்புறங்களுக்குள் அனுப்பிவிட்டன. சூரியக் குடும்பத்தின் வெளிப்புற பரிணாம வளர்ச்சியும் கூட, சூரியக் காற்றின் வான் சூழ்நிலைச்சிதைவு, நுண்விண்கற்கள் மற்றும் விண்மீனிடை ஊடகத்தின் நடுநிலை கூறுகளால் தூண்டப்பட்டத்தாகத் தோன்றுகிறது.  

பிந்தைய கனமான தொடர் தாக்குதல்களுக்குப் பின்னரான நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தின் பரிணாம வளர்ச்சி பிரதானமாக மோதல்களாலேயே நிர்ணயிக்கப்பட்டது. மூர்க்கத்தனமான மோதல்களால் வெறியேற்றப்பட்ட எந்தவொரு பொருளையும் தக்கவைத்துக்கொள்ள பெரும் திரள்களைக் கொண்ட பருப்பொருட்கள் போதியஅளவு ஈர்ப்பைக் கொண்டிருக்கின்றன. நட்சத்திரக் கோள்திணை மண்டலத்தைப் பொறுத்தவரையில் இது வழக்கமாக இருப்பதில்லை. இதன் விளைவாக பல பெரும் பருப்பொருட்கள் வேறாக உடைக்கப்பட்டுள்ளது மற்றும் சிலநேரங்களில் குறைந்த மூர்க்கமுடைய மோதல்களில் இருக்கும் மிச்சமீதங்களிலிருந்து புதிய பருப்பொருட்கள் உருவாக்கப்பட்டிருக்கிறது.  

## துணைக் கோள்கள்
பெரும்பாலான கோள்கள் மற்றும் பல இதர சூரியக் குடும்ப கோள்களைச் சுற்றிலும் துணைக் கோள்கள் நிலைத்திருக்க ஆரம்பித்துள்ளன. இந்த இயற்கையான துணைக்கோள்கள் பின்வரும் மூன்று இயங்குமுறைகளில் ஏதாவது ஒன்றிலிருந்து தோன்றியிருக்கலாம்:  
- ஒரு வெளிச்சுற்று கோள் வட்டுவிலிருந்து கூட்டு உருவாக்கம் (வாயு இராட்சதங்களின் நிலைமைகளில் மட்டும்);
- மோதல் கற்கூளங்களிலிருந்து உருவாதல் (மேலோட்டமான கோணத்தில் போதியளவு பெரும் மோதலிலிருந்து); மற்றும்
- கடந்துசெல்லும் பருப்பொருளைக் கைப்பற்றல்.

வியாழன் மற்றும் சனி ஐஓ, இயூரோபா, கேனிமீடெ மற்றும் டைட்டான் போன்ற பல பெரும் துணைக் கோள்களைக் கொண்டிருக்கின்றன, சூரியனைச் சுற்றியிருக்கும் வட்டுவிலிருந்து கோள்கள் எவ்வாறு உருவானதோ கிட்டத்தட்ட அதே வழிமுறையில் ஒவ்வொரு இராட்சத கோளைச் சுற்றிலும் இருக்கும் வட்டுவிலிருந்து இவையும் தோன்றியிருக்கலாம். இந்த தோற்றமானது துணைக் கோள்களின் பெரிய அளவுகள் மற்றும் கோள்களின் நெருங்கியத்தன்மையால் குறிப்பிடப்படுகிறது. கைப்பற்றுவதன் மூலம் இந்த இயற்பண்புகள் நிறைவேற்றுவது சாத்தியமில்லை, அதே நேரத்தில் முதன்மையானவைகளின் வாயுத் தன்மை, மோதலினால் ஏற்பட்ட கூளங்களிலிருந்து தோற்றத்தை உண்டுபண்ணுவது மற்றொரு சாத்தியமற்றதாகச் செய்கிறது. வாயு இராட்சதங்களின் வெளிப்புற துணைக்கோள்கள் சிறிதாக இருக்கும் போக்கினைக் கொண்டிருக்கின்றன மேலும் தன்னிச்சையான அமைவுக்கோணத்துடன் இயல்புநிலை மாறிய கோளப்பாதையைக் கொண்டிருக்கின்றன. கைப்பற்றப்பட்ட கோள்களிடம் எதிர்பார்க்கக்கூடிய பண்புகள் இவைதான். பெரும்பாலான அத்தகைய துணைக்கோள்கள் அவற்றின் முதன்மைக் கோள்களின் சுழற்சிக்கு எதிர் திசையில் வட்டமிடும். மிகப்பெரிய ஒழுங்கற்ற நிலவாக இருப்பது, நெப்டியூனின் சிறுகோளான டிரைடான், இது ஒரு கைப்பற்றப்பட்ட குய்பெர் மண்டல பருப்பொருள் என நம்பப்படுகிறது.  
பூமியின் நிலவு ஒரு தனித்த, பெரும் சரிவான மோதலின் விளைவால் உருவானதாக நம்பப்படுகிறது.  
மோதக்கூடிய பருப்பொருள் செவ்வாயுடன் ஒப்பிடக்கூடியதான திரளைக் கொண்டிருந்திருக்கலாம், மேலும் இந்த மோதல் இராட்சத மோதல்கள் காலத்தின் இறுதியின் நெருக்கத்தில் ஏற்பட்டிருக்கக்கூடும். இந்த மோதல் சில தாக்கக்கூடியவற்றின் மூடகத்தைக் கோளப்பாதையில் தள்ளியது, பின்னர் அவை சிறுகோளுடன் ஒன்றிணைந்துவிடுகின்றன. பூமி உருவாக்கத்தில் ஒன்றிணைந்தவைகளின் தொடரில் இந்த மோதல்தான் இறுதியானதாக இருந்திருக்கலாம்.  
செவ்வாய்-அளவுடைய பருப்பொருள், நிலையான பூமி-சூரியன் லெகிராஞ்சிய சுற்றுதளப்புள்ளிகளில் ஒன்றில் உருவாகியிருக்கலாம் என்றும் ( அல்லது யாதேனுமொன்று) பின்னர் தன் நிலையை விட்டு திசைமாறி இருக்கலாம் என்று மேலும் கருதப்பட்டிருக்கிறது. புளூட்டோவின் நிலவான சாரோன் கூட ஒரு மிகப் பெரும் மோதல் மூலம் உருவாகியிருக்கலாம்; புளூட்டோ-சாரோன் மற்றும் பூமி-நிலவு அமைப்புகள் ஆகிய இரண்டு மட்டும்தான் சூரியக் குடும்பத்தில் இருக்கும் சிறுகோள்களின் திரள்கள் பெரும் கோள்களைக் காட்டிலும் குறைந்தது 1% த்தைக் கொண்டிருக்கின்றன.  

## எதிர்காலம்
சூரியன் தன்னுடைய உள்மையப் பகுதியில் கொண்டிருக்கும் எல்லா ஹைட்ரஜன் எரிபொருளையும் ஹீலியமாக உருக்கிவிடும் வரையில் நாம் இப்போது அறிந்திருக்கும் சூரியக் குடும்பம் எந்தவித கடுமையான மாற்றத்துக்கும் உள்ளாகாது என்று வானியல் வல்லுநர்கள் மதிப்பிட்டுள்ளனர், இது ஹெர்ட்ஜ்ஸ்ப்ரங்-ரஸ்ஸெல் வரைபடத்தின் முக்கிய தொடர்வரிசையிலிருந்து தன்னுடைய பரிணாம வளர்ச்சியைத் தொடங்கி அதன் சிவப்புப் பெருங்கோள் கட்டம் வரையில் நீடிக்கிறது. அவ்வாறு இருந்தாலும், சூரியக் குடும்பம் தொடர்ந்து அது வரையில் பரிணாம மாற்றத்தைத் தொடர்ந்து மேற்கொண்டிருக்கும்.  

### நீண்ட கால நிலைப்பு
கோள்களின் கோளப்பாதைகள் நீண்ட கால மாறுபாட்டுக்கு வெளிப்படுவதால் சூரியக் குடும்பம் பெருங்குழப்பமாக இருக்கிறது. இந்தக் குழப்பத்தின் ஒரு குறிப்பிடும்படியான எடுத்துக்காட்டாக இருப்பது நெப்டியூன்-புளூட்டோ அமைப்பு, இது 3:2 விகித கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வில் அமைந்திருக்கிறது. இந்த ஒத்ததிர்வே தொடர்ந்து நிலையாக இருந்தபோதிலும், எதிர்காலத்தில் 10–20&nbsp;மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மேல் (லையாபுனோவ் நேரம்) புளூட்டோவின் நிலையை எவ்வளவு துல்லியமாகவும் கணிக்க இயலாததாக ஆக்குகிறது. மற்றொரு எடுத்துக்காட்டாக இருப்பது பூமியின் ஊடச்சு சரிவு இது, நிலவுடன் (கீழே பார்க்கவும்) கொள்ளும் பொங்கித் தாழ்தல் இடையீடுகளால் பூமியின் மறைப்புக்குள்ளாகவே ஏற்படும் உராய்வுகள் காரணமாக உண்டானது, இப்போதிருந்து 1.5 முதல் 4.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கிடையில் ஏதோவொரு கட்டத்தில் கணிக்கமுடியாததாகிவிடும்.  

வெளிப்புற கோள்களின் கோளப்பாதைகள் நீண்ட நேரஅளவுகளில் குழப்பமுடையவைகளாக இருக்கின்றன, இவ்வாறாக அவை 2–230&nbsp;மில்லியன் ஆண்டு பரப்பெல்லையில் ஒரு லையாபுனோவ் நேரத்தைக் கொண்டிருக்கின்றன.  
எல்லா நிலைமைகளிலும் இதற்கான பொருள் என்னவென்றால், தன்னுடைய கோளப்பாதையில் எந்தக் கோளின் நிலையும் எந்தவித நிச்சயத்தன்மையுடனும் கணிக்க முடியாததாகி விடும் என்பதாகும்,(உதாரணத்திற்கு, குளிர்காலம் மற்றும் கோடைக்காலத்தின் நேரங்கள் இதனால் நிச்சயமற்றதாக ஆகிவிடுகிறது), ஆனால் சில நிலைமைகளில் எதிர்பாராதவிதத்தில் கோளப்பாதைகள் தாமே மாற்றம் கொள்ளும். மையப்பிழற்சியில் ஏற்படும் மாற்றங்களுக்கேற்ப அத்தகைய குழப்பங்கள் இன்னும் திடமாக வெளிப்படுகிறது, இதில் சில கோள்களின் கோளப்பாதைகள் குறிப்பிடத்தக்க வகையில் ஏறக்குறைய நீள்வட்டமாக ஆகிவிடுகின்றன.  

இறுதியில் சூரியக் குடும்பம் நிலையானதாக இருந்து அடுத்த சில பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு எந்தவொரு கோளும் ஒன்றுடன் மற்றொன்று மோதிக் கொள்ளாமலும் அல்லது மண்டலத்திலிருந்து வெளியேற்றப்படாமலும் இருக்கும். அல்லது அதை வெள்ளி அல்லது பூமியுடன் ஒரு மோதும் பாதையில் அனுப்பிவிடும்.  

### நிலவு வளைய மண்டலங்கள்
நிலவு மண்டலங்களின் பரிணாம வளர்ச்சி பொங்கித் தாழ்கிற விசைகளால் இயக்கப்படுகிறது. முதன்மையான விட்டத்தின் குறுக்காக வேறுபட்ட ஈர்ப்பு விசை காரணமாக அது சுழலும் (முதன்மை நிலையை) என்னும் நோக்கில் நிலவு ஒரு ஓத வீக்கத்தை உண்டாக்கும். கோள் சுழற்சி செய்யும் திசையிலேயே நிலவும் சுழன்றால் மற்றும் நிலவின் கோளப்பாதை காலத்தை விட வேகமாக கோள் சுழன்றுகொண்டிருந்தால் ஓத வீக்கம் நிலவுக்கு முன்னராக தொடர்ந்து இழுக்கப்படும். இந்தச் சூழ்நிலையில் கோண உந்தம் முதன்மைநிலை சுழற்சியிலிருந்து கோளின் முழுச் சுழற்சிக்கு மாற்றம் செய்யப்படுகிறது. நிலவு வலிமை பெற்று படிப்படியாக வெளிப்புறம் நோக்கி சுழன்று செல்கிறது, அதே நேரத்தில் முதன்மையானது காலப்போக்கில் இன்னும் மெதுவாகச் சுழல ஆரம்பிக்கிறது.  

பூமி மற்றும் அதன் நிலவு இந்த கூட்டமைப்புக்கான ஒரு எடுத்துகாட்டாகும். இன்று நிலவு பூமியுடன் ஓதரீதியாக பிணைக்கப்பட்டுள்ளது; பூமியைச் சுற்றிலும் அதன் ஒரு முழு சுழற்சி (தற்போது சுமார் 29 நாட்கள்) அதன் ஊடச்சு சுழற்சிகளில் ஒன்றுக்குச் சமமானதாகும், அதனால் அது எப்போதுமே பூமிக்கு தன்னுடைய ஒரு பக்க முகத்தையே காட்டுகிறது. நிலவு பூமியிடமிருந்து தொடர்ந்து பின்வாங்குகிறது, மேலும் பூமியின் சுழற்சி தொடர்ந்து படிப்படியாகக் குறையும். சுமார் 50&nbsp;பில்லியன் ஆண்டுகளில், அவை சூரியனின் விரிவாக்கத்தில் பிழைத்துக்கொண்டால், பூமி மற்றும் நிலவு இரண்டும் ஒன்றுடன் மற்றொன்று ஓதரீதியாக பிணைக்கப்பட்டிருக்கும்; ஒவ்வொன்றும் "சுழற்சி-கோளப்பாதை ஒத்ததிர்வு" எனப்படும் ஒன்றுடன் பிணைத்துக்கொள்ளும், இதில் நிலவானது பூமியை சுமார் 47 நாட்களில் வட்டமடிக்கும் மேலும் நிலவு மற்றும் பூமி இரண்டும் ஒரே நேரத்தில் தங்கள் ஊடச்சைச் சுற்றிச் சுழலும், ஒன்று மற்றொன்றின் ஒரு அரைக்கோளத்திலிருந்து மட்டுமே காணப்படும். இதர எடுத்துக்காட்டுகளாக இருப்பவை, வியாழன்|வியாழனின் கலீலியன் நிலவுகள் (அத்துடன் வியாழனின் சிறு நிலவுகள் பலவும்) மற்றும் சனி|சனியின் பெரும்பாலான பெரிய நிலவுகளாகும்.  

முதன்மையானது சுழலும் வேகத்தை விட நிலவு முதன்மையானதைச் சுற்றிவரும்போது அல்லது கோளுக்கு எதிர் திசையில் சுழன்றுகொண்டிருந்தால் வேறொரு காட்சி தோன்றுகிறது. இந்த நிலைமைகளில் ஓத வீக்கம் தன்னுடைய கோளப்பாதையில் நிலவுக்குப் பின்னால் பின்தங்கிவிடுகிறது. முந்தைய வழக்கில் கோண உந்தம் மாற்றலின் திசை மாற்றியமைக்கப்படும், அப்போதுதான் முதன்மையின் சுழற்சி கோள்களின் கோளப்பாதை சுருங்கும்போது வேகமாகும். பிந்தைய வழக்கில், சுழற்சி மற்றும் முழுச்சுழற்சியின் கோண உந்தம் எதிரெதிர் குறிகளைக் கொண்டிருக்கின்றன, அதனால் மாற்றல் என்பது ஒவ்வொன்றின் முக்கியத்துவத்தைக் குறைப்பதாகும் (இது ஒன்றையொன்று ரத்து செய்துகொள்கின்றன). இரு வழக்குகளிலும், ஓத அழுத்தங்களால் தனியாக பிரித்தெடுக்கப்படும்வரையில், கோள் வளைய அமைப்பு உருவாக்கப்படும் வாய்ப்பிருக்கிறது அல்லது, கோளின் மேற்புறம் அல்லது வாயுமண்டலத்தில் மோதும் வரையில் ஓத எதிர்முடக்கம் நிலவை முதன்மையை நோக்கி சுருண்டு வரச் செய்கிறது. செவ்வாய் கோளின் போபோஸ் (30&nbsp;முதல்&nbsp;50&nbsp;மில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாக), நெப்டியூனின் டிரைடான் (3.6 பில்லியன் ஆண்டுகளில்), வியாழனின் மெடிஸ் மற்றும் அட்ராஸ்டியா நிலவுகளுக்கும் யுரேனஸ் மற்றும் நெப்டியூனின் குறைந்தது 16 சிறு கோள்களுக்கும் அத்தகையதொரு முடிவு காத்திருக்கிறது. யுரேனசின் டெஸ்டெமோனாவும் கூட தன்னுடைய அருகிலிருக்கும் ஏதோவொரு நிலவுடன் மோதும்.  

மூன்றாவது சாத்தியக்கூறு, முதன்மையும் நிலவும் ஒன்றுடன் மற்றொன்று ஓதத்துக்குரிய பிணைப்பில் இருப்பதாகும். இந்நிலைமையில், ஒத வீக்கம் நிலவின் நேர்கீழே தங்கிவிடுகிறது, எந்தக் கோண உந்த மாற்றலும் இருக்காது, மற்றும் கோளப் பாதையின் காலம் மாற்றம் கொள்ளாது. புளூட்டோ மற்றும் சரோன் இந்த வகையான ஒருங்கிணைப்புக்கு எடுத்துக்காட்டாக இருக்கிறது.  

2004 ஆம் ஆண்டில் *காஸ்ஸினி-ஹுய்கென்ஸ்* விண்வெளிக் கப்பல் வருவதற்கு முன்னர், சனிக் கோளின் வளையங்கள் சூரியக் குடும்பத்தை விட மிகவும் இளமையுடையதென பரவலாகக் கருதப்பட்டது மேலும் இன்னும் 300&nbsp;மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மேல் அது தாக்குப் பிடிக்கும் என்றும் எதிர்பார்க்கப்படவில்லை. சனியின் துணைக்கோள்களுடனான ஈர்ப்புக்குரிய இடையீடுகள் வளையங்களின் வெளிப்புற முனைகளைப் படிப்படியாகக் கோளை நோக்கி அடித்துச் செல்லும் என எதிர்பார்க்கப்படுகிறது, விண்கற்களின் உராய்வுகள் மற்றும் மீதமுள்ளவற்றை சனிக் கோளின் ஈர்ப்பு எடுத்துக்கொள்ளுதல் ஆகியவை சனிக் கோளை அலங்கரிப்பற்றதாக ஆக்குகிறது. எனினும், *காஸ்ஸினி* பணித்திட்டம் அறிவியலாளர்களை இந்த முந்தைய கண்ணோட்டதை மாற்றியமைக்க வைத்தது. தொடர்ச்சியாக உடைந்து மீண்டும் சேர்ந்துக்கொள்ளும் 10&nbsp;கி.மீ. அகல பனிக்கட்டி செறிவுப் பொருட்கள் இருப்பதை ஆய்வுகள் புலப்படுத்துகின்றன, இது அந்த வளையங்களைப் புதிதாய் வைத்திருக்கின்றன. சனிக் கோளின் வளையங்கள் இதர வாயு இராட்சதங்களின் வளையங்களைக் காட்டிலும் மிகப் பெரியனவாக இருக்கின்றன. 4.5&nbsp;பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் சனிக் கோள் முதன் முதலில் தோற்றம் கொண்டதுமுதல் இந்தப் பெருந் திரள் இந்தக் கோளின் வளையங்களைப் பாதுகாத்து வருகிறது, மேலும் இது வரக்கூடிய பில்லியன் கணக்கிலான ஆண்டுகளுக்கு பாதுகாக்கும் எனத் தெரிகிறது.  

### சூரியன் மற்றும் கோள் சூழலியல்
காலப்போக்கில் சூரியனின் வயது அதிகரிக்கவும் அதில் ஏற்படும் மாற்றங்களிலிருந்தே சூரியக் குடும்பத்தின் பெரும் மாற்றங்களும் அமையும். சூரியன் அதனுடைய ஹைட்ரஜன் எரிபொருளை எரிக்கும் நடவடிக்கையில் அது இன்னும் சூடாகி மீதமுள்ள எரிபொருளை இன்னும் விரைவாக எரித்துவிடுகிறது. இதன் விளைவாக சூரியன் ஒவ்வொரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் சுமார் பத்து சதவீதம் என்ற விகிதத்தில் இன்னும் கூடுதல் ஒளிமிக்கதாக வளர்ச்சிப்பெறுகிறது. ஒரு பில்லியன் ஆண்டு காலநேரத்தில் சூரியனின் வெப்பக் கதிர் வெளிப்பாடு அதிகரிக்கவும், அதன் விண்மீன்சூழ் வாழ்விட மண்டலம் வெளிப்புறம் நோக்கி நகர்ந்து பூமியின் மேற்புறத்தை மிக வெப்பமாக ஆக்கி அங்கு இயற்கையாகவே எந்த திரவ நீரும் இனிமேற்கொண்டு இருக்க முடியாததாகச் செய்துவிடும். இந்தக் காலகட்டத்தில் நிலத்தில் இருக்கும் அனைத்து உயிர்களும் அழிந்துவிடும். இந்த நேரத்தில் செவ்வாய் கோளின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை படிப்படியாக அதிகரிக்கவும், மேல் மண்ணின் அடிப்புறத்தில் தற்போது உறைந்திருக்கும் கரியமிலவாயு மற்றும் நீரை வாயு மண்டலத்திற்குள் வெளியிடும் சாத்தியக்கூறைக் கொண்டிருக்கிறது, இது பூமி இன்று இருக்கும் நிலைமைக்கு இணையானதாக ஆகும் வரையில் கோளை வெப்பமாக்கக்கூடிய பைங்குடில் விளைவை உருவாக்கி உயிர்களுக்கு ஒரு எதிர்கால இருப்பிடத்திற்கான ஆற்றலை வழங்கும். இப்போதிருந்து சுமார் 3.5&nbsp;பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குள்ளாக பூமியின் மேற்புற நிலைமைகள் இன்று வெள்ளிக் கோள் இருக்கும் நிலைமைக்கு ஒப்பானதாக இருக்கும். 7.5&nbsp;பில்லியன் ஆண்டுக்குள் சூரியன் சுமார் 1.2&nbsp;AU ஆரம் அளவுக்கு விரவடைந்திருக்கும் — இது அதனுடைய தற்போதைய அளவைக் காட்டிலும் 256 மடங்கு அதிகம். பெருவாரியாக அதிகரித்துவிட்ட மேற்பரப்பு பகுதியின் காரணமாக சிவப்புப் பெருங்கோள் பிரிவின் முனை இப்போதிருப்பதைக் காட்டிலும் மிகவும் குளிர்ச்சியாக (சுமார் 2600 K) இருக்கும் மேலும் அதனுடைய பிரகாசம் இன்னும் அதிகமாக இருக்கும் - 2,700&nbsp;வரையிலான தற்போதைய சூரியப் பிரகாசத்தைக் கொண்டிருக்கும். தன்னுடைய சிவப்புப் பெருங்கோள் வாழ்வின் ஒரு பகுதியில் சூரியன் ஒரு திடமான விண்மீன் வளிமப்பாய்வு கொண்டிருக்கும் இது அதனுடைய சுமார் 33% திரளைக் கொண்டு சென்றுவிடும். இந்த நேரங்களில், சனியின் நிலவான டைட்டான், உயிர்வாழத் தேவைப்படும் மேற்பரப்பு வெப்பநிலையை அடையும் சாத்தியக்கூறைக் கொண்டிருக்கிறது.  

சூரியன் விரிவடையவும், அது புதன் மற்றும் பெரும்பாலும் வெள்ளி கோள்களை விழுங்கிவிடும். பூமியின் முடிவு இன்னும் தெளிவற்றதாகவே இருக்கிறது; சூரியன் பூமியின் தற்போதைய கோளப்பாதையை மறையச்செய்தாலும், விண்மீனின் திரள் இழப்பு (இவ்வாறாக ஈர்ப்பை பலவீனமாக்கும்) கோள்களின் கோளப்பாதையை மேலும் தொலைவுக்கு நகர்த்திவிடும் விளைவை ஏற்படுத்தும்.  

ஒப்பீட்டளவில் இது ஒரு அமைதியான நிகழ்வாகும், ஒரு மீஓளிர் நட்சத்திரம் போலல்லாமல் தன்னுடைய பரிணாம வளர்ச்சியின் ஒரு அங்கமாக செயல்படுவதற்கு நம்முடைய சூரியன் மிகவும் சிறியதாக இருக்கிறது. இந்த நிகழ்வைக் காணவிருக்கும் எந்தவொரு ஆய்வாளரும் சூரியனின் காற்றின் வேகம் அதிகரித்திருப்பதைக் காணலாம், ஆனால் அது ஒரு கோளை முழுமையாக அழித்துவிடும் அளவுக்கு இல்லை என்பதையும் கவனிக்கலாம். எனினும், விண்மீனின் திரள் இழப்பு உயிரோடிருக்கும் கோள்களின் கோளப்பாதைகளைக் குழப்ப நிலைக்கு ஆளாக்கும், சிலவற்றை மோதச் செய்யும், சிலவற்றைச் சூரியக் குடும்பத்திலிருந்து வெளியேற்றும் மேலும் இருப்பவற்றை ஓத இடையீடுகளால் பிளவுபடச் செய்யும். அதன் பின்னர் சூரியனின் மிச்சமாக இருக்கப்போவது வழக்கத்துக்கு மாறான அடர்த்தியான பருப்பொருளான வெண்குறளி மட்டுமே, 54% அதனுடைய அசல் திரளாகும் ஆனால் அது பூமியின் அளவுக்கே இருக்கும். தொடக்கத்தில் இந்த வெண் குறளி, சூரியன் இப்போது கொண்டிருக்கும் பிரகாசத்தை விட 100 மடங்கு பிரகாசமானதாக இருக்கும். அது முழக்கமுழக்க சீர்கெட்ட கரிப்பொருள் மற்றும் பிராணவாயுவைக் கொண்டிருக்கும், ஆனால் இந்த தனிமங்களைக் கரைக்கும் அளவுக்கு போதிய வெப்பநிலைகளை இது எப்போதுமே அடையாது. இவ்வாறாக வெண் குறளி சூரியன் படிப்படியாக குளிர்ச்சியடைந்து, ஒளிகுன்றிக்கொண்டே போகும்.  

சூரியன் செயலிழக்கத் தொடங்கியவுடன் அதன் திரள் இழப்புகள் காரணமாக கோள்கள், வால்நட்சத்திரங்கள் மற்றும் நுண்கோள்கள் போன்ற கோளப்பாதையில் சுற்றிக்கொண்டிருக்கும் மண்டலங்கள் மீதான அதனுடைய ஈர்ப்புவிசை ஆற்றல் பலவீனமடையும். மீதமுள்ள அனைத்துக் கோள்களின் கோளப்பாதைகளும் விரிவடையும்; வெள்ளி, பூமி மற்றும் செவ்வாய் இன்னமும் நிலைத்திருந்தால் அவற்றின் கோளப்பாதைகள் தோராயமாக , , மற்றும் இல் அமைந்திருக்கும். அவையும் இதர மீதமுள்ள கோள்களும் இருண்டு, விரைப்பான பெருத்ததாக, எந்த விதமான உயிரும் அறவே இல்லாதததாகிவிடும். இறுதியில், மேலும் டிரில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு இறுதியாக சூரியன் ஒட்டுமொத்தமாக ஒளிவீசுவதை நிறுத்திக்கொண்டு ஒரு கறுங்குறளியாக ஆகிவிடும்.  

## அண்டத்துக்குரிய இடையீடுகள்

சூரியக் குடும்பம், பால் வெளி அண்டத்தின் ஊடாக தனியாக ஒரு வட்ட கோளப்பாதையில் அண்ட மையத்திலிருந்து தோராயமாக 30,000&nbsp;ஒளி ஆண்டுகளில் பயணம் செய்கிறது. அதன் வேகம் நொடிக்குச் சுமார் 220&nbsp;கி.மீ. ஆகும். அண்ட மையத்தைச் சுற்றி ஒரு முழு சுழற்சியை மேற்கொள்ள சூரியக் குடும்பத்திற்குத் தேவைப்படும் காலமான அண்டத்துக்குரிய ஆண்டு, 220–250 மில்லியன் ஆண்டு பரப்பெல்லையில் இருக்கிறது. அது தோற்றம் கொண்டதுமுதல் சூரியக் குடும்பம் குறைந்தது அத்தகைய 20 முழுச் சுழற்சிகளை முழுமைப்படுத்தியிருக்கிறது.  

அண்டம் ஊடாக சூரியக் குடும்பத்தின் பாதையை, பூமியின் படிமப் பதிவுகளில் கண்டுணரப்பட்ட திரள் அழிமானங்களின் பருவநிகழ்வின் ஒரு காரணியாக பல்வேறு அறிவியலாளர்கள் ஊகஞ்செய்துள்ளனர். அண்ட மையத்தைச் சுற்றிவரும்போது சூரியனால் செய்யப்படும் செங்குத்தான ஊசலாட்டங்கள் அதை அண்ட சமதளப்பரப்பின் ஊடாக ஒழுங்காய் சென்றுவர அனுமதிக்கிறது என ஒரு கருதுகோள் புனைகிறது. சூரியனின் கோளப்பாதை அதை அண்ட வட்டுக்கு வெளியே இட்டுச்செல்லும்போது அண்டத்துக்குரிய பொங்கித்தாழ்தல் தூண்டுதல் பலவீனமாக இருக்கிறது; அது அண்ட வட்டுக்குள் மீண்டும் நுழையும்போது, அது ஒவ்வொரு 20–25&nbsp;மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் செய்வதுபோல், அது இன்னும் திடமான "வட்டு பொங்கித்தாழ்தல்"களின் தூண்டுதலின் கீழ் வருகிறது, கணிதம் சார்ந்த மாதிரிகளின் கூற்றுப்படி காரண எண் நான்கினால் சூரியக் குடும்பத்துக்குள் ஊர்ட் மேக வால்நட்சத்திரங்களின் பாய்மத்தை அதிகரிக்கச் செய்கிறது, இது பேரழிவுக்குரிய மோதலை பெருமளவு அதிகரிக்கச் செய்யும் வாய்ப்பினை ஏற்படுத்துகிறது.  

எனினும், சூரியன் தற்போது அண்ட சமதளப்பரப்பின் மிக அருகில் இருக்கிறது என்றும், அவ்வாறு இருந்தபோதிலும் இறுதியான பெரும் அழிவுக்கான நிகழ்வு 15 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர் நடைபெற்றதாகவும் மற்றவர்கள் வாதிடுகின்றனர். அதனால் சூரியனின் செங்குத்தான நிலை மட்டுமே அத்தகைய காலத்துக்குரிய அழிவுகளை விளக்கமுடியாது, மேலும் அதற்குப் பதிலாக அண்டத்தின் திருகுச்சுருள் தாங்கிகளின் ஊடாக சூரியன் கடந்துசெல்லும்போது அந்த அழிவுகள் ஏற்படுகின்றன என்றும் கூறுகின்றனர். ஊர்ட் மேகங்களை உருச்சிதைக்கும் ஈர்ப்பைக் கொண்டிருக்கும் பெரும் எண்ணிக்கையிலான மூலக்கூறு மேகங்களுக்கு மட்டும் திருகுச்சுருள் தாங்கிகள் இருப்பிடமாக இல்லை அது ஒப்பீட்டளவில் குறைந்த காலங்களே வாழ்ந்து பின்னர் மூர்க்கத்தனமாக பெரும் வெடிப்பாக வெடித்துவிடும் ஒளிமிக்க நீலப் பெருங்கோள் விண்மீன்களின் உயர்ந்த செறிவுகளுக்கும் கூட இருப்பிடமாக இருக்கிறது.  

### அண்ட மோதல்கள் மற்றும் கோள் சீர்குலைவு
பேரண்டத்திலிருக்கும் பெரும்பான்மையான விண்மீன் திரள்கள் பால் வெளியை விட்டு விலகிச் சென்றுகொண்டிருந்தபோதிலும், நம்முடைய அண்டங்களின் ஓரிட விண்மீன் குழுத்தொகுப்புகளின் மிகப் பெரும் உறுப்பான ஆன்ரோமெடா அண்டம், விநாடிக்கு சுமார் 120&nbsp;கி.மீ. வேகத்தில் பால் வெளியை நோக்கிச் சென்றுகொண்டிருக்கிறது.  

சூரியக் குடும்பத்திலிருக்கும் கோள்களின் கோளப்பாதையை இந்த மோதல்கள் சீர்குலைக்கும் என்பது பொதுவாக ஒரு தவறான எண்ணமாக இருக்கிறது. கடந்து செல்லும் விண்மீன்களின் ஈர்ப்பு கோள்களை மீனிடைவெளியில் பிரித்துவிடும் என்பது உண்மையாக இருந்தபோதிலும், விண்மீன்களுக்கிடையிலான இடைவெளிகள் மிகப் பெரியதாக இருக்கிறது அதனால் பால் வெளி-ஆன்ரோமெடாவுக்கு இடையிலான மோதல்களினால் எந்தவொரு தனிப்பட்ட விண்மீன் மண்டலத்துக்கும் சீர்க்குலைவு ஏற்படக்கூடிய சாத்தியக்கூறுகள் புறக்கணிக்கத்தக்கதாகும். ஒரு ஒட்டுமொத்த சூரியக் குடும்பமாக இந்நிகழ்வுகளால் அது பாதிப்புக்குள்ளாகலாம், ஆனால் சூரியன் மற்றும் கோள்கள் தொந்தரவுகளுக்கு உள்ளாகும் என்று எதிர்பார்க்கப்படவில்லை.  

எனினும், காலப்போக்கில் ஒரு விண்மீனுடனான எதிர்பாராத சந்திப்புக்கான ஒட்டுமொத்த நிகழ்தகவு அதிகரிக்கிறது, மேலும் கோள்களின் சீர்குலைவு தவிர்க்கமுடியாததாக ஆகி விடுகிறது. பேரண்டத்தின் இறுதி முடிவுக்கான பெரும் அண்டக்குழைவு அல்லது பெரும் அண்டப்பிளவு காட்சிகள் ஏற்படாது என்ற அனுமானத்தில், ஒரு குவாட்ரில்லியன் (10<sup>15</sup>) ஆண்டுகளுக்குள் கடந்து செல்லும் விண்மீன்களின் ஈர்ப்பானது இறந்துவிட்ட சூரியனின் மீதமுள்ள கோள்களை அதனிடமிருந்து முழுவதுமாக கிழித்தெறிந்திருக்கும் என்று கணிப்பீடுகள் அறிவுறுத்துகின்றன. இந்த இடம்தான் சூரியக் குடும்பத்தின் முடிவைக் குறிக்கிறது. சூரியன் மற்றும் கோள்கள் பிழைத்துக்கொள்ளும் போதிலும், சூரியக் குடும்பம் எந்தவொரு அர்த்தமுள்ள பொருளிலும் தன் இருப்பை இல்லாததாக ஆக்கிவிடும்.  

## காலஅட்டவணை

சூரியக் குடும்பத்தின் தோற்றத்துக்கான காலப் பகுதி கதிரியக்கக்கால அளவைப் பயன்படுத்தி முடிவுசெய்யப்பட்டது. அறிவியலாளர்கள் சூரியக் குடும்பத்தின் வயதை சுமார் 4.6&nbsp;பில்லியன் ஆண்டுகள் எனக் கணித்துள்ளனர். பூமியில் இருக்கும் அறியப்பட்ட மிகப்பழமையான கனிம தானியங்கள் தோராயமாக 4.4&nbsp;பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முந்தியவை. இத்தனை பழைய பாறைகள் மிக அரிதானவை, ஏனெனில் பூமியின் மேற்புரப்பு அரித்தழிப்பு, எரிமலைகள் மற்றும் தட்டுப்புவிப் பொறைக் கட்டமைப்பு ஆகியவற்றால் தொடர்ந்து வடிவமாற்றம் செய்யப்படுகிறது. சூரியக் குடும்பத்தின் வயதை மதிப்பிடுவதற்கு அறிவியலாளர்கள் விண்கற்களைப் பயன்படுத்துகிறார்கள், இவை சூரிய வான்புகையுருவின் ஆரம்ப கால திரவமாக்கலின் போது உருவானது. பெரும்பாலும் எல்லா விண்கற்களும் (கான்யான் டையாப்லோ விண்கற்கள் பார்க்கவும்) 4.6&nbsp;பில்லியன் ஆண்டு வயதானவையாக இருக்கிறது, இது சூரியக் குடும்பமும் குறைந்தது இத்தனை ஆண்டு பழமையுடையதாக இருக்கும் என பரிந்துரைக்கிறது.  

இதர விண்மீன்களைச் சுற்றிலுமிருக்கும் வட்டுகளின் மீதான ஆய்வுகளும் கூட சூரியக் குடும்ப உருவாக்கத்தின் காலப் பகுதியை ஏற்படுத்துவதற்கு மிகவும் உதவியாக இருந்திருக்கிறது. ஒன்று முதல் மூன்று மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு இடையில் பழமைவாய்ந்த விண்மீன்கள் வாயுக்கள் நிறைந்த வட்டுகளைக் கொண்டிருக்கின்றன, ஆனால் 10 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் பழமையான விண்மீன்களைச் சுற்றி இருக்கும் வட்டுகளில் வாயுக்கள் இல்லாத அல்லது குறைந்த வாயுக்களைக் கொண்டிருக்கின்றன இது அவற்றுக்கிடையே இருக்கும் வாயுக்கள் நிறைந்த இராட்சத கோள்கள் உருவாகாமல் நிறுத்தப்பட்டிருப்பதையே தெரிவிக்கிறது.  
|-  
|-bgcolor=#FFFFFF  
|சூரியக் குடும்பம் தோற்றம் கொள்வதற்கு 50 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்னர்  
|சூரியக் குடும்பம் ஒரு ஓரியன் நெபுலா-போன்ற விண்மீன்-உருவாக்கும் பகுதியில் உருவாகியிருந்தால், மிகப் பெரும் விண்மீன்கள் தோற்றம் கொள்கின்றன, தங்கள் வாழ்வை வாழ்ந்து பெரு வெடுப்புகளில் வெடிக்கும். *மூலாதார மீஒளிர் நட்சத்திரம்* எனப்படும் ஒரு குறிப்பிட்ட மீஒளிர் நட்சத்திரம், சூரியக் குடும்பம் உருவாக்கத்திற்குத் தூண்டுதலாக இருக்கக்கூடும்.  
|-bgcolor=#E0FFFF  
! rowspan=4 | சூரியனின் உருவாக்கம்  
| **0** –100,000 ஆண்டுகள்  
| முன்-சூரிய நெபுலா தோற்றம் கொண்டு நொறுங்கத் தொடங்குகிறது. சூரியன் உருவாகத் தொடங்குகிறது. கடந்துசெல்லும் விண்மீன்களின் ஈர்ப்பு கோள்களை அதன் கோளப்பாதைகளிலிருந்து பிரித்துவிடுகிறது. சூரியக் குடும்பம் இல்லாமல் போகிறது.  
|}  

## மேலும் பார்க்கவும்
- புவியின் வரலாறு
- பூமியின் வயது
- பொங்கித்தாழ்தல் முடக்கம்