Formación y evolución del Sistema Solar

Existe evidencia de que la formación del Sistema Solar comenzó hace unos 4.600 millones de años con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nube molecular gigante. La mayor parte de la masa que colapsó se acumuló en el centro, formando el Sol, mientras que el resto se aplanó formando un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, las lunas, los asteroides y otros cuerpos pequeños del Sistema Solar.

Este modelo, conocido como hipótesis nebular, fue desarrollado por primera vez en el siglo XVIII por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Su desarrollo posterior ha entrelazado una variedad de disciplinas científicas, entre ellas la astronomía, la química, la geología, la física y la ciencia planetaria. Desde el comienzo de la era espacial en la década de 1950 y el descubrimiento de exoplanetas en la década de 1990, el modelo ha sido cuestionado y refinado para dar cuenta de nuevas observaciones.

El Sistema Solar ha evolucionado considerablemente desde su formación inicial. Muchas lunas se han formado a partir de discos de gas y polvo que giraban alrededor de sus planetas progenitores, mientras que se cree que otras lunas se formaron de forma independiente y que más tarde fueron capturadas por sus planetas. Otras, como la Luna de la Tierra, pueden ser el resultado de colisiones gigantes. Las colisiones entre cuerpos se han producido continuamente hasta el día de hoy y han sido fundamentales para la evolución del Sistema Solar. Más allá de Neptuno, se formaron muchos objetos del tamaño de subplanetas. Se han observado varios miles de objetos transneptunianos. A diferencia de los planetas, estos objetos transneptunianos se mueven principalmente en órbitas excéntricas, inclinadas respecto del plano de los planetas. Las posiciones de los planetas podrían haber cambiado debido a interacciones gravitacionales. La migración planetaria puede haber sido responsable de gran parte de la evolución temprana del Sistema Solar.

En aproximadamente 5 mil millones de años, el Sol se enfriará y se expandirá hacia afuera hasta alcanzar muchas veces su diámetro actual (convirtiéndose en una gigante roja), antes de desprenderse de sus capas externas como una nebulosa planetaria y dejar atrás un remanente estelar conocido como enana blanca. En un futuro lejano, la gravedad de las estrellas que pasan por el Sol reducirá gradualmente el séquito de planetas. Algunos planetas serán destruidos y otros serán expulsados al espacio interestelar. En última instancia, en el transcurso de decenas de miles de millones de años, es probable que el Sol se quede sin ninguno de los cuerpos originales en órbita a su alrededor.

Las ideas sobre el origen y el destino del mundo datan de los primeros escritos conocidos; sin embargo, durante casi todo ese tiempo, no hubo ningún intento de vincular tales teorías con la existencia de un "Sistema Solar", simplemente porque no se creía en general que el Sistema Solar, en el sentido en que lo entendemos ahora, existiera. El primer paso hacia una teoría de la formación y evolución del Sistema Solar fue la aceptación general del heliocentrismo, que colocaba al Sol en el centro del sistema y a la Tierra en órbita alrededor de él. Este concepto se había desarrollado durante milenios (Aristarco de Samos lo había sugerido ya en el año 250 a. C.), pero no fue ampliamente aceptado hasta finales del siglo XVII. El primer uso registrado del término "Sistema Solar" data de 1704.

La teoría estándar actual sobre la formación del Sistema Solar, la hipótesis nebular, ha ido perdiendo popularidad desde que la formularon Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace en el siglo XVIII. La crítica más importante a la hipótesis fue su aparente incapacidad para explicar la relativa falta de momento angular del Sol en comparación con los planetas. Sin embargo, desde principios de los años 1980, los estudios de estrellas jóvenes han demostrado que están rodeadas de discos fríos de polvo y gas, exactamente como predice la hipótesis nebular, lo que ha llevado a su reaceptación.

Para entender cómo se espera que el Sol siga evolucionando es necesario entender la fuente de su energía. La confirmación por parte de Arthur Stanley Eddington de la teoría de la relatividad de Albert Einstein le llevó a comprender que la energía del Sol proviene de reacciones de fusión nuclear en su núcleo, que fusionan el hidrógeno en helio. En 1935, Eddington fue más allá y sugirió que otros elementos también podrían formarse dentro de las estrellas. Fred Hoyle profundizó en esta premisa argumentando que las estrellas evolucionadas llamadas gigantes rojas crearon muchos elementos más pesados que el hidrógeno y el helio en sus núcleos. Cuando una gigante roja finalmente se deshace de sus capas externas, estos elementos se reciclan para formar otros sistemas estelares.

La hipótesis nebular dice que el Sistema Solar se formó a partir del colapso gravitacional de un fragmento de una nube molecular gigante, muy probablemente en el borde de una burbuja de Wolf-Rayet. La nube tenía unos 20 parsecs (65 años luz) de diámetro, mientras que los fragmentos tenían aproximadamente 1 parsec (tres años luz y cuarto) de diámetro. El posterior colapso de los fragmentos condujo a la formación de núcleos densos de un tamaño de 0,01-0,1 parsecs (2.000-20.000 UA). Uno de estos fragmentos colapsados (conocido como la nebulosa presolar) formó lo que se convirtió en el Sistema Solar. La composición de esta región con una masa ligeramente superior a la del Sol (M☉) era aproximadamente la misma que la del Sol actual, con hidrógeno, junto con helio y trazas de litio producidos por la nucleosíntesis del Big Bang, formando aproximadamente el 98% de su masa. El 2% restante de la masa estaba formada por elementos más pesados que se crearon mediante nucleosíntesis en generaciones anteriores de estrellas. En etapas más avanzadas de la vida de estas estrellas, expulsaron elementos más pesados al medio interestelar. Algunos científicos han dado el nombre de Coatlicue a una estrella hipotética que se convirtió en supernova y creó la nebulosa presolar.

Las inclusiones más antiguas encontradas en meteoritos, que se cree que son el origen del primer material sólido que se formó en la nebulosa presolar, tienen 4.568,2 millones de años, lo que es una definición de la edad del Sistema Solar. Los estudios de meteoritos antiguos revelan rastros de núcleos hijos estables de isótopos de vida corta, como el hierro-60, que solo se forman en estrellas efímeras en explosión. Esto indica que una o más supernovas ocurrieron cerca. Una onda de choque de una supernova puede haber desencadenado la formación del Sol al crear regiones relativamente densas dentro de la nube, causando el colapso de estas regiones. La distribución altamente homogénea del hierro-60 en el Sistema Solar apunta a que la ocurrencia de esta supernova y su inyección de hierro-60 se produjo mucho antes de la acumulación de polvo nebular en los cuerpos planetarios. Debido a que solo las estrellas masivas y efímeras producen supernovas, el Sol debe haberse formado en una gran región de formación estelar que produjo estrellas masivas, posiblemente similares a la Nebulosa de Orión. Los estudios de la estructura del cinturón de Kuiper y de los materiales anómalos que contiene sugieren que el Sol se formó dentro de un cúmulo de entre 1.000 y 10.000 estrellas con un diámetro de entre 6,5 y 19,5 años luz y una masa colectiva de 3.000 M☉. Este cúmulo comenzó a fragmentarse entre 135 y 535 millones de años después de su formación. Varias simulaciones de nuestro joven Sol interactuando con estrellas cercanas durante los primeros 100 millones de años de su vida produjeron órbitas anómalas observadas en el Sistema Solar exterior, como objetos desprendidos. Un estudio reciente sugiere que una estrella de este tipo no solo es responsable de las órbitas de los objetos desprendidos, sino también de la población caliente y fría del cinturón de Kuiper, los objetos similares a Sedna, los TNO extremos y los TNO retrógrados.

Debido a la conservación del momento angular, la nebulosa giraba más rápido a medida que colapsaba. A medida que el material dentro de la nebulosa se condensaba, la temperatura aumentaba. El centro, donde se acumulaba la mayor parte de la masa, se calentaba cada vez más que el disco circundante. A lo largo de unos 100.000 años, las fuerzas en pugna de la gravedad, la presión del gas, los campos magnéticos y la rotación hicieron que la nebulosa en contracción se aplanara hasta convertirse en un disco protoplanetario giratorio con un diámetro de unas 200 UA y formara una protoestrella densa y caliente (una estrella en la que la fusión del hidrógeno aún no ha comenzado) en el centro. Dado que aproximadamente la mitad de todas las estrellas conocidas forman sistemas de estrellas múltiples y debido a que Júpiter está hecho de los mismos elementos que el Sol (hidrógeno y helio), se ha sugerido que el Sistema Solar podría haber sido al principio de su formación un sistema de protoestrellas, siendo Júpiter la segunda protoestrella fallida, pero Júpiter tiene muy poca masa para provocar la fusión en su núcleo y, por lo tanto, se convirtió en un gigante gaseoso; de hecho, es más joven que el Sol y el planeta más antiguo del Sistema Solar.

En este punto de la evolución del Sol, se cree que este era una estrella T Tauri. Los estudios sobre estrellas T Tauri muestran que suelen ir acompañadas de discos de materia preplanetaria con masas de 0,001 a 0,1 M_☉. Estos discos se extienden hasta varios cientos de UA (el telescopio espacial Hubble ha observado discos protoplanetarios de hasta 1000 UA de diámetro en regiones de formación estelar como la nebulosa de Orión) y son bastante fríos, alcanzando una temperatura superficial de solo unos 1000 K (730 °C; 1340 °F) en su punto más caliente. En el transcurso de 50 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol se volvieron tan altas que su hidrógeno comenzó a fusionarse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la contracción gravitatoria hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. Esto marcó la entrada del Sol en la fase principal de su vida, conocida como secuencia principal. Las estrellas de la secuencia principal obtienen energía de la fusión del hidrógeno en helio en sus núcleos. El Sol sigue siendo una estrella de la secuencia principal en la actualidad.

A medida que el Sistema Solar primitivo continuó evolucionando, terminó alejándose de sus hermanos en la guardería estelar y continuó orbitando el centro de la Vía Láctea por su cuenta. Es probable que el Sol se haya desviado de su distancia orbital original respecto del centro de la galaxia. La historia química del Sol sugiere que puede haberse formado hasta 3 kpc más cerca del núcleo de la galaxia.

Como la mayoría de las estrellas, es probable que el Sol no se haya formado de forma aislada, sino como parte de un cúmulo estelar joven. Hay varios indicios que apuntan a que el entorno del cúmulo ha tenido alguna influencia sobre el joven y aún en formación sistema solar. Por ejemplo, la disminución de la masa más allá de Neptuno y la órbita extremadamente excéntrica de Sedna se han interpretado como una señal de que el sistema solar ha sido influenciado por su entorno de nacimiento. Aún se debate si la presencia de los isótopos hierro-60 y aluminio-26 puede interpretarse como una señal de un cúmulo de estrellas masivas en formación. Si el Sol formaba parte de un cúmulo estelar, podría haber sido influenciado por los sobrevuelos cercanos de otras estrellas, la fuerte radiación de estrellas masivas cercanas y los eyectados de supernovas que se produjeron en las cercanías.

Se cree que los diversos planetas se formaron a partir de la nebulosa solar, la nube de gas y polvo en forma de disco que quedó de la formación del Sol. El método actualmente aceptado por el cual se formaron los planetas es la acreción, en la que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central. A través del contacto directo y la autoorganización, estos granos formaron grupos de hasta 200 m (660 pies) de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más grandes (planetesimales) de ~10 km (6,2 mi) de tamaño. Estos aumentaron gradualmente a través de nuevas colisiones, creciendo a un ritmo de centímetros por año durante el transcurso de los siguientes millones de años.

El Sistema Solar interior, la región del Sistema Solar dentro de 4 UA, era demasiado cálida para que las moléculas volátiles como el agua y el metano se condensaran, por lo que los planetesimales que se formaron allí solo pudieron formarse a partir de compuestos con puntos de fusión altos, como metales (como hierro, níquel y aluminio) y silicatos rocosos. Estos cuerpos rocosos se convertirían en los planetas terrestres (Mercurio, Venus, Tierra y Marte). Estos compuestos son bastante raros en el Universo, ya que comprenden solo el 0,6% de la masa de la nebulosa, por lo que los planetas terrestres no pudieron crecer mucho. Los embriones terrestres crecieron hasta aproximadamente 0,05 masas terrestres (M_E) y dejaron de acumular materia unos 100.000 años después de la formación del Sol; las colisiones y fusiones posteriores entre estos cuerpos del tamaño de planetas permitieron que los planetas terrestres crecieran hasta sus tamaños actuales.

Cuando los planetas terrestres se estaban formando, permanecieron inmersos en un disco de gas y polvo. La presión sostenía parcialmente el gas y, por lo tanto, no orbitaban alrededor del Sol tan rápidamente como los planetas. El arrastre resultante y, lo que es más importante, las interacciones gravitacionales con el material circundante provocaron una transferencia de momento angular y, como resultado, los planetas migraron gradualmente a nuevas órbitas. Los modelos muestran que las variaciones de densidad y temperatura en el disco gobernaron esta tasa de migración, pero la tendencia neta fue que los planetas interiores migraran hacia el interior a medida que el disco se disipaba, dejando a los planetas en sus órbitas actuales.

Los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) se formaron más lejos, más allá de la línea de congelación, que es el punto entre las órbitas de Marte y Júpiter donde el material es lo suficientemente frío como para que los compuestos helados volátiles permanezcan sólidos. Los hielos que formaron los planetas joviales eran más abundantes que los metales y silicatos que formaron los planetas terrestres, lo que permitió que los planetas gigantes crecieran lo suficientemente masivos como para capturar hidrógeno y helio, los elementos más ligeros y abundantes. Los planetesimales más allá de la línea de congelación acumularon hasta 4 M_E en aproximadamente 3 millones de años. Hoy, los cuatro planetas gigantes comprenden poco menos del 99% de toda la masa que orbita alrededor del Sol. Los teóricos creen que no es casualidad que Júpiter se encuentre justo más allá de la línea de congelación. Debido a que la línea de congelación acumuló grandes cantidades de agua a través de la evaporación del material helado que caía, creó una región de menor presión que aumentó la velocidad de las partículas de polvo en órbita y detuvo su movimiento hacia el Sol. En efecto, la línea de escarcha actuó como una barrera que hizo que el material se acumulara rápidamente a ~5 UA del Sol. Este exceso de material se fusionó en un gran embrión (o núcleo) del orden de 10 M_E, que comenzó a acumular una envoltura mediante la acreción de gas del disco circundante a un ritmo cada vez mayor. Una vez que la masa de la envoltura se volvió aproximadamente igual a la masa del núcleo sólido, el crecimiento avanzó muy rápidamente, alcanzando alrededor de 150 masas terrestres ~10⁵ años después y finalmente alcanzando un máximo de 318 M_E. Saturno puede deber su masa sustancialmente menor simplemente a haberse formado unos pocos millones de años después de Júpiter, cuando había menos gas disponible para consumir.

Las estrellas T Tauri, como el joven Sol, tienen vientos estelares mucho más fuertes que las estrellas más estables y antiguas. Se cree que Urano y Neptuno se formaron después de Júpiter y Saturno, cuando el fuerte viento solar había arrastrado gran parte del material del disco. Como resultado, esos planetas acumularon poco hidrógeno y helio, no más de 1 M_E cada uno. A Urano y Neptuno a veces se los denomina núcleos fallidos. El principal problema con las teorías de formación de estos planetas es la escala de tiempo de su formación. En las ubicaciones actuales, sus núcleos habrían tardado millones de años en acumularse. Esto significa que Urano y Neptuno pueden haberse formado más cerca del Sol, cerca o incluso entre Júpiter y Saturno, y luego migrar o ser expulsados hacia afuera (ver Migración planetaria a continuación). El movimiento en la era planetesimal no era todo hacia adentro, hacia el Sol; La muestra de Stardust que trajo el cometa Wild 2 sugiere que los materiales de la formación temprana del Sistema Solar migraron desde el interior más cálido del Sistema Solar a la región del cinturón de Kuiper.

Después de entre tres y diez millones de años, el viento solar del joven Sol habría limpiado todo el gas y el polvo del disco protoplanetario, expulsándolo hacia el espacio interestelar, poniendo así fin al crecimiento de los planetas.

Se pensaba originalmente que los planetas se habían formado en sus órbitas actuales o cerca de ellas, pero esto ha sido cuestionado durante los últimos 20 años. Actualmente, muchos científicos planetarios piensan que el Sistema Solar podría haber tenido un aspecto muy diferente después de su formación inicial: varios objetos al menos tan masivos como Mercurio podrían haber estado presentes en el Sistema Solar interior, el Sistema Solar exterior podría haber sido mucho más compacto de lo que es ahora y el cinturón de Kuiper podría haber estado mucho más cerca del Sol.

Al final de la época de formación planetaria, el Sistema Solar interior estaba poblado por entre 50 y 100 protoplanetas del tamaño de la Luna y Marte. El crecimiento posterior fue posible solo porque estos cuerpos colisionaron y se fusionaron, lo que llevó menos de 100 millones de años. Estos objetos habrían interactuado gravitacionalmente entre sí, tirando de sus órbitas hasta que colisionaron y se hicieron más grandes hasta que tomaron forma los cuatro planetas terrestres que conocemos hoy. Se cree que una de estas colisiones gigantes formó la Luna (ver Lunas a continuación), mientras que otra eliminó la envoltura exterior del joven Mercurio.

Un problema no resuelto con este modelo es que no puede explicar cómo las órbitas iniciales de los planetas proto-terrestres, que habrían necesitado ser altamente excéntricas para colisionar, produjeron las órbitas notablemente estables y casi circulares que tienen hoy. Una hipótesis para esta "descarga de excentricidad" es que los terrestres se formaron en un disco de gas que aún no había sido expulsado por el Sol. La "resistencia gravitacional" de este gas residual habría eventualmente reducido la energía de los planetas, suavizando sus órbitas. Sin embargo, tal gas, si existiera, habría impedido que las órbitas de los planetas terrestres se volvieran tan excéntricas en primer lugar. Otra hipótesis es que la resistencia gravitacional ocurrió no entre los planetas y el gas residual sino entre los planetas y los cuerpos pequeños restantes. A medida que los cuerpos grandes se movían a través de la multitud de objetos más pequeños, los objetos más pequeños, atraídos por la energía de los planetas más grandes, se dispersaron. La gravedad formó una región de mayor densidad, una "estela gravitacional", en la trayectoria de los objetos más grandes. A medida que lo hacían, la gravedad aumentada de la estela hizo que los objetos más grandes se desaceleraran hasta alcanzar órbitas más regulares.

El borde exterior de la región terrestre, entre 2 y 4 UA del Sol, se denomina cinturón de asteroides. El cinturón de asteroides contenía inicialmente materia más que suficiente para formar 2 o 3 planetas similares a la Tierra y, de hecho, allí se formó una gran cantidad de planetesimales. Al igual que los terrestres, los planetesimales de esta región se fusionaron más tarde y formaron de 20 a 30 embriones planetarios del tamaño de la Luna o Marte; sin embargo, la proximidad de Júpiter significó que después de que se formara este planeta, 3 millones de años después del Sol, la historia de la región cambió drásticamente. Las resonancias orbitales con Júpiter y Saturno son particularmente fuertes en el cinturón de asteroides, y las interacciones gravitacionales con embriones más masivos dispersaron muchos planetesimales en esas resonancias. La gravedad de Júpiter aumentó la velocidad de los objetos dentro de estas resonancias, lo que provocó que se rompieran al colisionar con otros cuerpos, en lugar de acumularse.

A medida que Júpiter emigró hacia el interior tras su formación (véase Migración planetaria más abajo), las resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente la población de la región y aumentando sus velocidades relativas. La acción acumulativa de las resonancias y los embriones o bien dispersó a los planetesimales fuera del cinturón de asteroides o bien excitó sus inclinaciones y excentricidades orbitales. Algunos de esos embriones masivos también fueron expulsados por Júpiter, mientras que otros pueden haber migrado al Sistema Solar interior y haber desempeñado un papel en la acreción final de los planetas terrestres. Durante este período de agotamiento primario, los efectos de los planetas gigantes y los embriones planetarios dejaron el cinturón de asteroides con una masa total equivalente a menos del 1% de la de la Tierra, compuesta principalmente por planetesimales pequeños. Esto sigue siendo entre 10 y 20 veces más que la masa actual en el cinturón principal, que ahora es de aproximadamente 0,0005 M_E. Se cree que se produjo un período de agotamiento secundario que redujo el cinturón de asteroides hasta casi su masa actual cuando Júpiter y Saturno entraron en una resonancia orbital temporal de 2:1 (ver más abajo).

El período de impactos gigantes del Sistema Solar interior probablemente jugó un papel en la adquisición del contenido de agua actual de la Tierra (~6×10²¹ kg) del cinturón de asteroides primitivo. El agua es demasiado volátil para haber estado presente en la formación de la Tierra y debe haber sido traída posteriormente desde partes externas y más frías del Sistema Solar. El agua probablemente fue traída por embriones planetarios y pequeños planetesimales arrojados fuera del cinturón de asteroides por Júpiter. También se ha sugerido una población de cometas del cinturón principal descubierta en 2006 como una posible fuente de agua de la Tierra. En cambio, los cometas del cinturón de Kuiper o de regiones más lejanas no aportaron más que un 6% del agua de la Tierra. La hipótesis de la panspermia sostiene que la vida misma puede haberse depositado en la Tierra de esta manera, aunque esta idea no es ampliamente aceptada.

Según la hipótesis nebular, los dos planetas exteriores podrían estar en el "lugar equivocado". Urano y Neptuno (conocidos como los "gigantes de hielo") existen en una región donde la densidad reducida de la nebulosa solar y los tiempos orbitales más largos hacen que su formación allí sea altamente improbable. En cambio, se cree que los dos se formaron en órbitas cercanas a Júpiter y Saturno (conocidos como los "gigantes gaseosos"), donde había más material disponible, y que migraron hacia afuera hasta sus posiciones actuales a lo largo de cientos de millones de años.

La migración de los planetas exteriores también es necesaria para explicar la existencia y las propiedades de las regiones más externas del Sistema Solar. Más allá de Neptuno, el Sistema Solar continúa hacia el cinturón de Kuiper, el disco disperso y la nube de Oort, tres poblaciones dispersas de pequeños cuerpos helados que se cree que son los puntos de origen de la mayoría de los cometas observados. A su distancia del Sol, la acreción fue demasiado lenta para permitir que se formaran planetas antes de que la nebulosa solar se dispersara, y por lo tanto el disco inicial carecía de suficiente densidad de masa para consolidarse en un planeta. El cinturón de Kuiper se encuentra entre 30 y 55 UA del Sol, mientras que el disco disperso más alejado se extiende a más de 100 UA, y la distante nube de Oort comienza a unas 50.000 UA. Sin embargo, originalmente, el cinturón de Kuiper era mucho más denso y estaba más cerca del Sol, con un borde exterior a aproximadamente 30 UA. Su borde interior habría estado justo más allá de las órbitas de Urano y Neptuno, que a su vez estaban mucho más cerca del Sol cuando se formaron (muy probablemente en el rango de 15-20 UA), y en el 50% de las simulaciones terminaron en ubicaciones opuestas, con Urano más lejos del Sol que Neptuno.

Según el modelo de Nice, tras la formación del Sistema Solar, las órbitas de todos los planetas gigantes continuaron cambiando lentamente, influenciadas por su interacción con el gran número de planetesimales restantes. Después de 500-600 millones de años (hace unos 4.000 millones de años) Júpiter y Saturno cayeron en una resonancia 2:1: Saturno orbitaba el Sol una vez por cada dos órbitas de Júpiter. Esta resonancia creó un empuje gravitacional contra los planetas exteriores, posiblemente causando que Neptuno pasara rápidamente por encima de Urano y se estrellara contra el antiguo cinturón de Kuiper. Los planetas dispersaron la mayoría de los pequeños cuerpos helados hacia el interior, mientras ellos mismos se movían hacia el exterior. A continuación, estos planetesimales se dispersaron del siguiente planeta con el que se encontraron de una manera similar, moviendo las órbitas de los planetas hacia afuera mientras ellos se movían hacia el interior. Este proceso continuó hasta que los planetesimales interactuaron con Júpiter, cuya inmensa gravedad los envió a órbitas altamente elípticas o incluso los expulsó directamente del Sistema Solar. Esto hizo que Júpiter se moviera ligeramente hacia el interior. Los objetos que Júpiter dispersó en órbitas muy elípticas formaron la nube de Oort; los que dispersó en menor grado Neptuno en su migración formaron el cinturón de Kuiper y el disco disperso actuales. Este escenario explica la baja masa actual del cinturón de Kuiper y del disco disperso. Algunos de los objetos dispersos, incluido Plutón, quedaron ligados gravitacionalmente a la órbita de Neptuno, lo que los obligó a entrar en resonancias de movimiento medio. Finalmente, la fricción dentro del disco planetesimal hizo que las órbitas de Urano y Neptuno volvieran a ser casi circulares.

A diferencia de los planetas exteriores, no se cree que los planetas interiores hayan migrado significativamente a lo largo de la historia del Sistema Solar, porque sus órbitas se han mantenido estables después del período de impactos gigantes.

Otra pregunta es por qué Marte salió tan pequeño en comparación con la Tierra. Un estudio del Southwest Research Institute, de San Antonio, Texas, publicado el 6 de junio de 2011 (denominado la hipótesis de Grand tack), propone que Júpiter había migrado hacia el interior hasta 1,5 UA. Después de que Saturno se formara, migrara hacia el interior y estableciera la resonancia de movimiento medio de 2:3 con Júpiter, el estudio supone que ambos planetas migraron de nuevo a sus posiciones actuales. Júpiter habría consumido así gran parte del material que habría creado un Marte más grande. Las mismas simulaciones también reproducen las características del cinturón de asteroides moderno, con asteroides secos y objetos ricos en agua similares a los cometas. Sin embargo, no está claro si las condiciones en la nebulosa solar habrían permitido que Júpiter y Saturno volvieran a sus posiciones actuales y, según las estimaciones actuales, esta posibilidad parece poco probable. Además, existen explicaciones alternativas para la pequeña masa de Marte.

La disrupción gravitacional de la migración de los planetas exteriores habría enviado una gran cantidad de asteroides al interior del Sistema Solar, agotando severamente el cinturón original hasta que alcanzó la extremadamente baja masa actual. Este evento puede haber desencadenado el Bombardeo Pesado Tardío que se supone que ocurrió hace aproximadamente 4 mil millones de años, 500-600 millones de años después de la formación del Sistema Solar. Sin embargo, una reciente reevaluación de las limitaciones cosmoquímicas indica que probablemente no hubo un pico tardío ("cataclismo terminal") en la tasa de bombardeo.

Si es que se produjo, este período de intensos bombardeos duró varios cientos de millones de años y es evidente en los cráteres que todavía son visibles en cuerpos geológicamente muertos del Sistema Solar interior, como la Luna y Mercurio. La evidencia más antigua conocida de vida en la Tierra data de hace 3.800 millones de años, casi inmediatamente después del final del intenso bombardeo tardío.

Se cree que los impactos son una parte habitual (aunque poco frecuente en la actualidad) de la evolución del Sistema Solar. El hecho de que sigan ocurriendo se evidencia en la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994, el impacto de Júpiter en 2009, el evento de Tunguska, el meteorito de Chelyabinsk y el impacto que creó el cráter Meteorito en Arizona. Por lo tanto, el proceso de acreción no ha terminado y aún puede representar una amenaza para la vida en la Tierra.

A lo largo de la evolución del Sistema Solar, los cometas fueron expulsados del Sistema Solar interior por la gravedad de los planetas gigantes y enviados miles de UA hacia el exterior para formar la nube de Oort, un enjambre esférico exterior de núcleos cometarios en el punto más alejado de la atracción gravitatoria del Sol. Finalmente, después de unos 800 millones de años, la disrupción gravitatoria causada por las mareas galácticas, las estrellas que pasaban y las nubes moleculares gigantes comenzaron a agotar la nube, enviando cometas al Sistema Solar interior. La evolución del Sistema Solar exterior también parece haber sido influenciada por la erosión espacial causada por el viento solar, los micrometeoritos y los componentes neutros del medio interestelar.

La evolución del cinturón de asteroides después del Bombardeo Pesado Tardío estuvo regida principalmente por las colisiones. Los objetos con gran masa tienen suficiente gravedad para retener cualquier material expulsado por una colisión violenta. En el cinturón de asteroides, esto no suele ser así. Como resultado, muchos objetos más grandes se han fragmentado y, a veces, se han forjado objetos más nuevos a partir de los restos en colisiones menos violentas. Las lunas alrededor de algunos asteroides actualmente solo pueden explicarse como consolidaciones de material arrojado lejos del objeto original sin suficiente energía para escapar por completo de su gravedad.

Las lunas han surgido alrededor de la mayoría de los planetas y de muchos otros cuerpos del Sistema Solar. Estos satélites naturales se originaron por uno de tres mecanismos posibles:

• Co-formación de un disco circunplanetario (sólo en los casos de los planetas gigantes);
• Formación de los desechos de impacto (con un impacto suficientemente grande en un ángulo poco profundo); y
• Captura de un objeto que pasa.

Júpiter y Saturno tienen varias lunas grandes, como Ío, Europa, Ganímedes y Titán, que pueden haberse originado a partir de discos alrededor de cada planeta gigante de la misma manera que los planetas se formaron a partir del disco alrededor del Sol. Este origen está indicado por los grandes tamaños de las lunas y su proximidad al planeta. Estos atributos son imposibles de lograr mediante captura, mientras que la naturaleza gaseosa de las primarias también hace que la formación a partir de restos de colisión sea improbable. Las lunas exteriores de los planetas gigantes tienden a ser pequeñas y tienen órbitas excéntricas con inclinaciones arbitrarias. Estas son las características esperadas de los cuerpos capturados. La mayoría de estas lunas orbitan en la dirección opuesta a la rotación de su primaria. La luna irregular más grande es Tritón, la luna de Neptuno, que se cree que es un objeto capturado del cinturón de Kuiper.

Las lunas de cuerpos sólidos del Sistema Solar se han creado tanto por colisiones como por captura. Se cree que las dos lunas pequeñas de Marte, Deimos y Fobos, son asteroides capturados. Se cree que la luna de la Tierra se formó como resultado de una única gran colisión frontal. El objeto que impactó probablemente tenía una masa comparable a la de Marte, y el impacto probablemente ocurrió cerca del final del período de impactos gigantes. La colisión puso en órbita parte del manto del objeto que impactó, que luego se fusionó para formar la Luna. El impacto fue probablemente el último de una serie de fusiones que formaron la Tierra. Se ha planteado también la hipótesis de que el objeto del tamaño de Marte puede haberse formado en uno de los puntos estables de Lagrange entre la Tierra y el Sol (L4 o L5) y se desplazó de su posición. Las lunas de los objetos transneptunianos Plutón (Caronte) y Orco (Vanth) también pueden haberse formado por medio de una gran colisión: los sistemas Plutón-Caronte, Orco-Vanth y Tierra-Luna son inusuales en el Sistema Solar, ya que la masa del satélite es al menos el 1% de la del cuerpo más grande.

Los astrónomos estiman que el estado actual del Sistema Solar no cambiará drásticamente hasta que el Sol haya fusionado casi todo el combustible de hidrógeno de su núcleo en helio, comenzando su evolución desde la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell hasta su fase de gigante roja. El Sistema Solar seguirá evolucionando hasta entonces. Finalmente, es probable que el Sol se expanda lo suficiente como para abrumar a los planetas interiores (Mercurio, Venus y posiblemente la Tierra), pero no a los planetas exteriores, incluidos Júpiter y Saturno. Después, el Sol se reduciría al tamaño de una enana blanca, y los planetas exteriores y sus lunas continuarían orbitando este diminuto remanente solar. Este desarrollo futuro puede ser similar a la detección observada de MOA-2010-BLG-477L b, un exoplaneta del tamaño de Júpiter que orbita su estrella enana blanca anfitriona MOA-2010-BLG-477L.

El Sistema Solar es caótico en escalas temporales de millones y miles de millones de años, y las órbitas de los planetas están expuestas a variaciones a largo plazo. Un ejemplo notable de este caos es el sistema Neptuno-Plutón, que se encuentra en una resonancia orbital de 3:2. Aunque la resonancia en sí misma permanecerá estable, resulta imposible predecir la posición de Plutón con algún grado de precisión a más de 10-20 millones de años (el tiempo de Lyapunov) en el futuro. Otro ejemplo es la inclinación axial de la Tierra, que, debido a la fricción generada dentro del manto terrestre por las interacciones de las mareas con la Luna (ver más abajo), es incalculable a partir de algún punto entre 1.500 y 4.500 millones de años a partir de ahora.

Las órbitas de los planetas exteriores son caóticas en escalas de tiempo más largas, con un tiempo de Lyapunov en el rango de 2 a 230 millones de años. En todos los casos, esto significa que la posición de un planeta a lo largo de su órbita finalmente se vuelve imposible de predecir con certeza (por lo que, por ejemplo, el momento del invierno y el verano se vuelve incierto). Aun así, en algunos casos, las órbitas mismas pueden cambiar drásticamente. Este caos se manifiesta con mayor fuerza como cambios en la excentricidad, con las órbitas de algunos planetas volviéndose significativamente más o menos elípticas.

En definitiva, el Sistema Solar es estable en el sentido de que no es probable que ninguno de sus planetas colisione entre sí o sea expulsado del sistema en los próximos miles de millones de años. Más allá de esto, dentro de unos cinco mil millones de años, la excentricidad de Marte puede crecer hasta alrededor de 0,2, de modo que se encuentre en una órbita que cruce la de la Tierra, lo que conduciría a una posible colisión. En la misma escala de tiempo, la excentricidad de Mercurio puede crecer aún más, y un encuentro cercano con Venus podría teóricamente expulsarlo del Sistema Solar por completo o enviarlo a un curso de colisión con Venus o la Tierra. Esto podría suceder dentro de mil millones de años, según simulaciones numéricas en las que se perturba la órbita de Mercurio.

La evolución de los sistemas lunares está impulsada por las fuerzas de marea. Una luna levantará un abultamiento de marea en el objeto que orbita (el primario) debido a la fuerza gravitacional diferencial a través del diámetro del primario. Si una luna está girando en la misma dirección que la rotación del planeta y el planeta está girando más rápido que el período orbital de la luna, el abultamiento será constantemente atraído hacia delante de la luna. En esta situación, el momento angular se transfiere de la rotación del primario a la revolución del satélite. La luna gana energía y gradualmente se mueve en espiral hacia afuera, mientras que el primario gira más lentamente con el tiempo.

La Tierra y su Luna son un ejemplo de esta configuración. Hoy en día, la Luna está unida a la Tierra por las mareas; una de sus revoluciones alrededor de la Tierra (actualmente unos 29 días) es igual a una de sus rotaciones sobre su eje, por lo que siempre muestra una cara hacia la Tierra. La Luna seguirá alejándose de la Tierra, y la rotación de la Tierra seguirá disminuyendo gradualmente. Otros ejemplos son las lunas galileanas de Júpiter (así como muchas de las lunas más pequeñas de Júpiter) y la mayoría de las lunas más grandes de Saturno.

Un escenario diferente ocurre cuando la luna está girando alrededor de la luna primaria más rápido que la primaria o está girando en la dirección opuesta a la rotación del planeta. En estos casos, el abultamiento de marea se retrasa con respecto a la luna en su órbita. En el primer caso, la dirección de la transferencia de momento angular se invierte, por lo que la rotación de la luna primaria se acelera mientras que la órbita del satélite se encoge. En el segundo caso, el momento angular de la rotación y la revolución tienen signos opuestos, por lo que la transferencia conduce a disminuciones en la magnitud de cada uno (que se cancelan entre sí). En ambos casos, la desaceleración de marea hace que la luna se desplace en espiral hacia la luna primaria hasta que se desgarra por las tensiones de marea, creando potencialmente un sistema de anillos planetarios, o se estrella contra la superficie o la atmósfera del planeta. Tal destino les espera a las lunas Fobos de Marte (dentro de 30 a 50 millones de años), Tritón de Neptuno (dentro de 3.600 millones de años) y al menos a 16 pequeños satélites de Urano y Neptuno. La Desdémona de Urano puede incluso colisionar con una de sus lunas vecinas.

Una tercera posibilidad es cuando el planeta primario y la luna están unidos por mareas. En ese caso, el abultamiento de marea permanece directamente debajo de la luna, no hay transferencia de momento angular y el período orbital no cambia. Plutón y Caronte son un ejemplo de este tipo de configuración.

No existe consenso sobre el mecanismo de formación de los anillos de Saturno. Aunque los modelos teóricos indicaban que los anillos probablemente se formaron en una etapa temprana de la historia del Sistema Solar, los datos de la sonda espacial Cassini–Huygens sugieren que se formaron relativamente tarde.

La formación del Sistema Solar después de que el gas y el polvo se conecten en un disco protoplanetario. La gran mayoría de este material fue fuente de una supernova pasada.

A largo plazo, los mayores cambios en el Sistema Solar provendrán de cambios en el propio Sol a medida que envejece. A medida que el Sol quema su reserva de combustible de hidrógeno, se calienta más y quema el combustible restante aún más rápido. Como resultado, el Sol está creciendo más brillante a un ritmo del diez por ciento cada 1.100 millones de años. En unos 600 millones de años, el brillo del Sol habrá alterado el ciclo del carbono de la Tierra hasta el punto en que los árboles y los bosques (vida vegetal fotosintética C3) ya no podrán sobrevivir; y en unos 800 millones de años, el Sol habrá matado toda la vida compleja en la superficie de la Tierra y en los océanos. En 1.100 millones de años, la mayor emisión de radiación del Sol hará que su zona habitable circunestelar se mueva hacia afuera, haciendo que la superficie de la Tierra sea demasiado caliente para que exista agua líquida allí de forma natural. En este punto, toda la vida se reducirá a organismos unicelulares. La evaporación del agua, un potente gas de efecto invernadero, de la superficie de los océanos podría acelerar el aumento de la temperatura, lo que podría acabar con toda la vida en la Tierra incluso antes. Durante este tiempo, es posible que a medida que la temperatura de la superficie de Marte aumente gradualmente, el dióxido de carbono y el agua actualmente congelados bajo el regolito de la superficie se liberen a la atmósfera, creando un efecto invernadero que calentará el planeta hasta que alcance condiciones paralelas a las de la Tierra actual, lo que proporcionaría un posible futuro hábitat para la vida. Dentro de 3.500 millones de años, las condiciones de la superficie de la Tierra serán similares a las de Venus en la actualidad.

Dentro de unos 5.400 millones de años, el núcleo del Sol se calentará lo suficiente como para provocar la fusión de hidrógeno en su capa circundante. Esto hará que las capas externas de la estrella se expandan enormemente y la estrella entre en una fase de su vida en la que se denomina gigante roja. Dentro de 7.500 millones de años, el Sol se habrá expandido hasta alcanzar un radio de 1,2 UA (180×10^⁶ km; 110×10^⁶ mi), es decir, 256 veces su tamaño actual. En la punta de la rama de las gigantes rojas, como resultado del gran aumento de la superficie, la superficie del Sol será mucho más fría (unos 2.600 K [2.330 °C; 4.220 °F]) que ahora, y su luminosidad será mucho mayor (hasta 2.700 luminosidades solares actuales). Durante parte de su vida como gigante roja, el Sol tendrá un fuerte viento estelar que se llevará alrededor del 33% de su masa. Durante esos períodos, es posible que la luna Titán de Saturno alcance las temperaturas superficiales necesarias para sustentar la vida.

A medida que el Sol se expande, se tragará a los planetas Mercurio y Venus. El destino de la Tierra no está tan claro; aunque el Sol envolverá la órbita actual de la Tierra, la pérdida de masa de la estrella (y, por lo tanto, la gravedad más débil) hará que las órbitas de los planetas se alejen más. Si fuera solo por esto, Venus y la Tierra probablemente escaparían a la incineración, pero un estudio de 2008 sugiere que la Tierra probablemente será tragada como resultado de las interacciones de marea con la envoltura exterior débilmente unida del Sol.

Además, la zona habitable del Sol se desplazará hacia el Sistema Solar exterior y, finalmente, más allá del cinturón de Kuiper al final de la fase de gigante roja, lo que provocará el deshielo de cuerpos helados como Encélado y Plutón. Durante este tiempo, estos mundos podrían soportar un ciclo hidrológico basado en el agua, pero como eran demasiado pequeños para albergar una atmósfera densa como la de la Tierra, experimentarían diferencias extremas de temperatura entre el día y la noche. Cuando el Sol abandone la rama de gigante roja y entre en la rama de gigante asintótica, la zona habitable se reducirá abruptamente hasta aproximadamente el espacio entre las órbitas actuales de Júpiter y Saturno, pero hacia el final de los 200 millones de años de duración de la fase de gigante asintótica, se expandirá hacia afuera hasta aproximadamente la misma distancia que antes.

Poco a poco, el hidrógeno que se quema en la capa que rodea el núcleo solar irá aumentando la masa del núcleo hasta alcanzar aproximadamente el 45% de la masa solar actual. En ese momento, la densidad y la temperatura serán tan altas que comenzará la fusión del helio en carbono, lo que dará lugar a un destello de helio; el Sol se encogerá de unas 250 a 11 veces su radio actual (de secuencia principal). En consecuencia, su luminosidad disminuirá de unas 3.000 a 54 veces su nivel actual, y su temperatura superficial aumentará a unos 4.770 K (4.500 °C; 8.130 °F). El Sol se convertirá en un gigante horizontal, que quemará helio en su núcleo de forma estable, de forma muy similar a como quema hidrógeno en la actualidad. La etapa de fusión del helio durará sólo 100 millones de años. Finalmente, tendrá que recurrir de nuevo a las reservas de hidrógeno y helio de sus capas externas. Se expandirá una segunda vez, convirtiéndose en lo que se conoce como un gigante asintótico. En este punto, la luminosidad del Sol aumentará de nuevo hasta alcanzar unas 2.090 luminosidades actuales, y se enfriará hasta unos 3.500 K (3.230 °C; 5.840 °F). Esta fase dura unos 30 millones de años, tras los cuales, en el transcurso de otros 100.000 años, las capas exteriores restantes del Sol se desprenderán, expulsando una vasta corriente de materia al espacio y formando un halo conocido (engañosamente) como nebulosa planetaria. El material expulsado contendrá el helio y el carbono producidos por las reacciones nucleares del Sol, lo que continuará enriqueciendo el medio interestelar con elementos pesados para las futuras generaciones de estrellas y planetas.

Se trata de un fenómeno relativamente pacífico, nada parecido a una supernova, que el Sol, por su pequeño tamaño, no puede experimentar como parte de su evolución. Cualquier observador presente para presenciar este fenómeno vería un aumento masivo de la velocidad del viento solar, pero no lo suficiente como para destruir un planeta por completo. Sin embargo, la pérdida de masa de la estrella podría provocar un caos en las órbitas de los planetas supervivientes, provocando que algunos colisionen, que otros sean expulsados del Sistema Solar y que otros se desgarren por interacciones de marea. Después, todo lo que quedará del Sol será una enana blanca, un objeto extraordinariamente denso, con un 54% de su masa original pero tan solo del tamaño de la Tierra. Inicialmente, esta enana blanca puede ser 100 veces más luminosa que el Sol en la actualidad. Estará compuesta enteramente de carbono y oxígeno degenerados, pero nunca alcanzará temperaturas lo suficientemente altas como para fusionar estos elementos. Por lo tanto, el Sol enano blanco se irá enfriando gradualmente, volviéndose cada vez más opaco.

A medida que el Sol muere, su atracción gravitatoria sobre los cuerpos que orbitan alrededor, como planetas, cometas y asteroides, se debilitará debido a su pérdida de masa. Las órbitas de todos los planetas restantes se expandirán; si Venus, la Tierra y Marte aún existen, sus órbitas se ubicarán aproximadamente a 1,4 UA (210 millones de km; 130 millones de mi), 1,9 UA (280 millones de km; 180 millones de mi) y 2,8 UA (420 millones de km; 260 millones de mi), respectivamente. Estos y los otros planetas restantes se convertirán en cáscaras oscuras y frías, completamente desprovistas de vida. Continuarán orbitando su estrella, su velocidad se reducirá debido a su mayor distancia del Sol y a la gravedad reducida del Sol. Dos mil millones de años después, cuando el Sol se haya enfriado hasta el rango de 6.000–8.000 K (5.730–7.730 °C; 10.340–13.940 °F), el carbono y el oxígeno en el núcleo del Sol se congelarán, y más del 90% de su masa restante asumirá una estructura cristalina. Finalmente, después de aproximadamente un cuatrillón de años, el Sol finalmente dejará de brillar por completo y se convertirá en una enana negra.

El Sistema Solar viaja solo a través de la Vía Láctea en una órbita circular a unos 30.000 años luz del Centro Galáctico. Su velocidad es de unos 220 km/s. El período necesario para que el Sistema Solar complete una revolución alrededor del Centro Galáctico, el año galáctico, está en el rango de 220 a 250 millones de años. Desde su formación, el Sistema Solar ha completado al menos 20 de esas revoluciones.

Varios científicos han especulado que la trayectoria del Sistema Solar a través de la galaxia es un factor en la periodicidad de las extinciones masivas observadas en el registro fósil de la Tierra. Una hipótesis supone que las oscilaciones verticales que realiza el Sol mientras orbita el centro galáctico hacen que pase regularmente por el plano galáctico. Cuando la órbita del Sol lo lleva fuera del disco galáctico, la influencia de la marea galáctica es más débil; cuando vuelve a entrar en el disco galáctico, como ocurre cada 20-25 millones de años, queda bajo la influencia de las "mareas del disco", mucho más fuertes, que, según los modelos matemáticos, aumentan el flujo de cometas de la nube de Oort hacia el Sistema Solar en un factor de 4, lo que lleva a un aumento masivo en la probabilidad de un impacto devastador.

Sin embargo, otros sostienen que el Sol se encuentra actualmente cerca del plano galáctico, y que, sin embargo, la última gran extinción se produjo hace 15 millones de años. Por lo tanto, la posición vertical del Sol no puede explicar por sí sola estas extinciones periódicas, y que las extinciones se producen, en cambio, cuando el Sol pasa a través de los brazos espirales de la galaxia. Los brazos espirales albergan no sólo un mayor número de nubes moleculares, cuya gravedad puede distorsionar la nube de Oort, sino también mayores concentraciones de brillantes gigantes azules, que viven durante períodos relativamente cortos y luego explotan violentamente como supernovas.

Aunque la gran mayoría de las galaxias del Universo se están alejando de la Vía Láctea, la galaxia de Andrómeda, el miembro más grande del Grupo Local de galaxias, se dirige hacia ella a unos 120 km/s. En 4.000 millones de años, Andrómeda y la Vía Láctea colisionarán, lo que provocará que ambas se deformen a medida que las fuerzas de marea deformen sus brazos exteriores en enormes colas de marea. Si se produce esta interrupción inicial, los astrónomos calculan que hay un 12% de posibilidades de que el Sistema Solar sea atraído hacia afuera, hacia la cola de marea de la Vía Láctea, y un 3% de posibilidades de que quede ligado gravitacionalmente a Andrómeda y, por lo tanto, sea parte de esa galaxia. Después de una serie de golpes oblicuos adicionales, durante los cuales la probabilidad de expulsión del Sistema Solar aumenta al 30%, los agujeros negros supermasivos de las galaxias se fusionarán. Finalmente, en aproximadamente 6.000 millones de años, la Vía Láctea y Andrómeda completarán su fusión en una galaxia elíptica gigante. Durante la fusión, si hay suficiente gas, la mayor gravedad empujará el gas hacia el centro de la galaxia elíptica en formación. Esto puede conducir a un breve período de intensa formación estelar llamado brote de formación estelar. Además, el gas que cae alimentará el agujero negro recién formado, transformándolo en un núcleo galáctico activo. La fuerza de estas interacciones probablemente empujará al Sistema Solar hacia el halo exterior de la nueva galaxia, dejándolo relativamente indemne de la radiación de estas colisiones.

Es un error muy común creer que esta colisión alterará las órbitas de los planetas del Sistema Solar. Si bien es cierto que la gravedad de las estrellas que pasan por el espacio puede desprender planetas y lanzarlos al espacio interestelar, las distancias entre las estrellas son tan grandes que la probabilidad de que la colisión entre la Vía Láctea y Andrómeda provoque tal alteración en cualquier sistema estelar individual es insignificante. Aunque el Sistema Solar en su conjunto podría verse afectado por estos eventos, no se espera que el Sol y los planetas se vean afectados.

Sin embargo, con el tiempo, la probabilidad acumulada de un encuentro casual con una estrella aumenta, y la desintegración de los planetas se vuelve casi inevitable. Suponiendo que no se produzcan los escenarios de Big Crunch o Big Rip que provocarían el fin del universo, los cálculos sugieren que la gravedad de las estrellas que pasan por allí habrá despojado por completo al Sol muerto de sus planetas restantes en un plazo de 1 cuatrillón (10¹⁵) de años. Este punto marca el fin del Sistema Solar. Aunque el Sol y los planetas pueden sobrevivir, el Sistema Solar, en cualquier sentido significativo, dejará de existir.

El marco temporal de la formación del Sistema Solar se ha determinado mediante datación radiométrica. Los científicos estiman que el Sistema Solar tiene 4.600 millones de años. Los granos minerales más antiguos conocidos en la Tierra tienen aproximadamente 4.400 millones de años. Las rocas tan antiguas son raras, ya que la superficie de la Tierra se remodela constantemente por la erosión, el vulcanismo y la tectónica de placas. Para estimar la edad del Sistema Solar, los científicos utilizan meteoritos, que se formaron durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Se ha descubierto que casi todos los meteoritos (véase el meteorito Canyon Diablo) tienen una edad de 4.600 millones de años, lo que sugiere que el Sistema Solar debe tener al menos esa edad.

Los estudios de discos que rodean otras estrellas también han contribuido en gran medida a establecer un marco temporal para la formación del Sistema Solar. Las estrellas de entre uno y tres millones de años tienen discos ricos en gas, mientras que los discos que rodean estrellas de más de 10 millones de años tienen poco o nada de gas, lo que sugiere que los planetas gigantes en su interior han dejado de formarse.

Un cronograma gráfico está disponible en Línea de tiempo gráfica de la Tierra y el Sol

Nota: Todas las fechas y horas de esta cronología son aproximadas y deben tomarse únicamente como un indicador de orden de magnitud.

• Duncan, Martin J.; Lissauer, Jack J. (1997). "Estabilidad Orbital del Sistema Satélite Urano". Icarus. 125 (1): 1–12. Código:1997Icar..125....1D. doi:10.1006/icar.1996.5568.
• Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephen A. (1998). Astronomía introductoria " Astrofísica " (4a edición). Saunders College Editor. ISBN 0-03-006228-4.

• 7M animación de skyandtelescope.com mostrando la evolución temprana del Sistema Solar externo.
• QuickTime animación de la futura colisión entre la Vía Láctea y Andromeda
• Cómo morirá el Sol: Y lo que sucede a la Tierra (Vídeo en Space.com)