Vznik a vývoj sluneční soustavy: Porovnání verzí

V&nbsp;průběhu příštích 5&nbsp;miliard let se Slunce ochladí, mnohokrát zvětší svůj objem a&nbsp;stane se [[červený obr|rudým obrem]], který pak odvrhne své vnější vrstvy, a&nbsp;vytvoří tak [[planetární mlhovina|planetární mlhovinu]]. Zbytek Slunce se promění v&nbsp;[[bílý trpaslík|bílého trpaslíka]]. Ve velmi vzdálené budoucnosti ho pak gravitace míjejících hvězd připraví o&nbsp;jeho planety. Některé mohou být zničeny, jiné vymrštěny do mezihvězdného prostoru, a&nbsp;Slunce tak během biliardy (10¹⁵) let zůstane bez jakýchkoliv oběžnic.<ref name="dyson" />

}}</ref> Roku 1935 šel Eddington ještě dále a&nbsp;prohlásil, že různé [[chemický prvek|chemické prvky]] by rovněž mohly pocházet z&nbsp;nitra hvězd.<ref name="Hoyle2005">{{Citace monografie

}}</ref> Na tento předpoklad navázal [[Fred Hoyle]], který přišel s&nbsp;myšlenkou, že v&nbsp;jádrech rudých obrů se tvoří chemické prvky těžší než [[vodík]] a&nbsp;[[helium]].<ref name="Hoyle2005" />

[[Mlhovinová hypotéza]] říká, že sluneční soustava byla vytvořena [[gravitační kolaps|gravitačním kolapsem]] malé části obrovského molekulárního oblaku. Tento oblak měl průměr asi 20&nbsp;[[parsek]]ů (přibližně 65&nbsp;[[světelný rok|světelných let]]),<ref name="Montmerle2006" /> kolabující část pak měřila napříč asi 1&nbsp;parsek (něco přes 3&nbsp;světelné roky).<ref name="Arizona">{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Pokračující kolaps vedl k&nbsp;vytvoření hustého jádra o&nbsp;velikosti 0,01&nbsp;až 0,1&nbsp;parseku (2000&nbsp;až 20&nbsp;000&nbsp;[[astronomická jednotka|astronomických jednotek]]).<ref name="Montmerle2006" /><ref>{{Citace periodika

}}</ref> které je v&nbsp;pozdních fázích svého života vyvrhovaly do [[Mezihvězdné prostředí|mezihvězdného prostoru]].<ref name="Lineweaver2001">{{Citace periodika

Astronomové původně předpokládali, že Slunce se zformovalo v&nbsp;poměrné izolaci, ovšem rozbory složení některých velmi starých [[meteorit]]ů odhalily stopy [[izotop]]ů s&nbsp;relativně krátkou dobou životnosti, jako např.&nbsp;izotop [[železo|železa]]&nbsp;⁶⁰Fe, které se tvoří pouze v&nbsp;explodujících [[supernova|supernovách]]. Z&nbsp;toho lze usoudit, že v&nbsp;době, kdy se tvořila sluneční soustava, se v&nbsp;blízkosti nacházela nějaká supernova. Je možné, že kolaps molekulového mračna způsobila [[rázová vlna]] pocházející právě z&nbsp;této supernovy. Protože do stádia supernovy dospívají pouze velmi hmotné hvězdy s&nbsp;krátkou životností, muselo k&nbsp;tomu dojít v&nbsp;nějaké rozsáhlé oblasti, kde takové hvězdy vznikají, podobné jako je [[Mlhovina v Orionu|Velká mlhovina v&nbsp;Orionu]].<ref name="cradle">{{Citace periodika

}}</ref><ref name="iron">{{Citace periodika

Jak vyplývá ze [[zákon zachování hybnosti|zákona zachování hybnosti]], kolabující mlhovina rotovala stále rychleji. Protože materiál, z&nbsp;něhož byla tvořena, stále houstl, jednotlivé [[atom]]y do sebe začaly narážet stále častěji, a&nbsp;tak měnily její energii na teplo. Střed mlhoviny, v&nbsp;němž se soustředila většina hmoty, byl mnohem teplejší než disk, který ho obklopoval.<ref name="Arizona"/> V&nbsp;průběhu přibližně 100&nbsp;000&nbsp;let<ref name="Montmerle2006">{{Citace periodika

V&nbsp;této fázi svého vývoje bylo Slunce zřejmě [[proměnná hvězda|proměnnou hvězdou]] typu [[hvězda typu T Tauri|T&nbsp;Tauri]].<ref name="apj2_313">{{Citace periodika

}}</ref> která vytvořila dostatek vnitřní energie působící proti dalšímu gravitačnímu smršťování, takže Slunce dosáhlo [[hydrostatická rovnováha|hydrostatické rovnováhy]].<ref name="Yi2001">{{Citace periodika

}} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0104/0104292v3.pdf PDF preprint online]</ref> V&nbsp;této chvíli začalo znatelně zářit i&nbsp;ve viditelném spektru<ref name="Grygar"/> a&nbsp;započala nejdelší fáze jeho života, označovaná jako [[hlavní posloupnost]]. Hvězdy hlavní posloupnosti získávají svou energii jadernou fúzí, při níž ve svém jádru mění vodík na helium. V&nbsp;této fázi se Slunce nachází i&nbsp;dnes.<ref name="sequence">Zeilik &&nbsp;Gregory (1998, s.&nbsp;320)</ref>

Vnitřní část sluneční soustavy, to jest oblast do vzdálenosti asi 4&nbsp;astronomických jednotek, byla příliš teplá na to, aby zde molekuly prchavých látek jako [[voda]] nebo [[methan]] mohly kondenzovat, takže planetesimály se zde mohly formovat pouze z&nbsp;látek s&nbsp;vysokým [[Teplota tání|bodem tání]], jako jsou [[kovy]] a&nbsp;[[křemičitany]]. Jakmile velikosti některých z&nbsp;nich přesáhly 150&nbsp;kilometrů, došlo v&nbsp;jejich nitru k&nbsp;částečnému natavení materiálu a&nbsp;k&nbsp;jejich rozvrstvení, včetně vzniku na kovy bohatého jádra. K&nbsp;tomu se ještě přidružily tepelné a&nbsp;mechanické šoky během jejich srážek a&nbsp;[[chemická reakce|chemické reakce]] s&nbsp;částečkami vody, která pronikala do jejich trhlin. Tyto podmínky vedly k&nbsp;další tvorbě nových minerálů, jejichž celkový počet se již pohyboval kolem&nbsp;250.<ref name="SciAmCzMinerály"/> Protože materiály, z&nbsp;nichž vznikaly planetesimály ve vnitřní části sluneční soustavy, jsou ve vesmíru poměrně vzácné a&nbsp;v&nbsp;původní mlhovině tvořily pouze 0,6 % její hmoty, nemohla tato tělesa dorůst příliš velkých rozměrů.<ref name="Arizona" /> Zárodky [[terestrická planeta|terestrických planet]] měly asi 5&nbsp;setin hmotnosti dnešní Země a&nbsp;další materiál přestaly akumulovat asi 100&nbsp;000&nbsp;let po vzniku Slunce. Tělesa se nadále srážela a&nbsp;spojovala, což vedlo ke vzniku terestrických planet ([[Merkur (planeta)|Merkuru]], [[Venuše (planeta)|Venuše]], [[Země]] a&nbsp;[[Mars (planeta)|Marsu]]) současných rozměrů.<ref name="sciam" />

V&nbsp;průběhu svého vzniku byly terestrické planety stále ponořeny v&nbsp;prachoplynovém disku. [[Teplota]], [[hustota]] a&nbsp;[[tlak]] plynu v&nbsp;disku se vzrůstající vzdáleností od hvězdy klesají. Tlak, [[Diferenciální rotace|rotace]] a&nbsp;gravitace plynu jsou v&nbsp;rovnováze a&nbsp;vlivem toho plyn obíhá o&nbsp;něco pomaleji, než pevná tělesa.<ref name="SciAmCz" /> Mezi pomalejším plynem a&nbsp;planetami docházelo k&nbsp;přenosu momentu hybnosti, takže planety se dostávaly na nové dráhy.<ref>{{Citace elektronického periodika

}}</ref> Během 3&nbsp;milionů let tělesa v&nbsp;této oblasti dorůstala do hmotnosti až čtyř Zemí.<ref name="sciam" /> Dnes čtyři plynní obři tvoří 99 % veškeré hmoty obíhající kolem Slunce.<ref group="pozn"> Součet hmotností Jupiteru, Saturnu, Uranu a&nbsp;Neptunu je 445,6&nbsp;hmotnosti Země. Hmotnost zbývajícího materiálu je 5,26&nbsp;hmotnosti Země, tj.&nbsp;1,1 %.</ref> Astronomové věří, že to není žádná náhoda, že Jupiter leží poměrně nedaleko za sněžnou čárou. Na zárodky planet obíhajících v&nbsp;plynném prostředí protoplanetárního disku totiž působí dva protichůdné vlivy. Plyn, který obíhá na vnější straně jejich dráhy, je pomalejší, takže je brzdí, a&nbsp;naopak plyn na vnitřní straně jejich dráhy je rychlejší, takže je popohání. Vnější oblast je ale větší, a&nbsp;proto její vliv dominuje, takže planetární embryo postupně ztrácí energii a&nbsp;po spirále se přibližuje k&nbsp;centrální hvězdě. U&nbsp;sněžné hranice se však akumulovalo velké množství vody vypařené z&nbsp;materiálu padajícího dovnitř sluneční soustavy, takže když se zárodek budoucího Jupiteru dostal až sem, začal ho pohánět poměrně silný „vítr“ do zad od rychle obíhajících částic v&nbsp;této oblasti, díky čemuž se jeho oběžná dráha stabilizovala. Zárodek budoucího plynného obra nadále přitahoval z&nbsp;okolního prostředí vodík a&nbsp;rostl velkou rychlostí; za 1000&nbsp;let mohl dosáhnout až poloviny své konečné hmotnosti.<ref name="sciam">{{Citace periodika

}}</ref><ref name="SciAmCz">{{Citace periodika

Vznik Jupiteru usnadnil vznik dalších plynných obrů. V&nbsp;jeho blízkosti totiž vznikla v&nbsp;obíhajícím plynu velká mezera, jejíž vnější okraj měl podobný vliv jako sněžná čára: rozdíl tlaku urychloval obíhající plyn, a&nbsp;tím byla zastavena migrace dalšího z&nbsp;planetárních embryí směrem do středu soustavy. Rozdíly ve velikosti plynných obrů patrně souvisí s&nbsp;dobou jejich vzniku&nbsp;– Saturn je mnohem menší než Jupiter, protože vznikal o&nbsp;několik milionů let později a&nbsp;v&nbsp;disku na něj již nezbylo tolik materiálu.<ref name="sciam" /><ref name="SciAmCz" />

Hvězdy typu T&nbsp;Tauri, jakým bylo i&nbsp;mladé Slunce, mívají mnohem silnější [[hvězdný vítr]] než mnohem stabilnější a&nbsp;starší hvězdy. Uran a&nbsp;Neptun se zformovaly až po Jupiteru a&nbsp;Saturnu, kdy již sluneční vítr odvál většinu materiálu. Důsledkem bylo, že tyto planety nashromáždily jen málo vodíku a&nbsp;helia&nbsp;– ne více, než činí hmotnost Země.<ref name="thommes"/> Hlavním problémem teorií popisujících vznik těchto planet je doba jejich vzniku. V&nbsp;oblastech, kde se nyní nacházejí, by trvalo miliony let, než by akrecí vznikla jejich jádra, takže by to nemohly před odvátím plynu slunečním větrem stihnout. To znamená, že se Uran i&nbsp;Neptun musely zformovat mnohem blíže Slunci, poblíž Jupiteru a&nbsp;Saturnu, možná i&nbsp;mezi nimi, a&nbsp;poté migrovaly směrem ven.<ref name="thommes"/><ref name="Levison2007" /> V&nbsp;době planetesimál se tělesa ve sluneční soustavě nepohybovala vždy jen směrem ke Slunci. Vzorky prachu, které přinesla sonda {{Cizojazyčně|en|[[Stardust]]}} z&nbsp;ohonu komety {{Cizojazyčně|en|[[81P/Wild-2|Wild&nbsp;2]]}}, naznačují, že materiál z&nbsp;raných fází vznikající sluneční soustavy migroval z&nbsp;teplejších vnitřních oblastí do oblasti Kuiperova pásu.<ref>{{Citace elektronické monografie

Po 3&nbsp;až 10&nbsp;milionech let<ref name="sciam" /> sluneční vítr odvál všechen plyn a&nbsp;prach protoplanetárního disku do mezihvězdného prostoru, a&nbsp;tak další růst planet ukončil.<ref>{{Citace periodika

Na konci období formování planet byla vnitřní část sluneční soustavy osídlena 50–100&nbsp;protoplanetami, jejichž velikosti se pohybovaly někde mezi rozměry dnešního Měsíce a&nbsp;Marsu.<ref name="Petit2001" /><ref name= Kominami>{{Citace periodika

}}</ref> Další růst byl možný pouze prostřednictvím jejich vzájemných srážek a&nbsp;následných splynutí, což trvalo dalších 100&nbsp;milionů let. Tato tělesa na sebe navzájem gravitačně působila, vlivem tohoto působení měnila své oběžné dráhy, až se nakonec srazila. Výsledkem byly čtyři terestrické planety, které známe dnes.<ref name="sciam" /> Během [[Teorie velkého impaktu|jedné z&nbsp;těchto kolizí]] se zřejmě zformoval také pozemský Měsíc,<ref name="Pokorný">{{Citace monografie

}}</ref> jiná zase zbavila Merkur části jeho svrchního pláště.<ref>Zdeněk Pokorný (2005, s.&nbsp;128)</ref><ref name="Solomon2003">{{Citace periodika

Nevyřešenou otázkou u&nbsp;tohoto modelu zůstává, jak se původní oběžné dráhy proto-terestrických planet, které musely být velmi [[excentricita dráhy|výstřední]] (jinak by se nemohly srážet), změnily na pozoruhodně stabilní a&nbsp;téměř kruhové, jaké pozorujeme dnes.<ref name="Petit2001" /> Podle jedné z&nbsp;hypotéz se zformovaly v&nbsp;plynovém disku, který stále ještě nebyl od Slunce odvát. Tento zbytkový plyn pak prostřednictvím tzv.&nbsp;[[gravitační tření|gravitačního tření]] snížil energii planet a&nbsp;upravil jejich oběžné dráhy.<ref name= Kominami /> Pokud ovšem tento plyn v&nbsp;době vzniku terestrických planet existoval, neměly by se na tyto výstřední dráhy vůbec dostat.<ref name="sciam" /> Podle jiné hypotézy nedocházelo ke gravitačnímu tření mezi planetami a&nbsp;zbytkovým plynem, ale mezi planetami a&nbsp;jinými malými tělesy. Když se velké těleso prodíralo mezi tělesy mnohem menšími, tato malá tělesa byla přitahována jeho gravitací a&nbsp;vytvářela za ním jakousi brázdu o&nbsp;vyšší hustotě než byla hustota okolí. Tyto hustší oblasti pak gravitačně na velké těleso působily, zpomalovaly ho a&nbsp;postupně dostávaly na pravidelnější oběžnou dráhu.<ref>{{Citace periodika

[[Hlavní pás|Hlavním pásem asteroidů]] se nazývá vnější okraj oblasti terestrických planet ležící mezi 2&nbsp;a&nbsp;4&nbsp;astronomickými jednotkami od Slunce. Pás asteroidů původně obsahoval více než dostatek hmoty k&nbsp;tomu, aby se zde zformovaly 2&nbsp;až 3&nbsp;planety podobné velikosti jako Země a&nbsp;i&nbsp;zde vývoj započal tvorbou velkého počtu planetesimál. Planetesimály se pak dále spojovaly a&nbsp;vytvořily 20&nbsp;až 30&nbsp;protoplanet, které se svými rozměry pohybovaly někde mezi dnešními velikostmi Měsíce a&nbsp;Marsu.<ref name="Bottke2005">{{Citace periodika

}}</ref> Vývoj této oblasti však nabral zcela jiný směr poté, co se zformovala obří planeta Jupiter, k&nbsp;čemuž došlo asi 3&nbsp;miliony let po vzniku Slunce.<ref name="Petit2001">{{Citace periodika

}}</ref> a&nbsp;vymrštění planetesimál ven z&nbsp;pásu asteroidů nebo zvýšení sklonu a&nbsp;výstřednosti jejich oběžných drah.<ref name="Bottke2005" /><ref name="OBrien2007" /> Některé z&nbsp;nich také putovaly do vnitřních částí sluneční soustavy, kde pak sehrály roli v&nbsp;závěrečné fázi akrece terestrických planet.<ref name="Bottke2005" /><ref name="Raymond2007" /><ref>{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Na konci tohoto období zůstala v&nbsp;pásu asteroidů hmota rovná méně než 1 % hmotnosti Země, která byla tvořena hlavně malými planetesimálami.<ref name="OBrien2007">{{Citace periodika

}}</ref> Stále to však ještě bylo asi 10&nbsp;až 20krát více, než jaká je jeho současná hmotnost.<ref name="Krasinsky2002">{{Citace periodika

Srážky Země s&nbsp;tělesy pocházejícími z&nbsp;raného pásu asteroidů pravděpodobně hrály významnou roli při tvorbě [[Světový oceán|pozemských zásob vody]]. Voda je příliš prchavá na to, aby mohla být na Zemi přítomna již v&nbsp;době jejího vzniku, takže se na ni musela dostat až později, a&nbsp;to ze vzdálenějších a&nbsp;chladnějších částí sluneční soustavy.<ref name="Hsieh2006" /> Je velmi pravděpodobné, že ji sem dopravily právě planetární embrya a&nbsp;malé planetesimály vymrštěné Jupiterem z&nbsp;pásu asteroidů.<ref name="Raymond2007">{{Citace periodika

}}</ref> Populace komet obíhajících uvnitř pásu asteroidů, která byla objevena roku 2006, rovněž naznačuje, že pozemské zdroje vody by mohly pocházet právě odsud.<ref name="Hsieh2006">{{Citace periodika

Podle mlhovinové hypotézy nemohly vnější planety vzniknout na místech, kde obíhají nyní. Uran a&nbsp;Neptun (označovaní též jako „[[ledový obr|ledoví obři]]“) se vyskytují v&nbsp;oblasti, kde by menší hustota sluneční mlhoviny a&nbsp;delší oběžná doba činily jejich stvoření vysoce nepravděpodobným.<ref name="Taylor2001">{{Citace elektronické monografie

Migrace vnějších planet je také vysvětlením podoby nejvzdálenějších oblastí sluneční soustavy.<ref name="Levison2007">{{Citace periodika

}} [http://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0712/0712.0553v1.pdf PDF preprint online]</ref> Za Neptunem sluneční soustava přechází v&nbsp;[[Kuiperův pás]], [[rozptýlený disk]] a&nbsp;[[Oortův oblak|Oortovo mračno]], což jsou tři oblasti řídce osídlené malými ledovými tělesy, o&nbsp;nichž se soudí, že z&nbsp;nich pochází též většina pozorovaných komet. V&nbsp;této vzdálenosti od Slunce byla akrece příliš pomalá na to, aby se tu mohly zformovat planety dříve, než došlo k&nbsp;rozptýlení sluneční mlhoviny.<ref name="Taylor2001" /> Kuiperův pás leží ve vzdálenosti 30&nbsp;až 55&nbsp;astronomických jednostek (AU) od Slunce, vzdálenější rozptýlený disk sahá až vzdálenosti více než 100&nbsp;AU<ref name="Levison2007" /> a&nbsp;Oortovo mračno začíná až ve vzdálenosti 50&nbsp;000&nbsp;AU.<ref>{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Původně však byl Kuiperův pás mnohem hustší a&nbsp;blíže Slunci, přičemž jeho vnější okraj končil přibližně ve vzdálenosti 30&nbsp;AU a&nbsp;vnitřní okraj býval hned za dnešními oběžnými drahami Uranu a&nbsp;Neptunu. Tyto zase byly mnohem blíže Slunci (pravděpodobně někde mezi 15–20&nbsp;AU) a&nbsp;na rozdíl od současné situace býval Uran dále od Slunce než Neptun.<ref name="Gomes"/><ref name="Levison2007" />

Poté, co se sluneční soustava zformovala, oběžné dráhy plynných obrů se dále pomalu měnily a&nbsp;ovlivňovaly velké množství zbývajících planetesimál. Asi po 500–600&nbsp;milionech let (tj.&nbsp;asi před 4&nbsp;miliardami let) se planety Jupiter a&nbsp;Saturn dostaly do vzájemné [[dráhová rezonance|rezonance]]&nbsp;2:1 (na dva oběhy Jupiteru připadal 1&nbsp;oběh Saturnu).<ref name="Levison2007" /> Důsledkem byl gravitační tlak proti ostatním vnějším planetám, který způsobil, že Neptun byl vytlačen až za Uran a&nbsp;zakousl se do tehdejšího Kuiperova pásu. Zatímco se obě planety pohybovaly směrem ven, svým vlivem vychýlily většinu malých ledových těles Kuiperova pásu směrem dovnitř.<ref name="Levison2007" /> Když se však planetesimály dostaly do interakce s&nbsp;Jupiterem, jehož obrovská gravitace je vysílala na vysoce eliptické dráhy nebo je dokonce vyrážela ven ze sluneční soustavy, byly důsledky opačné&nbsp;– dráha Jupiteru se posunula o&nbsp;něco více dovnitř.<ref group="pozn">Důvod, proč se Saturn, Uran a&nbsp;Neptun posunovaly vlivem interakce s&nbsp;planetesimálami směrem k&nbsp;okraji sluneční soustavy, zatímco Jupiter dovnitř, tkví v&nbsp;hmotnosti Jupiteru, díky níž byl schopen velké množství planetesimál vymrštit ven ze sluneční soustavy, zatímco ostatní, méně hmotní obři toho schopni nebyli. Když se nějaká planetesimála dostala do gravitačního vlivu Jupiteru a&nbsp;ten ji katapultoval pryč, odnesla si s&nbsp;sebou část jeho energie, a&nbsp;on pak klesl na nižší oběžnou dráhu kolem Slunce. Když podobným způsobem odmrštily menší těleso Neptun, Uran nebo Saturn, tak se dostalo na vysoce eliptickou dráhu, ale stále zůstalo ve sluneční soustavě, takže se mohlo v&nbsp;dalším oběhu vrátit a&nbsp;část energie zase planetě odevzdat zpátky. Když ale některá z&nbsp;planet Neptun, Uran či Saturn naopak nasměrovala menší těleso směrem dovnitř soustavy, pak získala jeho energii a&nbsp;posunula se na vzdálenější dráhu. Navíc takové těleso vyslané dovnitř sluneční soustavy mělo velkou šanci, že se dostane do vlivu Jupiteru, který ho vymrští ven, takže získaná energie pak Neptunu, Uranu či Saturnu zůstala.</ref> Tělesa, která Jupiter katapultoval na velmi eliptické dráhy pak vytvořila tzv.&nbsp;Oortovo mračno;<ref name="Levison2007" /> tělesa vymrštěná méně silně Neptunem vytvořila současnou podobu Kuiperova pásu a&nbsp;rozptýleného disku.<ref name="Levison2007" /> Tento scénář také vysvětluje, proč v&nbsp;současné době Kuiperův pás a&nbsp;rozptýlený disk obsahují tak málo hmoty. Některá z&nbsp;rozptýlených těles, včetně [[Pluto (trpasličí planeta)|Pluta]], se dostala do gravitačního vlivu Neptunu a&nbsp;následně do rezonance oběžných dob.<ref name="Malhorta1995">{{Citace periodika

}} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/9504/9504036v1.pdf PDF preprint online]</ref> Gravitační tření mezi těmito planetami a&nbsp;okolními planetesimálami pak opět upravilo jejich dráhy do kruhové podoby.<ref name="Levison2007" /><ref name="fogg_nelson">{{Citace periodika

Vnitřní planety, na rozdíl od planet vnějších, v&nbsp;průběhu dosavadního vývoje sluneční soustavy své oběžné dráhy významně neměnily a&nbsp;po [[Pozdní velké bombardování|éře pozdního velkého bombardování]] již tyto dráhy zůstaly stabilní.<ref name="sciam" />

Migrující plynní obři svou gravitací změnili oběžné dráhy velkého množství planetek, které se tak dostaly do vnitřních částí sluneční soustavy. Důsledkem bylo vyprázdnění původního pásu asteroidů na jeho současnou nízkou úroveň.<ref name="OBrien2007" /> Je možné, že právě tyto planetky byly původcem tzv.&nbsp;[[pozdní velké bombardování|pozdního velkého bombardování]], které se odehrálo přibližně před 4&nbsp;miliardami let, tj.&nbsp;500–600&nbsp;milionů let po vzniku sluneční soustavy.<ref name="Gomes"/><ref name="shuffle">{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Nejstarší známý důkaz života na Zemi pochází z&nbsp;doby před 3,8&nbsp;miliardami let, tj.&nbsp;velmi krátkou dobu po ukončení velkého bombardování.<ref name="life">{{Citace elektronické monografie

}}</ref><ref name="Agnor2006">{{Citace periodika

Vývoj pásu asteroidů byl po ukončení éry pozdního velkého bombardování určován především vzájemnými kolizemi.<ref name="Bottke2005b">{{Citace sborníku

}}</ref> Tělesa s&nbsp;velkou hmotností mají dostatečně velkou gravitaci na to, aby si udržela svůj materiál i&nbsp;po silné srážce, což však nebyl případ těchto planetek. Důsledkem bylo, že mnoho z&nbsp;nich se zcela roztříštilo a&nbsp;někdy se z&nbsp;jejich pozůstatků poskládala nová tělesa.<ref name="Bottke2005b" /> Vznik [[asteroidní měsíc|asteroidních měsíců]] lze vysvětlit pouze opětnou konsolidací materiálu, který byl vyvržen z&nbsp;mateřského tělesa silou, jež nepostačovala k&nbsp;úplnému [[Úniková rychlost|úniku]] z&nbsp;dosahu jeho gravitace, takže zůstal na jeho oběžné dráze.<ref>{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Většina takových satelitů navíc obíhá v&nbsp;opačném směru, než v&nbsp;jakém rotuje jejich planeta. Největší satelit, o&nbsp;němž se astronomové domnívají, že je zachyceným tělesem, je Neptunův měsíc [[Triton (měsíc)|Triton]], který byl zřejmě původně tělesem Kuiperova pásu.<ref name="Agnor2006" /><ref>Zdeněk Pokorný (2005, s.&nbsp;202)</ref><ref name=Agnor2006/>

Satelity těles sluneční soustavy, která mají pevný povrch, byly vytvořeny buď při kolizi nebo zachycením. Například oba malé měsíce Marsu, [[Deimos (měsíc)|Deimos]] a&nbsp;[[Phobos (měsíc)|Phobos]], jsou pravděpodobně zachycenými [[planetka]]mi.<ref name="Pokorný2">Zdeněk Pokorný (2005, s.&nbsp;96)</ref><ref>Zeilik &&nbsp;Gregory (1998, s.&nbsp;118–120)</ref> Pozemský Měsíc zase byl zřejmě vytvořen při jedné [[Teorie velkého impaktu|obrovské kolizi]].<ref name="Canup2005" /><ref>{{Citace periodika

}}</ref> Těleso, které se srazilo se Zemí, mělo zřejmě hmotnost srovnatelnou s&nbsp;Marsem, a&nbsp;tato srážka se pravděpodobně udála na konci éry velkého bombardování. Srážkou byla na oběžnou dráhu Země vymrštěna část kůry dopadnuvšího tělesa, která se pak opět poskládala, a&nbsp;dala tak vzniknout Měsíci.<ref name="Pokorný"/><ref name="Canup2005">{{Citace periodika

}}</ref><ref name="Pokorný"/> Tato kolize byla zřejmě poslední ze série velkých srážek, které formovaly Zemi. Existují také hypotézy, podle nichž se v&nbsp;jednom z&nbsp;[[Librační centrum|libračních center]] soustavy Země–Slunce (buď L₄ nebo L₅) zformovalo těleso velikosti Marsu, které později změnilo svou dráhu.<ref>{{Citace elektronické monografie

Rovněž [[Charon (měsíc)|Charon]], satelit obíhající Pluto, mohl vzniknou v&nbsp;důsledku velké srážky. Soustavy Pluto–Charon a&nbsp;Země–Měsíc jsou jediné ve sluneční soustavě, v&nbsp;nichž hmotnost satelitu obíhajícího kolem planety či trpasličí planety dosahuje alespoň 1 % její hmotnosti.<ref name="impact_Pluto">{{Citace periodika

Sluneční soustava je [[chaos|chaotická]]<ref name="laskar94">{{Citace periodika

}}</ref>) se u&nbsp;nich pohybuje mezi 2&nbsp;a&nbsp;230&nbsp;miliony let.<ref name="hayes07">{{Citace periodika

Sluneční soustava je však velmi stabilní v&nbsp;tom ohledu, že žádné z&nbsp;planet se v&nbsp;průběhu několika příštích miliard let nedostanou do vzájemné kolize.<ref name="hayes07" /> O&nbsp;něco později, asi během 5&nbsp;miliard let, se však může výstřednost oběžné dráhy Marsu zvětšit až na hodnotu&nbsp;0,2 a&nbsp;překřížit tak oběžnou dráhu Země, což by potenciálně mohlo vést ke srážce. Během téže doby by se mohla ještě znatelněji zvýšit výstřednost oběžné dráhy Merkuru, který by se tak dostal do blízkosti Venuše a&nbsp;výsledkem tohoto setkání by bylo buď jeho vystřelení ven ze sluneční soustavy<ref name="laskar94" /> nebo změna oběžné dráhy, která by ho dostala na kolizní kurs s&nbsp;Venuší či se Zemí.<ref>{{Citace elektronického periodika

Jiný scénář může nastat, pokud měsíc obíhá kolem své mateřské planety rychleji, než tato rotuje, nebo obíhá v&nbsp;opačném směru. V&nbsp;obou těchto případech slapové dmutí postupuje za obíhajícím měsícem a&nbsp;ten se naopak pomalu po spirále přibližuje k&nbsp;planetě. Nakonec je buď slapovými silami zcela roztrhán, což může vést k&nbsp;vytvoření [[planetární prstenec|prstence]] kolem planety, nebo se s&nbsp;ní srazí. Tento osud čeká měsíc Marsu Phobos (za 30&nbsp;až 50&nbsp;milionů let),<ref name="Pokorný2"/><ref name="Bills2006">{{Citace periodika

}}</ref> měsíce Jupiteru [[Metis (měsíc)|Metis]] a&nbsp;[[Adrastea (měsíc)|Adrastea]],<ref name="Burns2004">{{Citace sborníku

Z&nbsp;dlouhodobého hlediska vývoj sluneční soustavy nejvíce ovlivní vývoj samotného Slunce. Když Slunce přemění většinu své zásoby [[vodík]]u, zvýší se jeho [[teplota]] a&nbsp;zbytek vodíku se vypotřebuje ještě rychleji. Důsledkem toho se jasnost Slunce zvětšuje asi o&nbsp;10 % každé 1,1&nbsp;miliardy let.<ref name="scientist">{{Citace periodika

}}</ref> Asi za miliardu let se [[zářivý výkon]] Slunce zvýší a&nbsp;tzv.&nbsp;[[obyvatelná zóna]] se od něj posune dále. Země bude natolik horká, že se na ní nebude vyskytovat voda v&nbsp;tekutém stavu, takže život na ní nebude možný.<ref name="Schroder2008" /> [[Vodní pára]] je silným [[Skleníkové plyny|skleníkovým plynem]], takže [[vypařování]] oceánů by mohlo také zvyšovat teplotu [[povrch Země|zemského povrchu]], a&nbsp;možná tak život na Zemi ukončit ještě dříve.<ref>{{Citace elektronického periodika

}}</ref> Je možné, že v&nbsp;tomto období postupně stoupne povrchová teplota Marsu, takže se do jeho atmosféry uvolní [[oxid uhličitý]] a&nbsp;voda, které jsou v&nbsp;současné době ve zmrzlém stavu v&nbsp;jeho půdě. Následný [[skleníkový efekt]] by mohl planetu ohřát natolik, že by na ní vznikly podmínky srovnatelné s&nbsp;dnešní Zemí.<ref name="mars">{{Citace monografie

}}</ref> Za 3,5&nbsp;miliardy let budou podmínky na Zemi podobné těm, jaké dnes vládnou na Venuši.<ref name="scientist" />

Asi za 5,4&nbsp;miliard let se zvýší teplota slunečního jádra natolik, že se zažehne [[Termonukleární fúze|vodíková fúze]] i&nbsp;v&nbsp;okolních vrstvách.<ref name="Schroder2008" /> Následkem toho dojde ke znatelné expanzi vnějších vrstev Slunce a&nbsp;hvězda vstoupí do nové fáze svého života nazývané [[červený obr|rudý obr]].<ref>Zeilik &&nbsp;Gregory (1998, s.&nbsp;320–321)</ref><ref>{{Citace elektronické monografie

}}</ref> Během 7,5&nbsp;miliard let bude poloměr Slunce měřit 1,2&nbsp;astronomické jednotky, tj.&nbsp;256násobek jeho současné hodnoty. Na špičce [[vetev rudých obrů|větve rudých obrů]] bude povrch Slunce v&nbsp;důsledku obrovského nárůstu jeho plochy mnohem chladnější (okolo 2600&nbsp;K), než je nyní, a&nbsp;jeho [[zářivost]] bude mnohem vyšší, až 2700násobek jeho současné zářivosti. Během části období rudého obra povane směrem od Slunce silný [[sluneční vítr]], který odnese asi 33 % jeho hmoty.<ref name="Schroder2008">{{Citace periodika

Během své expanze Slunce pohltí planetu Merkur a&nbsp;s&nbsp;největší pravděpodobností též Venuši.<ref name="Rybicki2001">{{Citace periodika

}}</ref> Osud Země je méně jasný; okraj Slunce se sice dostane až za její oběžnou dráhu, ovšem protože Slunce ztratí velkou část své hmotnosti (a&nbsp;tudíž se zmenší jeho gravitace) bude Země ve svém oběhu nadále pokračovat.<ref name="Schroder2008" /> Pokud by se do hry nevložily další faktory, Země a&nbsp;možná i&nbsp;Venuše by svému zničení unikly,<ref name="sun_future" /> ovšem studie z&nbsp;roku 2008 předpovídá, že Slunce nakonec obě zcela pohltí v&nbsp;důsledku slapových interakcí s&nbsp;jeho svrchními vrstvami.<ref name="Schroder2008" />

}}</ref> Nakonec se Slunce znovu vrátí ke spalování zbytků vodíku a&nbsp;helia ve svých vnějších vrstvách a&nbsp;dojde tak k&nbsp;jeho druhé expanzi, přičemž se promění v&nbsp;hvězdu [[asymptotická větev obrů|asymptotické větve obrů]]. Slunce opět zvýší svůj zářivý výkon, který dosáhne 2090násobku jeho současné hodnoty, a&nbsp;ochladí se asi na 3500&nbsp;K.<ref name="Schroder2008" /> Tato fáze bude trvat asi 30&nbsp;milionů let. Během následujících 100&nbsp;tisíc let bude Slunce odvrhovat obrovská množství hmoty do prostoru, kde vytvoří mračno nazývané (poněkud zavádějícím způsobem{{#tag:ref|Historicky daný a poněkud matoucí název těchto mlhovin má svůj původ v prvních pozorováních, kdy v malých dalekohledech jejich kotoučky tehdejším astronomům připomínaly planety.<ref>{{Citace elektronického periodika

}}</ref>|group="pozn"}}) [[planetární mlhovina]]. Vyvržený materiál bude obsahovat především helium a&nbsp;uhlík vzniklé během slunečních [[jaderná reakce|jaderných reakcí]], a&nbsp;bude tak přispívat dalšímu obohacení mezihvězdného prostoru o&nbsp;těžké prvky.<ref name="nebula">{{Citace elektronické monografie

}} [http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0402/0402046v2.pdf PDF preprint online]</ref> Po uplynutí několika bilionů let nakonec Slunce přestane zářit úplně a&nbsp;stane se [[černý trpaslík|černým trpaslíkem]].<ref name="Fontaine2001">{{Citace periodika

Ačkoliv se drtivá většina galaxií ve [[vesmír]]u od té naší vzdaluje, [[Galaxie v Andromedě|galaxie&nbsp;M31]] (známá též jako galaxie v&nbsp;Andromedě), největší člen [[Místní skupina galaxií|Místní skupiny galaxií]], míří přímo k&nbsp;ní, a&nbsp;to rychlostí kolem 120&nbsp;km/s.<ref name="cain" /> Za 4&nbsp;miliardy let se tak tyto galaxie srazí. Slapové síly pak zřejmě způsobí, že si obě galaxie vzájemně zdeformují ramena do [[slapový ohon|slapových ohonů]]. Pokud taková situace nastane, je podle výpočtů asi 12 % šance, že sluneční soustava skončí v&nbsp;jednom z&nbsp;těchto ohonů, a&nbsp;asi 3 % šance, že opustí naši galaxii a&nbsp;stane se součástí galaxie M31.<ref name="cain" /> Po tomto úvodním setkání se obě galaxie od sebe na vzdálí, ovšem pak se začnou opět přibližovat. Během následující série několika takových setkání pravděpodobnost vymrštění sluneční soustavy do slapového ohonu velmi vzroste; již při druhé srážce bude činit 30 %.<ref name="cox" /> Rovněž dojde ke splynutí masivních [[černá díra|černých děr]], nacházejících se v&nbsp;jádrech obou galaxií. Přibližně za 7&nbsp;miliard let Galaxie a&nbsp;M31 splynou a&nbsp;vytvoří obrovskou [[eliptická galaxie|eliptickou galaxii]]. Pokud by v&nbsp;ní byl dostatek mezihvězdného plynu, zvýšená gravitace by způsobila, že by se shromáždil v&nbsp;centru této tvořící se eliptické galaxie. To by vedlo ke krátkému období intenzivní tvorby nových hvězd.<ref name="cain" /> Plyn padající do centra galaxie by se navíc stával potravou nově zformované obrovské černé díry, což by vedlo ke vzniku [[aktivní galaktické jádro|aktivního galaktické jádra]]. Síla těchto interakcí by pravděpodobně vytlačila sluneční soustavu do vnějšího hala nové galaxie, kde by mohla přežít relativně bez pohromy způsobené silným [[záření]]m z&nbsp;těchto kolizí.<ref name="cain">{{Citace elektronického periodika

}}</ref><ref name="cox">{{Citace periodika

Přestože zmíněnou srážku s&nbsp;galaxií v&nbsp;Andromedě by sluneční soustava zřejmě přežila bez úhony, s&nbsp;postupujícím časem šance na setkání s&nbsp;cizí hvězdou roste, takže odtržení planet od Slunce je nakonec stejně nevyhnutelné. Za předpokladu, že se nenaplní scénáře [[Velký křach|Velkého křachu]] nebo [[Velké roztržení|Velkého roztržení]], pak výpočty naznačují, že gravitace míjejících hvězd obere mrtvé Slunce o&nbsp;jeho zbývající planety během jedné biliardy (10¹⁵) let. Zatímco existenci samotného Slunce a&nbsp;jednotlivých planet to nemusí ohrozit, pro sluneční soustavu jako celek to bude znamenat definitivní konec.<ref name="dyson">{{Citace periodika

Časové rozmezí vzniku sluneční soustavy bylo určeno za použití metod [[Radioaktivní datování|radiometrického datování]]. Vědci odhadují, že stáří sluneční soustavy může být 4,6&nbsp;miliardy let. Nejstarší známé horniny na Zemi pochází přibližně z&nbsp;doby před 4,4&nbsp;miliardy let.<ref name="Wilde">{{Citace periodika

Stanovit časový průběh vývoje sluneční soustavy rovněž pomáhají studie disků kolem jiných hvězd. Hvězdy, jejichž stáří dosahuje 1&nbsp;až 3&nbsp;milionů let, bývají obklopené disky bohatými na plyn, zatímco disky kolem hvězd starších než 10&nbsp;milionů let obsahují jen málo nebo vůbec žádný plyn, což znamená, že v&nbsp;nich již byla ukončena fáze tvorby plynných obrů.<ref name="sciam" />

| Předchozí zaniklé generace hvězd obohatily [[Mezihvězdné prostředí|mezihvězdný prostor]] o&nbsp;[[Metalicita|těžké prvky]], z&nbsp;nichž se později vytvořila sluneční soustava.<ref name="Lineweaver2001" />

| Pokud se sluneční soustava zrodila v&nbsp;oblasti podobné [[Mlhovina v Orionu|Velké mlhovině v&nbsp;Orionu]], pak zde vznikají velké masivní hvězdy, které v&nbsp;závěrečných fázích svého života vybuchují jako supernovy. Jedna ze supernov možná spustila kolaps [[molekulární oblak|molekulárního mračna]], a&nbsp;dala tak vzniknout sluneční soustavě.<ref name="cradle" /><ref name="iron" />

| Sluneční pramlhovina kolabuje a&nbsp;vzniká Slunce.<ref name="sciam" />

| Slunce je protohvězdou [[hvězda typu T Tauri|typu T&nbsp;Tauri]].<ref name="Montmerle2006" />

| Vznikají [[plynný obr|plynní obři]]. Během 10&nbsp;milionů let sluneční vítr odvane z&nbsp;protoplanetárního disku plyn a&nbsp;tvorba těchto planet je tak ukončena.<ref name="sciam" />

| Vznikají [[terestrická planeta|terestrické planety]] a&nbsp;Měsíc. Mnohá tělesa se srážejí. Na Zemi a&nbsp;některé další terestrické planety se dostává voda.<ref name="Gomes" />

| Slunce se stává hvězdou [[hlavní posloupnost|hlavní posloupnosti]]i.<ref name="Yi2001" />

| Na Zemi vznikají nejstarší známé horniny.<ref name="Wilde" />

| Vlivem [[Dráhová rezonance|rezonance]] oběžných drah Jupitera a&nbsp;Saturnu se oběžná dráha Neptunu posouvá do [[Kuiperův pás|Kuiperova pásu]]. Ve vnitřní části sluneční soustavy nastává [[Pozdní velké bombardování|éra pozdního velkého bombardování]].<ref name="Gomes" />

| Nejstarší známé projevy života na Zemi.<ref name="life" />

| '''Současnost'''. Slunce zůstává hvězdou hlavní posloupnosti a&nbsp;postupně zvyšuje svou teplotu a&nbsp;jasnost, a&nbsp;to asi o&nbsp;10 % za každou miliardu let.<ref name="scientist" />

| [[Obyvatelná zóna]] kolem Slunce se posunuje až za oběžnou dráhu Země a&nbsp;možná bude zahrnovat Mars.<ref name="mars" />

| Srážka naší [[galaxie Mléčná dráha|Galaxie]] a&nbsp;[[galaxie v Andromedě|galaxie&nbsp;M31]]. Není vyloučené, že sluneční soustava bude zachycena galaxií&nbsp;M31 ještě před tím, než obě splynou v&nbsp;jednu.<ref name="cain" />

| Slunce začíná spalovat vodík i&nbsp;ve vrstvách obklopujících jeho jádro. Tím bude ukončena jeho fáze jako hvězdy hlavní posloupnosti a&nbsp;Slunce na [[Hertzsprungův-Russelův diagram|Hertzsprungově-Russelově diagramu]] vstoupí do tzv.&nbsp;větve rudých obrů. Dramaticky se zvýší jeho zářivost (až 2700krát) a&nbsp;průměr (až 250krát) a&nbsp;současně se sníží jeho teplota (až na 2600&nbsp;kelvinů). Slunce se stane [[červený obr|rudým obrem]] a&nbsp;pohltí Merkur a&nbsp;zřejmě i&nbsp;Venuši a&nbsp;Zemi.<ref name="Schroder2008" /><ref name="sun_future" />

| Slunce prochází horizontální větví a&nbsp;asymptotickou větví obrů. Během všech fází, které následovaly po ukončení fáze hlavní posloupnosti ztrácí asi 30 % své hmotnosti. Z&nbsp;vyvržené hmoty vzniká [[planetární mlhovina]] a&nbsp;ze zbytku Slunce se stává [[bílý trpaslík]].<ref name="Schroder2008" /><ref name="nebula" />

| Jako bílý trpaslík již Slunce neprodukuje dostatek energie a&nbsp;začíná postupně chladnout a&nbsp;tmavnout, až se nakonec v&nbsp;průběhu bilionů let dostane do stádia [[černý trpaslík|černého trpaslíka]].<ref name="future-sun" /><ref name="Fontaine2001" />

}}</ref> Gravitace hvězd procházejících v&nbsp;jeho blízkosti ho zbaví posledních obíhajících planet. Sluneční soustava tak zaniká.<ref name="dyson" />