Formación y evolución del Sistema Solar

Hay 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 . ^[1] La mayor parte de la masa que colapsó se acumuló en el centro, formando el Sol , mientras que el resto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas , lunas , asteroides y otros pequeños cuerpos 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, incluidas 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. ^[2] La migración planetaria puede haber sido responsable de gran parte de la evolución temprana del Sistema Solar. ^{[ ¿según quién? ]}

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. ^[3]

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 250 a. C.), pero no fue ampliamente aceptado hasta finales del siglo XVII. El primer uso registrado del término "sistema solar" data de 1704. ^[4]

La teoría estándar actual para la formación del Sistema Solar, la hipótesis nebular , ha caído en desgracia y perdido popularidad desde que fue formulada por Emanuel Swedenborg , Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace en el siglo XVIII. La crítica más significativa a la hipótesis fue su aparente incapacidad para explicar la relativa falta de momento angular del Sol en comparación con los planetas. ^[5] Sin embargo, desde principios de la década de 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. ^[6]

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 hidrógeno en helio. ^[7] En 1935, Eddington fue más allá y sugirió que otros elementos también podrían formarse dentro de las estrellas. ^[8] Fred Hoyle elaboró ​​sobre 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 reciclarían para formar otros sistemas estelares. ^[8]

La hipótesis nebular dice que el Sistema Solar se formó a partir del colapso gravitacional de un fragmento de una nube molecular gigante , ^[9] muy probablemente en el borde de una burbuja de Wolf-Rayet . ^[10] La nube tenía unos 20  parsecs (65 años luz) de diámetro, ^{[9] mientras que los fragmentos tenían aproximadamente 1 parsec (tres} años luz y cuarto ) de diámetro. ^[11] El colapso posterior de los fragmentos condujo a la formación de núcleos densos de 0,01-0,1 parsec (2000-20 000  UA ) de tamaño. ^{[a] [9] [12]} Uno de estos fragmentos colapsados ​​(conocido como la nebulosa presolar ) formó lo que se convirtió en el Sistema Solar. ^[13] La composición de esta región con una masa apenas 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 consistía en elementos más pesados ​​que se crearon por nucleosíntesis en generaciones anteriores de estrellas. ^[14] Más tarde en la vida de estas estrellas, expulsaron elementos más pesados ​​​​al medio interestelar . ^[15] 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 rastrean el primer material sólido que se formó en la nebulosa presolar, tienen 4.568,2 millones de años, que es una definición de la edad del Sistema Solar. ^[1] 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 en explosión y de vida corta. 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 que estas regiones colapsaran. ^{[16] [17]} La ​​distribución altamente homogénea del hierro-60 en el Sistema Solar apunta a la ocurrencia de esta supernova y su inyección de hierro-60 mucho antes de la acreción de polvo nebular en cuerpos planetarios. ^[18] Debido a que solo las estrellas masivas y de vida corta 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 . ^{[19] [20]} Los estudios de la estructura del cinturón de Kuiper y de los materiales anómalos en su interior 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 separarse entre 135 millones y 535 millones de años después de su formación. ^{[21] [22]} Varias simulaciones de nuestro joven Sol interactuando con estrellas que pasaban cerca durante los primeros 100 millones de años de su vida produjeron órbitas anómalas observadas en el Sistema Solar exterior, como objetos desprendidos . ^[23] Un estudio reciente sugiere que una estrella que pasa por allí 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 . ^[24]

Debido a la conservación del momento angular , la nebulosa giró 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 volvió cada vez más caliente que el disco circundante. ^[11] Durante aproximadamente 100.000 años, ^[9] las fuerzas competitivas de la gravedad , la presión del gas, los campos magnéticos y la rotación hicieron que la nebulosa en contracción se aplanara en un disco protoplanetario giratorio con un diámetro de aproximadamente 200 UA ^{[11] y formara una} protoestrella densa y caliente (una estrella en la que la fusión del hidrógeno aún no ha comenzado) en el centro. ^[25] 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 con Júpiter siendo la segunda protoestrella fallida, pero Júpiter tiene muy poca masa para desencadenar 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. ^{[26] [27]}

En este punto de la evolución del Sol , se cree que el Sol era una estrella T Tauri . ^[28] Los estudios de las estrellas T Tauri muestran que a menudo están acompañadas por discos de materia preplanetaria con masas de 0,001-0,1  M _☉ . ^[29] Estos discos se extienden a 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 ^[30] —y son bastante fríos, alcanzando una temperatura superficial de solo unos 1000 K (730 °C; 1340 °F) en su punto más caliente. ^[31] En 50 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol se volvieron tan grandes que su hidrógeno comenzó a fusionarse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la contracción gravitatoria hasta que se logró el equilibrio hidrostático . ^[32] Esto marcó la entrada del Sol en la fase principal de su vida, conocida como la secuencia principal . Las estrellas de la secuencia principal obtienen energía de la fusión de hidrógeno en helio en sus núcleos. El Sol sigue siendo una estrella de la secuencia principal en la actualidad. ^[33]

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. El Sol probablemente se desvió de su distancia orbital original desde el centro de la galaxia. La historia química del Sol sugiere que puede haberse formado hasta 3 kpc más cerca del núcleo de la galaxia. ^[34]

Como la mayoría de las estrellas, el Sol probablemente no se formó de manera aislada, sino como parte de un cúmulo estelar joven . ^[35] Hay varias indicaciones que apuntan a que el entorno del cúmulo tuvo alguna influencia sobre el joven sistema solar aún en formación. 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 se vio 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 nacimiento que contiene estrellas masivas. Si el Sol era parte de un cúmulo estelar, podría haber sido influenciado por sobrevuelos cercanos de otras estrellas, la fuerte radiación de estrellas masivas cercanas y eyecciones de supernovas que ocurrieron cerca.

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. ^[36] 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 se formaron en 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 más colisiones, creciendo a un ritmo de centímetros por año durante el transcurso de los siguientes millones de años. ^[37]

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 altos puntos de fusión, 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. ^[11] 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. ^[38]

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, ^{[39] [40]} pero la tendencia neta fue que los planetas interiores migraran hacia adentro a medida que el disco se disipaba, dejando a los planetas en sus órbitas actuales. ^[41]

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 . ^[11] Los planetesimales más allá de la línea de congelación se acumularon hasta 4  M _E en aproximadamente 3 millones de años. ^[38] Hoy, los cuatro planetas gigantes comprenden poco menos del 99% de toda la masa que orbita alrededor del Sol. ^[b] 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 a través de la acreción de gas del disco circundante a un ritmo cada vez mayor. ^{[42] [43]} 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 ~10 ⁵  años después y finalmente alcanzando un máximo de 318  M _E . ^[44] 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. ^{[38] [45]}

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. ^[46] 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 acrecentarse. ^[45] 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). ^{[46] [47]} El movimiento en la era planetesimal no fue todo hacia adentro, hacia el Sol; La muestra de Stardust traída desde el cometa Wild 2 ha sugerido que los materiales de la formación temprana del Sistema Solar migraron desde el Sistema Solar interior más cálido a la región del cinturón de Kuiper. ^[48]

Después de entre tres y diez millones de años, ^[38] 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. ^{[49] [50]}

En un principio se pensaba 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 creen que el Sistema Solar podría haber tenido un aspecto muy diferente después de su formación inicial: es posible que en el interior del Sistema Solar hubiera habido varios objetos al menos tan masivos como Mercurio, que el exterior del Sistema Solar podría haber sido mucho más compacto que ahora y que el cinturón de Kuiper podría haber estado mucho más cerca del Sol. ^[51]

Al final de la época de formación planetaria, el Sistema Solar interior estaba poblado por 50-100 protoplanetas del tamaño de la Luna a Marte . ^{[52] [53]} Un mayor crecimiento 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 las órbitas de los demás hasta que colisionaron, creciendo hasta que tomaron forma los cuatro planetas terrestres que conocemos hoy. ^[38] 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 . ^[54]

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. ^[52] Una hipótesis para esta "descarga de excentricidad" es que los planetas 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. ^[53] Sin embargo, tal gas, si existiera, habría impedido que las órbitas de los planetas terrestres se volvieran tan excéntricas en primer lugar. ^[38] 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 gravedad de los planetas más grandes, formaron una región de mayor densidad, una "estela gravitacional", en el camino de los objetos más grandes. A medida que lo hacían, la mayor gravedad de la estela desaceleraba los objetos más grandes hasta llevarlos a órbitas más regulares. ^[55]

El borde exterior de la región terrestre, entre 2 y 4 UA del Sol, se llama cinturón de asteroides . El cinturón de asteroides inicialmente contenía materia más que suficiente para formar 2-3 planetas similares a la Tierra y, de hecho, allí se formó una gran cantidad de planetesimales . Al igual que con los terrestres, los planetesimales de esta región luego se fusionaron y formaron de 20 a 30 embriones planetarios del tamaño de la Luna a Marte ; ^[56] sin embargo, la proximidad de Júpiter significó que después de que este planeta se formara, 3 millones de años después del Sol, la historia de la región cambió drásticamente. ^[52] 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 acrecentarse. ^[57]

A medida que Júpiter migró hacia el interior después de su formación (ver Migración planetaria a continuación), las resonancias habrían barrido el cinturón de asteroides, excitando dinámicamente la población de la región y aumentando sus velocidades relativas entre sí. ^[58] La acción acumulativa de las resonancias y los embriones dispersó a los planetesimales lejos del cinturón de asteroides o excitó sus inclinaciones orbitales y excentricidades . ^{[56] [59]} Algunos de esos embriones masivos también fueron expulsados ​​​​por Júpiter, mientras que otros pueden haber migrado al Sistema Solar interior y jugado un papel en la acreción final de los planetas terrestres. ^{[56] [60] [61]} 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 de planetesimales pequeños. ^[59] 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 . ^[62] Se cree que un período de agotamiento secundario que llevó al cinturón de asteroides a cerca de su masa actual siguió 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 que la Tierra adquiriera su contenido de agua actual (~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. ^[63] El agua probablemente fue traída por embriones planetarios y pequeños planetesimales arrojados fuera del cinturón de asteroides por Júpiter. ^[60] También se ha sugeridouna población de cometas del cinturón principal descubierto en 2006 como una posible fuente de agua de la Tierra. ^{[63] [64]} En contraste, los cometas del cinturón de Kuiper o regiones más lejanas no proporcionaron más que aproximadamente el 6% del agua de la Tierra. ^{[2] [65]} La hipótesis de la panspermia sostiene que la vida misma puede haber sido depositada en la Tierra de esta manera, aunque esta idea no es ampliamente aceptada. ^[66]

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. ^[67] 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. ^[46]

La migración de los planetas exteriores también es necesaria para explicar la existencia y las propiedades de las regiones más externas del Sistema Solar. ^[47] 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. ^[67] El cinturón de Kuiper se encuentra entre 30 y 55 UA del Sol, mientras que el disco disperso más lejano se extiende a más de 100 UA, ^[47] y la distante nube de Oort comienza a aproximadamente 50.000 UA. ^[68] Originalmente, sin embargo, 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 (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. ^{[69] [2] [47]}

Según el modelo de Niza , después de 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 mil millones de años) Júpiter y Saturno cayeron en una resonancia 2:1: Saturno orbitó el Sol una vez por cada dos órbitas de Júpiter. ^[47] 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. ^[69] Los planetas dispersaron la mayoría de los pequeños cuerpos helados hacia el interior, mientras ellos mismos se movían hacia el exterior. Estos planetesimales luego se dispersaron del siguiente planeta que encontraron de una manera similar, moviendo las órbitas de los planetas hacia afuera mientras ellos se movían hacia adentro. ^[47] 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 provocó que Júpiter se moviera ligeramente hacia el interior. ^[c] Los objetos dispersados ​​por Júpiter en órbitas altamente elípticas formaron la nube de Oort; ^[47] Los objetos dispersados ​​en menor grado por el Neptuno migratorio formaron el cinturón de Kuiper y el disco disperso actuales. ^[47] 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 . ^[70] Finalmente, la fricción dentro del disco planetesimal hizo que las órbitas de Urano y Neptuno volvieran a ser casi circulares. ^{[47] [71]}

A diferencia de los planetas exteriores, no se cree que los planetas interiores hayan migrado significativamente a lo largo de la edad del Sistema Solar, porque sus órbitas se han mantenido estables después del período de impactos gigantes. ^[38]

Otra pregunta es por qué Marte salió tan pequeño en comparación con la Tierra. Un estudio del Southwest Research Institute, San Antonio, Texas, publicado el 6 de junio de 2011 (llamado la hipótesis de Grand tack ), propone que Júpiter había migrado hacia el interior a 1,5 UA. Después de que Saturno se formara, migrara hacia el interior y estableciera la resonancia de movimiento medio 2:3 con Júpiter, el estudio supone que ambos planetas migraron de nuevo a sus posiciones actuales. Júpiter, por tanto, habría consumido 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. ^{[72] [73]} 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. ^[74] Además, existen explicaciones alternativas para la pequeña masa de Marte. ^{[75] [76] [77]}

La disrupción gravitacional de la migración de los planetas exteriores habría enviado grandes cantidades de asteroides al Sistema Solar interior, agotando severamente el cinturón original hasta que alcanzó la extremadamente baja masa actual. ^[59] 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. ^{[2] [78]} Sin embargo, una reciente reevaluación de las restricciones cosmoquímicas indica que probablemente no hubo un pico tardío ("cataclismo terminal") en la tasa de bombardeo. ^[79]

Si es que ocurrió, este período de intenso bombardeo duró varios cientos de millones de años y es evidente en los cráteres todavía visibles en cuerpos geológicamente muertos del Sistema Solar interior, como la Luna y Mercurio. ^{[2] [80]} La evidencia más antigua conocida de vida en la Tierra data de hace 3.800 millones de años, casi inmediatamente después del final del Bombardeo Pesado Tardío. ^[81]

Se cree que los impactos son una parte regular (aunque poco frecuente en la actualidad) de la evolución del Sistema Solar. El hecho de que sigan ocurriendo se evidencia por la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994, el impacto de Júpiter en 2009 , el evento de Tunguska , el meteorito de Cheliábinsk y el impacto que creó el Cráter del Meteorito en Arizona . Por lo tanto, el proceso de acreción no está completo y aún puede representar una amenaza para la vida en la Tierra. ^{[82] [83]}

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 afuera 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. ^[84] La evolución del Sistema Solar exterior también parece haber sido influenciada por la erosión espacial del viento solar, los micrometeoritos y los componentes neutros del medio interestelar . ^[85]

La evolución del cinturón de asteroides después del Bombardeo Pesado Tardío estuvo gobernada principalmente por colisiones. ^[86] 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. ^[86] 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. ^[87]

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

• Coformación a partir de un disco circumplanetario (sólo en los casos de los planetas gigantes);
• Formación a partir de escombros de impacto (dado un impacto lo 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. ^{[88] [89] [90]} 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 poco probable. 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. ^{[91] [92]} La mayoría de estas lunas orbitan en la dirección opuesta a la rotación de su primaria. La luna irregular más grande es la luna de Neptuno, Tritón , que se cree que es un objeto capturado del cinturón de Kuiper . ^[83]

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 . ^[93] Se cree que la luna de la Tierra se formó como resultado de una única y gran colisión frontal . ^{[94] [95]} El objeto impactante 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 impactador, que luego se fusionó en la Luna. ^{[94] El impacto fue probablemente el último de una serie de fusiones que formaron la Tierra. Se ha planteado además la hipótesis de que el objeto del tamaño de Marte puede haberse formado en uno de los} puntos lagrangianos estables Tierra-Sol ( L ₄ o L ₅ ) y se desplazó de su posición. ^[96] 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 en el sentido de que la masa del satélite es al menos el 1% de la del cuerpo más grande. ^{[97] [98]}

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 en 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 continuará 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 . ^{[99] [100] [101]}

El Sistema Solar es caótico en escalas de tiempo de millones y miles de millones de años, ^[102] con las órbitas de los planetas abiertas 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, se vuelve 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. ^[103] Otro ejemplo es la inclinación axial de la Tierra , que, debido a la fricción aumentada dentro del manto de la Tierra por las interacciones de marea con la Luna (ver más abajo), es incalculable a partir de algún punto entre 1.5 y 4.5 mil millones de años a partir de ahora. ^[104]

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. ^[105] 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 alguna certeza (por lo que, por ejemplo, el momento del invierno y el verano se vuelve incierto). Aún así, en algunos casos, las órbitas mismas pueden cambiar drásticamente. Tal caos se manifiesta más fuertemente como cambios en la excentricidad , con las órbitas de algunos planetas volviéndose significativamente más —o menos— elípticas . ^[106]

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. ^[105] 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 ^[102] o enviarlo a un curso de colisión con Venus o la Tierra . ^[107] Esto podría suceder dentro de mil millones de años, según simulaciones numéricas en las que se perturba la órbita de Mercurio. ^[108]

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 por 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) ^[109] y la mayoría de las lunas más grandes de Saturno . ^[110]

Un escenario diferente ocurre cuando la luna está girando alrededor de la primaria más rápido que la primaria rota o está girando en la dirección opuesta a la rotación del planeta. En estos casos, el abultamiento de marea se retrasa detrás de 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 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). ^[d] En ambos casos, la desaceleración de marea hace que la luna se mueva en espiral hacia la primaria hasta que se desgarra por 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), ^[111] Tritón de Neptuno (dentro de 3.600 millones de años), ^[112] y al menos 16 satélites pequeños de Urano y Neptuno. La Desdémona de Urano puede incluso colisionar con una de sus lunas vecinas. ^[113]

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. ^[114]

No existe consenso sobre el mecanismo de formación de los anillos de Saturno. Aunque los modelos teóricos indicaban que era probable que los anillos se formaran en una etapa temprana de la historia del Sistema Solar, ^[115] los datos de la sonda Cassini-Huygens sugieren que se formaron relativamente tarde. ^[116]

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. ^[117] 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. ^[118] 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. ^[119] 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, proporcionando una posible morada futura para la vida. ^[120] Dentro de 3.500 millones de años, las condiciones de la superficie de la Tierra serán similares a las de Venus hoy. ^[117]

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. ^[118] Esto hará que las capas externas de la estrella se expandan en gran medida, y la estrella entrará en una fase de su vida en la que se llama gigante roja . ^{[121] [122]} Dentro de 7.500 millones de años, el Sol se habrá expandido a un radio de 1,2 UA (180 × 10 ⁶  km; 110 × 10 ⁶  mi)—256 veces su tamaño actual. En la punta de la rama de gigante roja , como resultado del área superficial enormemente aumentada, la superficie del Sol será mucho más fría (alrededor de 2.600 K (2.330 °C; 4.220 °F)) que ahora, y su luminosidad 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. ^{[118] [123] [124]} Durante estos tiempos, es posible que la luna Titán de Saturno pueda alcanzar temperaturas superficiales necesarias para sustentar la vida. ^{[125] [126]}^^

A medida que el Sol se expande, se tragará a los planetas Mercurio y Venus . ^[127] El destino de la Tierra es menos 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 muevan más lejos. ^[118] Si fuera solo por esto, Venus y la Tierra probablemente escaparían de la incineración, ^[123] 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. ^[118]

Además, la zona habitable del Sol se moverá hacia el Sistema Solar exterior y eventualmente más allá del cinturón de Kuiper al final de la fase de gigante roja, lo que provocará que cuerpos helados como Encélado y Plutón se descongelen. Durante este tiempo, estos mundos podrían soportar un ciclo hidrológico basado en agua , pero como eran demasiado pequeños para contener una atmósfera densa como 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 al espacio aproximado entre las órbitas actuales de Júpiter y Saturno, pero hacia el final de la duración de 200 millones de años de la fase de gigante asintótica, se expandirá hacia afuera aproximadamente a la misma distancia que antes. ^[128]

Poco a poco, el hidrógeno que se quema en la capa que rodea el núcleo solar aumentará la masa del núcleo hasta alcanzar aproximadamente el 45% de la masa solar actual. En este punto, 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 alrededor de 250 a 11 veces su radio actual (de secuencia principal). En consecuencia, su luminosidad disminuirá de alrededor de 3.000 a 54 veces su nivel actual, y su temperatura superficial aumentará a aproximadamente 4.770 K (4.500 °C; 8.130 °F). El Sol se convertirá en un gigante horizontal , que quema helio en su núcleo de manera estable, de forma muy similar a como quema hidrógeno en la actualidad. La etapa de fusión del helio durará solo 100 millones de años. Finalmente, tendrá que recurrir de nuevo a las reservas de hidrógeno y helio en sus capas externas. Se expandirá una segunda vez, convirtiéndose en lo que se conoce como un gigante asintótico . Aquí la luminosidad del Sol aumentará de nuevo, alcanzando aproximadamente 2.090 luminosidades actuales, y se enfriará a unos 3.500 K (3.230 °C; 5.840 °F). ^[118] Esta fase dura unos 30 millones de años, después de los cuales, en el transcurso de otros 100.000 años, las capas externas 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, continuando el enriquecimiento del medio interestelar con elementos pesados ​​para futuras generaciones de estrellas y planetas. ^[129]

Este es un evento relativamente pacífico, nada parecido a una supernova , que el Sol es demasiado pequeño para experimentar como parte de su evolución. Cualquier observador presente para presenciar este suceso vería un aumento masivo en 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 enviar las órbitas de los planetas sobrevivientes al caos, causando que algunos colisionen, otros sean expulsados ​​​​del Sistema Solar y otros sean destrozados por interacciones de marea. ^[130] Después, todo lo que quedará del Sol es una enana blanca , un objeto extraordinariamente denso, el 54% de su masa original pero solo del tamaño de la Tierra. Inicialmente, esta enana blanca puede ser 100 veces más luminosa que el Sol ahora. Consistirá completamente 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 enfriará gradualmente, haciéndose cada vez más opaco. ^[131]

A medida que el Sol muere, su atracción gravitatoria sobre los cuerpos que orbitan, 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 todavía 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. Ellos y los otros planetas restantes se convertirán en cáscaras oscuras y frías, completamente desprovistas de vida. ^[123] Continuarán orbitando su estrella, su velocidad se reducirá debido a su mayor distancia del Sol y la gravedad reducida del Sol. Dos mil millones de años después, cuando el Sol se haya enfriado hasta el rango de 6000–8000 K (5730–7730 °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. ^[132] Finalmente, después de aproximadamente un cuatrillón de años, el Sol finalmente dejará de brillar por completo y se convertirá en una enana negra . ^[133]

El Sistema Solar viaja solo a través de la Vía Láctea en una órbita circular a aproximadamente 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. ^[134]

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 realizadas por 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 lo hace cada 20-25 millones de años, queda bajo la influencia de las "mareas de 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. ^[135]

Sin embargo, otros argumentan que el Sol está actualmente cerca del plano galáctico, y sin embargo el último gran evento de extinción fue hace 15 millones de años. Por lo tanto, la posición vertical del Sol no puede explicar por sí sola tales extinciones periódicas, y que las extinciones ocurren cuando el Sol pasa a través de los brazos espirales de la galaxia . Los brazos espirales albergan no solo 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 . ^[136]

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. ^[137] 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 distorsionen sus brazos exteriores en enormes colas de marea . Si se produce esta interrupción inicial, los astrónomos calculan una probabilidad del 12% de que el Sistema Solar sea atraído hacia afuera, hacia la cola de marea de la Vía Láctea, y una probabilidad del 3% de que quede ligado gravitacionalmente a Andrómeda y, por lo tanto, sea parte de esa galaxia. ^[137] Después de una serie adicional de golpes oblicuos, durante los cuales la probabilidad de eyección del Sistema Solar aumenta al 30%, ^{[138] los} agujeros negros supermasivos de las galaxias se fusionarán. Finalmente, en aproximadamente 6 mil 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 forzará el gas hacia el centro de la galaxia elíptica en formación. Esto puede conducir a un corto período de formación estelar intensiva llamado estallido estelar . ^[137] 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 ileso por la radiación de estas colisiones. ^{[137] [138]}

Es un error muy común pensar 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. ^[139]

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 (10 ¹⁵ ) 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. ^[3]

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. ^[140] 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 esta edad. ^[141]

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 diez millones de años tienen poco o nada de gas, lo que sugiere que los planetas gigantes en su interior han dejado de formarse. ^[38]

Una línea de tiempo gráfica está disponible en Línea de tiempo gráfica de la Tierra y el Sol

Nota: Todas las fechas y horas en 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 de satélites de Urano". Icarus . 125 (1): 1–12. Bibcode :1997Icar..125....1D. doi :10.1006/icar.1996.5568.
• Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephen A. (1998). Introducción a la astronomía y la astrofísica (4.ª ed.). Saunders College Publishing. ISBN 0-03-006228-4.

• Animación de 7M de skyandtelescope.com que muestra la evolución temprana del Sistema Solar exterior.
• Animación QuickTime de la futura colisión entre la Vía Láctea y Andrómeda
• Cómo morirá el Sol y qué le pasará a la Tierra (vídeo en Space.com)