Quá trình hình thành và phát triển của Hệ Mặt Trời

Quá trình hình thành và phát triển của Hệ Mặt Trời bắt đầu khoảng 4,6 tỷ năm trước với sự sụp đổ hấp dẫn của một phần nhỏ trong một đám mây phân tử khổng lồ. Phần lớn khối lượng sụp đổ tập trung tại trung tâm, hình thành Mặt Trời, trong khi phần còn lại dẹt ra tạo thành một đĩa đám mây bụi tiền hành tinh, dần dần phát triển thành các hành tinh, mặt trăng, tiểu hành tinh và các thiên thể khác trong Hệ Mặt Trời.

Giả thuyết về tinh vân, được Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant và Pierre-Simon Laplace đưa ra từ thế kỷ 18, đã được chấp nhận rộng rãi. Lý thuyết về sự hình thành Hệ Mặt Trời đã không ngừng phát triển nhờ vào những tiến bộ trong nhiều lĩnh vực như thiên văn học, vật lý học, địa chất học và khoa học hành tinh. Kể từ thời kỳ đầu của Khám Phá Vũ Trụ, mô hình này đã phải đối mặt với nhiều thử thách và được điều chỉnh nhiều lần để phản ánh các phát hiện mới.

Hệ Mặt Trời đã trải qua sự tiến hóa mạnh mẽ từ giai đoạn đầu của nó. Nhiều mặt trăng hình thành từ các đĩa khí và bụi xung quanh các hành tinh, trong khi một số khác được sinh ra độc lập nhưng sau đó bị bắt vào quỹ đạo của các hành tinh. Một số mặt trăng, như Mặt Trăng của Trái Đất, có thể hình thành từ các vụ va chạm khổng lồ. Những vụ va chạm thiên thể vẫn diễn ra thường xuyên cho đến ngày nay và đóng vai trò quan trọng trong sự phát triển của Hệ Mặt Trời. Vị trí của các hành tinh liên tục thay đổi và sự dịch chuyển này được coi là yếu tố thiết yếu trong sự tiến hóa ban đầu của Hệ Mặt Trời.

Trong khoảng 5 tỷ năm tới, Mặt Trời sẽ dần nguội đi và mở rộng nhiều lần so với kích thước hiện tại, trở thành một sao khổng lồ đỏ. Sau đó, lớp vỏ ngoài của nó sẽ tách ra, hình thành một tinh vân hành tinh và để lại một sao lùn trắng. Vào tương lai xa, sự hấp dẫn từ các ngôi sao lướt qua sẽ từ từ làm mất dần các hành tinh của Mặt Trời. Một số hành tinh sẽ bị phá hủy, trong khi số khác sẽ rời bỏ hệ Mặt Trời và đi vào không gian liên sao. Cuối cùng, sau hàng chục tỷ năm, Mặt Trời có thể không còn thiên thể nào quay quanh nó.

Lịch sử

Những ý tưởng về nguồn gốc và số phận của thế giới đã có từ các ghi chép cổ đại, nhưng khái niệm về 'Hệ Mặt Trời' như một hệ hành tinh chỉ mới xuất hiện gần đây. Bước đầu tiên trong việc phát triển lý thuyết về sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt Trời là việc công nhận thuyết nhật tâm, với Mặt Trời ở trung tâm và Trái Đất quay quanh nó. Quan niệm này đã được đưa ra từ hàng nghìn năm trước (Aristarchus của Samos đã đề cập đến khoảng năm 250 trước Công nguyên), nhưng chỉ được chấp nhận rộng rãi từ thế kỷ 17. Thuật ngữ 'Hệ Mặt Trời' lần đầu tiên được ghi chép vào năm 1704.

Lý thuyết hiện tại về sự hình thành Hệ Mặt Trời, được gọi là giả thuyết tinh vân, đã trải qua nhiều thay đổi kể từ khi được đề xuất vào thế kỷ 18 bởi Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant và Pierre-Simon Laplace. Mặc dù đã từng bị chỉ trích vì không giải thích đầy đủ sự thiếu mô men động lượng của Mặt Trời so với các hành tinh, nghiên cứu về các ngôi sao trẻ từ đầu những năm 1980 đã chứng minh rằng chúng cũng có các đĩa khí và bụi lạnh bao quanh, như dự đoán của giả thuyết tinh vân, khiến cho lý thuyết này được khoa học đón nhận lại.

Để hiểu cách Mặt Trời phát triển, ta cần nắm rõ nguồn gốc năng lượng của nó. Arthur Stanley Eddington đã xác nhận thuyết tương đối tổng quát của Einstein và nhận ra rằng năng lượng Mặt Trời đến từ phản ứng nhiệt hạch trong lõi. Vào năm 1935, Eddington đã đề xuất rằng các nguyên tố nặng hơn cũng có thể hình thành trong các ngôi sao. Fred Hoyle đã phát triển ý tưởng này, cho rằng các sao khổng lồ đỏ có thể tạo ra nguyên tố nặng hơn hydro và heli trong lõi của chúng, và khi chúng mất lớp ngoài, các nguyên tố này có thể hình thành các hệ sao mới.

Hình thành

Tinh vân tiền Mặt Trời

Theo giả thuyết tinh vân, Hệ Mặt Trời hình thành từ sự sụp đổ hấp dẫn của một phần trong đám mây phân tử khổng lồ, có kích thước khoảng 20 parsec (pc), và các mảnh của nó khoảng 1 pc (3,25 năm ánh sáng). Sự sụp đổ của các mảnh nhỏ tạo ra những nhân đặc cỡ 0,01–0,1 pc (2000–20000 AU). Một trong các mảnh này, được gọi là tinh vân tiền Mặt Trời, sau này trở thành Hệ Mặt Trời. Khu vực này, chỉ lớn hơn một chút so với Mặt Trời hiện nay, chủ yếu bao gồm hydro, heli, và lượng nhỏ lithi từ tổng hợp hạt nhân của Vụ Nổ Lớn, chiếm 96,69% khối lượng của nó. 3,31% còn lại là các nguyên tố nặng từ các thế hệ sao trước đó. Các sao thường phun trào các nguyên tố nặng ra không gian liên sao ở cuối vòng đời.

Những khoáng vật cổ nhất, được tìm thấy trong các mảnh thiên thạch, là di tích của vật liệu thể rắn đầu tiên từ tinh vân tiền Mặt Trời, có tuổi khoảng 4568,2 triệu năm, cung cấp thông tin về tuổi của Hệ Mặt Trời. Nghiên cứu thiên thạch cổ cho thấy sự hiện diện của các đồng vị có chu kỳ bán rã ngắn, như Fe-60, chỉ hình thành trong các sao có tuổi đời ngắn và phát nổ. Điều này gợi ý rằng đã có ít nhất một vụ nổ siêu tân tinh xảy ra gần Mặt Trời khi nó đang hình thành. Sóng xung kích từ siêu tân tinh kích hoạt sự hình thành Mặt Trời bằng cách tạo ra các vùng đậm đặc hơn trong đám mây, dẫn đến sự co sụp. Vì chỉ những sao lớn, tuổi đời ngắn mới có thể tạo ra siêu tân tinh, nên Mặt Trời chắc chắn hình thành trong một vùng tạo sao với nhiều sao lớn, tương tự như Tinh vân Lạp Hộ. Nghiên cứu cấu trúc Vành đai Kuiper và các vật liệu của nó cho thấy Mặt Trời đã hình thành trong một đám mây chứa từ 1.000 đến 10.000 sao, có đường kính từ 6,5 đến 19,5 năm ánh sáng và tổng khối lượng khoảng 3.000 lần khối lượng Mặt Trời (M_⊙). Đám mây này bắt đầu phân tách từ 135 triệu đến 535 triệu năm sau khi hình thành. Một số mô hình mô phỏng cho thấy Mặt Trời khi còn trẻ đã tương tác với các sao gần đó, dẫn đến các quỹ đạo dị thường như ở rìa Hệ Mặt Trời, ví dụ như các 'vật thể tách rời' bên ngoài Sao Hải Vương.

Khi tinh vân co lại, do bảo toàn mô men động lượng, nó quay ngày càng nhanh. Khi vật liệu bên trong tinh vân ngưng tụ, các nguyên tử va đập với tần số tăng dần, chuyển động năng thành nhiệt. Trung tâm của tinh vân, nơi chứa phần lớn khối lượng, trở nên nóng hơn so với phần đĩa xung quanh. Sau khoảng 100.000 năm, sự tương tác giữa lực hấp dẫn, áp suất khí, từ trường và sự quay khiến tinh vân dẹt ra thành một đĩa tiền hành tinh có đường kính 200 AU và hình thành một tiền sao (một ngôi sao chưa bắt đầu tổng hợp hydro) ở trung tâm.

Trong giai đoạn tiến hóa này, Mặt Trời được cho là ở giai đoạn sao T Tauri. Nghiên cứu về sao T Tauri cho thấy chúng thường có đĩa vật chất tiền hành tinh với khối lượng khoảng 0,001-0,1 M_⊙. Các đĩa này bao phủ những vùng rộng hàng trăm AU—Kính viễn vọng Không gian Hubble đã quan sát đĩa tiền hành tinh có đường kính lên tới 1000 AU trong các vùng tạo sao như Tinh vân Lạp Hộ—và tương đối nguội, với nhiệt độ bề mặt cao nhất khoảng 1000 K. Trong vòng 50 triệu năm, nhiệt độ và áp suất trong lõi Mặt Trời tăng lên đáng kể, đủ để kích hoạt phản ứng nhiệt hạch của hydro, tạo ra nguồn năng lượng chống lại sự co sụp hấp dẫn cho đến khi đạt trạng thái cân bằng thủy tĩnh. Đây là giai đoạn quan trọng nhất trong vòng đời Mặt Trời, gọi là 'dãy chính', kéo dài đến hiện tại. Các sao ở dãy chính chủ yếu tạo năng lượng từ phản ứng nhiệt hạch tổng hợp heli từ hydro.

Sự hình thành các hành tinh

Các hành tinh trong Hệ Mặt Trời hình thành từ tinh vân Mặt Trời, một đám mây bụi khí dạng đĩa còn lại sau sự hình thành của Mặt Trời. Phương pháp hình thành hành tinh hiện nay được chấp nhận là quá trình bồi tụ (accretion), trong đó các hành tinh bắt đầu từ các hạt bụi quay xung quanh tiền sao. Các hạt bụi va đập vào nhau, gắn kết thành các khối có đường kính lên tới 200 mét, và những khối này tiếp tục va chạm để tạo thành các vật thể lớn hơn (planetesimal tức vi thể hành tinh) có kích thước khoảng 10 km. Các vật thể này tiếp tục lớn lên qua các va chạm, với tốc độ khoảng vài cm mỗi năm trong vài triệu năm tiếp theo.

Trong Hệ Mặt Trời, khu vực trong phạm vi 4 AU từ trung tâm hệ quá nóng để các phân tử dễ bay hơi như nước và methan ngưng tụ, vì vậy các vi thể hành tinh ở đây chỉ có thể hình thành từ những hợp chất có điểm nóng chảy cao như sắt, nickel, và nhôm cũng như đá silicat. Những vật thể rắn này sẽ trở thành các hành tinh đất đá (Sao Thủy, Sao Kim, Trái Đất, và Sao Hỏa). Các hợp chất này rất hiếm trong vũ trụ, chỉ chiếm 0,6% khối lượng tinh vân, do đó các hành tinh đất đá không thể lớn lên nhiều. Các vật thể tiền hành tinh của các hành tinh đất đá phát triển đến khoảng 0,05 khối lượng Trái Đất (M_⊕) và ngừng tích tụ vật chất sau khoảng 100.000 năm kể từ khi Mặt Trời hình thành; các va chạm và kết hợp sau đó giữa các vật thể kích thước hành tinh đã giúp chúng phát triển đến kích thước hiện tại.

Khi các hành tinh đất đá mới hình thành, chúng vẫn còn chìm trong đĩa khí bụi. Chất khí này chịu ảnh hưởng của áp suất và không quay quanh Mặt Trời nhanh như các hành tinh. Sức cản giữa chúng gây ra sự truyền mô men động lượng, làm cho các hành tinh dần dần di chuyển vào các quỹ đạo mới. Các mô hình cho thấy sự thay đổi nhiệt độ trong đĩa ảnh hưởng đến tốc độ di chuyển, với xu hướng chung là các hành tinh ở gần Mặt Trời di chuyển vào trong khi các đĩa bụi tiêu tán dần để hình thành các quỹ đạo ổn định như hiện nay.

Các hành tinh khí khổng lồ (Sao Mộc, Sao Thổ, Sao Thiên Vương, và Sao Hải Vương) hình thành ở ngoài 'đường đóng băng' (frost line), điểm giữa quỹ đạo của Sao Hỏa và Sao Mộc nơi vật chất có nhiệt độ đủ thấp để các hợp chất dễ bay hơi tồn tại ở dạng rắn. Băng trong khu vực này tạo ra các hành tinh kiểu Sao Mộc với lượng kim loại và silicat ít hơn, giúp chúng đủ lớn để bắt giữ hydro và heli, những nguyên tố nhẹ nhất và phổ biến nhất. Các vi thể hành tinh ngoài đường đóng băng tích tụ lên đến 4 M_⊕ trong khoảng 3 triệu năm. Ngày nay, bốn hành tinh khí khổng lồ, với tổng khối lượng 445,6 M_⊕, chiếm khoảng 99% tổng khối lượng các vật thể quanh Mặt Trời. Sao Mộc nằm gần đường đóng băng do đường này tích tụ lượng lớn nước bay hơi, tạo ra một vùng áp suất thấp làm tăng vận tốc quay của các hạt bụi và giảm chuyển động hướng tâm, thực chất đóng vai trò như một rào chắn giúp vật chất tích tụ nhanh chóng ở khoảng cách khoảng 5 AU từ tâm hệ. Khối lượng vật liệu này lớn dần thành một tiền hành tinh nặng 10 M_⊕, sau đó phát triển nhanh chóng bằng cách hút lấy hydro từ đĩa khí bao quanh, đạt 150 M_⊕ chỉ trong khoảng 1 nghìn năm và cuối cùng từ từ lớn lên thành Sao Mộc hiện nay với khối lượng 318 M_⊕. Sao Thổ có khối lượng nhỏ hơn vì hình thành muộn hơn Sao Mộc vài triệu năm, dẫn đến việc còn lại ít khí để hấp thụ hơn.

Các ngôi sao T Tauri, như Mặt Trời khi còn trẻ, có gió sao mạnh hơn nhiều so với các sao trưởng thành. Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương có thể hình thành muộn hơn Sao Mộc và Sao Thổ, khi gió Mặt Trời mạnh đã thổi bay phần lớn đĩa khí bao quanh. Kết quả là, các hành tinh này chỉ tích tụ được rất ít hydro và heli, chỉ khoảng 1 M_⊕ mỗi hành tinh. Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương đôi khi được gọi là 'nhân thất bại'. Một thách thức chính đối với các lý thuyết hình thành hành tinh là khoảng thời gian cần thiết để hình thành nhân của chúng, vì ở vị trí hiện tại, điều này sẽ mất hàng trăm triệu năm. Điều này không hợp lý và gợi ý rằng Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương phải hình thành gần hơn với Mặt Trời, có thể là giữa Sao Mộc và Sao Thổ, và sau đó dịch chuyển ra ngoài (xem mục Dịch chuyển hành tinh phía dưới). Chuyển động của các vi thể hành tinh không luôn luôn hướng tâm vào Mặt Trời; các mẫu vật từ Sao chổi Wild 2 cho thấy rằng vật liệu từ giai đoạn hình thành đầu tiên của Hệ Mặt Trời đã di chuyển từ miền trong ấm hơn ra khu vực vành đai Kuiper.

Sau khoảng từ 3 đến 10 triệu năm, gió Mặt Trời đã thổi sạch khí và bụi trong đĩa tiền hành tinh, đẩy chúng ra ngoài không gian liên sao và chấm dứt quá trình hình thành các hành tinh mới.

Những tiến triển sau này

Trước đây, người ta tin rằng các hành tinh đã hình thành gần quỹ đạo hiện tại của chúng. Tuy nhiên, quan điểm này đã thay đổi đáng kể vào cuối thế kỉ 20 và đầu thế kỉ 21. Hiện nay, chúng ta cho rằng Hệ Mặt Trời đã khác biệt rất nhiều so với hình dạng ban đầu của nó: có thể đã từng tồn tại những vật thể nặng ít nhất bằng Sao Thủy ở miền trong Hệ Mặt Trời, trong khi miền ngoài thì nhỏ hơn nhiều so với hiện tại, và vành đai Kuiper từng gần Mặt Trời hơn nhiều.

Các hành tinh đá

Vào cuối thời kỳ hình thành hành tinh, miền trong của Hệ Mặt Trời có thể đã có từ 50-100 hành tinh phôi thai, với kích thước từ Mặt Trăng đến Sao Hỏa. Sự phát triển này được thúc đẩy bởi các va chạm và hợp nhất kéo dài không quá 100 triệu năm. Các vật thể này tương tác qua lực hấp dẫn, kéo quỹ đạo lại gần nhau và va chạm để hình thành 4 hành tinh đất đá mà chúng ta biết ngày nay. Một va chạm lớn có thể đã tạo ra Mặt Trăng (xem mục Mặt Trăng ở dưới), trong khi một va chạm khác có thể đã làm mất lớp vỏ của Sao Thủy trẻ tuổi.

Một câu hỏi chưa được giải đáp trong mô hình này là cách mà các quỹ đạo ban đầu của các tiền hành tinh đá, vốn yêu cầu độ lệch tâm rất cao để va chạm, đã trở thành những quỹ đạo gần như tròn và ổn định như hiện tại. Một lý thuyết về việc giảm độ lệch tâm này là nhờ vào tác động của một đĩa khí chưa bị Mặt Trời đẩy ra. Sự 'ma sát hấp dẫn' của lượng khí tồn lưu này đã dần làm giảm năng lượng của các hành tinh, giúp quỹ đạo của chúng trở nên ổn định. Tuy nhiên, nếu đĩa khí này đã tồn tại, nó phải ngăn chặn sự hình thành quỹ đạo lệch tâm ngay từ đầu. Một lý thuyết khác cho rằng ma sát hấp dẫn không phải xảy ra giữa các hành tinh và khí tồn lưu, mà là giữa các hành tinh với các vật thể nhỏ còn lại. Khi các vật thể lớn di chuyển qua đám vật thể nhỏ, chúng bị hút bởi sự hấp dẫn của các vật thể lớn, tạo ra các vùng mật độ cao hơn hoặc 'vệt đuôi hấp dẫn' (tương tự như vệt sóng của tàu thủy) trên đường đi của các vật thể lớn. Sự tăng cường hấp dẫn tại vệt đuôi làm chậm các vật thể lớn và đưa chúng vào quỹ đạo đều đặn hơn.

Vành đai tiểu hành tinh

Khu vực ngoài cùng của vùng hành tinh đá, nằm trong khoảng từ 2 đến 4 AU từ Mặt Trời, được gọi là vành đai tiểu hành tinh. Vành đai này trước đây chứa đủ vật chất để hình thành 2-3 hành tinh có kích thước như Trái Đất, và thực tế đã có nhiều vi thể hành tinh hình thành tại đây. Giống như ở phía trong, các vi thể hành tinh này đã kết tụ thành khoảng 20-30 hành tinh phôi thai có kích thước từ Mặt Trăng đến Sao Hỏa. Tuy nhiên, sau khi Sao Mộc hình thành, khoảng 3 triệu năm sau khi Mặt Trời xuất hiện, khu vực này chịu ảnh hưởng mạnh mẽ. Cộng hưởng quỹ đạo với Sao Mộc và Sao Thổ đặc biệt mạnh mẽ ở vành đai tiểu hành tinh, và tương tác hấp dẫn với các phôi thai nặng hơn đã phân tán nhiều vi thể hành tinh vào các miền cộng hưởng. Lực hấp dẫn của Sao Mộc đã làm tăng vận tốc các vật thể trong các miền cộng hưởng, dẫn đến việc chúng vỡ vụn thay vì hợp nhất.

Khi Sao Mộc di chuyển vào phía trong sau khi hình thành (xem mục Dịch chuyển hành tinh ở dưới), sự cộng hưởng đã tác động mạnh mẽ lên vành đai tiểu hành tinh, làm tăng vận tốc tương đối giữa các vật thể trong khu vực này. Sự kết hợp giữa cộng hưởng và các hành tinh phôi thai đã hoặc làm phân tán các vi thể hành tinh khỏi đĩa, hoặc làm tăng độ nghiêng và độ lệch tâm quỹ đạo của chúng. Một số phôi thai hành tinh lớn đã bị đẩy ra bởi Sao Mộc, trong khi số khác có thể đã di chuyển vào phía trong của hệ và tham gia vào giai đoạn kết tụ cuối cùng của các hành tinh đá. Trong giai đoạn này, vành đai tiểu hành tinh đã mất hầu hết khối lượng ban đầu của nó, chỉ còn lại dưới 1% M_⊕, chủ yếu là các vi thể hành tinh nhỏ. Một giai đoạn tiêu biến thứ hai diễn ra sau khi Sao Mộc và Sao Thổ vào một giai đoạn cộng hưởng quỹ đạo 2:1 tạm thời, làm giảm khối lượng vành đai tiểu hành tinh khoảng 10-20 lần, chỉ còn khoảng 1/2,000 khối lượng Trái Đất hiện tại.

Thời kỳ các vụ va chạm lớn ở miền trong của Hệ Mặt Trời có thể đã đóng góp vào việc hình thành lượng nước hiện có trên Trái Đất (~6×10 kg) từ các vành đai tiểu hành tinh sơ khai. Nước, vốn dễ bay hơi, không thể tồn tại khi Trái Đất hình thành và hẳn phải được đưa đến từ các vùng xa hơn, lạnh hơn của Hệ Mặt Trời. Nước có thể đã đến từ những phôi thai hành tinh và các vi thể hành tinh bị Sao Mộc ném ra khỏi vành đai tiểu hành tinh. Vào năm 2006, một quần thể sao chổi từ vành đai chính được phát hiện, có thể cũng là một nguồn cung cấp nước cho Trái Đất. Trong khi đó, các sao chổi từ vành đai Kuiper hoặc các vùng xa hơn chỉ có thể cung cấp tối đa 6% lượng nước cho Trái Đất. Giả thuyết panspermia cho rằng sự sống có thể đã đến Trái Đất theo cách này, nhưng không được nhiều người chấp nhận.

Di chuyển của các hành tinh

Theo lý thuyết về tinh vân, hai hành tinh bên ngoài có vẻ như đã nằm ở vị trí không đúng. Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương, được gọi là các hành tinh băng khổng lồ, tồn tại ở vùng có mật độ tinh vân thấp và chu kỳ quỹ đạo dài hơn khiến việc hình thành của chúng trở nên khó khăn. Thay vào đó, hai hành tinh này được cho là đã hình thành gần Sao Mộc và Sao Thổ, các hành tinh khí khổng lồ có nhiều vật chất hơn, và đã di chuyển ra ngoài đến vị trí hiện tại trong hàng trăm triệu năm.

Sự di chuyển của các hành tinh phía ngoài là yếu tố quan trọng để hiểu về các vùng ngoài cùng của Hệ Mặt Trời. Phía ngoài Sao Hải Vương, Hệ Mặt Trời tiếp tục với Vành đai Kuiper, Đĩa phân tán, và Đám mây Oort, ba khu vực chứa các vật thể đóng băng nhỏ, nơi sinh ra hầu hết các sao chổi quan sát được. Tại khoảng cách này, sự hình thành quá chậm để các hành tinh có thể hình thành trước khi tinh vân Mặt Trời khuếch tán, do đó các đĩa ban đầu không có đủ mật độ để tạo thành hành tinh. Vành đai Kuiper nằm trong khoảng từ 30 đến 55 AU từ Mặt Trời, trong khi Đĩa phân tán mở rộng ra trên 100 AU và Đám mây Oort rất xa, bắt đầu từ khoảng cách 50.000 AU. Ban đầu, vành đai Kuiper có mật độ dày hơn và gần Mặt Trời hơn nhiều, với rìa ngoài xấp xỉ 30 AU. Rìa trong của nó có thể nằm ngay ngoài quỹ đạo của Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương, vốn cũng gần Mặt Trời hơn khi mới hình thành (khoảng 15-20 AU) và ở vị trí hoán đảo, tức là Sao Thiên Vương khi đó ở xa Mặt Trời hơn Sao Hải Vương.

Sau khi Hệ Mặt Trời hình thành, quỹ đạo của tất cả các hành tinh khổng lồ tiếp tục thay đổi chậm chạp do tương tác với một số lượng lớn vi thể hành tinh còn lại. Sau khoảng 500-600 triệu năm (khoảng 4 tỷ năm trước), Sao Mộc và Sao Thổ rơi vào hiện tượng cộng hưởng 2:1, trong đó chu kỳ quỹ đạo của Sao Mộc dài gấp đôi chu kỳ của Sao Thổ. Sự cộng hưởng này tạo ra một lực hấp dẫn khiến các hành tinh phía ngoài bị đẩy ra, làm cho Sao Hải Vương vượt qua Sao Thiên Vương và rơi vào vành đai Kuiper cổ đại. Các hành tinh phân tán hầu hết các vật thể nhỏ đóng băng vào phía trong, trong khi chúng di chuyển ra phía ngoài. Quá trình này tiếp tục cho đến khi các vi thể hành tinh vào sâu trong hệ và tương tác với Sao Mộc, hành tinh khổng lồ này đẩy chúng vào các quỹ đạo rất lệch tâm hoặc thậm chí ra khỏi Hệ Mặt Trời. Sao Mộc mất một phần năng lượng và di chuyển một chút vào phía trong. Những vật thể bị phân tán tạo nên Đám mây Oort; những vật thể bị phân tán ít hơn tạo nên vành đai Kuiper và Đĩa phân tán hiện nay. Kịch bản này giải thích khối lượng nhỏ hiện tại của vành đai Kuiper và Đĩa phân tán. Một số vật thể bị phân tán, bao gồm Sao Diêm Vương, gắn vào quỹ đạo của Sao Hải Vương, khiến chúng vào cộng hưởng chuyển động trung bình. Cuối cùng, ma sát bên trong đĩa vi thể hành tinh làm cho quỹ đạo của Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương trở lại dạng tròn.

Ngược lại với các hành tinh phía ngoài, các hành tinh phía trong không trải qua sự di chuyển đáng kể qua các giai đoạn của Hệ Mặt Trời, vì quỹ đạo của chúng đã không bị ảnh hưởng nhiều kể từ thời kỳ các vụ va chạm lớn.

Một câu hỏi đặt ra là vì sao Sao Hỏa lại nhỏ hơn nhiều so với Trái Đất. Một nghiên cứu công bố vào tháng 6 năm 2011 cho rằng Sao Mộc đã di chuyển vào trong tới 1,5 AU, và khi Sao Thổ hình thành, Sao Mộc đã quay trở lại vị trí hiện tại. Do đó, Sao Mộc đã hút phần lớn vật chất mà lẽ ra Sao Hỏa có thể sử dụng để lớn lên. Các mô phỏng cũng cho thấy các đặc điểm của vành đai tiểu hành tinh hiện tại, với các tiểu hành tinh khô và các vật thể chứa nước tương tự như sao chổi.

Những đợt bắn phá sau này

Sự tan vỡ hấp dẫn do di chuyển của các hành tinh phía ngoài có thể đã đẩy một lượng lớn tiểu hành tinh vào miền trong của Hệ Mặt Trời, dẫn đến sự tiêu biến dữ dội của vành đai ban đầu cho đến khi chỉ còn lại khối lượng cực kỳ nhỏ. Sự kiện này có thể đã kích hoạt thời kỳ Bắn phá mạnh cuối xảy ra khoảng 4 tỷ năm trước, kéo dài vài trăm triệu năm và để lại dấu vết rõ ràng trên các thiên thể hủy diệt về mặt địa chất trong miền trong của Hệ Mặt Trời như Sao Thủy và Mặt Trăng. Bằng chứng cổ nhất về sự sống trên Trái Đất có niên đại 3,8 tỷ năm, ngay sau khi thời kỳ Bắn phá mạnh cuối kết thúc.

Các vụ va chạm là phần không thể thiếu (mặc dù hiện nay không còn xảy ra thường xuyên) trong quá trình tiến hóa của Hệ Mặt Trời. Những bằng chứng rõ ràng bao gồm vụ va chạm của sao chổi Shoemaker–Levy 9 với Sao Mộc năm 1994, sự kiện va chạm Sao Mộc 2009, vụ nổ Tunguska, sao băng Chelyabinsk và hố thiên thạch Barringer ở Arizona. Do đó, quá trình hình thành của Hệ Mặt Trời vẫn chưa hoàn tất và vẫn tiềm ẩn nguy cơ lớn đối với sự sống trên Trái Đất.

Trong quá trình phát triển của Hệ Mặt Trời, sao chổi bị đẩy ra ngoài khỏi miền trong bởi sự hấp dẫn của các hành tinh khổng lồ, di chuyển đến hàng nghìn AU ngoài cùng để tạo thành Đám mây Oort, rìa xa nhất của lực hấp dẫn Mặt Trời. Sau khoảng 800 triệu năm, sự tác động hấp dẫn của thủy triều từ thiên hà, các sao băng qua, và các đám mây phân tử khổng lồ đã bắt đầu làm giảm dần Đám mây Oort, đẩy sao chổi vào miền trong của Hệ Mặt Trời. Sự tiến hóa của miền ngoài Hệ Mặt Trời dường như cũng bị ảnh hưởng bởi điều kiện không gian như gió Mặt Trời, vi thiên thạch, và các thành phần trung hòa trong môi trường liên sao.

Sự phát triển của vành đai tiểu hành tinh sau thời kỳ Bắn phá mạnh cuối chủ yếu được quyết định bởi các vụ va chạm. Các vật thể lớn có đủ sức hút để giữ lại phần lớn vật chất bị bắn ra từ các vụ va chạm mạnh. Trong vành đai tiểu hành tinh thì không như vậy. Kết quả là, nhiều tiểu hành tinh lớn hơn bị vỡ thành các mảnh, và đôi khi những vật thể mới hình thành từ các mảnh vụn của các vụ va chạm ít dữ dội hơn. Các vệ tinh hiện tại của tiểu hành tinh chỉ có thể được giải thích là các sản phẩm của các mảnh vật liệu tách ra từ thiên thể gốc mà không đủ năng lượng để thoát khỏi lực hấp dẫn của nó.

Vệ tinh

Hầu hết các hành tinh và các thiên thể khác trong Hệ Mặt Trời đều có mặt trăng. Các vệ tinh tự nhiên này hình thành từ một trong ba cơ chế sau:

• Cùng được hình thành từ một đĩa tiền hành tinh (đặc biệt là đối với các hành tinh khí khổng lồ);
• Xuất hiện từ các mảnh vỡ sau va chạm (với điều kiện va chạm xảy ra đủ mạnh và ở góc nông); và
• Được bắt giữ từ các vật thể bay ngang qua hệ thống

Sao Mộc và Sao Thổ sở hữu một số mặt trăng lớn như Io, Europa, Ganymede và Titan, có thể hình thành từ các đĩa khí quanh các hành tinh khổng lồ này, tương tự như cách các hành tinh được sinh ra từ đĩa khí xung quanh Mặt Trời. Điều này có thể được suy đoán từ kích thước lớn của các mặt trăng và khoảng cách gần của chúng với các hành tinh. Những đặc điểm này không phù hợp với việc bắt giữ, trong khi bản chất khí của các hành tinh khổng lồ này làm cho việc tạo ra vệ tinh từ 'mảnh vỡ' va chạm là không khả thi. Các mặt trăng ở ngoài cùng của các hành tinh khí khổng lồ thường nhỏ và có quỹ đạo lệch tâm với độ nghiêng bất thường; đây là đặc điểm của các vật thể bị bắt giữ. Các mặt trăng như vậy thường quay ngược chiều với hành tinh của chúng. Mặt trăng lớn và kỳ lạ nhất là Triton của Sao Hải Vương, được cho là một vật thể từ vành đai Kuiper bị bắt giữ.

Các mặt trăng của các thiên thể rắn có thể hình thành từ cả va chạm và bắt giữ. Hai mặt trăng nhỏ của Sao Hỏa, Deimos và Phobos, có thể là những tiểu hành tinh bị bắt giữ. Mặt Trăng của Trái Đất được cho là hình thành từ một vụ va chạm xiên duy nhất. Thiên thể va chạm vào Trái Đất đó có thể có khối lượng tương đương với Sao Hỏa, và vụ va chạm có thể xảy ra vào cuối thời kỳ các vụ va chạm lớn. Vụ va chạm đã làm bật ra một phần vỏ của thiên thể va chạm, sau đó tụ lại thành Mặt Trăng. Đây có thể là vụ va chạm cuối cùng trong chuỗi các vụ hợp nhất hình thành Trái Đất như hiện tại. Có giả thuyết rằng thiên thể kích cỡ Sao Hỏa đó cũng có thể đã tạo ra một trong các điểm Lagrange bền của Mặt Trời-Trái Đất (L₄ hoặc L₅) trước khi trôi dạt khỏi vị trí của nó. Các mặt trăng của các thiên thể ngoài Sao Hải Vương như Charon của Sao Diêm Vương và Vanth của Orcus cũng có thể hình thành từ các vụ va chạm lớn: hệ Sao Diêm Vương–Charon, Orcus–Vanth và Trái Đất-Mặt Trăng đều đặc biệt trong Hệ Mặt Trời bởi chúng có khối lượng vệ tinh lớn hơn 1% thiên thể mà chúng quay quanh.

Tương lai

Các nhà thiên văn học dự đoán rằng Hệ Mặt Trời như chúng ta biết sẽ không thay đổi đáng kể cho đến khi Mặt Trời tiêu hao hầu hết nhiên liệu hydro trong lõi của nó, bắt đầu giai đoạn tiến hóa từ dãy chính trong biểu đồ Hertzsprung-Russell và chuyển sang pha sao khổng lồ đỏ. Tuy nhiên, Mặt Trời sẽ tiếp tục tiến hóa cho đến thời điểm đó.

Ổn định lâu dài

Hệ Mặt Trời đang trong trạng thái hỗn độn khi xét trên thời gian hàng triệu đến hàng tỉ năm, với các quỹ đạo hành tinh có khả năng thay đổi trong dài hạn. Một ví dụ rõ ràng của sự hỗn độn này là hệ Sao Hải Vương-Sao Diêm Vương, đang ở hiện tượng cộng hưởng 3:2. Mặc dù cộng hưởng này có tính ổn định, nhưng không thể dự đoán chính xác vị trí của Sao Diêm Vương trong vòng 10-20 triệu năm (thời gian Lyapunov) trong tương lai. Một ví dụ khác là sự thay đổi độ nghiêng trục quay của Trái Đất, do ma sát gia tăng trong lớp vỏ Trái Đất từ tương tác thủy triều với Mặt Trăng, sẽ trở nên không thể dự đoán được trong khoảng thời gian từ 1,5 đến 3,5 tỷ năm tới.

Các quỹ đạo hành tinh trở nên hỗn độn hơn trong khoảng thời gian dài hơn, với thời gian Lyapunov từ 2 đến 230 triệu năm. Điều này có nghĩa là vị trí của một hành tinh trên quỹ đạo trở nên không thể dự đoán chính xác, làm cho các mùa đông và mùa hè trở nên không ổn định. Trong một số trường hợp, quỹ đạo có thể thay đổi mạnh mẽ, với sự thay đổi rõ rệt trong độ lệch tâm, khiến một số hành tinh có quỹ đạo trở nên rất êlip hoặc tròn hơn.

Xét tổng thể trong vài tỉ năm tới, Hệ Mặt Trời có thể ổn định trong ý nghĩa rằng không có hành tinh nào va chạm hoặc bị văng ra khỏi hệ. Tuy nhiên, sau khoảng 5 tỷ năm, độ lệch tâm của Sao Hỏa có thể đạt 0,2, khiến nó cắt ngang quỹ đạo của Trái Đất, dẫn đến nguy cơ va chạm. Đồng thời, độ lệch tâm của Sao Thủy có thể tăng cao hơn nữa, có khả năng va chạm với Sao Kim và về lý thuyết có thể bị đẩy ra khỏi Hệ Mặt Trời hoặc va chạm với Sao Kim hoặc Trái Đất. Điều này có thể xảy ra trong khoảng 1 tỷ năm tới, theo các mô phỏng số, khi quỹ đạo của Sao Thủy bị nhiễu loạn.

Hệ thống vành đai mặt trăng

Sự tiến hóa của hệ thống mặt trăng chủ yếu bị chi phối bởi các lực thủy triều. Một mặt trăng gây ra sự trương lên trên thiên thể mà nó quay quanh do sự khác biệt trong lực hấp dẫn qua đường kính của thiên thể chính. Nếu mặt trăng di chuyển theo cùng hướng với sự quay của hành tinh và hành tinh quay nhanh hơn chu kỳ quỹ đạo của mặt trăng, sự trương lên này sẽ luôn bị kéo phía trước mặt trăng. Trong trường hợp này, mô men động lượng sẽ được truyền từ sự quay của thiên thể chính sang sự quay của mặt trăng. Mặt trăng hấp thụ năng lượng và dần dần di chuyển ra xa, trong khi thiên thể chính quay chậm lại theo thời gian.

Mặt Trăng và Trái Đất là một ví dụ điển hình về hệ thống như vậy. Hiện tại, Mặt Trăng bị khóa bởi lực thủy triều vào Trái Đất, với mỗi vòng của nó quanh Trái Đất (khoảng 29 ngày hiện tại) đồng thời là một vòng quay quanh trục của nó, khiến nó luôn luôn quay một mặt về Trái Đất. Mặt Trăng sẽ tiếp tục rút xa khỏi Trái Đất, và sự tự quay của Trái Đất sẽ tiếp tục chậm lại. Trong khoảng 50 tỉ năm tới, nếu không bị ảnh hưởng bởi sự giãn nở của Mặt Trời, Mặt Trăng và Trái Đất sẽ bị khóa vào nhau, tạo thành một cộng hưởng 'tự quay-quay quỹ đạo' trong đó Mặt Trăng sẽ quay quanh Trái Đất trong khoảng 47 ngày và cả hai thiên thể sẽ quay quanh trục của chúng trong cùng thời gian đó, với chỉ một bán cầu của mỗi thiên thể luôn nhìn thấy nhau. Các ví dụ khác bao gồm các vệ tinh Galileo của Sao Mộc và hầu hết các mặt trăng lớn của Sao Thổ.

Một kịch bản khác là khi mặt trăng quay quanh thiên thể chính nhanh hơn hoặc theo hướng ngược lại với sự quay của thiên thể chính. Trong các trường hợp này, sự trương thủy triều sẽ tụt lại phía sau mặt trăng trên quỹ đạo của nó. Nếu mặt trăng di chuyển nhanh hơn thiên thể chính, mô men động lượng sẽ truyền ngược lại, làm cho sự quay của thiên thể chính tăng tốc và quỹ đạo của mặt trăng co lại. Nếu mặt trăng di chuyển theo hướng ngược lại, mô men động lượng của sự quay và tự quay sẽ giảm biên độ của nhau. Trong cả hai trường hợp, sự gia tăng do lực thủy triều sẽ khiến mặt trăng di chuyển ra gần thiên thể chính hơn cho tới khi bị xé nát hoặc đâm vào bề mặt hoặc khí quyển của hành tinh. Những mặt trăng như Phobos của Sao Hỏa (trong khoảng 30 đến 50 triệu năm nữa), Triton của Sao Hải Vương (trong khoảng 3,6 tỉ năm nữa), Metis và Adrastea của Sao Mộc, và ít nhất 16 vệ tinh nhỏ của Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương có thể gặp kết cục như vậy. Desdemona thậm chí có thể va chạm với một trong các vệ tinh lân cận.

Một khả năng khác là khi hành tinh chính và mặt trăng bị khóa với nhau bởi lực thủy triều. Trong trường hợp này, sự trương thủy triều xảy ra mà không có độ trễ, và không có sự truyền mô men động lượng, do đó chu kỳ quỹ đạo không thay đổi. Sao Diêm Vương và Charon là ví dụ điển hình của một hệ thống như vậy.

Trước khi tàu vũ trụ Cassini–Huygens đến thăm vào năm 2004, các vành đai của Sao Thổ được cho là rất trẻ so với tuổi của Hệ Mặt Trời và dự đoán sẽ không tồn tại thêm 300 triệu năm nữa. Tương tác hấp dẫn với các mặt trăng của Sao Mộc dường như sẽ dần đẩy rìa ngoài của vành đai về phía hành tinh, trong khi sự mài mòn của các tiểu hành tinh và lực hấp dẫn của Sao Thổ cuối cùng sẽ xóa bỏ phần còn lại, khiến Sao Thổ không còn vành đai. Tuy nhiên, dữ liệu từ sứ mệnh Cassini đã làm thay đổi quan điểm này. Các quan sát cho thấy các khối băng rộng 10 km liên tục tách ra và tái hợp, làm cho các vành đai có vẻ như vẫn còn mới. Các vành đai của Sao Thổ lớn hơn nhiều so với các vành đai của các hành tinh khí khổng lồ khác. Khối lượng lớn này có thể đã giúp bảo tồn các vành đai từ thời điểm hành tinh hình thành 4,5 tỉ năm trước và có thể tiếp tục bảo vệ chúng trong hàng tỉ năm tới.

Mặt Trời và môi trường hành tinh

Về lâu dài, những thay đổi quan trọng nhất trong Hệ Mặt Trời xuất phát từ sự thay đổi của chính Mặt Trời khi nó già đi. Khi Mặt Trời tiêu thụ hết nguồn dự trữ hydro của mình, nó sẽ trở nên nóng hơn và đốt phần còn lại nhanh hơn. Kết quả là, Mặt Trời sẽ gia tăng độ sáng với tỷ lệ 10% mỗi 1,1 tỉ năm. Trong khoảng một tỷ năm tới, khi công suất bức xạ Mặt Trời gia tăng, vùng có thể hỗ trợ sự sống sẽ di chuyển ra ngoài, khiến bề mặt Trái Đất trở nên quá nóng để nước duy trì ở trạng thái lỏng. Khi đó, tất cả sự sống trên Trái Đất có thể bị tiêu diệt. Trước khi các đại dương hoàn toàn khô cạn, hơi nước từ đại dương sẽ tạo ra một hiệu ứng nhà kính khổng lồ, làm tăng tốc độ nóng lên, có thể gây ra sự tuyệt chủng sớm hơn. Trong khoảng thời gian này, bề mặt Sao Hỏa có thể ấm lên dần, với hơi nước và CO₂ hiện đang đóng băng trên regolith có thể giải phóng vào khí quyển, tạo ra hiệu ứng nhà kính làm ấm hành tinh đến mức tương đương với Trái Đất hiện tại, và có thể cung cấp nơi trú ẩn tiềm năng cho sự sống trong tương lai. Trong khoảng 3,5 tỉ năm tới, điều kiện trên bề mặt Trái Đất có thể tương tự như Sao Kim ngày nay.

Sau khoảng 5,4 tỉ năm nữa, lõi Mặt Trời sẽ đủ nóng để kích hoạt phản ứng nhiệt hạch hydro ở lớp vỏ bao quanh. Điều này sẽ khiến các lớp bên ngoài nở ra mạnh mẽ, và Mặt Trời sẽ bước vào giai đoạn sao khổng lồ đỏ trong cuộc đời của nó. Trong khoảng 7,5 tỉ năm, Mặt Trời sẽ giãn nở đến bán kính khoảng 1,2 AU—gấp 256 lần kích thước hiện tại. Ở đỉnh của nhánh sao khổng lồ đỏ trên biểu đồ tiến hóa sao, nhờ vào sự gia tăng diện tích bề mặt, bề mặt Mặt Trời sẽ trở nên mát hơn nhiều so với hiện tại (khoảng 2600 K) và độ sáng của nó sẽ tăng 2700 lần so với hiện tại. Một đặc điểm khác của sao khổng lồ đỏ là gió sao mạnh, xả khoảng 33% khối lượng của nó ra không gian. Trong thời gian này, vệ tinh Titan của Sao Thổ có thể đạt được nhiệt độ bề mặt cần thiết để duy trì sự sống.

Khi Mặt Trời mở rộng, nó sẽ nuốt chửng các hành tinh gần nhất, bao gồm Sao Thủy và Sao Kim. Đối với Trái Đất, số phận lại ít rõ ràng hơn; dù Mặt Trời sẽ mở rộng để bao trùm cả quỹ đạo của Trái Đất hiện tại, sự mất mát khối lượng của ngôi sao sẽ làm giảm lực hấp dẫn của nó, khiến các hành tinh di chuyển ra xa. Theo giả thuyết này, Sao Kim và Trái Đất có thể thoát khỏi sự nuốt chửng, nhưng nghiên cứu gần đây (2008) cho rằng Trái Đất có thể bị phá hủy do sự tương tác thủy triều với lớp vỏ ngoài của Mặt Trời.

Dần dần, quá trình đốt cháy hydro trong lớp vỏ của Mặt Trời sẽ làm tăng khối lượng của nó lên khoảng 45% so với hiện tại. Khi đạt đến mức độ này, mật độ và nhiệt độ sẽ tăng cao đến mức bắt đầu xảy ra phản ứng tổng hợp heli thành cacbon, dẫn đến hiện tượng chớp heli; Mặt Trời sẽ co lại từ kích thước gấp 250 lần hiện tại xuống còn 11 lần. Độ sáng cũng giảm từ 3000 lần hiện tại xuống còn 54 lần, và nhiệt độ bề mặt sẽ tăng lên khoảng 4770 K. Mặt Trời sẽ trở thành sao ở nhánh chân trời, đốt cháy heli trong nhân giống như hiện tại với hydro. Pha nhiệt hạch heli này chỉ kéo dài khoảng 100 triệu năm. Sau đó, Mặt Trời sẽ trở lại với nguồn dự trữ hydro và heli ở lớp bên ngoài, mở rộng thêm lần nữa và trở thành sao nhánh khổng lồ tiệm cận. Khi đó, độ sáng sẽ tăng trở lại 2090 lần so với hiện tại, và nó sẽ nguội xuống còn 3500 K. Pha này kéo dài khoảng 30 triệu năm, sau đó trong khoảng 100 nghìn năm, các lớp ngoài của Mặt Trời sẽ tách ra, phóng ra các dòng vật chất khổng lồ vào không gian, tạo thành một vầng hào quang được hiểu nhầm là tinh vân hành tinh. Vật chất này chứa heli và cacbon từ phản ứng hạt nhân của Mặt Trời, tiếp tục cung cấp các nguyên tố nặng cho các thế hệ sao tương lai.

Sự kiện này sẽ diễn ra một cách tương đối yên bình, hoàn toàn khác biệt với vụ nổ siêu tân tinh mà Mặt Trời, do kích thước nhỏ, không thể tạo ra. Người quan sát sẽ chứng kiến gió Mặt Trời mạnh mẽ, nhưng không đủ để phá hủy hoàn toàn các hành tinh. Tuy nhiên, việc mất khối lượng ngôi sao có thể dẫn đến sự hỗn loạn trong quỹ đạo các hành tinh còn lại, gây ra va chạm, đẩy ra khỏi Hệ Mặt Trời, hoặc xé chúng ra do tương tác thủy triều. Cuối cùng, Mặt Trời sẽ trở thành một sao lùn trắng, một thiên thể cực kỳ đặc, với 54% khối lượng ban đầu bị nén vào kích thước chỉ bằng Trái Đất. Ban đầu, sao lùn trắng này có thể sáng gấp 100 lần Mặt Trời hiện tại. Nó sẽ chứa oxy và cacbon suy biến nhưng không đủ nóng để phản ứng nhiệt hạch. Vì vậy, sao lùn trắng sẽ dần nguội đi và mờ dần.

Khi Mặt Trời dần tắt, lực hấp dẫn của nó lên các thiên thể xung quanh như hành tinh, sao chổi và tiểu hành tinh sẽ giảm do sự mất khối lượng. Các hành tinh còn lại sẽ có quỹ đạo giãn ra; nếu Sao Kim, Trái Đất và Sao Hỏa vẫn còn tồn tại, quỹ đạo của chúng sẽ lần lượt khoảng 1,4 AU (210 triệu km), 1,9 AU (280 triệu km), và 2,8 AU (420 triệu km). Chúng và các hành tinh còn lại khác sẽ trở thành các khối vật thể lạnh lẽo, tối tăm, không còn khả năng duy trì sự sống. Chúng sẽ tiếp tục quay quanh Mặt Trời, nhưng vận tốc sẽ giảm dần do khoảng cách ngày càng xa và lực hấp dẫn của Mặt Trời giảm. Sau hai tỉ năm nữa, khi Mặt Trời nguội xuống còn khoảng 6000–8000 K, carbon và oxy trong lõi sẽ đóng băng, với 90% khối lượng còn lại tạo thành cấu trúc tinh thể. Cuối cùng, sau hàng tỉ năm nữa, Mặt Trời sẽ ngừng phát sáng hoàn toàn và trở thành một sao lùn đen.

Tương tác với thiên hà

Hệ Mặt Trời di chuyển đơn độc trong Dải Ngân Hà trên một quỹ đạo hình tròn cách tâm thiên hà khoảng 30.000 năm ánh sáng, với tốc độ khoảng 220 km/s. Thời gian để hoàn thành một vòng quanh tâm thiên hà, hay còn gọi là năm thiên hà, khoảng từ 220 đến 250 triệu năm. Từ khi hình thành cho đến nay, Hệ Mặt Trời đã thực hiện ít nhất 20 vòng quay như vậy.

Một số nhà khoa học suy đoán rằng quỹ đạo của Hệ Mặt Trời trong thiên hà có thể liên quan đến các đợt tuyệt chủng hàng loạt đã được ghi nhận trong hóa thạch trên Trái Đất. Một giả thuyết cho rằng các dao động dọc khi Mặt Trời quay quanh tâm thiên hà khiến nó đi qua mặt phẳng thiên hà một cách đều đặn. Khi Mặt Trời di chuyển ra ngoài đĩa thiên hà, ảnh hưởng của lực thủy triều thiên hà giảm, và khi nó quay lại đĩa thiên hà sau mỗi 20-25 triệu năm, lực thủy triều tăng mạnh, có thể làm tăng gấp bốn lần số sao chổi từ đám mây Oort, từ đó làm tăng khả năng xảy ra va chạm tàn khốc.

Tuy nhiên, một số nghiên cứu cho rằng hiện tại Mặt Trời đang ở gần mặt phẳng thiên hà và sự kiện tuyệt chủng lớn nhất xảy ra cách đây khoảng 15 triệu năm. Do đó, chỉ riêng vị trí của Mặt Trời theo chiều dọc không đủ để giải thích các đợt tuyệt chủng chu kỳ, mà thay vào đó, các sự kiện này có thể liên quan đến việc Mặt Trời đi qua các cánh tay xoắn ốc của thiên hà. Các cánh tay xoắn ốc không chỉ chứa nhiều đám mây phân tử mà còn có thể làm rối loạn đám mây Oort và tập trung sao khổng lồ xanh sáng, vốn có thể bùng nổ thành siêu tân tinh trong thời gian ngắn.

Va chạm thiên hà và sự phân rã hành tinh

Dù hầu hết các thiên hà trong vũ trụ đang dần rời xa Ngân Hà, thiên hà Andromeda, một thành viên lớn của Nhóm Địa phương, đang tiếp cận với tốc độ khoảng 120 km/s. Trong khoảng 4 tỷ năm tới, Andromeda và Ngân Hà sẽ va chạm, dẫn đến sự biến dạng của cả hai khi các lực thủy triều xé các nhánh ngoài thành những đuôi khổng lồ. Nếu cuộc va chạm này xảy ra, các nhà thiên văn tính toán rằng có khoảng 12% khả năng Hệ Mặt Trời sẽ bị kéo ra ngoài vào đuôi thủy triều của Ngân Hà và 3% khả năng nó sẽ bị hấp dẫn bởi Andromeda, trở thành một phần của thiên hà này. Khi các cú va chạm tiếp tục xảy ra, khả năng Hệ Mặt Trời bị văng ra tăng lên 30%, và các hố đen siêu nặng tại tâm hai thiên hà sẽ hợp nhất. Cuối cùng, trong khoảng 6 tỷ năm tới, Ngân Hà và Andromeda sẽ kết hợp thành một thiên hà xoắn ốc khổng lồ. Trong quá trình này, nếu có đủ khí, hấp dẫn gia tăng sẽ kéo khí vào tâm thiên hà mới, có thể dẫn đến một giai đoạn hình thành sao mạnh mẽ gọi là bùng nổ sao. Các khí này cũng có thể nuôi dưỡng hố đen mới, chuyển hóa nó thành một nhân thiên hà hoạt động. Lực từ những tương tác này có thể đẩy Hệ Mặt Trời vào vùng hào quang của thiên hà mới, giảm thiểu tổn hại từ bức xạ va chạm.

Có một hiểu lầm phổ biến rằng cuộc va chạm sẽ làm rối loạn quỹ đạo của các hành tinh trong Hệ Mặt Trời. Dù lực hấp dẫn của các sao ngang qua có thể khiến các hành tinh bị đẩy ra không gian liên sao, khoảng cách giữa các sao quá lớn nên khả năng va chạm giữa Ngân Hà và Andromeda làm rối loạn một hệ sao cụ thể là rất thấp. Mặc dù Hệ Mặt Trời có thể bị ảnh hưởng chung bởi các sự kiện này, Mặt Trời và các hành tinh sẽ không bị biến động nghiêm trọng.

Tuy nhiên, theo thời gian, khả năng va chạm với các sao tăng lên, và sự phân rã của các hành tinh trở nên không thể tránh khỏi trong một khoảng thời gian khổng lồ. Nếu không xảy ra các kịch bản kết thúc vũ trụ như Vụ Co Lớn hoặc Vụ Xé Lớn, các tính toán cho thấy rằng lực hấp dẫn từ các sao đi qua sẽ hoàn toàn tước đi các hành tinh còn lại của Hệ Mặt Trời trong khoảng 1 triệu tỷ năm (10^15 năm). Đến thời điểm đó, dù Mặt Trời và các hành tinh vẫn tồn tại, Hệ Mặt Trời, theo nghĩa là một hệ thống hành tinh, sẽ không còn.

Niên đại

Khung thời gian hình thành Hệ Mặt Trời được xác định nhờ phương pháp định tuổi bằng đồng vị phóng xạ. Theo ước tính của các nhà khoa học, Hệ Mặt Trời đã tồn tại khoảng 4,6 tỷ năm. Các khoáng chất cổ xưa nhất trên Trái Đất có tuổi khoảng 4,4 tỷ năm. Những mảnh đá như vậy rất hiếm vì bề mặt Trái Đất liên tục thay đổi do xói mòn, phun trào núi lửa và kiến tạo mảng. Để xác định tuổi của Hệ Mặt Trời, các nhà khoa học dựa vào các vẫn thạch hình thành trong giai đoạn ngưng tụ tinh vân Mặt Trời. Hầu hết các vẫn thạch đều có tuổi 4,6 tỷ năm, cho thấy Hệ Mặt Trời ít nhất cũng phải có tuổi đó.

Các nghiên cứu về các đĩa xung quanh các ngôi sao khác cũng đóng góp vào việc xác định khung thời gian hình thành Hệ Mặt Trời. Các ngôi sao có tuổi từ 1 đến 3 triệu năm thường có những đĩa chứa nhiều khí, trong khi các đĩa quanh các sao hơn 10 triệu năm tuổi chứa rất ít hoặc không có khí, cho thấy các hành tinh khí khổng lồ trong chúng đã ngừng hình thành.

Niên biểu của Hệ Mặt Trời

Chú ý: Tất cả thời gian trong niên biểu này đều là ước lượng.

• Giả thuyết tinh vân
• WDJ0914+1914, một sao lùn trắng hiện đang có một hành tinh khí khổng lồ quay quanh
• Sự hình thành và tiến hóa của thiên hà

Ghi chú

• doi: 10.1006/icar.1996.5568
  
• Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephen A. (1998). Giới thiệu Thiên văn học và Vật lý thiên văn (ấn bản lần 4). Saunders College Publishing. ISBN 0-03-006228-4.

Liên kết ngoài

• trên YouTube, tải lên ngày 10-10-2011
• Video động 7M lưu trữ từ ngày 20-05-2016 tại Portuguese Web Archive từ skyandtelescope.com, mô tả sự phát triển ban đầu của vùng ngoài Hệ Mặt Trời.
• Video QuickTime về va chạm tương lai giữa Ngân Hà và Andromeda
• Mặt Trời sẽ kết thúc thế nào: Và điều gì xảy ra với Trái Đất (Video trên Space.com)