تكوين وتطور النظام الشمسي

تفترض فرضية السديم أن النظام الشمسي تشكل نتيجة انهيار جاذبي لجزء من سحابة جزيئية عملاقة ، على الأرجح على حافة فقاعة وولف-رايت . ^{[ 10 ]} مع ذلك، لم يكن الانهيار مباشرًا، إذ أن الضغط الداخلي للسحابة هو ما يُبقيها متماسكة. بل لا بد أن الانهيارات قد نتجت عن قوى داخلية أو خارجية، مثل التدفقات ثنائية القطب للنجوم الفتية أو انفجارات المستعرات العظمى . ^{[ 11 ]} كان قطر السحابة حوالي 20 فرسخًا فلكيًا (pc)، أو ما يقارب 65 سنة ضوئية (ly)، ^{[ 11 ]} بينما كان قطر أجزاء هذه السحابة حوالي 1 فرسخ فلكي (~3.26 سنة ضوئية). ^{[ 12 ]} أدى الانهيار اللاحق للأجزاء إلى تكوين نوى كثيفة يتراوح حجمها بين 0.01 و0.1 فرسخ فلكي (2000-20000 وحدة فلكية ). ^{[ أ ] [ 11 ] [ 13 ]} شكّلت إحدى هذه الشظايا المنهارة (المعروفة باسم السديم ما قبل الشمسي ) ما سيصبح فيما بعد النظام الشمسي. ^{[ 14 ]} كان تركيب هذه المنطقة، التي تزيد كتلتها قليلاً عن كتلة الشمس ( _M☉ ) ، مماثلاً تقريبًا لتركيب الشمس اليوم، حيث شكّل الهيدروجين ، إلى جانب الهيليوم وكميات ضئيلة من الليثيوم الناتج عن التخليق النووي في الانفجار العظيم ، حوالي 98% من كتلتها. أما النسبة المتبقية البالغة 2% من الكتلة، فكانت تتألف من عناصر أثقل تم تكوينها عن طريق التخليق النووي في أجيال سابقة من النجوم. ^{[ 15 ]} في أواخر عمر هذه النجوم، قذفت عناصر أثقل إلى الوسط بين النجوم . ^{[ 16 ]} أطلق بعض العلماء اسم كواتليكوي على نجم افتراضي انفجر كمستعر أعظم وأنشأ السديم ما قبل الشمسي.      

استنادًا إلى الإحصائيات ، يُرجّح أن الشمس وُلدت بين العديد من النجوم الأخرى في عنقود نجمي يتراوح عدد نجومه بين بضع عشرات إلى بضعة آلاف. هناك نوعان من العناقيد التي يُحتمل أن تكون الشمس قد وُلدت فيها: عنقود غني وعنقود فقير. تحتوي العناقيد الغنية، المشابهة لسديم الجبار، على العديد من النجوم الساخنة الضخمة التي كانت ستُنتج الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية . أما العناقيد الفقيرة فتقع في أعماق السحب الجزيئية ولا تحتوي على نجوم ضخمة قريبة. إذا وُلدت الشمس في عنقود غني، لكان قرصها قد اقتُطِع إلى حوالي 50 وحدة فلكية فقط، إلا إذا كانت تقع على أطراف العنقود. مع ذلك، يحتوي النظام الشمسي على أجرام بعيدة مثل الكوكب القزم سدنا، مما يجعل هذا السيناريو غير مرجح. ^{[ 11 ]}

أقدم الشوائب المكتشفة في النيازك ، والتي يُعتقد أنها تُشير إلى أول مادة صلبة تشكلت في السديم ما قبل الشمسي، يبلغ  عمرها 4568.2 مليون سنة، وهو أحد تعريفات عمر النظام الشمسي. ^{[ 1 ]} تكشف دراسات النيازك القديمة عن آثار نوى بنات مستقرة لنظائر قصيرة العمر، مثل الحديد-60 ، التي لا تتشكل إلا في النجوم المتفجرة قصيرة العمر. يشير هذا إلى حدوث مستعر أعظم واحد أو أكثر في مكان قريب. ربما تكون موجة الصدمة الناتجة عن مستعر أعظم قد حفزت تكوين الشمس من خلال خلق مناطق كثيفة نسبيًا داخل السحابة، مما أدى إلى انهيار هذه المناطق. ^{[ 17 ] [ 18 ]} يشير التوزيع المتجانس للغاية للحديد-60 في النظام الشمسي إلى أن حدوث هذا المستعر الأعظم وحقنه للحديد-60 كان قبل تراكم غبار السديم في الأجرام الكوكبية بفترة طويلة. ^{[ 19 ]} نظرًا لأن النجوم الضخمة قصيرة العمر فقط هي التي تُنتج المستعرات العظمى، فلا بد أن الشمس قد تشكلت في منطقة واسعة لتكوين النجوم أنتجت نجومًا ضخمة، ربما مشابهة لسديم الجبار . ^{[ 20 ] [ 21 ]} تشير دراسات بنية حزام كايبر والمواد الشاذة داخله إلى أن الشمس تشكلت داخل عنقود نجمي يتراوح قطره بين 1000 و10000  نجم، بقطر يتراوح بين 6.5 و19.5  سنة ضوئية، وكتلة إجمالية تبلغ 3000 _كتلة شمسية . بدأ هذا العنقود بالتفكك بعد ما بين 135 مليون و535 مليون سنة من تشكله. ^{[ 22 ] [ 23 ]} أنتجت العديد من عمليات المحاكاة لتفاعل شمسنا الفتية مع النجوم القريبة منها خلال أول 100 مليون سنة من عمرها مدارات شاذة لوحظت في النظام الشمسي الخارجي، مثل الأجسام المنفصلة . ^{[ 24 ]} تشير دراسة حديثة إلى أن مثل هذا النجم العابر ليس مسؤولاً فقط عن مدارات الأجسام المنفصلة، ​​بل أيضاً عن مجموعة أجسام حزام كايبر الساخنة والباردة ، والأجسام الشبيهة بـ Sedna ، والأجسام العابرة لنبتون المتطرفة ، والأجسام العابرة لنبتون ذات الحركة التراجعية . ^{[ 25 ]} 

بسبب قانون حفظ الزخم الزاوي ، دار السديم بسرعة أكبر أثناء انهياره. ومع تكثف المادة داخله، ارتفعت درجة الحرارة . وأصبح المركز، حيث تجمعت معظم الكتلة، أكثر سخونة من القرص المحيط به. ^{[ 12 ]} وعلى مدى حوالي 100,000 عام، ^{[ 11 ]} تسببت القوى المتنافسة للجاذبية وضغط الغاز والمجالات المغناطيسية والدوران في تسطح السديم المنكمش ليصبح قرصًا كوكبيًا أوليًا دوارًا بقطر حوالي 200  وحدة فلكية ^{[ 12 ]} ، وتكوين نجم أولي ساخن وكثيف (نجم لم يبدأ فيه اندماج الهيدروجين بعد) في المركز. ^{[ 26 ]} بما أن حوالي نصف النجوم المعروفة تُشكّل أنظمة نجمية متعددة ، ولأن كوكب المشتري يتكون من نفس عناصر الشمس (الهيدروجين والهيليوم)، فقد اقتُرح أن النظام الشمسي ربما كان في مراحله الأولى نظامًا نجميًا أوليًا، وكان المشتري ثاني نجم أولي فاشل، إلا أن كتلة المشتري ضئيلة جدًا بحيث لا تسمح ببدء الاندماج النووي في نواته، ولذلك أصبح عملاقًا غازيًا ؛ وهو في الواقع أصغر من الشمس وأقدم كواكب النظام الشمسي. ^{[ 27 ] [ 28 ]}

في هذه المرحلة من تطور الشمس ، يُعتقد أنها كانت نجمًا من نوع تي تاوري . ^{[ 29 ]} تُظهر الدراسات التي أُجريت على نجوم تي تاوري أنها غالبًا ما تكون مصحوبة بأقراص من المادة ما قبل الكوكبية بكتل تتراوح بين 0.001 و0.1 كتلة _شمسية . ^{[ 30 ]} تمتد هذه الأقراص إلى عدة مئات من الوحدات الفلكية - فقد رصد تلسكوب هابل الفضائي أقراصًا كوكبية أولية يصل قطرها إلى 1000 وحدة فلكية في مناطق تشكل النجوم مثل سديم الجبار ^{[ 31 ]} - وهي باردة نسبيًا، حيث تصل درجة حرارة سطحها إلى حوالي 1000 كلفن (730 درجة مئوية؛ 1340 درجة فهرنهايت) فقط في أشد حالات سخونتها. ^{[ 32 ]} في غضون 50 مليون سنة، ارتفعت درجة الحرارة والضغط في لب الشمس إلى درجة كبيرة جدًا لدرجة أن الهيدروجين بدأ في الاندماج، مما أدى إلى تكوين مصدر داخلي للطاقة قاوم الانكماش الناتج عن الجاذبية حتى تحقق التوازن الهيدروستاتيكي . ^{[ 33 ]} مثّل هذا دخول الشمس المرحلة الرئيسية من حياتها، والمعروفة باسم التسلسل الرئيسي . تستمد نجوم التسلسل الرئيسي طاقتها من اندماج الهيدروجين إلى هيليوم في نواتها. ولا تزال الشمس نجمًا من نجوم التسلسل الرئيسي حتى اليوم. ^{[ 34 ]}       

مع استمرار تطور النظام الشمسي المبكر، انفصلت الشمس تدريجيًا عن بقية النجوم في حاضنة النظام، واستمرت في الدوران حول مركز مجرة ​​درب التبانة بمفردها. ومن المرجح أن الشمس انحرفت عن مسارها المداري الأصلي عن مركز المجرة. ويشير تاريخها الكيميائي إلى أنها ربما تكونت على بُعد يصل إلى 3  كيلوبارسيك أقرب إلى مركز المجرة. ^{[ 35 ]}

على غرار معظم النجوم، يُرجّح أن الشمس لم تتشكل بمعزل عن غيرها، بل كجزء من عنقود نجمي فتي . ^{[ 36 ]} ثمة مؤشرات عديدة تُلمّح إلى أن بيئة العنقود كان لها تأثير ما على النظام الشمسي الفتيّ الذي لا يزال في طور التكوين. فعلى سبيل المثال، يُفسّر انخفاض كتلة الشمس بعد نبتون، والمدار الإهليلجي الشديد لنجم سدنا، على أنهما دليل على تأثر النظام الشمسي ببيئة نشأته. ولا يزال الجدل قائمًا حول ما إذا كان وجود نظائر الحديد-60 والألومنيوم -26 يُمكن تفسيره كدليل على وجود عنقود نجمي ضخم في مرحلة النشأة. وإذا كانت الشمس جزءًا من عنقود نجمي، فربما تكون قد تأثرت بمرور نجوم أخرى بالقرب منها، والإشعاع القوي للنجوم الضخمة المجاورة، والمقذوفات الناتجة عن المستعرات العظمى التي تحدث في الجوار.

يُعدّ نوع التجمع النجمي الذي ربما كانت الشمس جزءًا منه عاملاً مهمًا، إذ يُحتمل أنها وُلدت في أحد طرفي نقيض: تجمع نجمي غنيّ وتجمع نجمي فقير. في التجمع النجمي الغنيّ، كما هو الحال في سديم الجبار ، تمتلئ البيئة بنجوم ضخمة ساخنة تُنتج كميات كبيرة من الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية . ويؤدي هذا الإشعاع إلى انكماش الأقراص المحيطة بالنجوم الصغيرة كالشمس. لو افترضنا أن الشمس وُجدت في أحد هذه التجمعات، لكان قرصها قد تقلص إلى حوالي 50 وحدة فلكية فقط. والسبيل الوحيد لتجنب آثار هذا الانكماش هو أن تكون الشمس على أطراف التجمع. أما في التجمع النجمي الفقير، كما هو الحال في تجمع الحواء ، فإن الشمس تقع في عمق السحابة الجزيئية، حيث تغيب النجوم الضخمة. وفي هذه الحالة، يُسمح للأقراص بالحفاظ على أحجامها الكبيرة. ومن الأدلة على أن الشمس لم تولد في تجمع نجمي غنيّ وجود كواكب قزمة تقع على مسافات بعيدة، مثل سدنا . ^{[ 11 ]}

يُعتقد أن الكواكب المختلفة قد تشكلت من السديم الشمسي، وهو سحابة قرصية الشكل من الغاز والغبار المتبقية من تكوين الشمس. ^{[ 37 ]} الطريقة المقبولة حاليًا لتشكل الكواكب هي التراكم ، حيث بدأت الكواكب كحبيبات غبار تدور حول النجم الأولي المركزي. ومن خلال التلامس المباشر والتنظيم الذاتي ، تجمعت هذه الحبيبات في كتل يصل قطرها إلى 200 متر (660 قدمًا) ، والتي بدورها اصطدمت لتشكل أجسامًا أكبر ( كويكبات ) بحجم 10 كيلومترات (6.2 ميل) تقريبًا. وقد ازداد حجم هذه الكويكبات تدريجيًا من خلال المزيد من الاصطدامات، حيث نمت بمعدل سنتيمترات سنويًا على مدار الملايين القليلة التالية من السنين. ^{[ 38 ]}    

كان النظام الشمسي الداخلي ، أي المنطقة الواقعة ضمن نطاق 4  وحدات فلكية، شديد الحرارة بحيث لم تتمكن الجزيئات المتطايرة كالماء والميثان من التكثف، لذا لم تتشكل الكواكب الصغيرة هناك إلا من مركبات ذات درجات انصهار عالية، مثل المعادن (كالحديد والنيكل والألومنيوم ) والسيليكات الصخرية . أصبحت هذه الأجسام الصخرية فيما بعد الكواكب الأرضية ( عطارد والزهرة والأرض والمريخ ). تُعد هذه المركبات نادرة نسبيًا في الكون، إذ لا تشكل سوى 0.6% من كتلة السديم، لذا لم تتمكن الكواكب الأرضية من النمو إلى أحجام كبيرة. ^{[ 12 ]} نمت الأجنة الأرضية إلى حوالي 0.05 كتلة أرضية ( M _🜨 ) وتوقفت عن تراكم المادة بعد حوالي 100,000 عام من تكوّن الشمس؛ سمحت التصادمات والاندماجات اللاحقة بين هذه الأجسام بحجم الكواكب للكواكب الأرضية بالنمو إلى أحجامها الحالية. ^{[ 39 ]} 

عندما كانت الكواكب الأرضية تتشكل، ظلت مغمورة في قرص من الغاز والغبار. دعم الضغط الغاز جزئيًا، ولذلك لم يكن يدور حول الشمس بنفس سرعة الكواكب. تسبب السحب الناتج ، والأهم من ذلك، التفاعلات الجاذبية مع المادة المحيطة، في نقل الزخم الزاوي ، ونتيجة لذلك هاجرت الكواكب تدريجيًا إلى مدارات جديدة. تُظهر النماذج أن تغيرات الكثافة ودرجة الحرارة في القرص تحكمت في معدل هذه الهجرة، ^{[ 40 ] [ 41 ]} ولكن الاتجاه العام كان هجرة الكواكب الداخلية نحو الداخل مع تبدد القرص، مما أبقى الكواكب في مداراتها الحالية. ^{[ 42 ]}

تشكلت الكواكب العملاقة (المشتري، زحل، أورانوس، ونبتون) في مناطق أبعد، خارج خط التجمد ، وهي النقطة الواقعة بين مداري المريخ والمشتري حيث تكون المادة باردة بما يكفي لبقاء المركبات الجليدية المتطايرة صلبة. كانت الجليديات التي شكلت الكواكب العملاقة أكثر وفرة من المعادن والسيليكات التي شكلت الكواكب الأرضية، مما سمح للكواكب العملاقة بالنمو لتصبح ضخمة بما يكفي لالتقاط الهيدروجين والهيليوم، وهما أخف العناصر وأكثرها وفرة . ^{[ 12 ]} تراكمت الكويكبات الصغيرة خارج خط التجمد لتصل كتلتها إلى 4 أضعاف _{كتلة الشمس} خلال حوالي 3 ملايين سنة. ^{[ 39 ]} اليوم، تشكل الكواكب العملاقة الأربعة ما يقارب 99% من إجمالي الكتلة التي تدور حول الشمس. ^{[ ب ]} يعتقد علماء الفلك أن وجود كوكب المشتري خارج خط التجمد مباشرة لم يكن محض صدفة. بسبب تراكم كميات كبيرة من الماء على خط الصقيع نتيجة تبخر المواد الجليدية المتساقطة، نشأ عن ذلك منطقة ضغط منخفض زادت من سرعة جزيئات الغبار الدائرة وأوقفت حركتها نحو الشمس. في الواقع، عمل خط الصقيع كحاجز تسبب في تراكم المواد بسرعة على بُعد حوالي 5 وحدات فلكية من الشمس. تجمعت هذه المواد الزائدة لتشكل نواة كبيرة (أو لبًا) بكتلة تُقارب 10 أضعاف _{كتلة الأرض} ، والتي بدأت في تكوين غلاف عبر تراكم الغاز من القرص المحيط بمعدل متزايد باستمرار. ^{[ 43 ] [ 44 ]} بمجرد أن أصبحت كتلة الغلاف مساوية تقريبًا لكتلة اللب الصلب، استمر النمو بسرعة كبيرة، ليصل إلى حوالي 150 ضعف كتلة الأرض بعد حوالي 10⁵ ^سنوات ، وبلغ ذروته أخيرًا عند 318 _ضعف كتلة الأرض . ^{[ 45 ]} قد يعود انخفاض كتلة زحل بشكل كبير إلى تشكله بعد بضعة ملايين من السنين من تشكل المشتري، عندما كان الغاز المتاح للاستهلاك أقل. ^{[ 39 ] [ 46 ]}       

تتمتع نجوم تي تاوري، مثل الشمس الفتية، برياح نجمية أقوى بكثير من النجوم الأقدم والأكثر استقرارًا. يُعتقد أن أورانوس ونبتون قد تشكلا بعد المشتري وزحل، عندما جرفت الرياح الشمسية القوية جزءًا كبيرًا من مادة القرص. ونتيجة لذلك، تراكمت في هذين الكوكبين كميات قليلة من الهيدروجين والهيليوم - لا تتجاوز كتلة _شمسية واحدة لكل منهما. يُشار أحيانًا إلى أورانوس ونبتون باسم "النوى الفاشلة". ^{[ 47 ]} تكمن المشكلة الرئيسية في نظريات تكوين هذين الكوكبين في الإطار الزمني لتكوينهما. ففي موقعهما الحالي، كان سيستغرق الأمر ملايين السنين حتى تتراكم المواد في نواتهما. ^{[ 46 ]} هذا يعني أن أورانوس ونبتون ربما يكونان قد تشكلا بالقرب من الشمس - بالقرب من المشتري وزحل أو حتى بينهما - ثم هاجرا لاحقًا أو قُذفا إلى الخارج (انظر هجرة الكواكب أدناه). ^{[ 47 ] [ 3 ]} لم تكن الحركة في عصر الكويكبات كلها باتجاه الشمس؛ أشارت عينة غبار النجوم التي تم جمعها من المذنب وايلد 2 إلى أن المواد من التكوين المبكر للنظام الشمسي هاجرت من النظام الشمسي الداخلي الأكثر دفئًا إلى منطقة حزام كايبر. ^{[ 48 ]} 

بعد مرور ما بين ثلاثة وعشرة ملايين سنة، ^{[ 39 ]} كانت الرياح الشمسية للشمس الفتية ستزيل كل الغاز والغبار من القرص الكوكبي الأولي، دافعةً إياه إلى الفضاء بين النجوم، مما ينهي نمو الكواكب. ^{[ 49 ] [ 50 ]}

في نهاية حقبة تكوين الكواكب، كان النظام الشمسي الداخلي مأهولًا بما بين 50 و100 كوكب أولي بحجم القمر إلى المريخ . ^{[ 52 ] [ 53 ]} لم يكن النمو الإضافي ممكنًا إلا نتيجة اصطدام هذه الأجرام واندماجها، وهو ما استغرق أقل من 100 مليون سنة. تفاعلت هذه الأجرام جاذبيًا مع بعضها البعض، جاذبةً مدارات بعضها البعض حتى اصطدمت، ونمت حتى تشكلت الكواكب الأرضية الأربعة التي نعرفها اليوم. ^{[ 39 ]} يُعتقد أن أحد هذه الاصطدامات العملاقة قد شكّل القمر (انظر الأقمار أدناه)، بينما أزال اصطدام آخر الغلاف الخارجي لكوكب عطارد الفتيّ . ^{[ 54 ]} 

إحدى المشكلات العالقة في هذا النموذج هي عجزه عن تفسير كيفية تكوّن المدارات الأولية للكواكب شبه الأرضية، التي كان لا بد أن تكون شديدة الانحراف لتتصادم، لتصبح مداراتها اليوم مستقرة بشكل ملحوظ وشبه دائرية. ^{[ 52 ]} إحدى الفرضيات المطروحة لتفسير هذا "التخلص من الانحراف" هي أن الكواكب الأرضية تشكلت في قرص من الغاز لم تطرده الشمس بعد. وكان من شأن " السحب الجاذبي " لهذا الغاز المتبقي أن يخفض طاقة الكواكب في نهاية المطاف، مما يؤدي إلى تنعيم مداراتها. ^{[ 53 ]} مع ذلك، فإن وجود هذا الغاز، إن وُجد، كان سيمنع مدارات الكواكب الأرضية من أن تصبح شديدة الانحراف في المقام الأول. ^{[ 39 ]} فرضية أخرى هي أن السحب الجاذبي لم يحدث بين الكواكب والغاز المتبقي، بل بين الكواكب والأجسام الصغيرة المتبقية. بينما كانت الأجسام الكبيرة تتحرك عبر حشد الأجسام الأصغر، انجذبت الأجسام الأصغر بفعل جاذبية الكواكب الأكبر، فتشكل منطقة ذات كثافة أعلى، تُعرف باسم "الذيل الجاذبي"، في مسار الأجسام الأكبر. ومع حدوث ذلك، أدت زيادة جاذبية الذيل إلى إبطاء الأجسام الأكبر وجعلها تدور في مدارات أكثر انتظامًا. ^{[ 55 ]}

تُسمى الحافة الخارجية للمنطقة الأرضية، الواقعة بين 2 و4  وحدات فلكية من الشمس، حزام الكويكبات . احتوى حزام الكويكبات في البداية على كمية من المادة تكفي لتكوين 2-3 كواكب شبيهة بالأرض، وبالفعل، تشكل عدد كبير من الكويكبات الصغيرة هناك. وكما هو الحال مع الكواكب الأرضية، اندمجت الكويكبات الصغيرة في هذه المنطقة لاحقًا لتشكل 20-30 كوكبًا صغيرًا بحجم القمر إلى المريخ ؛ ^{[ 56 ]} ومع ذلك، فإن قرب كوكب المشتري يعني أنه بعد تشكل هذا الكوكب، أي  بعد 3 ملايين سنة من تشكل الشمس، تغير تاريخ المنطقة بشكل جذري. ^{[ 52 ]} تُعد الرنينات المدارية مع كوكبَي المشتري وزحل قوية بشكل خاص في حزام الكويكبات، وقد أدت التفاعلات الجاذبية مع الكواكب الصغيرة الأكثر ضخامة إلى تشتيت العديد من الكويكبات الصغيرة في تلك الرنينات. زادت جاذبية المشتري من سرعة الأجسام داخل هذه الرنينات، مما تسبب في تحطمها عند اصطدامها بأجسام أخرى، بدلًا من تراكمها. ^{[ 57 ]}

مع هجرة كوكب المشتري نحو الداخل بعد تكوّنه (انظر هجرة الكواكب أدناه)، اجتاحت ظاهرة الرنين حزام الكويكبات، مُثيرةً ديناميكيًا كويكبات المنطقة ورافِعةً سرعاتها النسبية. ^{[ 58 ]} وقد أدّى التأثير التراكمي للرنين والكواكب الجنينية إما إلى تشتيت الكويكبات الصغيرة بعيدًا عن حزام الكويكبات أو إلى تغيير ميول مداراتها وانحرافاتها . ^{[ 56 ] [ 59 ]} كما قذف المشتري بعضًا من هذه الكواكب الجنينية الضخمة، بينما ربما هاجر بعضها الآخر إلى النظام الشمسي الداخلي ولعب دورًا في التراكم النهائي للكواكب الأرضية. ^{[ 56 ] [ 60 ] [ 61 ]} وخلال فترة النضوب الأولية هذه، خلّفت تأثيرات الكواكب العملاقة والكواكب الجنينية حزام الكويكبات بكتلة إجمالية تُعادل أقل من 1% من كتلة الأرض، مُكوّنة بشكل رئيسي من كويكبات صغيرة. ^{[ 59 ]} لا يزال هذا أكبر بعشرة إلى عشرين مرة من الكتلة الحالية في الحزام الرئيسي، والتي تبلغ الآن حوالي 0.0005 _كتلة شمسية . ^{[ 62 ]} يُعتقد أن فترة استنزاف ثانوية أدت إلى انخفاض كتلة حزام الكويكبات إلى ما يقارب كتلته الحالية قد تلت ذلك عندما دخل كوكب المشتري وزحل في رنين مداري مؤقت بنسبة 2:1 (انظر أدناه). 

من المحتمل أن تكون فترة الاصطدامات الهائلة في النظام الشمسي الداخلي قد لعبت دورًا في اكتساب الأرض لمحتواها الحالي من الماء (حوالي 6 × 10) .⁽²¹  كجم) من حزام الكويكبات المبكر. الماء شديد التطاير لدرجة أنه لم يكن موجودًا عند تكوين الأرض، ولا بد أنه وصل لاحقًا من الأجزاء الخارجية الباردة للنظام الشمسي. ^{[ 63 ]} يُرجح أن الماء وصل عبر أجنة الكواكب والكويكبات الصغيرة التي قذفها كوكب المشتري من حزام الكويكبات. ^{[ 60 ]} كما اقتُرحتمجموعة من المذنبات في الحزام الرئيسي، التي اكتُشفت عام 2006، كمصدر محتمل لمياه الأرض. ^{[ 63 ] [ 64 ]} في المقابل، لم تُسهم المذنبات القادمة من حزام كايبر أو المناطق الأبعد بأكثر من 6% من مياه الأرض. ^{[ 2 ] [ 65 ]} تفترض فرضية التبذر الشامل أن الحياة نفسها ربما تكون قد ترسبت على الأرض بهذه الطريقة، على الرغم من أن هذه الفكرة ليست مقبولة على نطاق واسع. ^{[ 66 ]}

وفقًا لفرضية السديم، قد يكون الكوكبان الخارجيان في "مكان غير مناسب". يقع أورانوس ونبتون ( المعروفان باسم " العملاقين الجليديين ") في منطقة تجعل فيها الكثافة المنخفضة للسديم الشمسي وفترات الدوران الطويلة تكوّنهما هناك أمرًا مستبعدًا للغاية. ^{[ 67 ]} يُعتقد بدلًا من ذلك أنهما تشكّلا في مدارات قريبة من المشتري وزحل (المعروفين باسم " العملاقين الغازيين ")، حيث توفرت كمية أكبر من المواد، ثم هاجرا إلى مواقعهما الحالية على مدى مئات الملايين من السنين. ^{[ 47 ]}

تُعدّ هجرة الكواكب الخارجية ضروريةً أيضًا لتفسير وجود وخصائص المناطق الخارجية للنظام الشمسي. ^{[ 3 ]} فبعد نبتون ، يمتد النظام الشمسي إلى حزام كايبر ، والقرص المتناثر ، وسحابة أورت ، وهي ثلاث مجموعات متفرقة من الأجسام الجليدية الصغيرة يُعتقد أنها نقاط انطلاق معظم المذنبات المرصودة . عند هذه المسافة من الشمس، كان التراكم بطيئًا جدًا بحيث لم يسمح بتكوّن الكواكب قبل تشتت السديم الشمسي، وبالتالي افتقر القرص الأولي إلى كثافة كتلة كافية للتماسك وتكوين كوكب. ^{[ 67 ]} يقع حزام كايبر بين 30 و55  وحدة فلكية من الشمس، بينما يمتد القرص المتناثر الأبعد إلى أكثر من 100  وحدة فلكية، ^{[ 3 ]} وتبدأ سحابة أورت البعيدة عند حوالي 50,000  وحدة فلكية. ^{[ 68 ]} في الأصل، كان حزام كايبر أكثر كثافة وأقرب إلى الشمس، حيث كانت حافته الخارجية عند حوالي 30  وحدة فلكية. كانت حافته الداخلية تقع مباشرةً خارج مداري أورانوس ونبتون، اللذين كانا بدورهما أقرب بكثير إلى الشمس عند تشكلهما (على الأرجح في نطاق 15-20  وحدة فلكية)، وفي 50% من عمليات المحاكاة انتهى بهما المطاف في مواقع متقابلة، حيث كان أورانوس أبعد عن الشمس من نبتون. ^{[ 69 ] [ 2 ] [ 3 ]}

وفقًا لنموذج نيس ، بعد تكوّن النظام الشمسي، استمرت مدارات جميع الكواكب العملاقة في التغير ببطء، متأثرةً بتفاعلها مع العدد الكبير من الكويكبات المتبقية. بعد 500-600  مليون سنة (  منذ حوالي 4 مليارات سنة)، دخل كوكب المشتري وزحل في رنين بنسبة 2:1: حيث دار زحل حول الشمس مرة واحدة مقابل كل دورتين للمشتري. ^{[ 3 ]} خلق هذا الرنين قوة دفع جاذبية ضد الكواكب الخارجية، مما قد يكون تسبب في مرور نبتون متجاوزًا أورانوس ودخوله حزام كايبر القديم. ^{[ 69 ]} قامت الكواكب بتشتيت معظم الأجسام الجليدية الصغيرة نحو الداخل، بينما تحركت هي نفسها نحو الخارج. ثم تشتتت هذه الكويكبات من الكوكب التالي الذي صادفته بطريقة مماثلة، مما أدى إلى تحريك مدارات الكواكب نحو الخارج بينما تحركت هي نحو الداخل. ^{[ 3 ]} استمرت هذه العملية حتى تفاعلت الكويكبات مع كوكب المشتري، الذي دفعها بجاذبيته الهائلة إلى مدارات بيضاوية شديدة الانحراف، أو حتى قذفها خارج النظام الشمسي. تسبب هذا في تحرك المشتري قليلاً نحو الداخل. ^{[ ج ]} شكلت الأجسام التي شتتها المشتري في مدارات بيضاوية شديدة الانحراف سحابة أورت؛ ^{[ 3 ]} أما الأجسام التي شتتها نبتون المهاجر بدرجة أقل، فقد شكلت حزام كايبر الحالي والقرص المتناثر. ^{[ 3 ]} يفسر هذا السيناريو انخفاض كتلة حزام كايبر والقرص المتناثر حاليًا. ارتبطت بعض الأجسام المتناثرة، بما في ذلك بلوتو ، جاذبيًا بمدار نبتون، مما أجبرها على الدخول في رنين الحركة المتوسطة . ^{[ 70 ]} في النهاية، جعل الاحتكاك داخل قرص الكويكبات مدارات أورانوس ونبتون شبه دائرية مرة أخرى. ^{[ 3 ] [ 71 ]}

وعلى النقيض من الكواكب الخارجية، لا يُعتقد أن الكواكب الداخلية قد هاجرت بشكل كبير على مدار عمر النظام الشمسي، لأن مداراتها ظلت مستقرة بعد فترة الاصطدامات العملاقة. ^{[ 39 ]}

سؤال آخر يطرح نفسه: لماذا كان المريخ صغيرًا جدًا مقارنةً بالأرض؟ دراسة أجراها معهد ساوث ويست للأبحاث في سان أنطونيو، تكساس، ونُشرت في 6 يونيو 2011 (وتُعرف باسم فرضية المسار الكبير )، تقترح أن كوكب المشتري قد هاجر نحو الداخل إلى مسافة 1.5  وحدة فلكية. بعد تكوّن زحل وهجرته نحو الداخل، وتكوينه رنين الحركة المتوسطة بنسبة 2:3 مع المشتري، تفترض الدراسة أن كلا الكوكبين عادا إلى موقعيهما الحاليين. وبالتالي، كان المشتري سيستهلك جزءًا كبيرًا من المادة التي كانت ستؤدي إلى تكوين مريخ أكبر. كما تُعيد المحاكاة نفسها إنتاج خصائص حزام الكويكبات الحديث، مع كويكبات جافة وأجسام غنية بالماء تُشبه المذنبات. ^{[ 72 ] [ 73 ]} ومع ذلك، فإنه من غير الواضح ما إذا كانت الظروف في السديم الشمسي ستسمح للمشتري وزحل بالعودة إلى موقعيهما الحاليين، ووفقًا للتقديرات الحالية، يبدو هذا الاحتمال غير مرجح. ^{[ 74 ]} علاوة على ذلك، توجد تفسيرات بديلة لصغر كتلة المريخ. ^{[ 75 ] [ 76 ] [ 77 ]}

كان من شأن الاضطراب الجاذبي الناتج عن هجرة الكواكب الخارجية أن يرسل أعدادًا كبيرة من الكويكبات إلى النظام الشمسي الداخلي، مما أدى إلى استنزاف الحزام الأصلي بشكل كبير حتى وصل إلى كتلته المنخفضة للغاية الحالية. ^{[ 59 ]} ربما يكون هذا الحدث قد أدى إلى القصف الشديد المتأخر الذي يُفترض أنه حدث  قبل حوالي 4 مليارات سنة، أي بعد 500-600  مليون سنة من تكوين النظام الشمسي. ^{[ 2 ] [ 78 ]} ومع ذلك، تشير إعادة تقييم حديثة للقيود الكيميائية الكونية إلى أنه من غير المرجح وجود ارتفاع مفاجئ في معدل القصف ("كارثة نهائية"). ^{[ 79 ]}

إذا حدث ذلك، فقد استمرت هذه الفترة من القصف الشديد عدة مئات من ملايين السنين، ويتضح ذلك من خلال الفوهات التي لا تزال مرئية على الأجرام السماوية الميتة جيولوجيًا في النظام الشمسي الداخلي، مثل القمر وعطارد. ^{[ 2 ] [ 80 ]} يعود أقدم دليل معروف على وجود حياة على الأرض إلى 3.8  مليار سنة مضت، أي بعد انتهاء فترة القصف الشديد المتأخرة مباشرة تقريبًا. ^{[ 81 ]}

يُعتقد أن الاصطدامات جزءٌ منتظم (وإن كان نادر الحدوث حاليًا) من تطور النظام الشمسي. ويشهد على استمرار حدوثها اصطدام المذنب شوميكر-ليفي 9 بكوكب المشتري عام 1994، وحدث اصطدام المشتري عام 2009 ، وحدث تونغوسكا ، ونيازك تشيليابينسك ، والاصطدام الذي شكّل فوهة النيزك في أريزونا . ولذلك، فإن عملية التراكم لم تكتمل بعد، وقد لا تزال تُشكّل تهديدًا للحياة على الأرض. ^{[ 82 ] [ 83 ]}

على مدار تطور النظام الشمسي، قذفت جاذبية الكواكب العملاقة المذنبات خارج النظام الشمسي الداخلي، وامتدت آلاف الوحدات الفلكية نحو الخارج لتشكل سحابة أورت ، وهي عبارة عن سرب كروي خارجي من نوى المذنبات عند أقصى امتداد لجاذبية الشمس. في نهاية المطاف، وبعد حوالي 800 مليون سنة، بدأ الاضطراب الجاذبي الناجم عن المد والجزر المجري ، والنجوم العابرة، والسحب الجزيئية العملاقة في استنزاف السحابة، مما أدى إلى إرسال المذنبات إلى النظام الشمسي الداخلي. ^{[ 84 ]} ويبدو أن تطور النظام الشمسي الخارجي قد تأثر أيضًا بالتجوية الفضائية الناتجة عن الرياح الشمسية، والنيازك الدقيقة، والمكونات المحايدة للوسط بين النجوم . ^{[ 85 ]}

كان تطور حزام الكويكبات بعد القصف الشديد المتأخر محكوماً بشكل رئيسي بالتصادمات. ^{[ 86 ]} تمتلك الأجسام ذات الكتلة الكبيرة جاذبية كافية للاحتفاظ بأي مادة تُقذف نتيجة تصادم عنيف. في حزام الكويكبات، لا يكون هذا هو الحال عادةً. ونتيجة لذلك، تفتت العديد من الأجسام الكبيرة، وفي بعض الأحيان تشكلت أجسام جديدة من البقايا في تصادمات أقل عنفاً. ^{[ 86 ]} لا يمكن تفسير الأقمار التي تدور حول بعض الكويكبات حالياً إلا على أنها تجمعات من المواد التي قُذفت بعيداً عن الجسم الأم دون أن تمتلك طاقة كافية للهروب تماماً من جاذبيته. ^{[ 87 ]}

يتسم النظام الشمسي بالفوضى على مدى ملايين ومليارات السنين، ^{[ 102 ]} حيث تخضع مدارات الكواكب لتغيرات طويلة الأمد. ومن الأمثلة البارزة على هذه الفوضى نظام نبتون-بلوتو، الذي يقع في رنين مداري بنسبة 3:2 . ورغم أن الرنين نفسه سيظل مستقرًا، إلا أنه يصبح من المستحيل التنبؤ بموقع بلوتو بدقة لأي درجة من الدقة لأكثر من 10-20  مليون سنة ( زمن ليابونوف ) في المستقبل. ^{[ 103 ]} مثال آخر هو ميل محور الأرض ، الذي يتعذر حسابه من نقطة ما بين 1.5 و4.5 مليار سنة من الآن، وذلك بسبب الاحتكاك الناتج داخل وشاح الأرض بفعل تفاعلات المد والجزر مع القمر ( انظر أدناه ). ^{[ 104 ]}

تتسم مدارات الكواكب الخارجية بالفوضى على مدى فترات زمنية طويلة، حيث يتراوح زمن ليابونوف بين 2 و230  مليون سنة. ^{[ 105 ]} في جميع الأحوال، يعني هذا أن موقع الكوكب على مداره يصبح في نهاية المطاف غير قابل للتنبؤ بدقة (لذا، على سبيل المثال، يصبح توقيت الشتاء والصيف غير مؤكد). مع ذلك، في بعض الحالات، قد تتغير المدارات نفسها بشكل كبير. وتتجلى هذه الفوضى بوضوح في تغيرات الانحراف المداري ، حيث تصبح مدارات بعض الكواكب أكثر أو أقل إهليلجية بشكل ملحوظ . ^{[ 106 ]}

في نهاية المطاف، يتميز النظام الشمسي بالاستقرار، إذ من غير المرجح أن تصطدم أي من الكواكب ببعضها أو أن تُقذف خارج النظام خلال المليارات القليلة القادمة من السنين. ^{[ 105 ]} بعد ذلك، في غضون خمسة  مليارات سنة تقريبًا، قد يزداد انحراف مدار المريخ إلى حوالي 0.2، بحيث يصبح مداره متقاطعًا مع مدار الأرض، مما قد يؤدي إلى اصطدام محتمل. وفي نفس الفترة الزمنية، قد يزداد انحراف مدار عطارد أكثر، وقد يؤدي اقترابه الشديد من الزهرة نظريًا إلى قذفه خارج النظام الشمسي تمامًا ^{[ 102 ]} أو وضعه في مسار تصادمي مع الزهرة أو الأرض . ^{[ 107 ]} قد يحدث هذا في غضون مليار سنة، وفقًا لمحاكاة عددية تم فيها تغيير مدار عطارد. ^{[ 108 ]}

يتأثر تطور الأنظمة القمرية بقوى المد والجزر . يُحدث القمر انتفاخًا مديًا في الجسم الذي يدور حوله (الجسم الرئيسي) نتيجةً لاختلاف قوة الجاذبية عبر قطر الجسم الرئيسي. إذا كان القمر يدور في نفس اتجاه دوران الكوكب، وكان الكوكب يدور أسرع من الفترة المدارية للقمر، فإن الانتفاخ سيُسحب باستمرار إلى الأمام. في هذه الحالة، ينتقل الزخم الزاوي من دوران الجسم الرئيسي إلى دوران القمر. يكتسب القمر طاقةً ويتجه تدريجيًا نحو الخارج في مسار حلزوني، بينما يتباطأ دوران الجسم الرئيسي بمرور الوقت.

الأرض وقمرها مثال على هذا التكوين. اليوم، القمر مقيد مدّيًا بالأرض؛ دورة واحدة له حول الأرض (حوالي 27.3 يومًا حاليًا) تساوي دورة واحدة له حول محوره، لذا فهو يُظهر دائمًا وجهًا واحدًا للأرض. سيستمر القمر في الابتعاد عن الأرض، وسيستمر دوران الأرض حول محورها في التباطؤ تدريجيًا. من الأمثلة الأخرى أقمار جاليليو التابعة لكوكب المشتري (بالإضافة إلى العديد من أقمار المشتري الأصغر) ^{[ 109 ]} ومعظم أقمار زحل الأكبر . ^{[ 110 ]}

يحدث سيناريو مختلف عندما يدور القمر حول الكوكب الرئيسي بسرعة أكبر من سرعة دوران الكوكب حول محوره، أو عندما يدور في الاتجاه المعاكس لدوران الكوكب. في هاتين الحالتين، يتأخر انتفاخ المد والجزر عن القمر في مداره. في الحالة الأولى، ينعكس اتجاه انتقال الزخم الزاوي، فتزداد سرعة دوران الكوكب الرئيسي بينما يتقلص مدار القمر. أما في الحالة الثانية، فيكون للزخم الزاوي للدوران حول الكوكب والزخم الزاوي حول محوره إشارتان متعاكستان، لذا يؤدي الانتقال إلى انخفاض في مقدار كل منهما (مما يلغي أحدهما الآخر). ^{[ د ]} في كلتا الحالتين، يتسبب تباطؤ المد والجزر في دوران القمر حلزونيًا نحو الكوكب الرئيسي حتى يتمزق بفعل إجهادات المد والجزر، مما قد يؤدي إلى تكوين نظام حلقات كوكبية ، أو يصطدم بسطح الكوكب أو غلافه الجوي. ينتظر هذا المصير أقمار المريخ فوبوس  (خلال 30 إلى  50  مليون سنة)، ^{[ 111 ]} وتريتون التابع لنبتون (خلال 28 مليار سنة)، ^{[ 112 ]} وما لا يقل عن 16 قمراً صغيراً تابعاً لأورانوس ونبتون. بل قد يصطدم قمر أورانوس ديدمونا بأحد أقماره المجاورة. ^{[ 113 ]}

ثمة احتمال ثالث يتمثل في أن يكون الجرم الرئيسي وقمره مقيدين مدّيًا. في هذه الحالة، يبقى انتفاخ المد والجزر أسفل القمر مباشرةً، ولا يحدث انتقال للزخم الزاوي، ولن تتغير الفترة المدارية. يُعد بلوتو وشارون مثالًا على هذا النوع من التكوين. ^{[ 114 ]}

لا يوجد إجماع حول آلية تكوّن حلقات زحل. فعلى الرغم من أن النماذج النظرية أشارت إلى أن الحلقات ربما تكونت في وقت مبكر من تاريخ النظام الشمسي، ^{[ 115 ]} إلا أن البيانات المستقاة من مركبة كاسيني-هويجنز الفضائية تشير إلى أنها تشكلت في وقت متأخر نسبيًا. ^{[ 116 ]}

تكوّن النظام الشمسي بعد اندماج الغاز والغبار في قرص كوكبي أولي. وقد استُمدّت الغالبية العظمى من هذه المادة من مستعر أعظم سابق .

على المدى البعيد، ستنجم أكبر التغيرات في النظام الشمسي عن تغيرات تطرأ على الشمس نفسها مع تقدمها في العمر. فمع استهلاك الشمس لمخزونها من الهيدروجين، تزداد حرارتها وتحرق الوقود المتبقي بوتيرة أسرع. ونتيجة لذلك، يزداد سطوع الشمس بمعدل عشرة بالمئة كل 1.1  مليار سنة. ^{[ 117 ]} في غضون 600 مليون سنة تقريبًا، سيؤثر سطوع الشمس على دورة الكربون في الأرض لدرجة لن تتمكن معها الأشجار والغابات (النباتات التي تقوم بعملية التمثيل الضوئي من نوع C3) من البقاء؛ وفي غضون 800 مليون سنة تقريبًا، ستقضي الشمس على جميع أشكال الحياة المعقدة على سطح الأرض وفي المحيطات. وفي غضون 1.1 مليار سنة، سيؤدي ازدياد إشعاع الشمس إلى تحرك منطقتها الصالحة للسكن حولها نحو الخارج، مما يجعل سطح الأرض شديد الحرارة بحيث لا يمكن وجود الماء السائل عليه بشكل طبيعي. عند هذه النقطة، ستتقلص جميع أشكال الحياة إلى كائنات وحيدة الخلية. ^{[ 118 ]} قد يؤدي تبخر الماء، وهو غاز دفيئة قوي ، من سطح المحيطات إلى تسريع ارتفاع درجة الحرارة، مما قد ينهي الحياة على الأرض في وقت أقرب. ^{[ 119 ]} خلال هذه الفترة، من المحتمل أنه مع ارتفاع درجة حرارة سطح المريخ تدريجيًا، سينطلق ثاني أكسيد الكربون والماء المتجمدان حاليًا تحت التربة السطحية إلى الغلاف الجوي، مما يخلق تأثيرًا دفيئًا يُسخن الكوكب حتى يصل إلى ظروف مماثلة لظروف الأرض اليوم، مما يوفر موطنًا محتملاً للحياة في المستقبل. ^{[ 120 ]} بحلول 3.5  مليار سنة من الآن، ستكون ظروف سطح الأرض مشابهة لظروف كوكب الزهرة اليوم. ^{[ 117 ]}

بعد حوالي 5.4  مليار سنة، ستسخن نواة الشمس بدرجة كافية لتحفيز اندماج الهيدروجين في غلافها المحيط. ^{[ 118 ]} سيؤدي هذا إلى تمدد الطبقات الخارجية للنجم بشكل كبير، وسيدخل النجم مرحلة من حياته يُطلق عليها اسم العملاق الأحمر . ^{[ 121 ] [ 122 ]} في غضون 7.5  مليار سنة، سيصل نصف قطر الشمس إلى 1.2 وحدة فلكية (180 × 10 ^ ⁶ كم؛ 110 × 10 ^ ⁶ ميل) - أي 256 ضعف حجمها الحالي. عند قمة فرع العملاق الأحمر ، ونتيجةً للزيادة الهائلة في مساحة السطح، سيكون سطح الشمس أبرد بكثير (حوالي 2600 كلفن (2330 درجة مئوية؛ 4220 درجة فهرنهايت) ) مما هو عليه الآن، وسيكون لمعانها أعلى بكثير - يصل إلى 2700 ضعف لمعان الشمس الحالي. خلال جزء من حياتها كعملاق أحمر، ستشهد الشمس رياحًا نجمية قوية تحمل معها حوالي 33% من كتلتها. ^{[ 118 ] [ 123 ] [ 124 ]} وخلال هذه الفترة، ستتوسع المنطقة الصالحة للسكن في النظام الشمسي لتشمل نطاقًا يتراوح بين 49.4 و71.4 وحدة فلكية، وصولًا إلى حزام كايبر. ^{[ 118 ]}       

مع تمدد الشمس ، ستبتلع كوكبي عطارد والزهرة . ^{[ 125 ]} أما مصير الأرض فأقل وضوحًا؛ فمع أن الشمس ستحيط بمدار الأرض الحالي، إلا أن فقدان النجم لكتلته (وبالتالي ضعف جاذبيته) سيؤدي إلى تحرك مدارات الكواكب إلى الخارج. ^{[ 118 ]} ولولا هذا السبب فقط، لكانت الزهرة والأرض قد نجتا على الأرجح من الاحتراق. ^{[ 123 ]} في حين تشير دراسة أجريت عام 2008 إلى أن الأرض قد تتبخر ببطء نتيجةً لتفاعلات المد والجزر مع الغلاف الخارجي الضعيف للشمس. ^{[ 118 ]} ، فقد أشارت دراسة حديثة أجريت عام 2026 إلى أن الأرض من المرجح أن تنجو من الابتلاع. ^{[ 126 ]}

بالإضافة إلى ذلك، ستنتقل المنطقة الصالحة للسكن حول الشمس إلى النظام الشمسي الخارجي، وستتجاوز في نهاية المطاف حزام كايبر مع نهاية مرحلة العملاق الأحمر، مما سيؤدي إلى ذوبان الأجرام الجليدية مثل إنسيلادوس وبلوتو. خلال هذه الفترة، قد تدعم هذه العوالم دورة هيدرولوجية مائية ، ولكن نظرًا لصغر حجمها وعدم قدرتها على احتواء غلاف جوي كثيف كالأرض، فإنها ستشهد اختلافات شديدة في درجات الحرارة بين الليل والنهار. عندما تغادر الشمس فرع العملاق الأحمر وتدخل فرع العملاق المقارب ، ستتقلص المنطقة الصالحة للسكن فجأة إلى ما يقارب المسافة بين مداري المشتري وزحل الحاليين، ولكن مع اقتراب نهاية  مدة مرحلة العملاق المقارب التي تبلغ 200 مليون سنة، ستتوسع المنطقة إلى الخارج لتصل إلى نفس المسافة تقريبًا كما كانت من قبل. ^{[ 127 ]}

تدريجيًا، سيؤدي احتراق الهيدروجين في الغلاف المحيط بنواة الشمس إلى زيادة كتلة النواة حتى تصل إلى حوالي 45% من كتلة الشمس الحالية. عند هذه النقطة، سترتفع الكثافة ودرجة الحرارة إلى مستويات عالية جدًا، ما سيؤدي إلى بدء اندماج الهيليوم لتكوين الكربون ، مُحدثًا وميضًا هيليوميًا . ستتقلص الشمس من حوالي 250 إلى 11  ضعف نصف قطرها الحالي (في مرحلة التسلسل الرئيسي). ونتيجة لذلك، سينخفض ​​لمعانها من حوالي 3000 إلى 54 ضعف مستواها الحالي، وسترتفع درجة حرارة سطحها إلى حوالي 4770 كلفن (4500 درجة مئوية؛ 8130 درجة فهرنهايت) . ستصبح الشمس عملاقًا أفقيًا ، يحترق الهيليوم في نواتها بشكل مستقر، تمامًا كما تحرق الهيدروجين اليوم. ستستمر مرحلة اندماج الهيليوم 100 مليون سنة فقط. في النهاية، ستضطر الشمس إلى اللجوء مجددًا إلى مخزونها من الهيدروجين والهيليوم في طبقاتها الخارجية. سيتمدد الشمس مرة ثانية، ليصبح ما يُعرف بالعملاق المقارب . في هذه المرحلة، سيزداد لمعان الشمس مجددًا، ليصل إلى حوالي 2090 ضعف لمعانها الحالي، وسيبرد إلى حوالي 3500 كلفن (3230 درجة مئوية؛ 5840 درجة فهرنهايت) . ^{[ 118 ]} تستمر هذه المرحلة حوالي 30 مليون سنة، وبعدها، وعلى مدار 100 ألف سنة أخرى، ستتساقط الطبقات الخارجية المتبقية للشمس، قاذفةً تيارًا هائلًا من المادة إلى الفضاء، ومُشكّلةً هالة تُعرف (خطأً) باسم السديم الكوكبي . ستحتوي المادة المقذوفة على الهيليوم والكربون الناتجين عن التفاعلات النووية للشمس، مُواصلةً إثراء الوسط بين النجوم بالعناصر الثقيلة لأجيال النجوم والكواكب القادمة. ^{[ 128 ]}         

هذا حدث سلمي نسبيًا، لا يشبه انفجارًا نجميًا هائلًا ، فالشمس أصغر من أن تخضع له كجزء من تطورها. أي مراقب حاضر ليشهد هذا الحدث سيرى زيادة هائلة في سرعة الرياح الشمسية، لكنها لن تكون كافية لتدمير كوكب بالكامل. مع ذلك، قد يؤدي فقدان النجم لكتلته إلى اضطراب مدارات الكواكب المتبقية، مما يتسبب في اصطدام بعضها، وقذف البعض الآخر خارج النظام الشمسي، وتمزق البعض الآخر بفعل قوى المد والجزر. ^{[ 129 ]} بعد ذلك، لن يتبقى من الشمس سوى قزم أبيض ، وهو جسم كثيف للغاية، تبلغ كتلته 54% من كتلتها الأصلية، لكن بحجم الأرض فقط. في البداية، قد يكون هذا القزم الأبيض أكثر  إضاءة بمئة ضعف من الشمس الحالية. سيتكون بالكامل من الكربون والأكسجين المتدهورين ، لكنه لن يصل أبدًا إلى درجات حرارة كافية لدمج هذين العنصرين. وهكذا، سيبرد القزم الأبيض تدريجيًا، ويخفت ضوؤه أكثر فأكثر. ^{[ 130 ]}

مع احتضار الشمس، سيضعف تأثير جاذبيتها على الأجرام التي تدور حولها، كالكواكب والمذنبات والكويكبات، نتيجةً لفقدانها الكتلة. ستتوسع مدارات جميع الكواكب المتبقية؛ فإذا كانت الزهرة والأرض والمريخ لا تزال موجودة، فستقع مداراتها تقريبًا عند 1.4 وحدة فلكية (210 مليون كيلومتر ؛ 130 مليون ميل ) ، و 1.9 وحدة فلكية (280 مليون كيلومتر ؛ 180 مليون ميل ) ، و 2.8 وحدة فلكية (420 مليون كيلومتر ؛ 260 مليون ميل ) على التوالي. ستتحول هذه الكواكب، إلى جانب الكواكب الأخرى المتبقية، إلى هياكل مظلمة متجمدة، خالية تمامًا من الحياة. ^{[ 123 ]} ستستمر هذه الكواكب في الدوران حول نجمها، لكن سرعتها ستتباطأ بسبب ازدياد بعدها عن الشمس وانخفاض جاذبيتها. بعد ملياري عام، عندما تبرد الشمس إلى نطاق 6000-8000 كلفن (5730-7730 درجة مئوية؛ 10340-13940 درجة فهرنهايت) ، سيتجمد الكربون والأكسجين في لب الشمس، وستتخذ أكثر من 90% من كتلتها المتبقية بنية بلورية. ^{[ 131 ]} وفي النهاية، بعد ما يقرب من كوادريليون عام، ستتوقف الشمس عن الإشعاع تمامًا، لتصبح قزمًا أسود . ^{[ 132 ]}                    

على الرغم من أن الغالبية العظمى من المجرات في الكون تبتعد عن مجرة ​​درب التبانة، فإن مجرة ​​أندروميدا، أكبر مجرات المجموعة المحلية ، تتجه نحوها بسرعة تقارب 120  كم/ث. ^{[ 136 ]} بعد أربعة  مليارات سنة، ستصطدم أندروميدا بدرب التبانة، مما سيؤدي إلى تشوه كلتيهما بفعل قوى المد والجزر التي تُحوّل أذرعهما الخارجية إلى ذيول مد وجزر هائلة . إذا حدث هذا الاضطراب الأولي، يُقدّر علماء الفلك احتمالًا بنسبة 12% أن ينجذب النظام الشمسي إلى الخارج نحو ذيل مجرة ​​درب التبانة، واحتمالًا بنسبة 3% أن يصبح مرتبطًا جاذبيًا بأندروميدا، وبالتالي جزءًا من تلك المجرة. ^{[ 136 ]} بعد سلسلة أخرى من الاصطدامات الجانبية، يرتفع خلالها احتمال قذف النظام الشمسي إلى 30%، ^{[ 137 ]} ستندمج الثقوب السوداء فائقة الكتلة في المجرتين . في نهاية المطاف، وبعد حوالي ستة  مليارات سنة، ستندمج مجرتا درب التبانة وأندروميدا لتشكلا مجرة ​​إهليلجية عملاقة . خلال عملية الاندماج، إذا توفرت كمية كافية من الغاز، فإن الجاذبية المتزايدة ستدفعه نحو مركز المجرة الإهليلجية المتشكلة. قد يؤدي هذا إلى فترة قصيرة من تكوين النجوم المكثف تُعرف باسم انفجار النجوم . ^{[ 136 ]} إضافةً إلى ذلك، سيغذي الغاز المتساقط الثقب الأسود المتشكل حديثًا، محولًا إياه إلى نواة مجرية نشطة . من المرجح أن تدفع قوة هذه التفاعلات النظام الشمسي إلى الهالة الخارجية للمجرة الجديدة، مما يجعله بمنأى نسبيًا عن الإشعاع الناتج عن هذه التصادمات. ^{[ 136 ] [ 137 ]}

من المفاهيم الخاطئة الشائعة أن هذا الاصطدام سيؤثر على مدارات الكواكب في المجموعة الشمسية. صحيح أن جاذبية النجوم العابرة قادرة على فصل الكواكب إلى الفضاء بين النجوم، إلا أن المسافات بين النجوم شاسعة لدرجة تجعل احتمال تسبب اصطدام مجرتي درب التبانة وأندروميدا في إحداث مثل هذا التأثير على أي نظام نجمي منفرد ضئيلاً للغاية. ورغم أن المجموعة الشمسية ككل قد تتأثر بهذه الأحداث، فإنه لا يُتوقع أن تتأثر الشمس والكواكب. ^{[ 138 ]}

مع ذلك، بمرور الوقت، يزداد احتمال الاصطدام العرضي بنجم، ويصبح تفكك الكواكب شبه حتمي. وبافتراض عدم حدوث سيناريوهات الانهيار العظيم أو التمزق العظيم لنهاية الكون، تشير الحسابات إلى أن جاذبية النجوم العابرة ستجرد الشمس الميتة تمامًا من كواكبها المتبقية في غضون  تريليون سنة (10^ ¹⁵ ). تمثل هذه النقطة نهاية النظام الشمسي. ورغم أن الشمس والكواكب قد تنجو، فإن النظام الشمسي، بالمعنى الحقيقي للكلمة، سيتلاشى. ^{[ 4 ]}

ملاحظة: جميع التواريخ والأوقات في هذا التسلسل الزمني تقريبية ويجب اعتبارها مؤشراً على حجمها فقط.