Tekst źródłowy strony Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego

{{wyróżnienie|DA}}
[[Plik:Protoplanetary-disk.jpg|mały|skaluj=1.7|Wizja artystyczna [[dysk protoplanetarny|dysku protoplanetarnego]]]]
'''Powstanie i ewolucja Układu Słonecznego''' rozpoczęły się 4,6&nbsp;miliarda lat temu, na skutek [[grawitacja|grawitacyjnego]] zapadnięcia się jednej z części niestabilnego [[obłok molekularny|obłoku molekularnego]]. Większość zapadającej się masy zebrała się pośrodku tworząc [[Słońce]], podczas gdy reszta spłaszczyła się, formując [[dysk protoplanetarny]] -  z niego z kolei powstały [[planeta|planety]], [[naturalny satelita|księżyce]], [[planeta karłowata|planety karłowate]] i pozostałe [[małe ciało Układu Słonecznego|małe ciała Układu Słonecznego]].

Ten powszechnie akceptowany model znany jako [[Historia poglądów dotyczących powstania i ewolucji Układu Słonecznego#Hipoteza mgławicy słonecznej|hipoteza mgławicy słonecznej]] został po raz pierwszy zaproponowany w XVIII wieku przez [[Emanuel Swedenborg|Emanuela Swedenborga]], [[Immanuel Kant|Immanuela Kanta]] i [[Pierre Simon de Laplace|Pierre’a Simona Laplace’a]]. Jego późniejszy rozwój wymagał współudziału rozmaitych dyscyplin naukowych takich jak [[astronomia]], [[fizyka]], [[geologia]] czy [[planetologia|nauki planetarne]]. Od początków [[eksploracja kosmosu|ery podboju kosmosu]] w latach 50. XX wieku poprzez odkrycia [[planeta pozasłoneczna|planet pozasłonecznych]] w latach 90. model powstania Układu Słonecznego był kwestionowany i modyfikowany, aby uwzględnić nowe obserwacje.

Od swojego powstania [[Układ Słoneczny]] uległ znaczącym zmianom. Uważa się, że wiele księżyców (regularne) krążących wokół swoich macierzystych planet powstało z wirujących dysków gazu i pyłu, podczas gdy inne (nieregularne) zostały przechwycone lub, w przypadku [[Księżyc]]a [[Ziemia|Ziemi]], powstały na skutek [[teoria wielkiego zderzenia|gigantycznych zderzeń]]. Kolizje pomiędzy obiektami miały miejsce nieustannie do czasów współczesnych; są one zasadniczym elementem ewolucji systemu. Planety często zmieniały swoje pozycje, przesuwając się zarówno na zewnątrz, jak i do środka, a nawet zamieniając się miejscami. [[Migracja planetarna]] była odpowiedzialna za ewolucję Układu Słonecznego we wczesnym okresie jego istnienia.

Układ Słoneczny wciąż ewoluuje i nie będzie istniał wiecznie w obecnej formie. Za około 5&nbsp;miliardów lat Słońce powiększy wielokrotnie swoją średnicę, stając się [[czerwony olbrzym|czerwonym olbrzymem]]{{u|esonews}}, który odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako [[mgławica planetarna|mgławicę planetarną]] i przekształci się w [[biały karzeł|białego karła]]. Ruch planet najbliższych Słońcu zostanie wyhamowany przez słoneczną atmosferę i te planety spadną do jego wnętrza, dalsze planety czeka później podobny los w wyniku hamowania przez gaz mgławicy planetarnej. Istnieje też szansa, choć jest ona niezmiernie mała, że w odległej przyszłości grawitacja gwiazd przechodzących w sąsiedztwie Układu Słonecznego uszczupli orszak planet towarzyszących Słońcu, wówczas zostaną one wyrzucone w [[Ośrodek międzygwiazdowy|przestrzeń międzygwiezdną]]. Wydarzenie takie może być skutkiem zbliżenia gwiazdy z [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]] lub z innej galaktyki podczas [[zderzenie galaktyk|zderzenia galaktyk]], szczególnie, że za około 3 miliardy lat spodziewane jest [[zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną]]. Istnieje też niebezpieczeństwo, że w planetę uderzy inne [[ciało niebieskie]] o masie wystarczającej do rozerwania i zniszczenia jej. Słońce pozostanie prawdopodobnie samotne, bez orbitujących planet{{u|esonews|white}}.

== Historia poglądów ==
{{osobny artykuł|Historia poglądów dotyczących powstania i ewolucji Układu Słonecznego}}
[[Plik:Pierre-Simon Laplace.jpg|mały|skaluj=0.9|Pierre Simon Laplace, jeden z twórców hipotezy mgławicy planetarnej]]
Teorie dotyczące początku wszechświata sięgają najstarszych znanych źródeł pisanych. Jednak przez większość czasu nie były one powiązane z istnieniem „Układu Słonecznego”, ponieważ nie było jeszcze wiadomo, że Układ Słoneczny, w obecnym znaczeniu tego pojęcia, w ogóle istnieje. Pierwszym krokiem w kierunku współczesnej teorii powstania i ewolucji Układu Słonecznego była powszechna akceptacja [[heliocentryzm]]u, czyli modelu, który umieścił Słońce pośrodku systemu i Ziemię w orbicie wokół niego. Ten pomysł był rozważany od tysiącleci, jednak został powszechnie zaakceptowany dopiero pod koniec XVII wieku. Pierwsze odnotowane użycie pojęcia „Układ Słoneczny” pochodzi z 1704 roku{{r|Webster}}.

Powszechnie akceptowana obecnie teoria powstania Układu Słonecznego, [[Historia poglądów dotyczących powstania i ewolucji Układu Słonecznego#Hipoteza mgławicy słonecznej|hipoteza mgławicy słonecznej]], zdobywała i traciła poparcie od czasu jej sformułowania przez [[Emanuel Swedenborg|Emanuela Swedenborga]], [[Immanuel Kant|Immanuela Kanta]] i [[Pierre Simon de Laplace|Pierre’a Simona Laplace’a]] w XVIII wieku. Najpoważniejszą krytyką tej hipotezy była pozorna niezdolność wyjaśnienia, dlaczego mimo olbrzymiej masy Słońce ma niewielki [[moment pędu]] w stosunku do otaczających je planet{{r|Woolfson}}. Jednak badania młodych gwiazd prowadzone od wczesnych lat 80. XX wieku wykazały, że są one otoczone chłodnymi dyskami gazu i pyłu, zgodnie z przewidywaniami hipotezy mgławicy słonecznej, dzięki czemu odzyskała ona akceptację{{r|birth}}.

Zrozumienie przyszłej ewolucji Słońca wymagało poznania źródła zasilającej go energii. Potwierdzenie [[teoria względności|teorii względności]] [[Albert Einstein|Alberta Einsteina]] przez [[Arthur Stanley Eddington|Arthura Stanleya Eddingtona]] dowiodło, że energia Słońca pochodzi z [[Reakcja termojądrowa|reakcji fuzji jądrowej]] [[wodór|wodoru]] zachodzącej w jądrze{{r|bio}}. W 1935 roku Eddington poszedł o krok dalej i zasugerował, że wewnątrz gwiazd mogą powstawać inne [[pierwiastek chemiczny|pierwiastki chemiczne]] (tzw. [[Nukleosynteza#Gwiezdna nukleosynteza|gwiezdna nukleosynteza]]){{r|Hoyle2005}}. [[Fred Hoyle]] rozwinął tę tezę twierdząc, że wiele pierwiastków cięższych od [[hel (pierwiastek)|helu]] powstaje wewnątrz gwiazd zwanych [[czerwony olbrzym|czerwonymi olbrzymami]]. Kiedy czerwony olbrzym odrzuca swoje zewnętrzne warstwy, te cięższe pierwiastki są wykorzystywane ponownie do utworzenia kolejnych systemów planetarnych{{r|Hoyle2005}}.

== Powstanie ==
=== Mgławica przedsłoneczna ===
[[Plik:M42proplyds.jpg|mały|skaluj=1.2|Wykonane przy pomocy [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a|Teleskopu Hubble’a]] zdjęcie [[dysk protoplanetarny|dysku protoplanetarnego]] w [[Wielka Mgławica w Orionie|Mgławicy Oriona]], prawdopodobnie podobnego do mgławicy, z której powstało Słońce]]
Zgodnie z hipotezą mgławicy słonecznej Układ Słoneczny powstał na skutek [[Zapadanie grawitacyjne|grawitacyjnego zapadnięcia]] się [[obłok molekularny|obłoku molekularnego]] o prawdopodobnej średnicy kilku lat świetlnych{{r|Arizona}}. Aż do początku XXI wieku uważano, że Słońce powstało w wyniku samoistnego zapadania się odosobnionego obłoku. Pod koniec XX wieku zaobserwowano powstawanie dużej liczby gwiazd w obłokach położonych w pobliżu [[pozostałość po supernowej|pozostałości po supernowych]]. Sugeruje to, że podczas powstawania Słońca w jego pobliżu mogły mieć miejsce [[supernowa|supernowe]]. [[Fala uderzeniowa]] pochodząca z jednego z takich wybuchów mogła utworzyć w chmurze gazu i pyłu regiony o zwiększonej gęstości, powodując ich grawitacyjne zapadanie się i dając w ten sposób początek powstaniu Słońca. Ponieważ wyłącznie masywne, krótko żyjące gwiazdy wybuchają jako supernowe, Słońce musiało powstać w regionie, w którym powstawały liczne ciężkie gwiazdy, być może podobnym do [[Wielka Mgławica w Orionie|Mgławicy Oriona]]. Dodatkowym argumentem za taką genezą Układu Słonecznego są badania [[meteoryt]]ów, które ujawniły ślady nietrwałych [[izotopy|izotopów]] takich jak [[żelazo]] <sup>60</sup>Fe, które powstają wyłącznie podczas eksplozji supernowych. Skład izotopów w kometach wskazuje, że zawierają one materiał po eksplozji supernowej sprzed 4,6 miliarda lat{{r|cradle|iron}}, w 2013 w meteorytach [[Grove Mountains 021710]] i [[LaPaz Icefield 031117]] odkryto ziarna [[ditlenek krzemu|ditlenku krzemu]] pochodzące z wybuchu [[Supernowa#Typ II|supernowej typu II]]{{r|iop}}.

Jeden z takich regionów zapadającego się gazu określany jako mgławica przedsłoneczna ([[język angielski|ang.]] ''pre-solar nebula'') dał początek Układowi Słonecznemu{{r|composition}}. Ten region miał średnicę od 7000 do 20&nbsp;000&nbsp;[[jednostka astronomiczna|jednostek astronomicznych]] (j.a.) i masę nieznacznie większą od masy Słońca{{r|Arizona|contracting}}. Jego skład chemiczny był podobny do obecnego składu Słońca. Około 98% masy stanowiły [[wodór]] i [[hel (pierwiastek)|hel]] powstałe podczas [[pierwotna nukleosynteza|pierwotnej nukleosyntezy]] zaraz po [[Wielki Wybuch|Wielkim Wybuchu]]. Pozostałe 2% masy to pierwiastki cięższe od [[lit]]u, powstałe w procesie [[nukleosynteza|nukleosyntezy]] we wcześniejszych pokoleniach gwiazd{{r|Zeilik}}. Pod koniec swojej [[ewolucja gwiazd|ewolucji]] gwiazdy te wyrzuciły swe fragmenty łącznie z ciężkimi pierwiastkami w [[ośrodek międzygwiazdowy]]{{r|Lineweaver2001}}.

Z [[zasada zachowania momentu pędu|zasady zachowania momentu pędu]] wynika, że zapadająca się mgławica wirowała coraz szybciej. Wraz z zagęszczaniem się materii coraz częściej dochodziło do zderzeń pomiędzy atomami a początkowa [[energia potencjalna]] grawitacji przekształcała się w [[ciepło]]. Centrum, gdzie zgromadziło się najwięcej masy, stawało się coraz cieplejsze{{r|Arizona}}. W ciągu około 100&nbsp;000 lat na skutek grawitacji, ciśnienia gazu, pól magnetycznych i rotacji zapadająca się mgławica uległa spłaszczeniu i stała się [[dysk protoplanetarny|dyskiem protoplanetarnym]] o średnicy około 200 j.a., a w jej centrum uformowała się gorąca i gęsta [[protogwiazda]]{{r|Arizona|Montmerle2006|Greaves}}.

Uważa się, że w tej fazie ewolucji Słońce było [[gwiazda typu T Tauri|gwiazdą typu T Tauri]], czerpiącą energię głównie z zapadania się materii. Badania gwiazd tego typu wskazują, że często towarzyszy im protoplanetarny dysk materii o masie od 0,001 do 0,1 [[masa Słońca|masy Słońca]]{{r|Kitamara}}. [[Kosmiczny Teleskop Hubble’a]] pozwolił zaobserwować w regionach [[Powstawanie gwiazd|powstawania gwiazd]] w [[Wielka Mgławica w Orionie|Mgławicy Oriona]] dyski protoplanetarne o średnicy do 1000&nbsp;j.a., zazwyczaj mają one jednak rozmiar kilkuset j.a. i są stosunkowo chłodne – osiągają temperaturę do 1000&nbsp;[[Kelwin|K]]{{r|Padgett1999}}. W ciągu kolejnych 50&nbsp;milionów lat temperatura i ciśnienie wewnątrz Słońca wzrosły do tego stopnia, że została zapoczątkowana [[Reakcja termojądrowa|synteza jądrowa]] atomów wodoru. W ten sposób w Słońcu powstało wewnętrzne źródło energii, które przeciwdziałając sile grawitacyjnego zapadania się, doprowadziło do stanu [[równowaga hydrostatyczna|równowagi hydrostatycznej]], zapobiegając dalszemu zapadaniu się materii (patrz [[budowa gwiazdy]]){{r|Yi2001}}. Uzyskanie tego stanu oznaczało osiągnięcie przez Słońce kolejnego etapu [[ewolucja gwiazd|ewolucji]] znanego jako [[ciąg główny]]. Na tym etapie rozwoju gwiazdy czerpią energię z przemiany wodoru na hel w swoim wnętrzu. Jest to faza, w której Słońce znajduje się obecnie{{r|sequence}}.

=== Powstanie planet ===
{{Zobacz też|Dysk protoplanetarny|Powstawanie planet}}
Uważa się, że planety powstały z mgławicy słonecznej – chmury gazu i pyłu w kształcie dysku pozostałej po powstaniu Słońca{{r|shock}}. Zgodnie z tą teorią planety powstały na skutek [[Akrecja (astronomia)|akrecji]] z niewielkich ziaren pyłu orbitujących wokół protogwiazdy. Na skutek wzajemnych kolizji ziarna te zaczęły tworzyć coraz większe obiekty, aż do powstania [[planetozymal]]i o średnicy około 5&nbsp;km. Poprzez kolejne zderzenia ich rozmiar w dalszym ciągu wzrastał, w tempie 15 centymetrów na rok{{r|planetesimals}}.

W wewnętrznym Układzie Słonecznym, w odległości do 4&nbsp;j.a. od Słońca, było zbyt ciepło, aby cząsteczki lotnych substancji, takich jak [[woda]] czy [[metan]], mogły ulec kondensacji na ziarnach pyłu, zatem planetozymale, jakie formowały się w tym regionie, składały się głównie ze związków chemicznych o wysokiej [[Temperatura topnienia|temperaturze topnienia]], czyli metali takich, jak [[żelazo]], [[nikiel]], [[glin]], lub minerałów takich, jak [[krzemiany]]. Ostatecznie powstały z nich cztery [[planeta skalista|planety skaliste]], czyli [[Merkury]], [[Wenus]], [[Ziemia]] i [[Mars]]. Ponieważ wspomniane związki stanowiły zaledwie około 6 [[promil]]i masy mgławicy, wspomniane obiekty są stosunkowo małych rozmiarów{{r|Arizona}}. Pierwotnie zalążki planet skalistych osiągnęły masę około 0,1 {{masa Ziemi}} i przestały akumulować materię około 100&nbsp;000&nbsp;lat po powstaniu Słońca. Ich dalszy wzrost do obecnych rozmiarów miał miejsce na skutek kolejnych zderzeń i połączeń{{r|sciam}}.

Z kolei [[gazowy olbrzym|gazowe olbrzymy]], czyli [[Jowisz]], [[Saturn]], [[Uran]] i [[Neptun]], powstały w większej odległości od Słońca – za orbitą Marsa, gdzie promieniowanie gwiazdy było na tyle słabe, że związki wody mogły pozostać w stanie stałym. Lód, z którego powstały [[Planeta zewnętrzna|planety zewnętrzne]], występował w większej ilości niż metale i krzemiany, z których powstały planety skaliste. Dzięki temu osiągnęły one wystarczająco dużą masę, aby przyciągnąć atomy najlżejszych i [[częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie|najpowszechniejszych]] [[pierwiastek chemiczny|pierwiastków]], [[wodór|wodoru]] i [[hel (pierwiastek)|helu]]{{r|Arizona}}. Planetozymale w zewnętrznym Układzie Słonecznym osiągnęły masę do 4&nbsp;M<sub>⊕</sub> w ciągu około 3&nbsp;milionów lat{{r|sciam}}. Teoretycy uważają, że Jowisz nieprzypadkowo powstał zaraz za [[linia śniegu|linią śniegu]]. Z opadającej w kierunku Słońca materii z zawartością lodu przy tej granicy zebrały się poprzez sublimację spore ilości wody i powstał region obniżonego ciśnienia, który przyspieszył ruch cząsteczek pyłu wokół Słońca i zapobiegł ich dalszemu przesuwaniu się do wewnątrz. W rezultacie linia śniegu stała się barierą, wzdłuż której, na odległości około 5&nbsp;j.a. od Słońca, zaczęły szybko gromadzić się znaczne ilości materii. Utworzyła ona olbrzymi zalążek planety o masie około 10&nbsp;mas Ziemi, który następnie zaczął szybko rosnąć, akumulując wodór z otaczającego go dysku, powiększając się o 150&nbsp;mas Ziemi w ciągu około 1000&nbsp;lat i ostatecznie osiągając masę 318&nbsp;razy większą niż Ziemia. W tym procesie Jowisz generował tyle energii, że przez krótki czas mógł być jaśniejszy niż Słońce{{r|sciam}}. Z kolei znacząco mniejszą masę Saturna można wyjaśnić tym, że powstał on kilka milionów lat po Jowiszu, gdy ilość dostępnego wodoru była już dużo mniejsza{{r|sciam}}.

Młode gwiazdy typu T Tauri, jaką było Słońce, charakteryzują się dużo silniejszym [[wiatr słoneczny|wiatrem słonecznym]] niż starsze, bardziej stabilne gwiazdy. Uważa się, że Uran i Neptun uformowały się dopiero po powstaniu Jowisza i Saturna, gdy silny wiatr słoneczny przeniósł w przestrzeń kosmiczną większość materiału twórczego. W rezultacie planety nagromadziły niewielkie ilości wodoru i helu – nie więcej niż 1&nbsp;M<sub>⊕</sub> każda{{r|Thommes}}. Powstania Urana i Neptuna nie wyjaśniają standardowe teorie powstawania planet, ponieważ planety te znajdują się w rejonie, w którym mała gęstość planetozymali i słabe oddziaływanie grawitacyjne Słońca czyniłyby proces akrecji tak dużych ciał wolnym i niewydajnym. W obecnej odległości od Słońca proces kumulacji materiału trwałby setki milionów lat; jest to niemożliwe, ponieważ dysk protoplanetarny został oczyszczony z gazu i pyłu znacznie wcześniej. Oznacza to, że Uran i Neptun uformowały się prawdopodobnie bliżej Słońca, w rejonie pomiędzy obecnym położeniem Jowisza i Saturna, by później przemieścić się na zewnątrz Układu (patrz [[#Migracja planet|Migracja planet]] poniżej){{r|Thommes}}. Z kolei analiza próbek pobranych przez sondę ''[[Stardust (sonda kosmiczna)|Stardust]]'' z komety [[Wild 2]] sugeruje, że materiały z wczesnego okresu formowania się Układu Słonecznego zostały przeniesione z cieplejszej, wewnętrznej części Układu Słonecznego w region [[pas Kuipera|pasa Kuipera]]{{r|Blender}}.

Po okresie ok. 3–10 mln lat{{r|sciam}} wiatr gwiazdowy młodego Słońca oczyścił [[dysk protoplanetarny]] z gazów i pyłów, częściowo poprzez wyrzucenie ich w przestrzeń międzygwiezdną, a częściowo poprzez wchłonięcie, kończąc w ten sposób okres powiększania się rozmiarów planet{{r|Elmegreen}}.

== Dalsza ewolucja ==
Początkowo sądzono, że planety ukształtowały się na lub w pobliżu orbit, na których znajdują się obecnie. Jednak pod koniec XX i na początku XXI wieku pogląd ten porzucono. Obecnie uważa się, że Układ Słoneczny zaraz po powstaniu wyglądał zupełnie inaczej niż w czasach współczesnych: w obszarze wewnętrznym miało istnieć kilka obiektów o masie co najmniej dorównującej masą Merkuremu, zewnętrzny Układ Słoneczny rozciągał się na mniejszy obszar niż obecnie, a [[pas Kuipera]] znajdował się bliżej Słońca{{r|Dysnomia}}.

=== Planety skaliste ===
Pod koniec epoki formowania się planet w wewnętrznym Układzie Słonecznym znajdowały się<!--od 50 do 100 jeszcze do wer. 2. źródło, ale raczej nic z tego--> [[protoplaneta|protoplanety]] o masach pomiędzy obecną masą Księżyca a Marsa{{r|Petit2001|Kominami}}. Ze względu na wzajemne oddziaływania grawitacyjne i obecność Jowisza obiekty te zderzały się ze sobą i łączyły w procesie, który mógł trwać nawet do 100&nbsp;milionów lat. Ostatecznie powstały cztery [[planeta skalista|planety skaliste]] Układu{{r|sciam}}. Ponadto w wyniku jednego z takich zderzeń miał powstać Księżyc (patrz [[#Księżyce|Księżyce]] poniżej). Inna kolizja pozbawiła z kolei młodego Merkurego powłoki zewnętrznej{{r|Solomon2003}}.

=== Pas planetoid ===
{{osobny artykuł|Pas planetoid}}
Pomiędzy obszarem planet skalistych a strefą gazowych olbrzymów, od 2 do 4 j.a. od Słońca, rozciąga się [[pas planetoid]]. Początkowo zawierał on materię, której łączna masa przekraczała [[Masa Ziemi|masę Ziemi]] i uformowało się w nim wiele [[planetozymal]]i{{r|Bottke2005}}. Ciała te zderzały się ze sobą i powstały [[protoplaneta|protoplanety]], później jednak oddziaływanie grawitacyjne [[Jowisz]]a usunęło 99% tych obiektów z pasa planetoid{{r|Petit2001}}.

=== Migracja planet ===
{{osobny artykuł|Migracja planetarna}}
[[Plik:Lhborbits.png|mały|skaluj=1.8|Symulacja pokazuje planety zewnętrzne i [[Pas Kuipera]]: a) Zanim stosunek okresów obiegu Jowisza do Saturna wynosił 2:1 b) Podczas rozpraszania się obiektów Pasa Kuipera w Układ Słoneczny, poza orbitę Neptuna c) Po wypchnięciu ciał Pasa Kuipera przez Jowisza{{r|Gomes}}.]]
Zgodnie z hipotezą mgławicy planetarnej dwie zewnętrzne planety zamieniły się miejscami. [[Gazowy olbrzym|Lodowe olbrzymy]], [[Uran]] i [[Neptun]], istnieją w regionie, w którym ich powstanie było mało prawdopodobne ze względu na małą gęstość mgławicy słonecznej i długi [[okres orbitalny]]. Zamiast tego, uważa się, że obie planety powstały w pobliżu orbit Jowisza i Saturna, gdzie znajdowało się więcej materiału, a na przestrzeni setek milionów lat przesunęły się na zewnątrz, na swoje obecne orbity{{r|Thommes}}.

Migracja zewnętrznych planet jest również konieczna, aby wyjaśnić istnienie i własności najbardziej zewnętrznych regionów Układu Słonecznego{{r|Levinson2007}}. [[Obiekt transneptunowy|Poza orbitą Neptuna]] w Układzie Słonecznym rozciągają się [[pas Kuipera]], [[dysk rozproszony]] i [[obłok Oorta]], trzy zbiory niewielkich lodowych obiektów uważanych za źródło pochodzenia większości obserwowanych [[kometa|komet]]. Pas Kuipera położony jest w odległości od 30 do 55&nbsp;j.a. od Słońca, podczas gdy dysk rozproszony sięga 100&nbsp;j.a., a najbardziej odległy obłok Oorta rozpoczyna się w odległości 50&nbsp;000&nbsp;j.a. od Słońca{{r|Levinson2007|comets}}. W tej odległości od Słońca [[Akrecja (astronomia)|akrecja]] była zbyt powolna, aby mogły powstać planety, zanim mgławica słoneczna uległa rozproszeniu, a zatem pierwotny dysk miał zbyt małą gęstość materii, aby mógł skonsolidować się w planetę. Jednakże pierwotnie Pas Kuipera był dużo gęstszy i znajdował się bliżej Słońca. Jego zewnętrzna krawędź miała w przybliżeniu 30&nbsp;j.a. Wewnętrzna krawędź byłaby wtedy dokładnie poza orbitami Uranu i Neptuna, które z kolei były znacznie bliżej Słońca, gdy się tworzyły (najprawdopodobniej w odległości między 15–20&nbsp;j.a.), i zamienione miejscami, z Neptunem pierwotnie bliżej Słońca niż Uran{{r|Levinson2007|Gomes}}.

=== Wielkie Bombardowanie ===
{{osobny artykuł|Wielkie Bombardowanie}}

== Księżyce ==
{{Zobacz też|Teoria wielkiego zderzenia}}
Wokół planet i licznych innych obiektów Układu Słonecznego krążą księżyce. Te [[naturalny satelita|naturalne satelity]] powstały w jeden z następujących sposobów:
* wspólna formacja z dysku akrecyjnego wraz z planetą (tylko w przypadku gazowych olbrzymów),
* formacja z odłamków z dużej kolizji planety macierzystej z innym obiektem (np. Księżyc ziemski),
* przechwyt przelatujących w pobliżu obiektów przez oddziaływanie grawitacyjne planety.

Jowisz i Saturn posiadają dużą liczbę księżyców, z których część prawdopodobnie powstała z dysków gazu w podobny sposób jak planety wokół Słońca. Należą do nich między innymi [[Io (księżyc)|Io]], [[Europa (księżyc)|Europa]], [[Ganimedes (księżyc)|Ganimedes]] i [[Tytan (księżyc)|Tytan]]{{r|Amalthea}}. Na takie pochodzenie tych satelitów wskazują ich duże rozmiary i niewielka odległość od planety. Tych własności nie można wyjaśnić przechwyceniem, podczas gdy gazowa natura ich macierzystych planet wyklucza uformowanie się tych księżyców na skutek zderzeń. Z kolei zewnętrzne tzw. [[księżyce nieregularne]] gazowych olbrzymów są generalnie niewielkie i mają [[Ekscentryczność (fizyka)|ekscentryczne]] orbity charakteryzujące się dużą [[inklinacja|inklinacją]] w stosunku do płaszczyzny obrotu planety. Te cechy odpowiadają charakterystykom obiektów przechwyconych{{r|Sheppard}}. Kierunek ruchu orbitalnego większości takich księzyców jest wsteczny w stosunku do ruchu planety macierzystej. Największym takim nieregularnym księżycem jest [[Tryton (księżyc)|Tryton]], który prawdopodobnie został przechwycony z [[Pas Kuipera|pasa Kuipera]] przez oddziaływanie grawitacyjne Neptuna<!--{{r|Agnor2006}}. do przetłum. LHB-->.

== Przyszłość ==
[[Plik:Voyager 2 Neptune and Triton.jpg|mały|skaluj=1.2|Zdjęcie Neptuna i jego księżyca [[Tryton (księżyc)|Trytona]] wykonane przez sondę [[Voyager 2]]. Orbita Trytona znajdzie się ostatecznie wewnątrz [[Granica Roche’a|granicy Roche’a]], gdzie siły pływowe doprowadzą do jego rozerwania i być może powstania nowego systemu [[pierścienie planetarne|pierścieni planetarnych]]]]
Astronomowie przewidują, że Układ Słoneczny w obecnej postaci nie ulegnie drastycznym zmianom, dopóki Słońce nie spali całego wodoru w swoim jądrze, zamieniając go w hel i przechodząc w kolejną fazę [[ewolucja gwiazd|ewolucji]] na [[diagram Hertzsprunga-Russella|diagramie Hertzsprunga-Russella]], zmieniając się z [[ciąg główny|gwiazdy ciągu głównego]] w [[czerwony olbrzym|czerwonego olbrzyma]]{{u|esonews}}. Do tego czasu Układ Słoneczny będzie ulegał powolnym zmianom.

=== Chaotyczność Układu Słonecznego ===
Z powodu oddziaływań ciał Układu Słonecznego nie tylko ze Słońcem, ale też między sobą orbity ciał w Układzie Słonecznym różnią się od keplerowskich, odstępstwa te zwane [[perturbacja]]mi ulegają zmianom. Zmiany te są trudne do dokładnego przewidzenia, dlatego określane są jako [[chaos (matematyka)|chaos deterministyczny]]. Zmiany mają charakter okresowy, jak i stałego trendu{{r|Laskar94}}. Jednym z przykładów jest system Pluton-Neptun, z [[rezonans orbitalny|rezonansem orbitalnym]] 3:2. Model numeryczny wykazał, że ruch Plutona jest chaotyczny, z największym [[wykładnik Lapunowa|wykładnikiem Lapunowa]] o wartości 10<sup>−7,3</sup> na rok, a za około 20 mln lat nastąpi [[wzrost wykładniczy]] [[dywergencja|dywergencji]] trajektorii ([[czas Lapunowa]]){{r|chaoticPluto}}. Inny przykład to ziemska [[oś obrotu]], której [[Ziemia#Nachylenie osi|nachylenie]] ulegać ma chaotycznym wahaniom o okresie 1,5–4,5 mld lat, ze względu na [[Tarcie (fizyka)|tarcie]] pomiędzy jądrem a płaszczem w wyniku oddziaływania [[Pływy morskie|pływowego]] Ziemi z Księżycem{{r|spin}}.

== Kontekst galaktyczny ==
Gwiazdy [[ewolucja gwiazd|rodzą się]] w galaktykach posiadających wystarczającą ilość gazu galaktycznego. W [[galaktyka spiralna|galaktykach spiralnych]], takich jak [[Droga Mleczna]], regionami gwiazdotwórczymi są przede wszystkim [[ramię spiralne|ramiona spiralne]]; najprawdopodobniej więc Układ Słoneczny narodził się w jednym z takich spiralnych regionów o podwyższonej gęstości gazu.

Skład atomowy takiej mgławicy to przede wszystkim [[wodór]] i [[hel (pierwiastek)|hel]] oraz niewielka, ale istotna domieszka pierwiastków cięższych, pochodzących z wybuchów gwiazd [[supernowa|supernowych]]. Eksplozje takie, oprócz wzbogacania gazu galaktycznego w pierwiastki, spełniają być może również role „mechanizmów spustowych” dla procesów gwiazdotwórczych: przypuszcza się, że powstająca w ich trakcie [[fala uderzeniowa]] może stać się powodem wytrącenia chmury gazu z równowagi i rozpoczęcia procesu grawitacyjnego zapadania się.

Jako że gwiazdy rodzą się w grupach (por. [[Obszar H II|obszary H II]]), wraz ze Słońcem i otaczającym go układem planetarnym ukształtowały się najprawdopodobniej inne gwiazdy. Istnieją modele powstania Układu Słonecznego, w których w pierwszym okresie jego istnienia Słońce miało gwiazdowego towarzysza, było więc składnikiem [[Gwiazda podwójna|układu podwójnego]]; nie ma jednak danych obserwacyjnych potwierdzających ten punkt widzenia.

== Chronologia ==
Chronologia powstania Układu Słonecznego została wyznaczona przy pomocy [[datowanie izotopowe|datowania izotopowego]]. Naukowcy szacują, że Układ Słoneczny ma 4,6&nbsp;miliarda lat. Najstarsze minerały na [[Ziemia|Ziemi]] mają około 4,4&nbsp;miliarda lat{{r|Wilde}}. Skały o tak wczesnym czasie powstania spotyka się jednak bardzo rzadko, ponieważ powierzchnia Ziemi jest nieustannie przekształcana przez [[erozja|erozję]], [[wulkan]]izm i [[ruchy tektoniczne|zjawiska tektoniczne]]. Do oszacowania wieku Układu Słonecznego używa się więc danych z [[meteoryt]]ów, uformowanych podczas wczesnej kondensacji mgławicy słonecznej. Prawie wszystkie meteoryty mają wiek 4,6&nbsp;miliarda lat, co sugeruje, że jest to minimalny wiek Układu Słonecznego{{r|Wallace}}.

=== Chronologia powstania i ewolucji Układu Słonecznego ===
Uwaga: Daty i czasy podane w tabeli są przybliżone i należy je traktować wyłącznie jako wskaźnik [[rząd wielkości|rzędu wielkości]].

{| class=wikitable
|-
! Faza !! Czas przed/od powstania Słońca !! Wydarzenia
|- bgcolor=#FFFFFF
! rowspan=2| Przed Układem Słonecznym
| Miliardy lat przed powstaniem Układu Słonecznego
| Poprzednie pokolenia gwiazd żyją i umierają, wprowadzając [[Metaliczność|pierwiastki ciężkie]] do [[Ośrodek międzygwiazdowy|ośrodka międzygwiazdowego]], z którego utworzy się Układ Słoneczny{{r|Lineweaver2001}}.
|- bgcolor=#FFFFFF
| ok. 5{{e|7}} lat przed powstaniem Układu Słonecznego
| Prawdopodobna eksplozja bliskiej [[Supernowa|supernowej]] wpływa na powstający Układ Słoneczny. Kiedy Układ Słoneczny uformował się, w [[Wielka Mgławica w Orionie|Mgławicy Oriona]] tworzyły się gwiazdy. Po szybkiej ewolucji jedna z masywnych gwiazd mgławicy kończy swoje życie eksplozją{{r|cradle|iron}}.
|- bgcolor=#E0FFFF
! rowspan=4| Powstawanie Słońca
| 0–10<sup>5</sup>&nbsp;lat
| Mgławice przedsłoneczne formują się i zaczynają się zapadać grawitacyjnie. Zaczyna tworzyć się Słońce{{r|sciam}}.
|- bgcolor=#E0FFFF
| 10<sup>5</sup>–5{{e|7}}&nbsp;lat
| Słońce stało się gwiazdą typu [[Gwiazda typu T Tauri|T Tauri]]{{r|Montmerle2006}}.
|- bgcolor=#E0FFFF
| 10<sup>5</sup>–10<sup>7</sup>&nbsp;lat
| Formują się zewnętrzne planety. Przez 10<sup>7</sup>&nbsp;lat gaz z [[Dysk protoplanetarny|dysków protoplanetarnych]] był wywiewany. Formowanie się zewnętrznych planet jest prawie ukończone{{r|sciam}}.
|- bgcolor=#E0FFFF
| 10<sup>7</sup>–10<sup>8</sup>&nbsp;lat
| Formują się planety skaliste i Księżyc. Mają miejsce zderzenia dużych ciał niebieskich. Na Ziemi pojawia się woda{{r|Gomes}}.
|- bgcolor=#FFFF00
! rowspan=7| Gwiazda ciągu głównego
| 5{{e|7}}&nbsp;lat
| Słońce staje się gwiazdą [[ciąg główny|ciągu głównego]]{{r|Yi2001}}.
|- bgcolor=#FFFF00
| 2{{e|8}}&nbsp;lat
| Powstają najstarsze skały na Ziemi{{r|Wilde}}.
|- bgcolor=#FFFF00
| 5–6{{e|8}}&nbsp;lat
| Rezonans orbitalny Jowisza i Saturna przesuwa Neptuna na [[pas Kuipera]]. W wewnętrznej części Układu ma miejsce [[Wielkie Bombardowanie]]{{r|Gomes}}.
|- bgcolor=#FFFF00
| 8{{e|8}}&nbsp;lat
| Pierwsze ślady życia na Ziemi.
|- bgcolor=#A7FC00
| 4,6{{e|9}}&nbsp;lat
| '''Obecnie'''. Słońce pozostaje gwiazdą ciągu głównego. Stopniowo staje się cieplejsze i jaśniejsze, w tempie około 10% na miliard lat.
|- bgcolor=#FFFF00
| 6{{e|9}}&nbsp;lat
| [[Ekosfera]] przesuwa się poza ziemską orbitę, być może sięga orbity Marsa.
|- bgcolor=#FFFF00
| 7{{e|9}}&nbsp;lat
| Następuje [[Zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną|kolizja]] [[Droga Mleczna|Drogi Mlecznej]] z [[Galaktyka Andromedy|Andromedą]]. Zjawisko zmienia otoczenie galaktyczne, ale prawdopodobnie ma niewielki wpływ na Układ Słoneczny.
|- bgcolor=#FFC0CB
! rowspan=2| Po ciągu głównym
| (10–12){{e|9}}&nbsp;lat
| Wyczerpują się zapasy wodoru w jądrze Słońca, kończy się cykl ciągu głównego. Gwiazda staje się [[czerwony olbrzym|czerwonym olbrzymem]]. Dramatycznie wzrasta świetlność Słońca (do 2700 razy), promień (250-krotnie), a przy tym następuje ochłodzenie (do 2600&nbsp;K). Merkury, Wenus i Ziemia ulegają wchłonięciu{{u|esonews}}.
|- bgcolor=#FFC0CB
| ok. 12{{e|9}}&nbsp;lat
| W fazach po ciągu głównym Słońce łącznie traci ~30% masy. Następuje wyrzucenie warstw zewnętrznych, powstaje [[mgławica planetarna]]. Pozostaje [[biały karzeł]] – jądro Słońca, które stopniowo ochładza się<!--{{r|Schroder2008|nebula}}-->.
|-
! rowspan=2| Koniec Układu
| ponad 12{{e|9}}&nbsp;lat
| Słońce jako biały karzeł nie wytwarza już energii, jego temperatura obniża się a jasność maleje aż do osiągnięcia stanu [[czarny karzeł|czarnego karła]].
|-
| 10<sup>15</sup>&nbsp;lat
| Temperatura Słońca spada do 5&nbsp;K{{r|Anthropic}}. Grawitacja przechodzących gwiazd wytrąca planety z ich orbit. Koniec Układu Słonecznego.
|}

== Zobacz też ==
* [[paradoks słabego, młodego Słońca]]

== Uwagi ==
{{Uwagi|
<ref name=esonews>29 maja 2013 r. ogłoszono wyniki badań gromady kulistej gwiazd [[NGC 6752]] za pomocą [[Very Large Telescope]], według których konieczna jest weryfikacja dotychczasowych modeli [[Ewolucja gwiazd|ewolucji gwiazd]], w tym [[Słońce|Słońca]] ([http://www.eso.org/public/news/eso1323/ Informacja na stronie ESO]).</ref>
<ref name=white>Poglądowi temu przeczą ostatnie odkrycia planet krążących wokół białych karłów oraz kształty mgławic planetarnych, świadczące o istnieniu planet.</ref>
}}

== Przypisy ==
{{Przypisy|
<ref name=Webster>{{Cytuj stronę |url = http://www.merriam-webster.com/dictionary/solar%20system |tytuł = Solar system |praca = Merriam Webster Online Dictionary |rok = 2008 |język = en |data dostępu = 2008-05-19}}</ref>
<ref name=Woolfson>{{Cytuj pismo |autor = M.M. Woolfson |tytuł = Rotation in the Solar System |czasopismo = Philosophical Transactions of the Royal Society of London |wolumin = 1524 |oznaczenie = 27 listopada 1984 |strony = 5–18 |bibcode= 1984RSPTA.313....5W |doi=10.1098/rsta.1984.0078 |język = en}}</ref>
<ref name=birth>{{Cytuj stronę |url = http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100 |tytuł = Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table |autor = Nigel Henbest |praca = New Scientist |rok = 1991 |język = en |archiwum = https://web.archive.org/web/20081008004816/http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100 |zarchiwizowano = 2008-10-08}}</ref>
<ref name=bio>{{Cytuj książkę |autor = David Whitehouse |tytuł = The Sun: A Biography |rok = 2005 |wydawca = John Wiley and Sons |isbn = 978-0470092972}}</ref>
<ref name=Hoyle2005>{{Cytuj książkę |autor = Simon Mitton |tytuł = Fred Hoyle: A Life in Science |wydawca = Aurum |rok = 2005 |rozdział = Origin of the Chemical Elements |strony = 197–222 |isbn = 978-1854109613}}</ref>
<ref name=Arizona>{{Cytuj stronę |url = http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |tytuł = Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System |autor = Ann Zabludoff |opublikowany = University of Arizona |data = wiosna 2003 |data dostępu = 2008-05-19 |archiwum = https://www.webcitation.org/617GeDn2a?url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |zarchiwizowano = 2011-08-22 }}</ref>
<ref name=cradle>{{Cytuj pismo |autor = J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin |tytuł = The Cradle of the Solar System |url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/summary/304/5674/1116 |czasopismo = [[Science]] |rok = 2004 |data = 2004-05-21 |strony = 1116–1117 |wolumin=304 |wydanie= 5674 |doi=10.1126/science.1096808 |język = en}}</ref>
<ref name=iron>{{Cytuj pismo |autor = Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer |tytuł = Evidence for a Late Supernova Injection of <sup>60</sup>Fe into the Protoplanetary Disk |url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178 |czasopismo = [[Science]] |rok = 2007 |wolumin=316 |wydanie= 5828 |strony = 1178–1181 |doi= 10.1126/science.1141040 |język = en}}</ref>
<ref name=iop>{{cytuj pismo|autor = Pierre Haenecour, Xuchao Zhao, Christine Floss, Yangting Lin, Ernst Zinner |tytuł = First Laboratory Observation of Silica Grains from Core Collapse Supernova |url = http://iopscience.iop.org/2041-8205/768/1/L17/|czasopismo=The Astrophysical Journal Letters |wydawca = iopscience.iop.org |język = en |doi=10.1088/2041-8205/768/1/L17 |wolumin=768 |wydanie=1 |data dostępu = 2013-04-22}}</ref>
<ref name=composition>{{Cytuj |autor = W.M. Irvine |rozdział = The chemical composition of the pre-solar nebula |tytuł = Cometary Exploration |data = 1983 |s = 3–12 |bibcode= 1983coex....1....3I |czasopismo=Proceedings of the International Conference, Budapest, Hungary, November 15-19, 1982. Volume 1}}</ref>
<ref name=contracting>{{Cytuj pismo |autor = J.J. Rawal |tytuł = Further Considerations on Contracting Solar Nebula |url = https://web.archive.org/web/20181107013533/https://link.springer.com/article/10.1007%2FBF00054038 |czasopismo = Earth, Moon, and Planets |wydawca = Springer Netherlands |wolumin = 34 |wydanie=1 |doi=10.1007/BF00054038 |issn=0167-9295 |rok = 1986 |strony = 93–100 |język = en}}</ref>
<ref name=Zeilik>Zeilik, Gregory, s. 207.</ref>
<ref name=Lineweaver2001>{{Cytuj pismo |autor = Charles H. Lineweaver |tytuł = An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect |czasopismo = Icarus |wolumin = 151 |strony = 307–313 |rok = 2001 |język = en |arxiv=astro-ph/0012399}}</ref>
<ref name=Montmerle2006>{{Cytuj pismo |autor = Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon |tytuł = Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years |czasopismo = Earth, Moon, and Planets |wolumin = 98 |wydanie=1–4 |wydawca = Spinger |strony = 39–95 |rok = 2006 |bibcode= 2006EM&P...98...39M |doi=10.1007/s11038-006-9087-5 |język = en}}</ref>
<ref name=Greaves>{{Cytuj pismo |autor = Jane S. Greaves |tytuł = Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems |url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/307/5706/68 |czasopismo = Science |rok = 2005 |wolumin = 307 |strony = 68–71 |wydanie=5706 |doi=10.1126/science.1101979 |język = en}}</ref>
<ref name=Kitamara>{{Cytuj książkę |autor=M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida |tytuł = The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I |url = https://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?2003ASPC..289...85M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf |rozdział = Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm |rok = 2003 |wydawca = Astronomical Society of the Pacific Conference Series |wydanie = 289 |strony = 85 |język = en}}</ref>
<ref name=Padgett1999>{{Cytuj pismo |autor = Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt et al |tytuł = Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars |url = http://iopscience.iop.org/article/10.1086/300781/meta |czasopismo = The Astronomical Journal |miesiąc = marzec |rok = 1999 |wolumin = 117 |strony = 1490–1504 |język = en}}</ref>
<ref name=Yi2001>{{Cytuj pismo |autor = Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes |tytuł = Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The <math>Y^2</math> Isochrones for Solar Mixture |czasopismo = Astrophysical Journal Supplement |rok = 2001 |wolumin = 136 |strony = 417 |bibcode = 2001ApJS..136..417Y |język = en |arxiv=astro-ph/0104292}}</ref>
<ref name=sequence>Zeilik, Gregory, s. 320.</ref>
<ref name=shock>{{Cytuj pismo |autor = A.P. Boss |autor2= R.H. Durisen |tytuł = Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation |czasopismo = The Astrophysical Journal |doi = 10.1086/429160 |rok = 2005 |wolumin = 621 |strony = L137–L140 |język = en}}</ref>
<ref name=planetesimals>{{Cytuj pismo |autor = P. Goldreich, W.R. Ward |tytuł = The Formation of Planetesimals |czasopismo = Astrophysical Journal |rok = 1973 |wolumin = 183 |strony = 1051 |bibcode = 1973ApJ...183.1051G |język = en}}</ref>
<ref name=sciam>{{Cytuj pismo |autor = Douglas N.C. Lin |tytuł = The Chaotic Genesis of Planets |url = http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets |czasopismo = Scientific American |wolumin = 298 (5) |rok = 2008 |strony = 50–59 |język = en |archiwum = http://web.archive.org/web/20081119112817/http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets |zarchiwizowano = 2008-11-19}}</ref>
<ref name=Thommes>{{Cytuj pismo |autor = E.W. Thommes, M.J. Duncan, H.F. Levison |tytuł = The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn |czasopismo = Astronomical Journal |rok = 2002 |wolumin = 123 |wydanie=5 |strony = 2862–2883 |bibcode= 2002AJ....123.2862T |doi=10.1086/339975}}</ref>
<ref name=Blender>{{cytuj stronę |url = http://www.planetary.org/blog/article/00000735/ |tytuł = Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender |autor = Emily Lakdawalla |data = 2006-10-13 |opublikowany = The Planetary Society |archiwum = https://web.archive.org/web/20120318214559/http://www.planetary.org/blog/article/00000735/ |zarchiwizowano = 2012-03-18 |data dostępu = 2014-07-31}}</ref>
<ref name=Elmegreen>{{cytuj pismo |autor = B.G. Elmegreen |tytuł = On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind |czasopismo = Astronomy & Astrophysics |bibcode= 1979A&A....80...77E |wolumin= 80 |wydanie=1 |strony = 77 |rok = 1979 |data dostępu = 2006-11-19}}</ref>
<ref name=Dysnomia>{{Cytuj stronę |url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon/index.html |tytuł = Dysnomia, the moon of Eris |autor = Mike Brown (California Institute of Technology) |data dostępu = 2008-05-21}}</ref>
<ref name=Petit2001>{{cytuj pismo |autor = Jean-Marc Petit, Alessandro Morbidelli |tytuł = The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt |url = http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |czasopismo = Icarus |wydanie = 153 |strony = 338–347 |rok = 2001 |doi = 10.1006/icar.2001.6702}}</ref>
<ref name=Kominami>{{Cytuj pismo |autor = Junko Kominami, Shigeru Ida |tytuł = The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets |czasopismo = Icarus |rok = 2001 |wolumin = 157 (1) |strony = 43–56 |bibcode= 2002Icar..157...43K |doi=10.1006/icar.2001.6811 |język = en}}</ref>
<ref name=Solomon2003>{{cytuj pismo |autor = Sean C. Solomon |tytuł = Mercury: the enigmatic innermost planet |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003E%26PSL.216..441S |czasopismo = Earth and Planetary Science Letters |wydanie = 216 |strony = 441–455 |rok = 2003 |doi = 10.1016/S0012-821X(03)00546-6}}</ref>
<ref name=Bottke2005>{{cytuj pismo |autor = William F. Bottke, Daniel D. Durda, David Nesvorny et al |tytuł = Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion |url = http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf |czasopismo = Icarus |wydanie = 179 |strony = 63–94 |rok = 2005 |doi = 10.1016/j.icarus.2005.05.017}}</ref>
<ref name="Gomes">{{cytuj pismo |autor = R. Gomes, H.F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli |tytuł = Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets |url = http://www.nature.com/nature/journal/v435/n7041/pdf/nature03676.pdf |czasopismo = [[Nature]] |wydanie = 435 |strony = 466 |rok = 2005 |doi = 10.1038/nature03676}}</ref>
<ref name=Levinson2007>{{cytuj pismo |autor = Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli, Crista Van Laerhoven et al |tytuł = Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0712.0553L |czasopismo = arXiv + Icarus |rok = 2007 |bibcode=2008Icar..196..258L |doi=10.1016/j.icarus.2007.11.035 |wolumin=196 |wydanie=1 |strony=258–273 |arxiv=0712.0553 |język = en}}</ref>
<ref name=comets>{{cytuj pismo |autor = Alessandro Morbidelli |tytuł = Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs |czasopismo = arXiv|arxiv=astro-ph/0512256 |data = 2008-02-03 |rok = 2006 |data dostępu = 2007-05-26}}</ref>
<ref name=Amalthea>{{Cytuj pismo |autor = N. Takato, S.J. Bus et al |tytuł = Detection of a Deep 3-μm Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV) |czasopismo = [[Science]] |rok = 2004 |wolumin = 306 |wydanie=5705 |strony = 2224–2227 |doi=10.1126/science.1105427 |bibcode= 2004Sci...306.2224T}}</ref>
<ref name=Sheppard>{{Cytuj stronę |url=http://home.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/ |tytuł=The Jupiter Satellite and Moon Page |autor=Scott S. Sheppard (Carnegie Institution of Washington) |praca=Personal web page |archiwum=https://web.archive.org/web/20180128040126/http://home.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/ |zarchiwizowano=2018-01-28 |data dostępu=2014-05-10 }}</ref>
<ref name=Laskar94>{{cytuj pismo |autor = J. Laskar |tytuł = Large-scale chaos in the solar system |czasopismo = Astronomy and Astrophysics |bibcode= 1994A&A...287L...9L |wolumin= 287 |wydanie=1 |strony = L9–L12 |rok = 1994}}</ref>
<ref name=chaoticPluto>{{cytuj pismo |autor = Gerald Jay Sussman, Jack Wisdom |tytuł = Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic |url = http://groups.csail.mit.edu/mac/users/wisdom/pluto-chaos.pdf |czasopismo = Science |wydanie = 241 |strony = 433–437 |rok = 1988 |doi = 10.1126/science.241.4864.433}} Cytat: Our numerical model indicates that the motion of Pluto is chaotic. The largest Lyapunov exponent is about 10<sup>−7.3</sup>year<sup>−1</sup>. Thus the efolding time for the divergence of trajectories is about 20 million years. It would not have been surprising to discover an instability with characteristic time of the order of the age of the solar system because such an instability would not yet have had enough time to produce apparent damage.</ref>
<ref name=spin>{{cytuj pismo |autor = O. Neron de Surgy, J. Laskar |tytuł = On the long term evolution of the spin of the Earth |czasopismo = Astronomy and Astrophysics |bibcode = 1997A%26A...318..975N |wydanie = 318 |strony = 975–989 |data = luty 1997 |data dostępu = 2008-06-08}}</ref>
<ref name=Wilde>{{Cytuj pismo |autor = Simon A. Wilde, John W. Valley, William H. Peck, Colin M. Graham |tytuł = Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago |url = http://www.geology.wisc.edu/%7Evalley/zircons/Wilde2001Nature.pdf |czasopismo = Nature |wolumin = 409 |strony = 175–178 |język = en}}</ref>
<ref name=Wallace>{{Cytuj książkę |autor=Gary Ernst Wallace|tytuł=Earth Systems: Processes and Issues|url=https://books.google.com/books?hl=en&lr=&id=JMI6AAAAIAAJ&oi=fnd&pg=PA45&dq=radiometric+solar-system+-creation+age+meteorite+4.6-billion&ots=97u2PJRphP&sig=i-ZC2epgUivEBRldHKcxhDjkfEY#PPA67,M1|rok=2000 |wydawca=Cambridge University Press|rozdział=Earth’s Place in the Solar System|strony=45–58|data dostępu=2008-04-04}}</ref>
<ref name=Anthropic>{{Cytuj książkę|autor=John D. Barrow, Frank J. Tipler|tytuł=The Anthropic Cosmological Principle|wydawca=Oxford University Press|rok= 1986|isbn=0-19-282147-4}}</ref>
}}
== Linki zewnętrzne ==
* {{otwarty dostęp}} [[Karolina Głowacka]] i [[Joanna Drążkowska]], ''[https://www.youtube.com/watch?v=ZP-DuU7TCpE Historia układu słonecznego – najnowsze odkrycia kontra stare teorie]'', kanał „Radio Naukowe” na [[YouTube]], 29 sierpnia 2024 [dostęp 2024-08-29].

{{Układ Słoneczny}}

[[Kategoria:Układ Słoneczny]]
[[Kategoria:Kosmogonia]]