Lehekülje Päikesesüsteemi teke ja areng lähteteksti vaatamine

[[Pilt:Protoplanetary-disk.jpg|pisi|300px|Kunstniku kujutus [[protoplanetaarne ketas|protoplanetaarsest kettast]]]]
[[Fail:STScI- Exploring Star and Planet Formation.webm|pisi|Animatsioon tähe ja planeetide moodustumisest]]
[[Päikesesüsteem]]i teke algas 4,6 miljardit aastat tagasi, kui hiiglasliku [[molekulaarpilv]]e väike osa [[gravitatsiooniline kollaps|iseenda raskuse all kokku langes]].<ref name="Bouvier" /> Suurem osa massist kogunes kokkulangenud piirkonna keskosasse, kus tekkis [[Päike]]; ülejäänud massist moodustus [[protoplanetaarne ketas]], millest arenesid [[planeet|planeedid]], nende [[planeedi kaaslane|kaaslased]], [[asteroid]]id ja teised väikesed Päikesesüsteemi [[taevakeha]]d.

Eelnevalt kirjeldatud laialdaselt tunnustatud mudelit tuntakse [[nebulaarhüpotees]]i nime all. Selle koostasid 18. sajandil [[Emanuel Swedenborg]], [[Immanuel Kant]] ja [[Pierre-Simon Laplace]]. Mudeli edasiarendamisel on kasutatud teadmisi [[astronoomia]]st, [[füüsika]]st, [[geoloogia]]st ja [[planetoloogia]]st. 1950. aastatel alanud kosmoseajastu avastuste ja [[eksoplaneet]]ide leidmise järel on mudelit nii ümber lükatud kui ka vastavalt uutele vaatlustele täpsustatud.

Päikesesüsteem on pärast teket väga palju arenenud. Pöörlevatest gaasi- ja tolmupilvedest on moodustunud hulgaliselt planeetide kaaslasi. Lisaks on osa kaaslasi moodustunud planeetidest kaugemal ja hiljem nende gravitatsiooni mõjul kinni püütud. Mõni kaaslane, nagu näiteks [[Kuu]], võib olla aga tekkinud kokkupõrke tagajärjel (Maa ja Kuu puhul kirjeldab seda [[hiiglasliku kokkupõrke hüpotees]]). Taevakehad on pidevalt omavahel kokku põrganud ja see on oluliselt mõjutanud Päikesesüsteemi arengut. Planeetide asukohad on [[Gravitatsioon|gravitatsioonilise vastastikmõju]] tõttu korduvalt muutunud.<ref name="Gomes" /> Arvatakse, et planeetide asukohtade muutumine juhtis suuresti Päikesesüsteemi varajast arengut.

Umbes 5 miljardi aasta pärast Päike jahtub ja paisub praeguse [[diameeter|läbimõõduga]] võrreldes mitmekordseks (muutudes [[punane hiid|punaseks hiiuks]]), mille järel heidab [[planetaarudu]]na kõrvale välised kihid ja muutub [[valge kääbus|valgeks kääbuseks]]. Kauges tulevikus vähendavad mööduvad tähed aegamisi Päikese mõju planeetidele. Mõni planeet hävib ja mõni liigub edasi [[tähtedevaheline aine|tähtedevahelisse keskkonda]]. Kümnete miljardite aastate pärast ei tiirle Päikese ümber ilmselt enam ükski algsetest taevakehadest.<ref name="dyson" />

==Ajalugu==
[[Pilt:Pierre-Simon Laplace.jpg|pisi|Üks nebulaarhüpoteesi rajajatest [[Pierre-Simon Laplace]]]]
Maailma tekke ja saatuse üle on mõtiskletud juba kõige varasemates kirjutistes, kuid Päikesesüsteemi teket hakati käsitlema alles üsna hiljuti ja seda sel lihtsal põhjusel, et Päikesesüsteemi ei arvatud olemas olevat selliselt nagu tänapäeval sellest aru saadakse. Esimene samm Päikesesüsteemi tekketeooria suunas oli [[Heliotsentriline maailmasüsteem|heliotsentrilise maailmasüsteemi]] laialdane tunnustamine. Mõte, et Päike on süsteemi kese ja Maa tiirleb Päikese ümber, on üle tuhande aasta vana, (Aristarkhos Samoselt käis selle välja vähemalt 250 eKr) aga laialdaselt tunnustati seda alles 17. sajandil.

Praegust Päikesesüsteemi standardset tekketeooriat ehk 18. sajandil [[Emanuel Swedenborg]]i, [[Immanuel Kant]]i ja [[Pierre-Simon Laplace]]'i rajatud [[nebulaarhüpotees]]i on alates loomisest vaheldumisi pooldatud ja sellele on ka tugevalt vastu oldud. Hüpoteesi suurimaks probleemikohaks oli selle näiv suutmatus selgitada Päikese [[impulsimoment|impulsimomendi]] puudumist planeetidega võrreldes.<ref name="Philosophical" /> 1980. aastate alguses tehtud noorte tähtede uurimistöö tulemused näitasid, et neid ümbritseb tolmust ja gaasist koosnev jahe ketas, mis läheb väga hästi kokku nebulaarhüpoteesi ennustusega ning hüpotees sai seetõttu taas poolehoiu osaliseks.<ref name="Birth of Sun" />

Päikese tulevase arengu mõistmiseks on vaja saada aru, mis sellele jõudu annab. [[Albert Einstein]]i [[relatiivsusteooria]] tõestanud [[Arthur Eddington]] taipas, et Päikese energia tuleb [[tuumasüntees]]ist, mille käigus [[vesinik]]u tuumad ühinevad, et moodustada [[heelium]]i tuum.<ref name="The Sun" /> 1935. aastal pakkus Eddington välja, et ka teised elemendid võivad tekkida tähtedes.<ref name="Hoyle2005" /> Sellele tuginedes väitis [[Fred Hoyle]] [[B2FH artikkel|B2FH artiklis]], et punane hiid [[nukleosüntees|toodab oma tuumas]] vesinikust ja heeliumist palju raskemaid elemente. Kui punane hiid välimised kihid lõpuks eemale heidab, moodustuvad osaliselt nendest elementidest uued tähesüsteemid.<ref name="Hoyle2005" />

==Teke==
===Päikesesüsteemi-eelne udukogu===
Nebulaarhüpoteesi järgi tekkis Päikesesüsteem, kui osa hiiglaslikust [[molekulaarpilv]]est iseenda raskuse all kokku langes.<ref name="Montmerle2006" /> Molekulaarpilve suurus oli umbes 65 [[valgusaasta|va]]<ref name="Montmerle2006" /> ja kokkulangenud osade suurus ligikaudu 3,25 va.<ref name="Arizona" /> Osade edasise kokkulangemise tõttu tekkis neis tihe tuum, mille suurus oli 2000 – 20 000 aü.<ref name="Montmerle2006" /><ref name="Springer1986" /> Ühest sellisest kokkulangenud osast areneski välja Päikesesüsteem.<ref name="composition" /> Piirkonna mass oli umbes sama kui tänapäeva Päikese mass ja see sisaldas [[Suur Pauk|Suure Paugu]] tulemusel tekkinud [[vesinik]]ku, [[heelium]]i ja väike koguse [[liitium]]i, mis kokku moodustasid massist 98%. Ülejäänud 2% koosnes eelmiste põlvkondade tähtede tuumades sünteesitud raskematest [[keemiline element|elementidest]],{{sfn|Zeilik|Gregory|1998|p=207}} mille tähed elutsükli lõpus [[tähtedevaheline aine|tähtedevahelisse keskkonda]] paiskasid.<ref name="Lineweaver2001" />
[[Pilt:M42proplyds.jpg|pisi|vasakul|Hubble’ kosmoseteleskoobiga tehtud pilt [[Orioni udu]]s asuvast protoplanetaarsest kettast, mille sarnasest arenes ilmselt ka Päike]]
[[Meteoriit]]ides mineraalide moodustumisel nende sisse lõksu jäänud kõige vanema aine (mida peetakse esimeseks tahkeks aineks, mis Päikesesüsteemi-eelses udus moodustus) vanusele tuginedes arvatakse, et Päikesesüsteemi vanus on 4568,2 miljonit aastat.<ref name="Bouvier" /> Iidsete meteoriitide uurimisel on leitud väikeses koguses lühikese elueaga [[isotoop]]ide tütartuumi (näiteks <sup>60</sup>Fe), mis moodustuvad ainult lühikese elueaga ja plahvatavates tähtedes. See viitab, et Päikese tekkimise ajal toimus selle lähedal vähemalt üks [[supernoova]] plahvatus. Supernoova [[lööklaine]] tagajärjel võis udus tekkida liiga suure tihedusega piirkondi, mis seejärel kokku langesid.<ref name="Astrophysical Environment" /> Supernoovaks muutuvad ainult massiivsed lühikese elueaga tähed, mistõttu pidi Päike moodustuma suures tähtede moodustumise piirkonnas, mis võis sarnaneda [[Orioni udu]]ga.<ref name="cradle" /><ref name="iron" /> [[Kuiperi vöö]] ja selles leiduvate anomaalsete ainete uurimise tulemusena arvatakse, et Päike tekkis 6,5–19,5 va läbimõõduga [[täheparv]]es, kus oli 1000 – 10 000 tähte, mille kogumass oli 3000 Päikese massi. 135–535 mln aastat pärast teket hakkas täheparv lagunema.<ref name="Princeton" /><ref name="Lost Siblings" /> Mitme simulatsiooni tulemused, kus on vaadeldud noore Päikese ja selle lähedalt möödunud tähtede vastastikumõju, on andnud anomaalseid orbiite, millesarnaseid järgivad Päikesesüsteemi piiril liikuvad taevakehad.<ref name="Oort cloud" />

[[Impulsimomendi jäävuse seadus|Impulsimomendi jäävuse]] tõttu pöörles udukogu kokkulangemise järel kiiremini kui enne. Aatomid hakkasid üksteisega sagedamini kokku põrkama ja nende [[kineetiline energia]] muundus [[soojusenergia]]ks. Piirkonna kese, milles asuva aine kogumass oli kõige suurem, muutus ümbritsevast kettast aina kuumemaks.<ref name="Arizona" /> Umbes 10 000 aasta jooksul<ref name="Montmerle2006" /> arenes kokkulangenud udukogu osast gravitatsiooni, gaaside rõhu, magnetväljade ja pöörlemise tõttu protoplanetaarne ketas, mille läbimõõt oli ligikaudu 200 aü,<ref name="Arizona" /> ning moodustus kuum ja tihe [[prototäht]], mille tuumas ei toimunud veel vesiniku tuumade liitumist.<ref name="Disks Around" />

Arvatakse, et Päike sarnanes selles arenguetapis [[Sõnn (tähtkuju)|sõnni]] [[tähtkuju]]sse kuuluva tähega T Tauri.<ref name="apj2_313" /> T Tauri-tüüpi tähtede puhul on täheldatud, et neid ümbritseb tihtipeale protoplanetaarse aine ketas, mille mass on 0,001–0,1 Päikese massi.<ref name="Kitamara" /> Ketta läbimõõt on mitusada aü ([[Hubble'i kosmoseteleskoop|Hubble'i kosmoseteleskoobiga]] on Orioni udus leitud kuni 1000 aü läbimõõduga protoplanetaarseid kettaid)<ref name="Astronomical" /> ja selle pinnatemperatuur on üsna madal, ulatudes kõige rohkem tuhande kelvinini.<ref name="Magnetic Star" /> 
Järgneva 50 mln aasta jooksul tõusis temperatuur ja rõhk Päikese tuumas nii palju, et algas tuumasüntees, mille tulemusena tekkis sisemine soojuseallikas, mis tasakaalustas gravitatsioonilise kokkutõmbumise.<ref name="Yi2001" /> Sellega sai Päikesest [[peajada]] täht, mida see on ka tänapäeval<ref name="sequence" />.

===Planeetide teke ===

Arvatakse, et planeedid moodustusid Päikese tekke järel alles jäänud gaasist ja tolmust koosnevast udust.<ref name="Shock Fronts" /> Tänapäeval peetakse planeedi tekkemooduseks [[akretsioon (astronoomia)|akretsiooni]], mille järgi on planeet algul keskse prototähe ümber tiirlev tolmukübeke. Teiste tolmukübekestega kokkupõrkamise tõttu moodustub kuni 200 m läbimõõduga kamakas, mis põrkub kokku suuremate tükkidega, mille järel tekib 10&nbsp;km läbimõõduga [[planetesimaal]].<ref name="Goldreich1973" /> Viimane kasvab järgmiste miljonite aastate jooksul järk-järgult paar sentimeetrit aastas.<ref name="Goldreich1973" />

Päikesest kuni 4 aü kaugusele jääva piirkonna ehk [[Päikesesüsteem#P.C3.A4ikeses.C3.BCsteemi siseosa|päikesesüsteemi siseosa]] temperatuur oli kergesti [[lenduvus|lenduvate]] molekulide nagu [[vesi|vee]] ja [[metaan]]i jaoks liiga kõrge, mistõttu moodustusid seal planetesimaalid ainult kõrge [[sulamistemperatuur]]iga [[keemiline ühend|keemilistest ühenditest]] nagu [[metall]]id (näiteks [[raud]], [[nikkel]], [[alumiinium]]) ja [[silikaadid]]. Neist tahketest taevakehadest tekkisid [[Maa tüüpi planeedid|kiviplaneedid]] [[Merkuur]], [[Veenus]], [[Maa (planeet)|Maa]] ja [[Marss]]. Mujal [[universum]]is on eelnimetatud ühendid suhteliselt haruldased ja moodustasid udukogu massist ainult 0,6%, mistõttu ei saanud kiviplaneedid kuigi suureks paisuda.<ref name="Arizona" /> Kiviplaneetide alged kasvasid, kuni olid umbes 0,05 Maa massi ja aine sadestumine neile lõppes ligikaudu 100 000 aastat pärast Päikese teket; kokkupõrked teiste piisavalt suurte taevakehadega võimaldas kiviplaneetide algetel kasvada nii suureks kui nad tänapäeval on.<ref name="sciam" />

Moodustumise ajal olid kiviplaneedid gaasist ja tolmust koosneva ketta sees. Gaasi toetas osaliselt rõhk, mistõttu see ei tiirelnud Päikese ümber nii kiiresti kui planeedid, mille tulemusena liikusid need järk-järgult uutele orbiitidele. Mudelid näitavad, et liikumise kiiruse määrasid tiheduse ja temperatuuri erinevused kettas,<ref name="li2011" /> aga kokkuvõttes liikusid siseplaneedid Päikesel lähemale oma tänapäevastele orbiitidele.<ref name="Earth Survived" />

[[Hiidplaneet|Hiidplaneedid]] [[Jupiter (planeet)|Jupiter]], [[Saturn]], [[Uraan (planeet)|Uraan]] ja [[Neptuun]] moodustusid kaugemal, kus kergesti lenduvad elemendid olid tahkes [[agregaatolek|olekus]]. Hiidplaneetide koostisosad on levinumad kui kiviplaneetide metallid ja silikaadid, mistõttu kasvasid need piisavalt suureks, et püüda kinni kõige kergemaid ja levinumaid elemente, milleks on [[vesinik]] ja [[heelium]].<ref name="Arizona" /> Piirkonnas moodustunud planetesimaalide mass kasvas umbes 3 mln aasta jooksul võrdseks 4 Maa massiga.<ref name="sciam" /> Tänapäeval moodustab nelja hiidplaneedi mass peaaegu 99% Päikese ümber tiirleva aine massist. Teoreetikud usuvad, et Jupiter ei paikne juhuslikult piiril, millest edasi on kergesti lenduvad ained tahkes olekus. Piirile langeva tahkes olekus aine aurustumise tagajärjel tekkis sinna suur hulk vett, mille tulemusena tekkis madalama rõhuga ala, kus tõusis tolmuosakeste tiirlemiskiirus ja peatus nende liikumine Päikese poole. Seetõttu tekkis umbes 5 aü kaugusele Päikesest omamoodi tõke, kus aine hakkas kiiresti kogunema. Sellest üleliigsest ainest moodustus suur planeedi alge (mille mass oli võrdne 10 Maa massiga), mille ümber hakkas ümbritsevast kettast järjest kiiremini gaasi kogunema.<ref name="ayliffe_bate_2009" /><ref name="dangelo_bodenheimer_2013" /> Kui planeedi alge ja seda ümbritseva aine mass võrdsustus, jätkus kasv väga kiiresti – umbes 10<sup>5</sup> aasta järel oli planeedi mass 150 Maa massi ja kasvu peatudes lausa 318 Maa massi.<ref name="lhdb2009" /> Saturni mass võib olla märkimisväärselt väiksem seetõttu, et see tekkis Jupiterist mõni miljon aastat hiljem, kui oli vähem gaasi alles jäänud.<ref name="sciam" />

T Tauri tüüpi tähtedel nagu noorel Päikesel on palju tugevam [[tähetuul]] kui vanematel stabiilsematel tähtedel. Arvatakse, et Uraan ja Neptuun moodustusid pärast Jupiteri ja Saturni, kui tugev [[päikesetuul]] oli suure osa kettast ära puhunud. Seetõttu sisaldavad Uraan ja Neptuun vähe vesinikku ja heeliumi – mõlemad vähem kui 1 Maa massi jagu. Mõnikord nimetatakse Uraani ja Neptuuni ka ebaõnnestunud tuumadeks.<ref name="thommes" /> Tekketeooriate peamiseks mureks on planeetide tekke ajavahemik. Tänapäevases asukohas oleks tuumade teke võtnud aega sadu miljoneid aastaid. See tähendab, et Uraan ja Neptuun moodustusid ilmselt Päikesele lähemal või isegi Jupiteri ja Saturni vahel ning liikusid või tõugati hiljem kaugemale.<ref name="thommes" /><ref name="Levison2007" /> Planetesimaalide ajastul ei liikunud aine ainult Päikesest kaugemale; kosmoseaparaadi [[Stardust (kosmoseaparaat)|Stardust]] [[komeet|komeedilt]] [[Wild 2]] võetud proov vihjab sellele, et Päikesesüsteemi tekke alguses liikus Päikesesüsteemi soojast siseosast ainet [[Kuiperi vöö]]sse.<ref name="Stardust Results" />

Umbes 3–10 mln aasta möödudes<ref name="sciam" /> puhus noore Päikese tuul kogu protoplanetaarse ketta gaasi ja tolmu [[tähtedevaheline aine|tähtedevahelisse keskkonda]], mistõttu planeetide kasv lõppes.<ref name="Disruption" /><ref name="Protoplanet" />

==Edasine areng ==
[[Pilt:Artist's concept of collision at HD 172555.jpg|pisi|200 px|Kunstniku kujutus [[hiiglaslikust kokkupõrke hüpotees|hiiglaslikust kokkupõrkest]], mida peetakse [[Kuu]] tekkepõhjuseks]]
Algselt arvati, et planeedid moodustusid tänapäevastel orbiitidel või nende lähedal. 20. ja 21. sajandil aga see arvamus muutus. Tänapäeval arvatakse, et Päikesesüsteem nägi kohe pärast teket väga teistsugune välja: siseosas oli mitu Merkuuriga sama massiivset taevakeha, [[Päikesesüsteem#P.C3.A4ikeses.C3.BCsteemi v.C3.A4lisosad|välisosa]] oli palju väiksem kui praegu ja [[Kuiperi vöö]] paiknes Päiksele palju lähemal.<ref name="E. Brown" />

===Kiviplaneedid ===
Planeetide tekke ajastu lõpul asus Päikesesüsteemi siseosas 50–100 Kuu- kuni Marsi-suurust [[protoplaneet]]i.<ref name="Petit2001" /><ref name="Kominami" /> Taevakehade kasv oli võimalik ainult seetõttu, et need põrkusid üksteisega ligikaudu 100 mln aasta jooksul kokku. Protoplaneedid olid üksteisega [[gravitatsioon|gravitatsioonilises vastastikmõjus]], mistõttu kasvasid neist kokkupõrgete tulemusel välja tänapäevased neli kiviplaneeti.<ref name="sciam" /> Arvatakse, et ühe sellise suure kokkupõrke tagajärjel tekkis [[Kuu]] ja teine põhjustas noort [[Merkuur]]i ümbritseva aine kadumise.<ref name="Solomon2003" />

Eelkirjeldatud mudel ei suuda aga kirjeldada, miks kiviplaneetide orbiidid on tänapäeval nii stabiilsed ja peaaegu ringikujulised, kuigi protoplaneetide orbiidid oleks pidanud olema väga suure [[orbiidi ekstsentrilisus|ekstsentrilisusega]], et võimaldada protoplaneetide omavahelisi kokkupõrkeid.<ref name="Petit2001" /> Üks hüpotees seletab seda sellega, et kiviplaneedid tekkisid gaasikettas, mida Päike ei olnud ära puhunud. Gaas aga langetas gravitatsioonilise vastastikmõju tõttu planeetide energiat ja tasandas nende orbiite.<ref name="Kominami" /> Olemasolu korral ei oleks seesama gaas aga lasknud protoplaneetide orbiitidele nii ekstsentriliseks muutudagi.<ref name="sciam" /> Teise hüpoteesi kohaselt oli aeglustav gravitatsioonilist vastastikmõju mitte gaasi ja planeetide vahel, vaid planeetide ja ülejäänud väikeste taevakehade vahel. Kui suured taevakehad liikusid väikeste taevakehade vahel, tõmbasid need väikseid enda poole, mille tulemusena tekkis suurte taevakehade järel liikuv väikestest taevakehadest koosnev suurema tihedusega ala. Väikeste taevakehade gravitatsioon muutis seejärel suurte taevakehade orbiidid korrapärasemaks.<ref name="Final Stages" />

===Asteroidide vöö ===
Päikesest 2–4 aü kaugusel asuvat piirkonda kutsutakse [[asteroidide vöö]]ks. Algselt oli asteroidide vöös oleva aine kogus piisav, et sellest oleks saanud moodustuda vähemalt 2–3 Maa-sarnast planeeti, ja asteroidide vöös moodustuski suur hulk [[planetesimaal]]e. Hiljem põrkusid planetesimaalid omavahel kokku ja tekkis 20–30 Kuu-Marsi-suurust [[protoplaneet]]i.<ref name="Bottke2005" /> Jupiteri tekkimine 3 mln aastat pärast Päikese teket avaldas aga asteroidide vööle suurt mõju.<ref name="Petit2001" /> Orbitaalresonantsid Jupiteri ja Saturniga on just asteroidide vöös väga tugevad ja gravitatsiooniline vastastikmõju tõttu suurte protoplaneetidega läksid suure hulga planetesimaalide orbiidid Jupiteri ja Saturniga resonantsi. Jupiteri gravitatsioon suurendas nende taevakehade kiirust, mistõttu teiste taevakehadega kokkupõrkamise korral need ühinemise asemel purunesid.<ref name="Planetesimal" />

Jupiteri liikumisel Päikesele lähemale kasvas asteroidide vöös resonantsis olevate taevakehade arv ja tõusis nende liikumiskiirus üksteise suhtes.<ref name="Jupiter's Age" /> Resonantside kumulatiivse mõju tõttu lahkusid protoplaneedid asteroidide vööst või suurenes nende [[orbiidi kalle]] ja [[orbiidi ekstsentrilisus|ekstsentrilisus]].<ref name="Bottke2005" /><ref name="OBrien2007" /> Mõne massiivse protoplaneedi tõukas Jupiter eemale, mõni aga liikus Päikesesüsteemi siseosasse ja oli osaline kiviplaneetide tekke viimases osas.<ref name="Bottke2005" /><ref name="Raymond2007" /><ref name="Watanabe" /> Asteroidide vöö tühjenemise järel oli piirkonna kogumass vähem kui 1% Maa massist ja koosnes peamiselt väikestest planetesimaalidest.<ref name="OBrien2007" /> See väärtus on siiski suurem kui peamise vöö tänapäevane mass, milleks on ligikaudu 1/2000 Maa massi.<ref name="Krasinsky2002" /> Arvatakse, et Jupiteri ja Saturni lühiajalise 2:1 orbitaalresonantsi ajal toimus asteroidide vöö teine tühjenemine.

Maa omandas oma vee (~6 × 10<sup>21</sup> kg) varasest asteroidide vööst ilmselt hiidplaneetide mõju tõttu. Vesi on liiga kergesti lenduv, et oleks võinud olla Maa tekke ajal selle läheduses, mistõttu pärineb see Päikesesüsteemi kaugemast ja külmemast piirkonnast.<ref name="Hsieh2006" /> Vesi saabus ilmselt protoplaneetide ja väikeste planetesimaalidega, mille Jupiter asteroidide vööst välja tõukas.<ref name="Raymond2007" /> Lisaks peetakse võimalikuks vee allikaks asteroidide vööst 2006. aastal avastatud taevakehi, mis teatud osal oma orbiidil käituvad kui [[komeet|komeedid]].<ref name="Hsieh2006" /><ref name="Comet Class" /> [[Kuiperi vöö]]s või kaugemal asuvad komeedid aga pole Maale toonud rohkem kui ligikaudu 6% siin leiduvast veest.<ref name="Gomes" /><ref name="Morbidelli" /> [[Panspermia]] hüpoteesi kohaselt võis ka elu sattuda Maale sama moodi, kuid see ei ole laialdaselt tunnustatud selgitus.<ref name="Panspermia" />

===Planeetide liikumine tänapäevastesse asukohtadesse ===
Nebulaarhüpoteesi järgi on Päikesesüsteemi kaks viimast planeeti vales kohas. [[Udukogu]] väikese tiheduse ja pikema tiirlemisperioodi tõttu on väga ebatõenäoline, et [[Uraan (planeet)|Uraan]] ja [[Neptuun]] tekkisid praeguses asukohas.<ref name="Taylor2001" /> Seetõttu arvatakse, et mõlemad planeedid moodustusid Jupiteri ja Saturni orbiitide lähedal, kus oli rohkem ainet, ja liikusid sadade miljonite aastate jooksul Päikesest kaugemale tänapäevastele asukohtadele.<ref name="thommes" />
[[Pilt:Lhborbits.png|pisi|400px|Simulatsioon asteroidide vöö taha jäävatest planeetidest ja Kuiperi vööst: a) enne kui Jupiter ja Saturn saavutasid 2:1 resonantsi; b) pärast Kuiper vöö taevakehade hajumist Neptuuni orbiidi muutumise järel; c) pärast Kuiper vöö taevakehade väljatõukamist Jupiteri poolt<ref name="Gomes" />]]
Kaugemate planeetide liikumine seletab ka Päikesesüsteemi välisosade olemasolu ja omadusi.<ref name="Levison2007" /> [[Päikesesüsteem#Neptuuni-tagune piirkond|Neptuunist kaugemal]] asub [[Kuiperi vöö]], [[hajusketas]] ja [[Öpiku-Oorti pilv]], mis on kolm jäiste taevakehadega hõredalt asustatud piirkonda, kust arvatakse pärinevat suurem osa vaadeldavatest [[komeet]]idest. Kauguse tõttu Päikesest oli nendes piirkondades aine tihedus liiga väike ja akretsioon liiga aeglane, et enne udukogu hajumist oleks võinud planeete moodustuda.<ref name="Taylor2001" /> Kuiperi vöö asub Päikesest 30–55 aü kaugusel, hajusketta ulatus on kuni 100 aü<ref name="Levison2007" /> ja Öpiku-Oorti pilv algab umbes 50 000 aü juures.<ref name="Morbidelli2008" /> Algselt oli Kuiperi vöö aga palju tihedam ja Päikesele lähemal, lõppedes umbes 30 aü juures. Selle algus oli Uraani ja Neptuuni orbiitide juures, mis olid moodustumise ajal omakorda Päikesele lähemal (kõige tõenäolisemalt vahemikus 15–20 aü) ja paiknesid üksteise suhtes vastastikku (kusjuures Uraan oli Päikesest kaugemal kui Neptuun).<ref name="Gomes" /><ref name="Levison2007" />
Nice’i mudeli järgi muutusid Päikesesüsteemi tekke järel suure hulga allesjäänud planetesimaalide mõju tõttu aegamisi kõigi hiidplaneetide orbiidid. 500–600 mln aasta pärast (umbes 4 mld aastat tagasi) tekkis Jupiteri ja Saturni vahel 2:1 resonants, mis tähendab, et Jupiter tegi kaks tiiru ümber Päikese sama ajaga kui Saturn tegi ühe tiiru.<ref name="Levison2007" /> Resonantsi tõttu tõugati kaugemal asuvaid planeete Päikesest kaugemale, mistõttu Neptuun möödus Uraanist ja liikus iidsesse Kuiperi vöösse. Neptuun ja Uraan tõukasid suurema osa väikestest jäistest taevakehadest Päikesele lähemale ja liikusid ise samal ajal Päikesest kaugemale. Planetesimaalid tõukasid seejärel järgmised planeedid Päikesest kaugemale ja liikusid ise aina Päikesele lähemale.<ref name="Levison2007" /> See jätkus, kuni planetesimaalid jõudsid Jupiteri gravitatsiooni mõjualasse, mille tõttu muutusid nende orbiidid äärmiselt elliptiliseks või tõugati need üldse Päikesesüsteemist välja. Jupiter liikus selle tulemusena aga Päikesele pisut lähemale. Taevakehad, mille Jupiter Päikesesüsteemist välja tõukas, moodustasid Öpiku-Oorti pilve,<ref name="Levison2007" /> Neptuuni hajutatud taevakehad moodustasid praeguse Kuiperi vöö ja hajusketta.<ref name="Levison2007" /> See selgitab Kuiperi vöö ja hajusketta tänapäevast väikest tihedust. Mõni hajutatud taevakeha, nagu näiteks [[Pluuto (astroloogia)|Pluuto]] jäi gravitatsiooniliselt seotuks Neptuuni orbiidiga.<ref name="Malhorta1995" /> Hõõrdumine planetesimaalide kettas muutis Uraani ja Neptuuni orbiidi lõpuks taas ringikujuliseks.<ref name="Levison2007" /><ref name="fogg_nelson" />

Vastupidi hiidplaneetidele arvatakse, et kiviplaneedid ei ole esialgselt asukohast kuigi palju mujale liikunud, kuna nende orbiidid on stabiilseteks jäänud.<ref name="sciam" />

Veel üks selgitust vajav asjaolu on Marsi väike suurus võrreldes Maaga. Ameerika Ühendriikides San Antonios [[Texas]]e osariigis asuv Southwesti Teadusuuringute Instituut avaldas 6. juunil 2011 hüpoteesi, mille kohaselt liikus Jupiter 1,5 aü võrra Päikesele lähemale. Lisaks väidab hüpotees, et pärast Saturni moodustumist, Päikesele lähemale liikumist ning Saturni ja Jupiteri vahelise resonantsi teket liikusid mõlemad planeedid tagasi praegustesse asukohtadesse. Jupiter oleks seega võtnud endale suure osa ainest, mille arvel oleks saanud kasvada Marsi mass. Sama simulatsiooniga oli võimalik taasluua tänapäevase asteroidide vöö omadusi, sealhulgas kuivade asteroidide ja komeetidega sarnanevate vett sisaldavate taevakehade olemasolu.<ref name="Robbed" /><ref name="Low Mass" /> Eri hinnangute põhjal on siiski ebatõenäoline, et tingimused udukogus oleks võimaldanud Jupiteril ja Saturnil tagasi praegustesse asukohtadesse liikuda.<ref name="dangelo_marzari_2012" /> Marsi väikest massi on lisaks seletatud ka teiste põhjustega.<ref name="Chambers2013" /><ref name="Izidoro2014" /><ref name="fischer2014" />

===Suur Hiline Pommitamine ja sellele järgnenud aeg ===
[[Pilt:Barringer Crater aerial photo by USGS.jpg|pisi|vasakul|[[Barringeri kraater]] [[Arizona]] osariigis [[Ameerika Ühendriigid|Ameerika Ühendriikides]]. [[Impaktstruktuur]] tekkis 50 000 aastat tagasi, kui Maaga põrkas kokku 50 m läbimõõduga [[impaktor]], mis näitab, et [[akretsioon (astronoomia)|akretsioon]] ei ole Päikesesüsteemis veel lõppenud]]
Kaugemate planeetide gravitatsiooni tõttu liikus suur hulk asteroide Päikesesüsteemi siseosasse, kuni Kuiperi vöö tihedus langes tänapäevasele tasemele.<ref name="OBrien2007" /> See võis umbes 4 mld aastat tagasi ehk 500–600 mln aastat pärast Päikesesüsteemi teket põhjustada Suure Hilise Pommitamise.<ref name="Gomes" /><ref name="shuffle" /> See ajajärk kestis sadu miljoneid aastaid ja selle tõestuseks on siiamaani nähtavad [[impaktstruktuur]]id Päikesesüsteemi siseosa geoloogiliselt surnud taevakehadel, nagu näiteks Kuul ja Merkuuril.<ref name="Gomes" /><ref name="Chronology" /> Kõige varasem tõend elust Maal pärineb ajast 3,8 mld aastat tagasi, mis jääb aega kohe pärast Suure Hilise Pommitamise lõppu.<ref name="life" />

Taevakehade kokkupõrkeid peetakse Päikesesüsteemi arengu korrapäraseks (tänapäeval küll aga harva esinevaks) osaks. Nende jätkuva toimumise tõestuseks on [[komeet|komeedi]] [[Shoemaker–Levy 9|Shoemaker-Levy 9]] kokkupõrge Jupiteriga 1994. aastal, Jupiteri impaktsündmus 2009. aastal, [[Tunguusi katastroof]], [[Tšeljabinski meteooriplahvatus]] ja USA [[Arizona|Arizona osariigis]] paiknev [[Barringeri kraater]]. [[Akretsioon (astronoomia)|Akretsioon]] ei ole seetõttu lõppenud ja võib ikka veel elu Maal ohustada.<ref name="Chapman" /><ref name="Agnor2006" />

Päikesesüsteemi arengu käigus tõukasid hiidplaneedid komeedid Päikesesüsteemi siseosast tuhandete aü kaugusele, kus need moodustasid [[Öpiku-Oorti pilv]]e. Umbes 800 mln aasta möödudes hakkas pilv galaktiliste loodete, mööduvate tähtede ja hiiglaslike molekulaarpilvede mõjul tühjenema, kui komeedid tagasi Päikese poole liikusid.<ref name="Morbidelli2008" /> Päikesesüsteemi arengut paistis mõjutavat ka [[päikesetuul]]e, mikrometeoriitide ja [[tähtedevaheline aine|tähtedevahelise keskkonna]] osade põhjustatud kosmosemurenemine.<ref name="Weathering" />

Asteroidide vöö arengut pärast Suurt Hilist Pommitamist mõjutasid peamiselt kokkupõrked.<ref name="Bottke2005b" /> Suure massiga kehadel on piisavalt tugev gravitatsioon, et hoida enda küljes tugeva kokkupõrke järel purunenud aine. Asteroidide vöös tavaliselt seda ei juhtu. Seetõttu on mitu suurt taevakeha purunenud ja mõnikord on väikeste kokkupõrgete tagajärjel moodustunud uusi taevakehi.<ref name="Bottke2005b" /> Mõne asteroidi kaaslase olemasolu on võimalik seletada ainult emakehast eemale lennanud aine kogunemisega.<ref name="Arrhenius" />

==Kaaslased==
Suurem osa planeetide ja teise Päikesesüsteemi taevakehade ümber tiirlevad [[planeedi kaaslane|kaaslased]]. Need on tekkinud kolmel võimalikul viisil:
* planeeti tekkimise ajal seda ümbritseva aine kettast (ainult hiidplaneetide puhul),
* taevakehade kokkupõrkest tekkinud ainest (kui kokkupõrge oli piisavalt suur ja toimus piisavalt nüri nurga all),
* mööduva taevakeha kinnipüüdmisel.

Jupiteril ja Saturnil on mitu suurt kuud, nagu näiteks [[Io (kuu)]], [[Europa]], [[Ganymedes (kuu)]] ja [[Titan]], mis võivad olla tekkinud planeetide ümber paiknenud kettast nagu planeedid moodustusid Päikese ümber asunud kettast.<ref name="Detection" /> Sellisele tekkemoodusele viitab kaaslaste suur suurus ja lähedus planeedile. Kaaslase kinnipüüdmisel on neid omadusi võimatu saavutada ja planeetide gaasilise koostise tõttu on kaaslaste tekkimine kokkupõrgete tulemusel ebatõenäoline. Hiidplaneetide väliskaaslased on tavaliselt väikesed ning ekstsentrilise orbiidi ja juhusliku telje kaldega. Sellised tunnused on omased kinnipüütud taevakehadele.<ref name="Trojans" /><ref name="Giant Planet " /> Suurem osa neist kaaslastest tiirleb emaplaneedi pöörlemisega vastupidises suunas. Kõige suurem ebakorrapärane kaaslane on Neptuuni kaaslane [[Triton (kuu)|Triton]], mida peetakse [[Kuiperi vöö]]st pärinevaks kinnipüütud taevakehaks.<ref name="Agnor2006" />

Päikesesüsteemi tahkete taevakehade kaaslased on tekkinud nii kokkupõrgete kui ka kinnipüüdmise teel. [[Marss|Marsi]] kahte väikest kaaslast [[Deimos]]t ja [[Phobos]]t peetakse kinnipüütud asteroidideks.{{sfn|Zeilik|Gregory|1998|pp=118–120}} [[Kuu]] aga arvatakse olevat tekkinud võimsa kokkupõrke tagajärjel Maaga.<ref name="Canup2005" /><ref name="Collision" /> Kokkupõrganud taevakeha mass oli ilmselt võrdne Marsi massiga ja kokkupõrge toimus suurte kokkupõrgete ajastu lõpus. Kokkupõrke tagajärjel lendus laiali osa impaktori vahevööst, millest moodustus seejärel Kuu.<ref name="Canup2005" /> See kokkupõrge oli ilmselt viimane kokkupõrgetest, mille tulemusel moodustus Maa. Lisaks on välja pakutud, et Maaga kokku põrganud Marsi-suurune taevakeha tekkis ühes stabiilses Maa-Päikese süsteemi [[Lagrange'i punktid|Lagrange'i punktis]] (kas siis L4 või L5) ja liikus seejärel esialgsest asukohast eemale.<ref name="Origin" /> Neptuunist kaugemale jäävate taevakehade Pluuto ja [[90482 Orcus]]e kaaslased (vastavalt [[Charon (kaaslane)|Charon]] ja [[Vanth (kaaslane)|Vanth]]) on samuti moodustunud suurte kokkupõrgete tagajärjel; Pluuto-Charoni, Orcus-Vanthi ja Maa-Kuu süsteemid on Päikesesüsteemis erilised, kuna kaaslase mass on suurema taevakeha massist vähemalt 1%.<ref name="impact_Pluto" /><ref name="Ragozzine" />

==Tulevik==
Astronoomid arvavad, et Päikesesüsteem ei muutu oluliselt enne, kui Päike on peaaegu kogu vesinikuvaru sünteesinud heeliumiks ja muutunud [[peajada]] tähest [[punane hiid|punaseks hiiuks]]. Päikesesüsteemi areng jätkub aga ka pärast nende sündmuste toimumist.

===Pikaaegne stabiilsus ===
Miljonite ja miljardite aastate lõikes on Päikesesüsteem [[kaoseteooria|kaootiline]]<ref name="laskar94" /> ja planeetide orbiidid võivad pikaks ajaks muutuda. Heaks näiteks on Neptuuni-Pluuto süsteem, mis on 3:2 orbitaalresonantsis. Kuigi resonants ise püsib stabiilsena, on Pluuto asukohta võimatu täpselt ennustada rohkem kui 10–20 mln aastat ette ([[Ljapunovi aeg]]).<ref name="gWDqZ" /> Teine näide on Maa [[pöörlemistelje kalle]], mida on Maa vahevöö hõõrdumise tõttu võimatu arvutada umbes 1,5–4 mld aasta ette.<ref name="izPP7" />

Kaugemale jäävate planeetide orbiidid on pikemat aega kaootilised, nende Ljapunovi aeg jääb vahemikku 2–230 mln aastat.<ref name="hayes07" /> See tähendab, et planeedi asukohta orbiidil on võimatu kindlalt ennustada (näiteks talve ja suve aeg ei ole teada), kuid mõnel juhul võivad hoopis orbiidid ise väga suuresti muutuda. Selline kaos avaldub [[orbiidi ekstsentrilisus]]e muutumise kaudu.<ref name="Stewart1997" />

Päikesesüsteem on selles mõttes stabiilne, et ükski planeetidest ei põrka ilmselt teisega kokku või seda ei tõugata süsteemist järgmise paari miljardi aasta jooksul välja.<ref name="hayes07" /> Viie miljardi aasta möödudes võib aga Marsi ekstsentrilisus kasvada väärtuseni 0,2, mis tähendab, et see ristuks Maa orbiidiga ja kokkupõrke tõenäosus suureneb. Samal ajaskaalal võib kasvada Merkuuri ekstsentrilisus ja lähedane möödumine Veenusest võib selle Päikesesüsteemist välja tõugata<ref name="laskar94" /> või põhjustada kokkupõrke Veenuse või Maaga.<ref name="Haywire" />

===Kaaslaste-rõngaste süsteemid===
Kaaslasesüsteemi arengut juhivad [[looded|loodejõud]]. [[Planeedi kaaslane|Kaaslane]] põhjustab [[gravitatsioonijõu]] erinevuse tõttu mööda suuremat taevakeha selle kujus muutusi. Kui kaaslane pöörleb suurema taevakehaga samas suunas ja viimane pöörleb kaaslase [[tiirlemisperiood]]ist kiiremini, tõmmatakse suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerust pidevalt kaaslasest ettepoole. Sellisel juhul kandub [[impulsimoment]] suurema taevakeha pöörlemiselt kaaslase pöörlemisele. Kaaslase energia suureneb ja see liigub järk-järgult suuremast taevakehast kaugemale, samas kui viimane pöörleb aina aeglasemalt.
Selle näiteks on Maa ja Kuu. Tänapäeval on Kuu Maaga gravitatsiooniliselt seotud ja alati Maa suunas sama poolega pööratud, kuna teeb ühe tiiru ümber Maa umbes sama ajaga kui ühe pöörde ümber oma telje (umbes 29 päevaga). Kuu liigub pidevalt Maast kaugemale ja Maa pöörleb aina aeglasemalt. Kui Maa ja Kuu elavad üle Päikese paisumise, teeb Kuu 50 mld aasta pärast ühe tiiru ümber Maa umbes 47 päevaga ja nii Kuu kui Maa teevad ühe pöörde ümber oma telgede sama ajaga, mistõttu on kumbagi taevakeha näha ainult ühelt poolkeralt.<ref name="Dynamics" /><ref name="Terence" /> Sama nähtuse näiteks on veel Jupiteri [[Jupiter#Galilei kuud|Galilei kuud]] (ja ka mitu Jupiteri väiksemat kaaslast)<ref name="Tidal Heating" /> ja suurem osa Saturni suurtest kaaslastest.<ref name="Resonances" />

[[Pilt:Voyager 2 Neptune and Triton.jpg|pisi|[[Voyager 2]] foto Neptuunist koos kaaslasega [[Triton (kuu)|Triton]], mille orbiit liigub lõpuks üle Neptuuni Roche 'i piiri, mistõttu võib Triton puruneda ja moodustuda uus rõngassüsteem]]
Kui kaaslane tiirleb suurema taevakeha ümber kiiremini kui viimane pöörleb enda telje ümber või pöörleb kaaslane taevakehaga vastupidises suunas, on olukord teine. Esimesel juhul liigub suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerus kaaslasest tagapool. Impulsimomendi ülekandumise suund on vastupidine ja seega kasvab suurema taevakeha pöörlemiskiirus, samas kui kaaslane liigub suuremale taevakehale lähemale. Teisel juhul on suurema taevakeha ja kaaslase impulsimomendid vastupidise märgiga, mistõttu impulsimomendi ülekandumine vähendab mõlema väärtuse suurust (mis üksteise tühistavad). Mõlemal juhul aga liigub kaaslane suurema taevakeha poole, kuni kaaslane puruneb (ja võib selle tulemusel tekitada rõngassüsteemi) või põrkab kokku suurema taevakeha pinna või atmosfääriga. Selline saatus tabab Marsi kaaslast [[Phobos]]t 30–50 mln aasta pärast,<ref name="Bills2006" /> Neptuuni kaaslast Tritonit 3,6 mld aasta pärast,<ref name="Triton " /> Jupiteri kaaslasi [[Metis (kuu)|Metist]] ja [[Adrastea]]t<ref name="Burns2004" /> ja vähemalt 16 Uraani ja Neptuuni väikest kaaslast. Uraani kaaslane [[Desdemona (kuu)]] võib isegi põrgata kokku mõne teise läheduses tiirleva Uraani kaaslasega.{{sfn|Duncan|Lissauer|1997}}

Kaaslane ja suurem taevakeha võivad olla omavahel gravitatsiooniliselt seotud ka kolmandal moel. Sellisel juhul jääb suurema taevakeha pinnale tekkinud kumerus otse kaaslase alla, impulsimomendi ülekannet ei toimu ja tiirlemisperiood ei muutu. Pluuto ja Charon on sellise paigutuse näiteks.<ref name="LYtoR" />

Enne [[Cassini-Huygens]]i kosmoseaparaadi jõudmist Saturni juurde 2004. aastal arvati, et [[Saturni rõngad]] on Päikesesüsteemist palju nooremad ja ei pea vastu kauem kui järgnevad 300 mln aastat. Eeldati, et [[interaktsioon|vastastikmõju]] Saturni kaaslastega liigutab rõngaste välispiiri planeedile aegamööda lähemale ning hõõrdumine meteoriitide ja rõngaste vahel ja Saturni gravitatsioon teevad ülejäänud töö, mille tulemusel jääbki Saturn ilma rõngasteta.<ref name="A Mystery" /> Cassini-missioonilt saadud andmete põhjal hinnati aga see esialgne arvamus ümber. Vaatlused paljastasid 10&nbsp;km läbimõõduga jäised tükid, mis pidevalt purunesid ja taasmoodustusid rõngaid seeläbi värskendades. Saturni rõngad on teiste hiidplaneetide rõngastest palju massiivsemad. Arvatakse, et suure massi tõttu ongi rõngad pärast 4,5 mld aasta tagasi toimunud teket säilinud ja ilmselt teevad seda ka järgnevate miljardite aastate jooksul.<ref name="Recycled Rings" />

===Päike ja planeetide keskkonnad ===
Pikas väljavaates tulenevad kõige suuremad muutused Päikesesüsteemis just Päikese muutumisest, kui see vananeb. Kui Päike põletab oma vesinikuvaru, läheb see kuumemaks ja põletab ülejäänud kütust veelgi kiiremini. Selle tulemusena muutub Päike iga 1,1 mld aasta kohta 10% heledamaks.<ref name="scientist" /> Päikese kiirgushulga kasvades liigub miljardi aasta möödudes elu võimaldav piirkond Päikesest kaugemale, mistõttu muutub Maa pind liiga kuumaks, et võimaldada vedelal kujul vee looduslikku olemasolu. Sel hetkel sureb elu Maal välja.<ref name="Schroder2008" /> Tugeva [[kasvuhoonegaasid|kasvuhoonegaasi]] vee aurustumine ookeanide pinnalt võib kiirendada temperatuuri tõusmist ja elu võib veelgi varem välja surra.<ref name="Changing" /> Samal ajal on võimalik, et [[Marss|Marsi]] pinnatemperatuur tõuseb aegamööda, [[regoliit|regoliidi]] all paiknev hetkel külmunud [[süsihappegaas]] ja vesi vabanevad atmosfääri, põhjustades [[kasvuhooneefekt]]i, mis soojendab planeeti, kuni seal on tänapäevase Maa tingimustega sarnased tingimused ja ümberasustamine muutub võimalikuks.<ref name="mars" /> 3,5 miljardi aasta möödudes on Maal tänapäevase Veenuse tingimustega sarnased tingimused.<ref name="scientist" />

Umbes 5,4 mld aasta pärast muutub Päikese tuum piisavalt kuumaks, et alustada seda ümbritsevas kestas vesiniku tuumade liitmist.<ref name="Schroder2008" /> See omakorda põhjustab tähe väliskihtide ulatuslikku paisumist ja Päikesest saab [[punane hiid]]{{sfn|Zeilik|Gregory|1998|p=320–321}}<ref name="Cataclysmic " /> 7,5 mld aasta möödudes on Päikese raadius paisunud väärtuseni 1,2 aü ehk see on 256 korda suurem kui praegu. Tohutult suurenenud pindala tõttu on Päikese pinnatemperatuur praegusest palju madalam (umbes 2600 K) ja heledus palju suurem (kuni 2700 korda). Osal punase hiiuna veedetud ajast on Päikesel väga tugev [[päikesetuul]], mis kannab minema umbes 33% Päikese massist.<ref name="Schroder2008" /><ref name="sun_future" />{{sfn|Zeilik|Gregory|1998|p=322}} On võimalik, et sellel ajal tõuseb [[Saturn]]i kaaslasel [[Triton (kuu)|Tritonil]] temperatuur piisavalt, et võimaldada seal elu olemasolu.<ref name="Titan" /><ref name="Only Star" />

Päikese edasisel paisumisel neelab see [[Merkuur]]i ja [[Veenus]]e.<ref name="Rybicki2001" /> Maa saatus ei ole nii selge: Maa praegune orbiit jääks küll paisunud Päikese sisse, kuid tähe massi kahanemine (ja seetõttu ka gravitatsiooni nõrgenemine) põhjustaks ilmselt planeetide Päikesest kaugenemise.<ref name="Schroder2008" /> Ainult seda arvesse võttes võiks Veenus ja Maa põlemisest pääseda,<ref name="sun_future" /> aga 2008. aastal avaldatud uurimistöö väidab, et Päikese väliskihtide loodejõudude ja Maa vastastikmõju tõttu Päike siiski ilmselt neelab Maa.<ref name="Schroder2008" />

Vesiniku põletamine Päikese tuuma ümbritsevas kestas tõstab järk-järgult tuuma massi, kuni see on tänapäevase Päikese massist 45%. Tihedus ja temperatuur on selleks ajaks piisavad, et algaks [[heelium]]i tuumade liitmine [[süsinik]]uks. Süsinikku toodetakse lühiajaliselt väga suurest kogusest heeliumist. Selle tõttu Päike kahaneb, kuni on tänapäevasest raadiusest umbes 11 korda suurem, selle heledus väheneb, kuni on tänapäevasest heldusest umbes 54 korda suurem, ja pinnatemperatuur tõuseb 4770 K-ni. Nüüd saab Päikesest horisontaalse jada täht, mis põletab tuumas heeliumi stabiilselt nagu see praegu põletab vesinikku. Heeliumi põletatakse Päikese tuumas ainult 100 mln aastat. Lõpuks peab Päike taas kasutusele võtma väliskihtides oleva vesiniku ja heeliumi ning paisub teist korda, muutudes asümptootilise hiiujada täheks. Päikese heledus tõuseb taas, saavutades tänapäevasest heldusest kuni 2090 korda suurema väärtuse, ja pinnatemperatuur jahtub umbes 3500 K-ni.<ref name="Schroder2008" /> See ajajärk kestab umbes 30 mln aastat, mille järel eemalduvad järgneva 100 000 aasta jooksul Päikese allesjäänud väliskihid ja ümbritsevasse keskkonda paisatakse suures koguses ainet, mida nimetatakse eksitavalt [[planetaarudu]]ks. Kõrvale heidetud aine sisaldab Päikese [[tuumareaktsioon]]ide käigus toodetud heeliumi ja süsinikku, mis rikastavad tulevaste tähepõlvkondade jaoks [[tähtedevaline aine|tähtedevahelist keskkonda]] raskete [[keemiline element|elementidega]].<ref name="nebula" />
[[Pilt:M57 The Ring Nebula.JPG|pisi|[[Lüüra rõngasudu]], mille sarnaseks muutub ka Päike]]
Tegu on võrdlemisi rahuliku sündmusega, mis ei sarnane kuidagi [[supernoova|supernoova plahvatusele]], mille toimumiseks on Päike liiga väike. Planetaarudu tekkimist pealt nägev vaatleja märkaks päikesetuule kiiruse tohutut suurenemist, mis aga poleks piisav, et ühtegi planeeti täielikult purustada. Päikese massi vähenemine aga võib muuta allesjäänud planeetide orbiidid kaootiliseks, mis võib põhjustada planeetidevahelisi kokkupõrkeid, viia mõne planeedi Päikesesüsteemi välja või tuua kaasa mõne planeedi purunemise loodejõudude tõttu.<ref name="Disk Around" /> Seejärel jääb Päikesest alles vaid erakordselt suure tihedusega [[valge kääbus]], mille mass on 54% esialgsest massist, aga suurus võrdne Maa omaga. Algselt võib Päike valge kääbusena olla 100 korda heledam kui praegu. See koosneb omavahel mittereageerivatest süsiniku ja hapniku osakestest, kuid tähe temperatuur ei tõuse kunagi piisavalt, et elemente omavahel liita. Seetõttu jahtub valge kääbus aja jooksul ja muutub aina tumedamaks.<ref name="future-sun" />

Päikese suremisel nõrgeneb massi vähenemise tõttu Päikese gravitatsiooni mõju tähe ümber tiirlevatele kehadele, nagu näiteks planeetidele, komeetidele ja asteroididele. Kõikide allesjäänud planeetide orbiidid suurenevad. Kui Veenus, Maa ja Marss on veel alles, paiknevad nende orbiidid vastavalt umbes 1,4 aü, 1,9 aü ja 2,8 aü kaugusel. Kõik planeedid muutuvad pimedaks ja külmaks kamakaks, kus pole mittemingisugust elu.<ref name="sun_future" /> Need tiirlevad jätkuvalt Päikese ümber, kuid suurema kauguse ja Päikese nõrgenenud gravitatsiooni tõttu liiguvad need aeglasemalt. Kahe miljardi aasta möödudes, kui Päikese temperatuur on langenud vahemikku 6000–8000 K, jäätub tuumas olev süsinik ja hapnik. Päikese massist on üle 90% [[kristallstruktuur]]is.<ref name="Testing White" /> Miljardeid aastaid hiljem ei kiirga Päike enam üldse valgust ja muutub [[must kääbus|mustaks kääbuseks]].<ref name="Fontaine2001" />

==Vastastikmõju galaktikate ja Päikesesüsteemi vahel ==
Päikesesüsteem rändab üksi läbi [[Linnutee galaktika|Linnutee]] ringikujulisel orbiidil 30 000 va kaugusel ümber selle keskosa. Päikesesüsteemi kiirus on umbes 220&nbsp;km/s. Ühe tiiru tegemiseks ümber Linnutee keskosa ehk ühe galaktilise aasta möödumiseks kulub 220–250 mln aastat. Pärast teket on Päikesesüsteem teinud vähemalt 20 sellist tiiru.<ref name="biblio" />

Osa teadlasi on arutlenud, et Päikesesüsteemi asukoht orbiidil ja massiväljasuremiste korrapärane kordumine on omavahel seotud. Ühe hüpoteesi järgi liigub Päike vertikaalse [[võnkumine|võnkumise]] tõttu ühtlaste vaheaegadega läbi galaktilise tasandi. Kui Päike jääb väljapoole galaktilist ketast, avaldavad Linnutee loodejõud nõrgemat mõju; kettasse sisenemisel iga 20–25 mln aasta tagant loodejõudude mõju tugevneb, mis matemaatiliste mudelite järgi suurendab [[Öpiku-Oorti pilv]]e komeetide voogu Päikesesüsteemi neljakordselt ja tõstab tugeva kokkupõrke tõenäosust märkimisväärselt.<ref name="Perturbing Oort" />

Teised väidavad, et Päike asub tänapäeval galaktilise tasandi lähedal ja viimane massiväljasuremine on 15 mln aastat tagasi. Seetõttu ei saa korrapäraseid väljasuremisi selgitada ainult Päikese vertikaalne asendiga, vaid väljasuremised esinevad hoopis siis, kui Päike liigub läbi Linnutee [[Spiraalgalaktika#Harud|harude]], kus ei asu mitte ainult suur hulk molekulaarpilvi, mis võivad muuta Öpiku-Oorti pilve gravitatsiooni, vaid nendesse on ka koondunud hulgaliselt heledaid [[sinine hiid|siniseid hiide]], mis elavad lühikest aega ja plahvatavad seejärel võimsas [[supernoova]]plahvatuses.<ref name="Mass Extinctions" />

=== Galaktikate kokkupõrked ja planeetide orbiidid ===
[[Pilt:NGC40384039_large.jpg|pisi|vasakul|Maapealse teleskoobiga tehtud pilt NGC 4038 ja NGC 4039 galaktikatest, mis on alustanud omavahelist kokkupõrget. Pildil on näha galaktikatele tekkinud sabad]]
Kuigi suurem osa galaktikatest kaugeneb Linnuteest, liigub [[Kohalik Galaktikarühm|Kohaliku Galaktikarühma]] kõige suurem galaktika [[Andromeeda galaktika]] kiirusel umbes 120&nbsp;km/s hoopis Linnutee poole.<ref name="cain" /> 4 mld aasta pärast põrkavad galaktikad kokku, mille tulemusel mõlema kuju loodejõudude mõjub muutub ja galaktikate harud venivad välja pikkadest sabadeks. Arvutuste kohaselt tõmmatakse Päikesesüsteemi 12%-lise tõenäosusega Linnutee saba poole ja 3%-lise tõenäosusega saab see osaks Andromeeda galaktikast.<ref name="cain" /> Galaktikad on seejärel ikka veel omavahelises vastastikmõjus, Päikesesüsteemi Linnuteest lahkumise tõenäosuse tõuseb 30%-ni<ref name="cox" /> ja galaktikate supermassiivsed [[must auk|mustad augud]] ühinevad. 6 mld aasta pärast ühinevad Linnutee ja Andromeedia galaktika lõpuks täielikult üheks suureks [[elliptiline galaktika|elliptiliseks galaktikaks]]. Kui ühinemise ajal on piisavas koguses gaasilist ainet, surub suurenenud gravitatsioon selle galaktika keskmesse. Sellega võib kaasneda lühikest aega kestev hoogne tähtede loomine.<ref name="cain" /> Musta auku langeva gaasi toimel muutub esimene aktiivseks galaktika keskosaks. Vastastikmõjude tõttu surutakse Päikesesüsteem tõenäoliselt uue galaktika halosse, mistõttu kokkupõrgete [[kiirgus]] Päikesesüsteemi eriti ei mõjuta.<ref name="cain" /><ref name="cox" />

Tihtipeale arvatakse ekslikult, et galaktikate kokkupõrge muudab Päikesesüsteemi planeetide orbiite. Kuigi mööduvate tähtede gravitatsioon võib planeete tähtedevahelisse keskkonda lennutada, on tähtedevahelised kaugused nii suured, et tõenäosus, et Linnutee ja Andromeeda galaktika kokkupõrge üksikut tähesüsteemi mõjutab, üliväike. Sündmus võib mõjutada Päikesesüsteemi kui tervikut, aga Päikest ja planeete eraldi ilmselt mitte.<ref name="Milky Collide" />

Aja jooksul tähega kokkupuute kumulatiivne tõenäosus siiski suureneb ja mõju planeetidele on vältimatu. Kui Universum paisub stabiilselt edasi, on mööduvad tähed arvutuste kohaselt 1 [[kvadriljon]]i ehk 10<sup>15</sup> aasta pärast selleks ajaks juba surnud Päikese ümbert kõik planeedid ära tõmmanud. See tähistaks ka Päikesesüsteemi lõppu. Kuigi Päike ja planeedid võivad alles jääda, ei oleks Päikesesüsteemi ennast enam siiski olemas.<ref name="dyson" />

==Ajaline järjestus==
Päikesesüsteemi vanus on määratud [[radiomeetria|radiomeetrilise]] vanuse määramise meetodiga. Teadlased oletavad, et Päikesesüsteem tekkis 4,6 mld aastat tagasi. Maalt leitud vanim kivim on 4,4 mld aastat vana.<ref name="Wilde" /> Sellise vanusega kive on Maal väga vähe, kuna maapind muutub pidevalt [[erosioon]]i, [[vulkanism]]i ja [[laamtektoonika]] tõttu. Päikesesüsteemi vanuse hindamiseks kasutatavad teadlased [[meteoriit]]e, mis tekkisid algses udukogus. Peaaegu kõiki meteoriitide vanuseks on leitud 4,6 mld aastat, mille tõttu võib eeldada, et Päikesesüsteem on vähemalt nii vana.<ref name="Wallace" />

Päikesesüsteemi vanust on aidanud määrata ka teiste tähtede ümber olevate ketaste uurimine. 1–3 mln aasta vanuste tähtede ümber olevates ketastes on rohkelt gaasi, kuid üle 10 mln aasta vanuste tähtede ümber on väga vähe või üldse mitte gaasi, mis viitab sellele, et nende ümber ei teki enam hiidplaneete.<ref name="sciam" />

===Päikesesüsteemi arengu ajaline järjestus===
Märkus: kõik väärtused on ligikaudsed ja tähistavad vaid suurusjärku.

{{Clear}}
{| class="wikitable"
|+ Päikesesüsteemi tekke ja arengu ajaline järjestus
|-
! Etapp !! Aeg alates Päikese tekkest !! Aeg tänapäevast !! Sündmus
|- bgcolor="#ffffff"
! rowspan="2" | Päikesesüsteemi-eelne
| Miljardid aastad enne Päikesesüsteemi teket
| Üle 4,6 mld aasta tagasi
| Eelmiste põlvkondade tähed elavad ja surevad, paisates tähtedevahelisse keskkonda raskeid elemente, millest moodustub Päikesesüsteem.<ref name="Lineweaver2001" />
|- bgcolor="#ffffff"
| ~ 50 mln aastat enne Päikesesüsteemi teket
| 4,6 mld aastat tagasi
| Kui Päikesesüsteem moodustus [[Orioni udu]] sarnases tähetekkepiirkonnas, tekkivad, elavad ja surevad kõige massiivsemad tähed [[supernoova]]plahvatuses. Päikesesüsteemi tekke võib algatada teatud "primaarne supernoova".<ref name="cradle" /><ref name="iron" />
|- bgcolor="#ccffff"
! rowspan="4" | Päikese tekkimine
| 0 – 100 000 aastat
| 4,6 mld aastat tagasi
| Päikesesüsteemi-eelne udu moodustub ja hakkab kokku langema. Päike hakkab tekkima.<ref name="sciam" />
|- bgcolor="#ccffff"
| 100 000 – 50 mln aastat
| 4,6 mld aastat tagasi
| Päike on T Tauri tüüpi [[prototäht]].<ref name="Montmerle2006" />
|- bgcolor="#ccffff"
| 100 000 – 10 mln aastat
| 4,6 mld aastat tagasi
| Tekkivad välimised planeedid. 10 mln aasta möödumisel Päikese tekkest on [[protoplanetaarne ketas|protoplanetaarse ketta]] gaas ära puhutud ja välisplaneetide moodustumine tõenäoliselt lõppenud.<ref name="sciam" />
|- bgcolor="#ccffff"
| 10 mln – 100 mln aastat
| 4,5 mld – 4,6 mld aastat tagasi
| Tekkivad [[Maa tüüpi planeedid|kiviplaneedid]] ja [[Kuu]]. Toimuvad suured kokkupõrked. Maale saabub vesi.<ref name="Gomes" />
|- bgcolor="#ffffcc"
! rowspan="7" | Peajada
| 50 mln aastat
| 4,5 mld aastat tagasi
| Päikesest saab peajada täht.<ref name="Yi2001" />
|- bgcolor="#ffffcc"
| 200 mln aastat
| 4,4 mld aastat tagasi
| Moodustuvad vanimad teadaolevad kivimid Maal.<ref name="Wilde" /><ref name="NS-20080702" />
|- bgcolor="#ffffcc"
| 500 mln – 600 mln aastat
| 4,0 mld – 4,1 mld aastat tagasi
| [[Jupiter]]i ja [[Neptuun]]i orbiitide resonantsid nihutavad Neptuuni [[Kuiperi vöö]]sse. Päikesesüsteemi siseosas toimub [[Suur Hiline Pommitamine]].<ref name="Gomes" />
|- bgcolor="#ffffcc"
| 800 mln aastat
| 3,8 mld aastat tagasi
| [[Elu teke]] Maal.<ref name="life" /><ref name="NS-20080702" /> [[Öpiku-Oorti pilv]] saavutab suurima massi.<ref name="Morbidelli2008" />
|- bgcolor="#ccffcc"
| 4,6 mld aastat
| '''Tänapäev'''
| Päike on jätkuvalt peajada täht, kuid muutub iga mld aasta kohta umbes 10% soojemaks ja heledamaks.<ref name="scientist" />
|- bgcolor="#ffffcc"
| 6 mld aastat
| 1,4 mld aasta pärast
| Päikese elu võimaldav piirkond liigub väljapoole Maa orbiiti, võimalik et [[Marss|Marsi]] orbiidini.<ref name="mars" />
|- bgcolor="#ffffcc"
| 7 mld aastat
| 2,4 mld aasta pärast
| [[Linnutee]] ja [[Andromeeda galaktika]] alustavad kokkupõrget. Enne galaktikate täielikku ühinemist võib Päikesesüsteem pisut muutuda.<ref name="cain" />
|- bgcolor="#ffcccc"
! rowspan="2" | Pärast peajada
| 10 mld – 12 mld aastat
| 5–7 mld aasta pärast
| Päike hakkab tuuma ümbritsevas kihis põletama vesinikku, mis tähistab peajadalt lahkumist. Päikesest saab [[punane hiid]] ja selle heledus ja suurus kasvavad tohutult (vastavalt kuni 2700 ja 250 korda), samas pinnatemperatuur langeb (kuni 2600 K-ni). Võimalik et Päike neelab [[Merkuur]]i, [[Veenus]]e ja Maa.<ref name="Schroder2008" /><ref name="sun_future" /> Saturni kaaslasel [[Titan]]il võib elu võimalik olla.<ref name="Titan" />
|- bgcolor="#ffcccc"
| ~ 12 mld aastat
| ~ 7 mld aasta pärast
| Päike läbib heeliumit põletava horisontaalse haru ja asümptootilise hiiu haru ning kaotab massist peajadajärgsel ajal umbes 30%. Asümptootilise hiiu harult lahkudes heidab Päike kõrvale [[planetaarudu]] ja jätkab ise [[valge kääbus]]ena.<ref name="Schroder2008" /><ref name="nebula" />
|-
! Jäänuk-Päike
| ~ 1 kvadriljon aastat (10<sup>15</sup> aastat)
| ~ 1 kvadriljoni aasta pärast
| Päike jahtub 5 K-ni.<ref name="Barrow" /> Mööduvate tähtede gravitatsioon tõmbab planeedid nende orbiitidelt. Päikesesüsteemi ei ole enam olemas.<ref name="dyson" />

|}

==Vaata ka==
*[[Kosmoloogia]]
*[[Suur Pauk]]
*[[Täheareng]]

== Viited ==
{{viited|allikad=
<ref name="Bouvier">{{cite journal|author=Audrey Bouvier, Meenakshi Wadhwa|title=The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion|journal=Nature Geoscience|year=2010|doi=10.1038/NGEO941|volume=3|pages=637–641|bibcode = 2010NatGe...3..637B}}</ref>
<ref name="Hoyle2005">{{cite book|title=Fred Hoyle: A Life in Science|url=https://archive.org/details/fredhoylelifeins0000mitt|author=Simon Mitton|publisher=Aurum|date=2005|chapter=Origin of the Chemical Elements|pages=[https://archive.org/details/fredhoylelifeins0000mitt/page/197 197]–222|isbn=978-1-85410-961-3}}</ref>
<ref name="Arizona">{{cite web|title=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System|url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html|author=Ann Zabludoff (University of Arizona)|accessdate=27.12.2006|date=kevad 2003}}{{Kõdulink|aeg=oktoober 2022 |bot=InternetArchiveBot |paranduskatse=jah }}</ref>
<ref name="composition">{{cite conference|author=W. M. Irvine|title=The chemical composition of the pre-solar nebula|year=1983|volume=1|editor=T. I. Gombosi (ed.)|pages=3–12|bibcode=1983coex....1....3I|book-title=Cometary Exploration}}</ref>
<ref name="cradle">{{cite journal|author= J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin|title= The Cradle of the Solar System|journal=Science|date=21. mai 2004|pages= 1116–1117|volume=304|doi=10.1126/science.1096808|pmid=15155936|issue=5674|bibcode = 2004Sci...304.1116H}}</ref>
<ref name="iron">{{cite journal|journal=Science|year= 2007|volume= 316|issue= 5828|pages=1178–1181|doi=10.1126/science.1141040|title=Evidence for a Late Supernova Injection of <sup>60</sup>Fe into the Protoplanetary Disk|author=Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer|url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178|pmid=17525336|bibcode = 2007Sci...316.1178B}}</ref>
<ref name="Montmerle2006">{{cite journal|author=Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon|title=Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years|journal=Earth, Moon, and Planets|volume=98|issue=1–4|publisher=Spinger|pages=39–95|year=2006|doi=10.1007/s11038-006-9087-5|bibcode=2006EM&P...98...39M}}</ref>
<ref name="apj2_313">{{cite journal|author=Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N.|title=Evidence in meteorites for an active early sun|journal=Astrophysical Journal Letters to the Editor|volume=313|date=1. veebruar 1987|pages=L31–L35|doi=10.1086/184826|bibcode=1987ApJ...313L..31C}}</ref>
<ref name="Kitamara">{{cite conference|author=M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida|title=Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm|year=2003|publisher=Astronomical Society of the Pacific Conference Series|volume=289|editor=Ikeuchi, S., Hearnshaw, J. and Hanawa, T. (eds.)|pages=85|url = http://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|format=PDF|book-title=The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I}}</ref>
<ref name="Yi2001">{{cite journal|author= Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes|title=Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Y<sup>2</sup> Isochrones for Solar Mixture|journal=Astrophysical Journal Supplement|arxiv=astro-ph/0104292|date=2001|volume=136|pages=417–437|doi=10.1086/321795|bibcode=2001ApJS..136..417Y}}</ref>
<ref name="sequence">{{harvnb|Zeilik|Gregory|1998|loc=p. 320}}</ref>
<ref name="Goldreich1973">{{cite journal|author=P. Goldreich, W. R. Ward|title=The Formation of Planetesimals|journal=Astrophysical Journal|year=1973|volume=183|pages=1051|bibcode=1973ApJ...183.1051G|doi=10.1086/152291}}</ref>
<ref name="li2011">{{cite book|last=Lubow|first=S. H.|author2=Ida, S.|chapter=Planet Migration|bibcode=2011exop.book..347L|title=Exoplanets|publisher=University of Arizona Press, Tucson, AZ|editor=S. Seager.|pages=347–371|year=2011|arxiv=1004.4137}}</ref>
<ref name="ayliffe_bate_2009">{{cite journal|last=Ayliffe|first=B.|author2= Bate, M. R.|title=Gas accretion on to planetary cores: three-dimensional self-gravitating radiation hydrodynamical calculations|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|year=2009|volume=393|issue=1|pages=49–64|doi= 10.1111/j.1365-2966.2008.14184.x|url=http://arxiv.org/pdf/0811.1259v2.pdf|arxiv = 0811.1259|bibcode = 2009MNRAS.393...49A}}</ref>
<ref name="dangelo_bodenheimer_2013">{{cite journal|last=D'Angelo|first=G.|author2= Bodenheimer, P.|title=Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks|journal=The Astrophysical Journal|year=2013|volume=778|issue=1|pages=77 (29 pp.)|doi= 10.1088/0004-637X/778/1/77|url=http://arxiv.org/pdf/1310.2211v2.pdf|arxiv = 1310.2211|bibcode = 2013ApJ...778...77D}}</ref>
<ref name="lhdb2009">{{cite journal|last=Lissauer|first=J. J.|author2=Hubickyj, O.|author3=D'Angelo, G.|author4=Bodenheimer, P.|title=Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints|journal=Icarus|year=2009|volume=199|pages=338–350|url=http://arxiv.org/pdf/0810.5186v1.pdf|arxiv=0810.5186|doi=10.1016/j.icarus.2008.10.004|bibcode=2009Icar..199..338L}}</ref>
<ref name="sciam">{{cite journal|title=The Genesis of Planets|author=Douglas N. C. Lin|journal=Scientific American|issue=5|volume=298|date=mai 2008|pages=50–59|url = http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets|format=fee required|doi=10.1038/scientificamerican0508-50|pmid=18444325}}</ref>
<ref name="Kominami">{{cite journal|title=The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets|author=Junko Kominami, Shigeru Ida|place=Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo, Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo|year=2001|doi=10.1006/icar.2001.6811|journal=Icarus|volume=157|issue=1|pages=43–56|bibcode=2002Icar..157...43K}}</ref>
<ref name="Solomon2003">{{cite journal|author=Sean C. Solomon|title=Mercury: the enigmatic innermost planet|journal=Earth and Planetary Science Letters|volume=216|issue=4|year=2003|pages=441–455|doi=10.1016/S0012-821X(03)00546-6|bibcode=2003E&PSL.216..441S}}</ref>
<ref name="Bottke2005">{{cite journal|author=Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David|display-authors=et al.|title=Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion|journal=Icarus|volume=179|issue=1|pages=63–94|year=2005|doi=10.1016/j.icarus.2005.05.017|url = http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf|format=PDF|bibcode=2005Icar..179...63B}}</ref>
<ref name="Petit2001">{{cite journal|first=Jean-Marc|last=Petit|first2=Alessandro|last2=Morbidelli|title=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt|journal=Icarus|volume=153|issue=2|pages=338–347|year=2001|doi=10.1006/icar.2001.6702|url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf|format=PDF|bibcode=2001Icar..153..338P|access-date=2016-03-20|archive-date=2007-02-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20070221085835/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf|url-status=dead}}</ref>
<ref name="OBrien2007">{{cite journal|author=O'Brien, David; Morbidelli, Alessandro; Bottke, William F.|title=The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited|journal=Icarus|volume=191|issue=2|pages=434–452|year=2007|doi=10.1016/j.icarus.2007.05.005|format=PDF|url=http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/OBrien_2007_Icarus_191_434_Primordial_Excitation_Clearing_Asteroid_Belt.pdf|bibcode=2007Icar..191..434O}}</ref>
<ref name="Raymond2007">{{cite journal|author=Sean N. Raymond, Thomas Quinn, Jonathan I. Lunine|title=High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability|journal=Astrobiology|volume=7|pages=66–84|year=2007|doi=10.1089/ast.2006.06-0126|bibcode=2007AsBio...7...66R|pmid=17407404|issue=1|arxiv = astro-ph/0510285}}</ref>
<ref name="Krasinsky2002">{{cite journal|author=[[Georgij A. Krasinsky]], [[Elena V. Pitjeva]], M. V. Vasilyev, E. I. Yagudina|bibcode=2002Icar..158...98K|title=Hidden Mass in the Asteroid Belt|journal=Icarus|volume=158|issue=1|pages=98–105|date=juuli 2002|doi=10.1006/icar.2002.6837}}</ref>
<ref name="Hsieh2006">{{cite journal|title=A Population of Comets in the Main Asteroid Belt|author=Henry H. Hsieh, [[David Jewitt]]|journal=Science|date=23. märts 2006|volume=312|pages=561–563|doi=10.1126/science.1125150|url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/312/5773/561|accessdate=5.04.2008|pmid=16556801|issue=5773|bibcode = 2006Sci...312..561H}}</ref>
<ref name="Taylor2001">{{cite web|url = http://www.psrd.hawaii.edu/Aug01/bombardment.html|title= Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon|work= Planetary Science Research Discoveries|date=21. august 2001|author=G. Jeffrey Taylor|publisher = Hawaii Institute of Geophysics &amp; Planetology|accessdate=1.02.2008}}</ref>
<ref name="Gomes">{{cite journal|url = http://www.nature.com/nature/journal/v435/n7041/pdf/nature03676.pdf|title=Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets|author=Gomes, R.; Levison, Harold F.; Tsiganis, K.; Morbidelli, Alessandro|journal=Nature|year=2005|volume=435|pages=466–9|doi=10.1038/nature03676|format=PDF|pmid=15917802|issue=7041|bibcode = 2005Natur.435..466G}}</ref>
<ref name="thommes">{{cite journal|author=Thommes, E. W.; Duncan, M. J.; Levison, Harold F.|title=The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-05_123_5/page/2862|journal=Astronomical Journal|arxiv=astro-ph/0111290|year=2002|volume=123|issue=5|pages=2862–2883|doi=10.1086/339975|bibcode=2002AJ....123.2862T}}</ref>
<ref name="Levison2007">{{cite journal|first=Harold F.|last=Levison|first2=Alessandro|last2=Morbidelli|first3=Christa|last3=Van Laerhoven|display-authors=etal|title=Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune|year=2007|bibcode=2008Icar..196..258L|arxiv=0712.0553|doi=10.1016/j.icarus.2007.11.035|journal=Icarus|volume=196|issue=1|pages=258–273}}</ref>
<ref name="Morbidelli2008">Morbidelli, Alessandro (3 February 2008). "Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs". arXiv:astro-ph/0512256Freely accessible [astro-ph].</ref>
<ref name="Malhorta1995">{{cite journal|author=R. Malhotra|title=The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune|journal=Astronomical Journal|arxiv=astro-ph/9504036|year=1995|volume=110|pages=420|doi=10.1086/117532|bibcode=1995AJ....110..420M}}</ref>
<ref name="fogg_nelson">{{cite journal|author=M. J. Fogg, R. P. Nelson|title=On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems|journal=Astronomy & Astrophysics|arxiv=astro-ph/0610314|year=2007|volume = 461|issue=3|pages=1195–1208|doi=10.1051/0004-6361:20066171|bibcode=2007A&A...461.1195F}}</ref>
<ref name="dangelo_marzari_2012">{{cite journal|last=D'Angelo|first=G.|author2= Marzari, F.|title=Outward Migration of Jupiter and Saturn in Evolved Gaseous Disks|journal=The Astrophysical Journal|year=2012|volume=757|issue=1|pages=50 (23 pp.)|doi= 10.1088/0004-637X/757/1/50|url=http://arxiv.org/pdf/1207.2737v2.pdf|arxiv = 1207.2737|bibcode = 2012ApJ...757...50D}}</ref>
<ref name="Chambers2013">{{cite journal|last=Chambers|first=J. E.|title=Late-stage planetary accretion including hit-and-run collisions and fragmentation|journal=Icarus|year=2013|volume=224|issue=1|pages=43–56|doi=10.1016/j.icarus.2013.02.015|bibcode=2013Icar..224...43C}}</ref>
<ref name="Izidoro2014">{{cite journal|last=Izidoro|first=A.|author2=Haghighipour, N.|author3=Winter, O. C.|author4=Tsuchida, M.|title=Terrestrial Planet Formation in a Protoplanetary Disk with a Local Mass Depletion: A Successful Scenario for the Formation of Mars|journal=The Astrophysical Journal|year=2014|volume=782|issue=1|pages= 31, (20 pp.)|doi=10.1088/0004-637X/782/1/31|arxiv = 1312.3959|bibcode=2014ApJ...782...31I}}</ref>
<ref name="fischer2014">{{cite journal|last=Fischer|first=R. A.|author2= Ciesla, F. J.|title=Dynamics of the terrestrial planets from a large number of N-body simulations|journal=Earth and Planetary Science Letters|year=2014|volume=392|pages= 28–38|doi=10.1016/j.epsl.2014.02.011|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0012821X14000843|bibcode=2014E&PSL.392...28F}}</ref>
<ref name="shuffle">{{cite web|year= 2005|author= Kathryn Hansen|title=Orbital shuffle for early solar system|work=Geotimes|url = http://www.agiweb.org/geotimes/june05/WebExtra060705.html|accessdate=22.06.2006}}</ref>
<ref name="life">{{cite press release|title=UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago|url = http://www.eurekalert.org/pub_releases/2006-07/uoc--uss072006.php|date=21. juuli 2006|publisher=University of California-Los Angeles|accessdate=29.04.2008}}</ref>
<ref name="Agnor2006">{{cite journal|title=Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter|author=Craig B. Agnor, Hamilton P. Douglas|journal=Nature|volume=441|pages=192–194|doi=10.1038/nature04792|url=http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf|year=2006|format=PDF|pmid=16688170|issue=7090|bibcode=2006Natur.441..192A|access-date=2016-03-20|archive-date=2007-06-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20070621182809/http://www.es.ucsc.edu/~cagnor/papers_pdf/2006AgnorHamilton.pdf|url-status=dead}}</ref>
<ref name="Bottke2005b">{{cite conference|author=Bottke, William F.; Durba, D.; Nesvorny, D.|display-authors=etal|title=The origin and evolution of stony meteorites|conference=Dynamics of Populations of Planetary Systems|volume=197|pages=357–374|year=2005|doi=10.1017/S1743921304008865|format=PDF|url = http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_IAU197_Belgrade_Origin_Stony_Met.pdf|book-title=Proceedings of the International Astronomical Union}}</ref>
<ref name="Canup2005">{{cite journal|author=R. M. Canup, E. Asphaug|title=Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation|journal=Nature|year=2001|volume=412|pages=708–12|bibcode=2001Natur.412..708C|doi=10.1038/35089010|pmid=11507633|issue=6848}}</ref>
<ref name="impact_Pluto">{{cite journal|title=A Giant Impact Origin of Pluto-Charon|author=Robin M. Canup|journal=Science|date=28. jaanuar 2005|volume=307|pages=546–550|doi=10.1126/science.1106818|url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/307/5709/546|accessdate=1.05.2008|pmid=15681378|issue=5709|bibcode = 2005Sci...307..546C}}</ref>
<ref name="laskar94">{{cite journal|title=Large-scale chaos in the solar system|author=J. Laskar|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=287|pages=L9–L12|year=1994|bibcode=1994A&A...287L...9L}}</ref>
<ref name="hayes07">{{cite journal|author=Wayne B. Hayes|title=Is the outer Solar System chaotic?|journal=Nature Physics|arxiv=astro-ph/0702179|year=2007|volume=3|issue=10|pages=689–691|doi=10.1038/nphys728|bibcode=2007NatPh...3..689H}}</ref>
<ref name="Stewart1997">{{cite book|first = Ian|last = Stewart|title = Does God Play Dice?|url = https://archive.org/details/doesgodplaydicen0000stew|publisher = Penguin Books|edition = 2nd|pages = [https://archive.org/details/doesgodplaydicen0000stew/page/246 246]–249|date = 1997|isbn = 0-14-025602-4}}</ref>
<ref name="Bills2006">{{cite journal|author=Bruce G. Bills, Gregory A. Neumann, David E. Smith, and Maria T. Zuber|year=2006|title=Improved estimate of tidal dissipation within Mars from MOLA observations of the shadow of Phobos|journal=Journal of Geophysical Research|volume=110|issue=E7|pages=E07004|doi=10.1029/2004JE002376|bibcode=2005JGRE..11007004B}}</ref>
<ref name="Burns2004">{{cite conference|author=J. A. Burns, D. P. Simonelli, M. R. Showalter, D. P. Hamilton, C. C. Porco, L. W. Esposito, H. Throop|title=Jupiter's Ring-Moon System|year=2004|publisher=Cambridge University Press|editor=[[Frances Bagenal|Fran Bagenal]], Timothy E. Dowling, William B. McKinnon (eds.)|url = http://www.astro.umd.edu/~hamilton/research/preprints/BurSimSho03.pdf|format=PDF|accessdate=14.05.2008|isbn=0-521-81808-7|pages=241|book-title=Jupiter: The planet, Satellites and Magnetosphere}}</ref>
<ref name="scientist">{{cite news|title=Science: Fiery future for planet Earth|author=Jeff Hecht|work=New Scientist|url = http://www.newscientist.com/article/mg14219191.900.html|date=2. aprill 1994|issue=1919|page=14|accessdate=29.10.2007}}</ref>
<ref name="Schroder2008">{{cite journal|author= K. P. Schroder, Robert Connon Smith|title= Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=386|issue= 1|pages=155–163|year=2008|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|bibcode=2008MNRAS.386..155S|arxiv = 0801.4031}}</ref>
<ref name="mars">{{cite book|title=Mars: A Warmer, Wetter Planet|author=Jeffrey Stuart Kargel|url = https://books.google.com/?id=0QY0U6qJKFUC&pg=PA509&lpg=PA509&dq=mars+future+%22billion+years%22+sun|isbn=1-85233-568-8|date=2004|publisher=Springer|accessdate=29.10.2007}}</ref>
<ref name="sun_future">{{cite journal|author=I. J. Sackmann, A. I. Boothroyd, K. E. Kraemer|title=Our Sun. III. Present and Future|pages=457|journal=Astrophysical Journal|year=1993|volume=418|bibcode=1993ApJ...418..457S|doi=10.1086/173407}}</ref>
<ref name="Titan">{{cite journal|title=Titan under a red giant sun: A new kind of "habitable" moon|author=Ralph D. Lorenz, Jonathan I. Lunine, Christopher P. McKay|journal=Geophysical Research Letters|year=1997|volume=24|pages=2905–8|url=http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf|accessdate=21.03.2008|format=PDF|doi=10.1029/97GL52843|pmid=11542268|issue=22|bibcode=1997GeoRL..24.2905L|archive-date=24.07.2011|archive-url=https://web.archive.org/web/20110724173621/http://www.lpl.arizona.edu/~rlorenz/redgiant.pdf|url-status=dead}}</ref>
<ref name="Rybicki2001">{{cite journal|author=K. R. Rybicki, C. Denis|title=On the Final Destiny of the Earth and the Solar System|journal=Icarus|volume=151|issue=1|pages=130–137|date=2001|doi=10.1006/icar.2001.6591|bibcode=2001Icar..151..130R}}</ref>
<ref name="nebula">{{cite web|author=Bruce Balick (Department of Astronomy, University of Washington)|title=Planetary nebulae and the future of the Solar System|work=Personal web site|url=http://www.astro.washington.edu/balick/WFPC2/|accessdate=23.06.2006|archive-date=19.12.2008|archive-url=https://web.archive.org/web/20081219010229/http://www.astro.washington.edu/balick/WFPC2/|url-status=dead}}</ref>
<ref name="future-sun">{{cite web|author=Richard W. Pogge|year=1997|url = http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html|title=The Once & Future Sun|format=lecture notes|work=New Vistas in Astronomy|accessdate=7.12.2005}}</ref>
<ref name="Fontaine2001">{{cite journal|title=The Potential of White Dwarf Cosmochronology|author=G. Fontaine, P. Brassard, P. Bergeron|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=113|issue=782|pages=409–435|year=2001|doi=10.1086/319535|url = http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/319535|accessdate=11.05.2008|bibcode=2001PASP..113..409F}}</ref>
<ref name="biblio">{{cite web|url = http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml|work=The Physics Factbook (self-published)|author=Stacy Leong|editor=Glenn Elert (ed.)|year=2002|title=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)|accessdate=26.06.2008}}</ref>
<ref name="cain">{{cite web|title=When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?|author=Fraser Cain|work=Universe Today|url = http://www.universetoday.com/2007/05/10/when-our-galaxy-smashes-into-andromeda-what-happens-to-the-sun/|year=2007|accessdate=16.05.2007}}</ref>
<ref name="dyson">{{cite journal|title=Time Without End: Physics and Biology in an open universe|author=Freeman Dyson|place=Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey|journal=Reviews of Modern Physics|volume=51|pages=447–460|date=juuli 1979|url = http://journals.aps.org/rmp/abstract/10.1103/RevModPhys.51.447|accessdate=2.04.2008|doi=10.1103/RevModPhys.51.447|issue=3|bibcode=1979RvMP...51..447D}}</ref>
<ref name="cox">{{cite journal|title=The Collision Between The Milky Way And Andromeda|author=J. T. Cox, Abraham Loeb|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|arxiv=0705.1170|year=2007|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x|volume=386|issue=1|pages=461–474|bibcode=2008MNRAS.386..461C}}</ref>
<ref name="Lineweaver2001">{{cite journal|title=An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect|author=Charles H. Lineweaver|journal=Icarus|volume=151|issue=2|pages=307–313|year=2001|doi=10.1006/icar.2001.6607|arxiv=astro-ph/0012399|bibcode=2001Icar..151..307L}}</ref>
<ref name="Wilde">{{cite journal|journal=Nature|volume=409|pages=175–8|title= Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago|author= Simon A. Wilde, John W. Valley, William H. Peck, Colin M. Graham|doi=10.1038/35051550|url = http://www.geology.wisc.edu/%7Evalley/zircons/Wilde2001Nature.pdf|format=PDF|year= 2001|pmid=11196637|issue=6817}}</ref>
<ref name="NS-20080702">{{cite web|last=Courtland|first=Rachel|title=Did newborn Earth harbour life?|url=http://www.newscientist.com/article/dn14245-did-newborn-earth-harbour-life.html|date=2. juuli 2008|work=[[New Scientist]]|accessdate=13. aprill 2014}}</ref>
<ref name="Barrow">Barrow, John D.; Tipler, Frank J. (1988). The Anthropic Cosmological Principle. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-282147-8. LCCN 87028148</ref>
<ref name="Philosophical">{{cite journal|author=M. M. Woolfson|journal=Philosophical Transactions of the Royal Society|volume=313|title=Rotation in the Solar System|issue=1524|year=1984|pages=5–18|bibcode=1984RSPTA.313....5W|doi=10.1098/rsta.1984.0078}}</ref>
<ref name="Birth of Sun">{{cite web|url=http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100|title=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|work=New Scientist|author=Nigel Henbest|year=1991|accessdate=18.04.2008|archive-date=5.10.2013|archive-url=https://web.archive.org/web/20131005023818/http://www.newscientist.com/article/mg13117837.100|url-status=dead}}</ref>
<ref name="The Sun">{{cite book|title=The Sun: A Biography|url=https://archive.org/details/sunbiography0000whit|author=David Whitehouse|date=2005|publisher=John Wiley and Sons|isbn=978-0-470-09297-2}}</ref>
<ref name="Springer1986">{{cite journal|journal=Earth, Moon, and Planets|publisher=Springer Netherlands|volume=34|year=1986|pages=93–100|title=Further Considerations on Contracting Solar Nebula|author=J. J. Rawal|place=Nehru Planetarium, Bombay India|url=http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/fulltext.pdf|accessdate=27.12.2006|format=PDF|doi=10.1007/BF00054038|issue=1|bibcode=1986EM&P...34...93R}}{{Kõdulink|aeg=juuni 2022 |bot=InternetArchiveBot |paranduskatse=jah }}</ref>
<ref name="Astrophysical Environment">{{Cite journal|last1 = Williams|first1 = J.|title = The astrophysical environment of the solar birthplace|journal = Contemporary Physics|volume = 51|issue = 5|pages = 381–396|year = 2010|doi = 10.1080/00107511003764725|bibcode = 2010ConPh..51..381W|arxiv = 1008.2973}}</ref>
<ref name="Princeton">{{cite web|url=http://www.princeton.edu/main/news/archive/S34/82/42M30/|publisher=News at Princeton|accessdate=24. september 2012|title= Slow-Moving Rocks Better Odds That Life Crashed to Earth from Space|author=Morgan Kelly}}</ref>
<ref name="Lost Siblings">{{cite journal|title=The Lost Siblings of the Sun|author= Simon F. Portegies Zwart|journal=Astrophysical Journal|year=2009|volume=696|issue= L13–L16|doi= 10.1088/0004-637X/696/1/L13|pages=L13|bibcode=2009ApJ...696L..13P|arxiv = 0903.0237}}</ref>
<ref name="Oort cloud">{{cite journal|title= The formation of the Oort cloud in open cluster environments|author=Nathan A. Kaib and Thomas Quinn|journal=Icarus|volume= 197|issue=1|year=2008|pages= 221–238|doi=10.1016/j.icarus.2008.03.020|bibcode=2008Icar..197..221K|arxiv = 0707.4515}}</ref>
<ref name="Disks Around">{{cite journal|year= 2005|author=Jane S. Greaves|title= Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems|journal=Science|volume=307|pages=68–71|doi=10.1126/science.1101979|pmid= 15637266|issue= 5706|bibcode = 2005Sci...307...68G}}</ref>
<ref name="Astronomical">{{cite journal|journal=The Astronomical Journal|date=märts 1999|volume= 117|issue=3|pages=1490–1504|doi=10.1086/300781|title=Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_1999-03_117_3/page/1490|author=Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt|display-authors=etal|bibcode=1999AJ....117.1490P|arxiv = astro-ph/9902101}}</ref>
<ref name="Magnetic Star">{{cite journal|author=M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger|title=Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems|journal=Astrophysical Journal|year=2003|volume=589|issue=1|pages=397–409|doi=10.1086/374408|bibcode=2003ApJ...589..397K}}</ref>
<ref name="Shock Fronts">{{cite journal|title=Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation|author=A. P. Boss, R. H. Durisen|doi=10.1086/429160|year=2005|journal=The Astrophysical Journal|volume=621|issue=2|pages=L137–L140|bibcode=2005ApJ...621L.137B|arxiv = astro-ph/0501592}}</ref>
<ref name="Earth Survived">{{cite web|author=Staff|title=How Earth Survived Birth|work=Astrobiology Magazine|url = http://www.astrobio.net/pressrelease/3370/how-earth-survived-birth|accessdate=4.02.2010}}</ref>
<ref name="Stardust Results">{{cite web|year= 2006|author=Emily Lakdawalla|work=The Planetary Society|title=Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender|url = http://www.planetary.org/blog/article/00000735/|accessdate=2.01.2007}}</ref>
<ref name="Disruption">{{cite journal|author=B. G. Elmegreen|title=On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind|journal=Astronomy & Astrophysics|year=1979|volume=80|pages=77|bibcode=1979A&A....80...77E}}</ref>
<ref name="Protoplanet">{{cite web|date=24. november 2004|author=Heng Hao|publisher=Harvard University|title=Disc-Protoplanet interactions|url = http://cfa-www.harvard.edu/~kstanek/astro200/disk-protoplanet.pdf|accessdate=19.11.2006|format=PDF}}</ref>
<ref name="E. Brown">{{cite web|author=[[Michael E. Brown|Mike Brown]] (California Institute of Technology)|url = http://www.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon/index.html|title=Dysnomia, the moon of Eris|work=Personal web site|accessdate=1.02.2008}}</ref>
<ref name="Final Stages">{{cite journal|title=Final Stages of Planet Formation|author=Peter Goldreich, Yoram Lithwick, Re'em Sari|journal=The Astrophysical Journal|volume=614|issue=1|pages=497–507|date=10. oktoober 2004|doi=10.1086/423612|bibcode=2004ApJ...614..497G|arxiv = astro-ph/0404240}}</ref>
<ref name="Planetesimal">{{cite journal|author=R. Edgar, P. Artymowicz|title=Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|year=2004|volume=354|issue=3|pages=769–772|url = http://www.utsc.utoronto.ca/~pawel/edgar+artymowicz.pdf|format=PDF|accessdate=5.12.2008|doi = 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x|bibcode=2004MNRAS.354..769E|arxiv = astro-ph/0409017}}</ref>
<ref name="Jupiter's Age">{{cite conference|author=E. R. D. Scott|title=Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids|publisher = Lunar and Planetary Society|year=2006|location = League City, Texas|bibcode =2006LPI....37.2367S|book-title=Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference}}</ref>
<ref name="Watanabe">{{cite web|author = Susan Watanabe|date = 20. juuli 2001|url = http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520|title = Mysteries of the Solar Nebula|publisher = NASA|accessdate = 2.04.2007|archive-date = 17.01.2012|archive-url = https://web.archive.org/web/20120117093701/http://www.jpl.nasa.gov/news/features.cfm?feature=520|url-status = dead}}</ref>
<ref name="Comet Class">{{cite web|title=New comet class in Earth's backyard|url = http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=4100|publisher=astronomy.com|author=Francis Reddy|year=2006|accessdate=29.04.2008}}</ref>
<ref name="Morbidelli">{{cite journal|author=Morbidelli, Alessandro; Chambers, J.; Lunine, J. I.; Petit, Jean-Marc; Robert, F.; Valsecchi, Giovanni B.; Cyr, K. E.|title= Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth|url=https://archive.org/details/sim_meteoritics-planetary-science_2000-11_35_6/page/1309|journal= Meteoritics & Planetary Science|volume=35|pages=1309–1320|issn= 1086-9379|year=2000|bibcode = 2000M&PS...35.1309M|doi = 10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x|issue= 6}}</ref>
<ref name="Panspermia">{{cite journal|title=From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life|author=Florence Raulin-Cerceau, Marie-Christine Maurel, Jean Schneider|publisher=Springer Netherlands|journal=Origins of Life and Evolution of Biospheres|year=1998|volume=28|issue=4/6|doi=10.1023/A:1006566518046|pages=597–612|url=http://www.springerlink.com/content/m1t14rtr7372tp22/|accessdate=19.12.2007}}{{Kõdulink|aeg=juuni 2022 |bot=InternetArchiveBot |paranduskatse=jah }}</ref>
<ref name="Robbed">{{cite press release|url=http://www.astronomy.com/News-Observing/News/2011/06/Jupiter%20may%20have%20robbed%20Mars%20of%20mass%20new%20report%20indicates.aspx|title= Jupiter may have robbed Mars of mass, new report indicates|work= Southwest Research Institute, San Antonio, Texas|date=6. juuni 2011}}</ref>
<ref name="Low Mass">{{Cite journal|author =Walsh, K. J.; Morbidelli, Alessandro; Raymond, S. N.; O'Brien, D. P.; Mandell, A. M.|title = A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration|doi = 10.1038/nature10201|journal = Nature|volume = 475|issue = 7355|pages = 206–209|year = 2011|pmid = 21642961|arxiv = 1201.5177|bibcode = 2011Natur.475..206W}}</ref>
<ref name="Chronology">{{cite web|url=http://history.nasa.gov/SP-467/ch3.htm|title=Chronology of Planetary surfaces|work=NASA History Division|accessdate=13.03.2008|archive-date=25.12.2017|archive-url=https://web.archive.org/web/20171225233359/https://history.nasa.gov/SP-467/ch3.htm|url-status=dead}}</ref>
<ref name="Chapman">{{cite journal|journal=Abhandlungen der Geologischen Bundeanstalt, Wien|volume=53|pages=51–54|year=1996|title=The Risk to Civilization From Extraterrestrial Objects and Implications of the Shoemaker-Levy 9 Comet Crash|author=Clark R. Chapman|url=http://www.geologie.ac.at/filestore/download/AB0053_051_A.pdf|format=PDF|accessdate=6.05.2008|issn=0016-7800|archive-date=10.09.2008|archive-url=https://web.archive.org/web/20080910084647/http://www.geologie.ac.at/filestore/download/AB0053_051_A.pdf|url-status=dead}}</ref>
<ref name="Weathering">{{cite journal|url = http://www.agu.org/sci_soc/EISclark.html|title=Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space|author=Beth E. Clark, Robert E. Johnson|journal= [[Eos (journal)|Eos, Transactions, American Geophysical Union]]|doi=10.1029/96EO00094|volume=77|issue=15|pages=141|year=1996|accessdate=13.03.2008|archiveurl = https://web.archive.org/web/20080306012954/http://www.agu.org/sci_soc/EISclark.html|archivedate = 6. märts 2008|bibcode=1996EOSTr..77Q.141C}}</ref>
<ref name="Arrhenius">{{cite web|author=H. Alfvén, G. Arrhenius|date=1976|url=http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm|title=The Small Bodies|work=SP–345 Evolution of the Solar System|publisher=NASA|accessdate=12.04.2007|archive-date=13.05.2007|archive-url=https://web.archive.org/web/20070513081833/http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm|url-status=dead}}</ref>
<ref name="Detection">{{cite journal|author=N. Takato, S. J. Bus|display-authors=etal|title=Detection of a Deep 3-μm Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV)|journal=Science|year=2004|volume=306|pages=2224–7|doi=10.1126/science.1105427|bibcode=2004Sci...306.2224T|pmid=15618511|issue=5705}}<br /> See also {{cite news|url = http://www.universetoday.com/2004/12/24/jovian-moon-was-probably-captured/|work=Universe Today|date=24. detsember 2004|title=Jovian Moon Was Probably Captured|author=Fraser Cain|accessdate=3.04.2008|archiveurl = https://web.archive.org/web/20080130030816/http://www.universetoday.com/2004/12/24/jovian-moon-was-probably-captured/ <!-- Bot retrieved archive -->|archivedate = 30.01.2008}}</ref>
<ref name="Trojans">{{cite conference|author = D. C. Jewitt, S. Sheppard, C. Porco|title = Jupiter's outer satellites and Trojans|year = 2004|pages = 263–280|url = http://www.ifa.hawaii.edu/~jewitt/papers/JUPITER/JSP.2003.pdf|format=PDF|editor= [[Frances Bagenal|Fran Bagenal]], Timothy E. Dowling, William B. McKinnon (eds.)|publisher=Cambridge University Press|isbn=0-521-81808-7|book-title=Jupiter. The Planet, Satellites and Magnetosphere}}</ref>
<ref name="Giant Planet ">{{cite web|url = http://www.dtm.ciw.edu/sheppard/satellites/|title= The Giant Planet Satellite and Moon Page|author=Scott S. Sheppard (Carnegie Institution of Washington)|work=Personal web page|accessdate=13.03.2008}}</ref>
<ref name="Collision">{{cite journal|author=D. J. Stevenson|title=Origin of the moon&nbsp;–&nbsp;The collision hypothesis|journal=Annual Review of Earth and Planetary Sciences|year=1987|volume=15|issue=1|pages=271–315|doi=10.1146/annurev.ea.15.050187.001415|bibcode=1987AREPS..15..271S}}</ref>
<ref name="Origin">{{cite web|url = http://www.psrd.hawaii.edu/Dec98/OriginEarthMoon.html|title = Origin of the Earth and Moon|date=31. detsember 1998|author=G. Jeffrey Taylor|work = Planetary Science Research Discoveries|publisher = Hawaii Institute of Geophysics &amp; Planetology|accessdate = 25.07.2007}}</ref>
<ref name="Ragozzine">{{Cite journal|last1 = Brown|first1 = M. E.|last2 = Ragozzine|first2 = D.|last3 = Stansberry|first3 = J.|last4 = Fraser|first4 = W. C.|title = The Size, Density, and Formation of the Orcus-Vanth System in the Kuiper Belt|doi = 10.1088/0004-6256/139/6/2700|journal = The Astronomical Journal|volume = 139|issue = 6|pages = 2700–2705|year = 2010|bibcode=2010AJ....139.2700B|arxiv= 0910.4784|pmid =|pmc =}}</ref>
<ref name="gWDqZ">{{cite journal|title = Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic|author = Gerald Jay Sussman, Jack Wisdom|journal = Science|volume = 241|pages = 433–437|year = 1988|url = http://groups.csail.mit.edu/mac/users/wisdom/pluto-chaos.pdf|doi = 10.1126/science.241.4864.433|pmid = 17792606|issue = 4864|bibcode=1988Sci...241..433S}}</ref>
<ref name="izPP7">{{cite journal|title=On the long term evolution of the spin of the Earth|url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1997-02_318_3/page/975|author=O. Neron de Surgy, J. Laskar|journal=Astronomy and Astrophysics|date=veebruar 1997|volume=318|pages=975–989|bibcode=1997A&A...318..975N|last2=Laskar}}</ref>
<ref name="Haywire">{{cite news|title=The solar system could go haywire before the sun dies|url = http://space.newscientist.com/article/dn13757-solar-system-could-go-haywire-before-the-sun-dies.html?feedId=online-news_rss20|author=David Shiga|work=NewScientist.com News Service|date=23. aprill 2008|accessdate=28.04.2008}}</ref>
<ref name="Dynamics">{{cite book|title=Solar System Dynamics|author=C.D. Murray & S.F. Dermott|publisher=Cambridge University Press|date=1999|page=184|isbn=0-521-57295-9}}</ref>
<ref name="Terence">{{cite book|last = Dickinson|first = Terence|authorlink = Terence Dickinson|title = From the Big Bang to Planet X|url = https://archive.org/details/frombigbangtopla00unse|publisher = [[Camden House]]|date = 1993|location = Camden East, Ontario|pages = [https://archive.org/details/frombigbangtopla00unse/page/79 79]–81|doi =|isbn = 0-921820-71-2}}</ref>
<ref name="Tidal Heating">{{cite journal|bibcode=1982MNRAS.201..415G|title=Tidal Heating of Io and orbital evolution of the Jovian satellites|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|author=A. Gailitis|volume=201|pages=415|year=1980|doi = 10.1093/mnras/201.2.415}}</ref>
<ref name="Resonances">{{cite journal|author=R. Bevilacqua, O. Menchi, A. Milani|display-authors=etal|date=aprill 1980|title=Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case|journal=Earth, Moon, and Planets|volume=22|issue=2|pages=141–152|url=http://www.springerlink.com/content/g627852062714784/|accessdate=27.08.2007|doi=10.1007/BF00898423|bibcode=1980M&P....22..141B}}{{Kõdulink|aeg=juuni 2022 |bot=InternetArchiveBot |paranduskatse=jah }}</ref>
<ref name="Triton ">{{cite journal|title=Tidal evolution in the Neptune-Triton system|url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1989-07_219_1-2/page/23|author= C. F. Chyba, D. G. Jankowski, P. D. Nicholson|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=219|pages=23|bibcode=1989A&A...219L..23C|year=1989|last2=Jankowski|last3=Nicholson}}</ref>
<ref name="LYtoR">{{cite journal|bibcode=2006AJ....132..290B|title=Orbits and Photometry of Pluto's Satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2006-07_132_1/page/290|author=Marc Buie, William Grundy, Eliot Young, Leslie Young, Alan Stern|journal=The Astronomical Journal|volume=132|issue=1|pages=290–298|year=2006|doi=10.1086/504422|arxiv=astro-ph/0512491}}</ref>
<ref name="A Mystery">{{cite web|title=Saturn Rings Still A Mystery|work=Popular Mechanics|author=Stefano Coledan|url=http://www.popularmechanics.com/technology/industry/1285531.html|year=2002|accessdate=3.03.2007|url-status=dead|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070930015710/http://www.popularmechanics.com/technology/industry/1285531.html|archivedate=30.09.2007}}</ref>
<ref name="Recycled Rings">{{cite journal|title=Saturn's recycled rings|journal=Astronomy Now|pages=9|date=veebruar 2008}}</ref>
<ref name="Changing">{{cite web|url=http://www.cicero.uio.no/fulltext/index_e.aspx?id=2737|title=Our changing solar system|author=Knut Jørgen, Røed Ødegaard|work=Centre for International Climate and Environmental Research|year=2004|accessdate=27.03.2008|archive-date=9.10.2008|archive-url=https://web.archive.org/web/20081009015241/http://www.cicero.uio.no/fulltext/index_e.aspx?id=2737|url-status=dead}}</ref>
<ref name="Cataclysmic ">{{cite web|title=Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)|work=NASA Goddard Space Center|year=2006|url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/cvs/cvstext.html|accessdate = 29.12.2006}}</ref>
<ref name="Only Star">{{cite web|author=Marc Delehanty|title=Sun, the solar system's only star|work=Astronomy Today|url=http://www.astronomytoday.com/astronomy/sun.html|accessdate=23.06.2006|archive-date=15.03.2013|archive-url=https://web.archive.org/web/20130315063022/http://www.astronomytoday.com/astronomy/sun.html|url-status=dead}}</ref>
<ref name="Disk Around">{{cite journal|title=A Gaseous Metal Disk Around a White Dwarf|author=B. T. Gänsicke, T. R. Marsh, J. Southworth, A. Rebassa-Mansergas|journal=Science|year=2006|volume=314|pages=1908–1910|doi=10.1126/science.1135033|pmid=17185598|issue=5807|arxiv = astro-ph/0612697|bibcode = 2006Sci...314.1908G}}</ref>
<ref name="Testing White">{{cite journal|author=T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery, A. Kanaan|title=Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093|journal=Astrophysical Journal|arxiv=astro-ph/0402046|year=2004|volume=605|issue=2|pages=L133|doi=10.1086/420884|bibcode=2004ApJ...605L.133M}}</ref>
<ref name="Perturbing Oort">{{cite web|title = Perturbing the Oort Cloud|first = Michael|last = Szpir|work = American Scientist|url = http://www.americanscientist.org/issues/pub/perturbing-the-oort-cloud|accessdate = 25.03.2008|publisher = The Scientific Research Society|archive-date = 13.02.2009|archive-url = https://web.archive.org/web/20090213163530/https://www.americanscientist.org/issues/pub/perturbing-the-oort-cloud|url-status = dead}}</ref>
<ref name="Mass Extinctions">{{cite journal|title=Mass Extinctions and The Sun's Encounters with Spiral Arms|author=Erik M. Leitch, Gautam Vasisht|year=1998|pages=51–56|issue=1|journal=New Astronomy|volume= 3|arxiv=astro-ph/9802174|doi=10.1016/S1384-1076 (97)00044-4|bibcode = 1998NewA....3...51L}}</ref>
<ref name="Milky Collide">{{cite web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/hubble/science/milky-way-collide.html|author=NASA|title=NASA's Hubble Shows Milky Way is Destined for Head-On Collision|work=NASA|date=31. mai 2012|accessdate=13.10.2012}}</ref>
<ref name="Wallace">{{cite book|date=2000|author=Gary Ernst Wallace|publisher=Cambridge University Press|chapter=Earth's Place in the Solar System|title=Earth Systems: Processes and Issues|pages=45–58|isbn=0-521-47895-2}}</ref>}}

==Kirjandus==
*[[Rostislav Kunitski]]. "Vaadete arenemine päikesesüsteemi ehituse kohta". [[Vene keel]]est tõlkinud [[Boris Kabur]]. [[Tallinn]]: [[Pedagoogiline Kirjandus]], 1947 (75 lk)
*[[Henry Norris Russell]]. "Päikesesüsteem ja selle tekkimine". Tõlkinud [[Grigori Kusmin]]. [[Tartu]]: [[Teaduslik Kirjandus]], 1947 (126 lk)

{{Head artiklid}}

[[Kategooria:Päikesesüsteem]]