태양계의 형성과 진화

1. 개요

태양계의 형성과 진화는 태양계의 기원과 변화 과정을 다루는 천문학 분야이다. 태양계는 약 46억 년 전, 거대한 분자 구름의 중력 붕괴로 형성되었으며, 현재 가장 유력한 이론은 성운설이다. 초기 태양계는 원시 행성계 원반에서 미행성체들의 강착을 통해 행성들이 생성되는 과정을 거쳤다. 이후, 목성의 이동과 후기 대폭격과 같은 격변적인 사건들을 겪으며 현재의 모습을 갖추게 되었다. 태양계는 태양의 진화에 따라 변화할 것이며, 태양이 적색 거성으로 진화하면서 지구형 행성들은 파괴될 수 있다. 또한, 우리 은하와 안드로메다 은하의 충돌과 같은 외부 요인에 의해서도 영향을 받을 수 있다.

2. 역사

세계의 탄생과 멸망에 관한 이론은 매우 오래된 문헌에서도 발견된다. 그러나 오랜 시간 인류는 이러한 생멸 이론을 태양계에 접목할 생각을 하지 못했다. 그 이유는 우리가 현재 익숙하게 태양계라고 부르는 체계는 과거 사람들에게 알려지지 않은 개념이었기 때문이다. '태양계'라는 표현이 처음 등장한 때는 1704년이다.

태양 중심설(지동설)은 태양을 중심으로 지구가 공전한다는 이론으로, 태양계의 생성 및 진화에 대한 첫 번째 고찰이었다. 이 개념은 천 년 동안 무시되어 오다가 17세기 말에 이르러서야 널리 받아들여졌다.

현재 천문학계에서 인정받는 성운설은 18세기 에마누엘 스베덴보리, 이마누엘 칸트, 피에르시몽 라플라스가 주장했다. 성운설이 무시되었던 가장 큰 이유는 태양의 각운동량이 행성들에 비해 너무 작기 때문이었다. 그러나 1980년대 초부터 어린 별들을 관측한 결과 이들이 먼지와 가스로 이루어진 차가운 원반에 둘러싸여 있음을 알게 되었고, 이는 성운설을 재조명하는 계기가 되었다.

태양이 어떻게 에너지를 만드는지에 대한 이해는 태양의 진화 과정을 연구하는 데 필수적이었다. 아서 스탠리 에딩턴은 알베르트 아인슈타인의 상대성이론에 따라, 태양 중심핵에서 일어나는 핵융합 작용에서 복사 에너지가 발생함을 증명하였다. 1935년 에딩턴은 더 나아가 여러 원소가 항성 내부에서 만들어진다고 주장했다. 프레드 호일은 적색 거성 내부에서 헬륨보다 무거운 모든 원소가 만들어졌음을 제시함으로써 에딩턴의 주장을 보강했다. 적색 거성은 자신이 지니고 있던 물질을 우주로 분출하는데, 이 원소들은 다른 항성계를 구성하는 데 재활용된다.

3. 태양계의 형성

성운 이론은 현재 태양계 형성 이론으로 받아들여지고 있으며, 에마누엘 스베덴보리가 1734년에 처음 제시했다. 이후 이마누엘 칸트가 이 이론을 보충하고 확장했으며, 1796년 피에르시몽 라플라스가 독자적으로 유사한 이론을 제시했다.

성운 이론에 따르면, 태양계는 폭이 수 광년에 이르는 거대한 분자 구름의 일부분이 중력 붕괴를 일으켜 생겨났다. 이 붕괴는 초신성 폭발과 같은 외부 요인에 의해 촉발되었을 가능성이 있다.

초기 태양계는 다음과 같은 단계를 거쳐 형성되었다.

1. 전태양 성운: 중력 붕괴가 일어난 부분은 전태양 성운이라고 불리며, 지름은 7천~2만 천문단위에 달했고, 질량은 태양보다 약간 무거웠다.
2. 원시 행성계 원반: 각운동량 보존 법칙에 따라 성운은 붕괴하면서 회전 속도가 빨라졌고, 점차 평평해져 원반 형태를 이루었다. 이 원반의 중심부에는 뜨겁고 밀도가 높은 원시별이 형성되었다.
3. 주계열성: 약 5천만 년 후, 태양 중심핵의 온도와 압력이 충분히 높아져 수소 핵융합 반응이 시작되었다. 이로써 태양은 주계열성 단계에 진입하게 되었다.

태양계의 주요 구성 성분은 다음과 같다.

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📌 열 고정 해제

태양계에 가장 풍부한 동위 원소

동위 원소	원자핵 (백만 개당 개수)
수소-1	705,700
수소-2	23
헬륨-4	275,200
헬륨-3	35
산소-16	5,920
탄소-12	3,032
탄소-13	37
네온-20	1,548
네온-22	208
철-56	1,169
철-54	72
철-57	28
질소-14	1,105
규소-28	653
규소-29	34
규소-30	23
마그네슘-24	513
마그네슘-26	79
마그네슘-25	69
황-32	396
아르곤-36	77
칼슘-40	60
알루미늄-27	58
니켈-58	49
나트륨-23	33

3.1. 전태양 성운

태양계는 폭이 수 광년에 이르는 거대한 분자 구름의 일부분이 중력 붕괴를 일으켜 형성되었다. 2000년대 초까지 태양은 홀로 태어난다고 알려졌으나, 운석 성분 조사 결과 초신성 폭발로만 생성되는 철-60 동위 원소 흔적이 발견되었다. 이는 태양 생성 근처에 초신성이 여럿 있었음을 의미하며, 이 초신성 충격파가 태양 성운 밀도를 증가시켜 중력 붕괴를 일으켰을 것이다. 태양은 오리온성운처럼 무거운 별을 생성하는 항성 생성 장소에서 형성되었을 것이다.

이 중력 붕괴가 일어난 부분은 전태양 성운이라 불리며, 지름은 7천~2만 천문단위(AU), 질량은 태양의 1.001배에서 1.1배였다. 수소와 헬륨이 98%, 중원소가 2%로, 현재의 태양과 거의 같은 성분 조성을 가졌다.

각운동량 보존 법칙에 따라 성운은 붕괴하면서 회전 속도가 빨라졌다. 물질이 뭉치면서 원자 충돌이 잦아져 열에너지 방출이 일어났고, 중심부는 주변 원반부보다 더 뜨거워졌다. 약 10만 년에 걸쳐 중력, 가스 압력, 자기장, 회전 등으로 발생한 에너지 때문에 압축된 성운은 평평해지며 반지름 200천문단위 정도의 회전하는 원시 행성계 원반으로 진화했고, 중심부에는 뜨겁고 밀도 높은 원시별이 생겨났다.

3.2. 행성의 생성

태양계의 행성들은 태양이 형성되고 남은 가스와 먼지로 이루어진 원반 모양의 구름인 '태양 성운'에서 만들어졌다. 현재 가장 유력한 행성 생성 이론은 강착 이론이다. 이 이론에 따르면, 행성들은 중심의 원시별 주위를 도는 먼지 알갱이들이 서로 충돌하고 뭉쳐지면서 생성된다. 이 알갱이들은 지름 1~10킬로미터 크기의 미행성으로 성장하고, 이 미행성들은 계속해서 작은 천체들을 흡수하며 수백만 년에 걸쳐 지름이 커졌다.

태양과 가까운 안쪽 지역(4 AU 이내)은 온도가 매우 높아 물이나 메테인 같은 휘발성 물질들이 응축될 수 없었다. 따라서 이 지역에서 생성된 미행성들은 철, 니켈, 알루미늄 같은 금속과 규산염 암석 등 녹는점이 높은 물질로만 이루어졌다. 이러한 암석 천체들은 결국 수성, 금성, 지구, 화성과 같은 지구형 행성이 되었다. 지구형 행성을 구성하는 물질들은 우주에서 매우 희귀하기 때문에(성운 질량의 0.6%에 불과), 크게 성장할 수 없었다. 아기 암석 행성들은 현재 지구 질량의 약 10% 정도까지 성장한 후, 서로 충돌하고 합쳐지는 과정을 거쳐 지금의 크기가 되었다.

목성형 행성(목성, 토성, 천왕성, 해왕성)은 동결선(화성과 목성 궤도 사이) 바깥쪽에서 생성되었다. 동결선 바깥쪽은 태양 빛이 약해 얼음 화합물이 고체 상태로 존재할 수 있는 영역이다. 목성형 행성을 구성하는 얼음 물질은 규산염 암석이나 금속보다 훨씬 풍부했기 때문에, 이들은 크게 성장하여 주변의 수소와 헬륨을 효과적으로 끌어당길 수 있었다. 동결선 바깥쪽의 미행성들은 약 3백만 년 동안 지구 질량의 4배 정도까지 성장했다. 현재 4개의 가스 행성은 태양 주위를 공전하는 전체 물질의 99%에 가까운 질량을 차지하고 있다.

이론가들은 목성이 동결선 바로 바깥쪽에 위치한 것이 우연이 아니라고 생각한다. 동결선에는 태양 쪽으로 끌려가는 얼음 물질에서 증발한 많은 양의 물이 축적되어, 압력이 낮아지고 먼지 입자의 속도가 증가하여 태양으로 끌려가지 않게 하는 일종의 보호벽 역할을 했다. 이 덕분에 태양에서 5 AU 거리에 있는 물질들이 빠르게 뭉쳐 지구 질량 10배 정도의 씨앗 행성이 만들어졌고, 이후 주변의 수소를 빠르게 흡수하며 1천 년 만에 지구 질량 150배까지 성장했다. 이 행성은 최종적으로 지구 질량의 318배까지 커졌다. 토성은 목성보다 수백만 년 늦게 생성되었고, 이 시기에는 남은 가스 물질이 적었기 때문에 목성보다 질량이 작다.

젊은 태양과 같은 황소자리 T형 항성은 보통 주계열성보다 훨씬 강한 항성풍을 방출한다. 천왕성과 해왕성은 목성과 토성이 생성된 후 강력한 태양풍이 원반에 있던 물질 대부분을 날려 보냈을 때 형성된 것으로 추정된다. 이 때문에 이들은 적은 양의 수소와 헬륨(각각 지구 질량의 1배 미만)만을 모을 수 있었다. 천왕성과 해왕성은 종종 '성장 실패한 핵'으로 불리기도 한다. 이 두 행성의 생성 이론에서 가장 큰 문제는 생성에 필요한 시간이다. 현재 위치에서 이들이 지금 크기로 성장하려면 1억 년 정도 걸렸을 것으로 예상되므로, 천왕성과 해왕성은 지금보다 태양에 더 가까운 곳(어쩌면 목성과 토성 사이)에서 생성된 후 바깥쪽으로 궤도를 옮겼을 가능성이 있다.

젊은 태양에서 방출되는 항성풍은 원시 행성계 원반 내에 있던 모든 가스와 먼지를 성간 공간으로 날려 보냈고, 이로써 행성들의 성장은 끝나게 되었다.

4. 태양계의 진화

성운설은 18세기 에마누엘 스베덴보리, 이마누엘 칸트, 피에르시몽 라플라스가 주장한 이론이다. 태양의 각운동량이 행성들에 비해 너무 작다는 이유로 무시되었으나, 1980년대 초 어린 별들이 먼지와 가스로 이루어진 차가운 원반에 둘러싸여 있다는 관측 결과가 나오면서 신빙성 있는 이론으로 다시 주목받게 되었다.

태양 에너지 생성 원리에 대한 이해는 태양 진화 연구를 통해 깊어졌다. 아서 스탠리 에딩턴은 알베르트 아인슈타인의 상대성이론을 바탕으로 태양 중심핵에서 일어나는 핵융합 작용으로 복사 에너지가 발생함을 증명했다. 1935년 에딩턴은 더 나아가 여러 원소가 항성 내부에서 만들어진다고 주장했다. 호일 경은 적색 거성 내부에서 헬륨보다 무거운 원소가 만들어지고, 이 원소들이 우주로 분출되어 다른 항성계를 구성하는 데 재활용된다고 설명했다.

20세기 말부터 21세기 초에 걸쳐, 행성들이 현재 위치 근처에서 생성되었다는 생각은 급격히 변화하고 있다. 현재는 태양계 형성 초기 모습이 지금과는 상당히 달랐을 것으로 추정한다. 예를 들어, 내부 태양계에는 적어도 수성 정도 크기의 천체가 여러 개 있었고, 외부 태양계는 현재보다 훨씬 작았으며, 에지워스-카이퍼 벨트는 태양에 더 가까이 있었다고 생각된다.

해왕성 너머에 있는 카이퍼 벨트, 산란 원반, 오르트 구름은 대부분의 관측된 혜성의 기원으로 여겨지는 작은 얼음 천체들의 무리이며, 외행성의 이동은 이들의 존재와 특성을 설명하는 데 필요하다.

행성 주위를 도는 대부분의 자연 위성은 행성 주위 원반에서 생성, 천체끼리 얕은 각도로 충돌, 지나가던 천체가 큰 천체의 중력에 포획되는 세 가지 방법 중 하나로 형성되었다.

충돌 현상은 태양계 진화에서 중요한 역할을 하지만, 현재는 자주 일어나지 않는다. 1994년 목성에 슈메이커-레비 제9혜성이 충돌한 사건이나, 애리조나주에 있는 충돌구 등은 충돌이 지금도 계속되고 있음을 보여준다. 따라서 태양계의 강착 과정은 아직 완전히 끝나지 않았으며, 이는 지구 생명체에 위협이 될 수 있다.

4.1. 지구형 행성

행성 생성 시기 말기, 현재 내행성 궤도에는 달에서 화성 질량 정도 되는 50~100개의 원시 행성이 있었다. 이들은 충돌과 합병을 통해 더 크게 성장했으며, 이 과정은 약 1억 년 동안 지속되었다. 이들 원시 행성은 서로 중력으로 영향을 미치며 각자의 공전 궤도를 끌어당겨 충돌했고, 현재의 네 개 지구형 행성 크기로 성장했다. 거대 충돌 가설에 따르면 달은 한 번의 거대한 충돌로 생겨났으며, 수성을 강타한 충돌은 수성의 외포층을 날려 보냈다.

이 이론에서 풀리지 않는 점은 원시 지구형 행성의 초기 궤도가 어떠했는지, 그리고 어떻게 지금처럼 안정적이고 원에 가까운 궤도로 정착되었는지를 설명하기 어렵다는 것이다. 궤도 이심률이 낮아진 원인을 설명하는 한 가지 가설은 지구형 행성이 태양에서 탈출하지 못한 가스 원반에서 생겨났다는 것이다. 이 잔여 가스 내에서 동역학적 마찰이 발생하여 행성의 에너지를 감소시키고 공전 궤도를 원에 가깝게 만들었다. 그러나 이 가스가 존재했다면 처음부터 암석 행성들의 궤도가 찌그러지는 것을 막았을 것이다. 또 다른 가설은 동역학적 마찰이 행성과 잔여 가스가 아닌, 행성과 남아 있던 작은 천체 사이에서 발생했다는 것이다. 행성들이 작은 천체 무리를 통과하면서 작은 천체들이 행성의 중력에 이끌려 밀도가 높은 지대를 형성했고, 이들의 중력이 큰 천체의 궤도를 안정적으로 바꾸었다.

4.2. 소행성대

태양에서 2~4 천문단위 사이, 지구형 행성 지대 외곽에 소행성대가 존재한다. 소행성대에는 원래 지구 2~3개를 만들 정도의 물질이 있었으며, 많은 수의 미행성들이 이곳에서 생겨났다. 이 지역에 있던 미행성들은 달에서 화성 정도 질량에 이르는 원시 행성 20~30개 정도로 자라났다. 그러나 태양 탄생 3백만 년 후 목성과 가까운 곳의 소행성대에는 극적인 변화가 일어났다. 소행성대에서는 목성 및 토성과의 궤도 공명이 특히 강했고, 보다 질량이 큰 원시 행성들과의 중력적 상호 작용으로 많은 미행성이 공명 현상을 보이며 흩어졌다. 목성의 중력은 이러한 공명 상태에 있는 천체들의 공전 속도를 증가시켜 흩어지게 하여, 서로 뭉치기보다는 충돌하게 하였다.

목성이 탄생하고 태양에 더 가까운 곳으로 궤도를 옮기면서 궤도 공명 때문에 소행성대의 천체들은 흩어졌고, 소행성대 천체들의 궤도는 불규칙해졌으며, 서로에 대한 공전 속도는 올라갔다. 원시 행성들의 궤도 공명으로, 소행성대에 존재했던 미행성들은 흩어졌거나 궤도 경사각과 궤도 이심률이 불규칙해졌다. 이 원시 행성 중 일부는 목성의 중력에 이끌려 궤도에서 이탈했고, 나머지는 내행성 지대로 궤도를 옮겨 지구형 행성의 마지막 강착 단계가 이루어졌다. 이 ‘첫 번째 고갈의 시기’ 동안, 가스 행성 및 원시 행성은 소행성대에 있던 물질(대부분 작은 미행성)을 현재 지구 질량의 1% 수준만 남기고 흩어 버렸다. 이때 소행성대에는 지금보다 10~20배 많은 물질이 존재하고 있었다. 현재 남아 있는 소행성대 물질의 총 질량은 지구의 2천 분의 1 수준이다. ‘두 번째 고갈의 시기’는 목성과 토성이 일시적인 2:1 궤도 공명을 보이면서 찾아왔으며, 이때 소행성대에 있던 물질은 현재 남아 있는 수준을 제외하고 다시 흩어져 나갔다.

내행성에 거대 충돌이 일어나던 시기, 내행성으로 흩어져 날아 들어온 소행성 물질로부터 지구에 물(~6 kg)이 공급되었을 것으로 보인다. 물은 휘발성이 강해서 지구가 생겨난 장소에서는 액체 상태로 존재할 수 없었다. 따라서 물은 더 차가운 바깥쪽 궤도에서 온 천체를 통해 공급되었을 것이다. 물은 아마도 목성 때문에 흩어진 소행성대에 있던 작은 미행성 또는 원시 행성이 지구로 운반하였을 것이다. 2006년 발견된 주띠 혜성 집단은 지구에 물을 공급했던 유력한 원천으로 여겨진다. 반대로 카이퍼 대 혹은 더 먼 곳에서 온 혜성들이 지구에 가져온 물의 양은 현재 지구 상 물의 양의 6%를 넘지 않는다. 폭넓게 인정되지는 않으나 배종발달설에 따르면, 생명체도 이런 식으로 물과 함께 지구에 도착했을 것으로 보고 있다.

4.3. 행성 이동

성운 가설에 따르면, 천왕성과 해왕성은 태양계 성운의 밀도가 낮고 공전 주기가 길어 그곳에서 형성될 가능성이 매우 낮은 영역에 존재한다. 따라서 두 행성은 더 많은 물질이 있었던 목성과 토성 근처의 궤도에서 형성되어 수억 년에 걸쳐 현재 위치로 이동한 것으로 생각된다.

* a) 목성/토성 2:1 공명 전
* b) 해왕성의 궤도 이동 후 카이퍼 벨트 천체들이 태양계로 산란
* c) 목성에 의한 카이퍼 벨트 천체들의 배출 후
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외행성의 이동은 태양계 가장 바깥 영역의 존재와 특성을 설명하는 데에도 필요하다. 해왕성 너머로, 태양계는 카이퍼 벨트, 산란 원반, 그리고 오르트 구름으로 이어지는데, 이 세 곳은 대부분의 관측된 혜성의 기원으로 여겨지는 드문 작은 얼음 천체들의 무리이다.

나이스 모델에 따르면, 태양계 형성 후 모든 거대 행성의 궤도는 남아 있는 많은 미행성들과의 상호 작용의 영향을 받아 천천히 계속 변했다. 5억~6억 년 후(약 40억 년 전) 목성과 토성은 2:1 공명 상태에 들어갔다. 토성은 목성이 두 바퀴 공전하는 동안 한 바퀴 태양을 공전했다. 이 공명은 외행성에 중력적 힘을 가하여 해왕성이 천왕성을 지나쳐 고대 카이퍼 벨트로 돌진하게 했을 수 있다.

행성들은 대부분의 작은 얼음 천체들을 안쪽으로 산란시키는 반면, 자신들은 바깥쪽으로 이동했다. 그런 다음 이 미행성들은 만나는 다음 행성에서 비슷한 방식으로 산란되어, 행성들이 안쪽으로 이동하는 동안 행성의 궤도는 바깥쪽으로 이동했다. 이 과정은 미행성들이 목성과 상호 작용하여, 목성의 엄청난 중력이 미행성들을 매우 타원형 궤도로 보내거나 심지어 태양계에서 완전히 튕겨내 버릴 때까지 계속되었다. 이로 인해 목성은 약간 안쪽으로 이동했다. 목성에 의해 매우 타원형 궤도로 산란된 천체들은 오르트 구름을 형성했다. 이동하는 해왕성에 의해 다소 적게 산란된 천체들은 현재의 카이퍼 벨트와 산란 원반을 형성했다. 이 시나리오는 카이퍼 벨트와 산란 원반의 현재 낮은 질량을 설명한다. 명왕성을 포함한 일부 산란된 천체들은 해왕성의 궤도에 중력적으로 묶여 평균 운동 공명 상태에 들어갔습니다. 결국 미행성 원반 내의 마찰로 인해 천왕성과 해왕성의 궤도는 다시 거의 원형에 가까워졌다.

외행성과는 대조적으로, 내행성은 거대 충돌 시기 이후 궤도가 안정적으로 유지되었기 때문에 태양계의 나이에 걸쳐 상당히 이동하지 않은 것으로 생각된다.

4.4. 후기 대폭격

외행성들이 자리를 옮기면서 중력적으로 수많은 소행성을 흩어 내행성 지대로 위치를 옮기게 하였으며, 이로 인해 원래 있던 물질 상당량이 고갈되어 지금처럼 아주 적은 양만 남게 되었다. 이 사건은 지금으로부터 약 40억 년 전(태양계가 생겨나고 5~6억 년 뒤)에 있었던 후기 대폭격의 원인이 되었을 것으로 추정된다. 후기 대폭격은 수억 년 동안 이어졌고, 그 증거는 달이나 수성처럼 지질학적으로 죽은 천체 표면에 있는 많은 충돌구(운석 구덩이, 크레이터)를 통해 확인할 수 있다. 가장 오래된 생명체의 흔적은 지금으로부터 약 38억 년 전으로 거슬러 올라가는데, 이는 후기 대폭격이 끝날 무렵과 거의 일치한다.

충돌 현상은 태양계 진화에서 중요한 역할을 한다고 여겨지지만, 현재는 자주 일어나지 않는다. 1994년 목성에 슈메이커-레비 제9혜성이 충돌한 사건이나, 애리조나주에 있는 충돌구 등은 충돌이 지금도 계속되고 있음을 보여준다. 따라서 태양계의 강착 과정은 아직 완전히 끝나지 않았으며, 이는 지구 생명체에 위협이 될 수 있다.

4.5. 자연 위성

행성 주위를 도는 대부분의 자연 위성은 다음 세 가지 방법 중 하나로 형성되었다.

* 행성 주위 원반에서 생성 (주로 목성, 토성과 같은 가스 행성에 적용).
* 천체끼리 얕은 각도로 충돌, 파편이 뭉쳐 생성.
* 지나가던 천체가 큰 천체의 중력에 포획.

목성과 토성 주위에는 이오, 유로파, 가니메데, 칼리스토, 타이탄 등 큰 위성이 여럿 존재한다. 이들은 행성이 태양 주변에서 생성된 것과 유사하게, 행성 주위 원반에서 태어났다고 여겨진다. 이들은 크고 모행성에 가깝다는 특징이 있는데, 이는 포획이나 충돌 이론으로는 설명하기 어렵다.

가스 행성에서 멀리 떨어진 위성은 작고 궤도가 불규칙한데, 이는 포획된 천체의 특징이다. 이들은 대부분 모행성의 자전 반대 방향으로 공전하며, 이 중 가장 큰 것은 해왕성의 트리톤으로, 카이퍼 벨트에서 포획되었다고 여겨진다.

암석 천체의 위성은 대부분 충돌이나 포획으로 생성되었다. 화성의 데이모스와 포보스는 포획된 소행성으로 보이며, 지구의 달은 거대 충돌 가설에 따라 테이아라는 화성 크기 천체와 충돌하여 생겨났다고 여겨진다. 충돌로 지구 맨틀 일부가 우주로 분출, 파편이 뭉쳐 달이 되었다. 명왕성의 카론도 충돌로 생성되었을 것으로 추정된다. 지구-달 계와 명왕성-카론 계는 위성 질량이 모행성의 1%가 넘는 유이한 사례이다.

5. 미래

천문학자들은 현재 우리가 알고 있는 태양계의 모습은 태양이 주계열 단계를 떠나 헤르츠스프룽-러셀 도표상의 적색 거성 단계로 진입하기 전까지는 크게 변하지 않을 것이라고 예측한다. 그러나 태양계는 태양이 죽음을 맞이하기 전까지 천천히 진화를 계속할 것이다. 태양계는 초기의 모습에서 많이 바뀌었는데, 예를 들어 수성 정도 질량을 가진 천체가 내행성계에 여러 개 있었을 수도 있고, 외행성계는 지금보다 훨씬 더 빽빽하게 천체들이 모여 있었을 수도 있으며, 카이퍼 대는 태양에 훨씬 더 가까이 있었을 수도 있다.

태양은 핵에 있는 수소 연료를 헬륨으로 융합하는 과정을 거의 마칠 때까지 현재 상태를 유지하다가, 진화를 거쳐 헤르츠스프룽-러셀 도표의 적색 거성 단계로 진입할 것이다. 이때 태양은 크게 팽창하여 내행성들을 집어삼킬 정도가 되지만, 목성과 토성을 포함한 외행성들은 집어삼키지 않을 것이다. 이후 태양은 백색왜성 크기로 줄어들고, 외행성들과 그 위성들은 이 작은 태양의 잔해를 계속 공전할 것이다. 이러한 미래의 모습은 백색왜성 MOA-2010-BLG-477L을 공전하는 외계 행성 MOA-2010-BLG-477L b의 발견과 유사할 수 있다.

5.1. 장기적 안정성

태양계는 장기적으로 볼 때 행성 궤도의 변화 가능성이 있다는 점에서 혼돈 상태이다. 해왕성과 명왕성은 3:2 궤도 공명 비율로 태양을 공전하는데, 이 공명 비율이 안정적으로 유지되더라도 현재 기술로는 1천만~2천만 년 후의 궤도는 예측하기 어렵다(이를 랴푸노프 시간이라 한다). 지구 적도경사각도 달과 지구 맨틀의 조석 상호작용으로 15억~45억 년 내 불규칙하게 바뀔 것이다.

태양계 천체들은 다양한 랴푸노프 시간(2백만~2억 3천만 년)을 가지며, 행성 궤도는 시간이 갈수록 혼돈 상태에 가까워진다. 이는 행성 궤도가 궁극적으로 어떻게 될지 예측할 수 없음을 의미한다. 겨울과 여름 시기를 정확히 계산할 수 없는 것과 같다. 일부 행성은 궤도에 갑작스러운 변화가 올 수 있는데, 이심률 변화로 나타난다. 일부 행성 궤도는 더 찌그러지거나 원형에 가깝게 변할 수 있다.

태양계는 앞으로 수십억 년간 행성 이탈이나 충돌 가능성이 없다는 점에서 "사실상 안전한 상태"이다. 그러나 50억 년 내 화성 이심률이 0.2까지 커져 지구와 충돌할 수 있다. 수성 이심률도 커져 금성 궤도 근처까지 접근, 금성 중력에 영향받아 태양계에서 이탈하거나, 금성 또는 지구와 충돌할 수 있다. 수성과 금성이 충돌하면, 금성에 수성 질량을 더한 새 행성이 탄생한다. 수성 궤도 변화로 내행성 궤도가 혼돈 상태에 빠져 화성이나 금성이 지구와 충돌할 수 있다.

5.2. 위성 및 고리

행성-위성계는 조석력에 의해 진화한다. 위성은 모행성에 조석 팽대부를 형성하는데, 만약 위성이 모행성의 자전 방향과 같은 방향으로 공전하고 행성의 자전 속도가 위성의 공전 속도보다 빠르면 행성의 각운동량이 위성으로 이동한다. 위성은 에너지를 얻어 점차 행성으로부터 멀어지고, 행성의 자전 속도는 느려진다. 지구와 달이 대표적인 예시이며, 목성의 갈릴레이 위성과 토성의 거대 위성 대부분도 이에 해당한다.

반대로 위성이 모행성의 자전 속도보다 빠르게 공전하거나 행성의 자전 방향과 반대로 공전하면, 위성은 행성 쪽으로 끌려가 조석 가속에 의해 결국 조석력으로 산산조각 나거나 행성과 충돌한다. 화성의 위성 포보스(3천만~5천만 년 내), 해왕성의 위성 트리톤(36억 년 내), 목성의 위성 메티스와 아드라스테아 등이 이러한 운명을 맞을 것으로 예상된다.

행성과 위성이 서로 조석적으로 고정된 경우에는 각운동량 이동이 일어나지 않아 공전 주기는 변하지 않는다. 명왕성과 카론이 대표적인 예이다.

카시니-하위헌스 탐사선의 조사 이전까지는 토성의 고리가 그 나이가 젊고 오래 유지되지 못할 것으로 예상되었으나, 탐사 결과 반복적으로 깨지고 뭉쳐지는 얼음 덩어리들로 인해 고리 물질이 신선하게 유지되고 있음이 밝혀졌다. 토성의 고리는 다른 가스 행성의 고리에 비해 질량이 크며, 45억 년 전부터 존재해 왔고 앞으로도 수십억 년간 유지될 가능성이 크다.

5.3. 태양의 진화 및 행성 환경

먼 미래에 태양이 진화하면서 태양계에는 큰 변화가 일어날 것이다. 태양은 10억 년마다 11%씩 밝아진다. 지금으로부터 10억 년 후 태양 복사량이 증가하여 지구 표면 온도가 너무 높아져 생명체가 살 수 없게 된다. 이때 육상 생명체는 전멸하고, 깊은 바다 속에 사는 생명체만 남게 된다. 바닷물이 증발하면서 발생하는 온실 효과는 지표면 온도 상승을 가속화하여 지구의 모든 생명체가 결국 죽게 만든다. 35억 년 후 지구의 표면은 지금의 금성과 비슷해질 것이다.

약 64억 년 후, 태양 중심핵에 있던 모든 수소 연료는 헬륨으로 바뀌고, 중심핵은 수축하기 시작한다. 중심핵 바깥쪽 온도가 수소를 태울 정도로 높아지면서 태양 외곽층은 크게 팽창하여 적색 거성 단계에 접어든다. 76억 년 후 태양 외곽층은 지금 태양 반지름의 256배(1.2천문단위)까지 팽창하고, 표면 온도는 2,600,000까지 내려가며, 밝기는 지금의 2700배까지 올라간다. 태양은 적색 거성 단계에서 항성풍 형태로 원래 질량의 10분의 1을 날려 보낸다. 이때 명왕성과 카이퍼벨트의 얼음이 녹아 생물권은 50AU까지 밀려난다.

태양이 팽창하면서 수성과 금성은 태양에 흡수될 가능성이 크다. 지구의 운명은 불확실하지만, 태양 외포층의 로슈 한계 내에 있어 태양에 먹힐 가능성도 제기된다.

태양 중심핵 바깥쪽에서 연소한 수소는 중심핵 질량을 현재 태양 질량의 45%까지 증가시킨다. 이후 헬륨 연소로 탄소가 생성되는 단계로 넘어가 헬륨 섬광 현상이 발생한다. 태양 반지름은 현재의 11배 수준으로 줄고, 밝기는 54배, 표면 온도는 4,770,000까지 올라간다. 이후 1억 년 동안 중심부에서 헬륨을 태우는 수평가지 단계가 지속된다.

마침내 항성은 다시 바깥쪽 층으로 연료를 태우는 장소를 옮기면서 점근 거성 가지 단계로 진입한다. 태양 밝기는 현재의 5000배까지 밝아지고 표면 온도는 3,000,000까지 내려간다. 이 단계는 약 3천만 년 동안 지속하고 이후 10만 년에 걸쳐 태양 외곽층은 행성상 성운을 형성하며 떨어져 나간다. 이때 핵융합 작용으로 만든 헬륨과 탄소는 성간 물질이 되어 다음 세대 별들의 재료가 된다. 두 번째 적색거성 시기에 태양은 30%의 질량을 잃고 백색왜성으로 진화한다.

태양은 질량이 작아 초신성이 되지 못하고, 태양풍은 지구를 소멸시킬 정도로 강력하지 않다. 하지만 태양 질량 감소로 살아남은 행성 궤도는 혼란에 빠져 충돌하거나 조석 상호 작용으로 산산조각 날 수 있다. 결국 태양은 백색 왜성이 되는데, 질량은 원래 태양의 62% 정도이나 부피는 지구와 비슷할 정도로 밀도가 매우 높다. 백색 왜성은 처음에는 지금의 태양보다 150배 더 밝지만, 서서히 식으면서 어두워진다.

태양이 죽어가면서 행성, 혜성, 소행성에 미치는 중력은 약해지고, 살아남은 행성 궤도는 현재보다 뒤로 물러난다. 하지만 내행성은 이미 태양이 삼켜버렸기 때문에 가장 가까운 행성은 목성일 것이다. 모든 행성은 어둡고 얼어붙은 채 태양 주위를 계속 돌지만, 공전 궤도가 커져 공전 속도는 느려진다. 20억 년 후 태양 표면 온도가 6,000,000~8,000,000까지 냉각되면 태양 중심핵의 탄소 및 산소가 결정체 구조로 된다. 수십억 년 후 태양은 빛을 내지 않는 흑색 왜성이 되어 사라진다.

6. 은하 간 상호 작용

태양계는 우리 은하 중심에서 약 3만 광년 떨어진 곳을 원형 궤도로 공전하고 있으며, 공전 속도는 초속 220킬로미터이다. 태양계가 은하 중심부를 한 바퀴 도는 데 걸리는 시간(은하년)은 약 2억 2천만~2억 5천만 년이다. 과학자들은 태양계의 은하 공전 경로가 대량 절멸의 원인 중 하나라고 추정한다. 태양이 은하면에 대해 위아래로 흔들리면서 주기적으로 은하면을 통과하는데, 이때 은하 조석의 영향으로 오르트 구름 내 혜성 플럭스가 증가하여 충돌 가능성이 높아진다는 가설이 있다. 그러나 다른 과학자들은 태양의 현재 위치와 최근 대량 절멸 시기를 고려할 때, 태양의 수직 위치보다는 은하의 나선팔 통과가 대량 절멸의 원인이라고 주장한다. 나선팔에는 분자 구름과 청색 거성이 많아 중력 교란 및 초신성 폭발을 일으킬 가능성이 높다.

안드로메다 은하는 초속 120킬로미터로 우리 은하에 접근하고 있으며, 약 24억 년 후 두 은하는 충돌할 것으로 예상된다. 이때 조석력으로 양측 은하의 나선팔이 변형되고, 태양계가 우리 은하에서 튕겨 나갈 가능성은 12%, 안드로메다 은하에 편입될 가능성은 3%로 예측된다. 두 은하의 초대질량 블랙홀이 합쳐지면 태양계 이탈 가능성은 30%까지 상승한다. 약 30억 년 후 두 은하는 완전히 합쳐져 거대한 타원 은하가 되고, 폭발적 항성생성 현상과 활동 은하로의 변화가 예상된다. 이러한 상호 작용은 태양계를 은하 바깥쪽 은하 헤일로로 이동시켜 복사 에너지의 영향을 덜 받게 할 수 있다.

두 은하 충돌 시 행성 궤도가 엉망이 된다는 것은 잘못된 생각이며, 별 사이 거리가 멀어 태양계에 미치는 영향은 무시해도 좋을 정도이다. 그러나 시간이 흐르면서 항성과의 만남으로 행성 궤도가 엉망이 될 가능성은 있으며, 계산에 따르면 10¹⁵년(1천조 년) 후 발생할 수 있다고 한다.

7. 연대표

방사능 연대 측정을 통해 태양계의 시간 틀을 추정할 수 있다. 과학자들은 태양계의 나이를 약 46억 년으로 추정한다. 지구에서 발견된 가장 오래된 암석은 약 44억 년 전의 것이다. 지구 표면은 풍화 작용, 화산 활동, 판 구조론에 의해 끊임없이 변화하기 때문에 이렇게 오래된 암석은 드물다. 따라서 과학자들은 태양 성운이 압축될 당시 생성된 운석을 이용하여 태양계의 나이를 측정한다. 거의 모든 운석(예: 캐넌 디아블로 운석)의 나이가 46억 년으로 측정되므로, 태양계의 나이 역시 최소한 그 정도는 될 것으로 추정된다.

다른 별 주위의 원반에 대한 연구도 태양계 형성 시기를 추정하는 데 많은 도움을 주었다. 1백만 년에서 3백만 년 사이인 별들은 가스가 풍부한 원반을 가지고 있는 반면, 1천만 년 이상 된 별 주위의 원반에는 가스가 거의 없거나 아예 없다. 이는 1천만 년 이상 된 별 주위에서는 행성 생성이 거의 끝났음을 의미한다.

다음은 태양계 진화의 주요 사건들을 나타낸 표이다.