Diferenças entre edições de "Sistema Solar"

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As teorias que buscam explicar como ocorreu a [[Formação e evolução do Sistema Solar|formação do Sistema Solar]] começaram a surgir no {{séc|XVI|x}}, a partir da observação mais acurada do movimento dos corpos. Ao longo do tempo, algumas dessas hipóteses foram ganhando importância. [[René Descartes|Descartes]], por exemplo, sugeriu que o Sol e os planetas surgiram a partir de um vórtice existente no universo primordial. A teoria da captura dos [[protoplaneta]]s, por seu lado, sugere que estes corpos coalesceram de uma nuvem molecular e, posteriormente, foram capturados pela gravidade do recém-formado Sol, juntaram-se e formaram os planetas. Uma variante deste conceito propõe que os protoplanetas foram capturados pelo Sol a uma estrela de baixa densidade que passou nas proximidades.<ref name="origem" />
 
[[Pierre Simon Laplace|Laplace]] foi o responsável por desenvolver a hipótese de que o Sol teria se formado a partir de uma nuvem que girava e se contraía e, ao seu redor, os restantes materiais se condensaram nos demais corpos. Essa teoria, comumente referida como [[hipótese nebular]], passou por algumas adaptações e se tornou a mais aceita no meio científico, especialmente após observações recentes da composição de meteoritos, que conservam características do período em que se formaram, nos primórdios do Sistema Solar.<ref name="origem">{{citar web|url=http://genesismission.jpl.nasa.gov/educate/diffangle/exploringorigins/pdf/OofSS-StudentText.pdf|título=The Origins of our Solar System|acessodata=20 de julho de 2013|autor=[[NASA]]|formato=PDF|publicado=Genesis Mission - Jet Propulsory Lab|língua=Inglês|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6IGSgf5ME?url=http://genesismission.jpl.nasa.gov/educate/diffangle/exploringorigins/pdf/OofSS-StudentText.pdf|arquivodata=20 de julho de 2013-07-20|urlmorta=no}}</ref><ref>{{Harvnb|Woolfson|2000|p=143-155}}</ref>
 
=== Protoestrela ===
{{VT|Lista de planetas}}
[[Imagem:Moons of the Solar System.jpg|thumb|Montagem dos maiores satélites naturais e a Terra em escala.]]
O Sistema Solar é constituído essencialmente pelo Sol e pelo conjunto de corpos que estão sob influência de seu [[campo gravitacional]]. Dentre estes, os [[Lista de planetas|oito]] [[planeta]]s são os componentes mais massivos do sistema, divididos em [[Planeta telúrico|planetas telúricos]] (os quatro menores e mais próximos do Sol, predominantemente rochosos) e [[Planeta gasoso|gigantes gasosos]] (os quatro maiores e mais afastados do Sol). A maior parte exerce força gravitacional suficiente para manter uma camada de gases ao seu redor, ou seja, possuem [[atmosfera]], e também [[satélite natural|satélites naturais]] orbitando-os. Enquanto a Terra e Marte apresentam somente um e dois satélites naturais respectivamente, os gigantes gasosos possuem dezenas cada um, nas mais variadas formas, composições e tamanhos. Existem ainda cinco corpos que, de acordo com os padrões da [[União Astronômica Internacional]], se enquadram na categoria de [[Planeta anão|planetas anões]] e que, na sua maioria, também exibem satélites naturais. Vários asteroides se fazem igualmente acompanhar por [[Satélite de asteroide|pequenas luas]].<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=SolarSys&Display=Sats|arquivourl=http://www.webcitation.org/6IWjB4Alj|arquivodata=31 de julho de 2013|título=Moons|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=31 de julho de 2013}}</ref> Os quatro planetas gigantes possuem, ainda, sistemas de [[anel planetário|anéis planetários]], formados essencialmente por partículas de gelo e poeira com dimensões máximas de alguns centímetros, que orbitam o planeta no plano de seu [[equador]].<ref>{{Harvnb|Miner|2007|p=1-20}}</ref> Espalhados por toda extensão do Sistema Solar existem milhares de corpos menores, como [[asteroide]]s e [[cometa]]s, além da poeira interplanetária e de matéria proveniente do Sol que permeiam o espaço entre os corpos.<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=1-20}}</ref><ref>{{Harvnb|Encrenaz|2004|p=1,2}}</ref><ref>{{citar web|url=http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/solar_system_level1/planets.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6Dtdq9kOb?url=http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/solar_system_level2/planets.html|arquivodata=23 de janeiro de 2013-01-23|título=Os planetas e os planetas anões|autor=Star Child|publicado=[[NASA]]|acessodata=23 de janeiro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref>
 
=== Sol ===
{{AP|Planeta telúrico}}
[[Imagem:Telluric planets size comparison.jpg|thumb|Comparação de tamanho entre os planetas telúricos.]]
Os quatro planetas mais próximos do Sol constituem o grupo dos planetas telúricos e têm como características comuns a presença de [[crosta]]s sólidas formadas sobretudo por [[silicato]]s, além de núcleos cuja composição possui elevada porcentagem de [[ferro]]. Durante o período de formação planetária, a ausência de gelo na região mais interior do sistema e a massa modesta desses corpos não favoreceram a retenção de gases da nebulosa solar, razão pela qual são essencialmente [[Rocha|rochosos]]. Nenhum apresenta um sistema de anéis planetários e somente a Terra e Marte possuem satélites naturais. Mercúrio tem uma atmosfera extremamente rarefeita, em contraste com a espessa camada de gases que envolve o planeta Vênus. A atmosfera terrestre, por sua vez, possui uma composição peculiar devido à presença de seres vivos que com ela interagem, transformando-a, enquanto a de Marte mostra-se bastante rarefeita, embora seja provável que outrora tenha sido espessa o suficiente para garantir a presença de água em estado líquido.<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=8 a 10}}</ref><ref name="planets inner outer">{{citar web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/basics/bsf1-2.php|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2Xbq00y?url=http://www2.jpl.nasa.gov/basics/bsf1-2.php|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Chapter 1. The Solar System|autor=[[Instituto de Tecnologia da Califórnia]]|publicado=[[NASA]]|língua=Inglês|acessodata=29 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
==== Mercúrio ====
{{VT|Planeta gasoso}}
[[Imagem:Size planets comparison.jpg|thumb|Os oito planetas do Sistema Solar em escala.]]
Os quatro maiores e mais afastados planetas do Sistema Solar formam o grupo dos [[Planeta gasoso|gigantes gasosos]], todos com dimensões consideravelmente superiores às da Terra. Seu tamanho e constituição distinguem-nos dos telúricos, pelo que também recebem a denominação de planetas jovianos, em alusão ao maior componente deste conjunto, Júpiter (ou [[Júpiter (mitologia)|Jovis]]).<ref>{{Citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=180|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6KhxWRBAc?url=http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?IM_ID=180|arquivodata=28 de outubro de 2013-10-28|título=Gas Planet Sizes|publicado=[[NASA]] Solar System Exploration|acessodata=28 de outubro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=yes}}</ref> Formados principalmente por hidrogênio e hélio além de uma pequena fração de elementos mais pesados, possuem baixa [[densidade]]. Apesar de estarem afastados do Sol, o calor irradiado de seus interiores aliado a sua composição gasosa faz com que suas atmosferas sejam extremamente espessas e turbulentas, não existindo uma superfície definida em tais corpos. Também possuem em comum um núcleo rochoso, possivelmente com dimensões comparáveis ao da Terra, que seria o componente original dos planetas antes da absorção de gases e gelo durante sua formação. Todos eles apresentam igualmente numerosos satélites naturais e sistemas de anéis, além de campos magnéticos. Os dois mais distantes do Sol, Urano e Netuno, são por vezes denominados gigantes de gelo, dada a sua composição diferenciada em relação aos outros planetas gasosos.<ref name="planets inner outer"/><ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=10, 11}}</ref>
 
==== Júpiter ====
{{AP|Planeta anão}}
[[Imagem:PIA19562-Ceres-DwarfPlanet-Dawn-RC3-image19-20150506.jpg|thumb|esquerda|Ceres fotografado pela [[Sonda espacial|sonda]] [[Dawn (sonda espacial)|Dawn]].]]
Desde que foi encontrado em 1930, Plutão permaneceu sendo o nono planeta do Sistema Solar, até que a descoberta em 2005 de um novo corpo celeste, posteriormente denominado [[Éris (planeta anão)|Éris]], de dimensões semelhantes, colocou em xeque a definição do que de fato seria um planeta. As [[Redefinição do termo planeta em 2006|discussões prosseguiram até o ano seguinte]], quando decidiu-se criar uma categoria distinta para esses corpos, maiores que asteroides, mas substancialmente menores que os demais planetas. Passaram a partir de então a ser denominados [[Planeta anão|planetas anões]] e caracterizam-se por, embora sejam esféricos como um planeta, suas dimensões reduzidas tornarem-nos incapazes de varrer sua órbita, ou seja, sua força gravitacional não é suficiente para atrair corpos menores nas proximidades.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwarf|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6Ied4qbJw?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwarf|arquivodata=5 de agosto de 2013-08-05|título=Dwarf planets: Overview|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=25 de janeiro de 2013|urlmorta=yes}}</ref> Atualmente encontram-se nessa categoria cinco corpos celestes,<ref group="nota">Alguns cientistas consideram outros corpos do Cinturão de Kuiper como planetas anões. A [[União Astronômica Internacional]], contudo, reconhece atualmente somente cinco planetas anões.</ref> dentre os quais apenas um se localiza entre as órbitas de Marte e Júpiter (Ceres), enquanto os demais se encontram próximos ou além da órbita de Netuno, sendo que estes últimos recebem a denominação particular de [[plutino]]s em alusão à importância histórica do antigo planeta.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwarf&Display=Sats|arquivourl=http://www.webcitation.org/6IedVAImO|arquivodata=5 de agosto de 2013|título=List of dwarf planets|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=25 de janeiro de 2013}}</ref>
 
O menor planeta anão e também o mais próximo do Sol, [[Ceres (planeta anão)|Ceres]], situa-se entre as órbitas de Marte e Júpiter, numa região povoada por inúmeros corpos menores denominada Cinturão de Asteroides. Com um formato aproximadamente esférico, Ceres é visto como um planeta embrionário que não atingiu porte suficiente devido provavelmente à influência gravitacional de Júpiter. Possivelmente abriga consideráveis quantidades de água sob a forma de gelo, num manto que envolve seu núcleo denso e rochoso.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_Ceres|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6IefK1He1?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_Ceres|arquivodata=5 de agosto de 2013-08-05|título=List of dwarf planets|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=5 de agosto de 2013|urlmorta=yes}}</ref>
[[Ficheiro:Pluto by LORRI and Ralph, 13 July 2015.jpg|thumb|Plutão fotografado pela [[Sonda espacial|sonda]] [[New Horizons]].]]
Com aproximadamente dois terços do diâmetro da Lua, pensa-se atualmente que Plutão seja formado por um núcleo rochoso cercado por uma espessa camada de gelo. Sua órbita excêntrica faz com que, durante um período de vinte anos, o planeta anão fique mais próximo do Sol que Netuno, sendo então possível a formação de uma tênue e temporária atmosfera resultante da vaporização de compostos anteriormente em estado sólido. [[Caronte (satélite)|Caronte]], a maior das [[Satélites de Plutão|suas cinco luas]], possui quase metade do tamanho de Plutão, o que leva alguns cientistas a considerarem [[Plutão-Caronte|os dois corpos]] como um [[Planeta duplo|sistema duplo]] em vez de planeta anão e satélite.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Pluto&Display=OverviewLong|arquivourl=http://www.webcitation.org/6E85Ui5M9|arquivodata=2 de fevereiro de 2013|título=Pluto|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=2 de fevereiro de 2013}}</ref>
 
[[Éris (planeta anão)|Éris]] possui dimensões ligeiramente menores que as de Plutão<ref group="nota">Embora o debate sobre a definição de planeta tenha surgido porque Éris aparentava ser maior que Plutão, medidas mais acuradas mostram que Plutão é maior que Éris.</ref> e provavelmente a mesma composição. Originalmente apelidado de Xena, o planeta anão leva mais de quinhentos anos para completar seu período de translação e tem uma pequena lua, [[Disnomia (satélite)|Disnomia]].<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_Eris|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E868pmuJ?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_Eris|arquivodata=2 de fevereiro de 2013-02-02|título=Eris|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=2 de fevereiro de 2013|urlmorta=yes}}</ref> [[Makemake]], menor que Éris, contém metano e etano em sua superfície, além de uma coloração avermelhada atribuída à interação desses compostos com a radiação ultravioleta do Sol.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_MakeMake|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E86YxSiE?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_MakeMake|arquivodata=2 de fevereiro de 2013-02-02|título=Makemake|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=2 de fevereiro de 2013|urlmorta=yes}}</ref> E, por fim, [[Haumea]], um planeta anão de tamanho semelhante ao de Plutão, possui um dos mais curtos períodos de rotação do Sistema Solar (menos de quatro horas), o que provocou um alongamento do seu formato, dando-lhe uma aparência similar a uma [[bola de futebol americano]]; possui [[Satélites de Haumea|dois satélites naturais]], [[Namaka]] e [[Hiʻiaka]].<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_Haumea|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E87EY6tu?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwa_Haumea|arquivodata=2 de fevereiro de 2013-02-02|título=Haumea|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=2 de fevereiro de 2013|urlmorta=yes}}</ref>
 
=== Corpos menores ===
{{AP|Corpo menor do sistema solar}}
Por definição da [[União Astronômica Internacional]], todos os corpos que não se enquadram na categoria de [[planeta]]s ou de planetas anões, com exceção dos [[satélites naturais]], devem ser referidos como [[Corpo menor do Sistema Solar|corpos menores do Sistema Solar]].<ref name="iau">{{citar web|url=http://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf|título=Resolução B5 - Definição de planeta no Sistema Solar|autor=[[União Astronômica Internacional]]|língua=Inglês|acessodata=1 de fevereiro de 2013}}</ref> Nesta classificação enquadram-se, portanto, os asteroides (concentrados sobretudo na região entre as órbitas de Marte e Júpiter), os fragmentos de gelo situados além da órbita de Netuno e os cometas, além dos incontáveis meteoroides e partículas de poeira que permeiam o espaço interplanetário.<ref>{{citar web|url=http://nineplanets.org/smallbodies.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EFmkSIsj?url=http://nineplanets.org/smallbodies.html|arquivodata=7 de fevereiro de 2013-02-07|título=Small Solar System Bodies|autor=Nineplanets.org|língua=Inglês|acessodata=7 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
==== Asteroides ====
Considerados fragmentos remanescentes da formação do Sistema Solar, os [[asteroides]] são corpos rochosos de formato irregular cujas dimensões variam de alguns metros a algumas centenas de quilômetros de diâmetro. Apesar de estarem catalogados mais de meio milhão desses objetos, acredita-se que o número real seja muito maior, embora se estime que a massa agregada de todos eles seja inferior à da Lua. De acordo com modelos computacionais, a gravidade de Júpiter não permitiu que a matéria presente entre sua órbita e a de Marte se aglomerasse e formasse um novo planeta na região, pelo que permaneceu fragmentada e circunscrita numa zona denominada [[Cinturão de Asteroides]]. Dentre seus componentes, mais de 150 possuem satélites naturais conhecidos ou formam [[Sistema binário (astronomia)|sistemas binários]]. Logo após o planeta anão Ceres, [[4 Vesta|Vesta]] é o maior asteroide do Sistema Solar, com um diâmetro aproximado de 530 quilômetros.<ref name="asteroids"/> A gravidade de Júpiter não só não permite que a distribuição de asteroides no cinturão seja uniforme, originando espaços relativamente vazios denominados [[Lacunas de Kirkwood]],<ref name="jpl nasa"/> como também ocasionalmente altera a órbita de alguns desses corpos, direcionando-os para o interior do Sistema Solar. Colisões de asteroides com a Terra foram responsáveis por significativas alterações na história geológica e na [[Evolução|evolução da vida]] em nosso planeta.<ref name="asteroids">{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Asteroids&Display=OverviewLong|arquivourl=http://www.webcitation.org/6Dvv18NN7|arquivodata=25 de janeiro de 2013|título=Asteroids|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|língua=Inglês|acessodata=25 de janeiro de 2013}}</ref>
 
Certos grupos de asteroides compartilham a mesma órbita com um planeta, localizando-se sempre 60° à frente ou atrás nos respectivos [[pontos de Lagrange]]<ref group="nota">Os pontos de Lagrange são cinco lugares onde a gravidade de um planeta e a do Sol possuem a mesma força. Contudo, somente os pontos L<sub>4</sub> e L<sub>5</sub> (60° à frente e atrás de um planeta em relação a sua órbita) são estáveis, razão pela qual os asteroides troianos ocupam essa posição.</ref> deste, formando seu grupo de [[Troiano (astronomia)|troianos]]. Na órbita de Júpiter se encontra o mais expressivo [[Asteroides troianos de Júpiter|grupo conhecido]], com mais de seiscentos mil componentes (de extensão superior a um quilômetro) descobertos.<ref>{{citar web|url=http://www.lpi.usra.edu/decadal/sbag/topical_wp/AndrewSRivkin-trojans.pdf|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E7AW85Mo?url=http://www.lpi.usra.edu/decadal/sbag/topical_wp/AndrewSRivkin-trojans.pdf|arquivodata=1 de fevereiro de 2013-02-01|título=The Trojan Asteroids: keys to many locks|autor=Small bodies Assement Group|publicado=Lunar and Planetary Institute|acessodata=1 de fevereiro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref> [[Troiano de Netuno|Netuno]], [[Troiano de Urano|Urano]], [[Troiano de Marte|Marte]], [[Troiano da Terra|Terra]] e [[Troiano de Vênus|Vênus]] também possuem troianos. O primeiro [[troiano da Terra]], designado de {{mpl|2010 TK|7}}, foi descoberto recentemente</sub>.<ref name="jpl nasa"/><ref>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110727vid.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E7ApHqA0?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/WISE/news/wise20110727vid.html|arquivodata=1 de fevereiro de 2013-02-01|título=Trojan Asteroid Shares Orbit With Earth|autor=[[NASA]]|data=27 de julho de 2011|língua=Inglês|acessodata=1 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> Entre as órbitas de Júpiter e Netuno existem, ainda, asteroides de outra classe particular cujos componentes se denominam [[Centauro (astronomia)|Centauros]], que são oriundos da ejeção dos objetos do Cinturão de Kuiper durante a migração planetária. Contudo, ficam nessa região por um tempo relativamente curto, pois suas órbitas ou são alteradas pela gravidade dos planetas gigantes ou colidem com eles.<ref>{{citar web|url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3001.pdf|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E7BYquWM?url=http://www.lpi.usra.edu/books/AsteroidsIII/pdf/3001.pdf|arquivodata=1 de fevereiro de 2013-02-01|título=Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids|autor=M. A. Barucci et al.|publicado=Lunar and Planetary Institute|acessodata=1 de fevereiro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref>
 
Alguns dos asteroides que se encontram na zona mais interior do Sistema Solar, aquém do Cinturão de Asteroides, constituem o grupo dos [[NEO|Objetos Próximos da Terra]] (''NEO'', sigla de ''Near Earth Objects''), que, como o próprio nome indica, são asteroides cuja órbita aproxima-se substancialmente do nosso planeta. Formalmente os NEO são definidos como corpos cujo [[periélio]] ocorre a menos de 1,3 unidade astronômica, e são divididos em classes de acordo com suas características orbitais. O primeiro destes objetos a ser descoberto foi o [[433 Eros|asteroide Eros]], que possui cerca de 33 quilômetros de comprimento. Entretanto, 9 567 objetos já haviam sido catalogados, até fevereiro de 2013, nas vizinhanças da órbita terrestre.<ref name="jpl nasa"/><ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=283}}</ref><ref>{{citar web|url=http://neo.jpl.nasa.gov/neo/groups.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E7883ji8?url=http://neo.jpl.nasa.gov/neo/groups.html|arquivodata=1 de fevereiro de 2013-02-01|título=NEO|autor=Near Earth Object Program|publicado=[[NASA]]|língua=Inglês|acessodata=1 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref><ref name="neos">{{citar web|url=http://neo.jpl.nasa.gov/stats/|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E78eBRur?url=http://neo.jpl.nasa.gov/stats/|arquivodata=1 de fevereiro de 2013-02-01|título=NEAR-EARTH ASTEROID DISCOVERY STATISTICS|autor=Near Earth Object Program|publicado=[[NASA]]|língua=Inglês|acessodata=1 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
É provável que o [[Extinção Cretáceo-Paleogeno|evento]] de [[extinção em massa]] dos [[dinossauro]]s ocorrido há 65 milhões de anos tenha sido causado pelo impacto de um asteroide com cerca de dez quilômetros de extensão, criando uma [[Cratera de Chicxulub|imensa cratera]], o que evidencia o elevado poder de destruição de tais [[Evento de impacto|eventos de impacto]].<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=285}}</ref> Em fevereiro de 2013 existiam 1 376 corpos referenciados por apresentarem um possível, embora extremamente remoto, risco de colisão com a Terra.<ref name="neos"/> Em consequência desta possibilidade diversos programas de observação, como o [[Lincoln Near-Earth Asteroid Research]], o [[Near Earth Asteroid Tracking]] e o [[Lowell Observatory Near-Earth-Object Search]], entre outros, fazem o monitoramento constante do céu, permitindo a descoberta de diversos corpos que possam representar uma ameaça. Para estimar a probabilidade de colisão foi criada a [[Escala de Turim]], que varia de 0 a 10, onde o menor valor qualifica o risco como insignificante, enquanto o valor máximo representa uma colisão iminente com consequências globais.<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=286 a 291}}</ref> No entanto, os asteroides nas proximidades também podem ser o primeiro alvo para exploração de [[minério]]s fora da Terra, já que, segundo pesquisas, possuem uma considerável quantidade de [[ouro]], [[platina]] e [[Metal precioso|outros metais raros]] em sua composição.<ref>{{citar web|url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21144769|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6ES5P8Jbq?url=http://www.bbc.co.uk/news/science-environment-21144769|arquivodata=15 de fevereiro de 2013-02-15|título=New venture 'to mine asteroids'|autor=Paul Rincon|publicado=[[BBC News]]|data=22 de janeiro de 2013|acessodata=15 de fevereiro de 2013|língua=inglês|urlmorta=no}}</ref>
 
==== Objetos transnetunianos ====
[[Imagem:Perseiden Meteor (2009).jpg|thumb|Meteoro (ou estrela cadente) pertencente à [[chuva de meteoros]] [[Perseidas]] cruzando o céu. Note a coloração da luz emitida pela combustão.]]
Permeando o [[Meio interplanetário|espaço interplanetário]] existem minúsculas partículas de poeira e numerosos corpos de dimensões consideravelmente menores que asteroides, denominados [[meteoroide]]s. Frequentemente penetram na atmosfera terrestre com enorme velocidade (dezenas de quilômetros por segundo), provocando sua combustão e vaporização mas não atingindo, na maioria das vezes, a superfície de nosso planeta, caracterizando um [[meteoro]] ou, na cultura popular, estrela cadente, já que ao entrar na atmosfera deixa um intenso rastro luminoso. Esse fenômeno ocorre com relativa frequência, sendo que toda noite é possível avistar alguns meteoros. Esporadicamente a Terra intercepta regiões do espaço onde cometas e asteroides que por ali passaram deixaram uma trilha de detritos, ocasionando um surto de atividade denominado [[chuva de meteoros]], durante a qual se podem contabilizar centenas ou até mesmo, em certos casos, milhares de meteoros por hora.
<ref name="jpl nasa">{{citar web|url=http://www2.jpl.nasa.gov/basics/bsf1-3.php|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2XKNrRC?url=http://www2.jpl.nasa.gov/basics/bsf1-3.php|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Chapter 1. The Solar System|autor=[[Instituto de Tecnologia da Califórnia]]|publicado=[[NASA]]|língua=Inglês|acessodata=29 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> Grãos de poeira dispersos por todo o Sistema Solar produzem, ainda, um fenômeno conhecido como [[luz zodiacal]], no qual a enorme quantidade dessas partículas minúsculas [[dispersão (óptica)|dispersa a luz do Sol]], formando uma zona de luminosidade visível no céu ao longo do plano de órbita dos planetas, observável antes da alvorada ou após o crepúsculo.<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=621}}</ref>
 
Alguns meteoroides mais densos ou de maiores dimensões eventualmente conseguem atravessar a atmosfera, mesmo que fragmentados durante o processo, e chegar à superfície terrestre, passando a ser denominados [[meteoritos]]. Sua origem pode ser diversa, derivando de cometas, asteroides ou até mesmo de Marte ou da Lua.<ref group="nota"> Os meteoritos provenientes de outros objetos celestes geralmente são destroços resultantes de um impacto forte o suficiente para ejetar material da superfície de determinado corpo que, eventualmente, caem na superfície terrestre. Tais eventos ocorreram principalmente durante o conturbado período de formação do Sistema Solar e no Intenso Bombardeio Tardio.</ref> São classificados segundo quatro categorias principais, de acordo com sua estrutura e composição: [[condrito]]s (mais comuns), [[acondrito]]s, [[Siderito|ferrosos]] e [[Meteorito ferroso-rochoso|ferrosos-rochosos]].<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=251-257}}</ref> Um caso importante aconteceu na [[Rússia]] em 1908, quando um meteoroide causou uma imensa explosão sobre a [[Sibéria]], no que ficou conhecido como [[evento de Tunguska]], e provocou efeitos percebidos em várias partes do mundo.<ref>{{citar web|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/30jun_tunguska/|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6KlBLSaa7?url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/30jun_tunguska/|arquivodata=30 de outubro de 2013-10-30|título=The Tunguska impact 100 years later|publicado=[[NASA]]|data=30 de junho de 2008|acessodata=30 de outubro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref> A queda de meteoroides em áreas povoadas é um evento extremamente raro. Contudo, um caso notável aconteceu também na Rússia em 15 de fevereiro de 2013, quando uma [[Meteoro de Cheliabinsk|imensa bola de fogo]] cruzou o céu no sul do país e fragmentos atingiram o solo próximo à cidade de [[Cheliabinsk]], onde as ondas de choque provocadas pela explosão quebraram os vidros das janelas e sacudiram os prédios, deixando centenas de feridos.<ref>{{citar web|url=http://www.bbc.co.uk/news/world-europe-21468116|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6ES6TDCrF?url=http://www.bbc.co.uk/news/world-europe-21468116|arquivodata=15 de fevereiro de 2013-02-15|título=Meteor strike injures hundreds in central Russia|publicado=[[BBC News]]|data=15 de fevereiro de 2013|acessodata=15 de fevereiro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref>
 
== Dinâmica ==
{{Anexo|Lista de planetas e planetas anões do Sistema Solar}}
Todos os planetas e demais corpos do Sistema Solar estão sob o domínio gravitacional do astro central, o Sol, razão pela qual descrevem uma [[órbita]] ao seu redor cujo formato é praticamente [[elipse|elíptico]], conforme enunciado pelas [[Leis de Kepler|três leis do movimento planetário]] de [[Johannes Kepler|Kepler]].<ref>{{Harvnb|Serway|2008|p=372-374}}</ref> Uma grandeza denominada [[excentricidade orbital|excentricidade]] define a configuração dessa elipse, que se apresenta mais achatada quando seu valor se aproxima de um (como acontece na órbita da maior parte dos cometas), ou praticamente circular quando tal número tende a zero (como é o caso da maior parte das órbitas dos planetas). Uma vez que o Sol se localiza em um dos focos dessa elipse, existe um ponto onde ocorre a máxima aproximação do corpo à estrela, o [[periélio]], e outro oposto, em que atinge a máxima distância ao Sol, o [[afélio]]. Boa parte dos corpos do Sistema Solar, especialmente os planetas, orbita próximo a um mesmo plano denominado [[eclíptica]], definido pelo [[Plano orbital|plano de órbita]] da Terra, o qual se utiliza a princípio como referência para a [[inclinação|inclinação orbital]] dos demais corpos. É importante notar ainda que, de acordo com a terceira lei de Kepler, o [[período (física)|período]] de translação de um objeto é inversamente proporcional à distância deste objeto ao Sol, ou seja, quanto mais afastada é sua órbita, mais tempo leva para completar sua trajetória.<ref group="nota">Em termos matemáticos, a terceira lei de Kepler é descrita da seguinte forma: <math>\frac{P_{1}^2}{P_{2}^2}= \frac{a_{1}^3} {a_{2}^3} </math>, onde <math>{P}</math> é o período orbital e <math>{a}</math> é o semieixo maior da órbita.</ref> Tal fato é uma consequência direta da [[lei da gravitação universal]] de [[Isaac Newton|Newton]], que afirma que a força de atração do Sol é inversamente proporcional ao quadrado da distância, o que implica também na maior [[Velocidade orbital|velocidade]] do corpo durante o periélio e o contrário no afélio.<ref group="nota" name="gravitação">A lei da gravitação universal, em termos matemáticos, pode ser descrita da seguinte forma:<math>F = G \frac{m_1 m_2}{d^2}\ </math>,em que <math>m_1</math> e <math>m_2</math> são as massas dos dois corpos, <math>d</math> é a distância entre seus centros e <math>G</math> é a [[constante gravitacional]].</ref><ref>{{Harvnb|Nicolson|1999|p=51}}</ref> A unidade mais conveniente utilizada para medir as distâncias entre os corpos do Sistema Solar é a [[unidade astronômica]], correspondente à medida do [[semieixo maior]] da órbita terrestre (equivalente à distância média do planeta ao Sol), cujo valor é de aproximadamente 150 milhões de quilômetros.<ref group="nota">Uma unidade astronômica equivale a exatamente 149 587 870,7 quilômetros.</ref><ref>{{citar web|url=http://global.britannica.com/EBchecked/topic/40036/astronomical-unit-AU-or-au|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6IqSoPilC?url=http://global.britannica.com/EBchecked/topic/40036/astronomical-unit-AU-or-au|arquivodata=13 de agosto de 2013-08-13|título=Astronomical Unit|autor=''[[Encyclopædia Britannica]]''|língua=Inglês|acessodata=13 de agosto de 2013|urlmorta=yes}}</ref>
 
{{Distância dos corpos do Sistema Solar}}
Os planetas e demais objetos, inclusive o Sol, possuem ainda um [[movimento de rotação]], isto é, giram ao redor de seu [[Eixo de rotação|próprio eixo imaginário]]. Dentre os planetas, o período desse movimento varia de pouco mais de 9 horas (em Júpiter) a mais de 243 dias terrestres (em Vênus). Além disso, salvo Vênus e Urano, todos apresentam esse movimento em sentido anti-horário.<ref>{{Harvnb|Koupelis|2010|p=189}}</ref>
 
Apesar de o Sol conter mais de 99% da massa do Sistema Solar, a maior parte do [[momento angular]], que é a [[quantidade de movimento]] associada a um corpo que executa um [[movimento circular]], está concentrada principalmente em Júpiter, que responde por mais de sessenta por cento desse movimento. De fato o momento angular do Sol é de apenas 0,3%, enquanto que os planetas gigantes respondem por mais de 99% dessa grandeza. A Terra e os outros planetas interiores têm momento angular desprezível comparado com o dos gigantes gasosos. Ainda permanece um mistério a razão pela qual o Sol perdeu seu momento angular já que, de acordo com as teorias de formação do Sistema Solar, o astro girava consideravelmente mais rápido mas, por algum motivo, perdeu uma fração significativa da energia de rotação. Acredita-se que o principal responsável por essa perda seja o vento solar que, ao libertar-se da estrela, leva consigo boa parte da energia do movimento.<ref>{{citar web|url=http://lifeng.lamost.org/courses/astrotoday/CHAISSON/AT315/HTML/AT31505.HTM|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6DyyGDYDP?url=http://lifeng.lamost.org/courses/astrotoday/CHAISSON/AT315/HTML/AT31505.HTM|arquivodata=27 de janeiro de 2013-01-27|título=The angular momentum problem|publicado=Astroday|língua=Inglês|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
É importante observar que, embora a gravidade seja a força dominante no Sistema Solar, existem casos especiais em que o movimento dos corpos é determinado por outras forças adicionais. Grãos de poeira são suficientemente pequenos para serem afetados pela [[pressão de radiação]] solar, sendo literalmente varridos do sistema quando são ínfimos, de tamanho na ordem de micrômetros, ou [[Efeito Poynting-Robertson|forçados a executar órbitas espirais]] se um pouco maiores. Corpos cujas dimensões variam de alguns metros a poucos quilômetros, por razões diferentes, também [[Efeito de Yarkovsky|sofrem o efeito]] da radiação solar, executando similarmente uma órbita espiralada.<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=7}}</ref>
A gravidade dos próprios planetas, satélites e outros corpos massivos do sistema não permite que os mesmos ocupem órbitas fixas, uma vez que exercem atração entre si, o que altera sua posição no espaço. Logo, seus [[Elementos orbitais|parâmetros orbitais]], ou seja, os valores que determinam sua órbita, estão em contínua, embora lenta, mudança. Um dos efeitos notáveis dessas alterações é a [[precessão do periélio]] na órbita dos corpos, isto é, o ponto mais próximo do Sol muda a cada revolução. Outros efeitos incluem a gradual alteração da excentricidade, da inclinação orbital dos objetos e de sua obliquidade (o ângulo entre o plano de rotação e o plano da órbita de um corpo). Na Terra essas oscilações, com períodos entre dezenove (no caso da [[nutação]]) e cem mil anos (no caso do [[argumento do periastro]]), estão diretamente associadas a [[Paleoclimatologia#Ciclos de Milankovich|ciclos de mudanças climáticas]] notáveis.<ref name="orbits">{{Harvnb|McFadden|2007|p=4}}</ref>
 
Logo, visto que o plano da órbita terrestre, a eclíptica, sofre variações, não é conveniente utilizá-lo como sistema de referência. Por isso criou-se o conceito de [[plano invariável]], o plano imaginário perpendicular ao [[vetor (matemática)|vetor]] resultante do [[momento angular]] de todos os corpos do Sistema Solar e que cruza seu baricentro. Uma vez que o movimento dos componentes do sistema não sofre nenhuma interferência externa, o vetor que determina esse plano permanece constante e independente da posição dos corpos.<ref>{{citar web|url=http://info.tuwien.ac.at/hg/meetings/journees11/Pres/Posters/4.2_Souami.pdf|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EEFGqQw4?url=http://info.tuwien.ac.at/hg/meetings/journees11/Pres/Posters/4.2_Souami.pdf|arquivodata=6 de fevereiro de 2013-02-06|título=The Invariable Plane of the Solar System: a natural reference frame in the study of the dynamics of solar system bodies|autor=D Souami e J. Scouchay|data=Setembro de 2011|publicado=Journée des sistèmes de rèferences|local=Vienna|língua=Inglês|acessodata=6 de fevereiro de 2013|urlmorta=yes}}</ref>
 
Até mesmo a [[teoria da relatividade]] de [[Albert Einstein|Einstein]] se mostra como um fator relevante na dinâmica dos corpos do Sistema Solar. Embora ínfima, a influência relativística é mais perceptível na órbita de Mercúrio, o planeta com maior [[velocidade orbital]]. As irregularidades detectadas na [[Precessão do periélio de Mercúrio|precessão de seu periélio]] permaneceram um mistério para o qual foram propostas diversas respostas, como a existência de [[Vulcano (planeta)|Vulcano]], um planeta hipotético entre Mercúrio e o Sol que nunca foi encontrado. Somente anos depois Einstein descobriu o motivo da anomalia.<ref name="orbits"/>
 
Embora a massa do Sol seja consideravelmente maior que a dos demais planetas, esses corpos são capazes de influenciar o movimento da própria estrela. Em razão do movimento planetário, o [[baricentro]] do Sistema Solar não se localiza exatamente no centro do Sol, mas varia de acordo com a posição dos corpos que orbitam ao seu redor. O maior dos oito planetas, Júpiter, é o principal responsável pela mudança de posição do centro de massa que, por vezes, é deslocado para fora do próprio Sol. Em conjunto, os planetas provocam puxões gravitacionais na estrela, fazendo-a oscilar ligeiramente enquanto a orbitam.<ref>{{citar web|url=http://spaceplace.nasa.gov/barycenter/|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2RsABRX?url=http://spaceplace.nasa.gov/barycenter/|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=One way to find a planet|autor=NASA|acessodata=26 de janeiro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref><ref>{{citar web|url=http://mechanicalintegrator.com/2009/solar-system-center-of-mass/|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2Ry8IDw?url=http://mechanicalintegrator.com/2009/solar-system-center-of-mass/|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Solar System Center of Mass|autor=Nathan|publicado=Mechanical Integrator|data=17 de agosto de 2009|acessodata=29 de janeiro de 2009|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref>
 
=== Efeitos das interações gravitacionais nos corpos ===
{{VT|Movimento aparente|movimento retrógrado aparente|Astrometria|l3=astronomia esférica}}
[[Imagem:Diagrama fases de venus.svg|thumb|esquerda|Movimento do planeta Vênus tal como é visto na Terra. A partir do nosso ponto de observação, tanto Vênus quanto Mercúrio apresentam mudanças de fases enquanto orbitam o Sol, o que resulta numa grande variação de brilho, além de diferenças de tamanho aparente.]]
Desde a antiguidade observou-se a existência de "estrelas errantes" que se moviam irregularmente em relação à generalidade das outras, denominadas fixas por se acreditar estarem imóveis. Sabe-se hoje que tais objetos que percorrem a [[esfera celeste]] na verdade são os cinco planetas visíveis a olho nu. Estes são classificados em inferiores e superiores de acordo com a posição de sua órbita em relação à da Terra.<ref>{{citar web|url=https://dept.astro.lsa.umich.edu/ugactivities/Labs/planetMotions/index.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2SAmOAv?url=https://dept.astro.lsa.umich.edu/ugactivities/Labs/planetMotions/index.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Motions of the Inner and Outer Planets|autor=Universidade de Michigan - Departamento de Astronomia|língua=Inglês|data=25 de outubro de 2010|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
Mercúrio e Vênus, os planetas inferiores, são os únicos cujas órbitas se localizam mais perto do Sol que a Terra, razão pela qual se mostram sempre próximos do astro, oscilando entre os seus lados e tornando-se visíveis somente pouco antes do [[pôr do sol]] ou algumas horas antes da [[Nascer do Sol|alvorada]].<ref>{{citar web|url=http://history.nasa.gov/SP-424/ch1.htm|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2SE9Rtq?url=http://history.nasa.gov/SP-424/ch1.htm|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Apparition of Inner Planets|autor=[[NASA]]|obra=SP-424 The Voyage of Mariner 10|língua=Inglês|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> Por vezes esses planetas passam entre a Terra e o Sol, sendo esse momento denominado [[Conjunção (astronomia)#Conjunção Inferior|conjunção inferior]]. Prosseguindo sua órbita, o planeta move-se para oeste da estrela, tornando-se visível, agora, antes do nascer do sol no horizonte [[leste]]. O ângulo entre o planeta e o Sol visto da Terra (denominado [[Elongação (astronomia)|elongação]]) sofre um acréscimo a cada dia até um certo ponto, quando ocorre a elongação máxima a oeste, altura em que aparentemente o planeta está mais afastado do Sol. Progressivamente sua elongação vai diminuindo novamente até que este passe atrás do Sol, o que caracteriza uma [[Conjunção (astronomia)#Conjunção Superior|conjunção superior]]. Seguindo sua trajetória, começa então a surgir agora do lado leste da estrela, tornando-se visível logo após o pôr do sol. Mais uma vez sua elongação cresce a cada dia e atinge o valor máximo a leste. Posteriormente este ângulo volta a decrescer, até a ocorrência de uma nova conjunção inferior, repetindo-se o ciclo.<ref>{{Harvnb|Nicolson|1999|p=51}}</ref>
 
De acordo com seu movimento em torno do Sol, Mercúrio e Vênus passam por um [[Fases de Vênus|ciclo de fases]], razão pela qual seu brilho e [[Diâmetro angular|tamanho aparente]] variam consideravelmente consoante sua distância e posição em relação à Terra. Na conjunção inferior, por exemplo, o tamanho aparente do planeta é máximo, mas o brilho é mínimo. Por vezes o alinhamento entre o planeta, o Sol e a Terra, é perfeito, caracterizando um [[Trânsito astronômico|trânsito]], ou seja, o planeta pode ser observado cruzando o disco solar. Os [[Trânsito de Mercúrio|trânsitos de Mercúrio]] são relativamente comuns, mas os de [[Trânsito de Vênus|Vênus]] são bem mais raros, sendo que o último [[Século XXI|deste século]] ocorreu em 2012.<ref>{{Harvnb|Nicolson|1999|p=52}}</ref>
Marte e os gigantes gasosos formam o grupo dos planetas superiores, aqueles cuja órbita está mais distante do Sol que a da Terra. Por consequência, nosso planeta por vezes fica entre um planeta superior e o Sol, configuração denominada [[Oposição (astronomia)|oposição]]. Essa condição caracteriza o período mais favorável para a observação de um desses corpos celestes, uma vez que seu tamanho aparente se torna o maior possível e a face voltada para a Terra fica completamente iluminada.<ref> {{citar web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/celestial/aspects.html|arquivourl=http://archive.is/KJAxB|arquivodata=22 de novembro de 2013|título=Aspects and Phases of the Planets |autor=Departamento de Física e Astronomia da [[Universidade do Tennessee]]|língua=Inglês| acessodata=22 de novembro de 2013}}</ref> À medida que a Terra se move, o planeta parece deslocar-se no céu seguindo a direção leste e aproximando-se do Sol, até que passa por trás da estrela, configuração que se denomina conjunção superior. Logo de seguida, surge no horizonte oeste e sua [[elevação]] (ou elongação) se torna progressivamente maior, até que novamente se posicione em oposição.<ref name="retograde">{{Harvnb|Nicolson|1999|p=53}}</ref>
 
Durante a maior parte desse período, os planetas superiores movem-se em direção oeste-leste no céu, descrevendo o que se denomina movimento direto. Contudo, pouco antes de alcançar a oposição, o planeta faz um movimento aparente de ''loop'' e, por um certo período, passa a se mover em direção oposta, o que caracteriza o [[movimento retrógrado aparente]]. Tal fato ocorre devido às diferenças entre as órbitas da Terra e a dos corpos mais além. Uma vez que nosso planeta possui maior velocidade orbital comparada aos planetas superiores, a mudança de posição cria a ilusão de que tais corpos estão ficando para trás, produzindo seu movimento aparente em direção oposta.<ref name="retograde"/><ref>{{citar web|url=http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/solar_system/conWebDoc.13858.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2SJstnM?url=http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/solar_system/conWebDoc.13858.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Moving Worlds - Wandering Stars|autor= National Maritime Museum de Londres|língua=Inglês|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
== Observação e exploração ==
Por milênios a humanidade não reconheceu a existência do Sistema Solar. Contudo, ainda nos séculos [[Anno Domini|antes de Cristo]], [[Civilização grega|gregos]] e [[Babilônia|babilônios]] foram os primeiros a utilizar a matemática para tentar prever a posição das "estrelas errantes" que apresentavam um movimento irregular.<ref>{{citar web|url=https://dept.astro.lsa.umich.edu/ugactivities/Labs/planetMotions/index.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2SAmOAv?url=https://dept.astro.lsa.umich.edu/ugactivities/Labs/planetMotions/index.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Motions of the Inner and Outer Planets|autor=Universidade de Michigan - Departamento de Astronomia|língua=Inglês|data=25 de outubro de 2010|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> Embora não existam registros escritos, acredita-se terem sido os [[Escola pitagórica|pitagóricos]], durante o século V a.C., a introduzir a noção de que a Terra possuía um formato esférico e que os demais corpos orbitavam à sua volta.<ref name="geocentric">{{Harvnb|McFadden|2007|p=53}}</ref> Uma das primeiras teorias para explicar o movimento planetário foi criada pelo [[filósofo]] grego [[Aristóteles]] e propunha a existência de várias esferas cristalinas que giravam ao redor da Terra. Em cada uma delas estaria incrustado um corpo celeste, como o Sol, a Lua, os planetas e o conjunto das estrelas fixas. A última esfera seria a do "movimento primordial", cuja rotação seria transmitida de uma esfera para outra, promovendo, assim, o movimento de todos os corpos. Ajustando-se as [[velocidade angular|velocidades angulares]] dessas esferas seria possível explicar o movimento planetário.
[[File:Ptolemaic elements.svg|thumb|Esquema do modelo de epiciclos de Ptolomeu, em que o planeta girava em torno de um ponto imaginário que, por sua vez, girava em torno da Terra. Note que o centro da órbita localiza-se em um ponto imaginário chamado [[deferente]], criado para explicar as irregularidades no movimento planetário.]]
Logo surgiram as incoerências na teoria, cuja solução aparente foi apresentada por [[Ptolemeu|Ptolomeu]] na sua obra [[Almagesto]]: um modelo planetário cujo centro ainda era a Terra, onde os planetas não permaneciam fixos em sua órbita mas giravam em torno de um ponto imaginário, formando um [[epiciclo]], o que explicaria diversos aspectos observados, especialmente o movimento retrógrado aparente. Essa teoria, no entanto, ainda não era capaz de descrever com exatidão a trajetória dos planetas, pelo que passou por diversos ajustes.<ref name="idade media">{{citar web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/retrograde/aristotle.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E9vQSdW9?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/retrograde/aristotle.html|arquivodata=4 de fevereiro de 2013-02-03|título=The Universe of Aristotle and Ptolemy|autor=Departamento de Física e Astronomia da [[Universidade do Tennessee]]|língua=Inglês|acessodata=4 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> Contudo, ainda antes de Ptolomeu, [[Aristarco de Samos]] foi o primeiro a propor que a Terra e todos os demais planetas orbitavam o Sol, embora sua ideia não tenha se popularizado.<ref name="geocentric" />
 
=== A astronomia moderna ===
Por mais de mil anos praticamente não houve uma evolução do conhecimento astronômico no ocidente, prevalecendo, portanto, o [[Geocentrismo|modelo geocêntrico]]. Apenas no [[século XVI]] o astrônomo polonês [[Nicolau Copérnico]] veio a publicar em seu livro [[De revolutionibus orbium coelestium|''Das Revoluções das Esferas Celestes'']] que todos os planetas, inclusive a Terra, orbitavam o Sol, o que ficou conhecido como [[Heliocentrismo|modelo heliocêntrico]]. Tal teoria afirmava também que somente a Lua girava ao redor do nosso planeta, que as estrelas eram objetos muito distantes que não orbitavam o Sol e que a Terra tinha um movimento próprio de rotação que durava 24 horas, o que produzia a deslocação aparente das estrelas no céu na direção oposta. Por conseguinte, o movimento retrógrado e a alteração cíclica de brilho dos planetas foram explicados como sendo simples consequências da variação da distância entre a Terra e esses corpos à medida que seguem sua trajetória. Acredita-se que a maior parte das obras de Copérnico foi publicada somente no fim de sua vida por receio que o próprio tinha de ser ridicularizado e de suas teorias serem desaprovadas, principalmente pela [[Igreja Católica]]. Suas ideias permaneceram pouco conhecidas mesmo após cerca de cem anos de sua morte, quando uma sucessão de avanços científicos levou à completa descrença no modelo geocêntrico e à criação de uma visão moderna sobre a astronomia, o que ficou conhecido como Revolução Copernicana.<ref>{{citar web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/retrograde/copernican.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E9yLd6V0?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/retrograde/copernican.html|arquivodata=3 de fevereiro de 2013-02-03|título=The Copernican Model: A Sun-centered Solar System|autor=Departamento de Física e Astronomia da [[Universidade do Tennessee]]|língua=Inglês|acessodata=3 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
O astrônomo dinamarquês [[Tycho Brahe]] fez importantes contribuições para o desenvolvimento da [[História da astronomia#Astronomia Moderna|astronomia moderna]]. Com diversos instrumentos criados por ele, efetuou numerosas observações e reuniu dados detalhados sobre a posição dos planetas, especialmente de Marte, a partir do seu próprio observatório, [[Uranienborg]], com uma impressionante precisão. Além disso, observou uma [[SN 1572|supernova que explodiu em 1572]] e provou que ela se encontrava muito longínqua, assim como as estrelas, e demonstrou ainda que um cometa que passara em 1577 situava-se bem mais distante da Terra que a Lua, contrariando a teoria aristotélica de acordo com a qual tais corpos surgiriam a partir de fenômenos atmosféricos.<ref>{{citar web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/brahe.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E9zP008x?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/brahe.html|arquivodata=3 de fevereiro de 2013-02-03|título=The observations of Tycho Brahe|autor=Departamento de Física e Astronomia da [[Universidade do Tennessee]]|língua=Inglês|acessodata=3 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
[[Johannes Kepler]] era assistente de Brahe em seu observatório. O jovem astrônomo acreditava firmemente no modelo heliocêntrico, ao contrário do seu superior que temia ainda que Kepler fizesse descobertas que ofuscassem seu próprio mérito, pelo que lhe mostrava somente parte dos dados obtidos em suas observações. Visando ocupar Kepler enquanto trabalhava em suas teorias sobre o Sistema Solar, Brahe entregou-lhe todas as informações observacionais de Marte e o incumbiu da difícil tarefa de entender as irregularidades no movimento do planeta vermelho. O modelo de Copérnico previa que as órbitas eram perfeitamente circulares, mas Kepler chegou à conclusão de que isso estava errado e que, na verdade, estas eram achatadas, formando uma figura geométrica chamada [[elipse]].<ref name="kepler">{{citar web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/kepler.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EB5OlVd0?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/kepler.html|arquivodata=4 de fevereiro de 2013-02-04|título=Johannes Kepler: the Laws of Planetary Motion|autor=Departamento de Física e Astronomia da [[Universidade do Tennessee]]|língua=Inglês|acessodata=4 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
=== As grandes descobertas ===
[[Imagem:Copernic solar system, Cellarius (1646).jpg|thumb|esquerda|Ilustração do modelo heliocêntrico produzida em 1646 por [[Andreas Cellarius]]. Note os satélites de Júpiter (os quatro pequenos círculos em volta do planeta à direita), descobertos por Galileu, além da Lua ao redor da Terra.]]
Na mesma época das descobertas de Kepler, [[Galileu Galilei]], apesar de não ter inventado o [[telescópio]], foi o primeiro a apontá-lo para o céu, o que foi crucial para o entendimento das reais características dos corpos celestes. Olhou para o Sol (talvez o motivo pelo qual ficou cego) e viu [[Manchas solares|manchas]] que permitiram constatar o movimento de rotação da estrela, descobriu as quatro maiores luas de Júpiter (que agora são chamadas de [[Luas de Galileu|luas galileanas]]), observou as fases mutantes de Vênus e constatou que eram consequência da mudança da posição do planeta e da Terra em relação ao Sol. Olhou para a Via Láctea e concluiu que era formada por inúmeras estrelas, observou as "orelhas" de Saturno, que lhe pareciam assim devido à baixa resolução de seu telescópio e viu que a Lua não era perfeitamente lisa, mas repleta de montanhas e crateras.<ref>{{citar web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/galileo.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EB7Q5PVo?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/galileo.html|arquivodata=4 de fevereiro de 2013-02-04|título=Galileo: the Telescope and the Laws of Dynamics|autor=Departamento de Física e Astronomia da [[Universidade do Tennessee]]|língua=Inglês|acessodata=4 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
No mesmo ano da morte de Galileu, nasceu [[Isaac Newton]], o cientista que viria a revolucionar o mundo da ciência ao unificar a [[astronomia]] à [[física]]. Além das [[Leis de Newton|três leis sobre moção dos objetos]], descobriu a força que rege o movimento dos corpos no Universo: a [[gravidade]]. A grande ideia de Newton surgiu a partir da simples observação de uma maçã caindo da árvore. Estudando esse movimento, percebeu que era [[aceleração|acelerado]] e que, portanto, uma força agia sobre a fruta aumentando sua velocidade durante a queda. Então, imaginou que se a árvore fosse duas vezes mais alta, a gravidade continuaria agindo sobre ela, provocando a queda da maçã em direção ao chão. Concluiu que o campo de ação dessa força provavelmente se estenderia por uma distância muito maior e chegaria até a Lua, fazendo com que o satélite natural ficasse ligado gravitacionalmente à Terra. Em seus estudos, logo chegou à conclusão de que "todo objeto no Universo atrai outro objeto com uma força que age na linha que une o centro dos dois corpos que é proporcional ao produto das massas desses dois objetos e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre esses dois objetos", definindo a [[lei da gravitação universal]].<ref group="nota" name="gravitação" /><ref>{{citar web|url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/newtongrav.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EBC65y9V?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/history/newtongrav.html|arquivodata=4 de fevereiro de 2013-02-04|título=Sir Isaac Newton: The Universal Law of Gravitation|autor=Departamento de Física e Astronomia da [[Universidade do Tennessee]]|língua=Inglês|acessodata=4 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref>
 
A melhoria da qualidade dos equipamentos de medição e observação levou a que se obtivessem registros cada vez mais precisos que permitiam estudar em detalhes a dinâmica dos corpos do Sistema Solar. Ainda no século XVIII tentou-se estimar a distância da Terra ao Sol através da medição da [[paralaxe]] de Mercúrio e de Vênus quando estes (em ocasiões diferentes) cruzavam o disco solar. Apesar de o objetivo primário não ter sido alcançado, foi constatada uma camada brilhante ao redor de Vênus quando este se aproximava do Sol, concluindo-se que o planeta possuía uma atmosfera. Ainda no mesmo período, [[Edmund Halley]] estudou relatos de cometas passados e percebeu que os elementos orbitais de alguns deles eram muito parecidos; compreendeu que, na verdade, se tratava do mesmo corpo que orbitava o Sol, conseguindo assim prever seu retorno. Já em 1781, [[William Herschel]] encontrou um corpo celeste que pensou ser um novo cometa, constatando seu movimento ao longo de dias. Somente após algumas semanas, depois de terem sido efetuados cálculos minuciosos, houve a confirmação de que se tratava na realidade de um novo planeta, posteriormente denominado Urano. Dois anos depois Herschel descobriu dois de seus maiores satélites (Titânia e Oberon). Já no fim do século, suspeitou-se da existência de um outro planeta entre Marte e Júpiter, quando um grupo de astrônomos decidiu realizar observações sistemáticas para encontrá-lo. Por mero acaso, encontraram Ceres, o primeiro asteroide descoberto, seguido pelo asteroide [[2 Palas|Pallas]] pouco tempo depois, ambos de dimensões demasiado reduzidas para serem considerados planetas.<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=59-60}}</ref>
[[Imagem:RIAN archive 510848 Interplanetary station Luna 1 - blacked.jpg|thumb|Reprodução da sonda Luna 1.]]
 
O Sistema Solar passou a ser conhecido com detalhes sem precedentes a partir do momento em que [[sonda espacial|sondas espaciais]] começaram a reunir dados dos diversos corpos que o compõem. A primeira sonda a escapar do [[campo gravitacional]] terrestre foi a [[União Soviética|soviética]] [[Programa Luna|Luna 1]], em 1959, cujo objetivo principal era a colisão com o solo lunar, o que não aconteceu por problemas técnicos. Em vez disso, ela passou a 6 400 quilômetros de distância do satélite, e logo o contato foi perdido.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&StartYear=1950&EndYear=1959&MCode=Luna_01|título=Luna 1|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=Inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521235228/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&StartYear=1950&EndYear=1959&MCode=Luna_01|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref> No mesmo ano, a [[Luna 2]] cumpriu com sucesso a missão, tornando-se o primeiro objeto feito pelo Homem a atingir a superfície de outro corpo celeste.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&StartYear=1950&EndYear=1959&MCode=Luna_02|título=Luna 2|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=Inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521222553/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&StartYear=1950&EndYear=1959&MCode=Luna_02|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref> Ainda em 1959, a sonda [[Luna 3]] fez as primeiras 29 fotografias do [[lado oculto da Lua]], que mostraram poucas planícies vulcânicas em comparação com o hemisfério já conhecido, levantando dúvidas acerca das teorias sobre a evolução lunar.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&StartYear=1950&EndYear=1959&MCode=Luna_03|título=Luna 3|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521230219/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&StartYear=1950&EndYear=1959&MCode=Luna_03|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref>
 
Três anos depois, após diversas tentativas feitas por americanos e soviéticos, a sonda [[Mariner 2]], dos [[Estados Unidos]], foi a primeira a realizar uma passagem bem sucedida próximo a outro planeta, no caso Vênus. Com essa missão, descobriu-se a rotação retrógrada e as altíssimas temperaturas na superfície venusiana.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&MCode=Mariner_02&StartYear=1960&EndYear=1969&Display=ReadMore|título=Mariner 2|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=Inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521234345/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&MCode=Mariner_02&StartYear=1960&EndYear=1969&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref> Em 1966, a sonda soviética [[Venera 3]] foi a primeira a atingir a superfície de outro planeta. Contudo, o contato foi perdido pouco antes de a sonda entrar na atmosfera venusiana, seu principal alvo de estudo.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&MCode=Venera_03&StartYear=1960&EndYear=1969&Display=ReadMore|título=Venera 3|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=Inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521234420/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&MCode=Venera_03&StartYear=1960&EndYear=1969&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref> Um ano antes a sonda [[Mariner 4]] havia feito a primeira aproximação a Marte, enviando várias fotos do planeta vermelho.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&MCode=Mariner_04&StartYear=1960&EndYear=1969&Display=ReadMore|título=Mariner 4|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130522003131/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Chron&MCode=Mariner_04&StartYear=1960&EndYear=1969&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-22|urlmorta=yes}}</ref>
 
A [[Pioneer 10]] foi a primeira a voar além da órbita de Marte e a visitar um dos gigantes gasosos, passando por Júpiter em 1983 (onze anos após seu lançamento), além de ser igualmente pioneira na utilização de [[energia nuclear]] como fonte de eletricidade.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Alias=Pioneer%2010&Letter=P&Display=ReadMore|título=Pioneer 10|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521234437/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Alias=Pioneer%2010&Letter=P&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref> No ano seguinte a [[Pioneer 11]] fez outra passagem por Júpiter e posteriormente realizou uma aproximação a Saturno, proporcionando muitas descobertas sobre seus anéis, seus satélites e sua constituição. Cada uma dessas duas sondas do [[programa Pioneer]], que ainda prosseguem seu trajeto para o [[espaço interestelar]], contém [[Placa Pioneer|uma placa]] com a descrição da nave, dos seres humanos e da localização do Sistema Solar, no caso de serem encontradas por alguma forma de vida inteligente.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Letter=P&Alias=Pioneer%2011|título=Pioneer 11|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130522000155/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Letter=P&Alias=Pioneer%2011|arquivodata=2013-05-22|urlmorta=yes}}</ref>
 
[[Imagem:Pioneer 10 at Jupiter.gif|thumb|esquerda|Concepção artística da sonda Pioneer 10 passando por Júpiter.]]
Uma das mais notáveis missões para os planetas gigantes, no entanto, é o [[programa Voyager]]. Valendo-se de uma configuração particularmente favorável dos mesmos, a [[NASA]] projetou duas sondas para visitar todos de uma só vez. O encontro da [[Voyager 1]] com Júpiter, em 1979, mostrou diversos aspectos do planeta e de suas luas que ainda eram desconhecidos, como seu sistema de anéis e a atividade vulcânica no satélite natural Io. No ano seguinte passou por Saturno e, além dos diversos satélites e anéis descobertos, estudou a espessa atmosfera de Titã, composta principalmente de nitrogênio. Contudo, um desvio inesperado não permitiu que visitasse os dois outros planetas gigantes. A missão se estendeu além do esperado e, em 1998, a sonda se tornou o objeto mais distante feito pelo homem, continuando a enviar dados sobre os confins do Sistema Solar até hoje.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Alias=Voyager%201&Letter=V&Display=ReadMore|título=Voyager 1|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521231910/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Alias=Voyager%201&Letter=V&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref> Lançada no mesmo ano que sua companheira, a [[Voyager 2]] também passou por Júpiter e Saturno, fornecendo novas fotografias e registros dos planetas e seus satélites. Seguindo sua rota, a sonda chegou em Urano e descobriu, por exemplo, seu sistema de anéis e diversos satélites. A gravidade do planeta direcionou a Voyager 2 para Netuno, tornando-se a única sonda a aproximar-se dos dois gigantes de gelo. A Voyager 2 continua operacional e está agora nos limites da heliosfera, em uma direção distinta da Voyager 1. Cada uma delas contém um [[Voyager Golden Record|disco de ouro]] no qual estão gravados vários sons naturais da Terra, além de noventa minutos de música, 115 imagens e saudações em mais de sessenta idiomas.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Alias=Voyager%202&Letter=V&Display=ReadMore|título=Voyager 2|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=Inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130522002135/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Alpha&Alias=Voyager%202&Letter=V&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-22|urlmorta=yes}}</ref>
 
[[Imagem:Cassini Saturn Orbit Insertion.jpg|thumb|Concepção artística da sonda Cassini em Saturno.]]
Muitas outras sondas foram enviadas para diversos destinos no Sistema Solar e várias se encontram ainda em funcionamento. A [[MESSENGER]], por exemplo, foi a primeira a ser colocada em órbita de Mercúrio.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Mercury&MCode=MESSENGER|título=MESSENGER|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130122192736/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Mercury&MCode=MESSENGER|arquivodata=2013-01-22|urlmorta=yes}}</ref> Em Marte, os [[Satélite artificial|satélites]] [[2001 Mars Odyssey]] e [[Mars Reconnaissance Orbiter]] orbitam o planeta, enquanto os veículos exploradores [[Spirit (sonda)|Spirit]], [[Opportunity (sonda)|Opportunity]] e mais recentemente o [[Mars Science Laboratory|Curiosity]], percorrem a superfície do planeta.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Mars&Era=Present|título=Mars: present|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130129233235/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Mars&Era=Present|arquivodata=2013-01-29|urlmorta=yes}}</ref> A sonda [[Dawn (sonda espacial)|Dawn]] foi enviada ao Cinturão de Asteroides e, após passar por Vesta em 2012, está a caminho do planeta anão Ceres, prevendo-se que alcance este objetivo em 2015.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Asteroids&MCode=Dawn|título=Dawn|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20110920033221/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Asteroids&MCode=Dawn|arquivodata=2011-09-20|urlmorta=yes}}</ref> Para Júpiter foi enviada a sonda espacial [[Juno (sonda espacial)|Juno]], que deve entrar em sua órbita no ano 2016 para colher dados do maior planeta do Sistema Solar.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Jupiter&MCode=Juno|título=Juno|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130119215837/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Jupiter&MCode=Juno|arquivodata=2013-01-19|urlmorta=yes}}</ref> A [[Cassini-Huygens|Cassini]] foi lançada em 1997, chegou a Saturno sete anos depois, altura em que entrou em órbita do planeta, e ainda está em funcionamento. Carregava consigo outra sonda, a Huygens, que pousou na superfície de Titã, o maior satélite do planeta. As imagens enviadas pela Cassini, ricas em detalhes, revelavam as características dos satélites, dos anéis e da atmosfera saturniana.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Saturn&MCode=Cassini&Display=ReadMore|título=Cassini|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130521220323/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Saturn&MCode=Cassini&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-21|urlmorta=yes}}</ref> Por fim, a sonda [[New Horizons]], lançada em 2006, está programada para chegar a Plutão em julho de 2015, sendo a primeira nave a visitar o planeta anão. Posteriormente estudará os objetos do Cinturão de Kuiper até o fim de sua missão, em 2026.<ref>{{citar web|url=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Dwarf&MCode=PKB&Display=ReadMore|título=New Horizons|autor=[[NASA]]|publicado=Solar System Exploration|acessodata=30 de janeiro de 2013|língua=Inglês|arquivourl=https://web.archive.org/web/20130522001430/http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Dwarf&MCode=PKB&Display=ReadMore|arquivodata=2013-05-22|urlmorta=yes}}</ref>
 
[[File:MESSENGER Solar System Family Portrait.jpg|thumb|900px|center|"Retrato de família". Mosaico feito pela sonda [[MESSENGER]], que está próxima a Mercúrio, captura os planetas do Sistema Solar.]]
 
== Limites e localização ==
É difícil estabelecer uma fronteira que defina onde termina o Sistema Solar e começa o espaço interestelar. Algumas abordagens possíveis, como a intensidade da luz e da gravidade do Sol, não são viáveis. Contudo, chegou-se à conclusão de que a melhor forma de delimitar o Sistema Solar é estipular onde cessa a influência do vento solar (que forma uma área semelhante a uma bolha, chamada heliosfera, na qual está contida a maior parte dos componentes do sistema) por entre a nuvem de matéria do meio interestelar. No entanto, a esfera de influência gravitacional do Sol, com raio de cerca de duzentas mil unidades astronômicas, se estende para muito além da heliosfera, abrangendo a região habitada pelos corpos da Nuvem de Oort.<ref>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/ibex/IBEXDidYouKnow.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2T28O4m?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/ibex/IBEXDidYouKnow.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=What defines the boundary of the Solar System?|autor=[[NASA]]|língua=inglês|data=30 de julho de 2008|acessodata=29 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref><ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=21}}</ref>
 
=== Heliosfera ===
A região do espaço dominada pelo [[plasma]] e pelo [[Campo magnético estelar|campo magnético do Sol]] é denominada heliosfera e apresenta um formato semelhante ao de uma bolha com um lado mais curto, o qual se estende por mais de 150 unidades astronômicas<ref group="nota" name="UA"/>a partir da estrela, devido à ação do [[vento interestelar]]. O outro lado, mais alongado, provavelmente possui centenas ou mesmo milhares de unidades astronômicas de extensão. A maior parte da matéria que preenche a heliosfera é proveniente do Sol e se espalha em todas as direções através do vento solar até atingir os confins dessa região, quando não mais consegue avançar em meio à matéria do espaço interestelar.<ref>{{Harvnb|Barucci|2008|p=444}}</ref>
 
O [[vento solar]] consiste em uma corrente de partículas, primariamente [[próton]]s e [[elétron]]s, além de [[Partícula alfa|partículas alfa]] e outras em quantidade reduzida, que deixam o Sol em todas as direções com velocidades superiores a 1,5 milhão de quilômetros por hora. O motivo pelo qual essas partículas são ejetadas com velocidades tão grandes ainda é desconhecido.<ref>{{citar web|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2TMaYle?url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/SolarWind.shtml|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=The Solar Wind|autor=Marshall Space Flight Center|publicado=[[NASA]]|língua=inglês|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> O vento solar não se propaga uniformemente, mas em fluxos de maior ou menor intensidade, como se fossem ondas que permeiam toda a heliosfera. Esses fluxos que formam a [[corrente heliosférica difusa]] são originados pelas [[Ciclo solar|mudanças periódicas da polaridade do Sol]] a cada onze anos aproximadamente, que alteram a propagação dessas partículas através de todo o Sistema Solar.<ref name="heliosphere">{{citar web|url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2003/22apr_currentsheet/|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2TQWlBZ?url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2003/22apr_currentsheet/|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=A star with two north poles|autor=[[NASA]]|data=22 de abril de 2003|língua=inglês|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref><ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=99}}</ref> Por vezes o campo magnético em certas regiões do Sol se torna tão intenso a ponto de conseguir aprisionar íons e arrancá-los da coroa solar, arremessando-os posteriormente para longe da estrela na forma de uma [[ejeção de massa coronal]]. O vento solar, por si só, interage com os corpos do Sistema Solar e dá origem a diversos fenômenos, como o brilho das caudas cometárias e as notáveis [[Aurora polar|auroras polares]]. Em eventos mais intensos, nos quais uma ejeção de massa coronal é direcionada para a Terra, ocorrem as [[Tempestade geomagnética|tempestades geomagnéticas]].<ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=106-116}}</ref>
 
[[Imagem:Voyager 1 entering heliosheath region fr.jpg|thumb|Representação da helisofera e a localização das sondas Voyager.]]
Quando a matéria proveniente do Sol passa a interagir com a [[meio interestelar|matéria interestelar]], sua velocidade é drasticamente reduzida a valores [[subsônico]]s, formando uma onda de choque terminal<ref group="nota">Ou uma onda de choque de terminação, a partir da tradução literal do inglês ''termination shock''.</ref> onde o material é comprimido e sua temperatura aumenta.<ref>{{citar web|url=http://ibex.swri.edu/students/IBEX_heliosphereposter.pdf|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2TUUV1d?url=http://ibex.swri.edu/students/IBEX_heliosphereposter.pdf|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=IBEX: The edge of our Solar System|autor=[[NASA]]|língua=inglês|formato=PDF|acessodata=27 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> Até o presente momento somente duas sondas conseguiram chegar a essa área, a [[Voyager 1]] e a [[Voyager 2]], cujas leituras indicaram que a distância dessa região ao Sol era de 94 e 83,7 unidades astronômicas,<ref group="nota" name="UA"/> respectivamente; a diferença provavelmente se deve à forma assimétrica da bolha, que possui menor volume em sua porção sul.<ref>{{Harvnb|Linsky|2009|p=46}}</ref> As partículas, então, continuam seu trajeto lentamente percorrendo uma região denominada ''[[heliosheath]]'', onde o vento continua aquecido e avança até um certo ponto, quando não mais consegue vencer a pressão imposta pela interação com o meio interestelar. Esse limite é chamado de [[heliopausa]] e circunscreve o máximo alcance do vento solar no espaço. Nessa região, a colisão do vento solar com as partículas do meio interestelar resulta num efeito denominado [[Choque em arco|arco de choque]].<ref name="heliosphere"/>
 
=== Contexto local ===
[[Imagem:Local Interstellar Clouds with motion arrows.jpg|thumb|Nuvem interestelar local, com movimentos próprios em direções aleatórias. O Sol move-se em uma região de baixa densidade e deve atravessar a nuvem por completo nos próximos dez mil anos.]]
 
O Sol e os corpos que o orbitam movem-se através de uma região da galáxia repleta de gases do meio interestelar conhecida como [[nuvem interestelar local]]. Atualmente o Sol segue em direção a uma das áreas com menor densidade da nuvem chamada de [[bolha local]] e, segundo estimativas, provavelmente a cruzará em toda a sua extensão nos próximos dez mil anos. Pouco se sabe sobre essa região do espaço e como ela afeta o Sistema Solar. O fluxo da nuvem interestelar, por sua vez, é influenciado pela [[Cinemática estelar#Associações estelares|associação Scorpius-Centaurus]], uma área de [[formação estelar]] a algumas centenas de anos-luz de distância que, por sua intensa atividade, produz um [[Vento estelar|vento de plasma]] quente e de baixa densidade.<ref>{{citar web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/ibex/news/interstellar-difference.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2TwM03C?url=http://www.nasa.gov/mission_pages/ibex/news/interstellar-difference.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=IBEX: Glimpses of the Interstellar Material Beyond our Solar System|autor=[[NASA]]|data=31 de janeiro de 2012|língua=inglês|acessodata=28 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref><ref>{{citar web|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap000411.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2U0LMUv?url=http://apod.nasa.gov/apod/ap000411.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=The Local Interstellar Cloud |autor=[[Astronomy Picture of the Day]]|publicado=[[NASA]]|data=11 de abril de 2000|acessodata=28 de janeiro de 2013|língua=inglês|urlmorta=no}}</ref><ref>{{citar web|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap020217.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2U3c4Kj?url=http://apod.nasa.gov/apod/ap020217.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=The Local Bubble and the Galactic Neighborhood|autor=[[Astronomy Picture of the Day]]|publicado=[[NASA]]|data=17 de fevereiro de 2002|acessodata=28 de janeiro de 2013|língua=inglês|urlmorta=no}}</ref><ref>{{Harvnb|McFadden|2007|p=27}}</ref> Entre 450 e 1 500 anos-luz de distância do Sol se encontra a [[Nebulosa de Gum]], o [[remanescente de supernova]] mais próximo de nós.<ref>{{citar web|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap001107.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2U7iuKu?url=http://apod.nasa.gov/apod/ap001107.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=The Gum Nebula Supernova Remnant|autor=[[Astronomy Picture of the Day]]|publicado=[[NASA]]|data=7 de novembro de 2000|acessodata=28 de janeiro de 2013|língua=Inglês|urlmorta=no}}</ref> Outro objeto celeste relativamente próximo do Sistema Solar é a [[Nebulosa de Órion]], a cerca de 1 500 anos-luz, onde é intensa a formação de estrelas.<ref>{{citar web|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap120715.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2UBHmBD?url=http://apod.nasa.gov/apod/ap120715.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Orion Nebula: The Hubble View|autor=[[Astronomy Picture of the Day]]|publicado=[[NASA]]|data=15 de julho de 2012|acessodata=28 de janeiro de 2013|língua=inglês|urlmorta=no}}</ref>
 
A [[Lista de estrelas próximas|estrela mais próxima do Sistema Solar]] é a [[anã vermelha]] [[Proxima Centauri]], uma das componentes do [[sistema estelar]] triplo [[Alpha Centauri]]. A [[magnitude aparente]] combinada deste sistema, essencialmente definida pela Alpha Centauri A e, em menor grau, pela Alpha Centauri B, resulta [[Lista das estrelas mais brilhantes|numa das estrelas mais brilhantes do céu]], visível no hemisfério sul, encontrando-se a uma distância média de 4,3 anos-luz de nós. Orbitando a segunda maior constituinte, Alpha Centauri B, que é parecida com o Sol em tamanho e brilho, foi [[Alfa Centauri Bb|descoberto um planeta]] com dimensões um pouco maiores que as da Terra, sendo, portanto, o mais próximo [[planeta extrassolar]] conhecido.<ref>{{citar web|url=http://www.eso.org/public/brazil/news/eso1241/|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2UEQZgE?url=http://www.eso.org/public/brazil/news/eso1241/|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Encontrado Planeta no Sistema Estelar mais Próximo da Terra|autor=[[Observatório Europeu do Sul]]|data=16 de outubro de 2012|acessodata=28 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> Outras estrelas relativamente próximas são a [[estrela de Barnard]], uma [[anã vermelha]] muito pequena e visível somente com telescópio, mas com um notável [[Estrela de movimento próprio|movimento próprio]], a cerca de 5,9 anos-luz de distância, e [[Sirius]], a mais brilhante vista da Terra (depois do Sol), a 8,6 anos-luz. Em geral as proximidades do Sistema Solar são pouco povoadas por estrelas, a maior parte delas com dimensões e brilho menores que os do Sol e constituintes de [[Estrela binária|sistemas binários]] ou [[Estrela múltipla|múltiplos]]. Num raio de treze anos-luz a partir do centro do Sistema Solar existem 25 sistemas estelares e, segundo estimativas, até 32 anos-luz de distância poderão vir a ser confirmados alguns que não foram ainda descobertos, por causa de seu brilho extremamente fraco.<ref>{{citar web|url=http://apod.nasa.gov/apod/ap010318.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2UJUpye?url=http://apod.nasa.gov/apod/ap010318.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=The nearest stars|autor=[[Astronomy Picture of the Day]]|publicado=[[NASA]]|data=18 de março de 2001|acessodata=28 de janeiro de 2013|língua=inglês|urlmorta=no}}</ref><ref name="nearest stars">{{Harvnb|McFadden|2007|p=26}}</ref>
 
De acordo com os dados obtidos pelo [[satélite artificial]] [[Hipparcos]], colocado em órbita para medir a distância e o movimento das estrelas próximas, concluiu-se que a cada um milhão de anos, pelo menos doze estrelas em média passam a uma distância menor que um [[parsec]] (equivalente a 3,26 anos-luz) do Sol. Baseado em estimativas, acredita-se que, durante toda a existência do Sistema Solar, a menor distância que uma estrela passará do Sol será de aproximadamente 900 unidades astronômicas,<ref group="nota" name="UA"/> bem além da heliosfera. Contudo, tal encontro resultaria na perturbação do movimento dos corpos da Nuvem de Oort, que seriam lançados em direções aleatórias, podendo provocar, inclusive, uma chuva de cometas que bombardearia a Terra e os demais planetas e que se estenderia por mais de dois milhões de anos.<ref name="nearest stars"/>
=== Contexto galáctico ===
[[Imagem:Artist's impression of the Milky Way (updated - annotated).jpg|thumb|esquerda|Impressão artística da Via Láctea, com a localização indicada do Sistema Solar.]]
O Sistema Solar faz parte de uma [[galáxia espiral]] denominada [[Via Láctea]]. O Sol está localizado entre 26 e 28 mil anos-luz do [[Centro da Via Láctea|núcleo galáctico]] e a cerca de vinte anos-luz acima do [[plano galáctico]], na parte mais interna de uma formação conhecida como [[Braço de Órion]] que, na verdade, é uma mera conexão entre duas estruturas mais massivas, o [[Braço de Sagitário]] e o [[Braço de Perseus|Braço de Perseu]]. Por nos encontrarmos dentro da galáxia, vemos seu plano como uma faixa brilhante percorrendo todo o céu, cujo centro se localiza na direção da [[constelação]] do [[Sagittarius|Sagitário]]. A Via Láctea possui cerca de cem mil anos-luz de diâmetro e pelo menos 200 bilhões de estrelas, embora estimativas recentes estimem mais de 400 bilhões desses objetos,<ref group="nota" name="números"/> além de milhares de [[Aglomerado estelar|aglomerados estelares]], [[nebulosa]]s e inúmeros planetas. Nos [[Braços da Via Láctea|braços da galáxia]] predominam as estrelas mais jovens, matéria interestelar e nebulosas difusas, enquanto na parte central existem majoritariamente aglomerados de estrelas velhas.<ref name="Milky Way">{{citar web|url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/austria_milky_1/|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2UOa0Qr?url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2002/cas-projects/austria_milky_1/|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=The Milky Way - Our galaxy|autor=Reiterer Martin, Reiterer Stefan, Dinhobl Erhard|publicado=[[Observatório Europeu do Sul]]|data=3 de abril de 2007|língua=Inglês|acessodata=29 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref> A galáxia como um todo apresenta um movimento de rotação em sentido horário quando vista da parte norte, mas com períodos que diferem de acordo com a distância ao centro. Percorrendo esse trajeto, o Sistema Solar viaja a cerca de 828 mil quilômetros por hora, por isso são necessários cerca de 225 milhões de anos para completar uma volta, o que caracteriza um [[ano galáctico]]. Estima-se que o Sol completou esse trajeto somente vinte vezes desde sua formação.<ref>{{citar web|url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2UT7XWg?url=http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year)|autor=Stacy Leong|ano=2002|língua=inglês|publicado=The Physics Factbook|acessodata=29 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref><ref>{{citar web|url=http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question18.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6E2UWfuwv?url=http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question18.html|arquivodata=29 de janeiro de 2013-01-29|título=StarChild Question of the Month for February 2000|autor=[[NASA]]|língua=inglês|acessodata=29 de janeiro de 2013|urlmorta=no}}</ref><ref name="nearest stars"/>
 
Nossa galáxia pertence a um [[Aglomerado de galáxias|grupo]] esparso chamado de [[Grupo Local]], composto por três galáxias dominantes e cerca de trinta outras de menores dimensões. Dentre todas, a mais extensa é a [[Galáxia de Andrômeda]], que se localiza a cerca de 2,9 milhões de anos-luz de nós, porém, de acordo com estudos, a Via Láctea possui maior massa. A mais próxima é a [[Galáxia Anã do Cão Maior]], a 42 mil anos-luz do centro galáctico, seguida pela [[Galáxia Anã Elíptica de Sagitário]]. A [[Grande Nuvem de Magalhães|Grande]] e a [[Pequena Nuvem de Magalhães]] são as maiores dentre as [[Galáxia satélite|galáxias satélites]] da Via Láctea.<ref name="Milky Way"/><ref>{{citar web|url=http://apod.nasa.gov/apod/local_group.html|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6MtkTXfcp?url=http://apod.nasa.gov/apod/local_group.html|arquivodata=25 de janeiro de 2014-01-25|título=Index - Galaxies: Local Group|autor=[[Astronomy Picture of the Day]]|publicado=[[NASA]]|língua=inglês|acessodata=25 de janeiro de 2014|urlmorta=no}}</ref>
 
== Futuro ==
=== Colisões planetárias ===
[[Imagem:Massive Smash-Up at Vega.jpg|thumb|esquerda|Os planetas podem entrar em rota de colisão no futuro.]]
Uma das questões debatidas entre os cientistas refere-se à estabilidade do Sistema Solar. Sabe-se que os planetas exercem atração gravitacional entre si e, portanto, suas órbitas não são perfeitamente estáveis. Uma vez que essas variações são cumulativas, o Sistema Solar poderá entrar em um [[Teoria do caos|período caótico]] no qual a relativa estabilidade existente hoje não mais prevalecerá. Os cenários acerca do movimento planetário a longo prazo são extremamente difíceis de prever, por conta da enorme quantidade de objetos e de fatores envolvidos. Não obstante, estima-se que pelo menos nos próximos quarenta milhões de anos os planetas devam ocupar aproximadamente suas órbitas atuais. Num futuro distante a órbita de Mercúrio, por exemplo, tenderá a se tornar cada vez mais excêntrica, levando o planeta a possivelmente cruzar com a órbita de Vênus ou mesmo com a da Terra, perturbando a trajetória de todos os planetas interiores e propiciando, de acordo com cenários projetados, uma colisão de Mercúrio com Vênus em 3,5 bilhões de anos<ref group="nota" name="números"/>ou a ejeção do primeiro para fora do Sistema Solar. Essas perturbações podem causar, ainda, uma colisão entre o nosso planeta e Mercúrio ou Marte em alguns bilhões de anos,<ref group="nota" name="números"/> o que varreria completamente qualquer forma de vida ainda presente na Terra. Os gigantes gasosos, por outro lado, não devem sofrer mudanças significativas em suas órbitas devido a esse processo, por conta, sobretudo, de suas massas consideravelmente superiores às dos planetas internos.<ref>{{citar web|url=http://www.newscientist.com/article/dn13757?feedId=online-news_rss20|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EBiJCd1Z?url=http://www.newscientist.com/article/dn13757?feedId=online-news_rss20|arquivodata=4 de fevereiro de 2013-02-04|título=Solar System could go haywire before Sun dies|autor=David Shiga|publicado=New Scientist|data=23 de abril de 2008|língua=inglês|acessodata=4 de fevereiro de 2013|urlmorta=no}}</ref><ref>{{citar web|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/683/2/1207/pdf/0004-637X_683_2_1207.pdf|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EBiaJXhU?url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/683/2/1207/pdf/0004-637X_683_2_1207.pdf|arquivodata= 4 de fevereiro de 2013-02-04|título=On the dynamical stability of the Solar System|autor=Konstantin Batygin e Gregory Laughlin|publicado=[[Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal]]|data=20 de agosto de 2008|língua=inglês|acessodata=4 de fevereiro de 2013|formato=PDF|urlmorta=no}}</ref><ref>{{citar web|url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1994A%26A...287L...9L&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf|arquivourl=httphttps://www.webcitation.org/6EBipCDcK?url=http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1994A&A...287L...9L|arquivodata=4 de fevereiro de 2013-02-04|título=Large-scale chaos in the Solar System|autor=J. Laskar|publicado=[[Observatório Europeu do Sul]]|data=17 de maio de 1994|acessodata=4 de fevereiro de 2013|língua=inglês|formato=PDF|urlmorta=no}}</ref>
 
=== Colisão galáctica ===
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