thumb|upright=2|Słońce, planety i planety karłowate Układu Słonecznego z uwzględnioną skalą wielkości (bez zachowania skali odległości względem siebie)Grafika przedstawiająca Słońce i planety z zachowaniem skali zarówno odległości, jak i ich wielkości..

Układ Słoneczny – układ planetarny w Drodze Mlecznej, składający się ze Słońca i powiązanych z nim grawitacyjnie ciał niebieskich: ośmiu planet, 418 (wg stanu na październik 2025) księżyców, pięciu planet karłowatych i miliardów (a być może nawet bilionów) małych ciał, do których zalicza się planetoidy, komety i meteoroidy, a także pył międzyplanetarny.

Zbadane regiony Układu Słonecznego zawierają, licząc od Słońca: cztery planety skaliste (Merkury, Wenus, Ziemia, Mars), pas planetoid składający się z małych skalistych ciał, cztery zewnętrzne gazowe olbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran, Neptun) oraz drugi pas składający się z obiektów skalno-lodowych, tak zwany Pas Kuipera. Za Pasem Kuipera znajduje się dysk rozproszony, dużo dalej heliopauza i w końcu hipotetyczny Obłok Oorta. Pięć obiektów zaliczonych do klasy planet karłowatych to: Ceres (największy obiekt w pasie planetoid), Pluton (do 24 sierpnia 2006 roku uznawany za 9. planetę Układu), Haumea, Makemake (drugi co do wielkości obiekt w Pasie Kuipera) i Eris (największy znany obiekt w dysku rozproszonym).

Sześć z ośmiu planet i cztery z planet karłowatych mają naturalne satelity, zwane księżycami. Każda z planet zewnętrznych jest otoczona pierścieniami złożonymi z ziaren lodowych i pyłu kosmicznego. Wszystkie planety, z wyjątkiem Ziemi i Urana (który zawdzięcza nazwę greckiemu bóstwu Uranosowi), noszą imiona bóstw z mitologii rzymskiej.

Szacuje się, że formowanie się i ewolucja Układu Słonecznego rozpoczęły się 4,6 miliarda lat temu, gdy na skutek grawitacyjnego zapadnięcia się części niestabilnego obłoku molekularnego rozpoczął się proces formowania Słońca i innych gwiazd. Układ wciąż podlega ewolucyjnym i chaotycznym zmianom i nie będzie istniał wiecznie w obecnej postaci. Za około 4 miliardy lat rozpocznie się zderzenie Galaktyki Andromedy z Drogą Mleczną, a w ciągu około 5 miliardów lat Słońce wielokrotnie się powiększy, stając się czerwonym olbrzymem, co doprowadzi do zniszczenia planet wewnętrznych, w tym Ziemi. Modele ewolucji gwiazd przewidują, że następnie Słońce odrzuci swoje zewnętrzne warstwy jako mgławicę planetarną i przekształci się w białego karła, którego temperatura i jasność będą stopniowo spadać, aż do przekształcenia w nieświecącego czarnego karła.

Terminologia thumb|upright=1.5|Obszary Układu Słonecznego. Rozmiary i orbity planet bez zachowania skali.

Obiekty orbitujące wokół Słońca są podzielone na trzy grupy: planety, planety karłowate i małe ciała Układu Słonecznego.

Astronomowie zwykle mierzą odległości w Układzie Słonecznym w jednostkach astronomicznych (skrót: au lub j.a.). Jedna jednostka astronomiczna to średnia odległość pomiędzy Ziemią a Słońcem, czyli około  km. Przykładowo Pluton jest odległy średnio o około 39,4 au od Słońca, podczas gdy Jowisz krąży po orbicie w średniej odległości około 5,2 au od Słońca. Jeden rok świetlny, jednostka używana do wyrażania odległości międzygwiazdowych, to około  au.

Nieformalnie Układ Słoneczny jest czasami dzielony na oddzielne strefy. Wewnętrzny Układ Słoneczny zawiera cztery planety skaliste i główny pas planetoid. Czasami definiuje się zewnętrzny Układ Słoneczny jako obejmujący wszystko poza pasem planetoid. Od czasu odkrycia Pasa Kuipera, niektórzy używają tego określenia dla obszaru poza orbitą Neptuna, a wtedy gazowe olbrzymy stanowią „strefę środkową”.

Planeta

Jest to ciało niebieskie, które znajduje się na orbicie wokół Słońca, ma wystarczającą masę, aby własną grawitacją pokonać siły spoistości ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie kulisty) i wyczyścić przestrzeń w pobliżu swojej orbity.

Planeta karłowata

Jest to ciało niebieskie, które znajduje się na orbicie wokół Słońca, ma wystarczającą masę, aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie kulisty), nie wyczyściło jednak przestrzeni w pobliżu swojej orbity, oraz nie jest satelitą.

Wszystkie pozostałe obiekty okrążające Słońce, oprócz satelitów, powinny być określane wspólnie jako „małe ciała Układu Słonecznego”.

Powstanie i ewolucja thumb|Artystyczna wizja dysku protoplanetarnego

Układ Słoneczny powstał około 4,6 miliarda lat temu z zagęszczenia obłoku molekularnego. Owa stosunkowo rzadka chmura gazu (przede wszystkim wodoru i helu) i pyłu kosmicznego o średnicy kilku lat świetlnych zapadła się grawitacyjnie – prawdopodobnie pod wpływem jakiegoś zaburzenia zewnętrznego, związanego na przykład z niedalekim wybuchem supernowej. Kurczeniu się obłoku odpowiadało zwiększanie się gęstości, szczególnie w centrum, oraz formowanie się wirującego coraz szybciej dysku protoplanetarnego o średnicy około 200 au. Centralny obiekt dysku – protogwiazda – w końcu przekształcił się w Słońce, a w otaczającym je dysku powstały poszczególne ciała niebieskie: przede wszystkim planety, ale także i pozostałe składniki Układu Słonecznego. Pierwotny Układ Słoneczny różnił się od obecnego: planety krążyły po innych orbitach i było w nim znacznie więcej małych ciał, pyłu międzyplanetarnego oraz resztek gazu. Promieniowanie świetlne i wiatr słoneczny wyczyściły Układ z gazu i pyłu. Wiele małych ciał Układu zderzyło się z dużymi ciałami lub zostało z niego wyrzuconych. Zderzenia, jak i wzajemne oddziaływania ciał, zmieniały parametry orbit. Proces ten, choć znacznie ograniczony, trwa w dalszym ciągu. Oddziaływania wprowadzają perturbacje do orbit planet i mniejszych ciał Układu. Zmiany te są trudne do dokładnego przewidzenia, szczególnie dla mniejszych ciał Układu Słonecznego, dlatego określa się, że mają charakter chaosu deterministycznego. Zmiany te dzieli się na zmiany potencjalne, zachowujące sumę energii ciał, jak i niepotencjalne, w których ruch jest hamowany głównie przez siły pływowe.

Astronomowie przewidują, że pomimo tych zmian Układ Słoneczny w obecnej postaci nie ulegnie drastycznym zmianom, dopóki Słońce nie przemieni całego wodoru w jądrze w hel i, przechodząc w kolejną fazę, zmieni się z gwiazdy ciągu głównego w czerwonego olbrzyma. Wówczas Słońce znacznie zwiększy swą średnicę, pochłaniając najbliższe mu planety, w tym prawdopodobnie także Ziemię.

Struktura thumb|left|Ekliptyka widziana w świetle słonecznym zza Księżyca. Zdjęcie z sondy Clementine. Od lewej: Merkury, Mars, Saturn. thumb|Położenie środka ciężkości Układu Słonecznego względem Słońca w latach 1945–1995 Centrum Układu Słonecznego stanowi Słońce, gwiazda ciągu głównego typu widmowego G2, która zawiera 99,86% znanej masy Układu i dominuje w nim grawitacyjnie. Jowisz i Saturn, dwa największe ciała orbitujące wokół Słońca, stanowią więcej niż 90% pozostałej masy układuMasa Układu Słonecznego, wyłączając Słońce, Jowisza i Saturna może być określona poprzez zsumowanie wszystkich obliczonych mas jego największych obiektów i używając szacunkowych obliczeń dla mas obiektów z Obłoku Oorta (szacowany na ok. 3 masy Ziemi), Pasa Kuipera (obliczany na ok. 0,1 masy Ziemi) i pasa planetoid (oceniany na 0,0005 mas Ziemi) – co daje razem, zaokrąglając w górę, ok. ~37 mas Ziemi lub 8,1% masy orbitującej wokół Słońca. Trzy kolejne przypisy odnoszą się, odpowiednio, do Obłoku Oorta, Pasa Kuipera i pasa planetoid..

thumb|Orbity ciał Układu Słonecznego w proporcjonalnej skali (w kolejności wedle wskazówek zegara, poczynając od lewego górnego rogu) Większość orbit dużych ciał krążących wokół Słońca położona jest blisko płaszczyzny orbity ziemskiej, zwanej ekliptyką, podczas gdy orbity komet i obiektów Pasa Kuipera są zwykle nachylone pod większym kątem do ekliptyki.

Wszystkie planety i większość innych ciał okrążają Słońce zgodnie z kierunkiem jego własnej rotacji (przeciwnej do wskazówek zegara, patrząc z góry na biegun północny Słońca). Istnieją też wyjątki takie jak Kometa Halleya.

Orbitalny ruch ciał niebieskich obiegających Słońce opisał Jan Kepler, formułując prawa ruchu planet. Według I prawa Keplera każde ciało krąży (w przybliżeniu) po elipsie, a Słońce leży w jednym z ognisk tej elipsy. Im bliżej Słońca znajduje się ciało, tym szybciej się porusza. Orbity planet są zbliżone do okręgu, jednak wiele komet, planetoid i obiektów Pasa Kuipera krąży po silnie wydłużonych elipsach, a ich odległość od Słońca zmienia się w trakcie obiegu. Maksymalne zbliżenie do Słońca nazywane jest peryhelium, a największe oddalenie – aphelium.

Ze względu na ogromne różnice w stosunkach odległości wiele wizualizacji Układu Słonecznego ukazuje orbity planet w podobnych do siebie odległościach. W rzeczywistości, z kilkoma wyjątkami, im dalej od Słońca krąży planeta lub pas planetoid, tym bardziej rośnie odległość pomiędzy jej orbitą a orbitą poprzedniego ciała. Na przykład Wenus jest średnio o 0,33 au dalej niż Merkury, podczas gdy Saturn – o 4,3 au dalej niż Jowisz, a Neptun – o 10,5 au dalej niż Uran. Podejmowano próby określenia związku pomiędzy tymi odległościami (patrz: Reguła Titiusa-Bodego), jednak żadna tego typu teoria nie znalazła wytłumaczenia i nie została zaakceptowana.

Słońce

Duża masa Słońca umożliwiła uzyskanie wystarczająco wysokiej temperatury, by mogła zachodzić reakcja termojądrowa, uwalniająca ogromne ilości energii, która jest wysyłana w przestrzeń w większości jako promieniowanie elektromagnetyczne, w tym światło widzialne.

Gwiazdy porządkuje się na diagramie Hertzsprunga-Russella, na którym umieszcza się je według jasności absolutnej i temperatury powierzchni. Słońce jest klasyfikowane jako umiarkowanie duży żółty karzeł, jednak ta nazwa może być myląca, ponieważ – w porównaniu do innych gwiazd w Galaktyce – Słońce jest raczej duże i jasne. Większość gwiazd na diagramie Hertzsprunga-Russella położona jest w obszarze nazywanym ciągiem głównym; Słońce leży właśnie pośrodku tego obszaru. Gwiazdy jaśniejsze i gorętsze od Słońca występują rzadko. Gwiazdy ciemniejsze i chłodniejsze są powszechne.

Miejsce Słońca w ciągu głównym określa je jako gwiazdę w „sile wieku”. Nie wyczerpało ono jeszcze zapasu wodoru niezbędnego do reakcji termojądrowej. W miarę postępowania przemiany wodoru w hel Słońce staje się coraz jaśniejsze. We wcześniejszych etapach życia gwiazdy, jasność Słońca wynosiła 75% obecnej jasności.

Obliczenia dotyczące stosunku wodoru i helu wskazują, że jest ono mniej więcej w połowie swojego życia jako gwiazda ciągu głównego. W końcu, za około pięć miliardów lat, Słońce zacznie się znacznie szybciej zmieniać i opuści ciąg główny – stanie się znacznie większe i chłodniejsze (czerwieńsze), zmieniając się w czerwonego olbrzyma. Wówczas jego jasność absolutna będzie kilka tysięcy razy większa od obecnej, ale temperatura jego powierzchni będzie niższa niż obecnie.

Słońce jest gwiazdą I populacji; narodziło się w późniejszych etapach ewolucji Wszechświata. Zawiera więcej pierwiastków cięższych od wodoru i helu, czyli tzw. „metali” (mówiąc w żargonie astronomicznym) niż starsze gwiazdy II populacji. Pierwiastki cięższe niż wodór i hel powstają tylko w jądrach gwiazd, a pierwiastki cięższe od żelaza – tylko podczas eksplozji gwiazd. Pierwsze pokolenie gwiazd (hipotetycznej III populacji i częściowo II populacji) zakończyło ewolucję w akcie eksplozji supernowej, dzięki czemu Wszechświat został wzbogacony o atomy pierwiastków ciężkich. Najstarsze gwiazdy zawierają niewiele metali, podczas gdy gwiazdy powstałe później zawierają ich więcej. Ta właśnie duża zawartość metali, jak się wydaje, zadecydowała, że Słońce wytworzyło układ planetarny, gdyż planety formują się z dysków zawierających pył kosmiczny.

Materia międzyplanetarna