Teprve v době osvícenství a především v době tak báječného vynálezu, jakým se stal dalekohled, začali badatelé zkoumající oblohu získávat jasnější představu o podobě nejbližšího vesmíru a charakteru naší mateřské hvězdné soustavy, kterou dnes nazýváme Sluneční.

Saturn byl ze svého odvěkého postavení sesazen 13. března 1781, kdy anglický astronom William Herschel objevil třetí největší planetu naší Sluneční soustavy - Uran. Hranice Sluneční soustavy se posunula z asi 10 au (astronomických jednotek) někam k 19 au. Uran se však na výsluní dlouho neohřál. Již v roce 1846 (23. září) objevuje J. G. Gall ještě vzdálenější planetu - Neptun. A hranice Sluneční soustavy se opět posouvá. Někam ke 30 au.

Necelé století se pak "nic" neděje. Až teprve v roce 1930 (18. února) objevuje americký astronom C. Toumbaugh planetu Pluto. Hranice Sluneční soustavy se posunuly k asi 40 au. V době objevu a desetiletí po něm bylo Pluto považováno za planetu. Až v roce 2006 bylo Pluto "degradováno" na trpasličí planetu.

Jen dva roky po objevu Pluta přichází s hypotézou existence oblaku komet, který daleko za dráhou posledně objevené planety oklopuje Slunce, Ernst Öpik (1893 - 1985). S podobnou hypotézou přichází v roce 1950 Jan Hendrik Oort (1900 - 1992), který ji publikoval v odborném tisku. Vnější hranice Oortova oblaku činí asi 100 000 au, což je asi jedna třetina vzdálenosti k nejbližší hvězdě (vyjma Slunce). Oortův oblak je ale dodnes hypotetickým útvarem, neboť v něm nepozorujeme (nejsme schopni pozorovat) žádné těleso.

Asi 1 000× blíže ke Slunci leží tzv. Kuiperův pás. Jeho existenci jako první předpověděl v roce 1930 F. C. Leonard. Dalším kdo o možnosti existence tohoto pásu těles psal byl E. Edgeworthe v roce 1943 a třetím pak v roce 1951 G. P. Kuiper. Kuiperův pás představuje oblast planetek a kometárních jader nacházejících se za dráhou planety Neptun. Tento pás má vnitřní hranicí asi 30 au a vnější hranicí asi 55 au.

Tato vnější hranice Kuiperova pásu je však jen jakýmsi difúzním předělem, protože i za hranicí 55 au existuje řada transneptunických těles. Jejich množství však řádově klesá. Tyto objekty tzv. rozptýleného disku mají silně excentrické dráhy s velkým sklonem (až 30°). Afélia jejich drah mohou ležet řádově až stovky astronomických jednotek od Slunce. Asi nejznámějším příkladem tohoto typu TNO objektů (tzv. transneptunických těles) je v roce 2003 objevená planetka Sedna (2003VB12) pojmenovaná po inuitské bohyni žijící na dně chladného arktického oceánu.

První těleso Kuiperova pásu objevili Dawe Jewitt a Jane Luu 2,2metrovým teleskopem na Havaji v roce 1992. Těleso nese katalogové označení 1992 QB1 a nachází se ve vzdálenosti asi 44 au od Slunce. Další těleso Kuiperova pásu objevili astronomové jen o šest měsíců později. Byl jím objekt s katalogovým označením 1993FW. Dnes astronomové evidují tisíce takovýchto objektů za dráhou Neptunu.

A který z objektů Kuiperova pásu je nejvzdálenější? Ještě před pár dny to byl objekt Farout s katalogovým označením 2018 VG18. Jedná se o objekt s průměrem asi 500 km a oběžnou dobou 929 let. Afélium jeho dráhy leží ve vzdálenosti asi 125 au.

Jen před pár dny byl však Farout sesazen z pomyslného piedestalu jiným objektem, který je označován jako Farfarout s katalogovým označením 2018 AG37. Farfarout, jak píši v jiném článku, potřebuje k oběhu Slunce celé tisíciletí a afélium jeho dráhy leží ve vzdálenosti asi 175 au. Protože od jeho objevu v roce 2018 uběhla jen krátká doba, dráha tělesa o průměru asi 400 km se stále upřesňuje. Definitivní pojmenování se planetkám uděluje až v době, kdy je jejich oběžná dráha známá s dostatečnou přesností.

V současné době je Farfarout vzdálen od Slunce asi 132 au, což je 132× dále než kolik činí vzdálenost Země od Slunce. I tak se jedná o nejvzdálenější známý (a pozorovaný) objekt Sluneční soustavy. Dalo by se tedy říci, že dnes hranice Sluneční soustavy leží ve vzdálenosti 175 au (astronomických jednotek).

Jenže tak jednoduché to až není. Protože se naše znalosti o Sluneční soustavě v posledních letech zásadně změnily, změnilo se i nahlížení na hranice planetárního a hvězdného systému. Hodně také záleží na tom, kdo a z jakého oboru astronomie o dané problematice píše.

Astronomové zabývající se pohyby hvězd a vícenásobných hvězdných systémů budou asi pokládat hranice Sluneční soustavy někam do vzdálenosti okolo dvou světelných let, tedy asi do půli cesty k nejbližší cizí hvězdě, kde se definitivní ztrácí gravitační vliv naší centrální hvězdy - Slunce.

Astronomové zabývající se výzkumem Sluneční soustavy a těles v ní obsažených budou pokládat vnější hranici někam do vzdálenosti okolo 100 000 astronomických jednotek, tedy na vnější hranici Oortova oblaku. Jiní zase budou za vnější hranici považovat hranici rozptýleného disku Kuiperova pásu, tedy nějakých 500 a možná že až 1 000 au od Slunce s tím že není jasné, zda-li vzdálenější Oortův oblak je s naší hvězdou dynamicky svázán.

Astronomové zabývající se Sluncem a slunečním větrem se na problematiku hranice Sluneční soustavy dívají zase úplně jinou optikou. Ti hranici Sluneční soustavy pokládají do míst, kde mezihvězdný vítr převáží nad slunečním větrem, proudem částic vyvrhovaných naší centrální hvězdou. Tedy za hranicí, kdy rychlost částic slunečního větru výrazně klesá a zpomaluje pod rychlost zvuku. Za hranici Sluneční soustavy tedy považují obal heliosféry, heliopauzu.

Heliopauza je obal heliosféry, která má nepravidelný kapkovitý tvar a může se v čase z řady příčin měnit. Heliopauza se nachází ve vzdálenosti asi 150 au. Podle měření sondy Voyager 2 ze srpna 2012 leží hranice ve vzdálenosti 121 au.

Jak plyne z předchozí textu, hranice Sluneční soustavy netvoří žádnou jednoznačnou linii. Její vzdálenost také hodně závisí na tom, podle jakých kritérií se hranice stanovuje. Velice obecně ale můžeme říci, že za hranice Sluneční soustavy můžeme považovat (v nejširším slova smyslu) sféru, na které se vyrovnávají gravitační vliv našeho Slunce s gravitačním vlivem okolních hvězd.