Proste z pozoru pytanie o granicę Układu Słonecznego długo pozostawało bez jednoznacznej odpowiedzi. No bo gdzie ją umieścić? Na orbicie najdalszej planety, czyli Neptuna, który krąży w odległości 30 j.a. od Słońca? (j.a. – jednostka astronomiczna = 150 mln km = promień orbity Ziemi). Oderwalibyśmy wtedy od słonecznej rodziny Plutona i jego licznych towarzyszy z tzw. pasa Kuipera, rozciągającego się między 30 a 50–60 j.a. Może te granice ustalić na zewnętrznym brzegu pasa Kuipera? Ale w takim razie co z obiektami, których orbity są silnie wydłużone i częściowo wystają poza pas? Więc może tam, gdzie grawitacja Słońca zrównuje się z grawitacją sąsiednich gwiazd? Niestety, wszystkie gwiazdy (łącznie ze Słońcem) poruszają się względem siebie, przez co tak zdefiniowana granica „falowałaby” w przestrzeni.
Problem rozwiązano w zupełnie inny sposób: Układ Słoneczny jest zanurzony w niezwykle rozrzedzonej mieszaninie gazów i mikroskopijnych ziaren lodowo-pyłowych, zwanej ośrodkiem międzygwiazdowym. W ciągu godziny Słońce traci średnio 5 mld ton materii, która w postaci wiatru słonecznego ucieka odeń z prędkością kilkuset kilometrów na sekundę w przestrzeń międzygwiazdową. Wiatr ten rozpycha ośrodek międzygwiazdowy i wytwarza w nim wypełniony słoneczną materią pęcherz, nazywany przez astronomów heliosferą. Powierzchnię heliosfery – tzw. heliopauzę – przyjęto uważać za granicę Układu Słonecznego. Tej definicji trudno już cokolwiek zarzucić, ponieważ to właśnie na heliopauzie wiatr słoneczny styka się z ośrodkiem międzygwiazdowym. Nawiasem mówiąc, choć miliardy ton na godzinę wydają się ilością całkiem pokaźną, dla Słońca jest to utrata wręcz niezauważalna: przy stałej intensywności wiatru znikłoby dopiero za sto bilionów lat.