miniatura|<center>Creació artística d'un disc protoplanetari La formació i evolució del sistema solar és el subjecte de teories complexes i variades. L'estudi implica diverses disciplines científiques com l'astronomia, la física, la geologia i la ciència planetària. Al llarg de la història, hi ha hagut unes quantes teories però l'estudi científic no va començar fins ben entrat el . Abans dominaven teories creacionistes que n'explicaven l'origen per intervenció divina.
Els avenços entre d'altres en física nuclear, la construcció de telescopis potents, de satèl·lits i d'ordenadors capaços d'analitzar grans quantitats de dades han contribuït molt a la comprensió dels fenòmens estel·lars;
Formació inicial Nebulosa solar
La hipòtesi actual de la formació del sistema solar és la hipòtesi nebular, proposada per Emanuel Swedenborg el 1734.Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Emanuel Swedenborg, Opera Philosophica et Mineralia, Vol. 1 Principia) L'any 1755, Immanuel Kant, bon coneixedor dels treballs de Swedenborg, va contribuir a desenvolupar la teoria. El 1796, Pierre-Simon Laplace, de manera independent, va formular una teoria similar.
La teoria nebular manté que fa 4.600 milions d'anys, el sistema solar va ser format a partir de la força gravitatòria d'un núvol molecular gegant que va patir una contracció general. Aquest núvol inicial probablement feia uns quants anys llum de llargada, i va ser el bressol on van néixer moltes estrelles.} Encara que, inicialment, es pensava que el procés havia succeït amb una relativa tranquil·litat, estudis més recents a partir d'antics meteorits han detectat traces d'elements que s'han format a partir de grans explosions estel·lars i, per tant, indica que en la zona on es va formar el Sol hi havia supernoves. L'ona de xoc d'aquestes supernoves podria haver provocat la formació del Sol i, en la nebulosa circumdant, hi hauria regions amb una densitat molt elevada que haurien provocat un gran col·lapse.
miniatura|Foto des del Hubble d'un disc protoplanetari a la nebulosa d'Orió, un conjunt estel·lar molt similar a la nebulosa inicial de la qual es formà el Sol Una d'aquestes regions de gas explosiu, coneguda com a nebulosa presolar, és la que formaria més endavant el Sol. Aquesta regió tenia un diàmetre d'entre 7.000 i 20.000 ua i una massa molt similar a la del Sol: entre 1,001 i 1,1 masses solars.} Hauria tingut una composició més o menys igual a la del Sol actual, amb un 98% d'hidrogen i heli present des del big-bang, i un 2% d'elements més pesants creats per anteriors generacions d'estrelles que morien i expulsaven el material un altre cop a l'espai interestel·lar.
Com la nebulosa es col·lapsà, la conservació del moment angular va provocar que la velocitat de rotació augmentés. Mentre el material de dins la nebulosa es condensava, els àtoms començaren a col·lidir amb una freqüència cada cop més alta, el que va provocar l'alliberament d'energia en forma de calor. El centre, on es concentrava la major part de la massa, es tornava cada vegada més calent, i molt més que el disc que l'envoltava. Per l'acció de les forces que actuaven conjuntament, com la gravetat, la pressió dels gasos, els camps magnètics, i la rotació, la nebulosa que es contreia va començar a aplanar-se i formar un disc protoplanetari d'un diàmetre d'uns 200 AU i amb una protoestrella calenta i densa al centre.
Els estudis d'estrelles joves T Tauri, que en aquest punt de llur evolució es considera que tenen un estat similar al del Sol, mostren que sovint aquestes estrelles són acompanyades per discs de tipus preplanetari. Aquests discs s'estenen al llarg de centenars d'AU i són més aviat freds, i atenyen només uns mil graus kèlvin al màxim. Després de cent milions d'anys, la temperatura i la pressió en el nucli del Sol arribaren a ser tan elevades que l'hidrogen es començà a fondre, el que va generar una font d'energia interna que contrarestava la força de contracció gravitatòria, fins a arribar a l'equilibri hidroestàtic. En aquest punt, el Sol esdevé una estrella ja completament desenvolupada.Michael Stix. The Sun: An Introduction. Springer.
Els planetes s'haurien format a partir d'aquest núvol de gas i pols conegut com la nebulosa solar. El model que explica la formació dels planetes es coneix l'acreció. Es creu que, inicialment, consistia en grans de pols en òrbita al voltant de la protoestrella central, grans que progressivament es van atreure mútuament fins a arribar a formar grups d'entre 1 i 10 quilòmetres de diàmetre. Aquests grups també col·lidiren entre si per formar cossos més grossos anomenats planetesimals, d'uns cinc km de grandària, que gradualment van créixer uns 15 cm cada any, durant els següents milions d'anys.
El sistema solar era massa calent i no permetia que substàncies volàtils com l'aigua o el metà es condensessin, de manera que els planetesimals que van aparèixer foren relativament petits, i representarien només un 0,6% de la massa del disc. A més, eren, en gran part, compostos amb un punt de fusió alt, com silicats i metalls. Aquests cossos rocosos finalment es convertirien en els planetes terrestres. Més enllà, els efectes gravitacionals de Júpiter feien impossible que els objectes protoplanetaris s'ajuntessin generant el cinturó d'asteroides.
Encara més lluny, més enllà de la línia de congelació on els compostos volàtils de gel podien romandre sòlids, a mesura que aquells components eren més comuns, Júpiter i Saturn agruparen més material que els planetes terrestres i es convertiren en gegants gasosos. Urà i Neptú captaren molt menys material i se'ls considera uns gegants de gel, perquè es creu que els seus nuclis estan formats principalment de gel, de compostos d'hidrogen.
El vent solar del jove Sol va escampar tot el gas i la pols pel disc protoplanetari, disseminant-lo per l'espai interestel·lar, i posant fi al creixement dels planetes. Les estrelles T Tauri tenen vents solars molt més forts que les estrelles més velles i estables.
Problemes amb el model nebular Un dels problemes del model de nebulosa solar és el que fa referència al moment angular. Amb la major part de la massa del sistema acumulant-se al voltant d'un núvol en rotació, la hipòtesi prediu que la major part del moment angular del sistema s'hauria d'acumular en aquest mateix lloc. Tanmateix, la rotació del Sol és molt més lenta del que es pressuposa, i els planetes, malgrat tenir menys de l'1% de la massa total del sistema, inclouen més del 90% del seu moment angular. Una resolució a aquest problema és que les partícules de pols del disc original van generar algun tipus de fricció, la qual cosa va disminuir la velocitat de rotació en el centre.
Els planetes situats en un «lloc incorrecte», per dir-ho d'alguna manera, són un altre problema per al model. Urà i Neptú estan ubicats en una regió on la seva formació és molt poc plausible per la baixa densitat de la nebulosa solar i els llargs temps orbitals a la seva regió. Encara més, els júpiters calents que ara s'observen al voltant d'altres estrelles no es poden haver format en les seves posicions actuals si és que també es van formar a partir de nebuloses solars. S'estan debatent aquests tipus de problemes, assumint que les interaccions amb la mateixa nebulosa i amb restes planetàries poden ocasionar determinades migracions de planetes.
Els detalls de les característiques dels planetes són encara un tercer problema. La hipòtesi de la nebulosa solar prediu que tots els planetes es formaran exactament en el pla de l'eclíptica. En canvi, les òrbites dels planetes clàssics tenen diverses inclinacions respecte a l'eclíptica, tot i ser petites. Encara més; per als gegants gasosos es pot predir que les seves rotacions i sistemes lunars tampoc no estaran inclinats respecte del pla el·líptic, tenint Urà una inclinació de 98°.
La Lluna, que és relativament gran en comparació a la Terra, i altres llunes que es troben en òrbites irregulars respecte al seu planeta, ens presenten un altre problema. Tot i així, ara es creu que aquestes observacions s'expliquen per esdeveniments que van ocórrer després de la formació inicial del sistema solar.
Altres hipòtesis miniatura|esquerra|James Clerk Maxwell Durant els últims anys del , la hipòtesi nebular de Kant-Laplace va ser criticada per James Clerk Maxwell, que va provar que si la matèria dels planetes hagués estat alguna vegada distribuïda formant un disc al voltant del Sol, les forces de rotació diferencial haurien impedit la condensació de planetes individuals. Una altra objecció va ser que el Sol té un moment angular menor que el requerit pel model de Kant-Laplace. Durant unes quantes dècades, molts astrònoms van preferir la hipòtesi de les col·lisions properes, que considerava que els planetes s'haurien format a causa de l'aproximació d'una altra estrella al Sol. Aquesta proximitat hauria expulsat una gran quantitat de matèria tant del Sol com de l'altra estrella a causa de les forces de marea i, que en condensar-se, hauria format els planetes.
La hipòtesi de les col·lisions properes també va ser criticada i, en la dècada del 1940, el model nebular va ser millorat i va aconseguir una àmplia acceptació per part de la comunitat científica. En la versió modificada, es va assumir que la massa del protoplaneta original era major i que la variació del moment angular era deguda a forces magnètiques. És a dir, el jove Sol va transferir una part del moment angular al disc protoplanetari i als planetesimals mitjançant ones d'Alfvén, com se suposa que els succeeix a les estrelles T Tauri.
Al l'astrofísic americà A. Lyman Spitzer va elaborar una hipòtesi que va convèncer la majoria de la comunitat científica. La hipòtesi es va anomenar "Teoria de Titus-Bode".
Aquesta hipòtesi consistia en el fet que una estrella de gran mida s'havia trobat amb un Sol en plena formació, quan només era pols i estava en rotació camí a formar el sol primitiu. La gravetat que tenia aquesta estrella va provocar que una part de la massa que hi havia en la formació del Sol sortís disparada. Aquesta matèria que va sortir disparada es va quedar en l'òrbita del Sol primitiu, d'aquesta manera tota aquesta matèria es va ajuntar amb el temps fins a formar milions de protoplanetes que no tenien més de 10 km. A partir d'aquí es van anar ajuntant contínuament i així es van formar els planetes rocosos, la major part de la matèria gasosa va anar més lluny i es va anar ajuntant per culpa d'uns protoplanetes que van estar a aquella distància i d'aquesta manera s'haurien anat formant els planetes gasosos. L'únic que no pot explicar aquesta teoria és el moment angular dels planetes, ja que aquest tenen un moment angular major.
El model nebular refinat va ser desenvolupat completament basant-se en les observacions del nostre sistema solar, ja que era l'únic conegut fins a mitjans de la dècada de 1990. Tot i així, es creia que era àmpliament aplicable a altres sistemes planetaris, per la qual cosa els científics estaven delerosos per trobar discs protoplanetaris o, fins i tot, planetes extrasolars al voltant d'altres estrelles. En l'actualitat, s'ha observat nebuloses estel·lars i discs protoplanetaris en la nebulosa d'Orió i en altres regions amb estrelles en formació, emprant el telescopi espacial Hubble. Algunes d'aquestes àrees tenen fins a 1.000 ua de diàmetre.