thumb|upright=1.5|Representação artística do disco protoplanetário.
A formação e evolução do Sistema Solar iniciou-se há cerca de 4,6 bilhões de anos com o colapso gravitacional de uma pequena parte de uma nuvem molecular A maior parte da massa em colapso concentrou-se e formou o Sol, tido como centro, enquanto o resto se achatou por ação da força gravitacional num disco protoplanetário do qual se viriam a formar os planetas, luas, asteroides e os outros corpos menores do Sistema Solar. Este modelo, conhecido como a hipótese nebular, foi desenvolvido pela primeira vez no século XVIII por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant e Pierre-Simon Laplace. O desenvolvimento desta teoria teve um grande impacto noutras disciplinas científicas, como a astronomia, física, geologia e planetologia.
Desde o início da era espacial na década de 1950 e a descoberta de planetas extra-solares na década de 1990, o modelo tem sido desafiado e refinado para explicar novas observações. O Sistema Solar evoluiu consideravelmente desde sua formação inicial. Muitas luas se formaram a partir de discos circulantes de gás e poeira ao redor de seus planetas-mães, enquanto acredita-se que outras luas se formaram independentemente e mais tarde foram capturadas por seus planetas. Outros, como a Lua da Terra, podem ser o resultado de colisões gigantes. Colisões entre corpos ocorreram continuamente até os dias atuais e têm sido centrais para a evolução do Sistema Solar. As posições dos planetas podem ter mudado devido às interações gravitacionais. Acredita-se que essa migração planetária tenha sido responsável por grande parte da evolução inicial do Sistema Solar.
Dentro de cerca de 5 mil milhões de anos, o Sol irá arrefecer e expandir-se até muitas vezes o seu diâmetro atual, tornando-se uma gigante vermelha, subsequentemente libertando para o espaço as suas camadas exteriores numa nebulosa planetária e deixando para trás os restos estelares conhecidos por anã branca. Num futuro muito distante, a passagem de estrelas, por ação da gravidade, irá moldar a sequência de planetas em redor do Sol. Alguns dos planetas serão destruídos, outros ejetados para o espaço interestelar. Finalmente, passados bilhões de anos, é provável que se encontre o Sol sem um dos corpos originais a orbitá-lo.
História
As ideias relativas à origem e futuro do mundo datam dos primeiros escritos conhecidos; no entanto, durante quase todo esse tempo, não houve tentativa de vincular tais teorias à existência de um "Sistema Solar", simplesmente porque não se pensava que o Sistema Solar, no sentido de que agora o entendemos, existia. O primeiro passo para uma teoria da formação e evolução do Sistema Solar foi a aceitação geral do heliocentrismo, que colocou o Sol no centro do sistema e da Terra em órbita ao seu redor. Este conceito havia se desenvolvido por milênios (Aristarco de Samos havia sugerido isso já em 250 a.C.), mas não foi amplamente aceito até o final do século XVII. O primeiro uso registrado do termo "Sistema Solar" data de 1704.
A teoria padrão atual para a formação do Sistema Solar, a hipótese nebular, caiu dentro e fora de favor desde sua formulação por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant e Pierre-Simon Laplace no século XVIII. A crítica mais significativa da hipótese foi sua aparente incapacidade de explicar a relativa falta de momento angular do Sol quando comparada com os planetas. No entanto, desde o início da década de 1980 estudos de estrelas jovens têm mostrado que elas estão cercadas por discos frescos de poeira e gás, exatamente como prevê a hipótese nebular, o que levou à sua reaceitação.
A compreensão de como o Sol deve continuar a evoluir exigiu uma compreensão da fonte de sua energia. A confirmação de Arthur Stanley Eddington da teoria da relatividade de Albert Einstein levou à sua percepção de que a energia do Sol vem de reações de fusão nuclear em seu núcleo, fundindo hidrogênio em hélio. Em 1935, Eddington foi mais longe e sugeriu que outros elementos também poderiam se formar dentro das estrelas. Fred Hoyle elaborou sobre esta premissa argumentando que estrelas evoluídas chamadas gigantes vermelhas criaram muitos elementos mais pesados do que hidrogênio e hélio em seus núcleos. Quando um gigante vermelho finalmente ejeta suas camadas externas, esses elementos seriam então reciclados para formar outros sistemas estelares.
Formação
Nebulosa protossolar A hipótese nebular diz que o Sistema Solar se formou a partir do colapso gravitacional de um fragmento de uma nuvem molecular gigante. A nuvem tinha cerca de 20 parsec (65 anos-luz) de diâmetro, enquanto os fragmentos tinham cerca de 1 parsec (três e 1 quarto de anos-luz) de diâmetro. O colapso posterior dos fragmentos levou à formação de núcleos densos.Uma unidade astronômica, ou UA, é a distância média entre a Terra e o Sol, ou cerca de 150 milhões de quilômetros. É a unidade padrão de medida para distâncias interplanetárias. Um desses fragmentos (conhecido como nebulosa protossolar) formou o que se tornou o Sistema Solar. A composição desta região com uma massa pouco acima da do Sol (M☉) era quase a mesma da composição solar de hoje, isto é, hidrogênio, hélio e vestígios de lítio produzidos pela nucleossíntese do Big Bang, formando cerca de 98% de sua massa. Os 2% restantes da massa consistiam de elementos mais pesados que foram criados pela nucleossíntese em gerações anteriores de estrelas. No final da vida dessas estrelas, eles ejetaram elementos mais pesados para o meio interestelar.
As inclusões mais antigas encontradas em meteoritos, que se creem rastrear o primeiro material sólido a se formar na nebulosa protossolar, têm 4568,2 milhões de anos, o que é uma das definições para a idade do Sistema Solar. Estudos de meteoritos antigos revelam traços de núcleos-filhos estáveis de isótopos de curta duração, como o ferro-60, que só se formam em estrelas explosivas e de curta duração. Isso indica que uma ou mais supernovas ocorreram nas proximidades. Uma onda de choque de uma supernova pode ter desencadeado a formação do Sol criando regiões relativamente densas dentro da nuvem, causando o colapso dessas regiões. Porque apenas estrelas massivas e de curta duração produzem supernovas, o Sol deve ter se formado em uma grande região formadora de estrelas que produziu estrelas massivas, possivelmente semelhantes à Nebulosa de Órion. Estudos da estrutura do cinturão de Kuiper e de materiais anômalos dentro dele sugerem que o Sol se formou dentro de um aglomerado entre 1.000 e 10 000 estrelas com um diâmetro entre 6,5 e 19,5 anos-luz e uma massa coletiva de 3.000 M☉. Este aglomerado começou a se separar entre 135 milhões e 535 milhões de anos após a formação. Várias simulações do nosso jovem Sol interagindo com estrelas próximas ao longo dos primeiros 100 milhões de anos de sua vida produzem órbitas anômalas observadas no sistema solar, como objetos separados.
Por causa da conservação do momento angular, a nebulosa girou mais rápido à medida que colapsada. À medida que o material dentro da nebulosa se condensava, os átomos dentro dele começaram a colidir com frequência crescente, convertendo sua energia cinética em calor. O centro, onde a maior parte da massa coletada, tornou-se cada vez mais quente que o disco circundante. Ao longo de cerca de 100 000 anos, as forças concorrentes de gravidade, pressão de gás, campos magnéticos e rotação fizeram com que a nebulosa contraída se achatasse em um disco protoplanetário giratório com um diâmetro de cerca de 200 UA e formasse uma protoestrela quente e densa (uma estrela na qual a fusão de hidrogênio ainda não começou) no centro.
Neste ponto de sua evolução, acredita-se que o Sol tenha sido uma estrela T Tauri. Estudos de estrelas de T Tauri mostram que muitas vezes são acompanhados por discos de matéria pré-planetária com massas de 0,001-0.1. Esses discos se estendem a várias centenas de UA — o Telescópio Espacial Hubble observou discos protoplanetários de até 1000 UA de diâmetro em regiões formadoras de estrelas, como a Nebulosa de Órion e são bastante frios, atingindo uma temperatura de superfície de apenas cerca de 1.000 K (730 °C; 1.340 °F) na sua parte mais quente. Dentro de 50 milhões de anos, a temperatura e a pressão no núcleo do Sol tornaram-se tão grandes que seu hidrogênio começou a se fundir, criando uma fonte interna de energia que contrapuniu a contração gravitacional até que o equilíbrio hidrostático fosse alcançado. Isso marcou a entrada do Sol na fase nobre de sua vida, conhecida como a sequência principal. Estrelas de sequência principal derivam energia da fusão de hidrogênio em hélio em seus núcleos. O Sol continua sendo uma estrela de sequência principal hoje. À medida que o sistema solar primitivo continuava a evoluir, ele eventualmente se afastou de seus irmãos no berçário estelar, e continuou orbitando o centro da Via Láctea por conta própria.
Formação dos planetas Acredita-se que os vários planetas se formaram a partir da nebulosa solar, a nuvem em forma de disco de gás e poeira que sobrou da formação do Sol. O método atualmente aceito pelo qual os planetas se formaram é o acreção, no qual os planetas começaram como grãos de poeira em órbita ao redor da protoestrela central. Através do contato direto e da auto-organização, esses grãos formaram-se em aglomerados de até 200 m de diâmetro, que por sua vez colidiram para formar corpos maiores (planetésimais) de ~10 km (6,2 mi) de tamanho. Estes aumentaram gradualmente através de novas colisões, crescendo à taxa de centímetros por ano ao longo dos próximos milhões de anos.
O sistema solar interno, a região do Sistema Solar dentro de 4 UA, era muito quente para moléculas voláteis como água e metano se condensarem, de modo que os planetésimais que se formaram lá só podiam se formar a partir de compostos com altos pontos de fusão, como metais (como ferro, níquel e alumínio) e silicatos rochosos. Esses corpos rochosos se tornariam os planetas terrestres (Mercúrio, Vênus, Terra e Marte). Esses compostos são bastante raros no Universo, compreendendo apenas 0,6% da massa da nebulosa, de modo que os planetas terrestres não poderiam crescer muito. Os embriões terrestres cresceram cerca de 0,05 massas terrestres e deixaram de acumular matéria cerca de 100 000 anos após a formação do Sol; colisões subsequentes e fusões entre esses corpos do tamanho de planetas permitiram que planetas terrestres crescessem até seus tamanhos atuais.
Quando os planetas terrestres estavam se formando, eles permaneceram imersos em um disco de gás e poeira. O gás foi parcialmente suportado pela pressão e por isso não orbitou o Sol tão rapidamente quanto os planetas. O arrasto resultante e, mais importante, interações gravitacionais com o material circundante causaram uma transferência de momento angular, e como resultado os planetas gradualmente migraram para novas órbitas. Os modelos mostram que as variações de densidade e temperatura no disco regiam essa taxa de migração, mas a tendência líquida era que os planetas internos migrassem para dentro à medida que o disco se dissipava, deixando os planetas em suas órbitas atuais.