Формування Сонячної системи розпочалося близько 4,6 млрд років тому внаслідок гравітаційного колапсу невеликої частини гігантської молекулярної хмари. Більша частина речовини, що колапсувала, зосередилася в центрі, утворивши Сонце, тоді як решта сплющилася в протопланетний диск, з якого сформувалися планети, супутники, астероїди та інші малі тіла Сонячної системи.

Цю модель, звану небулярною гіпотезою, уперше розробили у XVIII столітті Еммануїл Сведенборг, Іммануїл Кант і П'єр-Сімон Лаплас. Подальший розвиток моделі об'єднав досягнення багатьох наукових дисциплін, зокрема астрономії, хімії, геології, фізики та планетології. Від початку космічної ери у 1950-х роках і після відкриття екзопланет у 1990-х роках модель неодноразово переглядали й уточнювали для пояснення нових спостережень.

Від часу свого формування Сонячна система зазнала значних змін. Багато супутників утворилися з навколопланетних газово-пилових дисків, тоді як інші, імовірно, сформувалися незалежно, а згодом були захоплені своїми планетами. Ще інші, зокрема Місяць, могли виникнути внаслідок гігантських зіткнень. Зіткнення між тілами безперервно відбувалися протягом усієї історії Сонячної системи й відіграли ключову роль у її еволюції. За межами Нептуна сформувалося багато транснептунових об'єктів, менших за планети. На відміну від планет, більшість із них рухається витягнутими орбітами, нахиленими до площини орбіт планет. Положення планет могло змінюватися внаслідок гравітаційних взаємодій. Процес міграції планет пояснює окремі особливості сучасної будови Сонячної системи.

Приблизно через п'ять мільярдів років поверхня Сонця охолоне, оскільки в його ядрі припиниться термоядерний синтез водню в гелій. Сонце перетвориться на субгігант, а протягом наступних 2,5–3 мільярдів років розшириться до розмірів, що в багато разів перевищуватимуть його нинішній діаметр, опинившись на гілці червоних гігантів, а потім на асимптотичній гілці гігантів. Після цього Сонце скине зовнішні шари, утворивши планетарну туманність, а його залишком стане білий карлик. У далекому майбутньому гравітаційні збурення від зір, що проходитимуть повз Сонячну систему, поступово зменшить кількість планет, пов'язаних із Сонцем. Частина планет буде зруйнована, а інші викинуті в міжзоряний простір. Зрештою, протягом десятків мільярдів років, імовірно, навколо Сонця не залишиться жодної з планет, що нині обертаються навколо нього.

Історія

Уявлення про походження та майбутню долю світу сягають найдавніших відомих письмових джерел. Проте майже протягом усієї історії людства ніхто не намагався пов'язати такі теорії з існуванням «Сонячної системи», оскільки саме існування Сонячної системи в сучасному розумінні не вважали загальновизнаним. Першим кроком до створення теорії формування та еволюції Сонячної системи стало загальне визнання геліоцентризму, який розмістив Сонце в центрі системи, а Землю — на орбіті навколо нього. Цей процес започаткував Миколай Коперник у 1543 році, і він тривав протягом Наукової революції. Перше зафіксоване використання терміна «Сонячна система» датується 1704 роком.

Сучасна загальноприйнята теорія формування Сонячної системи — небулярна гіпотеза — неодноразово втрачала й знову здобувала підтримку від часу її створення Еммануїлом Сведенборгом, Іммануїлом Кантом і П'єром-Сімоном Лапласом у XVIII столітті. Найсерйознішою критикою гіпотези була її нездатність пояснити відносно малий момент імпульсу Сонця порівняно з планетами. Проте від початку 1980-х років дослідження молодих зір показали, що їх оточують холодні диски пилу й газу саме так, як передбачає небулярна гіпотеза, що сприяло її повторному визнанню.

Щоб зрозуміти подальшу еволюцію Сонця, необхідно було з'ясувати джерело його енергії. Підтвердження Артуром Еддінгтоном теорії відносності Альберта Айнштайна привело його до висновку, що енергія Сонця походить від реакцій термоядерного синтезу в його ядрі, де водень перетворюється на гелій. 1935 року Еддінгтон пішов далі й припустив, що всередині зір можуть утворюватися й інші хімічні елементи. Фред Гойл розвинув цю ідею, стверджуючи, що зорі на стадії червоного гіганта в процесі зоряного нуклеосинтезу створюють у своїх ядрах багато елементів, важчих за водень і гелій. Коли червоний гігант зрештою скидає свої зовнішні оболонки, ці елементи повертаються до міжзоряного середовища й надалі беруть участь у формуванні нових зоряних систем.

Формування

Досонячна туманність Згідно з небулярною гіпотезою, Сонячна система утворилася внаслідок гравітаційного колапсу фрагмента гігантської молекулярної хмари, найімовірніше на краю бульбашки Вольфа—Рає. Однак колапс не був безпосереднім, оскільки внутрішній тиск утримував хмару від стискання. Його мали спричинити внутрішні або зовнішні чинники, наприклад біполярні потоки від молодих зір або вибухи наднових. Хмара мала розмір близько 20 парсеків, тоді як її фрагменти мали розміри близько 1 пк. Подальший колапс цих фрагментів привів до утворення щільних ядер розміром 0,01–0,1 парсека (2 000–20 000 а. о.) Один із таких фрагментів, що колапсував (відомий як «досонячна туманність», ), утворив майбутню Сонячну систему. Склад цієї області, маса якої лише трохи перевищувала масу Сонця (), був приблизно таким самим, як і сучасний склад Сонця: близько 98 % маси становили водень, гелій та слідові кількості літію, утворені під час первинного нуклеосинтезу. Решта 2 % припадали на важчі елементи, які виникли внаслідок нуклеосинтезу в попередніх поколіннях зір. Наприкінці свого життя ці зорі викинули важчі елементи в міжзоряне середовище. Гіпотетичну зорю, яка вибухнула як наднова і створила досонячну туманність, деякі дослідники називають Коатлікуе.

За статистичними оцінками, Сонце найімовірніше народилося разом із багатьма іншими зорями в зоряному скупченні, яке налічувало від кількох десятків до кількох тисяч зір. Існують два типи скупчень, у яких могло утворитися Сонце: багаті та бідні. Багаті скупчення, подібні до туманності Оріона, містять багато гарячих масивних зір, які випромінюють інтенсивне ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання. Бідні скупчення розташовані глибоко всередині молекулярних хмар і не містять поруч із собою масивних зір. Якби Сонце утворилося в багатому скупченні, його протопланетний диск був би обрізаний на радіусі близько 50 а. о., якщо тільки Сонце не перебувало на периферії скупчення. Однак у Сонячній системі є далекі об'єкти, такі як карликова планета Седна, що робить цей сценарій малоймовірним.

Найдавніші включення, знайдені в метеоритах, які вважають слідами першої твердої речовини, сформуваної в досонячній туманності, мають вік 4 568,2 млн років, і це є одним із визначень віку Сонячної системи. Дослідження давніх метеоритів виявили сліди стабільних дочірніх ядер короткоживучих ізотопів, таких як залізо-60, які утворюються лише у вибухах короткоживучих масивних зір. Це свідчить про те, що поблизу відбувся один або кілька вибухів наднових. Ударна хвиля від наднової могла спричинити утворення Сонця, створивши в хмарі відносно щільні області, які згодом колапсували. Надзвичайно однорідний розподіл заліза-60 у Сонячній системі свідчить про те, що ця наднова вибухнула і викинула залізо-60 задовго до акреції пилу туманності в планетні тіла. Оскільки наднові утворюються лише з масивних короткоживучих зір, Сонце мало сформуватися у великій області зореутворення, де народжувалися масивні зорі, можливо, подібній до Туманності Оріона. Дослідження структури поясу Койпера та аномальних матеріалів у ньому свідчать, що Сонце сформувалося в скупченні з 1 000–10 000 зір діаметром 6,5–19,5 світлового року та сумарною масою 3000 . Це скупчення почало розпадатися через 135–535 мільйонів років після свого утворення. Кілька моделювань взаємодії молодого Сонця із зорями, що проходили поблизу протягом перших 100 мільйонів років його існування, відтворили аномальні орбіти, які нині спостерігаються у зовнішній Сонячній системі, зокрема орбіти відокремлених об'єктів. Недавнє дослідження показує, що така зоря, яка пройшла поблизу модої Сонячної системи, могла вплинути не лише на орбіти відокремлених об'єктів, а й на формування гарячої та холодної популяцій поясу Койпера, об'єктів типу Седни, екстремальних транснептунових об'єктів та ретроградних транснептунових об'єктів.

Закон збереження моменту імпульсу зумовив те, що туманність оберталася дедалі швидше в міру свого стискання. Коли речовина всередині туманності ущільнювалася, її температура зростала. Центр, де зосередилася більша частина маси, нагрівався значно сильніше за навколишній диск. Приблизно за 100 000 років взаємодія гравітації, тиску газу, магнітних полів і обертання сплющила туманність у протопланетний диск діаметром близько 200 а. о. і сформувала в центрі гарячу щільну протозорю (зорю, в якій ще не розпочався термоядерний синтез водню). Оскільки близько половини всіх відомих зір входять до складу кратних зоряних систем, а Юпітер складається з тих самих елементів, що й Сонце (водню та гелію), було висловлено припущення, що на ранньому етапі формування Сонячна система могла бути системою з двох протозір, друга з яких утворила Юпітер, так і не ставши повноцінною зорею, бо маса газового гіганта Юпітера занадто мала, щоб запустити термоядерний синтез у його ядрі. Юпітер молодший за Сонце і є найстарішою планетою Сонячної системи.

На цьому етапі еволюції Сонце, ймовірно, було зорею типу Т Тельця. Дослідження зір типу Т Тельця показують, що їх часто оточують диски допланетної речовини масою 0,001–0,1 . Такі диски простягаються на кілька сотень астрономічних одиниць. Телескоп «Габбл» спостерігав протопланетні диски діаметром до 1000 а. о. в регіонах зореутворення, таких як туманність Оріона, і вони є досить холодними: навіть у найгарячіших ділянках температура їхньої поверхні сягає лише близько 1000 К.

Протягом 50 мільйонів років температура й тиск у ядрі Сонця зросли настільки, що розпочався термоядерний синтез водню. Це створило внутрішнє джерело енергії, яке протидіяло гравітаційному стисканню, доки не встановилася гідростатична рівновага. Це ознаменувало вступ Сонця до основного етапу його еволюції — головної послідовності. Зорі головної послідовності отримують енергію завдяки синтезу водню в гелій у своїх ядрах. Сонце залишається зорею головної послідовності дотепер.

У міру подальшої еволюції рання Сонячна система зрештою віддалилася від своїх «родичів» в регіонгі зореутворення та продовжила самостійно обертатися навколо центру Чумацького Шляху. Імовірно, Сонце змінило свою початкову відстань від центру Галактики. Хімічна історія Сонця свідчить, що воно могло сформуватися на відстані на 3 кпк ближче до галактичного центра, ніж перебуває нині See §6.4..

Середовище народження Сонячної системи Подібно до більшості зір, Сонце, ймовірно, сформувалося не ізольовано, а в складі молодого зоряного скупчення. Існує кілька ознак, які вказують на те, що середовище такого скупчення вплинуло на молоду Сонячну систему, яка ще формувалася. Наприклад, зменшення маси за орбітою Нептуна та надзвичайно витягнута орбіта Седни можуть бути наслідком впливу середовища, у якому народилася Сонячна система. Питання про те, чи можна вважати наявність ізотопів заліза-60 та алюмінію-26 свідченням існування в цьому скупченні масивних зір, досі залишається дискусійним. Якщо Сонце справді входило до складу зоряного скупчення, на нього могли впливати близькі прольоти інших зір, потужне випромінювання сусідніх масивних зір та викиди речовини від близьких вибухів наднових.