thumb|250px|Ilustración artística de un disco protoplanetario Se estima que la formación y evolución del sistema solar comenzó hace unos 4600 millones de años con el colapso gravitacional de una pequeña parte de una nube molecular gigante. La mayor parte de la masa colapsante se reunió en el centro, formando el Sol, mientras que el resto se aplanó en un disco protoplanetario a partir del cual se formaron los planetas, satélites, asteroides y otros cuerpos menores del sistema solar.

Este modelo ampliamente aceptado, conocido como la hipótesis nebular, fue desarrollado por primera vez en el por Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant y Pierre-Simon Laplace. Su desarrollo posterior ha entretejido una variedad de disciplinas científicas como la astronomía, la física, la geología y las ciencias planetarias. Desde los albores de la era espacial en 1950 y el descubrimiento de planetas extrasolares en la década de 1990, el modelo ha sido desafiado y refinado para incorporar las nuevas observaciones.

El sistema solar evolucionó mucho desde su formación inicial. Muchas lunas se formaron a partir de discos de gas y polvo circulares alrededor de los planetas a los que pertenecen, mientras se cree que otras lunas se formaron de manera independiente y más tarde fueron capturadas por sus planetas. Todavía otras, como la Luna de la Tierra, pueden ser el resultado de colisiones gigantes. Estas colisiones entre cuerpos aún se producen y han sido fundamentales para la evolución del sistema solar. Las posiciones de los planetas se desplazaron con frecuencia. Ahora se cree que esta migración planetaria fue responsable de gran parte de la evolución temprana del sistema solar.

Formación inicial Nebulosa solar La hipótesis actual sobre la formación del sistema solar es la hipótesis nebular, propuesta por primera vez por Emanuel Swedenborg.Swedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 1) En 1755 Immanuel Kant, quien estaba familiarizado con el trabajo de Swedenborg, desarrolló la teoría más ampliamente. Una teoría similar fue formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace en 1796. La teoría nebular sostiene que hace 4600 millones de años el sistema solar se formó por un colapso gravitacional de una nube molecular gigante. Esta nube inicial tenía probablemente varios años luz de largo y fue la sede del nacimiento de varias estrellas. Aunque el proceso era visto como relativamente tranquilo, estudios recientes de antiguos meteoritos revelan restos de elementos solamente formados en los núcleos de estrellas muy grandes que explotan, indicando que el ambiente en el que el Sol se formó estaba dentro del alcance de algunas supernovas cercanas. La onda de choque de estas supernovas pudo haber desencadenado la formación del Sol a través de la creación de regiones de sobredensidad en la nebulosa circundante, causando el colapso de ellas.

En un artículo aparecido en 2009 se ha sugerido que nuestro Sol nació formando parte de un cúmulo estelar con una masa de entre 500 y 3000 masas solares y un radio de entre 1 y 3 pársecs, pensándose que aunque las estrellas que formaron dicho cúmulo se han ido dispersando con los años existe la posibilidad de que entre 10 y 60 de esas estrellas pudieran estar en un radio de 100 parsecs alrededor del Sol.

Una de estas regiones de gas colapsante (conocida como nebulosa protosolar) pudo haber formado lo que llegó a ser el Sol. Esta región tenía un diámetro de entre 7000 y 20 000 UA (unidad astronómica) y una masa apenas mayor que la del Sol (entre 1,001 y 1,1 masas solares).} Se creía que su composición sería más o menos la del Sol actual: aproximadamente 98% (por masa) de hidrógeno y helio presente desde el Big Bang, y 2% de elementos más pesados creados por generaciones anteriores de estrellas que murieron y los expulsaron de vuelta al espacio interestelar (ver nucleosíntesis). + Isótopos más abundantesen el sistema solarIsótopoNúcleos pormillón Hidrógeno-1 705700 Hidrógeno-2 23 Helio-4 275200 Helio-3 35 Oxígeno-16 5920 Carbono-12 3032 Carbono-13 37 Neón-20 1548 Neón-22 208 Hierro-56 1169 Hierro-54 72 Hierro-57 28 Nitrógeno-14 1105 Silicio-28 653 Silicio-29 34 Silicio-30 23 Magnesio-24 513 Magnesio-26 79 Magnesio-25 69 Azufre-32 396 Argón-36 77 Calcio-40 60 Aluminio-27 58 Níquel-58 49 Sodio-23 33 Tan pronto como la nebulosa colapsó, la conservación del momento angular significó que girara más rápido. Tan pronto como el material dentro de la nebulosa se condensó, los átomos en su interior comenzaron a colisionar con frecuencia creciente, causando que liberaran energía en forma de calor. El centro, donde la mayor parte de la masa se acumuló, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante. Cuando las fuerzas en competencia asociadas con la gravedad, presión del gas, campos magnéticos y la rotación actuaron en ella, la nebulosa en contracción empezó a aplanarse, tomando la forma de un disco protoplanetario con un diámetro de aproximadamente 200UA, y una protoestrella caliente y densa al centro.

Estudios de las estrellas T Tauri, estrellas jóvenes con masa solar prefundida, que se creían similares al Sol en este punto de su evolución, mostraron que están frecuentemente acompañadas por discos de materia preplanetaria. Estos discos se extienden por varias UA y son bastante fríos, alcanzando apenas 1000K en su punto más caliente. Después de 100 millones de años, la temperatura y la presión en el núcleo del Sol se hizo tan grande que su hidrógeno comenzó a fusionarse, creando una fuente interna de energía que contrarrestó la fuerza de la contracción gravitacional hasta que se alcanzó el equilibrio hidrostático. En este punto, el Sol se volvió una estrella completamente nueva.

De esta nube y su gas y polvo (la "nebulosa solar") se piensa que se formaron varios planetas. El mecanismo actualmente aceptado por el cual los planetas se formaron es conocido como acreción, en el que los planetas comenzaron como granos de polvo en órbita alrededor de la protoestrella central, que inicialmente se formaron por el contacto directo entre grupos de entre uno y diez kilómetros de diámetro, que a su vez colisionaron para formar cuerpos más grandes (planetesimales), de aproximadamente 5km de tamaño, gradualmente incrementados por colisiones adicionales de 15cm por año durante el transcurso de los siguientes pocos millones de años.

El sistema solar interior era demasiado cálido para que se condensaran moléculas volátiles como las del agua y metano, así que los planetesimales que se formaron ahí fueron relativamente pequeños (abarcando solo 0,6% de la masa del disco) y compuesto principalmente por componentes con altos puntos de fundición, como los silicatos y metales. Estos cuerpos rocosos finalmente se convirtieron en planetas terrestres. Más lejos, los efectos gravitacionales de Júpiter hicieron imposible que se unieran los objetos protoplanetarios presentes, dejando detrás el cinturón de asteroides.

Todavía más lejos, más allá de la línea de congelación, donde más compuestos volátiles de hielo pudieron permanecer sólidos, Júpiter y Saturno consiguieron juntar más material que los planetas terrestres, así como esos componentes eran más comunes. Se convirtieron en gigantes gaseosos, mientras que Urano y Neptuno capturaron mucho menos material y son conocidos como gigantes de hielo porque se cree que sus núcleos están hechos principalmente de hielo (compuestos de hidrógeno).

El viento solar del joven Sol esparció el gas y el polvo del disco protoplanetario, diseminándolo en el espacio interestelar, poniendo así fin al crecimiento de los planetas por acrecimiento. Las estrellas T Tauri tienen vientos solares mucho más fuertes que los de estrellas más viejas y estables.

Problemas con el modelo de nebulosa solar Uno de los problemas del modelo de nebulosa solar es aquel del momento angular. Con la gran mayoría de la masa del sistema acumulándose alrededor de una nube en rotación, la hipótesis predice que la gran mayoría del momento angular del sistema debería acumularse en ese mismo lugar. Sin embargo, la rotación del Sol es mucho más lenta de lo presupuestado, y los planetas, a pesar de contar con menos del 1% de la masa total del sistema, cuentan con más del 90% de su momento angular. Una resolución a este problema es que las partículas de polvo del disco original crearon fricción, lo que disminuyó la velocidad de rotación en el centro.

Planetas en el "lugar equivocado" son un problema para el sistema de la nebulosa solar. Urano y Neptuno están ubicados en una región donde su formación es muy poco plausible debido a la baja densidad de la nebulosa solar y los largos tiempos orbitales en su región. Aún más, los Júpiter calientes que ahora se observan alrededor de otras estrellas no se pueden haber formado en sus posiciones actuales si es que ellas se formaron a partir de "nebulosas solares" también. La solución a estos problemas pueden estar en las migraciones planetarias por las cuales los planetas cambian con el tiempo su distancia al Sol bien acercándose a él o bien alejándose de este.

Las detalladas características de los planetas son también un problema. La hipótesis de la nebulosa solar predice que todos los planetas se formarán exactamente en el plano eclíptico. En cambio, las órbitas de los planetas clásicos tienen varias (eso sí, pequeñas) inclinaciones respecto del plano de la eclíptica. Aún más, para los gigantes gaseosos se puede predecir que sus rotaciones y sistemas lunares tampoco estarán inclinados respecto del plano eclíptico, teniendo Urano una inclinación de 98°. La Luna, siendo relativamente grande en comparación a la Tierra, y otras lunas que se encuentran en órbitas irregulares respecto a su planeta son otro problema. Ahora se cree que estas observaciones se explican por eventos que ocurrieron después de la formación inicial del sistema solar.

Estimación de la edad Usando fechado radiométrico, los científicos estiman que el sistema solar tiene 4600 millones de años de antigüedad. Las rocas más viejas en la Tierra tienen aproximadamente 4400 millones de años. Las rocas así de viejas son raras, ya que la superficie de la Tierra está siendo constantemente remodelada por la erosión, el vulcanismo y las placas tectónicas. Para estimar la edad del sistema solar, los científicos deben usar meteoritos, que se formaron durante la condensación temprana de la nebulosa solar. Los meteoritos más viejos (como el meteorito del Canyon Diablo) se han encontrado con 4600 millones de años de edad, por lo tanto el sistema solar debe tener por lo menos 4600 millones de años.

Evolución subsecuente Originalmente, se creyó que los planetas se formaron en o cerca de las órbitas en las que los vemos ahora. Sin embargo, este punto de vista ha sido sometido a un cambio radical durante la parte final del y el principio del . Actualmente, se cree que el sistema solar se veía muy diferente después de su formación inicial, con cinco objetos por lo menos tan masivos como Mercurio estando presentes en el sistema solar interior (en lugar de los actuales cuatro), el sistema solar exterior siendo mucho más compacto de lo que es ahora y, el cinturón de Kuiper empezando mucho más adentro de lo que comienza ahora.

Actualmente se cree que los impactos son una parte regular (si bien poco frecuente) del desarrollo del sistema solar. Además del impacto que formó la Luna, se cree que el sistema Plutón-Caronte resultó de una colisión entre objetos del cinturón de Kuiper. También se cree que otros casos de lunas alrededor de asteroides y otros objetos del cinturón de Kuiper son el resultado de colisiones. Que siguen ocurriendo colisiones está demostrado por la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y por la huella del impacto de Meteor Crater en el estado americano de Arizona.

Sistema solar interior