miniatura|Pierre-Simon Laplace, uno de los creadores de la hipótesis nebular La historia del pensamiento científico sobre la formación y evolución del sistema solar comenzó con la Revolución Copernicana. El primer uso registrado del término «sistema solar» data de 1704.Webster's 9th New Collegiate Dictionary Desde el , los filósofos y científicos han elaborado teorías sobre los orígenes de nuestro sistema solar y de la Luna y han intentado predecir cómo cambiaría el sistema solar en el futuro. René Descartes fue el primero en plantear una hipótesis sobre el inicio del sistema solar; sin embargo, más científicos se sumaron a la discusión en el , sentando las bases para posteriores teorías sobre el tema. Más tarde, sobre todo en el , empezaron a acumularse diversas teorías, incluida la hipótesis nebular, hoy comúnmente aceptada.

Por su parte, las teorías que explican la evolución del Sol se originaron en el , especialmente cuando los científicos empezaron a comprender el funcionamiento de las estrellas en general. En cambio, las teorías que intentan explicar el origen de la Luna llevan siglos circulando, aunque todas las hipótesis ampliamente aceptadas se demostraron falsas con las misiones Apolo a mediados del . Después de Apolo, en 1984, se compuso la teoría del gran impacto, que sustituyó al modelo de acreción binaria, ya probado, como la explicación más común para la formación de la Luna.

Visión contemporánea La teoría más aceptada sobre la formación de los planetas se conoce como la hipótesis nebular. Esta teoría menciona que, hace 4600 millones de años, el sistema solar se formó por el colapso gravitatorio de una gigantesca nube molecular que abarcaba varios años luz. Muchas estrellas, incluido el Sol, se formaron dentro de esta nube en colapso. El gas que formó el sistema solar era ligeramente más masivo que el propio Sol. La mayor parte de la masa se concentró en el centro, formando el Sol, y el resto de la masa se aplanó en un disco protoplanetario, a partir del cual se formaron todos los planetas, lunas, asteroides y otros cuerpos celestes actuales del sistema solar.

Hipótesis de la formación El filósofo y matemático francés René Descartes fue el primero en proponer un modelo sobre el origen del sistema solar en su libro El Mundo, escrito entre 1629 y 1633. En su opinión, el Universo estaba lleno de vórtices de partículas arremolinadas, y tanto el Sol como los planetas se habían condensado a partir de un gran vórtice que se había contraído, lo que, según él, podía explicar el movimiento circular de los planetas. Sin embargo, esto fue antes de conocer la teoría de la gravedad de Newton, que explica que la materia no se comporta de esta manera.Williams, I.O., Cremin, A.W. 1968. A survey of theories relating to the origin of the solar system. Qtly. Rev. RAS 9: 40–62. ads.abs.harvard.edu/abs izquierda|miniatura|Concepción artística de un disco protoplanetario El modelo de vórtices de 1944, formulado por el físico y filósofo alemán Carl Friedrich von Weizsäcker, se remonta al modelo cartesiano al implicar un patrón de remolinos inducidos por la turbulencia en un disco nebular laplaciano. En el modelo de Weizsäcker, la combinación de la rotación en el sentido de las agujas del reloj de cada vórtice y la rotación en sentido contrario de todo el sistema podría llevar a que los elementos individuales se movieran alrededor de la masa central en órbitas keplerianas, reduciendo la disipación de energía debida al movimiento global. Sin embargo, el material estaría colisionando a una alta velocidad relativa en los límites entre vórtices y, en estas regiones, los pequeños remolinos de rodillos se fusionarían para dar lugar a condensaciones anulares. Esta teoría fue muy criticada, ya que la turbulencia es un fenómeno asociado al desorden y no produciría espontáneamente la estructura altamente ordenada que requiere la hipótesis. Tampoco proporciona una solución al problema del momento angular ni explica la formación lunar y otras características muy básicas del sistema solar.Woolfson, Michael Mark, The Origin and Evolution of universe and the Solar System, Taylor and Francis, 2000 ; completely considered that collision of the two suns produce the solar system and universe in the entire 100,00 years of the evolution.

Este modelo fue modificado en 1948 por el físico teórico holandés Dirk Ter Haar, quien teorizó que los remolinos regulares fueron descartados y sustituidos por turbulencias aleatorias, lo que daría lugar a una nebulosa muy gruesa en la que no se produciría la inestabilidad gravitatoria. Llegó a la conclusión de que los planetas debían formarse por acreción, y explicó la diferencia de composición entre los planetas como resultado de la diferencia de temperatura entre las regiones interior y exterior, siendo la primera más caliente y la segunda más fría, por lo que sólo los refractarios (no volátiles) se condensaron en la región interior. Una de las principales dificultades era que, en esta suposición, la disipación turbulenta tenía lugar en el transcurso de un solo milenio, lo que no daba tiempo suficiente para que se formaran planetas.

La hipótesis nebular fue propuesta por primera vez en 1734 por el científico sueco Emanuel SwedenborgSwedenborg, Emanuel. 1734, (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works), (Principia, Volume 1) y posteriormente ampliada por el filósofo prusiano Immanuel Kant en 1755. El francés Pierre-Simon Laplace formuló independientemente una teoría similar en 1796.

En 1749, Georges-Louis Leclerc, Conde de Buffon, concibió la idea de que los planetas se formaron cuando un cometa colisionó con el Sol, enviando materia para formar los planetas. Sin embargo, Pierre-Simon Laplace refutó esta idea en 1796, afirmando que cualquier planeta formado de esta manera acabaría chocando con el Sol. Laplace consideraba que las órbitas casi circulares de los planetas eran una consecuencia necesaria de su formación. Hoy se sabe que los cometas son demasiado pequeños para haber creado el sistema solar de esta manera.

En 1755, Immanuel Kant especuló que las nebulosas observadas podían ser regiones de formación de estrellas y planetas. En 1796, Laplace profundizó argumentando que la nebulosa se colapsaba en una estrella y, al hacerlo, el material restante giraba gradualmente hacia el exterior formando un disco plano, que luego formaba planetas.

Teorías alternativas Por muy plausible que parezca a primera vista, la hipótesis nebular sigue enfrentándose al obstáculo del momento angular; si el Sol se hubiera formado realmente a partir del colapso de una nube de este tipo, los planetas deberían girar mucho más lentamente. El Sol, aunque contiene casi el 99,9 por ciento de la masa del sistema, contiene sólo el 1 por ciento de su momento angular, lo que significa que el Sol debería estar girando mucho más rápidamente.

Teoría de las mareas Los intentos de resolver el problema del momento angular condujeron al abandono temporal de la hipótesis nebular en favor de una vuelta a las teorías de «dos cuerpos». Durante varias décadas, muchos astrónomos prefirieron la hipótesis de las mareas o de la cuasi colisión planteada por James Jeans en 1917, según la cual el acercamiento de alguna otra estrella al Sol acababa formando los planetas. Este acercamiento habría extraído grandes cantidades de materia del Sol y de la otra estrella por sus fuerzas de marea mutuas, que podrían haberse condensado en planetas. En 1929, el astrónomo Harold Jeffreys respondió que esa casi colisión era muy poco probable. El astrónomo estadounidense Henry Norris Russell también se opuso a la hipótesis demostrando que tenía problemas con el momento angular de los planetas exteriores, que se esforzaban por evitar ser reabsorbidos por el Sol.

Modelo Chamberlin-Moulton En 1900, Forest Moulton demostró que la hipótesis nebular era inconsistente con las observaciones debido al momento angular. En 1904, Moulton y Chamberlin crearon la hipótesis del planetesimal.Sherrill, T.J. 1999. A Career of Controversy: the Anomaly of T.J.J. See. J. Hist. Astrn. http://adsabs.harvard.edu/full/1999JHA....30...25S Junto con muchos astrónomos de la época, llegaron a creer que las imágenes de las «nebulosas espirales» del Observatorio Lick eran una prueba directa de la formación de sistemas planetarios, que más tarde resultaron ser galaxias.

Moulton y Chamberlin sugirieron que una estrella había pasado cerca del Sol al principio de su vida, provocando protuberancias de marea, y que esto, junto con el proceso interno que da lugar a las prominencias solares, dio lugar a la eyección de filamentos de materia de ambas estrellas. Si bien la mayor parte del material habría caído hacia atrás, una parte permanecería en órbita. Los filamentos se enfriaron y dieron lugar a numerosos y diminutos planetesimales sólidos y a algunos protoplanetas más grandes. Este modelo recibió un apoyo favorable durante unas tres décadas, pero pasó a mejor vida a finales de los años 30 y fue descartado en los años 40 debido a la constatación de que era incompatible con el momento angular de Júpiter. Una parte de la teoría, la acreción de planetesimales, se mantuvo.

Escenario de Lyttleton En 1937 y 1940, Raymond Lyttleton postuló que una estrella compañera del Sol colisionó con una estrella que pasaba por allí. Esta hipótesis ya había sido sugerida y rechazada por Henry Russell en 1935, aunque podría ser más probable suponiendo que el Sol naciera en un cúmulo abierto, donde las colisiones estelares son habituales. Lyttleton demostró que los planetas terrestres eran demasiado pequeños para condensarse por sí mismos y sugirió que un protoplaneta muy grande se partió en dos debido a la inestabilidad rotacional, formando Júpiter y Saturno, con un filamento de conexión del que se formaron los demás planetas. Un modelo posterior, de 1940 y 1941, implicaba un sistema estelar triple, una binaria más el Sol, en el que la binaria se fusionó y posteriormente se dividió debido a la inestabilidad rotacional y escapó del sistema, dejando un filamento que se formó entre ellas para ser capturado por el Sol. Las objeciones de Lyman Spitzer se aplican también a este modelo.

Modelo de estructura de banda En 1954, 1975 y 1978,Alfvén, H. 1978. Band Structure of the Solar System. In Origin of the Solar System, S.F. Dermot, ed, pp. 41–48. Wiley. el astrofísico sueco Hannes Alfvén incluyó los efectos electromagnéticos en las ecuaciones de los movimientos de las partículas y explicó la distribución del momento angular y las diferencias de composición. En 1954, propuso por primera vez la estructura de bandas, en la que distinguía una nube A, que contenía principalmente helio con algunas impurezas de partículas sólidas («lluvia de meteoritos»), una nube B con mayoría de carbono, una nube C que tenía principalmente hidrógeno, y una nube D formada principalmente por silicio y hierro. Las impurezas de la nube A formaron Marte y la Luna (posteriormente capturada por la Tierra), las impurezas de la nube B colapsaron para formar los planetas exteriores, la nube C se condensó en Mercurio, Venus, la Tierra, el cinturón de asteroides, las lunas de Júpiter y los anillos de Saturno, mientras que Plutón, Tritón, los satélites exteriores de Saturno, las lunas de Urano, el cinturón de Kuiper y la nube de Oort se formaron a partir de la nube D.

Teoría de la nube interestelar