300п|десно|thumb|Уметничка претстава на протопланетарен диск. Настанокот и развојот на Сончевиот Систем започнал пред околу 4,5 милијарди години со гравитацискиот колапс на мал дел од џиновски молекуларен облак. Поголемиот дел од масата што се распаднала се собрала во центарот, образувајќи го Сонцето, додека остатокот се срамнил во протопланетарен диск од кој се образувале планетите, месечините, астероидите и другите мали тела на Сончевиот Систем.
Овој модел, познат како маглинска хипотеза, првпат бил развиен во XVIII век од Емануел Сведенборг, Имануел Кант и Пјер Симон Лаплас. Неговиот последователен развој испреплетува различни научни дисциплини вклучувајќи астрономија, хемија, геологија, физика и планетарна наука. Од почетокот на вселенската ера во 1950-тите и откривањето на вонсончевите планети во 1990-тите, моделот бил и предизвик и рафиниран за да ги објасни новите набљудувања.
Сончевиот Систем значително се развил од неговиот првичен настанок. Многу месечини се образувале од кружни дискови со гас и прашина околу нивните матични планети, додека другите месечини се смета дека настанале независно и подоцна биле заробени од нивните планети. Други, како што е Месечината на Земјата, може да бидат резултат на џиновски судири. Судирите меѓу телата постојано се случувале до денес и биле централни за развојот на Сончевиот Систем. Положбите на планетите можеби се смениле поради гравитациските интеракции. Оваа планетарна преселба сега се смета дека е одговорна за голем дел од раниот развој на Сончевиот Систем.
Околу 5 милијарди години, Сонцето се ладило и се проширило нанадвор многукратно од неговиот сегашен пречник (станувајќи црвен џин), пред да ги отфрли своите надворешни слоеви како планетарна маглина и да остави зад себе ѕвезден остаток познат како бело џуџе. Во далечната иднина, гравитацијата на ѕвездите кои поминуваат постепено ќе ја намалува дружината на планетите на Сонцето. Некои планети ќе бидат уништени, други исфрлени во вселенскиот простор. На крајот, во текот на десетици милијарди години, веројатно е дека Сонцето нема да остане со ниту едно од првобитните тела во орбитата околу него.
Историја десно|мини| Пјер-Симон Лаплас, еден од зачетниците на хипотезата за маглина Идеите за потеклото и судбината на светот потекнуваат од најраните познати списи; сепак, речиси целото тоа време, немало обид да се поврзат таквите теории со постоењето на „Сончев Систем“, едноставно затоа што генерално не се мислело дека постои Сончевиот Систем, во смисла што денес го разбираме. Првиот чекор кон теоријата за настанок и развој на Сончевиот Систем било општото прифаќање на хелиоцентризмот, кој го поставил Сонцето во центарот на системот, а Земјата во орбитата околу него. Овој концепт се развивал со милениуми (Аристарх од Самос го предложил уште во 250 п.н.е.), но не бил широко прифатен до крајот на XVII век. Првата забележана употреба на терминот „Сончев Систем“ датира од 1704 година.
Тековната стандардна теорија за настанокот на Сончевиот Систем, хипотезата за маглина, започнала да се користи од Емануел Сведенборг, Имануел Кант и Пјер Симон Лаплас во XVIII век. Најзначајната критика на хипотезата била нејзината очигледна неспособност да го објасни релативниот недостаток на аголен момент на Сонцето во споредба со планетите. Сепак, од раните 1980-ти студии на млади ѕвезди покажале дека се опкружени со ладни дискови од прашина и гас, токму како што предвидува хипотезата за маглината, што довело до нејзино повторно прифаќање.
Разбирањето за тоа како се очекува Сонцето да продолжи да еволуира барало разбирање на изворот на неговата моќ. Потврдата на Артур Стенли Едингтон за теоријата за релативноста на Алберт Ајнштајн довела до негово сознание дека енергијата на Сонцето доаѓа од реакции на јадрено соединување во неговото јадро, спојувајќи го водородот во хелиум. Во 1935 година, Едингтон отидел подалеку и сугерирал дека и други елементи може да се образуваат во ѕвездите. Фред Хојл ја елаборирал оваа премиса тврдејќи дека еволуираните ѕвезди наречени црвени џинови создале многу елементи потешки од водородот и хелиумот во нивните јадра. Според него, кога црвениот џин конечно ќе ги отфрли своите надворешни слоеви, овие елементи потоа ќе се рециклираат за да образуваат други ѕвездени системи.
Настанок
Пресоларна маглина Маглинската хипотеза вели дека Сончевиот Систем настанал од гравитацискиот колапс на фрагмент од џиновски молекуларен облак. Облакот бил околу 20 парсек (65 светлосни години) во широчина, додека фрагментите биле приближно 1 парсек (три и четвртина светлосни години) во широчина. Понатамошниот колапс на фрагментите довел до образување на густи јадра 0,01-0,1 парсек (2.000-20.000 ае) во големина. An astronomical unit, or ае, is the average distance between the Earth and the Sun, or about 150 million kilometres. It is the standard unit of measurement for interplanetary distances. Еден од овие фрагменти што се уриваат (познати како претсончева маглина) го образувале она што станало Сончев Систем. Во составот на овој регион со маса нешто повеќе од онаа на Сонцето (M ☉) е приближно иста како онаа со денешнното Сонце, со водород, заедно со хелиум и траги од литиум, сочнувајќи околу 98% од неговата маса. Останатите 2% од масата се состоеле од потешки елементи кои биле создадени со нуклеосинтеза во претходните генерации на ѕвезди. Доцна во животот на овие ѕвезди, тие исфрлиле потешки елементи во меѓуѕвездената средина. лево|мини| Слика од Хабл на протопланетарни дискови во маглината Орион Најстарите подмножества пронајдени во метеорити, за кои се смета дека го следат првиот цврст материјал што се образувал во претсоларната маглина, се 4568,2милиони години, што е една дефиниција за староста на Сончевиот Систем. Студиите на древните метеорити откриваат траги од стабилни јадра на краткотрајни изотопи, како што е железо-60, кои се образуваат само во експлодирани, краткотрајни ѕвезди. Ова покажува дека една или повеќе супернови се случиле во близина. Ударниот бран од супернова можеби ја активирал образбата на Сонцето со создавање релативно густи области во облакот, предизвикувајќи колапс на овие региони. Бидејќи само масивните, краткотрајни ѕвезди произведуваат супернови, Сонцето мора да настанало во голема ѕвездообразбена област што создал масивни ѕвезди, веројатно слични на маглината Орион. Студиите за структурата на Кајперовиот Појас и за аномалните материјали во него сугерираат дека Сонцето се образувало во грозд од помеѓу 1.000 и 10.000 ѕвезди со пречник помеѓу 6,5 и 19,5 светлосни години и колективна маса од . Овој кластер почнал да се распаѓа помеѓу 135 и 535 милиони години по настанокот. Неколку симулации на нашето младо Сонце кое комуницира со ѕвезди кои поминуваат блиску во текот на првите 100 милиони години од неговиот живот, создаваат аномални орбити забележани во надворешниот Сончев Систем, како што се одвоените објекти.
Поради зачувувањето на аголниот моментум, маглината се вртела побрзо додека се рушела. Како што се кондензирал материјалот во маглината, атомите во неа почнале да се судираат со зголемена честота, претворајќи ја нивната кинетичка енергија во топлина. Центарот, каде што се собирал најголемиот дел од масата, станувал сè потопол од околниот диск. Во текот на околу 100.000 години, конкурентните сили на гравитацијата, притисокот на гасот, магнетните полиња и ротацијата предизвикале маглината да се израмни во ротирачки протопланетарен диск со периметар од околу 200 AU и да образуваат жешка, густа протоѕвезда (ѕвезда во која водородното спојување сè уште не започнало) во центарот.
Во овој момент од неговиот развој, се смета дека Сонцето било ѕвезда од типот Т Бик. Студиите на ѕвездите Т Бик покажуваат дека тие често се придружени со дискови од предпланетарна материја со маса од . Овие дискови се протегаат на неколку стотициастрономски единици — вселенскиот телескоп Хабл забележал протопланетарни дискови до 1000 AU во пречник во областите што образуваат ѕвезди како што е маглината Орион - и се прилично ладни, достигнувајќи температура на површината од само околу 1,000 К (730 °C; 1.340 °F) во нивната најжешка. Во рок од 50 милиони години, температурата и притисокот во јадрото на Сонцето станале толку големи што неговиот водород почнал да се спојува, создавајќи внатрешен извор на енергија што се спротивставува на гравитациското контракција додека не се постигне хидростатичка рамнотежа. Ова го означило влегувањето на Сонцето во главната фаза од неговиот живот, познато како главна низа. Ѕвездите од главната низа добиваат енергија од соединување на водород во хелиум во нивните јадра. Сонцето и денес останува ѕвезда од главната низа. Како што раниот Сончев Систем продолжил да се развива, тој на крајот се оддалечил од своите браќа и сестри во ѕвездениот расадник и продолжил сам да кружи околу центарот на Млечниот Пат.
Настанок на планетите
Се смета дека различните планети настанале од сончевата маглина, облакот од гас и прашина во облик на диск, кој останал од образувањето на Сонцето. Моментално прифатениот метод со кој настанале планетите е акреција, во која планетите започнале како зрна прашина во орбитата околу централната протоѕвезда. Преку директен контакт и самоорганизирање, овие зрна се образувале во грутки до 200 м во пречник, кој пак се судрил за да образува поголеми тела (планетезимали) од ~ 10 км (6,2 ми) во големина. Тие постепено се зголемувале преку понатамошни судири, растејќи со брзина од сантиметри годишно во текот на следните неколку милиони години.
Внатрешниот Сончев Систем, регионот на Сончевиот Систем внатре на 4 AU, бил премногу топол за испарливите молекули како вода и метан да се кондензираат, така што планезималите што се образувале таму можеле да се образуваат само од соединенија со високи точки на топење, како што се метали (како железо, никел и алуминиум) и карпести силикати. Овие карпести тела станале копнени планети (Меркур, Венера, Земја и Марс). Овие соединенија се доста ретки во Универзумот, сочинуваат само 0,6% од масата на маглината, така што копнените планети не би можеле да пораснат многу големи. Земјените ембриони пораснале на околу 0,05 Земјини маси ( ) и престанале да акумулираат материја околу 100.000 години по настанокот на Сонцето; последователните судири и спојувања меѓу овие тела со големина на планети им овозможило на копнените планети да пораснат до нивната сегашна големина.
Кога настанале копнените планети, тие останале потопени во диск од гас и прашина. Гасот бил делумно поддржан од притисок и затоа не орбитирал околу Сонцето толку брзо како планетите. Резултирачкото влечење и, уште поважно, гравитациските интеракции со околниот материјал предизвикале пренос на аголниот моментум, и како резултат на тоа планетите постепено мигрирале во нови орбити. Моделите покажуваат дека густината и температурните варијации во дискот управуваат со оваа стапка на преселба, но нето трендот бил внатрешните планети да мигрираат навнатре додека дискот се распаѓа, оставајќи ги планетите во нивните сегашни орбити.