thumb|En kunstners konsept av en protoplanetarisk skive Solsystemets opprinnelse og utvikling er estimert til å ha begynt for 4,568 milliarder år siden med gravitasjonskollapsen av en liten del av en stor molekylsky.
Det meste av massen i senter av kollapsen dannet solen, mens resten flatet ut til en protoplanetarisk skive som planetene, måner, asteroider og andre smålegemer i solsystemet ble dannet utfra.
Den allment aksepterte modellen, kjent som nebularhypotesen, ble først utviklet på 1700-tallet av Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant og Pierre-Simon Laplace. Den etterfølgende utviklingen har knyttet til seg en rekke vitenskapelige disipliner, deriblant astronomi, fysikk, geologi og planetologi. Siden begynnelsen av romalderen på 1950-tallet og oppdagelsen av eksoplaneter, har modellen både vært utfordret og raffinert for å ta hensyn til nye observasjoner.
Solsystemet har utviklet seg betydelig siden den formasjonen. Mange måner har blitt dannet fra sirklende skiver av gass og støv rundt deres tilhørende planeter, mens andre måner er antatt å ha blitt dannet uavhengig og senere blitt fanget av gravitasjonen fra sine tilhørende planeter. Andre, som for eksempel månen, kan være et resultat av gigantiske kollisjoner. Kollisjoner mellom legemer har skjedd kontinuerlig frem til i dag og har vært sentralt i utviklingen av solsystemet. Planetenes posisjoner har ofte endret seg, og planeter har også skiftet plass. Denne planetariske vandringene er nå antatt å ha vært ansvarlig for store deler av solsystemets tidlige utvikling.
Om drøye fem milliarder år vil solen avkjøles og ekspandere utover til mange ganger sin nåværende diameter (bli en rød kjempe), før de ytre lagene blir sprengt ut som en planetarisk tåke og etterlater seg et hvit dverg. I fjern fremtid vil tyngdekraften fra passerende objekter gradvis skave av solens følge av planeter. Noen planeter vil bli ødelagt, andre vil bli ført ut i det interstellare rom. Til syvende og sist, i løpet av billioner av år, er det sannsynlig at solen vil ha mistet alle de opprinnelige legemene i bane rundt den.
Historie
thumb|Pierre-Simon Laplace, en av en av initiativtakerne tåkehypotesen Ideer om verdens opprinnelse og skjebne er fra de tidligste kjente skrifter, men for nesten hele denne perioden var det ikke noe forsøk på å koble slike teorier til eksistensen av et «solsystem». Dette kom ganske enkelt av at det ikke var allment kjent at solsystemet, i den forstand vi nå kjenner det, eksisterte. De første skrittene mot en teori om solsystemets dannelse og utvikling var den generelle aksepten av heliosentrismen som plasserte solen i sentrum av systemet, og jorden i bane rundt den. Denne oppfatningen hadde eksistert i årtusener (filosofer som Aristarkhos av Samos hadde foreslått dette så tidlig som 600 f.Kr.), men det ble først allment akseptert mot slutten av det 17. århundret. Det første dokumenterte bruken av begrepet «solsystemet» er fra 1704.
Den gjeldende standardteorien for solsystemets dannelse, tåkehypotesen, har falt inn og ut av unåde siden utformingen av Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant, og Pierre-Simon Laplace i det 18. århundre. Den viktigste kritikken av hypotesen var dens tilsynelatende manglende evne til å forklare solens relative mangel på drivmoment sammenlignet med planetene. Siden tidlig på 1980-tallet har imidlertid studier av unge stjerner vist at de er omgitt av kjølige skiver av støv og gass, akkurat som tåkehypotesen forutsier, noe som har ført til at den ble akseptert igjen.
Forståelse av hvordan solen vil fortsette å utvikle seg krever en forståelse av kilden til dens kraft. Arthur Stanley Eddingtons bekreftelse av Albert Einsteins relativitetsteori førte til hans erkjennelse om at solenergien kommer fra kjernefysisk fusjon i kjernen. I 1935 gikk Eddington videre og antydet at andre elementer også kunne dannes innen stjerner. Fred Hoyle utdypet dette premisset ved å argumentere for at utviklede stjerner kalt rød kjempe skapte mange grunnstoffer tyngre enn helium og hydrogen i sine kjerner. Når en rød kjempe til slutt frigjør sine ytre lag, vil disse stoffene kunne gjenvinnes og danne andre stjernesystemer.
Dannelse
Tidlig stjernetåke Tåkehypotesen fastholder at solsystemet ble dannet gjennom den gravitasjonskollapsen av et fragment fra en gigantisk molekylsky. Skyen i seg selv hadde en størrelse på 20 pc, mens fragmentene var drøyt 1 pc (tre og et kvart lysår i diameter). Den videre kollapsen av fragmentene førte til formasjonen av tette kjerner fra 0,01–0,02 pc (– AU) i størrelse. Et av disse kollapsede fragmentene (kjent som tidlig stjernetåke) skulle danne det som ble solsystemet. Sammensetningen av denne regionen, med en masse så vidt over solens, var omtrent den samme som for solen i dag, med hydrogen, sammen med helium og spor av litium produsert av Big Bang-nukleosyntese. Disse utgjorde ca. 98 % av den totale massen, mens de resterende 2 % av massen bestod av tyngre stoff som ble skapt av nukleosyntese i tidligere generasjoner av stjerner. Sent i disse stjernenes liv kastet de tyngre stoffer inn i det interstellare materiet. thumb|left|Bilde, tatt av Hubble Space Telescope, som viser en protoplanetarisk skive i Oriontåken, sannsynligvis svært lik den tåken hvor vår egen sol ble dannet. Studier av gamle meteoritter avdekker spor av stabile datterkjerner av isotoper med kort levetid, som jern-60, som kun dannes i eksploderende stjerner med kort levetid. Dette indikerer at en eller flere supernovaer oppstod nær solen mens den ble dannet. En sjokkbølge fra en supernova kan ha utløst dannelsen av solen ved å lage regioner med overtetthet i skyen, noe som fikk disse regionene til å kollapse. Fordi kun massive stjerner med kort levetid produserer supernovaer, må solen ha blitt dannet i en stor stjernedannende region som produserer massive stjerner, muligens lik Oriontåken. Studier av kuiperbeltets struktur og avvikende materialer inne beltet tyder på at Solen ble dannet i en klynge av stjerner med en diameter på mellom 6,5 og 19,5 lysår, og med en samlet masse tilsvarende soler. Flere simuleringer av vår unge sol vekselvirker med nært passerende stjerner over de første 100 millioner år av dens liv og produserer unormale baner observert i det ytre solsystemet, slik som E-SDO.
På grunn av bevaringen av drivmomentet spant tåken raskere under kollapsen. Ettersom materiet i tåken kondenserte, begynte atomene inne i tåken å kollidere med økende frekvens og den kinetiske energien ble konvertert til varme. I sentrum, hvor det mesteparten av massen var samlet, ble stadig varmere enn den omkringliggende skiven. Over en periode på år forårsaket de konkurrerende kreftene av gravitasjon, gasstrykk, magnetiske felt og rotasjon at tåken strakk seg ut til en spinnende protoplanetarisk skive med en diameter på ~200 AU og dannet en tett protostjerne (en stjerne der hydrogenfusjon enda ikke har startet) i sentrum.
På dette stadiet i sin utvikling er solen antatt å ha vært en T Tauri-stjerne. Studier av T Tauri-stjerner viser at de ofte er ledsaget av skiver av pre-planetarisk materie med masser på 0,001–0,1 solmasser. Disse skivene utvidet seg til flere hundre AU – Hubble-teleskopet har observert protoplanetariske skiver opp til AU i diameter i stjernedannende regioner slik som Oriontåken – og er relativt kjølige, kun opp til et par tusen kelvin på det varmeste. I løpet av 50 millioner år ble trykket og temperaturen i solens kjerne så stort at hydrogenet begynte å fusjonere, og skapte en intern energikilde som motvirket gravitasjonell sammentrekking frem til hydrostatisk likevekt var oppnådd. Dette markerte solens inntreden i den primære fasen av sitt liv, kjent som hovedserien. Hovedseriestjerner henter energi fra fusjon av hydrogen til helium i sine kjerner. Solen er fortsatt en hovedseriestjerne i dag.
Dannelsen av planeter
De forskjellige planetene er antatt å ha blitt dannet fra den solare stjernetåken, den skiveformede skyen av gass og støv som ble igjen etter solens dannelse. Den nåværende aksepterte måten planetene ble dannet på er kjent som akkresjon, hvor planetene begynte som støvkorn i bane rundt den sentrale protostjernen. Gjennom direkte kontakt ble disse kornene formet til klumper på opp til 200 meter i diameter, som igjen kolliderte og ble til større legemer (planetesimaler) på ~10 kilometer i størrelse. Disse økte gradvis gjennom ytterligere sammenstøt, med en vekst på centimetere per år de neste par millioner år. Enkelte planeter ble raskt så store at deres gravitasjon på omgivelsene økte, og dette bidro til å akselerere tiltrekningen av støv og steinmateriale slik at planetenes veksthastighet økte.Angeles Gavira og Peter Frances (red), Rocks and Minerals, Dorling Kindersley / Smithsonian Institution, 2005, utgave 2008, side 12.
Det indre solsystemet, regionen av solsystemet innenfor 4 AU, var for varmt til at flyktige molekyler som vann og metan kunne kondensere, så planetesimalene som ble dannet der, kunne kun dannes fra sammensetninger med høyt smeltepunkt, som for eksempel metaller (jern, nikkel og aluminium) og steinete silikater. Disse steinete legemene skulle bli de terrestriske planetene (Merkur, Venus, jorden og Mars). Disse sammensetningene er ganske sjelden i universet – de utgjør kun 0,6 % av tåkens masse – så de terrestriske planetene kunne ikke bli veldig store. De terrestriske embryoene vokste til rundt 0,05 jordmasser og sluttet å samle materie rundt år etter dannelsen av solen; etterfølgende kollisjoner og fusjoner mellom disse legemene med planetstørrelser tillot terrestriske planeter å vokse til sin nåværende størrelse (se terrestriske planeter nedenfor).
Da de terrestriske planetene ble danne, forble de innlemmet i en skive av gass og støv. Gassen ble delvis støttet av trykk og gikk dermed ikke like raskt i bane rundt solen som planetene. Det resulterende draget forårsaket en overføring av drivmoment, og som et resultat ble planetene gradvis overført til nye baner. Modeller viser at temperaturvariasjoner i skiven styrte farten for disse vandringene, men trenden for de indre planetene var å migrere innover mens skiven svevde utover, og etterlot planetene i sine nåværende baner.
Gasskjempene (Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun) ble dannet lengre ute, utenfor frostlinjen, punktet mellom banene til Mars og Jupiter, hvor materiet er kjølig nok til at flyktige isete sammensetninger kan holde seg stabile. Isen som dannet gasskjempene var mer rikelig enn de metallene og silikatene som dannet de terrestriske planetene, noe som gjorde kjempene i massive nok til å oppta hydrogen og helium, de letteste og mest vanlige grunnstoffene. Planetesimalene utenfor frostlinjen samlet opptil fire jordmaser innen ca. 3 millioner år. I dag omfatter de fire gasskjempene rett under 99 % av all massen som går i bane rundt solen. Teoretikere mener at det ikke er tilfeldig at Jupiter ligger like utenfor frostlinjen. Fordi frostlinjen samlet store mengder vann vie fordamping av innfallende iskalde materier, skapte det et område med lavere trykk som økte hastigheten på støvet i bane og stopper deres bevegelse mot solen. I praksis fungerte frostlinjen som en barriere som medførte at materiet ble raskt samlet ~5 AU fra solen. Dette overskuddsmateriet samlet seg sammen til et stort embryo på ca. 10 jordmasser, som deretter begynte å vokse raskt ved å oppta hydrogen fra den omkringliggende skiven. Planeten voks til 150 jordmasser de neste årene før den til slutt nådde 318 jordmasser. Saturns lavere masse kan skyldes at den ble dannet et par millioner år etter Jupiter, da det var mindre gass tilgjengelig å konsumere.