thumb|Predstava umelca o protoplanetárnom disku
Vznik a vývoj slnečnej sústavy je súbor procesov, ktorými sa sformovali telesá slnečnej sústavy do dnešnej podoby. Pri hľadaní teórií opisujúcich vznik slnečnej sústavy sa premiešava množstvo vedných odborov vrátane astronómie, fyziky, geológie a planetológie. V hľadaní dôkazov o vzniku a formovaní slnečnej sústavy výrazne pomohli objavy exoplanét od začiatku 90-tych rokov a objavy hviezd s protoplanetárnymi diskami.
Podľa v súčasnosti najviac uznávaného modelu Slnko a jeho planéty vznikli takmer súčasne z obrovského oblaku medzihviezdnej hmoty pred asi 4,6 až 4,7 miliardami rokov. Stavebným materiálom bol plyn a prach v pôvodnej chladnej materskej globule. Oblak sa vlastnou gravitáciou zmršťoval, v jeho strede sa utvorilo Slnko a okolo neho postupne vznikli planéty a medziplanetárna hmota. Okolo mnohých mladých hviezd, napríklad Vegy, sa planéty pravdepodobne formujú aj v súčasnosti.
Hmlovinová teória Hmlovinová teória, presnejšie jej špecifikácia zvaná teória jadrovej akrécie, vysvetľuje väčšinu dnes pozorovaných charakteristík slnečnej sústavy: prečo planéty obiehajú okolo Slnka v rovnakom smere (nazývanom prográdny smer), prečo obiehajú takmer v jednej rovine, prečo sú ich dráhy takmer kruhové, prečo sú štyri planéty ležiace bližšie k Slnku malé, husté a pevné, kým štyri vzdialenejšie veľké a zložené predovšetkým z ľahších plynov.
Zárodočná hmlovina Mračno medzihviezdnej hmoty, z ktorého vznikla slnečná sústava, sa nachádzalo v galaktickom disku, v blízkosti roviny našej Galaxie, kde je až do súčasnosti množstvo plynoprachových mračien, z ktorých môžu vznikať hviezdne sústavy. Toto mračno bolo lokalizované na vnútornom okraji ramena Orióna vo vzdialenosti asi 30 000 svetelných rokov od jadra Galaxie. Hmota zárodočnej hmloviny bola veľmi riedka, len približne 10−20 kg/m3. Skladalo sa najmä z vodíka a hélia, ale obsahovalo tiež ťažšie prvky ako napríklad uhlík, kyslík, dusík, kremík a železo, ktoré vytvorili predchádzajúce generácie hviezd.
Zhruba pred 7 miliardami rokov sa toto mračno rozpadlo na množstvo globulí, ktorých hmotnosť sa väčšinou pohybovala v rozpätí 0,1 – 10 hmotností Slnka. Priemer globuly, z ktorej vznikala slnečná sústava, dosahoval približne 2 svetelné roky a jej hmotu tvorili častice plynu a prachu. Dominantnou zložkou bol vodík a malou prímesou hélia a ďalších prvkov. Prach tvoril len asi jedno percento z celkového množstva látky a jeho častice mali priemer menší než 0,001 milimetra. Počiatočnú teplotu tohto chladného riedkeho mraku odhadujeme na asi −230 °C. left|thumb|Snímka z Hublovho vesmírneho ďalekohľadu zachytáva protoplanetárne disky okolo mladých hviezd v hmlovine M42. Predpokladá sa, že z podobného disku sa sformovala aj slnečná sústava.
Začiatok formovania Dodnes nie je známe, čo bolo prvotným impulzom potrebným na to, aby sa globula začala zmršťovať. Predpokladá sa, že to mohol spôsobiť napríklad výbuch blízkej supernovy. Tlak žiarenia a rozpínajúcich sa zvyškov supernovy dokázal zahustiť globulu natoľko, aby sa vlastnou gravitáciou začala zmršťovať. Pôvodná chladná hmlovina sa začala zmenšovať a pomaly rotovať. Zmršťovaním vlastnou váhou sa uvoľnila gravitačná energia, ktorá sa premenila čiastočne na žiarenie a čiastočne na teplo, preto teplota globule pomaly rástla. Odstredivá sila stále sa zrýchľujúcej rotácie spôsobila, že globula sa postupne formovala do tvaru disku, ktorý nazývame protoplanetárny disk. Za niekoľko stotisíc, nanajvýš miliónov rokov, sa protoplanetárny disk zmenšil na o niečo väčší priemer, ako je dnešná obežná dráha Neptúna. V strede pôvodnej globuly sa sformovalo praslnko (protoslnko). Priemer praslnka bol mnohonásobne väčší ako priemer dnešného Slnka. Ďalšou kontrakciou (zmršťovaním) sa protoslnko ešte viac zahrievalo. Teplo, ktoré v ňom vznikalo, sa dostávalo z jadra na povrch konvekciou. Dnes už konvekciu pozorujeme na Slnku len v takzvanej konvektívnej zóne. Z koróny praslnka unikali mohutné prúdy horúcej plazmy, praslnečný vietor. Ten podstatne ovplyvnil formovanie planét a formovanie slnečnej sústavy vôbec.
Vyparovanie a kondenzácia Teplota zárodočného disku nebola všade rovnaká. Vo vnútorných častiach, bližšie k protoslnku, bola väčšia ako v chladnejších vzdialenejších častiach. Pod vplyvom tepla sa ľahšie látky z vnútorných častíc vyparili a zostali len atómy ťažších prvkov ako kremíka, železa, horčíka a hliníka, z ktorých sa utvorili prachové zrná. Slnečný vietor, ktorý vyžarovalo praslnko, sa postaral o odstránenie najľahších prvkov – vodíka a hélia – z vnútorných častí disku. Až do vzdialenosti asi 700 miliónov kilometrov od praslnka zostal len prach tvorený ťažšími prvkami. Z neho sa potom formovali pevné, terestrické planéty. Vo väčších vzdialenostiach od Slnka sa vyparené látky opäť skondenzovali. Z tohto dôvodu tam už boli vhodné podmienky na to, aby sa na formovaní telies podieľali aj ľahšie prvky. Tak začali vznikať joviálne planéty.
Sformovanie planetezimál Častice obiehali okolo protoslnka jedným smerom po dráhach svojím tvarom blízkych kruhu. Postupne sa po špirálových dráhach dostali zhruba do jednej roviny, v ktorej najväčšie telesá slnečnej sústavy obiehajú okolo Slnka. Keďže obiehali podobne rovnakou rýchlosťou a po podobných dráhach, jednotlivé častice sa k sebe približovali malou relatívnou rýchlosťou. Ich prvotné zliepanie zabezpečili elektrostatické náboje, ktoré udržali častice pohromade a vytvárali z nich voľné konglomeráty. Po strete sa časť ich kinetickej energie premenila na teplo a časť zdeformovala telesá, vďaka čomu došlo k ich spojeniu. Takto sa pôvodne malé častice spájali do stále väčších a väčších celkov. Niekedy pri vzájomnej zrážke došlo aj k rozpadom, ale spájanie prevládalo. Zárodočná hmlovina bola dejiskom neustálych zrážok, rozpadov a spájania. Za niekoľko tisíc rokov zrná narástli do rozmerov niekoľkých centimetrov. Tieto telesá mali oveľa menšiu hustotu ako dnešné horniny. Nestability v disku spôsobili, že sa v ňom pod vplyvom gravitácie začali vytvárať prstence. Z častíc sa postupne utvorili miestne zhluky, ktoré naďalej na seba nabaľovali hmotu a zahusťovali sa. Tak vznikli väčšie telesá nepravidelného tvaru – planetezimály. Veľkosť planetezimál nie je presne stanovená, siaha od prachových častíc až k väčším planétkam. Podľa C. Alexandera sa planetezimály s priemerom 100 metrov utvorili pred 4,568 ± 0,002 miliardami rokov.
Keď veľkosť planetezimál dosiahla zhruba 1 meter, nastal problém známy ako tzv. zrážková bariéra. Popri zhlukovaní častíc elektrostatickými silami je už totiž častejší rozpad zhlukov pri tých kolíziách, ktoré prebehli priveľkou rýchlosťou.
Niektoré planetezimály vzniknuté v tomto období sa zachovali dodnes. Ide hlavne o telesá Kuiperovho pásu, ale zrejme aj o mnohé malé mesiace joviálnych planét. Zloženie asteroidov a komét by preto podľa predpokladov malo byť najpodobnejšie zloženiu pôvodnej hmoty z čias formovania Slnečnej sústavy. right|thumb|Umelecká predstava o formovaní sa joviálnej planéty (planéty podobnej Jupiteru) v protoplanetárnom disku hviezdy
Od planetezimál k planétam Potom, čo planetezimály dorástli do určitých rozmerov, sa už na ich ďalšom spájaní do väčších celkov začala výraznejšie podieľať aj ich vlastná gravitácia. Za rádovo desaťtisíc rokov vzniklo postupným zliepaním obrovské množstvo telies s rozmermi 500 až . Do tejto fázy formovania sa však dostala len malá časť pôvodnej hmoty. Množstvo materiálu zostalo v podobe väčších či menších planetezimál, medziplanetárneho prachu a plynu. Po ďalšej kumulácii hmoty tieto telesá zvané protoplanéty vlastná gravitácia sformovala do tvaru gule. Neustále bombardovanie ich povrchov ďalším materiálom ako aj rozpad rádioaktívnych prvkov v ich vnútrach spôsobili, že protoplanéty boli roztavené. Vďaka tomu v nich mohla prebiehať ich gravitačná diferenciácia, proces, počas ktorého ťažšie prvky klesali k jadru protoplanét a ľahšie k povrchu, aby tam neskôr vytvorili kôru a prvotnú atmosféru. Mario Trieloff, fyzik a špecialista na meteority zo skupiny H-chondritov zistil, že protoplanéty sa formovali v horúcom prostredí. Podľa jeho názoru planéty zahrieval rádioaktívny izotop hliník 26, ktorý má polčas rozpadu 720 000 rokov. Produkty rozpadu hliníka 26 možno aj dnes identifikovať v meteoritoch.
Protoplanéty sa utvárali aj na miestach, kde dnes obiehajú obrie plynné planéty Jupiter, Saturn, Urán a Neptún. Dokonca sa predpokladá, že zárodky týchto planét vznikli o niečo skôr ako zárodky terestrických planét a boli spočiatku desať až dvadsaťkrát hmotnejšie ako Zem. Vývoj joviálnych planét sa odlišuje od vývoja terestrických planét v tom, že zárodky joviálnych planét na seba začali gravitačne nabaľovať ľahké prvky, predovšetkým vodík, ktoré vo vnútorných častiach disku viac-menej chýbali. Objem a hmotnosť planét vzdialených od Slnka sa týmto procesom prudko zväčšili. Ten plyn, ktorý na seba vznikajúce joviálne planéty nestihli strhnúť, bol postupne vymetený preč zo slnečnej sústavy hviezdnym vetrom, ktorý bol mimoriadne silný, pretože protoslnko prešlo do ďalšieho štádia svojho vývoja: stala sa z neho hviezda typu T Tauri, nestabilná premenná hviezda hlavnej postupnosti, ktorej žiarivý výkon sa prudko mení. Obežné dráhy vznikajúcich planét sa teda postupne čistili od materiálu. Podľa najpodrobnejších výpočtov sa rádovo desiatky kilometrov veľké planetezimály počas 100 000 rokov spojili do planetárnych embryí s hmotnosťou rádovo 1024 kg. Ich rozsiahle plynné obálky zabrzdili ďalšie prelietajúce telesá, ktoré padali na ich povrch, a tým prudko zvyšovali ich hmotnosť. Za 4 milióny rokov by mal Jupiter týmto spôsobom dosiahnuť hmotnosť rovnajúcu sa 21 hmotnostiam Zeme a jeho vznik bol dokončený ďalšou bleskovou akréciou materiálu. left|thumb|Umelecká predstava o zrážke protozeme s telesom o veľkosti Marsu. Následkom tejto kolízie mal vzniknúť náš Mesiac
Intenzívne bombardovanie Intenzívne bombardovanie novovzniknutých telies slnečnej sústavy medziplanetárnou hmotou ako kométami, planetezimálami, až protoplanétami, vrcholilo asi pred 4 miliardami rokov. Čím boli telesá väčšie, tým ich bolo menej a nedochádzalo až tak často k zrážkam, prípadné zrážky však boli o to katastrofickejšie. Spočiatku bolo bombardovanie také silné, že nedovolilo mladým terestrickým planétam, čiže Merkúru, Venuši, Zemi a Marsu, aby sa na nich utvorila pevná kôra. Neskôr toto bombardovanie začalo po sebe nechávať stopy, z ktorých niektoré sú pozorovateľné dodnes na planétach a ich mesiacoch ako impaktné krátery a panvy. Množstvo dopadových kráterov však bolo medzitým zahladené geologickými procesmi. Počas nasledujúcich niekoľkých stoviek miliónov rokov bombardovanie postupne slablo, aj keď aj v súčasnosti sa občas prihodia obrovské kolízie, ako napríklad zrážka Jupitera s kométou Shoemaker-Levy 9.
Intenzívne bombardovanie by mohlo vysvetliť prítomnosť vody na Zemi. Tá je totiž príliš prchavá látka na to, aby mohla byť na Zemi prítomná už od jej vzniku spojeného s vysokými teplotami. Vodu mohli dopraviť na Zem asteroidy a kométy gravitačne vymrštené Jupiterom.
Migrácia planét