Au départ, il y a environ 10 milliards d’années, ce qui deviendra un jour le système solaire n’est qu’une fraction minuscule d’un gigantesque nuage d’hydrogène et d’hélium. Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s’enrichit en éléments plus lourds lors de l’explosion d’étoiles massives aux alentours.

Finalement, il y a 4,6 milliards d’années, sous l’effet de sa propre gravité, ce nuage s’effondre sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite dont l’un deviendra le système solaire.

L’évolution du protosystème solaire :
Le protosystème maintenant bien défini continue à se contracter de plus en plus. Cette contraction s’accompagne d’une forte augmentation de la vitesse de rotation. De plus, comme le protosystème n’est pas rigide, un fort aplatissement se produit dans le plan perpendiculaire à l’axe de rotation. On se retrouve ainsi finalement avec une concentration de matière au centre, la protoétoile, entourée d’un disque de matière appelé le disque protoplanétaire.

La protoétoile va être ralentie sous l’action de forces magnétiques. Sous l’effet du ralentissement, la force centrifuge subie par la protoétoile baisse et finalement l’éjection de matière s’arrête.

Au centre, la protoétoile continue de se contracter et sa température augmente rapidement. Finalement, les réactions nucléaires de fusion se mettent en route et l’étoile que nous connaissons apparaît.

La formation des planètes
Dans le disque protoplanétaire, les atomes s’agglomèrent au fur et à mesure de leurs rencontres pour devenir des poussières. Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d’années.

Du fait de la turbulence dans le disque, des fluctuations de densité apparaissent et évoluent pour aboutir à des corps de grande dimension, dans un processus appelé l’accrétion. Ces corps continuent à capturer les planétésimaux qu’ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de planète.

La principale phase d’accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d’années, même si d’intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d’années.

L’aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers reçoivent beaucoup d’énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le fer ou le silicium, ce qui explique leur forte densité.
Loin du Soleil, l’accrétion de planétésimaux est à l’origine d’un noyau dense qui constitue le point de départ pour une croissance ultérieure. Autour de ce noyau s’accumule une enveloppe de gaz et l’on aboutit à une planète très volumineuse et massive, mais essentiellement constituée d’hydrogène et donc peu dense.