ヴェルメンティーノは以下の別名でも知られている：アゴステンガ (Agostenga) 、アゴステンガ・ブラン (Agostenga blanc) 、ブルスティアーノ (Brustiano) 、ブルスティアーノ・ディ・コルシカ (Brustiano di Corsica) 、カルブ (Carbes) 、カルベッソ (Carbesso) 、ファヴォリタ (Favorita) 、ファヴォリタ・ビアンカ (Favorita bianca) 、ファヴォリタ・ビアンカ・ディ・コネリアーノ (Favorita Bianca di Conegliano) 、ファヴォリタ・ダルバ (Favorita d'Alba) 、ファヴォリタ・ディ・アルバ (Favorita di Alba) 、ファヴォリタ・ディ・コネリアーノ (Favorita di Conegliano) 、フォルメンティーノ (Formentino) 、フォルマンタン (Fourmentin) 、ガルベッソ (Garbesso) 、グロス・クラレット (Grosse Clarette) 、マルヴァジア・ア・ボニファシオ (Malvasia a Bonifacio) 、マルヴァジア・グロッサ (Malvasia Grossa) 、マルヴァジエ (Malvasie) 、マルヴォワジー (Malvoisie) 、マルヴォワジー・ア・グロ・グラン (Malvoisie à Gros Grains) 、マルヴォワジー・コルス (Malvoisie Corse) 、マルヴォワジー・ド・コルス (Malvoisie de Corse) 、マルヴォワジー・プレコス・デスパーニュ (Malvoisie Précoce d'Espagne) 、ピッカボン (Piccabon) 、ピガ (Piga) 、ピガート (Pigato) 、ロール (Rolle) 、ロッセーゼ (Rossese) 、シビルコウスキ (Sibirkovski) 、ウヴァ・サパイオラ (Uva Sapaiola) 、ウヴァ・ヴェルメンティーノ (Uva Vermentino) 、ヴァランタン (Valentin) 、ヴァルレンティン (Varlentin) 、ヴァレザーナ・ビアンカ (Varresana bianca) 、ヴェネンティノ (Vennentino) 、ヴェルランタン (Verlantin) 、ヴェルメンティーニ (Vermentini) 、ヴェルメンティーノ・ビアンコ (Vermentino bianco) 、ヴェルメンティーノ・ピガート (Vermentino Pigato) 、ヴェルマンチヌ (Vermentinu)ヴェルメンティーノと共通の別名をいくつか有するものの、コルシカのワイン用品種ブルスティアーノ・ビアンコはヴェルメンティーノとの類縁関係が認められていない。トスカーナ州のブドウ品種ヴェルメンティーノ・ネロは、果皮色変異体である可能性があるものの、厳密な類縁関係は未確認である。
ヴェルメンティーノの発祥については諸説あり、ようやく近年になってからDNA型鑑定によってそれまでの仮説を覆しヴェルメンティーノがリグーリア州のピガート (Pigato) およびピエモンテ州のファヴォリタ (Favorita) と同一種であることが確認された。プロヴァンス地方東部、ニース周辺の品種であるロッロ (Rollo) とも同一種であるかは明らかになっていない。同地域ではこの品種とヴェルメンティーノは両方ともロール (Rolle) という別名で通っている。
星雲説によると、太陽系は直径がおよそ数光年もある巨大な分子雲が重力により収縮してできたとされている。20世紀中頃までは、太陽系は比較的独立に形成されたという見方が一般的だったが、古い隕石の中から、星の爆発によってしか形成されない⁶⁰Fe等の同位体が見つかった。これは、太陽の形成過程の近傍で何度かの超新星爆発が起こったことを示唆している。そのような超新星爆発の衝撃波が分子雲の中に密度の濃い部分を作り、太陽の形成の引き金になった可能性がある。重く寿命の短い恒星のみが超新星となるため、おそらくオリオン大星雲のようにいくつもの恒星が誕生する巨大な領域で形成されたはずである。同じ分子雲の中で太陽と同時期に誕生した恒星はまだ見つかっていない。現在太陽に最も近いおおぐま座運動星団を構成する星の年齢は3億年程度と、太陽の10分の1ほどしか経っておらず、太陽とは別の起源の星団である。重力の結合が弱い散開星団では、銀河系中ではおよそ5億年ごとに別の分子雲などの重力構造によって軌道の撹乱を受ける。太陽は誕生してからかなりの撹乱を受け、おおぐま座運動星団の近くを現在通過しているに過ぎないと考えられている。約46億年前、ガス雲の収縮が起こっている領域の一つで太陽系が形成された。この領域は直径7,000天文単位から2万天文単位で、質量は太陽よりわずかに大きい程度だった。組成は現在の太陽とほぼ同じで、収縮したガス雲の質量の98%はビッグバンから1億年以内に合成された水素やヘリウムに痕跡程度のリチウムであった。残りの2%は第一世代の恒星の中で合成された重元素である。それらの恒星は寿命が尽きると、重元素を星間物質として放出した。角運動量保存の法則により、星雲は収縮時より速く自転する。星雲内の物質の密度が高まると、原子が頻繁に衝突し、運動エネルギーが熱に変換される。最も密度が高くなる中心は、周囲の円盤と比べかなり温度が高くなる。10万年程度経つと、重力、ガス圧、磁場、回転等の拮抗した力により、直径200天文単位以下の原始惑星系円盤が形成され、その中心に温度と密度が高い原始星が形成される。進化のこの段階では、太陽はおうし座T型星のような星だったと考えられている。観測の結果、おうし座T型星は太陽質量の0.001倍から0.1倍の質量の原始惑星系円盤を伴っていることが分かっている。この円盤はハッブル宇宙望遠鏡での観測によると数百天文単位の範囲に広がっている。温度はせいぜい数千ケルビンと低い。5000万年以内には太陽の中心の温度と圧力は十分高くなって水素の融合が始まり、静水圧平衡に達するまで重力による収縮が続いた。これは、太陽が主系列星と呼ばれる段階に入ったことを意味する。主系列星とは、内部で水素の核融合によりヘリウムを生成することでエネルギーを生産している恒星のことである。太陽は今日でも主系列星の一つである。