Sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt Trời
Sự hình thành > Tinh vân tiền Mặt Trời

Bài chi tiết: Giả thuyết tinh vân
Giả thiết tinh vân khẳng định rằng Hệ Mặt Trời hình thành từ một vụ suy sụp hấp dẫn của một phần của một đám mây phân tử khổng lồ. Đám mây này có kích thước khoảng 20 parsec (pc), trong khi các mảnh của nó cỡ khoảng gần 1 pc (tức 3,25 năm ánh sáng). Sự suy sụp các mảnh nhỏ dẫn tới hình thành những nhân đặc lớn cỡ 0,01–0,1 pc (2000–20000 AU). Một trong số các mảnh này, được gọi là tinh vân tiền Mặt Trời, sau này sẽ trở thành Hệ Mặt Trời. Cấu tạo của khu vực có khối lượng chỉ lớn hơn một chút Mặt Trời ngày nay này bao gồm hydro, cùng heli và những lượng rất nhỏ lithi sản sinh ra từ tổng hợp hạt nhân của Vụ Nổ Lớn, chiếm tới 96,69% khối lượng của nó. 3.31% còn lại bao gồm các nguyên tố nặng sinh ra từ tổng hợp hạt nhân ở các thế hệ sao trước nó. Ở cuối vòng đời sao, các sao thường phun trào các nguyên tố nặng vào không gian liên sao.
Những khoáng vật cổ nhất tìm thấy trong các mảnh thiên thạch, vốn được xem là những tàn tích của những vật liệu thể rắn đầu tiên hình thành trong tinh vân tiền Mặt Trời, có tuổi 4568,2 triệu năm, là chỉ dấu về tuổi của bản thân Hệ Mặt Trời. Nghiên cứu về thiên thạch cổ phát hiện thấy những hạt nhân con của các đồng vị có chu kỳ bán rã ngắn, như Fe-60, vốn chỉ hình thành trong các sao tuổi đời ngắn phát nổ. Điều này cho thấy rằng một hoặc nhiều vụ nổ siêu tân tinh đã xảy ra gần Mặt Trời khi nó đang hình thành. Sóng xung kích từ siêu tân tinh đã kích hoạt sự hình thành Mặt Trời bằng việc tạo nên những vùng đậm đặc hơn bên trong đám mây, khiến cho các vùng này co sụp lại. Bởi vì chỉ có những sao lớn, tuổi đời ngắn mới hình thành được siêu tân tinh, Mặt Trời ắt hẳn phải sinh ra trong một vùng tạo sao đã tạo nên những sao lớn, tương tự như Tinh vân Lạp Hộ. Nghiên cứu về cấu trúc của Vành đai Kuiper và các vật liệu dị thường của nó gợi ý rằng Mặt Trời sinh ra trong một đám chứa khoảng từ 1 nghìn tới 10 nghìn sao đường kính từ 6,5 tới 19,5 năm ánh sáng với tổng khối lượng vào cỡ 3000 lần khối lượng Mặt Trời (M⊙). Đám này bắt đầu tách ra từ 135 triệu tới 535 triệu năm sau khi hình thành. Một số mô hình mô phỏng Mặt Trời khi còn trẻ tương tác với các sao ở gần băng qua trong 100 triệu năm đầu đời sinh ra các quỹ đạo dị thường như ở phía rìa Hệ Mặt Trời, chẳng hạn các "vật thể tách rời" bên ngoài Sao Hải Vương.
Do bảo toàn mô men động lượng, tinh vân quay ngày càng nhanh trong lúc co lại. Khi vật liệu bên trong tinh vân ngưng tụ, các nguyên tử trong nó va đập với tần số tăng dần, chuyển động năng của nó thành nhiệt. Tâm của nó, nơi chứa phần lớn khối lượng, trở nên ngày càng nóng hơn phần đĩa bao quanh. Trong khoảng 100 nghìn năm, sự cạnh tranh giữa lực hấp dẫn, áp suất khí, từ trường và sự quay khiến cho tinh vân dẹt ra thành một đĩa tiền hành tinh với đường kính 200 đơn vị thiên văn (AU) và tạo nên một tiền sao (một ngôi sao chưa bắt đầu tổng hợp hydro) ở tâm.
Vào chặng tiến hóa này, Mặt Trời được cho là ở giai đoạn sao T Tauri. Nghiên cứu về dạng sao này chỉ ra rằng chúng thường đi kèm với những đĩa vật chất tiền hành tinh với khối lượng cỡ 0,001-0,1 M⊙. Các đĩa này bao phủ những miền rộng hàng trăm AU—Kính viễn vọng Không gian Hubble đã từng quan sát các đĩa tiền hành tinh có đường kính lên tới 1000 AU trong các vùng tạo sao như Tinh vân Lạp Hộ—và tương đối nguội, có nhiệt độ bề mặt cao nhất chỉ khoảng 1000 K.
Trong vòng 50 triệu năm, nhiệt độ và áp suất trong lõi Mặt Trời trở nên rất lớn, đủ để kích hoạt hydro phản ứng nhiệt hạch, tạo ra nguồn nội năng cưỡng lại sự suy sụp hấp dẫn cho đến khi đạt tới trạng thái cân bằng thủy tĩnh. Sự kiện này đánh dấu việc Mặt Trời bước vào giai đoạn quan trọng nhất trong vòng đời của nó, được gọi là "dãy chính", kéo dài tới tận ngày nay. Đặc trưng chủ yếu của các sao ở chuỗi chính là năng lượng sao lấy từ phản ứng nhiệt hạch tổng hợp heli từ hydro.