fı olarak ayırdılar.Belot Güneş ile etkileşimli olan açık sistemi tekçi ve gezegen sisteminin gelişmesinde temel yardımları olan yabancı cisimleri ikicil olarak değerlendirdi.

Hervé Reeves' sınıflandırması Güneş'le eş materyale sahip olmak ya da olmamak ve değiştirilmiş ya da değiştirilmemiş yıldız/yıldızlararası materyalden oluştuğuna göre kategorize edilmiştir. Hervé Reeves' bunu dört gruba ayırdı: Swedenborg, Kant, ve Laplace tarafından 1700'lerde oluşturulan güneşsel bulutsuya ait modeller, ana destekçileri Alfvén ve Gustaf Arrhenius (1978) ve Alfvén ve Arrhenius olan yıldızlararası boşluktan elde edilen bulutlar, Lyttleton tarafından 1940'lı yıllarda sunulan kardeş yıldızın bir şekilde parçalandığı ve parçaların bir kısmının Güneş tarafından yaklandığını savunan çift yıldız hipotezi ve Jeans, Jeffreys, Woolfson ve Dormand'ın fikir olan kapalı yaklaşım parçası.

Williams ve Cremin'eWilliams, I. göre kategoriler: (1) gezegenlerin oluşumu ve kökenin temelde Güneş'e bağlı olduğu ve aynı anda ya da ardışık gerçekleştiği savunan modeller, (2) gezegenlerin Güneş'ten bağımsız ve Güneş'in normal bir yıldız olmasından sonra oluştuğunu savunan modeller ve bu modeller kendi içerisinde ikite ayrılır: a) gezegenlerin oluşumu için gerekli olan materyallerin Güneş'ten ya da başka bir yıldızdan geldiği, b) materyal ihtiyacının yıldızlararası boşluktan sağlandığı. Hoyle'in manyetik eşleme ve McCrea'in pıhtılar modelinin en iyi model olduğuna karar verdiler.

Woolfson kategorileri:1) Laplace, Descartes, Kant, ve Weisacker dahil olduğu tekçi 2) Leclerc (Comte de Buffon), Chamberlin-Moulton, Jeans, Jeffreys, ve Schmidt-Lyttleton dahil olduğu ikicil.

1978 yılında, astronom A.J.R. Prentice açısal momentum sorunun merkezdeki dönüşü yavaşlamış asıl diskteki toz taneleri tarafından yaratılan çekimle çözüleceğini önerdiği Modern Laplace Teorisinde Laplace bulutsu modelini yeniden canlandırmıştır. Prentice, genç Güneş'in protogezegensel diske açısal momentum aktardığını ve T Tauri yıldızı'nda gezegenimsilerin süpersonik atılmalarla gerçekleştiğini önerdi. Ancak, Prentice'in bu oluşumların simitlerde veya halkalarda olacağına dair savı bu halkaların gezegenler oluşturmadan yok olacağı şeklinde sorgulanmıştır.

Modern yaygın kabul gören gezegen oluşum teorisinin doğuşu – Güneşsel Bulutsu Diski Modeli (GBDM)- Sovyet astronom Victor Safronov'un çalışmalarına dayanır. ""Protogezegensel bulutun evrimi ve Dünya ve gezegenlerin oluşumu" "kitabı gezegenlerin oluşumu konusunda bilim insanları arasında uzun soluklu bir etki bırakmıştır. Bu kitapta gezegen oluşum sürecinin hemen hemen tüm büyük sorunları formüle edildi ve bazıları çözüldü. Safronov'un fikirleri "kontorlden çıkmış toplanma"'yı bulan George Wetherill'in çalışmalarıyla daha da geliştirildi. 1980'lerin başında, GBDM şeklinde bulutsu hipotezi astronomideki iki büyük keşif sayesinde ününe geri kavuşmuştur. Öncelikle, Beta Pictoris gibi bir dizi genç yıldız bulutsu hipotezi tarafından tahmin edildiği üzere çok soğuk toz diskleri tarafından çevrili bulundu. Sonra, 1983 yılında fırlatılan Kızılötesi Astronomik Uydu, soğuk materyal disklerinde döndüklerini açıklayacak olan fazla kızılötesi ışımaya sahip birçok yıldız gözlemlemiştir.

Bulutsu hipotezi yaygın kabul görmüş olsa da, birçok ayrıntı yeterince anlaşılmamış ve düzenlenmektedir.

Düzenlenmiş bulutsu hipotezi tamamen kendi Güneş Sistemi'mizin gözlemler dikkate alınarak ypılmıştır çünkü 1990'lı yılların ortalarına kadar bilinen tek Güneş Sistemi'ydi. Bu hipotezin diğer gezegen sistemlerine de uygulanabilir olacağı beklenmiyordu, hatta bilim insanlar protogezegensel disk ya da diğer yıldızların etrafında gezegen bulmaktan dolayı bulutsu modelini test etmek için endişeliydiler. 30 Ağustos 2013 tarihi itibarıyla 941 Güneş dışı gezegenin keşfi bulutsu hipotezinin bu keşfedilmiş gezegenlerin varlığına göre tekrar düzenlenmesi veya yeni modellerin düşünülmesi gerektiğini gerekli kılmıştır.

Bugüne kadar keşfedilen Jüpiter kadar ve daha büyük gezegenlerin birkaç saatlik çok kısa yörüngesel periyotları vardır. Bu tarz gezegenlerin yörüngeleri yıldızlarına çok yakındır, öyle ki atmosferleri yıldızın radyasyonuyla azar azar soyulur. Sıcak Jüpiter olarak adlandırlan gezegenleri açıklamak için ortak bir görüş yoktur, lakin öncü fikir şudur ki, Uranüs ve Neptün'deki gibi kendi yörüngelerinde dönen göçmen gezegenlerdir. Protogezegensel disk hidrojen ve helyum doluyken gerçekleşen sürtünme ve açısal momentumun dev gezegenler ve protogezegensel diskteki parçacıklar arasında takasıdır.

Gezegenlerin detaylı özellikleri başka bir sorundur. Güneş bulutsu hipotezi tüm gezegenlerin tam olarak ekliptik düzleminde oluşacağını ön görmüştür. Ancak, klasik gezegenlerin yörüngeleri elipse göre çeşitli (ama küçük) eğimleri vardır. Dahası, gaz devlerinin kendi dönüşleri ve uydu sistemlerini eliptik düzleme göre eğim yapmayacağı tahmin edilmiştir. Fakat, çoğu gaz devi önemli ölçüde eksen eğimine sahiptir örneğin Uranüs 98° derece eğimlidir. Ay Dünya'ya ve diğer gezegenlerin düzensiz yörüngeli uydularına kıyasla büyüktür.Güneş Sistemi'nin başlangıcından sonra olan olaylarla açıklanmış gözlemlere şimdi inanılmaktadır.

Güneş enerjisinin fiziksel kaynağını ayırmak ve ne zaman ve nasıl tamamen biteceğini belirlemek için yaılan girişimler yüzyılda başladı. O zamanlar, Güneş'in ısı kaynağının yerçekimsel daralmaya dayandığı geçerli bşr bilimler görüştü. 1840 yıllarında, astronom J. R. Mayer ve J. J. Waterson Güneş'in devasa kütlesinin ısı üreterek kendi üzerine çökeceğini iddia etti. 1854 yılında Hermann von Helmholtz ve Lord Kelvin, bu ısının Güneş'in yüzeyine çarpan meteorlar sayesinde oluştuğunu öne sürdüler. Ancak, Güneş'ın bu mekanizmayla aydınlatması Dünya'ya sadece 30 milyon-Dünya'nın yaşından çok az- yetecek kadar enerjiye sahipti. (Bu çöküş süresi Kelvin–Helmholtz zamanı olarak bilinir.)

1905 yılında Albert Einstein'ın rölativite teorisi nükleer reaksiyonların enerji kaybıyla prekursörlerden yeni elementlerin oluşabildiği anlaşıldı. Arthur Eddington Güneş'i oluşturmak için gerekli olan yüksek enerjiyi üreten hidrojen atomlarının helyuma dönüşme işlemi için yıldızlardaki basınç ve sıcaklığın oldukça yeterli olduğunu Y"ıldızlar ve Atomlar" tezinde belirtmiştir. 1935 yılında, Eddington daha ileri giderek diğer elementlerin de yıldızlar içerisinde oluşabileceğini belirtmiştir. 1945 yılından sonra toplanan spektral kanıt karbon, hidrojen, oksijen, azot, neon, demir, g, b, yaygın kimyasal elementlerin galaksi çevresinde oldukça homojen bir şekilde dağıldığını göstermiştir. Bu, elementlerin ortak bir kökene ait olduğunu gösterir. Oranlardaki bir sürü anormallikler yaradılıştaki mekanizmanın altında gizlidir. Kurşunun altından daha yüksek atomik ağırlığa sahip olmasına rağmen kurşun daha yaygındır. Hidrojen ve helyum (1. ve 2. elementler) fiilen yaygın olmasına rağmen lityum ve berilyum (3. ve 4. elementler) oldukça nadirdir

19. yüzyıldan beri kırmızı dev yıldızların düzensiz tayfı bilinmektedir. 1940'lı yıllarda George Gamow bunların iç çekirdeğindeki hidrojeni bitirmiş, dış kabuktaki hidrojeni yanan yıldızlar olduklarını anlamıştır. Bu Martin Schwarzschild'e kırmızı devlerle yıldızların sonlu ömürleri arasındaki bağlantıyı bulmasında yardım etmiştir. Günümüzde kırmızı devlerin yıldızların ömürlerinin son hâli olduğu bilinmektedir.

Fred Hoyle element dağılımının oldukça homojen olmasına rağmen farklı yıldızların farklı elementleri farklı yoğunlukta taşıdığını söylemiştir. Hoyle'e göre, bu onların kendi içlerinde yıldızları kökeni olması gerektiğini belirtir. Sadece yoğun basınç ve sıcaklık altında oluşan elementler, demirin atom numarası etrafında zirveye ulaşır. Hoyle demirin dev yıldızlar içerisinde oluştuğunun sonucuna varmıştır. Böylece 1945 ve 1946 yıllarında Hoyle yıldız ömrünün son aşaması olduğunu belirtmiştir. Yıldız ölürken, katmanlı birleşme reaksiyonlarına sebep olarak kendi ağırlığı altında çöker. Karbon-12 helyumla birleşerek oksijen-16'yı, oksijen-16 helyumla birleşip neon-20'yi oluşturarak demire kadar gider. Ancak karbon-12'yi üretecek bir yöntem bilinmemektedir. Karbon üretmek için berilyum izotoplarının birleşmesi çok kararsızdır ve üç helyum atomunun karbon-12'yi üretmesi Evren'in yaşının göz önüne alındığı zaman olanaksızdır. Ancak, fizikçi Ed Salpeter 1952 yılında berilyum izotopunun başka bir helyumla enerji ve kütle bakımından karbona eşitse karbonu oluşturmak içinyeterli kısa zaman olduğunu göstermiştir. Hoyle, antropik ilkeyi kullanarak karbondan oluştuğunu göstermiştir. Karbon-12'in madde/enerji seviyesi tanımlandığında, Hoyle'in tahminin yüzde birkaçı olduğu bulundu.

İlk beyaz cüce 40 Eridani üçlü yıldız sisteminde bulunmuştur. Bu üçlü yıldız sistemi nispeten daha aydınlık anakol yıldızı 40 Eridani A, yakında dönen 40 Eridani B ve anakol kırmızı cüce 40 Eridani C yıldızlarını içerir. 40 Eridani B/C eşi William Herschel tarafından on Ocak 31, 1783 tarihinde keşfedilmişrtir; Friedrich Georg Wilhelm Struve tarafından 1825 ve Otto Wilhelm von Struve tarafından 1851 yılında yeniden gözlemlenmiştir. 1910 yılında, Henry Norris Russell, Edward Charles Pickering ve Williamina Fleming tarafından 40 Eridani B yıldızının A sınıfı yıldız olduğunu keşfetmiştir.

Beyaz cücelerin keşiflerinden kısa bir süre sonra aşırı yoğun olduğu bulundu. Sirius B ve 40 Eridani B gibi çift yıldız olan yıldızların kütleleri yörünge gözlemleriyle tahmin edilebilir. Sirius B için 1910 yılında, kütle 0,94 M☉ olarak ölçülmüştür. (daha güncel tahmin 1,00 "M".) Sıcak kütleler soğuk kütlelerden daha fazla ışıma yaptığı için yıldızın yüzey aydınlığı etkin yüzey sıcaklığından yani tayfından tahmin edilebilir. Eğer yıldızın uzaklığı biliniyorsa ortalama aydınlatması bilinebilir. Iki rakamın karşılaştırılması yıldızın yarıçapı verir. Bu tür muhakemeler Sirius B ve 40 Eridani B çok yoğun olması gerektiğini anlatır ve astronomları şaşırtır. Örneğin, Ernst Öpik 1916 yılında 40 Eridani B yıldızının Güneş'ten 25.000 kere daha yoğun olduğunu bulmuştur ama çok yüksek olduğu için