Trước hết là thuyết tinh vân do Immanuel Kant* sáng lập và được hoàn thiện bởi Laplace* vào cuối thế kỉ 18. Thuyết này cho rằng hệ Mặt Trời ban đầu chỉ là một đám tinh vân (nebula) bao gồm khí và bụi. Đám tinh vân này tự quay quanh trục một cách chậm chạp. Mọi vật thể đều có lực hấp dẫn hướng tâm - tức là lực hấp dẫn hướng thẳng vào tâm vật thể. Lực này làm đám tinh vân quay ngày một nhanh, mật độ vật chất tăng lên do thể tích giảm xuống, tinh vân tụ lại thành một thiên thể dạng cầu – đó chính là Mặt Trời. Khối cầu Mặt Trời tiếp tục quay nhanh. Một bộ phận vật chất nhận được lực li tâm đủ lớn để thắng được hấp dẫn vào tâm tách ra khỏi Mặt Trời sơ khai trở thành các vành vật chất (ring). Trong mỗi vành này, hẫp dẫn lại đóng vai trò tập hợp vật chất thành các khối cầu lớn, đó là các hành tinh. Sự việc diễn ra tương tự đối với việc hình thành các vệ tinh từ sự quay của hành tinh. Việc tách vành vật chất thành các thiên thể nhỏ hơn được dừng lại khi lực li tâm sinh ra do sự quay của thiên thể không đủ lớn để thắng được hấp dẫn bản thân của thiên thể đó. Lí thuyết này không giải thích được yếu tố về sự phân bố xung lượng của các hành tinh khi chuyển động trên quĩ đạo

Với cố gắng giải thích yếu tố này, đầu thế kỉ 20 đã có 2 lí thuyết được đề ra với cùng một ý tưởng chung là do sự tương tác của một ngôi sao di chuyển gần Mặt trời gây ra sự xuất hiện các hành tinh.

Lí thuyết va chạm do Chamberlin* và Moulton* đề ra vào những năm đầu tiên của thế kỉ 20 cho rằng đã có một ngôi sao đi qua và có thể đã va chạm với Mặt Trời. Sự va chạm này gây ra những đợt triều (như thuỷ triều trên Trái Đất) lớn trên bề mặt của Mặt Trời. Các chấn động đó làm một lớp vật chất tách khỏi Mặt Trời và chuyển động trên các quĩ đạo elip. Khí và bụi tập hợp lại trên mỗi quĩ đạo tạo ra những thiên thể rắn, các quĩ đạo dần đi vào ổn định, các thiên thể rắn này trở thành các hành tinh.

Năm 1918, James Jeans* và Harold Jeffreys* đề xuất lí thuyết triều, là một biến thể khác của lí thuyết va chạm nói trên. Giả thuyết này nói rằng trên bề mặt Mặt Trời đã xuất hiện một đợt triều lớn do một ngôi sao đi qua gần nó. Sức hút hấp dẫn của ngôi sao này cuốn khí và bụi từ Mặt Trời sơ khai thành các dòng chảy với khối lượng và kích thước khác nhau trên các quĩ đạo elip. Các dòng vật chất này, sau khi cô dặc lại, tạo thành hình dáng là các hành tinh như ngày nay. Lí thuyết này cũng vẫn chưa giải thích được sự phân bố xung lượng của các hành tinh.

Lí thuyết hiện đại quay lại với giả thuyết tinh vân của Laplace để giải thích cho sự phân bố xung lượng từ Mặt Trời đến các hành tinh.. Tinh vân đó được xem như một hạt nhân đậm đặc bao quanh bởi một lớp khí và bụi mỏng. Lí thuyết này giống với lí thuyết do Gerard Kuiper* đưa ra, trong đó tinh vân xuất hiện sự quay không ổn định. Dưới tác dụng của các lực li tâm cùng với chuyển động nhiễu loạn của các đợt triều trên bề mặt, nó tách ra các đám bụi tiền hành tinh (protoplanet) chuyển động quanh tâm chung, các đám bụi tiền hành tinh này co đặc lại thành các hành tinh. Hiển nhiên giả thuyết này của Kuiper không giải thích được sự khác biệt đặc trưng về lí-hoá của các hành tinh.




Lí thuyết hiện đại do một nhà khoa học khác là H.C. Urey* đưa ra. Giả thuyết này cho biết các hành tinh được hình thành ở nhiệt độ thấp khoảng 1200 đến 2200 độ C (chứ không phải ở nhiệt độ cao cùng với Mặt Trời như các giả thuyết nêu trên). Urey đề xuất rằng nhiệt độ này là vừa đủ. Nó đủ lớn để duy trì hoạt động của các chất khí như hydro hay heli, nhưng cũng đủ nhỏ để không làm nóng chảy các kim loại như sắt, silic. Dưới tác dụng của hấp dẫn, các đám bụi trên các quĩ đạo tập hợp lại với nhau, trở thành các tiền hành tinh. Lúc này nhiệt độ bắt đầu tăng cao, các kim loại nặng có xu hướng chìm sâu vào tâm khối vật chất và trở thành nhân nóng chảy của hành tinh, lớp ngoài gồm các nguyên tố nhẹ hơn nguội dần tạo thành lớp vỏ. Với các hành tinh ở xa, các chất khí phía ngoài như metan, ammoniac… bị đẩy xuống nhiệt độ rất thấp, chúng đóng băng lại ngăn cản sự tiếp cận của các nguyên tố nặng. Các hành tinh như thế trở thành các thiên thể có kích thước lớn với tỷ trọng khá thấp (như sao Mộc, sao Thiên Vương, …)

Năm 1995, lần đầu tiên con người nghiên cứu về một hệ hành tinh ngoài hệ Mặt Trời của chúng ta , hệ 51 Pegasi*. Việc nghiên cứu những hệ hành tinh như thế đã cho thấy nhiều điểm tương đồng với những gì do lí thuyết hiện đại đề ra. Tuy nhiên, nhân loại cũng cần dừng lại và suy xét kĩ hơn về những nền tảng được nghiên cứu. Tại các hệ hành tinh đó, có những hành tinh nhỏ hơn sao Diêm Vương, có những hành tinh nhiều lần lớn hơn sao Mộc, cũng có những quĩ đạo gần sao mẹ hơn quĩ đạo của sao Thuỷ và có cả những quĩ đạo tròn hơn nhiều quĩ đạo các hành tinh của chúng ta. Điều đó nói lên rằng có một sự sai khác trong cơ cấu phân bố động lượng của các hệ đó, có nghĩa là bản thân sự ra đời của chúng có thể không hoàn toàn giống hệ Mặt Trời của chúng ta. Tất cả những điều này khiến lí thuyết hiện đại nêu trên cũng không tránh khỏi việc bị đưa ra xem xét lại và các cuộc tranh cãi có lẽ sẽ còn rất lâu mới chấm dứt.