thumb|Ontwikkeling van een protoplanetaire schijf in vier stappen. 1. een bij benadering concentrisch volume in een moleculaire nevel begint samen te trekken; 2. de samentrekking versnelt de rotatie vanwege het behoud van hoekmoment: de wolk gaat steeds sneller roteren en raakt afgeplat tot een schijf; 3. uit lokale draaikolken en drukgolven ontstaan verdichtingen - tegelijk ontbrandt in het middelpunt de proto-ster; 4. de verdichtingen groeien aan tot planetesimalen en de sterrenwind blaast het overgebleven gas en stof weg.
De hypothese van de Zonnenevel of Kant-Laplace-hypothese is een wetenschappelijke hypothese voor de vorming van planetenstelsels zoals het Zonnestelsel. Als moleculaire wolken langzaam roteren, trekken ze onherroepelijk samen. De rotatie maakt ze onder invloed van de eigen zwaartekracht platter, waardoor op den duur een centrale ster en daaromheen cirkelende planeten ontstaan. Hoewel dit proces in grote lijnen wetenschappelijk onomstreden is, is er onduidelijkheid over de details. De hypothese van de Zonnenevel is de meest gangbare theorie over het ontstaan en de evolutie van het zonnestelsel.
De hypothese van de Zonnenevel werd voor het eerst geformuleerd door Emanuel Swedenborg in 1734.Swedenborg, E.; 1734: Opera Philosophica et Mineralia, in Principia, Volume I Immanuel Kant kende Swedenborgs werk en breidde de theorie in 1755 verder uit. Een vergelijkbaar model werd in 1796 voorgesteld door Pierre-Simon Laplace. Beide modellen luidden de moderne, wetenschappelijke kosmologie in.
De theorie is door onderzoek op het gebied van astronomie, natuurkunde, kosmologie en geologie steeds verder uitgewerkt. Hoewel de modellen slechts dienden om de vorming van het Zonnestelsel te verklaren, nemen kosmologen tegenwoordig aan dat de vorming in het heelal van planetaire stelsels overal op dezelfde wijze, volgens dezelfde natuurwetenschappelijke wetmatigheden verloopt. Inmiddels zijn meer dan 5500 exoplaneten in de Melkweg ontdekt, waarmee is aangetoond dat een planetenstelsel rond een ster geen uitzonderlijke situatie is.
Aanwijzingen voor de ontstaanswijze Eigenschappen van het Zonnestelsel Het Zonnestelsel is 4,6 miljard jaar geleden ontstaan. Daarmee is het relatief jong: deze leeftijd is ongeveer een derde van de leeftijd van het heelal. Het Zonnestelsel bestaat uit acht planeten die allemaal in dezelfde richting om de centrale ster (de Zon) bewegen. De Zon heeft ongeveer 700 maal zoveel massa als alle planeten samen: het grootste deel van de materie van het Zonnestelsel bevindt zich in het centrum. De banen van de planeten liggen allemaal vrijwel in hetzelfde vlak. Hetzelfde geldt voor de banen van de planeetmanen en veel planetoïden. Ook de overgrote meerderheid van deze objecten beweegt in dezelfde richting - vanuit het noorden gezien tegen de klok in. De Zon zelf roteert vergeleken met de meeste planeten relatief langzaam om zijn as, in ongeveer 30 dagen. De as van de Zon staat bovendien 7° gekanteld ten opzichte van het baanvlak van de planeten.Woolfson 2007 Alle acht planeten hebben ook een kanteling ten opzichte van hun baanvlak: dit veroorzaakt op elke planeet seizoenen. Zeven van de acht planeten roteren in dezelfde richting om hun as als ze om de Zon bewegen. Deze regelmatigheid is sterk bewijs dat het zonnestelsel ontstond uit een roterende wolk stof en gas, die als gevolg van de eigen zwaartekracht ineenstortte.Stanley & Luczaj 2015
Er zijn sporadische, maar opvallende afwijkingen van het regelmatige patroon. De planeet Venus draait zeer langzaam en in tegengestelde richting rond haar as, ze is als het ware omgekeerd. De as van Uranus is bijna compleet gekanteld, zodat de planeet en zijn manenstelsel haaks op het baanvlak staan. Sommige kleinere objecten, zoals dwergplaneten, kometen en sommige planetoïden, hebben een afwijkend, sterk hellend baanvlak. De Maan is relatief groot vergeleken met de Aarde; hetzelfde geldt voor Triton, de grootste maan van de planeet Neptunus, of Charon, de grootste maan van de dwergplaneet Pluto. Dergelijke afwijkingen kunnen verklaard worden met de veronderstelling dat ze het gevolg zijn geweest van unieke gebeurtenissen, die op een later moment plaatsvonden dan de vorming van het Zonnestelsel.
Meteorieten
Meteorieten zijn stenen afkomstig uit de ruimte, wat in dit verband wil zeggen van elders uit het Zonnestelsel. Het zijn kleine objecten ("ruimtepuin") die op de Aarde kunnen inslaan. De planeten ontstonden zelf ook uit zulke kleinere lichamen. Meteorieten worden daarom gezien als overblijfsels van het ontstaan van het Zonnestelsel: ze bleven klein en werden geen onderdeel van een planeet.
Er zijn veel verschillende soorten meteorieten. Sommige bestaan vooral uit ijzer, andere uit silikaten; ze zijn "stenig" van samenstelling. Chondrieten zijn "stenige" meteorieten met een "primitieve" samenstelling - primitief in de zin dat ze sterke gelijkenis vertoont met de samenstelling van de Zon, en dus die van de protoplanetaire nevel. Chondrieten bestaan uit chondrulen, bij benadering ronde bolletjes van gestolde silikaten en metalen. Het C-type chondriet is rijk aan aluminium en calcium. Dit type chondriet ontstond vermoedelijk in de beginfase van de vorming van het Zonnestelsel. Uranium-looddatering wees uit dat zulke chondrieten insluitsels met een ouderdom van 4567 miljoen jaar bevatten. Dit betekent dat het Zonnestelsel op dat moment vorm begon te krijgen.
Uit de samenstelling van bepaalde "primitieve" meteorieten blijkt ook dat zo'n 1 tot 2 miljoen jaar na de vorming van de Zon de protoplanetaire schijf verrijkt werd met ijzer-60 (60Fe), een isotoop van ijzer. Dit moet het gevolg zijn geweest van een supernova – de zeldzame explosies waarmee een einde komt aan zware, relatief kortlevende sterren – niet ver van de plek van de Zonnenevel.Bizzarro, M.; Ulfbeck, D.; Trinquier, A.; Thrane, K.; Connelly, J.N. & Meyer, B.S.; 2007: Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk, Science 316, p. 1178 - 1181,
Moleculaire wolken thumb|350px|De Carinanevel, een van de grootste moleculaire wolken in de Melkweg. De Carinanevel is rond de 230 lichtjaar breed en rond de 8500 lichtjaar van ons verwijderd. Op meerdere plekken in de wolk zijn groepen jonge, pasgeboren sterren te zien, die met hun licht de gas- en stofwolken zichtbaar maken. thumb|350px|Vier protoplanetaire schijven in de Orionnevel.
Sterren en hun planetenstelsels ontstaan uit moleculaire wolken. Moleculaire wolken zijn gigantische lichamen van erg ijl, koud gas en stof die deel uitmaken van sterrenstelsels zoals de Melkweg. Moleculaire wolken hebben gewoonlijk een miljoenen tot honderden miljoenen malen grotere massa dan de Zon. De vorming van sterren uit een moleculaire wolk is geen vanzelfsprekend proces. De meeste moleculaire wolken zijn miljarden jaren oude, stabiele structuren. Desondanks zijn alle sterren uit moleculaire wolken gevormd. De meeste sterren ontstaan niet alleen: in delen van moleculaire wolken zijn groepen van enkele tot miljoenen jonge sterren ontdekt, die samen "geboren" zijn.Williams 2010 Ook de Zon ontstond waarschijnlijk samen met duizenden andere sterren. Sinds zijn ontstaan heeft de Zon ongeveer 20 omlopen om het centrum van de Melkweg afgelegd. Het is aannemelijk dat de "zuster"-sterren in die 4,6 miljard jaar ver bij ons vandaan geraakt zijn.
Moleculaire wolken bestaan voornamelijk uit waterstof (ongeveer 90%) en helium (ongeveer 10%), maar bezitten ook een klein aandeel andere materie, waaronder zwaardere elementen (dan helium) en complexe organische verbindingen.Montmerle et al. 2006 Het kleine aandeel van de zwaardere elementen zit voornamelijk in zeer fijn stof. De scheikundige verhoudingen in de ruimte verschillen overigens sterk van plek tot plek. De bovenstaande verhoudingen zijn slechts gemiddelden en benaderingen. Omdat een enorm volume ijle materie uit een moleculaire wolk nodig is om een planetenstelsel te vormen, voldoen zulke benaderingen desondanks goed.
Moleculaire wolken hebben een hogere dichtheid dan de rest van de interstellaire ruimte. Hoe ze op langere termijn stabiel blijven, is niet goed bekend. Het is mogelijk dat de gasdruk in de wolk in balans is met de eigen zwaartekracht, zodat de wolk niet door diffusie uiteen stroomt. Het is ook mogelijk dat een wolk bij elkaar gehouden wordt door externe krachten.
In moleculaire wolken hebben de deeltjes gewoonlijk groottes van 0,001 cm of minder.Tolstikhin & Kramers 2008 Om protoplaneten te vormen moeten zulke minieme deeltjes zich samenvoegen tot lichamen met afmetingen van duizenden kilometers. De schaal van deze groei is opmerkelijk: van moleculaire wolk tot protoplaneet is sprake van aangroei tot lichamen met 1035 maal de oorspronkelijke massa. Zulke enorme groei is een lang en ingewikkeld proces, dat uit vele stappen bestaat. De meeste van die stappen zijn niet direct waar te nemen; kennis erover is afkomstig uit computermodellen.
Stapsgewijze vorming van het Zonnestelsel Aanleiding van contractie Een planetenstelsel begint als een groot (meestal rond de 10.000 AE in diameter), bij benadering bolvormig gebied van zeer koud gas en stof. Mogelijk is het gas en stof in dit gebied iets dichter dan de rest van de moleculaire nevel. Deze hogere dichtheid betekent dat de zwaartekracht iets hoger is dan de gasdruk, waardoor het gas en stof begint samen te trekken.
De ineenstorting van een moleculaire wolk kan ook beginnen als gevolg van een interstellaire drukgolf. Onderzoek op oude, primitieve meteorieten leverde sporen op van kortlevende radioactieve isotopen, zoals ijzer-60. Deze worden alleen gevormd in supernovae. De aanwezigheid van deze kortlevende radio-isotopen bewijst op zijn minst de aanwezigheid van een of meerdere supernovae in de omgeving van het te vormen planetenstelsel. De drukgolf beweegt door de moleculaire wolk en zorgt voor lokale verschillen in dichtheid. Zulke verdichtingen concentreren zich uiteindelijk tot een bolvormige, roterende nevel. Omdat de materie condenseerde, kwamen botsingen tussen deeltjes steeds vaker voor, waarbij kinetische energie in hitte omgezet werd.
FU Orionisfase
350px|thumb|Artistieke indruk van een protoplanetaire schijf.
Als de samentrekking (contractie) eenmaal is begonnen, verloopt deze steeds sneller. In het centrum van de contractie begint de protoster te groeien. Tegelijkertijd wordt materie onttrokken uit een bolvormige ruimte in de moleculaire wolk. Deze komt terecht in de protoplanetaire nevel. De stroom van materie die uit de (omringende) moleculaire wolk onttrokken wordt, is ongeveer gelijk aan de accretie van materie uit de protoplanetaire nevel op de proto-ster.
Op de samentrekkende nevel werken geen externe krachten. Daarom geldt de wet van behoud van hoekmoment: de samentrekking van de nevel wordt gecompenseerd met een versnelling van de rotatiesnelheid. Dit effect is hetzelfde bij een kunstschaatser die tijdens een pirouette sneller gaat draaien als hij zijn armen samentrekt. De nevel gaat sneller roteren dankzij contractie naar het massamiddelpunt.
De contractie is zo immens groot, van een bolvormig gebied van ongeveer 1012 km tot een protoster met een doorsnee van ongeveer een miljoen km) dat de rotatie van de wolk sterk toeneemt. De nevel wordt ook warmer doordat de kinetische energie van de deeltjes in de nevel toeneemt, ten koste van hun potentiële energie in het zwaartekrachtsveld.
De samenstelling van de nevel verschilt niet veel van de uiteindelijke samenstelling van de centrale ster. Voor