La hipótesis nebular es el modelo más ampliamente aceptado en el campo de cosmogonía para explicar la formación y evolución del sistema solar. Se sugiere que el sistema solar se formó a partir de material nebuloso en el espacio. Hay pruebas de que se propuso por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg. Originalmente aplicado a nuestro propio sistema solar, este proceso de formación de sistemas planetarios ahora se cree que esta en todo el universo. La variante moderna ampliamente aceptada de la hipótesis nebular es el modelo de disco nebular solar (SNDM por sus siglas en inglés) o, simplemente, modelo nebular solar.Esta hipótesis nebular ofreció explicaciones para una variedad de propiedades del sistema solar, incluyendo las órbitas casi circulares y coplanares de los planetas, y su movimiento en la misma dirección que la rotación del Sol. Algunos elementos de la hipótesis nebular se repiten en las modernas teorías de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos han sido remplazados. De acuerdo con la hipótesis nebular, las estrellas se forman de nubes masivas y densas de hidrógeno molecular - nube molecular gigante (NMG por sus siglas en inglés). Son gravitacionalmente inestables, y la materia se funde dentro de ellos para hacer cúmulos más pequeños y densos, que luego giran, colapsan, y forman estrellas. La formación estelar es un proceso complejo, que siempre produce un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la joven estrella. Esto puede dar a luz a planetas en ciertas circunstancias, las cuales no son muy conocidas. Así, la formación de sistemas planetarios se cree que es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella como el Sol suele tardar aproximadamente 1 millón de años en formarse, con el disco protoplanetario evolucionando hacia un sistema planetario en los próximos 10-100 millones años. El disco protoplanetario es un disco de acreción que se alimenta de la estrella central. Inicialmente es muy caliente, más tarde el disco se enfría en lo que se conoce como la etapa de estrellas T Tauri; aquí, la formación de los pequeños granos de polvo hechos de rocas y hielo son posibles. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-kilómetros de tamaño planetesimal. Si el disco es lo suficientemente masivo, las acumulaciones descontrolables comienzan, resultando en una rápida - de 100 000 a 300 000 años - formación de la Luna hasta embriones planetarios del tamaño de Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasan por una etapa de fusiones violentas, produciendo unos pocos planetas terrestres. La última etapa dura aproximadamente de 100 millones hasta mil millones (un millón) de años. La formación de unplaneta gigante es un proceso más complicado. Se cree que ocurre más allá de la conocida línea de congelación, en donde los embriones planetarios principalmente están hechos de diferentes tipos de hielo. Como resultado, son varias veces más masivos que en la parte interior del disco protoplanetario. Lo que sigue después de la formación del embrión no está completamente claro. Algunos embriones parecen seguir creciendo y eventualmente alcanzan entre 5 y 10 masas de la Tierra - el valor del umbral de la Tierra, el cual es necesario para comenzar la acumulación de los gases hidrógeno - helio desde el disco. La acumulación de gas en el núcleo es inicialmente un proceso lento, que se prolonga durante varios millones de años, pero después de la formación de protoplaneta alcanza cerca de 30 masas terrestres se acelera y avanza de manera descontrolada. Júpiter - y Saturno - se cree que son planetas que acumularon la mayor parte de su masa durante solo 10 000 años. La acumulación se detiene cuando se agota el gas. Los planetas formados pueden migrar largas distancias durante o después de su formación. Gigantes de hielo, como Urano y Neptuno se cree que son núcleos fallidos, que se formaron demasiado tarde cuando el disco casi había desaparecido.

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The nebular hypothesis is the most widely accepted model in the field of cosmogony to explain the formation and evolution of the Solar System. It suggests that the Solar System formed from nebulous material. The theory was developed by Immanuel Kant and published in his Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Universal Natural History and Theory of the Heavens"), published in 1755. Originally applied to the Solar System, this process of planetary system formation is now thought to be at work throughout the Universe. The widely accepted modern variant of the nebular hypothesis is the solar nebular disk model (SNDM) or simply solar nebular model. This nebular hypothesis offered explanations for a variety of properties of the Solar System, including the nearly circular and coplanar orbits of the planets, and their motion in the same direction as the Sun's rotation. Some elements of the nebular hypothesis are echoed in modern theories of planetary formation, but most elements have been superseded. According to the nebular hypothesis, stars form in massive and dense clouds of molecular hydrogen—giant molecular clouds (GMC). These clouds are gravitationally unstable, and matter coalesces within them to smaller denser clumps, which then rotate, collapse, and form stars. Star formation is a complex process, which always produces a gaseous protoplanetary disk, proplyd, around the young star. This may give birth to planets in certain circumstances, which are not well known. Thus the formation of planetary systems is thought to be a natural result of star formation. A Sun-like star usually takes approximately 1 million years to form, with the protoplanetary disk evolving into a planetary system over the next 10–100 million years. The protoplanetary disk is an accretion disk that feeds the central star. Initially very hot, the disk later cools in what is known as the T tauri star stage; here, formation of small dust grains made of rocks and ice is possible. The grains eventually may coagulate into kilometer-sized planetesimals. If the disk is massive enough, the runaway accretions begin, resulting in the rapid—100,000 to 300,000 years—formation of Moon- to Mars-sized planetary embryos. Near the star, the planetary embryos go through a stage of violent mergers, producing a few terrestrial planets. The last stage takes approximately 100 million to a billion years. The formation of giant planets is a more complicated process. It is thought to occur beyond the frost line, where planetary embryos mainly are made of various types of ice. As a result, they are several times more massive than in the inner part of the protoplanetary disk. What follows after the embryo formation is not completely clear. Some embryos appear to continue to grow and eventually reach 5–10 Earth masses—the threshold value, which is necessary to begin accretion of the hydrogen–helium gas from the disk. The accumulation of gas by the core is initially a slow process, which continues for several million years, but after the forming protoplanet reaches about 30 Earth masses (M⊕) it accelerates and proceeds in a runaway manner. Jupiter- and Saturn-like planets are thought to accumulate the bulk of their mass during only 10,000 years. The accretion stops when the gas is exhausted. The formed planets can migrate over long distances during or after their formation. Ice giants such as Uranus and Neptune are thought to be failed cores, which formed too late when the disk had almost disappeared.

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