Vznik a vývoj sluneční soustavy začal podle odhadů někdy před 4,55 až 4,56 miliardami let gravitačním smršťováním malé části obrovského molekulárního mračna. Většina hmoty se soustředila v jeho centru, kde vytvořila Slunce, zatímco zbytek kolem něj vytvořil plochý protoplanetární disk, z něhož pak vznikly planety, jejich měsíce, planetky a další tělesa.
Tento v současnosti široce přijímaný model, známý jako mlhovinová hypotéza, byl poprvé popsán v 18. století Emanuelem Swedenborgem, Immanuelem Kantem a Pierrem Simonem de Laplace. Studiem následujícího vývoje sluneční soustavy se zabývali vědci nejrůznějších disciplín, zejména astronomie, fyziky, geologie a planetologie. Vytvořené modely musely být s přibývajícími poznatky několikrát upraveny, a to zejména s příchodem kosmického věku v 50. letech a s objevem extrasolárních planet v 90. letech 20. století. Mnohé cizí planetární systémy jsou však natolik odlišné, že při jejich vývoji musely hrát roli i jiné procesy, než při formování sluneční soustavy.
Sluneční soustava se od svého vzniku vyvíjí neustále. Z prachoplynových disků kolem planet vzniklo mnoho měsíců, jiné se pravděpodobně vytvořily nezávisle a planety je později zachytily svou gravitací. Další, jako například Měsíc obíhající kolem Země, mohou být výsledkem obrovských kolizí. Oběžné dráhy planet se také často měnily a planety si vyměňovaly i svá místa v soustavě. Na vývoji sluneční soustavy v jejích počátcích se zřejmě do velké míry podílela právě tato planetární migrace.
V průběhu příštích 5 miliard let se Slunce ochladí, mnohokrát zvětší svůj objem a stane se rudým obrem, který pak odvrhne své vnější vrstvy, a vytvoří tak planetární mlhovinu. Zbytek Slunce se promění v bílého trpaslíka. Ve velmi vzdálené budoucnosti ho pak gravitace míjejících hvězd připraví o jeho planety. Některé mohou být zničeny, jiné vymrštěny do mezihvězdného prostoru, a Slunce tak během biliardy (1015) let zůstane bez jakýchkoliv oběžnic.
Mlhovinová hypotéza říká, že sluneční soustava byla vytvořena gravitačním kolapsem malé části obrovského molekulárního oblaku. Tento oblak měl průměr asi 20 parseků (přibližně 65 světelných let), kolabující část pak měřila napříč asi 1 parsek (něco přes 3 světelné roky).[11] Pokračující kolaps vedl k vytvoření hustého jádra o velikosti 0,01 až 0,1 parseku (2000 až 20 000 astronomických jednotek). Tato oblast měla hmotnost jen o málo větší, než je hmotnost Slunce, a rovněž její složení bylo přibližně stejné, jako je složení dnešního Slunce. 98 % veškeré její hmoty tvořil vodík s heliem a stopovým množstvím lithia (jako pozůstatku po tzv. kosmologické nukleosyntéze). Zbývající 2 % byla tvořena těžšími prvky, vytvořenýminukleosyntézou v raných generacích hvězd, které je v pozdních fázích svého života vyvrhovaly do mezihvězdného prostoru.
Astronomové původně předpokládali, že Slunce se zformovalo v poměrné izolaci, ovšem rozbory složení některých velmi starých meteoritů odhalily stopy izotopů s relativně krátkou dobou životnosti, jako např. izotop železa 60Fe, které se tvoří pouze v explodujících supernovách. Z toho lze usoudit, že v době, kdy se tvořila sluneční soustava, se v blízkosti nacházela nějaká supernova. Je možné, že kolaps molekulového mračna způsobila rázová vlna pocházející právě z této supernovy. Protože do stádia supernovy dospívají pouze velmi hmotné hvězdy s krátkou životností, muselo k tomu dojít v nějaké rozsáhlé oblasti, kde takové hvězdy vznikají, podobné jako je Velká mlhovina v Orionu. Studie struktury Kuiperova pásu a materiálu, z něhož je tvořen, naznačují, že Slunce vzniklo v nějaké hvězdokupě o průměru 6,5 až 19,5 světelného roku a souhrnné hmotnosti 500–3000násobku Slunce. Některé simulace, při nichž se mladé Slunce v průběhu stovek miliónů let dostává do interakcí s jinými hvězdami procházejícími v jeho blízkosti, ukazují, že právě takto mohly být vytvořeny anomální oběžné dráhy některých těles sluneční soustavy, jako například vzdálených objektů tzv. odděleného disku.
Fotografie protoplanetárních disků v mlhovině v Orionu, tzv. „hvězdné školce“ o průměru několik světelných let, pořízená Hubblovým dalekohledem. Přibližně takto možná vypadala i pramlhovina, z níž vzešlo Slunce.
Jak vyplývá ze zákona zachování hybnosti, kolabující mlhovina rotovala stále rychleji. Protože materiál, z něhož byla tvořena, stále houstl, jednotlivéatomy do sebe začaly narážet stále častěji, a tak měnily její energii na teplo. Střed mlhoviny, v němž se soustředila většina hmoty, byl mnohem teplejší než disk, který ho obklopoval.V průběhu přibližně 100 000 let se mlhovina vlivem společného působení gravitace, tlaku, magnetismu a rotace zploštila do rotujícího protoplanetárního disku o průměru asi 200 AU. V jeho centru se vytvořila horká hustá protohvězda (tj. hvězda, která ještě nezažehla svou fúzní reakci).
V této fázi svého vývoje bylo Slunce zřejmě proměnnou hvězdou typu T Tauri. Studie těchto hvězd ukazují, že často bývají obklopeny protoplanetárními disky s hmotnostmi 0,001–0,1 hmotnosti Slunce, které se rozpínají do vzdálenosti několika stovek AU (Hubblův vesmírný dalekohled pozoroval protoplanetární disky v oblastech tvorby nových hvězd, jako mlhovina v Orionu, o průměru až 1000 AU) a které jsou poměrně chladné – dosahují teplot nejvýše 1000 kelvinů.V této době Slunce zářilo především v infračervené oblasti spektra.V průběhu dalších 50 milionů let rostl tlak a současně vystoupala teplota v jádře Slunce až na 7 milionů kelvinů. Následně se zažehla vodíková fúze, která vytvořila dostatek vnitřní energie působící proti dalšímu gravitačnímu smršťování, takže Slunce dosáhlo hydrostatické rovnováhy. V této chvíli začalo znatelně zářit i ve viditelném spektru a započala nejdelší fáze jeho života, označovaná jako hlavní posloupnost. Hvězdy hlavní posloupnosti získávají svou energii jadernou fúzí, při níž ve svém jádru mění vodík na helium. V této fázi se Slunce nachází i dnes.