Gezegenler, onların uyduları, küçük gezegenler, asteroitler ve kuyrukluyıldızlar da, gerçekte Güneş kadar yaşlıdır. Bunların büyük bölümü Güneş daha önyıldız aşamasındayken, güneş bulutsusunun içinde oluşmaya başlamıştır. Gezegenlerin oluşum süreci aslında binaların yapım sürecine, onların zaman içinde yavaş yavaş ortaya çıkıp yükselmesine benzer. Bulutsudaki küçük parçalar bir araya gelerek büyük parçaları oluşturmuş; büyük parçalar da bir araya gelerek daha büyük parçaları oluşturmuştur. 3300 ışık yılı ötedeki Kedi Gözü Bulutsusu. Merkezdeki yıldızın şu anki kütlesi yaklaşık Güneş kütlesidir. İlk kütlesinin 5 Güneş kütlesi olduğu hesaplanmıştır. Yüzey sıcaklığı 80.000°C'dır. Saniyede 1900 km hızla esen yıldız rüzgârı nedeniyle, her saniye 20 trilyon ton kadar maddesi uzaya saçılmaktadır. Bir milyon yıl kadar sonra, bugünkü kütlesinin yüzde 30'unu yitirmiş olacaktır.
Güneş Sistemi'nin oluştuğu bulutsuda hidrojen, helyum, karbon, silisyum ve oksijen boldu. Sıcaklığın 2000°C dolayında olduğu, önyıldız aşamasındaki Güneş'e (öngüneş) yakın yerlerde, ancak demir gibi ağır elementler bulunuyordu. Biraz daha ötelerde ve biraz daha az sıcak bölgelerde çok küçük kaya parçacıkları (tozları) vardı. Öngüneşten 5 AB (5 x 150.000.000 km) ve daha da ötedeyse, yani Jüpiter'in bulunduğu bölge ve ötesinde, bol miktarda buz kristali (su, amonyak, metan vs. buzları) toplanmaya başlamıştı. Gökbilimcilerin “kar hattı” dediği bu bölgede, sıcaklığın -70°C'dan daha düşük olduğu tahmin ediliyor.
İlk başlarda güneş bulutsusunda kum bulutları, demir tozları ve buz kristalleri, saniyede onlarca kilometre hızla dönüyordu. Bu dönüş sırasında düşük hızlarla birbirine çarpan buz, toz ve metal zerreleri, elektrostatik kuvvet nedeniyle birbirine bağlanıyor, yapışıyordu. Küçük parçacıklar bu şekilde giderek büyümeye başladı. Birkaç bin yıl içinde güneş bulutsusunun öngüneşe yakın bölgelerinde, tozların yanı sıra, çakıl taşı büyüklüğünde kaya ve metal parçaları, uzak bölgelerde de buz parçaları oluşmuştu. Bu parçalar sayıları giderek artan çarpışmalarla bir yandan birleşip büyüyor, bir yandan da güneş bulutsusunun ortasında daha ince bir diskte toplanıyordu.
Birkaç bin yıl içinde dağ büyüklüğünde kütleler oluştu. Bu büyüklükte cisimler yalnızca kendilerine çarpan küçük cisimlerle değil, aynı zamanda kütleçekim kuvvetinin kendilerine çektiği, etraflarındaki çok küçük, ama çok sayıda cisimle de büyüyordu. Güneş bulutsusunun oluşumundan sonraki 10.000-100.000 yıl arasında bir sürede, bulutsunun iç bölgelerinde Ay büyüklüğünde yüzlerce gökcismi oluşmuş, öngüneşin çevresinde hızlı turlar atıyordu. Gökbilimciler bunlara öngezegen der.
Ne var ki bütün öngezegenlerin büyümesi aynı hızla olmamıştır. Kar hattının ötesindeki buzlar, öngüneşe yakın bölgelerdeki metallere ve kayalara göre çok daha boldu. Buz parçacıkları daha da yapışkandı. Böyle olunca kar hattının ötesindeki gezegenleşme süreci, öngüneşe yakın bölgelerdekine göre çok daha hızlı gerçekleşti. Jüpiter ve Satürn kısa sürede oluştu. İlk başlarda kaya ve buzdan oluşan Jüpiter, büyüdükçe kütleçekim kuvvetinin etkisiyle, başta hidrojen ve helyum olmak üzere o bölgedeki gazları da hızla kendine çekip toplamaya başladı. Atmosferi ve sıvı mantosu oluştu. Çevresindeki gökcisimlerini yutarak ya da kütleçekim etkisiyle onları uzak yörüngelere fırlatarak, güneş bulutsusunun içindeki yörüngesini temizlemeye başladı. Aslında Jüpiter daha da büyüyebilirdi; ama öngüneş T-Tauri aşamasına girdi ve ürettiği güçlü güneş rüzgârı, bulutsudaki gazları Güneş Sistemi'nin dışına doğru savurdu. Bir başka deyişle ortamda Jüpiter'in büyümesini sağlayacak hammadde kalmadı. Böylece Jüpiter'in kütlesi 300 Dünya kütlesinin biraz üstünde sabitlendi. Dev gezegen oluşurken çevresinde toplanan gaz ve tozlardan tıpkı güneş bulutsusuna benzeyen, ama ondan çok daha küçük bir disk oluşmuştu. Çok kısa sürede ortaya çıkan Jüpiter, o dönemde bugünkünden çok daha sıcaktı. Bu sıcaklık nedeniyle gezegenin çapı da şimdikinden daha büyüktü. Gezegen soğudukça çapı küçüldü. Bu küçülme hâlâ sürüyor ve Jüpiter'in çapı her yıl yaklaşık 2 cm kadar küçülüyor.
Gaz devi Jüpiter'in oluşumu sırasında ve sonrasında çevresindeki öngezegenlerden bazıları ve küçüklü büyüklü milyonlarca asteroit, onun büyük kütleçekim kuvvetiyle Güneş Sistemi'nin uzak bölgelerine yollanmıştır. Bu sayede iç gezegenlere de çok daha az sayıda asteroit ve kuyrukluyıldız çarpmıştır. Yıkıcı etkisi olan büyük göktaşlarının Dünya'ya daha az çarpmış olmasının yeryüzünde yaşamın hem ortaya çıkmasında hem de geçirdiği evrimin şekillenmesinde büyük bir önemi vardır.
Güneş Sistemi'nin ikinci dev gezegeni Satürn de aslında Jüpiter'inkine benzeyen bir süreçten geçerek oluşmuştur. Ama Jüpiter'e göre Güneş'ten iki kat daha uzaktır; buz ve kayadan çekirdeğinin oluşması çevredeki hammaddelerin görece azlığı nedeniyle daha yavaş gerçekleşmiştir. Güneş rüzgârı ortaya çıkana ve çevresindeki gazları uzaklaştırana dek, Satürn ancak şimdiki hali kadar büyüyebilmiş, Jüpiter'den oldukça küçük kalmıştır.
Jüpiter ve Satürn oluştuğunda öngüneşe yakın bölgelerdeki kayalık öngezegenler de oluşumlarını, büyümelerini sürdürüyordu. Benzer bir süreç Satürn'ün iki katından daha uzakta yer alan buzdan öngezegenler için de geçerliydi. İleride Uranüs ve Neptün olacak iki öngezegen, yaklaşık Dünya büyüklüğündeydi; buz ve kayadan oluşmuşlardı. Onlar da tıpkı Jüpiter ve Satürn'ün birkaç milyon yıl önce yaptığı gibi, başta hidrojen ve helyum olmak üzere çevredeki gazları kendilerine çekiyordu. Ne var ki sahneye biraz geç çıktıklarından kalan az miktarda gazla yetinmek zorundaydılar. Atmosferleri Jüpiter ve Satürn'ünkinden biraz farklıydı; biraz daha çok su, amonyak ve metan içeriyordu. Bu içerik farkından dolayı renkleri de açık maviydi. Bunların iç bölgelerinde amonyak, metan ve sudan oluşan birer okyanus olduğu düşünülüyor. Ancak bu okyanuslardan gezegenlerin atmosferine geçiş, Dünya'daki gibi keskin bir şekilde değil de aşamalı olmalıdır. Birçok gökbilimci bu özellikleriyle Jüpiter ve Satürn'den farklılaşan Uranüs ve Neptün'ü gaz devi olarak değil de “buz devi” olarak tanımlar.
Sonuçta Jüpiter'in yaklaşık 20'de biri büyüklüğünde iki gezegen ortaya çıkmıştı. Yine de bunlar 15 Dünya kütlesinden daha kütleliydiler. Büyük kütleçekim alanları nedeniyle de, çevrelerindeki küçüklü büyüklü buz ve kayaları ya yuttular ya da Güneş Sistemi'nin dışlarına doğru gönderdiler.
Dört dev gezegenin böyle dış bölgelere gönderdiği küçüklü büyüklü gökcisimleri ile öngezegenler, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında iki ana bölgede toplanmıştır. Bu bölgelerden ilki Kuiper Kuşağı'dır. Neptün'ün yörüngesinin ötesinde başlayan bu kuşağın cisimleri büyükçe olur ve ekliptik düzlemin çevresindeki dar bir bantta yoğunlaşmıştır. Bunlara trans-Neptün cisimleri de denir. Kısa periyotlu kuyrukluyıldızlar bunlar arasından çıkar. Bir de çok daha ötelerde daha küçük trilyonlarca göktaşının oluşturduğu bir küre vardır. Bu göktaşları aslında uzun periyotlu kuyrukluyıldızlardır; içinde bulundukları ve çapı bir ışık yılından daha büyük küre şeklindeki yapıya Oort Bulutu denir.
Dev gezegenler oluşurken onların da çevrelerini kuşatan ve tıpkı güneş bulutsusuna benzeyen ama ondan daha küçük, gaz ve tozdan birer disk oluşmuştu. Zamanla bu disklerin içinde de bazı bölgelerde madde topaklanmaları oldu. Bu topaklar giderek büyüdü. Bunlar dev gezegenlerin çevrelerinde dönen uydulara dönüştü. Gezegenlerin Güneş'in çevresindeki yörüngelerinin tümünün neredeyse aynı düzlemde olması gibi bu uydular da kendi gezegenlerinin çevresindeki disk şeklinde bir bulutsunun içinde oluşan yörüngeleri hep aynı düzlemdeydi ve hepsi de neredeyse kusursuz birer çember şeklindeydi. Bunlar normal (düzgün) oluşmuş uydulardır. Bir de Neptün'ün uydusu Triton gibi sıra dışı uydular vardır. Sıra dışı uydular oluşumlarının bir döneminde gaz devlerinin kütleçekim alanlarına girip onlardan birinin çevresinde yörüngeye oturan öngezegenlerdir. Triton'u dışarda tutarsak, bunların büyük bölümü buz ve kayadan oluşmuş küçük uydulardır.
Devlerin uyduları da, tıpkı devlerin kendileri gibi, aynı zamanda oluşmamıştır. Jüpiter'in Galilei ayları olarak bilinen dört büyük uydusu Io, Europa, Ganymede ve Callisto ilk ortaya çıkan uydulardır. Onların ardından Satürn'ün en büyük 7-8 uydusu, sonra Uranüs'ün en büyük 5 uydusu ve en son da Neptün'ün uyduları oluşmuştur.
Kar hattının ötesinde, gezegen, uydu ve kuyrukluyıldız oluşumları neredeyse tamamlanmak üzereyken, öngüneşe yakın bölgelerde bu süreç bütün hızıyla sürüyordu. Bu bölgede karasal gezegenlerin hammaddesini oluşturan maddeler, gaz devlerini, onların uydularını ve kuyrukluyıldızları oluşturan madde kadar bol değildi. O nedenle Jüpiter ile Satürn'ün oluşumu birkaç milyon yıl, Uranüs ile Neptün'ün oluşumu da 10 milyon yıl kadar sürmüşse, karasal gezegenlerin oluşumu onlarca milyon yıl, belki 100 milyon yıl kadar sürmüştür.
Güneş Sistemi'nin iç bölgelerinde 100.000 yıl içinde boyutları yüzlerce kilometreyi bulan yüzlerce asteroit oluşmuştu. Bunlardan bir bölümü güneş bulutsusunun öngüneşe en yakın bölgelerinde bir milyon yıl içinde neredeyse Merkür büyüklüğünde kaya ve metalden oluşan birkaç öngezegene dönüştü. Sonraki on milyon yıl içinde, şiddetli çarpışmaların ardından, geriye dört büyük öngezegen (Merkür, Venüs, Dünya ve Mars'ınkiler) kalmıştı. Bugünkü gezegen kütlelerinin yarısı kadar kütleleri olan bu öngezegenlerin, bugünkü hallerini alması çok uzun sürdü. Hatta Güneş'in bir ana kol yıldızı olarak yaşamına başlamasından sonra bile devam etti.
Kendi çevrelerinde gaz ve tozdan minik birer disk oluşturamadıklarından bu dört gezegenin hiç normal uydusu olamamıştır. Sonunda Venüs ile Dünya hemen hemen aynı boyutlarda iki gezegen olarak ortaya çıkmıştır. Mars onların yalnızca onda biri kadar kütleli olabilmiştir. Gezegenlerin görece kısa süren oluşumları tamamlandıktan sonra, onları günümüzdeki durumlarına getiren evrim süreçleri başlamıştır.
Gezegenlerin evriminin ilk 1,2 milyar yılı biraz şiddet dolu geçmiştir. Bu dönem gökbilimcilerin ağır bombardıman evresi diye adlandırdığı bir dönemdir. Oldukça seyrelmiş olmasına karşın, güneş bulutsusunda hâlâ küçüklü büyüklü çok sayıda asteroit yüksek hızlarla dolanıyordu. Bunlar 1,2 milyar yıl boyunca gezegenlere ve onların uydularına çarpıp durdular. Bu dönemde ne denli şiddetli çarpışmaların yaşandığını görmek için Ay'ın yüzeyine bakmak yeterlidir. Ay'da çapı yüzlerce kilometreyi bulan çok sayıda çarpma krateri vardır. 12 km derinliğinde ve 2500 km çapındaki Aitken Çanağı bütün Güneş Sistemi'ndeki en büyük çarpma kraterlerinden biridir ve kaya ve metalden oluşmuş yaklaşık 200 km çapında bir asteroidin çarpması sonucunda oluşmuştur. Aynı dönemde Dünya'ya bundan çok daha büyük birkaç asteroidin çarptığı tahmin ediliyor. Ama o dönemki çarpma kraterlerinden hiçbirinin izi artık kalmamıştır. Dünya'nın tektonik ve volkanik etkinlikleri, erozyon ve günlenme, ancak 200 dolayında ve görece genç çarpma kraterinin dışında hiçbir kraterden geriye iz bırakmamıştır. Bunların en yaşlısı 2,4 milyar yaşındadır. 30'u dışında hepsi son 500 milyon yıl içinde olmuştur; çapları da 15 m ile 300 km arasında değişir. Ay'da tektonik hareketler ve atmosfer olayları olmadığından (Ay'da atmosfer yoktur) oradaki yüzey şekilleri oluştukları haliyle hiç bozulmadan günümüze kadar gelebilmiştir.
Ağır bombardıman evresinin ilk 600 milyon yılı boyunca, asteroit ve kuyrukluyıldızlarla sürekli dövülen karasal gezegenlerin ve uyduların dış kabukları soğuyup katılaşmakla eriyik durumda kalmak arasında gidip gelmiştir. Hâlâ çok sıcak olan gezegenlerde ve uydularda ağır elementler merkeze doğru akmış (çökmüş), yüzeye yakın bölgelerde ve yüzeyde hafif elementler ve bileşikler kalmıştır. Bombardımanın ilk başlarında çok yoğun ve şiddetli yaşanan çarpışmalar zamanla seyrekleşmiş ve 3,3 milyar yıl önce sona ermiştir. Kuşkusuz bu tarihten sonra da gezegenlere ve uydulara birçok asteroit ve kuyrukluyıldız çarpmıştır; ama bunlar hem sayıca çok azdır, hem de kütleleri çok küçüktür.
Bombardıman evresinin çarpışmaların seyrekleştiği son birkaç yüz milyon yıllık döneminde, karasal gezegenlerde ilk atmosferler oluşmaya başlamıştır. Gaz devleri, zaten oluşumları sırasında disk şeklindeki güneş bulutsusunun içinde ilerlerken, topladıkları hidrojen ve helyum ile atmosferlerini oluşturmuşlardır. Bunlar bugüne kadar pek değişmeden gelmiştir. Aslında küçük karasal gezegenler de, zayıf kütleçekim kuvvetleriyle güneş bulutsusundan hidrojen ve helyum toplayarak, cılız birer atmosfer oluşturmuştur. Ne var ki zayıf kütleçekim kuvvetleri, güneş rüzgârının sürekli aşındırıcı etkisi karşısında bu cılız atmosferleri tutmayı becerememiştir. İlk birkaç yüz milyon yıldan sonra bombardımanın şiddetinin giderek azalmaya başlamasıyla karasal gezegenler de soğumaya başlamıştır.
Soğuma evrelerinde karasal gezegenlerde ikinci atmosferler ortaya çıkmıştır. Gezegenlerin iç bölgelerindeki gazların, volkanik etkinliklerle yüzeye çıkmasıyla oluşan bu yeni atmosferler karbonmonoksit, karbondioksit, azot ve su buharı açısından zengindi; az miktarda başka gazları da içeriyorlardı. Bombardıman sırasında çarpan kuyrukluyıldız ve asteroitler bol miktarda su getirmişlerdi. Bu ikinci atmosferler de varlıklarını birkaç yüz milyon yıl sürdürebildi. Zamanla bütün karasal gezegenlerin atmosferleri değişti. Merkür ve Ay kütleçekim kuvvetinin azlığından dolayı atmosferlerini tutamadılar ve uzaya kaçmalarını engelleyemediler. Venüs'ün atmosferi güçlü sera etkisi nedeniyle Dünya'nın atmosferinden 100 kat daha yoğun hale geldi; Mars'ın atmosferi de Dünya'nınkinin yüzde biri yoğunluğa düştü.
Dev gaz ve toz bulutunun çökmeye başlamasının üzerinden yaklaşık 40 milyon yıl geçtikten sonra Güneş ışımaya başlamış; 100 milyon yıl geçtikten sonra bütün gezegenler ve normal uydular oluşmuş; 1,3 milyar yıl geçtikten sonra da, gezegenlerin ve bazı uyduların atmosferleri de -bazıları hariç- son hallerini almaya başlamıştı. Bugünkü Güneş Sistemi ile karşılaştırıldığında, eksik kalanlar dev gezegenlerin halkaları ile bazı gezegenlerin sıra dışı uydularıydı.
Kuşkusuz en iyi bilinen halka sistemi Satürn'ünkidir. Hatta öteki gaz devlerinin de halkası olduğu genellikle bilinmez. Halkalar, bir gezegenin çevresinde, kendi yörüngesinde dönen iri kaya parçalarından küçük taşlara kadar değişik boyutlarda buzdan trilyonlarca göktaşının (döküntünün) oluşturduğu yapılardır. Gezegenlerin büyüklüğüyle karşılaştırıldığında, halkaların kalınlığı 40 katlı bir binanın yanında ancak bir kâğıdın kalınlığı kadar kalır. Dev gezegenlerin hepsinin halka sistemi vardır. Ne var ki bunların hepsi de çap, parlaklık, genişlik ve içerikleri açısından farklıdır. Halkaların büyük bölümü kendi gezegenlerinin “Roche sınırı” içinde yer alır. Bu sınır, bir gezegenin kütleçekiminin, yakınlardaki büyükçe bir asteroidi bir bütün olarak tutan kendi kütleçekimini yendiği, asteroidin gezegene yakın tarafına uygulanan kütleçekim kuvvetinin uzak tarafına uygulanandan büyük olması nedeniyle onu parçaladığı uzaklıktır. Bir başka deyişle bu halkaların içeriğini, yanlış zamanda yanlış yerde dolaşan uyduların, asteroitlerin ve kuyrukluyıldızların parçalanmış döküntüleri oluşturur. Ancak bu halkaların ne zaman oluştuğu hâlâ tam olarak bilinememektedir.