Có một sự thật không thể nào chối cãi đó là mọi vì sao trong vũ trụ đều bắt đầu từ khí loại vật chất vô cùng nguyên thủy. Khi các khối khí tập trung đủ nhiều, lực hấp dẫn sẽ nén chúng thành những ngôi sao. Xét trên mặt bằng trung tâm mặt trời, chỉ là một ngôi sao rất bình thường trong giải ngân hà, nó được kết tinh từ những đám mây khí khổng lồ cộng với các mảnh vụn của một ngôi sao siêu lớn đã phát nổ trong thời kỳ đầu của vũ trụ. Nếu không có gì quá cao siêu hay đặc biệt, ngôi sao tiền mặt trời chính là thiên thể đã kiến tạo ra sự sống, hay nói cách khác, là nguồn cội của chúng ta. Tuy nhiên, nếu ngôi sao tiền mặt trời là một ngôi sao siêu lớn đã phát nổ, thì tàn dư của nó là gì và tàn dư đó đang ở đâu?
Để tìm hiểu về những điều này, chúng ta phải tìm hiểu về thành phần cấu tạo của hệ mặt trời. Hệ mặt trời được cấu tạo từ những nguyên tố nào và nó cho biết điều gì về quá khứ, hiện tại? Tất cả các nghiên cứu về thành phần của hệ Mặt Trời phần lớn đều là nghiên cứu tại Trái Đất, bởi vì các mẫu vật ngoài không gian là thứ không sẵn có và chúng ta cũng không thể bay tới những hành tinh khác để thu thập dữ liệu. Ngoài ra, những cuộc đổ bộ lên mặt trăng và Sao Hỏa, những quan sát quang phủ về tinh vân và hành tinh, hay cả những thiên thạch rơi vào khí quyển Trái Đất cũng cho biết nhiều điều.
Khi mọi nghiên cứu được tổng hợp lại, nó cho thấy sự phong phú của các nguyên tố trong hệ mặt trời. Các nguyên tố trải dài từ khí cơ bản đến kim loại nặng, thậm chí có cả những nguyên tố phóng xạ và những nguyên tố trải qua chu trình kéo dài hàng tỷ năm. Ví dụ như nguyên tố uranium và thorium trải qua thời gian, nó sẽ phân giải thành trì với những đồng vị khác nhau. Điều này chứng tỏ ngôi sao tiền mặt trời phải là một ngôi sao khổng lồ và chắc chắn nó đã trải qua một sự kết thúc dữ dội vào cuối đời một siêu tân tinh cực kỳ lớn, vì chỉ có siêu tân tinh loại lớn mới đủ khả năng tổng hợp ra những nguyên tố kim loại nặng từ sắt trở lên.
Mặc dù chúng ta không có bằng chứng trực tiếp về sự tồn tại của ngôi sao tiền mặt trời, nhưng ngược lại cũng không có lý do gì để phủ nhận điều đó. Nếu một ngôi sao trở nên quá nặng, nó sẽ không hoạt động giống như những ngôi sao thông thường, bởi vì lực hấp dẫn của nó sẽ mạnh đến mức ngay cả năng lượng giải phóng từ quá trình chuyển đổi hydro thành heli cũng không thể ngăn cản ngôi sao sụp đổ nhanh chóng. Một số quan sát vũ trụ cho thấy đã có nhiều vụ nổ sao như vậy xảy ra, giải phóng vào không gian lượng khí bụi khổng lồ trải rộng hàng trăm đến hàng ngàn năm ánh sáng. Điển hình như Tinh Vân Tarantula có đường kính lên tới hơn 1800 năm ánh sáng.
Hiện hệ mặt trời được xác định có tuổi thọ khoảng 4,6 tỷ năm, tức là đám mây Tinh Vân tiền mặt trời phải có tuổi thọ cao hơn ít nhất là 5 tỷ năm hoặc lâu hơn thế nữa. Bởi vì khi một ngôi sao phát nổ, Tinh Vân của nó phải trải qua hàng triệu đến hàng tỷ năm để giảm nhiệt, giúp các ngôi sao có thể kết tinh. Ví dụ như Tinh Vân Orion cách Trái Đất trên dưới 1400 năm ánh sáng, tuổi thọ của nó được xác định là từ 2 đến 3 triệu năm, nhiệt độ trung bình dao động từ 10 đến 30 Kelvin. Đây là Tinh Vân có tốc độ hình thành sao mạnh mẽ nhất mà chúng ta quan sát được trong vùng vũ trụ lân cận hệ mặt trời. Một vài ngôi sao trẻ ở đây có khối lượng lớn hơn mặt trời đến gần 40 lần, tạo ra rất nhiều bức xạ đồng thời hâm nóng các đám mây bụi xung quanh lên hàng chục ngàn Kelvin. Đây cũng chính là nguyên nhân tại sao sau khi một ngôi sao hình thành, vùng không gian xung quanh nó lại trở nên trống trải và trong suốt. Mặc dù bản thân nó đã được hình thành từ những đám mây bụi dày đặc, quá trình giải phóng bức xạ cùng các luồng hạt giống như những cơn gió mạnh thổi bay mọi hạt vật chất xung quanh ngôi sao, đồng thời nhiệt độ cao của ngôi sao cũng ngăn cản quá trình kết tinh của những đám mây bụi lân cận. Điều này có nghĩa là nếu các ngôi sao muốn hình thành gần nhau để tạo thành hệ sao đôi hoặc ba, thì chúng bắt buộc phải kết tinh cùng lúc, cùng nhau lớn lên và cùng nhau phát sáng, kể cả các hành tinh cũng vậy. Rõ ràng, nếu một ngôi sao hình thành trước, hiệu ứng sao mà nó gây ra sẽ phá hỏng mọi sự kết tinh khác ở phạm vi xung quanh, chính trong hệ mặt trời của chúng ta. Hiệu ứng sao của mặt trời cũng được thể hiện khá rõ nét, các cơn gió mặt trời đã thổi bay bầu khí quyển của sao Thủy khiến nó chỉ còn trơ lại phần lõi.
Mặc dù chúng ta không biết chính xác điều gì đã diễn ra khi hệ mặt trời hình thành, nhưng bằng việc quan sát và nghiên cứu các ngôi sao khác đang hình thành trong vũ trụ, các nhà khoa học có thể xây dựng một mô hình chung mang tính khả thi cao, có thể áp dụng cho mọi ngôi sao, kể cả mặt trời. Tuy quá trình phát triển và tiến hóa có rất nhiều sự thay đổi đối với từng loại khối lượng, nhưng tất cả những điều này đều có thể được tính toán hiện tại. Các ngôi sao gần hệ mặt trời có sự phân bố khá thưa thớt, dao động từ 4 đến 10 năm ánh sáng, tuổi thọ của các ngôi sao cũng không đồng nhất. Có ngôi sao chỉ vài trăm triệu năm tuổi như Sirius, khoảng 230 triệu năm; có ngôi sao già gần gấp đôi mặt trời, ví dụ như Lon 726 khoảng hơn 8 tỷ năm tuổi; đặc biệt, có những ngôi sao lại có tuổi thọ tương đồng với mặt trời, ví dụ như Proxima Centauri, Alpha Centauri hay Basta, khoảng 4 đến 6 tỷ năm tuổi. Điều này chứng tỏ đây là những ngôi sao hình thành cùng thời kỳ với hệ mặt trời và có thể chúng còn được tạo ra từ cùng một đám mây phân tử nơi đã khai sinh ra hệ mặt trời.
Ngày nay, đám mây phân tử tiền mặt trời được cho là không còn tồn tại. Các nhà khoa học cho rằng nó có thể rộng khoảng 200 năm ánh sáng và đây được là nguồn nguyên liệu chính giúp hình thành các ngôi sao như mặt trời. Lưu ý, đám mây phân tử tiền mặt trời chính là tập hợp của những khối khí nguyên thủy. Trải qua thời gian, nó dần bị pha tạp và xáo trộn bởi các vụ nổ sao, trong đó có vụ nổ của ngôi sao tiền mặt trời. Ngôi sao được cho là đủ lớn để tổng hợp nên các nguyên tố nặng hơn sắt thông qua sự kiện siêu tân tinh. Các đám mây phân tử chính là những khối vật chất nguyên thủy sẵn có, còn các ngôi sao sau khi phát nổ tạo thành tinh vân, thường giải phóng các nguyên tố nặng hòa lẫn vào các đám mây phân tử có sẵn. Quá trình này vừa làm phong phú thêm các thành phần hóa học của những đám mây, vừa là nguyên nhân khiến cho quá trình kết tinh nhân sao diễn ra nhanh chóng hơn.
Vào năm 1951 và cả trước đó, một số kính viễn vọng vô tuyến đời đầu đã thu được tín hiệu từ không gian trống nằm giữa môi trường liên sao xung quanh hệ mặt trời. Điều này cho thấy tàn dư của các đám mây phân tử vẫn còn sót lại sau khi các ngôi sao hình thành, chúng trôi nổi ngoài không gian và vô hình trong mắt chúng ta. Có thể nói, đám mây phân tử tiền mặt trời gần như đã không còn tồn tại. Cho tới ngày nay, tàn dư còn sót lại của nó hiện tại chỉ là những phân tử mờ nhạt lẩn khuất đâu đó trong môi trường liên sao cực kỳ khó phát hiện. Điều này cũng đồng nghĩa với việc chúng ta không có bất kỳ tung tích gì về ngôi sao tiền mặt trời; chúng ta chỉ biết theo logic vật lý. Các ngôi sao muốn tổng hợp những nguyên tố nặng hơn sắt bắt buộc phải trải qua quá trình sát nhập của hai ngôi sao neutron hoặc sao neutron với hạt proton. Ngoài ra, vẫn còn một loại siêu tân tinh khác hiếm hơn, khi ngôi sao trải qua quá trình lõi phức tạp khiến cho nó có thể phát nổ mà không để lại tàn dư.
Tóm lại, dù bằng cách này hay cách khác, tàn dư của ngôi sao tiền mặt trời khả năng cao là không còn. Ngôi sao đó đã cống hiến toàn bộ khối lượng của mình thông qua các vụ nổ cực đoan, góp một phần không nhỏ vào việc tạo ra chúng ta ngày hôm nay. Giờ đây, mặt trời được cho là ngôi sao thuộc thế hệ thứ hai trong vũ trụ, một thế hệ sao dầu kim loại và có khả năng nuôi dưỡng sự sống trên Trái Đất. Hầu như mọi chuỗi thức ăn đều bắt đầu từ mặt trời: các loài thực vật, tảo hay vi khuẩn quang hợp sử dụng ánh sáng mặt trời như một nguồn năng lượng sinh hóa để tổng hợp glucose, theo một cách nào đó, chúng đang thu thập ánh sáng mặt trời để lớn lên. Sau đó, các loài khác đứng sau chữa thức ăn tiêu thụ thực vật và vi khuẩn, bản thân chúng ta cũng là một phần trong mắt xích đó. Sự thật là chúng ta đang gián tiếp ăn ánh sáng mặt trời thông qua thực vật.
