康德認為，這團原始星雲是由大小不等的固體微粒組成的，萬有引力使得微粒相互接近，大微粒把小微粒吸引過去凝成較大的團塊，先形成太陽。外麵的微粒在太陽吸引下向中心體下落時與其他微粒碰撞而改變方向，變成繞太陽的圓周運動，這些繞太陽運動的微粒又逐漸形成幾個引力中心，這些引力中心最後凝聚成朝同一方向轉動的行星。衛星形成的過程與行星類似。行星的自轉是由於落在行星上的質點的撞擊而產生的。康德還用行星區範圍的大小來解釋行星的質量分布。
拉普拉斯認為，形成太陽係的雲是一團巨大的、灼熱的、轉動著的氣體，大致呈球狀。由於冷卻，星雲逐漸收縮。收縮使轉動速度加快，在中心引力和離心力的共同作用下，星雲逐漸變為扁平的盤狀。在星雲收縮中，每當離心力與引力相等時，就有部分物質留下來，演化為一個繞中心轉動的環，以後又陸續形成好幾個環。這樣，星雲的中心部分凝聚成太陽，各個環則凝聚成各個行星。較大的行星在凝聚過程中同樣能分出一些氣體物質環來形成衛星係統。
康德星雲說否定了牛頓的神秘的“第一推動力”，第一次提出了自然界是不斷發展的辯證觀點，這是從哥白尼以來天文學取得的最大進步。拉普拉斯的科學論述加上他在學術界的威望，使星雲說在十九世紀被人們普遍接受。由於科學發展水平的限製，有不少缺點和錯誤的這兩種星雲學說曾一度被人們摒棄。但是，目前不少天文學家認為，星雲說的基本思想還是正確的。
天體物理學的誕生
太陽光譜的發現
1814年，第一架分光鏡由德國的夫琅和費製成。夫琅和費用分光鏡觀測太陽時，發現了太陽的光譜線，他所定的A、B、C、D等主要譜線的名稱一直沿用至今。1859年，德國的基爾霍夫和本生合作研究光譜，發表分光學上的基本定律——基爾霍夫定律。從此，天體物理學便迅速發展起來，而剛剛發明和發展起來的光度學、照相術也為天體物理學的發展提供了重要手段。
1859年，基爾霍夫指出太陽光譜裏的黑線是因光球發出的連續光譜被太陽大氣所吸收而造成的。他把這些譜線和實驗室裏各種元素的光譜加以比較，確認出太陽上有許多地球上常見的元素。這說明太陽大氣的溫度很高，而光球的溫度還要高得多。
1869年，瑞典的埃斯特羅姆得出太陽光譜裏1000條譜線的波長，因此便以他的姓命名他所定的波長單位（埃）。這類波長表不斷得到發展。1886～1895年間，美國的羅蘭又公布從紫外區到紅光區的14000條譜線的波長和大致強度。當時人們已證認出39種元素。
研究日珥、日冕的新成果
1869年，英國的洛基爾觀測到日珥光譜中一條橙黃色明線，認為是未知元素“氦”所形成的。1895年，英國化學家雷姆塞從地球上的礦物中把它分離出來。1869年，美國的哈克內斯發現日冕所發出的主要是一條棕色譜線。直到1941年才由瑞典分光學家埃德倫作出解釋：它是鐵原子在高溫（達100萬度）下電離失掉14個外層電子後發出的禁線。
開始認識恒星光譜
英國的哈根斯於1865年將譜線證認工作擴充到恒星光譜，證認出參宿四、畢宿五等亮星裏有鈉、鐵、鈣等元素的譜線。他對恒星光譜線位置進行了細致的測量，因而在1868年發現因多普勒效應而產生的微小的譜線位移，由此他測出恒星正在接近或離開我們的視向速度。