Wir leiten Differentialgleichungen erster Ordnung für die späten Stadien der Planetenakkretion ab (planetesimale Masse > 1013 g). Der Effekt von Gravitationsbegegnungen, Energieaustausch, Kollisionen und Gaswiderstand wurde berücksichtigt. Es werden zwei einfache Modelle diskutiert, nämlich (i) wenn alle Planetesimale die gleiche Masse haben und (ii) wenn es ein großes Planetesimal und zahlreiche kleine Planetesimale gibt. Gravitative Zweikörperbegegnungen werden nach Chandrasekhars klassischer Theorie aus der Sterndynamik modelliert. Es wird gezeigt, dass die Geschwindigkeitszunahme aufgrund gegenseitiger Begegnungen nach der einfachen Theorie der Zufallsflüge modelliert werden kann. Wir finden analytische Gleichungen für die durchschnittliche Geschwindigkeitsabnahme aufgrund von Kollisionen. Der Gaswiderstand, falls vorhanden, wird gemittelt bis zur ersten Ordnung in den Exzentrizitäten und Neigungen der Planetesimale modelliert. Charakteristische Zeitskalen für die Bildung der terrestrischen Planeten werden für die günstigsten Modelle der Ordnung 108 Jahr gefunden. Die berechnete Gesteins- und Eismasse der Riesenplaneten ist im Vergleich zur beobachteten zu gering. Diese Schwierigkeit unseres Modells konnte überwunden werden, indem eine um ein Vielfaches größere Oberflächendichte, ein vergrößerter Akkretionsquerschnitt und eine Gasakkretion während der letzten Akkretionsstadien der festen Kerne der Riesenplaneten angenommen wurden. Analytische und numerische Ergebnisse werden vorausgesagt, wobei die Evolutionsspuren für einige Modelle eine zufriedenstellende Übereinstimmung mit den Beobachtungen zeigen.