Ricaviamo equazioni differenziali del primo ordine per le fasi tardive di accrescimento planetario (massa planetesimale >1013 g). È stato incluso l’effetto degli incontri gravitazionali, dello scambio di energia, delle collisioni e della resistenza del gas. Due modelli semplici sono discussi, vale a dire, (i) quando tutti i planetesimi hanno la stessa massa e (ii) quando c’è un grande planetesimo e numerosi piccoli planetesimi. Gli incontri gravitazionali a due corpi sono modellati secondo la teoria classica di Chandrasekhar dalla dinamica stellare. È dimostrato che l’aumento della velocità dovuto agli incontri reciproci può essere modellato secondo la semplice teoria dei voli casuali. Troviamo equazioni analitiche per la diminuzione della velocità media dovuta alle collisioni. La resistenza del gas, se presente, viene modellata in forma media fino al primo ordine nelle eccentricità e inclinazioni dei planetesimi. Le scale temporali caratteristiche per la formazione dei pianeti terrestri si trovano perché i modelli più favorevoli siano dell’ordine dell’anno 108. La massa calcolata di roccia e ghiaccio dei pianeti giganti è troppo bassa rispetto a quella osservata. Questa difficoltà del nostro modello potrebbe essere superata assumendo una densità superficiale parecchie volte maggiore, una sezione trasversale di accrescimento allargata e un accrescimento del gas durante le fasi finali di accrescimento dei nuclei solidi dei pianeti giganti. I risultati analitici e numerici sono presebted, le tracce evolutive che mostrano accordo soddisfacente con le osservazioni per alcuni modelli.