Nous dérivons des équations différentielles du premier ordre pour les stades tardifs de l’accrétion planétaire (masse planétésimale > 1013 g). L’effet des rencontres gravitationnelles, des échanges d’énergie, des collisions et de la traînée de gaz a été inclus. Deux modèles simples sont discutés, à savoir (i) lorsque tous les planétésimaux ont la même masse et (ii) lorsqu’il y a un grand planétésimal et de nombreux petits planétésimaux. Les rencontres gravitationnelles à deux corps sont modélisées selon la théorie classique de Chandrasekhar à partir de la dynamique stellaire. Il est montré que l’augmentation de la vitesse due aux rencontres mutuelles peut être modélisée selon la théorie simple des vols aléatoires. Nous trouvons des équations analytiques pour la diminution moyenne de la vitesse due aux collisions. La traînée de gaz, si elle est présente, est modélisée sous forme moyenne jusqu’au premier ordre dans les excentricités et les inclinaisons des planétésimaux. On trouve des échelles de temps caractéristiques pour la formation des planètes terrestres pour que les modèles les plus favorables soient d’ordre 108 ans. La masse calculée de roche et de glace des planètes géantes est trop faible par rapport à celle observée. Cette difficulté de notre modèle pourrait être surmontée en supposant une densité de surface plusieurs fois plus grande, une section d’accrétion élargie et une accrétion de gaz lors des dernières étapes d’accrétion des noyaux solides des planètes géantes. Les résultats analytiques et numériques sont préétablis, les traces évolutives montrant un accord satisfaisant avec les observations de certains modèles.