vi härleder första ordningens differentialekvationer för de sena stadierna av planetary accretion (planetesimal massa > 1013 g). Effekten av gravitationsmöten, energiutbyte, kollisioner och gasdrag har inkluderats. Två enkla modeller diskuteras, nämligen (i) när alla planetesimaler har samma massa och (ii) när det finns en stor planetesimala och många små planetesmaler. Gravitationella möten med två kroppar modelleras enligt Chandrasekhars klassiska teori från stjärndynamik. Det visas att hastighetsökningen på grund av ömsesidiga möten kan modelleras enligt den enkla teorin om slumpmässiga flygningar. Vi hittar analytiska ekvationer för den genomsnittliga hastighetsminskningen på grund av kollisioner. Gasdrag, om det finns, modelleras i genomsnittlig form upp till den första ordningen i excentriciteterna och lutningarna hos planetesimalerna. Karakteristiska tidsskalor för bildandet av de markbundna planeterna finns för de mest gynnsamma modellerna att vara i ordning 108 år. Den beräknade massan av sten och Is av jätteplaneterna är för låg jämfört med den observerade. Denna svårighet i vår modell kan övervinnas genom att anta en flera gånger större ytdensitet, ett förstorat accretion-tvärsnitt och gasaccretion under de sista stadierna av accretion av de fasta kärnorna i jätteplaneterna. Analytiska och numeriska resultat är förutbestämda, de evolutionära spåren visar tillfredsställande överensstämmelse med observationer för vissa modeller.