对气态巨行星，现在一般采用星核吸积(core accretion)模型，该模型下主要阶段如下图。
(1)星核形成：原行星盘中最初只有微米尺度的尘粒，此时与盘中气体的相互作用主导动力学；它们逐渐聚集形成千米尺度的星子，星子间不断碰撞吸积形成足够大质量的核，具体来说这又主要有三个阶段：
(1a)迅猛增长(runaway growth)：最初，星子间粘滞搅拌(viscous stirring)和气体拖曳(gas drag)的平衡决定了速度分布，导致一小部分星子迅速增长；
(1b)寡头增长(oligarchic growth)：当最大的星子导致的粘滞搅拌速率首次超过其他星子间搅拌速率时，迅猛增长停止。此后更强的粘滞搅拌将导致平衡时星子的离心率和倾角增大，限制了原行星引力作用的散射截面，星子增长将由局域过程主导；
(1c)最终当寡头清出周围物质后，它们独立的增长停止。接下来发生引力主导的寡头间的碰撞和散射，最终形成足够大质量的核；
(2)流体静力学增长(hydrostatic growth)：当核的引力足够强，逃逸速度超过周围气体热速度时，就开始吸积气体而形成包层。起初稀疏的包层和核处于流体静力学平衡，气压抗拒核的引力而阻碍进一步吸积。但辐射和对流将导致气体丢失能量，包层收缩，更多气体受到核的引力，从而核能缓慢地吸积更多气体。同时核也在继续吸积星子，最终达到某个临界质量；
(3)迅猛增长：超过临界质量后无法再达到静力学平衡，而是动力学相互作用主导，吸积气体速率加快，原行星迅速增长；
(4)最终核的吸积以及盘的耗散导致周围气体耗尽，原行星停止增长，逐渐冷却和收缩。
References:
P. Armitage, Astrophysics of Planet Formation, Cambridge, 2020.
胡中为, 新编太阳系演化学, 上海科学技术出版社, 2014.
