Planeettakuntien synty
Protoplaneettojen muodostuminen > Protoplaneettojen vuorovaikutus kertymäkiekon kanssa

Jotta protoplaneetta voisi saavuttaa Jupiterin koon, sen on synnyttävä ennen kuin kaasu ehtii haihtua kertymäkiekosta. Tällöin protoplaneetta kokee tähteä kiertäessään kaasukiekon gravitaatiopotentiaalin, joka hiljalleen pienentää sen radan isoakselia mutta vaikuttaa myös eksentrisyyteen ja inklinaatioon pienentämällä niitäkin. Pienemmät kappaleet, joita kiekossa on väistämättä runsaasti, vaikuttavat päinvastaisella tavalla. Ne kasvattavat eksentrisyyttä ja inklinaatiota eikä planeetan rata siten pysy samanlaisena, vaan sen muoto muuttuu jatkuvasti.
Kun kiekon sisällä on kohtalaisen suuri protoplaneetta, se vuorovaikuttaa kiekon kanssa myös toisella tavalla. Se synnyttää kiekkoon spiraalin muotoisia tiheysaaltoja, jotka etenevät kiekossa ja kuljettavat energiaa sekä kiertoimpulssia. Kiertoimpulssi kulkeutuu ulospäin, ensin kiekon sisäosista planeetalle ja edelleen planeetalta ulommalle kiekolle. Lisäksi erilaiset resonanssit kiekon kaasun kanssa voivat vaikuttaa planeetan eksentrisyyteen pienentämällä sitä hyvin lähelle ympyrärataa.
Kiertoimpulssin kulkeutuminen ulospäin tarkoittaa sitä, että planeetan kiertoimpulssi pienenee eli sen radan isoakseli pienenee. Planeetan kulkeutuminen eli migraatio kohti tähteä voi olla prosessin alkuvaiheessa hyvinkin nopeaa. Vauhti kuitenkin hidastuu, mikäli planeetan massa on suuri ja se kykenee muodostamaan kiekkoon aukon, jolloin radiaalinen migraatio voi pysähtyä kokonaan tai jopa vaihtaa suuntaa riippuen kiekon fysikaalisista ominaisuuksista. Mikäli planeetta ei ole massaltaan riittävän suuri, jotta aukko voisi muodostua, sen migraatio sisäänpäin jatkuu ja se voi pysähtyä vasta aivan lähellä tähteä, missä kertymäkiekon sisäreuna tulee vastaan ja planeetan vuorovaikutus kertymäkiekon kanssa lakkaa. Tähän kuluvan ajan on yleisesti arvioitu olevan suuruusluokaltaan noin tuhat vuotta.
Migraatio on nykyisellään hyväksytty planeettojen synnyn vaiheeksi, jonka lähes kaikki jättiläisplaneetat käyvät läpi ja sitä kokevat planeetat on tyypillisesti jaettu kolmeen eri luokkaan. Luokka I koostuu protoplaneetoista, jotka ovat liian kevyitä avatakseen kiekkoon aukkoa eikä mikään pysäytä niiden sisäänpäin suuntautuvaa migraatiota. Tällöin ne kulkeutuvat erittäin lähelle tähteään, jolloin tähden vuorovesivoimat repivät planeetan kappaleiksi ja planeetta tuhoutuu. Luokan II planeetat kulkeutuvat myös lähelle tähteä ja kokevat tähden voimakkaat vuorovesivoimat, mutta eivät tuhoudu kokonaan, vaan jäävät kiertämään tähteä radalle, jonka isoakseli on erittäin pieni, tyypillisesti noin 0,05 AU. Luokan III planeetat eivät kulkeudu lähelle tähteä, vaan kokevat vain vähän migraatiota. Esimerkiksi Aurinkokunnan jättiläisplaneettoja voidaan pitää Luokan III planeettoina, jotka kiertävät suunnilleen samalla radalla, jolle ne jäivät migraation loputtua ja kaasukiekon haihduttua Auringon ympäriltä.
Aukon muodostuminen kiekkoon saattaa olla kriittinen tekijä, joka estää planeettoja kulkeutumasta liian lähelle tähteä ja mahdollistaa siten omamme kaltaisten planeettakuntien olemassaolon. Kun kiekkoon muodostuu aukko planeetan radan ympärille, kiertoimpulssin siirto planeetalle tai siltä pois muuttuu erittäin hitaaksi ja planeetta voi siten pysyä kohtalaisen kaukana tähdestään koko kriittisen kaasukiekon eliniän ajan. Riittävä massa aukon muodostumiselle on noin Saturnuksen massan verran, joka on noin 0,3 Jupiterin massaa, ja siten Saturnuskin olisi voinut muodostaa kiekkoon aukon ja pysytellä lähellä syntysijojaan. Aukon muodostuminen voi kuitenkin johtaa myös erittäin nopeaan migraatioon, jossa planeetan radan isoakseli puolittuu kymmenen ratakierroksen aikana riippuen kriittisesti kaasukiekon tiheydestä.
On myös mahdollista, että planeettojen koolla on yläraja, joka aiheutuu planeetan kiekkoon tekemästä aukosta. Kun aukko kasvaa riittävän suureksi, aineen kertyminen planeettaan voi lakata kokonaan ja tuloksena on suuri planeetta, joka ei enää pysty kasvattamaan massaansa, koska ainetta ei ole enää jäljellä sen lähiympäristössä. Ei ole varmaa, onko tällaista rajaa olemassa ja miten kertymäkiekon tiheysprofiili ja massa vaikuttavat siihen, mutta mahdollinen enimmäismassa voi olla noin kymmenen Jupiterin massan tienoilla.