For næsten 5 milliarder år siden, var Solen stadig en protostjerne omgivet af en protoplanetarisk skive af støv og gas. I løbet af de næste par hundrede tusinde år, havde en stor del af støvet i skiven, samlet sig til klumper af planetesimaler – klumper af klippe og metal, nær den fremspirende Sol og samlinger af klippe, is og organiske materialer, i de dele af skiven, der var længere væk fra Solen. Inden for en afstand af de inderste par astronomiske enheder af skiven, var der flere af klippe- og metalplanetesimalerne, sandsynligvis færre end et halvt dusin, der voksede hurtigt i størrelse og blev den dominerende masse, i deres respektive afstande fra Solen. Med deres stadig styrkelse af deres tyngdefelter, enten fangede eller udstødte de, de fleste af de resterende planetesimaler fra den inderste del af skiven. Figur 6.12 viser en model for, hvordan dette kan foregå.
Disse dominerende planetesimaler, var nu blevet til objekter på planetstørrelse, med masser der spænder til mellem den af Jorden og omkring 1/20 af denne værdi. De ville blive til de terrestriske planeter. Merkur, Venus, Jorden og Mars, er de overlevende terrestriske planeter. Planetforskere mener, at en eller to andre planeter, kan være blevet dannet i det unge Solsystem, men at de senere blev ødelagt (som du vil se senere i dette afsnit, kan en af disse have være ansvarlig for skabelsen af Jordens måne).
I flere hundrede millioner år efter dannelsen af de fire overlevende terrestriske planeter, fortsætte tiloversblevne stykker af vraggods, der kredsede omkring Solen med, at regne ned på overfladen af disse planeter. I dag, kan vi stadig se arrene fra disse efterskabelsesindvirkninger, på de kraterede overflader på alle de terrestriske planeter (se figur 6.13). Denne regn af vraggods, fortsætter den dag i dag, om end ved en meget lavere frekvens.
Før protosolen fremstod op som en sand stjerne, var der stadig rigeligt med gas i den indre del af den protoplanetariske skive. Under denne tidlige periode, kunne de to større terrestriske planeter – Jorden og Venus – have hold fast i deres tynde primære atmosfærer af hydrogen og helium. Hvis dette er tilfældet, blev disse tynde atmosfærer dog snart tabt til rummet igen. For det meste, blev de terrestriske planeter alle dannet uden tykke atmosfærer, og de forblev sådan, indtil dannelsen af deres sekundære atmosfærer, som nu omgiver Venus, Jorden og Mars. Merkurs nærhed til Solen, og dens lille masse, har sandsynligvis forhindret den i, at fastholde nogen væsentlig sekundær atmosfære. Den er fortsat den dag i dag, næsten helt fri for atmosfære. Ved en proces astronomerne kalder kerne tilvækst gasopsamling, fanger mini tilvækstsskiverne omkring disse planetariske kerne, store mængder hydrogen og helium, og kanaliserer dette materiale ned på planeterne. Fire sådanne massive legemer, blev kernerne i kæmpeplaneterne – Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun.
Jupiters massive faste kerne, var i stand til at indfange og fastholde mest gas – en mængde på cirka 300 gange Jordens masse, eller 300 
(symbolet 
betegner Jorden). De andre ydre planetariske kerner, har fanget mindre mængder hydrogen og helium, måske fordi deres kerner var mindre massive, eller fordi der var mindre gas til rådighed for dem. Saturn endte med under 100 , og Uranus og Neptun var kun i stand til at få fat i er par gange Jordens masse i gas. Nogle planetforskere mener, at alle kæmpeplaneterne dannedes tættere på hvor Jupiter er nu, og at deres indbyrdes gravitationelle interaktioner, fik dem til at migrere til deres nuværende baner.
Nogle planetforskere tror ikke, at vores protoplanetariske skive kunnet have overlevet længe nok til, at danne gaskæmper som Jupiter gennem den generelle proces med kerne tilvækst. Kerne tilvækst modellen indikerer, at det kan tage op til 10 millioner år, for en Jupiter-lignende planet at akkumulere sig. Fordi al gassen i den protoplanetariske skive sandsynligvis blev spredt på lidt mere end halvdelen af den tid, ville Jupiters forsyning af hydrogen og helium være forsvundet.
Dette er ikke blot et Solsystem-dilemma. Den tilsyneladende konflikt, mellem den tid en planet af Jupiter-typen bruger på at blive dannet, og tilgængeligheden af gasser inde for denne tidsperiode, gælder ligeledes for andre protoplanetariske skiver og for dannelsen af deres massive planeter. For at omgå dette tidsdilemma, har nogle forskere foreslået en proces, der kaldes skiveustabilitet, hvor den protoplanetariske skive pludseligt og hurtigt, fragmenterer til massive klumper, der svarer til de store planeter. Selvom kerne tilvækst og skiveustabilitet synes at være konkurrerende processer, kan de ikke være hinanden gensidigt udelukkende. Det er muligt, at begge spiller en rolle i dannelsen af vores eget og andre planetsystemer.
Af de samme grunde der gør at en protostjerne er varm – nemlig omdannelsen af gravitationel potentiel energi til termisk energi – kan gassen omkring kæmpeplaneternes kerner, være blevet komprimeret ved tyngdekraften, og er dermed blevet varmere. Proto-Jupiter og Proto-Saturn, blev formentlig så varme, at de rent faktisk lyste i en dyb rød farve (tænk på varmelegemet i en ovn). Deres indre temperaturer, kan have nået så højt op som 50.000 kelvin (K).
Noget af det resterende materiale i mini tilvækstsskiven omkring kæmpeplaneterne, samlede sig til små objekter, der blev til måner. En måne, er en hver fysisk satellit i kredsløb om en planet eller en asteroide. Sammensætningen af månerne der dannedes omkring kæmpeplaneterne, fulgte samme tendens som planeterne der dannedes omkring Solen: de inderste måner, blev dannet under de varmeste betingelser og indeholder derfor kun små mængder flygtigt materiale. For eksempel, kan den tætteste af Jupiters mange måner, have oplevet høje temperaturer fra den nærliggende Jupiter, der glødede så intenst, at den ville have fordampet de fleste af de flygtige materialer i den indre del af sin tilvækstsskive.
Ikke alle planetesimalerne i den protoplanetariske skive blev til planeter. Jupiter er vores lokale gaskæmpe. Dens tyngdekraft, hold rummet mellem den og Mars så forstyrret, at de fleste planetesimaler der, aldrig samlede sig til en enkelt planet (den eneste undtagelse er Ceres, der engang blev anset for at være den største asteroide, men nu omdefineret sammen med Pluto, til en dværgplanet). Området mellem Mars og Jupiter, asteroidebæltet, indeholder mange planetesimaler der stammer tilbage fra dette tidlige tidspunkt i Solsystemets dannelse. Det er også tilfældet for de yderste dele af Solsystemet, hvor planetesimaler forbliver planetesimaler den dag i dag. Dannet i denne ”dybfryser”, har disse objekter bevaret det meste af de meget flygtige materialer, som var tilstede ved dannelsen af den protoplanetariske skive. Langt fra de overfyldte indre dele af skiven, blev planetesimalerne i de yderste egne alt for spredt fordelt til, at store planeter kunne blive dannet. Iskolde planetesimaler, som for eksempel Pluto og Eris i de yderste egne af Solsystemet, forbliver i dag som kometkerner – relativt uberørte prøver af det materiale, som vores planetsystem er dannet af.
Det tidlige Solsystem, må have været et bemærkelsesværdigt voldeligt og kaotisk sted. Mange af Solsystemets objekter, viser tegn på kataklysmiske nedslag. Den dramatiske forskel i terrænet af den nordlige og sydlige halvkugle på Mars, for eksempel, er blevet fortolket som et resultat af en eller flere kolossale kollisioner. Merkur, har et krater på sin overflade, fra et nedslag så ødelæggende, at man kan se sporerne fra det på den modsatte side af planeten. I det ydre Solsystem, har en af Saturns måner, Mimas, et krater på omkring en tredjedel af hele månens diameter. Uranus har lidt en eller flere kollisioner, der var så voldsomme, at planeten bogstaveligt blev væltet om på siden. Som et resultat af dette, er Uranus’ rotationsakse i dag væltet, så den næsten ligger vinkelret på sit baneplan.
Jorden selv, undgik ikke ødelæggelser fra disse kataklysmiske begivenheder. Ud over de fire terrestriske planeter der eksisterer i dag, er den nuværende teori, at der var mindst et andet stor terrestrisk objekt i det tidlige Solsystem – med omtrent samme størrelse og masse som Mars. Da de nydannede planeter slog sig ned i deres nutidige baner omkring Solen, led dette objekt en kollision med Jorden og blev fuldstændig ødelagt. Resterne af materialet fra dette objekt, sammen med materialet der blev slået løst fra Jordens ydre lag, dannede en enorm sky af vraggods omkring Jorden. I en kort periode, har Jorden måske haft en storslået gruppe af ringe, som den vi kender fra Saturn. Med tiden, samlede dette vraggods sig til et enkelt objekt, nu kendt som Månen.