La palabra planetesimal viene del concepto matemático infinitesimal, y literalmente significa "planeta infinitamente pequeño"
Aunque el nombre se aplica siempre a pequeños cuerpos durante el "proceso" de formación de los planetas, algunos científicos usan la palabra también como término general para referirse a muchos cuerpos menores del Sistema Solar (tales como asteroides y cometas) que sobrevivieron al proceso de formación.
La teoría moderna de los planetesimales es la teoría actualmente más aceptada en cuanto a los acontecimientos de la más remota historia del sistema solar para la formación de los planetas:
Una nube de gas o polvo interestelar (la «nebulosa solar») resulta perturbada y se colapsa por su propia fuerza gravitatoria. La perturbación aludida pudo ser, por ejemplo, la de una onda de choque procedente de una supernova cercana.
A medida que el volumen de la nube se reduce, en el curso del colapso gravitatorio, la temperatura y la presión aumentan en su zona central, hasta alcanzar niveles suficientes como para vaporizar las partículas de polvo. Se supone que la fase inicial de colapso tuvo una duración de unos 100.000 años. El Sol se habría formado entonces en la región central, más densa. La temperatura es tan alta cerca del Sol que incluso los silicatos, relativamente densos, tienen dificultad para formarse allí. Es más fácil para el polvo y vapor de hierro aglutinarse cerca de la región central de una nebulosa solar que para los silicatos más ligeros. A grandes distancias del centro de la nebulosa solar, los gases se condensan en sólidos.
La presión y temperatura de la zona central alcanzan niveles suficientes como para permitir el nacimiento de una protoestrella. El resto de la masa de gas fluye en torno al nuevo astro, en parte entrando en orbita en su torno, en parte precipitándose sobre él y aumentando su masa. La razón de que parte de esa materia entre en órbita es que posee un movimiento de rotación, y las fuerzas de inercia asociadas a ese movimiento hacen que se forme un disco de acreción en torno a la estrella. La materia que forma el disco va enfriándose, perdiendo gradualmente energía por radiación.
Primera parada: según los detalles del caso, la masa de gas en órbita en torno a la protoestrella/estrella puede no ser estable y terminar colapsándose y formando otra estrella, con lo que tendremos un sistema doble. Si no el gas se enfriará lo bastante como para que pasen a fase sólida, en forma de partículas, diversos metales y minerales, formándose pequeñas masas de metal, roca y hielo. Para los metales, la condensación ocurriría mucho antes, ya en el momento de la formación del disco de acreción, (hace unos 4.550 - 4.560 millones de años, según mediciones de la proporción de isótopos en meteoritos). Los minerales que formen partículas rocosas se condensarían algo más tarde (hace entre 4.400 y 4.550 millones de años.
Las partículas de ese polvo empiezan a chocar entre ellas, formando acumulaciones de cada vez mayor tamaño, hasta alcanzar dimensiones comparables con las de un asteroide pequeño.
El crecimiento sigue y sigue. Cuando alguno de estos conglomerados alcanza una masa suficiente como para producir una fuerza gravitatoria significativa. Su gravedad (incluso si es muy pequeña) le da ventaja sobre otros conglomerados de menor tamaño, atrayendo un mayor número de partículas pequeñas y, de manera muy rápida, los objetos grandes acumulan toda la masa cercana a su órbita. El tamaño final que alcancen depende de su distancia a la estrella central y de la composición de la nebulosa protoplanetaria.
En el sistema solar, las teorías sobre su formación sostienen que, en el interior del sistema, ese tamaño corresponde al de un gran asteroide, o al de nuestra Luna. En cuanto a la parte exterior del sistema solar, la masa planetaria sería entre una y 15 veces la de la Tierra. Habría un gran «salto» en tamaño en un lugar entre las órbitas de Marte y Júpiter, y la energía radiada por el Sol habría mantenido el agua no en forma de hielo, sino de vapor, a distancias menores, de modo que la cantidad de materia sólida, aglomerable sería mucho mayor más allá de cierta distancia critica.
Se cree que la acreción de estos planetesimales se produjo a lo largo de un intervalo de tiempo de entre unos cientos de miles hasta veinte millones de años, y los planetas más lejanos habrían sido los últimos en formarse.
En el momento del relato en que nos encontramos, un millón de años después del enfriamiento de la nebulosa, la estrella generaría un fuerte viento solar, que habría barrido todo el gas residual de la nebulosa protoplanetaria. Si un protoplaneta tenía masa suficiente su gravedad habría capturado parte de esos gases, convirtiéndose el planeta en un gigante gaseoso. Si no, permanecería siendo un cuerpo rocoso o formado por hielo.
En este punto, el sistema solar estaba compuesto solamente de cuerpos protoplanetarios sólidos y gigantes de gas. Los planetesimales seguirían chocando entre si a menor ritmo y formando acumulos de mayor masa. Es muy posible que en las fases iniciales de la formación de la Tierra fuese un gigante gaseoso, y que sólo al perder la atmósfera ligera, tanto por escape del hidrógeno, como por calentamiento del Sol, quedase el núcleo sólido.
Finalmente, tras el paso de entre diez y cien millones de años, terminamos con unos diez planetas, en órbitas estables, y eso es el sistema solar. Estos planetas, así como sus superficies pueden haber resultado con fuertes modificaciones debido a las ultimas colisiones importantes que hayan sufrido
