Etap formowania się dysku protoplanetarnego w przypadku Układu Słonecznego trwał około miliona lat.
Następnym etapem jest kondensacja pyłu w dysku. W rejonach bliższych gwieździe, gdzie temperatura jest wysoka ulegają kondensacji pierwiastki i związki mało lotne, takie jak metale, krzemiany, czy tlenki metali. W dalszych rejonach mogą dodatkowo kondensować substancje takie jak woda, amoniak i metan. Większość materii dysku (typowo 97–99%) jednak stanowi wodór i hel, które w warunkach tam panujących pozostają gazoweIlość chemicznie związanego wodoru jest ograniczona obfitością węgla, tlenu i azotu.. Skondensowane ziarna pyłu i lodu łączą się podczas zderzeń i pod wpływem sił elektrostatycznych. W miarę jak ich masa zwiększa się, opadają one ku płaszczyźnie równikowej dysku (sedymentacja) w ciągu kilku tysięcy lat. Początkowo drobiny pyłowo-lodowe współporuszają się z gazem, jednak w miarę ich rośnięcia opór ruchu w gazie traci na znaczeniu, co zwiększa szanse kolizji. Z czasem powstają planetozymale – bryły na tyle duże, by ich własna grawitacja mogła przeciwdziałać ucieczce odłamków tworzących się podczas zderzeń. Niektóre zderzenia mogą także prowadzić do rozbicia obiektów na mniejsze kawałki, ich spadku na gwiazdę lub nawet wyrzucenia poza układ.