Также существует проблема объяснения существования планет-гигантов на расстояниях более нескольких астрономических единиц от звезды (например, в известной системе HR8799, где получены прямые изображения четырех гигантских планет). Рассматривается возможность гравитационной неустойчивости в протопланетном диске, в результате которой сразу могут возникать достаточно массивные объекты (в частности, известно, что так могут формироваться маломассивные звезды и бурые карлики). Этот процесс должен доминировать именно на больших расстояниях от звезд в наиболее массивных протопланетных дисках.
Газовый протопланетный диск рассеивается за 10 млн лет.
Из-за наличия в центре диска источника энергии – звезды – температура в нем падает по мере удаления от центра. На внутренней границе диска даже силикатные и углеродные пылинки могут быть испарены, а во внешних частях диска возможно существование ледяных частиц. Для разных льдов (вода, угарный газ, аммиак и т. д.) снеговая линия (см. раздел 3.2 «Основные типы экзопланет») проходит на разном расстоянии, положение этой границы также зависит от свойств звезды. Для параметров новорожденного Солнца снеговые линии (для разных типов льдов) соответствуют расстоянию около 3–5 a.е. Процесс формирования планет за снеговой линией несколько отличается от роста масс тел во внутренних частях диска. В частности, там не так остра проблема «сантиметрового барьера», так как ледяные тела могут слипаться при соударениях, образуя рыхлые структуры даже при таких небольших размерах.
По мере формирования планеты взаимодействуют с диском. Характер этого взаимодействия зависит от массы планеты и поверхностной (проинтегрированной по высоте) плотности в диске. Важнейшим процессом является миграция планет, позволяющая объяснить как ряд деталей строения Солнечной системы, так и существование таких планет, как горячие юпитеры и горячие нептуны, располагающихся очень близко от своих звезд, в местах, где они никак не могли сформироваться.
За снеговой линией возможно формирование ледяных тел.
Миграция происходит из-за обмена энергией и моментом импульса (орбитальным моментом) между планетой и диском. В принципе, в результате такого взаимодействия планета может как приближаться к звезде, так и удаляться (ситуация также может осложниться из-за присутствия второй близкой массивной планеты). Но обычно миграция в газовом диске направлена к звезде. Выделяют два основных типа миграции. В первом случае планета недостаточно массивна, чтобы сильно изменить распределение вещества в диске. Воздействуя на газ, она формирует спиральные структуры внутри и снаружи своей орбиты, а также меняет распределение газа прямо на своей орбите (формируется так называемая подковообразная структура). В итоге, как правило, планета медленно движется внутрь, к звезде. Темп миграции при этом режиме зависит от массы планеты. Для массы порядка земной скорость достаточно мала. А вот планеты в несколько раз тяжелее могут мигрировать под действием данного механизма очень быстро и даже выпадать на звезду.