* 層： ガスの巨人は通常、プロトラネタリディスクでさらに形成され、氷が凝縮してビルディングブロックを提供するのに十分な寒いです。
* 重力不安定性： 近接ガスの巨人は、重力の不安定性によって形成されると考えられており、ディスクの密な領域が惑星に直接崩壊します。これは、コア降着モデル（固体コアが最初に形成され、ガスを引き付ける）ほど一般的ではありません。
* 潮力： 近接ガスの巨人は、星から激しい潮の力を経験し、時間の経過とともに熱と質量を失う可能性があります。
* 軌道減衰： 近い軌道はまた、軌道の崩壊の影響を受けやすく、そこでは惑星が徐々に星に近づき、最終的に消費されます。
ただし、いくつかの例外があります：
* ホットジュピター： これらは、わずか数日の軌道期間で、星に非常に近いことが見つかったガス大手です。それらは、他の惑星またはディスク自体との相互作用のために、さらに形成され、内側に移動したと考えられています。
* 「暖かい木星」： これらは、木星よりも星に近づいているガスの巨人ですが、長い期間（数週間から数ヶ月）です。
近いガスの巨人はまれですが、惑星の形成と進化に関する貴重な洞察を提供します。彼らの存在は、厳しい環境で惑星がどのように形成され生き残るかについての私たちの理解に挑戦します。
