1。太陽からの距離： 外側の惑星は、内側の岩だらけの惑星よりも太陽からはるかに遠くにあります。これは、彼らが大幅に少ない太陽エネルギーを受け取ることを意味します。これは、岩だらけの惑星の形成に不可欠です。
2。低重力プル： 太陽の重力は、プロトプラネタリーディスクの外側の縁（太陽系を形成したガスと粉塵の円盤）で弱かった。この弱いプルは、ガス大手の主要な成分である水素やヘリウムのような軽い要素が、鉄や岩のようなより重い元素ほど強くディスクの中心に向かって引っ張られなかったことを意味しました。
3。早期形成： 外側の惑星は、内側の惑星よりも早く形成されました。これにより、彼らは大量の水素とヘリウムを捕獲することができました。
4。低温： 外側の太陽系の極端な温度により、水素やヘリウムなどのガスが凝縮して固化し、これらの惑星の巨大なコアを形成することができました。これらのコアは、より多くのガスを引き付け、徐々に惑星をその巨大なサイズにしました。
5。固体表面の欠如： 外側の惑星には固体コアがありますが、それらはガスの厚い層に囲まれており、気体の巨人の外観を与えます。
要約：
太陽からの距離、より弱い重力プル、早期形成、寒冷温度、およびプロトプラネタリーディスクの光要素の豊富さの組み合わせは、外側の太陽系のガス巨人の形成に寄与しました。
