Jak se zdá, obří plynné planety patří mezi základní skladební prvky planetárních soustav: O jejich existenci víme z našeho solárního systému, ale velmi často je nalézáme i v soustavách kolem jiných hvězd.
Současné vývojové modely předpokládají, že se plynné planety formovaly ve dvou krocích. Nejprve se muselo utvořit kamenné jádro, podobně jako vznikaly zárodky planet zemského typu. Toto hmotné jádro pak na sebe v oblasti systému za tzv. sněžnou čárou – tedy dostatečně daleko, aby tam mohly existovat těkavé prvky – gravitačně nabalilo zbytky původní zárodečné mlhoviny, z níž se zformovala i centrální stálice.
Vzniklé obří planety již mohly v soustavě migrovat, často je tedy najdeme ve vzdálenostech, kde z nejrůznějších důvodů nemohly vzniknout. Kamenné jádro pak v planetě obalují gravitačně zhuštěné plyny, jako je vodík nebo helium. Ve vnitřních vrstvách vykazují tyto látky – za normálních podmínek plyny – bizarní vlastnosti: Jde o husté kapaliny, které mohou mít dokonce vlastnosti kovů (například vedou elektrický proud).
Teplota a tlak v nitrech velkých planet však neumožňují vznik pevného skupenství těchto prvků. Obálky zmíněných velkých těles proto zůstávají tekuté a obří planety nemají pevný povrch. Osud zárodečných kamenných jader přitom není zcela jasný: Možná v centru planet existují dodnes, možná se rozpustila v okolní tekutině a obohatila tak její chemické složení.
