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El proceso de formación de los planetas gigantes es un problema que no está enteramente comprendido. El paradigma más aceptado, el modelo de inestabilidad nucleada, explica muchas de las propiedades observadas de los planetas gigantes del Sistema Solar pero, uno de sus mayores inconvenientes es que los tiempos de formación de estos objetos resultan demasiado largos, especialmente para Urano y Neptuno, para los cuales el proceso sobrepasaría la vida media estimada para los discos protoplanetarios. Bajo las hipótesis de este modelo, y considerando una propuesta reciente para la estructura orbital primordial del Sistema Solar, hemos estudiado numéricamente la formación de los planetas gigantes. Nuestros resultados muestran que, si los planetesimales acretados siguen una distribución de tamaños donde la mayor parte de la masa yace en los planetesimales de radio entre los 30 y los 100 metros, la formación de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno puede enmarcarse dentro del modelo de inestabilidad nucleada sin entrar en conflicto con los tiempos de disipación de los discos protoplanetarios. Además, las masas de los núcleos de cada uno de los planetas resultan en muy buen acuerdo con las estimaciones actuales.