Steniga planeter bildas när små dammpartiklar i en protoplanetarisk skiva, det virvlande molnet av gas och damm som omger en ung stjärna, klibbar ihop och växer sig allt större. När planeterna växer drar de till sig mer och mer material och blir så småningom tillräckligt stora för att bilda en stenig kärna. Kärnan samlar sedan mer material, inklusive stenigt skräp, is och gas, för att bilda en stenig planet.
M-dvärgar tros vara goda kandidater för att hysa steniga planeter eftersom de har en mindre beboelig zon, avståndet från stjärnan där flytande vatten kan finnas på ytan av en planet. Detta innebär att steniga planeter som kretsar kring M-dvärgar är mer benägna att vara belägna inom den beboeliga zonen och därmed kapabla att stödja flytande vatten på sina ytor.
Dessutom sänder M-dvärgar ut mindre högenergistrålning än mer massiva stjärnor, vilket kan skada planeternas atmosfärer och göra dem mindre gästvänliga för livet. Därför är steniga planeter som kretsar kring M-dvärgar mer benägna att behålla sin atmosfär och vara potentiellt beboeliga.
Det är dock viktigt att notera att närvaron av steniga planeter runt M-dvärgar fortfarande är en fråga om aktiv forskning, och astronomer studerar kontinuerligt dessa system för att bättre förstå deras egenskaper och potential för beboelighet.
