Nice model
નાઇસ () મોડેલ એ સૌર મંડળની ગતિશીલ ઉત્ક્રાંતિ માટેનું એક દૃશ્ય છે. તેનું નામ કોટ ડી 'અઝુર વેધશાળાના સ્થાન માટે રાખવામાં આવ્યું છે-જ્યાં તે શરૂઆતમાં 2005 માં નાઇસ, ફ્રાન્સમાં વિકસાવવામાં આવ્યું હતું. તે પ્રારંભિક પ્રોટોપ્લેનેટરી ડિસ્કના વિસર્જન પછી લાંબા સમય સુધી, પ્રારંભિક સઘન રૂપરેખાંકનમાંથી વિશાળ ગ્રહોના તેમની હાલની સ્થિતિમાં સ્થળાંતરની દરખાસ્ત કરે છે. આ રીતે, તે સૌરમંડળની રચનાના અગાઉના નમૂનાઓથી અલગ છે. આ ગ્રહોના સ્થળાંતરનો ઉપયોગ આંતરિક સૌરમંડળના અંતમાં ભારે તોપમારો, ઊર્ટ વાદળની રચના અને કુઇપર પટ્ટો, નેપ્ચ્યુન અને ગુરુ ટ્રોજન જેવા નાના સૌરમંડળના પદાર્થોની વસ્તીના અસ્તિત્વ અને નેપ્ચ્યુન દ્વારા પ્રભુત્વ ધરાવતા અસંખ્ય પ્રતિધ્વનિત ટ્રાન્સ-નેપ્ચ્યુનિયન પદાર્થો સહિત ઐતિહાસિક ઘટનાઓને સમજાવવા માટે સૌરમંડળના ગતિશીલ અનુકરણોમાં થાય છે. વર્ણન નાઇસ મોડેલનું મૂળ મૂળ વૈજ્ઞાનિકોના આંતરરાષ્ટ્રીય સહયોગ દ્વારા 2005 માં સામાન્ય વિજ્ઞાન જર્નલ નેચરમાં પ્રકાશિત થયેલા કાગળોની ત્રિપુટી છે. આ પ્રકાશનોમાં, ચાર લેખકોએ પ્રસ્તાવ મૂક્યો હતો કે આદિકાળની સૌરમંડળની ડિસ્કના વાયુ અને ધૂળના વિસર્જન પછી, ચાર વિશાળ ગ્રહો (ગુરુ, શનિ, યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુન) મૂળ રૂપે ~ 5.5 અને ~ 17 ખગોળશાસ્ત્રીય એકમો (એયુ) ની વચ્ચે નજીકના ગોળાકાર ભ્રમણકક્ષાઓ પર મળી આવ્યા હતા, જે વર્તમાન કરતાં વધુ નજીકથી અંતરે અને સઘન છે. નાના ખડકો અને બરફના ગ્રહોની મોટી, ગાઢ ડિસ્ક-કુલ 35 પૃથ્વીના દળો-સૌથી બાહ્ય વિશાળ ગ્રહની ભ્રમણકક્ષાથી લગભગ 35 એયુ સુધી વિસ્તરેલ છે. નાઇસ મોડેલ અનુસાર, ગ્રહોની પ્રણાલી નીચેની રીતે વિકસિત થઈ છેઃ ડિસ્કની આંતરિક ધાર પરના ગ્રહો ક્યારેક ક્યારેક સૌથી બાહ્ય વિશાળ ગ્રહ સાથેના ગુરુત્વાકર્ષણીય મુકાબલામાંથી પસાર થાય છે, જે ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાઓને બદલી નાખે છે. આ ગ્રહ તેના મોટાભાગના નાના બરફીલા પદાર્થોને અંદરથી વિખેરી નાખે છે, જે પ્રતિક્રિયામાં ગ્રહને બહારની તરફ ખસેડે છે કારણ કે તે વેરવિખેર પદાર્થોમાંથી કોણીય વેગ પ્રાપ્ત કરે છે. આંતરિક-વિક્ષેપિત ગ્રહો ક્રમિક રીતે યુરેનસ, નેપ્ચ્યુન અને શનિનો સામનો કરે છે, જે સમાન પ્રક્રિયા દ્વારા વારાફરતી દરેકને બહાર તરફ ખસેડે છે. સૂક્ષ્મ ગતિ હોવા છતાં, ગતિનું દરેક વિનિમય ઉત્પન્ન કરે છે, સંચયી રીતે આ ગ્રહોની અથડામણો ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાઓને નોંધપાત્ર માત્રામાં ખસેડે છે (સ્થળાંતર કરે છે). આ પ્રક્રિયા ત્યાં સુધી ચાલુ રહે છે જ્યાં સુધી ગ્રહો સૌથી અંદરના અને સૌથી વિશાળ વિશાળ ગ્રહ, ગુરુ સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરે છે, જેનું અપાર ગુરુત્વાકર્ષણ તેમને અત્યંત લંબગોળ ભ્રમણકક્ષામાં મોકલે છે અથવા તેમને સૌરમંડળમાંથી સીધા બહાર કાઢે છે. તેનાથી વિપરીત, ગુરુ ગ્રહ સહેજ અંદર તરફ આગળ વધે છે. ભ્રમણકક્ષાના એન્કાઉન્ટરનો નીચો દર ડિસ્કમાંથી ગ્રહો ગુમાવવાના દર અને સ્થળાંતરના અનુરૂપ દરને નિયંત્રિત કરે છે. લાખો વર્ષોના ધીમા, ક્રમિક સ્થળાંતર પછી, ગુરુ અને શનિ, બે સૌથી વિશાળ ગ્રહો, તેમના પરસ્પર 1:2 સરેરાશ-ગતિ પ્રતિધ્વનિને પાર કરે છે. આ પ્રતિધ્વનિ તેમની ભ્રમણકક્ષાની વિચિત્રતામાં વધારો કરે છે, જે સમગ્ર ગ્રહોની વ્યવસ્થાને અસ્થિર બનાવે છે. વિશાળ ગ્રહોની ગોઠવણી ઝડપથી અને નાટકીય રીતે બદલાય છે. ગુરુ શનિને તેની હાલની સ્થિતિ તરફ ખસેડે છે, અને આ સ્થળાંતર શનિ અને બે બરફના દિગ્ગજો વચ્ચે પરસ્પર ગુરુત્વાકર્ષણીય અથડામણનું કારણ બને છે, જે નેપ્ચ્યુન અને યુરેનસને વધુ વિચિત્ર ભ્રમણકક્ષાઓ પર આગળ ધપાવે છે. આ બરફના દિગ્ગજો પછી ગ્રહોની ડિસ્કમાં ખેડ કરે છે, જે બાહ્ય સૌરમંડળમાં તેમની અગાઉની સ્થિર ભ્રમણકક્ષાઓમાંથી હજારો ગ્રહોને વિખેરી નાખે છે. આ વિક્ષેપ પ્રાથમિક ડિસ્કને લગભગ સંપૂર્ણપણે વિખેરી નાખે છે, તેના 99 ટકા જથ્થાને દૂર કરે છે. જો કે આ દૃશ્ય ગાઢ ટ્રાન્સ-નેપ્ચ્યુનિયન વસ્તીની ગેરહાજરીને સમજાવે છે, વૈકલ્પિક નમૂનાઓ કે જે ટ્રાન્સ-સેટર્નીયન એસ્ટરોઇડ્સના સમાન ઘટાડાને પ્રાપ્ત કરે છે, પરંતુ ગ્રહ સ્થળાંતર અથવા અસ્તવ્યસ્ત પડઘો વિના પ્રસ્તાવિત કરવામાં આવ્યા છે. નાઇસ મોડેલની ગણતરીની વિગતો ગ્રહો અને એસ્ટરોઇડ્સ વચ્ચે અસ્તવ્યસ્ત ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ માટે સંવેદનશીલ છે. આવી ગણતરીઓ આંકડાકીય ભૂલો, ખાસ કરીને રાઉન્ડ-ઓફ અને ટાઇમ ડિસ્ક્રીટાઈઝેશન ભૂલોથી કુખ્યાત છે. મૂળરૂપે એવું માનવામાં આવતું હતું કે આ મોડેલ કેટલાક ગ્રહોને આંતરિક સૌરમંડળમાં ફેંકવાનું કારણ બનશે, જે પાર્થિવ ગ્રહો પર અસરોનો અચાનક પ્રવાહ પેદા કરશેઃ લેટ હેવી બોમ્બાર્ડમેન્ટ. જો કે, તાજેતરમાં, દર્શાવ્યું હતું કે અંતમાં ભારે તોપમારો વેસ્ટા પર વિપુલતા અને ક્રેટરિંગ સાથે અસંગત છે, અને ચંદ્ર પરિણામો ક્રેટર વય નિર્ધારણમાં આંકડાકીય વિચલનો છે. નાઇસ મોડેલને અનુસરીને, વિશાળ ગ્રહો આખરે તેમના અંતિમ ભ્રમણકક્ષાના અર્ધ-મુખ્ય અક્ષો સુધી પહોંચે છે, અને બાકીની ગ્રહોની ડિસ્ક સાથે ગતિશીલ ઘર્ષણ તેમની વિષમતાઓને ઘટાડે છે અને યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષાઓને ફરીથી ગોળાકાર બનાવે છે. સિગાનિસ અને તેમના સાથીદારોના લગભગ 50 ટકા પ્રારંભિક નમૂનાઓમાં, નેપ્ચ્યુન અને યુરેનસ પણ સ્થાનોનું આદાનપ્રદાન કરે છે. જોકે, આવા આંકડાઓને ગતિશીલ રીતે અસ્તવ્યસ્ત પ્રણાલીમાં સંભાવના તરીકે અર્થઘટન કરી શકાતું નથી. જો કે, યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુનનું વિનિમય ડિસ્કમાં તેમની રચનાના નમૂનાઓ સાથે સુસંગત હશે, જેમાં સપાટીની ઘનતા હતી જે સૂર્યથી અંતર સાથે ઘટતી ગઈ હતી, ત્યાં કોઈ આકર્ષક દલીલ નથી કે ગ્રહના દળોએ ડિસ્કની ઘનતા રૂપરેખા શા માટે અનુસરવી જોઈએ. સૌરમંડળના લક્ષણો સૌરમંડળના ઇતિહાસની સિમ્યુલેટેડ લંબાઈ માટે વિવિધ પ્રારંભિક પરિસ્થિતિઓ સાથે સૌરમંડળના ગતિશીલ નમૂનાઓ સૌરમંડળમાં નાના પદાર્થોના વિવિધ વિતરણો ઉત્પન્ન કરે છે. ઓબ્જેક્ટ પરિવારોની વિવિધતાને તેમની સંબંધિત અવલોકન કરેલી વિપુલતામાં સમજાવવા માટે, સૌર મંડળ માટે પ્રારંભિક પરિસ્થિતિઓની વિશાળ શ્રેણી જરૂરી છે. પ્રારંભિક પરિસ્થિતિઓમાં આ વિવિધતા પછી મોડેલને અવ્યવહારુ અને શંકાસ્પદ બનાવે છે, કારણ કે પ્રારંભિક સૌર મંડળની માત્ર એક જ અનુભૂતિ થઈ શકે છેઃ તે અનુભૂતિએ નાના પદાર્થોના તમામ પરિવારોને તેમની અવલોકન વિપુલતામાં સમજાવવી જોઈએ. પ્રારંભિક સૌરમંડળના ઉત્ક્રાંતિના નમૂનાને સાબિત કરવું મુશ્કેલ છે, કારણ કે ઉત્ક્રાંતિનું સીધું નિરીક્ષણ કરી શકાતું નથી. જો કે, કોઈપણ ગતિશીલ મોડેલની સફળતાનો નિર્ણય સિમ્યુલેશનમાંથી વસ્તીની આગાહીઓને આ વસ્તીના ખગોળીય અવલોકનો સાથે સરખાવીને કરી શકાય છે. હાલમાં, વર્તમાન સૌરમંડળની રચનાને સમજાવતું કોઈ સંતોષકારક કમ્પ્યુટર મોડેલ નથી. ધ લેટ હેવી બોમ્બાર્ડમેન્ટ નાઇસ મોડેલની રજૂઆત માટેની મુખ્ય પ્રેરણા લેટ હેવી બોમ્બાર્ડમેન્ટ (એલ. એચ. બી.) ને સમજાવવાની છે, જે સૂર્યમંડળની રચનાના આશરે 600 મિલિયન વર્ષો પછી ચંદ્રની સપાટી અને પાર્થિવ ગ્રહો પર એસ્ટરોઇડની અસરો અને ખાડોની રચનામાં એક કાલ્પનિક ઉછાળો છે. જો કે, ચંદ્રના ખાડાઓની ઉંમર અંગેના નવા અભ્યાસો ક્રેટરિંગ રેકોર્ડમાં કોઈ ટોચ દર્શાવતા નથી, પરંતુ સમય સાથે ખાડાઓની સંખ્યામાં ઘાતાંકીય ઘટાડો દર્શાવે છે. આ ઉછાળો આંકડાકીય કલાકૃતિ હોઈ શકે છે, જેમાં અનુમાનિત વય વિતરણ, એલ. એચ. બી. માં સ્પષ્ટ શિખર બનાવવા માટે ચંદ્રની કટઓફ વય સાથે જોડાયેલી ખાડોની ઉંમરના નિર્ધારણ પર મર્યાદિત અનિશ્ચિતતા છે. (4) વેસ્ટાની સપાટી પર 40 થી 39 આર્ગોન આઇસોટોપ ગુણોત્તરના લેસર એબ્લેશન માઇક્રોપ્રોબના તાજેતરના માપન એલ. એચ. બી. સાથે નોંધપાત્ર તણાવમાં છે. નાઇસ મોડેલ એલ. એચ. બી. ને નીચે પ્રમાણે સમજાવશે. જ્યારે યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુન દ્વારા બાહ્ય ડિસ્ક વિક્ષેપિત થાય છે ત્યારે બરફીલા ગ્રહો ગ્રહને પાર કરતી ભ્રમણકક્ષાઓ પર વિખેરાયેલા હોય છે, જેના કારણે બરફીલા પદાર્થો દ્વારા અસરમાં તીવ્ર વધારો થાય છે. બાહ્ય ગ્રહોના સ્થળાંતરથી પણ આંતરિક સૌરમંડળમાં સરેરાશ ગતિ અને બિનસાંપ્રદાયિક પડઘો પડે છે. એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં આ એસ્ટરોઇડ્સની વિચિત્રતાઓને ઉત્તેજિત કરે છે જે તેમને ભ્રમણકક્ષાઓ પર લઈ જાય છે જે પાર્થિવ ગ્રહોને છેદે છે જે પથ્થરની વસ્તુઓ દ્વારા વધુ વિસ્તૃત સમયગાળાની અસર કરે છે અને તેના જથ્થાના આશરે 90 ટકા ભાગને દૂર કરે છે. ચંદ્ર સુધી પહોંચતા ગ્રહોની સંખ્યા એલ. એચ. બી. ના ક્રેટર રેકોર્ડ સાથે સુસંગત છે. જો કે, બાકીના એસ્ટરોઇડ્સનું અનુમાનિત ભ્રમણકક્ષા વિતરણ અવલોકનો સાથે મેળ ખાતું નથી. બાહ્ય સૌરમંડળમાં ગુરુના ચંદ્ર પરની અસરો ગેનીમેડના તફાવતને ટ્રિગર કરવા માટે પૂરતી છે પરંતુ કેલિસ્ટોની નહીં. શનિના આંતરિક ચંદ્ર પર બરફીલા ગ્રહોની અસરો અતિશય છે, જો કે, તેમના બરફના બાષ્પીભવનમાં પરિણમે છે. સૌરમંડળના પ્રારંભિક ઉત્ક્રાંતિમાં એક અનન્ય તબક્કા તરીકે એલ. એચ. બી. ની મજબૂત શંકાઓ પણ નાઇસ મોડેલની વિશ્વસનીયતાને નબળી પાડે છે. ટ્રોજન અને એસ્ટરોઇડ પટ્ટો ગુરુ અને શનિ 2:1 પ્રતિધ્વનિને પાર કર્યા પછી તેમનો સંયુક્ત ગુરુત્વાકર્ષણીય પ્રભાવ ટ્રોજન સહ-કક્ષીય પ્રદેશને અસ્થિર બનાવે છે, જે ગુરુ અને નેપ્ચ્યુનના L4 અને L5 લેગ્રેન્જ બિંદુઓમાં હાલના ટ્રોજન જૂથોને છટકી જવા અને બાહ્ય ગ્રહોની ડિસ્કમાંથી નવી વસ્તુઓને પકડવાની મંજૂરી આપે છે. ટ્રોજન સહ-કક્ષીય પ્રદેશમાં પદાર્થો લિબ્રેશનમાંથી પસાર થાય છે, જે L4 અને L5 બિંદુઓની સાપેક્ષમાં ચક્રીય રીતે વહે છે. જ્યારે ગુરુ અને શનિ નજીક હોય છે પરંતુ પ્રતિધ્વનિમાં નથી, ત્યારે ગુરુ તેમના પેરિહેલિયાના સંબંધમાં શનિને પસાર કરે છે તે સ્થાન ધીમે ધીમે પરિભ્રમણ કરે છે. જો આ પરિભ્રમણનો સમયગાળો ટ્રોજન લિબ્રેટના સમયગાળા સાથે પડઘો પાડે છે, તો જ્યાં સુધી તેઓ છટકી ન જાય ત્યાં સુધી લિબ્રેશનની શ્રેણી વધી શકે છે. જ્યારે આ ઘટના બને છે, ત્યારે ટ્રોજન સહ-કક્ષીય પ્રદેશ "ગતિશીલ રીતે ખુલ્લો" હોય છે અને પદાર્થો છટકી શકે છે અને તેમાં પ્રવેશ કરી શકે છે. આદિમ ટ્રોજન ભાગી જાય છે અને વિક્ષેપિત ગ્રહોની ડિસ્કમાંથી અસંખ્ય પદાર્થોનો એક અપૂર્ણાંક અસ્થાયી રૂપે તેમાં રહે છે. પાછળથી જ્યારે ગુરુ અને શનિની ભ્રમણકક્ષાનું વિભાજન વધે છે, ત્યારે ટ્રોજન પ્રદેશ "ગતિશીલ રીતે બંધ" થઈ જાય છે, અને ટ્રોજન પ્રદેશમાં ગ્રહો કબજે કરવામાં આવે છે, જેમાં આજે ઘણા બાકી છે. કબજે કરાયેલા ટ્રોજનમાં વિશાળ શ્રેણીના ઝોક હોય છે, જે વિશાળ ગ્રહો સાથેના તેમના વારંવારના મુકાબલાને કારણે અગાઉ સમજી શકાયા ન હતા. સિમ્યુલેટેડ વસ્તીનો લિબ્રેશન કોણ અને વિષમતા પણ ગુરુના ટ્રોજનની ભ્રમણકક્ષાના અવલોકનો સાથે મેળ ખાય છે. નાઇસ મોડેલની આ પદ્ધતિ એ જ રીતે નેપ્ચ્યુન ટ્રોજન પેદા કરે છે. ગુરુની સરેરાશ ગતિના પડઘાઓમાં મોટી સંખ્યામાં ગ્રહો પણ પકડાયા હશે કારણ કે ગુરુ અંદરની તરફ સ્થળાંતર કરે છે. જે લોકો ગુરુ સાથે 3ઃ2 પ્રતિધ્વનિમાં રહ્યા તેઓ હિલ્ડા પરિવારની રચના કરે છે. જ્યારે અન્ય પદાર્થો પ્રતિધ્વનિમાં હતા ત્યારે તેમની ઉત્કેન્દ્રતામાં ઘટાડો થયો હતો અને પ્રતિધ્વનિઓ અંદરની તરફ આગળ વધતા 2.6 એયુ કરતાં વધુ અંતર પર બાહ્ય એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં સ્થિર ભ્રમણકક્ષાઓ પર ભાગી ગયા હતા. આ કબજે કરેલી વસ્તુઓ પછી અથડામણના ધોવાણમાંથી પસાર થઈ હોત, જે વસ્તીને ધીમે ધીમે નાના ટુકડાઓમાં ગ્રાઇન્ડીંગ કરતી હતી જે પછી યાર્કોવ્સ્કી અસરને આધિન હોઈ શકે છે, જે નાની વસ્તુઓને અસ્થિર પડઘો તરફ દોરી જાય છે, અને પોઇન્ટિંગ-રોબર્ટસન ખેંચાણ તરફ દોરી જાય છે જે નાના અનાજને સૂર્ય તરફ ખસેડવા માટેનું કારણ બને છે. આ પ્રક્રિયાઓએ એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં રોપાયેલા મૂળ જથ્થાના 90 ટકાથી વધુ ભાગને દૂર કર્યો હોઈ શકે છે. આ ધોવાણ પછી આ સિમ્યુલેટેડ વસ્તીનું કદ આવર્તન વિતરણ અવલોકનો સાથે ઉત્તમ સમજૂતીમાં છે. આ સમજૂતી સૂચવે છે કે જ્યુપિટર ટ્રોજન, હિલ્ડા અને સ્પેક્ટ્રલ ડી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સ, બાહ્ય એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં કેટલીક વસ્તુઓ, આ કેપ્ચર અને ધોવાણ પ્રક્રિયામાંથી અવશેષ ગ્રહો છે. દ્વાર્ફ ગ્રહ કુઇપર-બેલ્ટ ઓબ્જેક્ટ હોઈ શકે છે જે આ પ્રક્રિયા દ્વારા કબજે કરવામાં આવ્યો હતો. તાજેતરમાં શોધાયેલા કેટલાક ડી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સમાં અર્ધ-મુખ્ય અક્ષો <2.5 એયુ છે, જે મૂળ નાઇસ મોડેલમાં પકડવામાં આવશે તેના કરતા વધુ નજીક છે. બાહ્ય-પ્રણાલી ઉપગ્રહો પરંપરાગત પદ્ધતિઓ દ્વારા કબજે કરાયેલા અનિયમિત ઉપગ્રહોની કોઈપણ મૂળ વસ્તી, જેમ કે એક્રીશન ડિસ્કમાંથી ખેંચાણ અથવા અસરો, વૈશ્વિક પ્રણાલીની અસ્થિરતાના સમયે ગ્રહો વચ્ચેના મુકાબલો દરમિયાન ખોવાઈ જશે. નાઇસ મોડેલમાં, યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુન ગ્રહોની ડિસ્કમાં પ્રવેશ્યા પછી અને તેમાં વિક્ષેપ પાડ્યા પછી બાહ્ય ગ્રહો મોટી સંખ્યામાં ગ્રહો સામે આવે છે. ગ્રહો વચ્ચેની અથડામણ દરમિયાન આ ગ્રહો દ્વારા ત્રિપક્ષીય ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ દ્વારા આ ગ્રહો દ્વારા ગ્રહોનો એક અપૂર્ણાંક પકડવામાં આવે છે. બરફના વિશાળ ગ્રહ દ્વારા કોઈ પણ ગ્રહને પકડવાની સંભાવના પ્રમાણમાં વધારે છે, જે 10−7 જેટલી છે. આ નવા ઉપગ્રહો લગભગ કોઈપણ ખૂણા પર કબજે કરી શકાય છે, તેથી શનિ, યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુનના નિયમિત ઉપગ્રહોથી વિપરીત, તેઓ ગ્રહોના વિષુવવૃત્તીય વિમાનોમાં ભ્રમણ કરે તે જરૂરી નથી. કેટલાક અનિયમિત ગ્રહો વચ્ચે પણ આદાનપ્રદાન થયું હોઈ શકે છે. પરિણામી અનિયમિત ભ્રમણકક્ષાઓ અવલોકન કરાયેલ વસ્તીના અર્ધ મુખ્ય અક્ષો, ઝોક અને વિષમતાઓ સાથે સારી રીતે મેળ ખાય છે. આ કબજે કરેલા ઉપગ્રહો વચ્ચે અનુગામી અથડામણથી આજે જોવા મળતા શંકાસ્પદ અથડામણવાળા પરિવારો સર્જાયા હોઈ શકે છે. આ અથડામણો વર્તમાન કદના વિતરણમાં વસ્તીને ભૂંસી નાખવા માટે પણ જરૂરી છે. નેપ્ચ્યુનનો સૌથી મોટો ચંદ્ર ટ્રાઇટનને સમજાવી શકાય છે જો તે દ્વિસંગી ગ્રહના વિક્ષેપને સંડોવતા ત્રણ-શરીરની ક્રિયાપ્રતિક્રિયામાં પકડવામાં આવ્યો હોય. જો ટ્રાઇટન દ્વિસંગીનું નાનું સભ્ય હોત તો આવા દ્વિસંગી વિક્ષેપની શક્યતા વધુ હશે. જો કે, પ્રારંભિક સૌરમંડળમાં ટ્રાઇટનનો કબજો થવાની સંભાવના વધુ હશે જ્યારે ગેસ ડિસ્ક સંબંધિત વેગને ઘટાડશે, અને દ્વિસંગી વિનિમય પ્રતિક્રિયાઓએ સામાન્ય રીતે મોટી સંખ્યામાં નાના અનિયમિત પુરવઠો પૂરો પાડ્યો ન હોત. બાહ્ય સૌરમંડળના અન્ય પાસાઓને પુનઃઉત્પાદિત કરનારા પ્રારંભિક નાઇસ મોડેલ સિમ્યુલેશનમાં ગુરુના અનિયમિતોના અનુચરને સમજાવવા માટે ગુરુ અને અન્ય ગ્રહો વચ્ચે પૂરતી ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ નહોતી. આ સૂચવે છે કે કાં તો તે ગ્રહ માટે બીજી પદ્ધતિ કાર્યરત હતી, અથવા પ્રારંભિક સિમ્યુલેશન વિશાળ ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાની ઉત્ક્રાંતિનું પુનઃઉત્પાદન કરતું ન હતું. કુઇપર પટ્ટાની રચના સૌરમંડળના સૌથી બાહ્ય પ્રદેશોના અસ્તિત્વ અને ગુણધર્મોને ધ્યાનમાં લેવા માટે બાહ્ય ગ્રહોના સ્થળાંતર પણ જરૂરી છે. મૂળરૂપે, કુઇપર પટ્ટો વધુ ગાઢ અને સૂર્યની નજીક હતો, જેની બાહ્ય ધાર આશરે 30 એયુ હતી. તેની આંતરિક ધાર યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષાની બહાર જ હોત, જે રચના વખતે સૂર્યની ઘણી નજીક હતી (મોટે ભાગે 15-20 અઉની શ્રેણીમાં), અને વિરુદ્ધ સ્થળોએ, યુરેનસ નેપ્ચ્યુન કરતાં સૂર્યથી વધુ દૂર હતું. ગ્રહો વચ્ચે ગુરુત્વાકર્ષણીય અથડામણો નેપ્ચ્યુનને ~ 28 એયુની અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ અને 0.40 જેટલી ઊંચી વિષમતા સાથે ગ્રહોની ડિસ્કમાં બહારની તરફ વેરવિખેર કરે છે. નેપ્ચ્યુનની ઊંચી વિષમતા તેના સરેરાશ-ગતિના પ્રતિધ્વનિઓને ઓવરલેપ કરે છે અને નેપ્ચ્યુન અને તેના 2:1 સરેરાશ ગતિના પ્રતિધ્વનિ વચ્ચેના પ્રદેશમાં ભ્રમણકક્ષાઓ અસ્તવ્યસ્ત બની જાય છે. આ સમયે નેપ્ચ્યુન અને પ્લેનેટેસિમલ ડિસ્કની ધાર વચ્ચેના પદાર્થોની ભ્રમણકક્ષાઓ આ પ્રદેશની અંદર સ્થિર ઓછી-કેન્દ્રિત ભ્રમણકક્ષાઓ પર બહારની તરફ વિકસિત થઈ શકે છે. જ્યારે નેપ્ચ્યુનની વિષમતા ગતિશીલ ઘર્ષણથી ભીની થાય છે ત્યારે તેઓ આ ભ્રમણકક્ષાઓ પર ફસાઈ જાય છે. આ પદાર્થો ગતિશીલ રીતે ઠંડા પટ્ટાની રચના કરે છે, કારણ કે તેઓ નેપ્ચ્યુન સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરે છે તે ટૂંકા સમય દરમિયાન તેમનો ઝુકાવ નાનો રહે છે. પાછળથી, જેમ જેમ નેપ્ચ્યુન નીચી વિષમતા ભ્રમણકક્ષા પર બહારની તરફ સ્થળાંતર કરે છે, તેમ તેમ જે પદાર્થો બહારથી વેરવિખેર થઈ ગયા છે તે તેના પ્રતિધ્વનિમાં કેદ થઈ જાય છે અને કોઝાઈ પદ્ધતિને કારણે તેમની વિષમતાઓમાં ઘટાડો થઈ શકે છે અને તેમના વલણમાં વધારો થઈ શકે છે, જેનાથી તેઓ સ્થિર ઉચ્ચ-ઝોક ભ્રમણકક્ષાઓ પર છટકી શકે છે. અન્ય પદાર્થો પ્રતિધ્વનિમાં કેદ રહે છે, જે પ્લુટિનો અને અન્ય પ્રતિધ્વનિત વસ્તી બનાવે છે. આ બે વસ્તી ગતિશીલ રીતે ગરમ હોય છે, જેમાં ઉચ્ચ ઝુકાવ અને વિચિત્રતા હોય છે; તેમના બહારની તરફ વિખેરાયેલા હોવાને કારણે અને લાંબા સમય સુધી આ પદાર્થો નેપ્ચ્યુન સાથે ક્રિયાપ્રતિક્રિયા કરે છે. નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષાની આ ઉત્ક્રાંતિ પ્રતિધ્વનિત અને બિન-પ્રતિધ્વનિત વસ્તી બંને ઉત્પન્ન કરે છે, નેપ્ચ્યુનના 2:1 પ્રતિધ્વનિ પર બાહ્ય ધાર, અને મૂળ ગ્રહોની ડિસ્કને સંબંધિત એક નાનું દળ. નેપ્ચ્યુન બહારની તરફ વિખેરાઈ જવાને કારણે અન્ય મોડેલોમાં નીચા વલણવાળા પ્લુટિનોની અતિશયતા ટાળવામાં આવે છે, જેના કારણે તેની 3ઃ2 પ્રતિધ્વનિ ગ્રહોની ડિસ્કની મૂળ ધારની બહાર રહે છે. વિવિધ પ્રારંભિક સ્થાનો, મુખ્યત્વે બાહ્ય ડિસ્કમાંથી ઉદ્ભવતા ઠંડા શાસ્ત્રીય પદાર્થો સાથે, અને કેપ્ચર પ્રક્રિયાઓ, દ્વિ-મોડલ વલણ વિતરણ અને રચનાઓ સાથે તેના સહસંબંધ માટે સ્પષ્ટતા પ્રદાન કરે છે. જો કે, નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષાની આ ઉત્ક્રાંતિ ભ્રમણકક્ષાના વિતરણની કેટલીક લાક્ષણિકતાઓ માટે જવાબદાર નથી. તે શાસ્ત્રીય કુઇપર પટ્ટાના પદાર્થની ભ્રમણકક્ષામાં અવલોકન કરતાં વધુ સરેરાશ વિષમતા (0.10-0.13 વિરુદ્ધ 0.07) ની આગાહી કરે છે અને તે પૂરતા પ્રમાણમાં ઉચ્ચ-ઝોક ધરાવતી વસ્તુઓનું ઉત્પાદન કરતું નથી. તે ઠંડી વસ્તીમાં ભૂખરા પદાર્થોની સ્પષ્ટ સંપૂર્ણ ગેરહાજરીને પણ સમજાવી શકતું નથી, જો કે એવું સૂચવવામાં આવ્યું છે કે રંગ તફાવતો સંપૂર્ણપણે આદિકાળની રચનામાં તફાવતોને બદલે સપાટીની ઉત્ક્રાંતિ પ્રક્રિયાઓમાંથી અંશતઃ ઉદ્ભવે છે. નાઇસ મોડેલમાં આગાહી કરવામાં આવેલી સૌથી ઓછી-કેન્દ્રિત વસ્તુઓની અછત સૂચવી શકે છે કે ઠંડી વસ્તી મૂળ સ્થાને રચાય છે. તેમની જુદી જુદી ભ્રમણકક્ષાઓ ઉપરાંત ગરમ અને ઠંડી વસ્તીમાં જુદા જુદા રંગો હોય છે. ઠંડીની વસ્તી ગરમ કરતાં નોંધપાત્ર રીતે લાલ હોય છે, જે સૂચવે છે કે તેની રચના અલગ હોય છે અને તે અલગ પ્રદેશમાં રચાય છે. ઠંડી વસ્તીમાં ઢીલી રીતે બંધાયેલી ભ્રમણકક્ષાઓ સાથે મોટી સંખ્યામાં દ્વિસંગી પદાર્થોનો પણ સમાવેશ થાય છે જે નેપ્ચ્યુન સાથે નજીકના મુકાબલામાં ટકી રહેવાની શક્યતા નથી. જો ઠંડી વસ્તી તેના વર્તમાન સ્થાન પર રચાય છે, તો તેને જાળવી રાખવા માટે જરૂરી છે કે નેપ્ચ્યુનની વિષમતા ઓછી રહે, અથવા તેની પેરિહેલિયન તેની અને યુરેનસ વચ્ચેની મજબૂત ક્રિયાપ્રતિક્રિયાને કારણે ઝડપથી આગળ વધે. 50 એયુ કરતા વધુ અર્ધ-મુખ્ય અક્ષ સાથે ભ્રમણકક્ષાઓ પર નેપ્ચ્યુન દ્વારા બહારની તરફ વેરવિખેર થયેલ સ્કેટર્ડ ડિસ્ક અને ઊર્ટ ક્લાઉડ ઓબ્જેક્ટ્સને વેરવિખેર ડિસ્કની પ્રતિધ્વનિત વસ્તી બનાવતા પ્રતિધ્વનિમાં પકડી શકાય છે, અથવા જો પ્રતિધ્વનિમાં તેમની વિષમતા ઓછી થાય તો તેઓ છટકી શકે છે જ્યારે નેપ્ચ્યુન સ્થળાંતર કરી રહ્યું હોય ત્યારે વેરવિખેર ડિસ્કમાં સ્થિર ભ્રમણકક્ષાઓ પર પ્રતિધ્વનિમાંથી છટકી શકે છે. જ્યારે નેપ્ચ્યુનની ઉત્કેન્દ્રતા મોટી હોય છે ત્યારે તેનો ફેલિયન તેની વર્તમાન ભ્રમણકક્ષાની બહાર પણ પહોંચી શકે છે. જે પદાર્થો આ સમયે નેપ્ચ્યુનની નજીક અથવા તેના કરતા મોટા પેરિહેલિયા પ્રાપ્ત કરે છે તે નેપ્ચ્યુનથી અલગ થઈ શકે છે જ્યારે તેની વિષમતા તેના એફેલિયનને ઘટાડીને ભીની થઈ જાય છે, જે તેમને વેરવિખેર ડિસ્કમાં સ્થિર ભ્રમણકક્ષા પર છોડી દે છે. યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુન દ્વારા મોટી ભ્રમણકક્ષાઓ (આશરે 5,000 એયુ) પર બહારની તરફ વિખેરાયેલા પદાર્થો આકાશગંગાના ભરતી દ્વારા ઊભા થઈ શકે છે, જે તેમને મધ્યમ ઝુકાવ સાથે આંતરિક ઊર્ટ વાદળ બનાવતા ગ્રહોના પ્રભાવથી અલગ કરી શકે છે. અન્ય જે વધુ મોટી ભ્રમણકક્ષાઓ સુધી પહોંચે છે તે નજીકના તારાઓ દ્વારા વિક્ષેપિત થઈ શકે છે જે આઇસોટ્રોપિક ઝુકાવ સાથે બાહ્ય ઊર્ટ વાદળ બનાવે છે. ગુરુ અને શનિ દ્વારા વિખેરાયેલા પદાર્થો સામાન્ય રીતે સૌરમંડળમાંથી બહાર કાઢવામાં આવે છે. પ્રારંભિક પ્લેનેટેસિમલ ડિસ્કના કેટલાક ટકા આ જળાશયોમાં જમા થઈ શકે છે. ફેરફારો નાઇસ મોડેલ તેના પ્રારંભિક પ્રકાશનથી સંખ્યાબંધ ફેરફારોમાંથી પસાર થયું છે. કેટલાક ફેરફારો સૌર મંડળની રચનાની વધુ સારી સમજણને પ્રતિબિંબિત કરે છે જ્યારે અન્ય ફેરફારો તેની આગાહીઓ અને અવલોકનો વચ્ચે નોંધપાત્ર તફાવતોની ઓળખ થયા પછી કરવામાં આવ્યા હતા. પ્રારંભિક સૌરમંડળના હાઇડ્રોડાયનેમિકલ નમૂનાઓ સૂચવે છે કે વિશાળ ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાઓ એકરૂપ થશે જેના પરિણામે તેઓ પ્રતિધ્વનિઓની શ્રેણીમાં સમાવિષ્ટ થશે. અનિશ્ચિતતા પહેલાં ગુરુ અને શનિનો 2:1 પ્રતિધ્વનિ તરફનો ધીમો અભિગમ અને પછીથી તેમની ભ્રમણકક્ષાઓનું સરળ વિભાજન પણ વ્યાપક બિનસાંપ્રદાયિક પ્રતિધ્વનિઓને કારણે આંતરિક સૌરમંડળમાં પદાર્થોની ભ્રમણકક્ષાઓને બદલવા માટે દર્શાવવામાં આવ્યું હતું. પ્રથમ મંગળની ભ્રમણકક્ષામાં પરિણમી શકે છે જે અન્ય પાર્થિવ ગ્રહોને પાર કરીને આંતરિક સૌર મંડળને અસ્થિર કરી શકે છે. જો પ્રથમ ટાળવામાં આવ્યું હોત તો પછીનું હજી પણ મોટા વિષમતાઓ સાથે પાર્થિવ ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાઓ છોડી દેશે. એસ્ટરોઇડ પટ્ટાના ભ્રમણકક્ષાના વિતરણમાં પણ ફેરફાર કરવામાં આવશે અને તેને ઉચ્ચ ઝોકવાળા પદાર્થોની અધિકતા સાથે છોડી દેવામાં આવશે. આગાહીઓ અને અવલોકનો વચ્ચેના અન્ય તફાવતોમાં ગુરુ દ્વારા થોડા અનિયમિત ઉપગ્રહોને પકડવા, શનિના આંતરિક ચંદ્રમાંથી બરફનું બાષ્પીભવન, કુઇપર પટ્ટામાં પકડાયેલા ઉચ્ચ ઝોકવાળા પદાર્થોની અછત અને આંતરિક એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં ડી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સની તાજેતરની શોધનો સમાવેશ થાય છે. નાઇસ મોડેલમાં પ્રથમ ફેરફારો વિશાળ ગ્રહોની પ્રારંભિક સ્થિતિ હતી. હાઇડ્રોડાયનેમિકલ મોડેલ્સનો ઉપયોગ કરીને ગેસ ડિસ્કમાં પરિભ્રમણ કરતા ગ્રહોની વર્તણૂકની તપાસ દર્શાવે છે કે વિશાળ ગ્રહો સૂર્ય તરફ સ્થળાંતર કરશે. જો સ્થળાંતર ચાલુ રહ્યું હોત તો તેના પરિણામે ગુરુ સૂર્યની નજીક પરિભ્રમણ કરી રહ્યો હોત, જેમ કે તાજેતરમાં શોધાયેલા એક્સોપ્લેનેટ જે ગરમ ગુરુ તરીકે ઓળખાય છે. ગુરુ સાથે પ્રતિધ્વનિમાં શનિનો કબજો આને અટકાવે છે, જો કે, અને અન્ય ગ્રહો પાછળથી કબજે કરવાથી ગુરુ અને શનિ સાથે તેમના 3ઃ2 પ્રતિધ્વનિમાં ચાર ગણો પ્રતિધ્વનિ ગોઠવણીમાં પરિણમે છે. આ પ્રતિધ્વનિના વિલંબિત વિક્ષેપ માટે એક પદ્ધતિ પણ પ્રસ્તાવિત કરવામાં આવી હતી. બાહ્ય ડિસ્કમાં પ્લુટો-દળવાળા પદાર્થો સાથે ગુરુત્વાકર્ષણીય અથડામણો તેમની ભ્રમણકક્ષાઓને હલાવી દેશે, જેના કારણે વિષમતાઓમાં વધારો થશે, અને તેમની ભ્રમણકક્ષાઓના જોડાણ દ્વારા, વિશાળ ગ્રહોના આંતરિક સ્થળાંતર થશે. આ આંતરિક સ્થળાંતર દરમિયાન બિનસાંપ્રદાયિક પ્રતિધ્વનિઓને પાર કરવામાં આવશે જેણે ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાની વિચિત્રતામાં ફેરફાર કર્યો અને ચાર ગણો પ્રતિધ્વનિ વિક્ષેપિત કર્યો. પછી મૂળ નાઇસ મોડેલ જેવી જ મોડી અસ્થિરતા અનુસરે છે. મૂળ નાઇસ મોડેલથી વિપરીત આ અસ્થિરતાનો સમય ગ્રહોની પ્રારંભિક ભ્રમણકક્ષાઓ અથવા બાહ્ય ગ્રહ અને ગ્રહોની ડિસ્ક વચ્ચેના અંતર પ્રત્યે સંવેદનશીલ નથી. પ્રતિધ્વનિત ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાઓ અને આ લાંબા અંતરની ક્રિયાપ્રતિક્રિયાઓ દ્વારા પેદા થયેલી મોડી અસ્થિરતાના સંયોજનને નાઇસ 2 મોડેલ તરીકે ઓળખવામાં આવ્યું હતું. બીજો ફેરફાર એ જરૂરી હતો કે બરફના દિગ્ગજોમાંથી એક ગુરુ ગ્રહનો સામનો કરે, જેના કારણે તેની અર્ધ-મુખ્ય ધરી કૂદી પડે. આ જમ્પિંગ-જ્યુપિટર દૃશ્યમાં, એક બરફનો વિશાળ ગ્રહ શનિનો સામનો કરે છે અને ગુરુને પાર કરતી ભ્રમણકક્ષા પર અંદરની તરફ વિખેરાઈ જાય છે, જેના કારણે શનિની ભ્રમણકક્ષા વિસ્તરે છે; પછી ગુરુનો સામનો કરે છે અને બહારની તરફ વિખેરાઈ જાય છે, જેના કારણે ગુરુની ભ્રમણકક્ષા સંકોચાય છે. આના પરિણામે ગુરુ અને શનિની ભ્રમણકક્ષાઓ સરળતાથી અલગ થવાને બદલે તબક્કાવાર અલગ પડે છે. ગુરુ અને શનિની ભ્રમણકક્ષાઓનું તબક્કાવાર વિભાજન આંતરિક સૌરમંડળમાં બિનસાંપ્રદાયિક પ્રતિધ્વનિઓના ધીમા પ્રવાહને ટાળે છે જે પાર્થિવ ગ્રહોની વિચિત્રતામાં વધારો કરે છે અને એસ્ટરોઇડ પટ્ટાને ઉચ્ચ-થી-નીચા-વલણવાળા પદાર્થોના અતિશય ગુણોત્તર સાથે છોડી દે છે. આ મોડેલમાં બરફના વિશાળ અને ગુરુ વચ્ચેની અથડામણ ગુરુને તેના પોતાના અનિયમિત ઉપગ્રહો પ્રાપ્ત કરવાની મંજૂરી આપે છે. જ્યારે ગુરુની અર્ધ-મુખ્ય ધરી કૂદી પડે છે ત્યારે ગુરુના ટ્રોજનને પણ આ અથડામણ પછી પકડવામાં આવે છે અને, જો બરફનો વિશાળ ભાગ ત્રોજનને વિખેરતા લિબ્રેશન પોઇન્ટમાંથી પસાર થાય છે, તો એક વસ્તી બીજાની તુલનામાં ક્ષીણ થઈ જાય છે. એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં બિનસાંપ્રદાયિક પડઘો ઝડપથી પસાર થવાથી તેના કેન્દ્રમાંથી એસ્ટરોઇડ્સના નુકસાનને મર્યાદિત કરે છે. તેના બદલે લેટ હેવી બોમ્બાર્ડમેન્ટના મોટાભાગના ખડકાળ પ્રભાવકો આંતરિક વિસ્તરણમાંથી ઉદ્દભવે છે જે જ્યારે વિશાળ ગ્રહો તેમની વર્તમાન સ્થિતિ સુધી પહોંચે છે ત્યારે વિક્ષેપિત થાય છે, જેમાં હંગેરીયા એસ્ટરોઇડ્સ તરીકે અવશેષો બાકી છે. જ્યારે તે એસ્ટરોઇડ પટ્ટાને પાર કરી રહ્યું હોય ત્યારે બરફના વિશાળ સાથે અથડામણ દરમિયાન કેટલાક ડી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સ આંતરિક એસ્ટરોઇડ પટ્ટામાં, 2.5 એયુની અંદર જડિત થાય છે. ફાઇવ-પ્લેનેટ નાઇસ મોડેલ ગુરુ ગ્રહનો સામનો કરી રહેલા વિશાળ બરફના સિમ્યુલેશનમાં વારંવાર બહાર નીકળવાના કારણે ડેવિડ નેસ્વોર્ની અને અન્યોએ પાંચ વિશાળ ગ્રહો સાથે પ્રારંભિક સૌર મંડળની ધારણા કરી છે, જેમાંથી એક અસ્થિરતા દરમિયાન બહાર નીકળી ગયું હતું. આ પાંચ ગ્રહ નાઇસ મોડેલ 3:2,3:2,2:1,3:2 પ્રતિધ્વનિત સાંકળમાં વિશાળ ગ્રહોથી શરૂ થાય છે, જેની બહાર ગ્રહોની ડિસ્ક પરિભ્રમણ કરે છે. પ્રતિધ્વનિત સાંકળના ભંગાણ પછી નેપ્ચ્યુન ગ્રહો વચ્ચે અથડામણ શરૂ થાય તે પહેલાં 28 એયુ સુધી પહોંચતા ગ્રહોની ડિસ્કમાં બહારની તરફ સ્થળાંતર કરે છે. આ પ્રારંભિક સ્થળાંતર બાહ્ય ડિસ્કના જથ્થાને ઘટાડે છે જે ગુરુની વિષમતા જાળવી રાખવા માટે સક્ષમ બનાવે છે અને એક ઝોક વિતરણ સાથે કુઇપર પટ્ટું ઉત્પન્ન કરે છે જે નિરીક્ષણો સાથે મેળ ખાય છે જો તે સ્થળાંતર શરૂ થયું ત્યારે 20 પૃથ્વી-સમૂહ ગ્રહોની ડિસ્કમાં રહ્યા હતા. અસ્થિરતા દરમિયાન નેપ્ચ્યુનની વિષમતા ઓછી રહી શકે છે કારણ કે તે માત્ર બહાર નીકળેલા બરફના વિશાળ પટ્ટાનો સામનો કરે છે, જે મૂળ સ્થાને ઠંડા-શાસ્ત્રીય પટ્ટાને સાચવવાની મંજૂરી આપે છે. પ્લુટો-માસ્ડ ઓબ્જેક્ટ્સ દ્વારા ઝોક અને વિચિત્રતાના ઉત્તેજના સાથે સંયોજનમાં નીચલા માસ પ્લેનેટેસિમલ પટ્ટો પણ શનિના આંતરિક ચંદ્ર દ્વારા બરફના નુકસાનને નોંધપાત્ર રીતે ઘટાડે છે. નાઇસ 2 મોડેલમાં પ્રતિધ્વનિ સાંકળના મોડા ભંગાણ અને અસ્થિરતા પહેલાં નેપ્ચ્યુનનું 28 એયુ સ્થળાંતરની શક્યતા ઓછી છે. પ્રતિધ્વનિમાંથી વહેલા છૂટ્યા પછી લાખો વર્ષોમાં ધૂળથી ચાલતા ધીમા સ્થળાંતર દ્વારા આ અંતરને દૂર કરી શકાય છે. તાજેતરના એક અભ્યાસમાં જાણવા મળ્યું છે કે પાંચ ગ્રહોના નાઇસ મોડેલમાં પાર્થિવ ગ્રહોની ભ્રમણકક્ષાઓનું પુનઃઉત્પાદન કરવાની આંકડાકીય રીતે ઓછી સંભાવના છે. જો કે આ સૂચવે છે કે સ્થલીય ગ્રહોની રચના પહેલાં અસ્થિરતા આવી હતી અને તે અંતમાં ભારે તોપમારાનો સ્ત્રોત ન હોઈ શકે, પ્રારંભિક અસ્થિરતાનો ફાયદો ગુરુ અને શનિના અર્ધ-મુખ્ય અક્ષમાં મોટા કૂદકા દ્વારા ઘટાડવામાં આવે છે જે એસ્ટરોઇડ પટ્ટાને જાળવવા માટે જરૂરી છે. આ પણ જુઓ સૌરમંડળની રચના અને ઉત્ક્રાંતિ ગ્રાન્ડ ટેક પૂર્વધારણા જમ્પિંગ-જ્યુપિટર દૃશ્ય લેટ હેવી બોમ્બાર્ડમેન્ટ પ્લેનેટરી સ્થળાંતર સંદર્ભો બાહ્ય કડીઓ નાઇસ મોડેલનું એનિમેશન સૌરમંડળની મૂંઝવણોનું નિરાકરણ સરળ છેઃ યુરેનસ અને નેપ્ચ્યુનની સ્થિતિને ફક્ત પલટી-ફ્લોપ કરો "સૌરમંડળના ગતિશીલ સિદ્ધાંતો 2005 ફ્રાન્સમાં નાઇસ એસ્ટ્રોનોમીમાં વિજ્ઞાનમાં 21મી સદીની રજૂઆત 2005