Nice model
नीस () मॉडल सौर मंडल के गतिशील विकास के लिए एक परिदृश्य है। इसका नाम कोट डी 'अज़ूर वेधशाला के स्थान के लिए रखा गया है-जहां इसे शुरू में 2005 में नीस, फ्रांस में विकसित किया गया था। यह प्रारंभिक प्रोटोप्लानेटरी डिस्क के नष्ट होने के लंबे समय बाद, विशाल ग्रहों के प्रारंभिक कॉम्पैक्ट विन्यास से उनकी वर्तमान स्थिति में प्रवास का प्रस्ताव करता है। इस तरह, यह सौर मंडल के गठन के पहले के मॉडल से अलग है। इस ग्रहों के प्रवास का उपयोग सौर मंडल के गतिशील अनुकरणों में आंतरिक सौर मंडल की देर से भारी बमबारी, ऊर्ट बादल का गठन, और कुइपर बेल्ट, नेपच्यून और बृहस्पति ट्रोजन जैसे छोटे सौर मंडल निकायों की आबादी के अस्तित्व और नेपच्यून के प्रभुत्व वाली कई प्रतिध्वनित ट्रांस-नेपच्यूनियन वस्तुओं सहित ऐतिहासिक घटनाओं की व्याख्या करने के लिए किया जाता है। नाइस मॉडल का मूल केंद्र वैज्ञानिकों के एक अंतरराष्ट्रीय सहयोग से 2005 में सामान्य विज्ञान पत्रिका नेचर में प्रकाशित शोध पत्रों का एक तिगुना है। इन प्रकाशनों में, चार लेखकों ने प्रस्ताव दिया कि आदिम सौर मंडल डिस्क की गैस और धूल के अपव्यय के बाद, चार विशाल ग्रह (बृहस्पति, शनि, यूरेनस और नेपच्यून) मूल रूप से ~ 5.5 और ~ 17 खगोलीय इकाइयों (ए. यू.) के बीच निकट-गोलाकार कक्षाओं में पाए गए थे, जो वर्तमान की तुलना में बहुत अधिक निकट दूरी पर और सघन थे। पृथ्वी के लगभग 35 द्रव्यमान वाले छोटे चट्टान और बर्फ ग्रहों की एक बड़ी, घनी डिस्क सबसे बाहरी विशाल ग्रह की कक्षा से लगभग 35 एयू तक फैली हुई है। नीस मॉडल के अनुसार, ग्रह प्रणाली निम्नलिखित तरीके से विकसित हुईः डिस्क के आंतरिक किनारे पर ग्रह कभी-कभी सबसे बाहरी विशाल ग्रह के साथ गुरुत्वाकर्षण मुठभेड़ों से गुजरते हैं, जो ग्रहों की कक्षाओं को बदल देते हैं। ग्रह अपने सामने आने वाले अधिकांश छोटे बर्फीले पिंडों को अंदर की ओर बिखेरता है, जो बदले में ग्रह को प्रतिक्रिया में बाहर की ओर ले जाता है क्योंकि यह बिखरे हुए वस्तुओं से कोणीय गति प्राप्त करता है। भीतर की ओर विक्षेपित ग्रह क्रमिक रूप से यूरेनस, नेपच्यून और शनि का सामना करते हैं, जो एक ही प्रक्रिया से बारी-बारी से बाहर की ओर बढ़ते हैं। सूक्ष्म गति के बावजूद गति के प्रत्येक आदान-प्रदान से उत्पन्न होता है, संचयी रूप से ये ग्रहों का सामना ग्रहों की कक्षाओं को महत्वपूर्ण मात्रा में स्थानांतरित (पलायन) करता है। यह प्रक्रिया तब तक जारी रहती है जब तक कि ग्रह सबसे भीतरी और सबसे विशाल विशाल ग्रह, बृहस्पति के साथ बातचीत नहीं करते हैं, जिसका विशाल गुरुत्वाकर्षण उन्हें अत्यधिक अण्डाकार कक्षाओं में भेजता है या उन्हें सौर मंडल से सीधे बाहर निकाल देता है। इसके विपरीत, बृहस्पति थोड़ा अंदर की ओर बढ़ने का कारण बनता है। कक्षीय मुठभेड़ों की कम दर उस दर को नियंत्रित करती है जिस पर ग्रह-ग्रह डिस्क से खो जाते हैं, और प्रवास की संबंधित दर। कई सैकड़ों लाखों वर्षों के धीमे, क्रमिक प्रवास के बाद, बृहस्पति और शनि, दो सबसे विशाल ग्रह, अपने पारस्परिक 1:2 माध्य-गति अनुनाद को पार करते हैं। यह अनुनाद उनकी कक्षीय विलक्षणताओं को बढ़ाता है, जिससे पूरी ग्रह प्रणाली अस्थिर हो जाती है। विशाल ग्रहों की व्यवस्था जल्दी और नाटकीय रूप से बदल जाती है। बृहस्पति शनि को अपनी वर्तमान स्थिति की ओर ले जाता है, और यह स्थानांतरण शनि और दो बर्फ के दिग्गजों के बीच पारस्परिक गुरुत्वाकर्षण का कारण बनता है, जो नेपच्यून और यूरेनस को बहुत अधिक विलक्षण कक्षाओं में ले जाता है। ये बर्फ के दिग्गज तब ग्रहों की डिस्क में जुताई करते हैं, बाहरी सौर मंडल में अपनी पूर्व स्थिर कक्षाओं से दसियों हज़ार ग्रहों को बिखेरते हैं। यह व्यवधान लगभग पूरी तरह से आदिम डिस्क को बिखेर देता है, जिससे इसके द्रव्यमान का 99 प्रतिशत भाग समाप्त हो जाता है। यद्यपि परिदृश्य एक घनी ट्रांस-नेप्च्यूनियन आबादी की अनुपस्थिति की व्याख्या करता है, वैकल्पिक मॉडल जो ट्रांस-सैटर्नियन क्षुद्रग्रहों की समान कमी को प्राप्त करते हैं, लेकिन ग्रह प्रवास या अराजक अनुनाद के बिना प्रस्तावित किए गए हैं। नीस मॉडल की गणना का विवरण ग्रहों और क्षुद्रग्रहों के बीच अराजक बातचीत के प्रति संवेदनशील है। इस तरह की गणनाएँ संख्यात्मक त्रुटियों से कुख्यात हैं, विशेष रूप से राउंड-ऑफ और समय विवेचनात्मक त्रुटियों में। मूल रूप से यह सोचा गया था कि मॉडल कुछ ग्रहों को आंतरिक सौर मंडल में फेंक देगा, जिससे स्थलीय ग्रहों पर प्रभावों का अचानक प्रवाह होगाः लेट हैवी बॉम्बार्डमेंट। हाल ही में, हालांकि, यह प्रदर्शित किया कि देर से भारी बमबारी वेस्टा पर प्रचुरता और क्रेटरिंग के साथ असंगत है, और यह कि चंद्र परिणाम क्रेटर आयु निर्धारण में एक सांख्यिकीय विचलन हैं। नीस मॉडल का अनुसरण करते हुए, विशाल ग्रह अंततः अपने अंतिम कक्षीय अर्ध-प्रमुख अक्षों तक पहुँच जाते हैं, और शेष ग्रहों के साथ गतिशील घर्षण उनकी विलक्षणता को कम कर देता है और यूरेनस और नेपच्यून की कक्षाओं को फिर से गोलाकार बना देता है। सिगानिस और उनके सहयोगियों के लगभग 50 प्रतिशत प्रारंभिक मॉडलों में, नेपच्यून और यूरेनस भी स्थानों का आदान-प्रदान करते हैं। हालाँकि, इस तरह के आंकड़ों की व्याख्या गतिशील रूप से अराजक प्रणाली में संभावना के रूप में नहीं की जा सकती है। हालाँकि, यूरेनस और नेपच्यून का आदान-प्रदान एक डिस्क में उनके गठन के मॉडल के अनुरूप होगा जिसमें सतह का घनत्व था जो सूर्य से दूरी के साथ घटता गया था, लेकिन इस बात का कोई ठोस तर्क नहीं है कि ग्रह द्रव्यमान को डिस्क के घनत्व प्रोफ़ाइल का पालन क्यों करना चाहिए। सौर मंडल में सौर मंडल के इतिहास की नकली लंबाई के लिए अलग-अलग प्रारंभिक स्थितियों के साथ सौर मंडल के चलने वाले गतिशील मॉडल हैं जो सौर मंडल में छोटे निकायों के विभिन्न वितरण का उत्पादन करते हैं। अपनी-अपनी देखी गई प्रचुरता में वस्तु परिवारों की विस्तृत विविधता की व्याख्या करने के लिए, सौर मंडल के लिए प्रारंभिक स्थितियों की एक विस्तृत श्रृंखला आवश्यक है। प्रारंभिक स्थितियों में यह विविधता तब मॉडल को अव्यावहारिक और संदिग्ध बनाती है, क्योंकि प्रारंभिक सौर मंडल की केवल एक ही अनुभूति हो सकती हैः कि प्राप्ति को लघु पिंडों के सभी परिवारों को उनकी देखी गई प्रचुरता में समझाना चाहिए। प्रारंभिक सौर मंडल के विकास के मॉडल को साबित करना मुश्किल है, क्योंकि विकास को सीधे नहीं देखा जा सकता है। हालाँकि, किसी भी गतिशील मॉडल की सफलता का आकलन इन आबादी के खगोलीय अवलोकनों के अनुकरण से जनसंख्या भविष्यवाणियों की तुलना करके किया जा सकता है। वर्तमान समय में, वर्तमान सौर मंडल की वास्तुकला की व्याख्या करने वाला कोई संतोषजनक कंप्यूटर मॉडल नहीं है। नीस मॉडल की शुरुआत के लिए मुख्य प्रेरणा लेट हैवी बॉम्बार्डमेंट (एल. एच. बी.) की व्याख्या करना है, जो सौर मंडल के गठन के लगभग 60 करोड़ साल बाद चंद्र सतह और स्थलीय ग्रहों पर क्षुद्रग्रह के प्रभाव और गड्ढे के निर्माण में एक काल्पनिक वृद्धि है। हालांकि, चंद्र गड्ढों की उम्र पर नए अध्ययनों से पता चलता है कि गड्ढों के रिकॉर्ड में कोई शिखर नहीं है, बल्कि समय के साथ गड्ढों की संख्या में एक घातीय क्षय है। वृद्धि एक सांख्यिकीय कलाकृति हो सकती है, जिसमें अनुमानित आयु वितरण, एल. एच. बी. में एक स्पष्ट शिखर बनाने के लिए चंद्रमा की कटऑफ आयु के साथ एक गड्ढे की आयु के निर्धारण पर एक सीमित अनिश्चितता हो सकती है। इसके अलावा (4) वेस्ता की सतह पर 40 से 39 आर्गन आइसोटोप अनुपात के लेजर एब्लेशन माइक्रोप्रोब के हालिया माप एल. एच. बी. के साथ काफी तनाव में हैं। नाइस मॉडल एल. एच. बी. की व्याख्या इस प्रकार करेगा। जब यूरेनस और नेपच्यून द्वारा बाहरी डिस्क बाधित हो जाती है, तो बर्फीले ग्रह ग्रह ग्रहों को पार करने वाली कक्षाओं में बिखरे हुए होते हैं, जिससे बर्फीली वस्तुओं द्वारा प्रभावों में तेज वृद्धि होती है। बाहरी ग्रहों का प्रवास भी आंतरिक सौर मंडल के माध्यम से माध्य-गति और धर्मनिरपेक्ष अनुनाद का कारण बनता है। क्षुद्रग्रह बेल्ट में ये क्षुद्रग्रहों की विलक्षणताओं को उत्तेजित करते हैं जो उन्हें कक्षाओं पर ले जाते हैं जो स्थलीय ग्रहों को काटते हैं जिससे पथरीली वस्तुओं द्वारा प्रभाव की अधिक विस्तारित अवधि होती है और इसके द्रव्यमान का लगभग 90 प्रतिशत हटा दिया जाता है। चंद्रमा तक पहुँचने वाले ग्रहों की संख्या एल. एच. बी. के क्रेटर रिकॉर्ड के अनुरूप है। हालांकि, शेष क्षुद्रग्रहों का अनुमानित कक्षीय वितरण टिप्पणियों से मेल नहीं खाता है। बाहरी सौर मंडल में बृहस्पति के चंद्रमाओं पर प्रभाव गैनीमेड के विभेदन को ट्रिगर करने के लिए पर्याप्त हैं लेकिन कैलिस्टो के नहीं। शनि के आंतरिक चंद्रमाओं पर बर्फीले ग्रहों के प्रभाव अत्यधिक हैं, हालांकि, उनके परिणामस्वरूप उनकी बर्फ का वाष्पीकरण होता है। सौर मंडल के प्रारंभिक विकास में एक अद्वितीय चरण के रूप में एल. एच. बी. के मजबूत संदेह भी नीस मॉडल की विश्वसनीयता को कमजोर करते हैं। ट्रोजन और क्षुद्रग्रह बेल्ट बृहस्पति और शनि के 2:1 अनुनाद को पार करने के बाद उनका संयुक्त गुरुत्वाकर्षण प्रभाव ट्रोजन सह-कक्षीय क्षेत्र को अस्थिर कर देता है जिससे बृहस्पति और नेपच्यून के एल 4 और एल 5 लैग्रेंज बिंदुओं में मौजूदा ट्रोजन समूहों को भागने और बाहरी ग्रहों से नई वस्तुओं को पकड़ने की अनुमति मिलती है। ट्रोजन सह-कक्षीय क्षेत्र में वस्तुएँ लिब्रेशन से गुजरती हैं, जो L4 और L5 बिंदुओं के सापेक्ष चक्रीय रूप से बहती हैं। जब बृहस्पति और शनि निकट होते हैं लेकिन अनुनाद में नहीं होते हैं, तो जिस स्थान पर बृहस्पति अपने पेरिहेलिया के सापेक्ष शनि से गुजरता है, वह धीरे-धीरे घूमता है। यदि इस परिसंचरण की अवधि उस अवधि के साथ प्रतिध्वनि में आती है जिस अवधि में ट्रोजन लिब्रेट करते हैं, तो लिब्रेशन रेंज तब तक बढ़ सकती है जब तक कि वे बच नहीं जाते। जब यह घटना होती है, तो ट्रोजन सह-कक्षीय क्षेत्र "गतिशील रूप से खुला" होता है और वस्तुएँ दोनों भाग सकती हैं और इसमें प्रवेश कर सकती हैं। आदिम ट्रोजन पलायन करते हैं और बाधित ग्रहीय डिस्क से कई वस्तुओं का एक अंश अस्थायी रूप से इसमें निवास करता है। बाद में जब बृहस्पति और शनि की कक्षाओं का अलगाव बढ़ता है, तो ट्रोजन क्षेत्र "गतिशील रूप से बंद" हो जाता है, और ट्रोजन क्षेत्र में ग्रहों को पकड़ लिया जाता है, जिसमें से कई आज भी शेष हैं। कब्जा किए गए ट्रोजनों के झुकाव की एक विस्तृत श्रृंखला है, जिसे विशाल ग्रहों के साथ बार-बार मिलने के कारण पहले नहीं समझा गया था। नकली आबादी का लिब्रेशन कोण और विलक्षणता भी बृहस्पति ट्रोजन की कक्षाओं के अवलोकनों से मेल खाती है। नीस मॉडल का यह तंत्र इसी तरह नेप्च्यून ट्रोजन उत्पन्न करता है। बृहस्पति के अंदर की ओर पलायन करने पर बृहस्पति की औसत गति अनुनाद में भी बड़ी संख्या में ग्रहों को पकड़ा गया होगा। जो बृहस्पति के साथ 3ः2 अनुनाद में बने रहे, वे हिल्डा परिवार का निर्माण करते हैं। अन्य वस्तुओं की उत्केन्द्रता में गिरावट आई जब वे एक अनुनाद में थे और बाहरी क्षुद्रग्रह बेल्ट में स्थिर कक्षाओं पर भाग गए, 2.6 एयू से अधिक दूरी पर जैसे ही अनुनाद अंदर की ओर बढ़े। इन कब्जा की गई वस्तुओं को तब टकराव संबंधी कटाव से गुजरना पड़ता, जिससे आबादी को उत्तरोत्तर छोटे टुकड़ों में पीस दिया जाता है जो तब यार्कोवस्की प्रभाव के अधीन हो सकते हैं, जिससे छोटी वस्तुएं अस्थिर अनुनाद में बह जाती हैं, और पॉयंटिंग-रॉबर्टसन ड्रैग जो छोटे कणों को सूर्य की ओर बहने का कारण बनती हैं। हो सकता है कि इन प्रक्रियाओं ने क्षुद्रग्रह बेल्ट में प्रत्यारोपित मूल द्रव्यमान के 90 प्रतिशत से अधिक हिस्से को हटा दिया हो। इस कटाव के बाद इस नकली आबादी का आकार आवृत्ति वितरण टिप्पणियों के साथ उत्कृष्ट सहमति में है। इस समझौते से पता चलता है कि बृहस्पति ट्रोजन, हिल्डा और वर्णक्रमीय डी-प्रकार के क्षुद्रग्रह, बाहरी क्षुद्रग्रह बेल्ट में कुछ वस्तुएं, इस ग्रहण और कटाव प्रक्रिया से अवशेष ग्रह हैं। बौना ग्रह एक कुइपर-बेल्ट वस्तु हो सकती है जिसे इस प्रक्रिया द्वारा पकड़ा गया था। हाल ही में खोजे गए कुछ डी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों में अर्ध-प्रमुख अक्ष <2.5 एयू हैं, जो मूल नीस मॉडल में पकड़े जाने वाले अक्षों की तुलना में करीब हैं। बाह्य-प्रणाली उपग्रह पारंपरिक तंत्र द्वारा कब्जा किए गए अनियमित उपग्रहों की कोई भी मूल आबादी, जैसे कि एक्रीशन डिस्क से खिंचाव या प्रभाव, वैश्विक प्रणाली की अस्थिरता के समय ग्रहों के बीच मुठभेड़ों के दौरान खो जाएगी। नीस मॉडल में, यूरेनस और नेपच्यून के प्रवेश करने और ग्रहों की डिस्क को बाधित करने के बाद बाहरी ग्रह बड़ी संख्या में ग्रहों का सामना करते हैं। इन ग्रहों का एक अंश इन ग्रहों द्वारा ग्रहों के बीच मुठभेड़ों के दौरान तीन-तरफा बातचीत के माध्यम से पकड़ा जाता है। किसी भी ग्रह के बर्फ के विशालकाय ग्रह द्वारा पकड़े जाने की संभावना अपेक्षाकृत अधिक है, कुछ 10−7। इन नए उपग्रहों को लगभग किसी भी कोण पर पकड़ा जा सकता है, इसलिए शनि, यूरेनस और नेपच्यून के नियमित उपग्रहों के विपरीत, वे ग्रहों के भूमध्यरेखीय विमानों में परिक्रमा नहीं करते हैं। ग्रहों के बीच कुछ अनियमितताओं का आदान-प्रदान भी हो सकता है। परिणामस्वरूप अनियमित कक्षाएं देखी गई आबादी के अर्ध-प्रमुख अक्षों, झुकावों और विलक्षणताओं के साथ अच्छी तरह से मेल खाती हैं। इन कब्जा किए गए उपग्रहों के बीच बाद की टक्करों ने आज देखे जाने वाले संदिग्ध टकराव वाले परिवारों का निर्माण किया होगा। इन टकरावों की आवश्यकता जनसंख्या को वर्तमान आकार वितरण में नष्ट करने के लिए भी होती है। नेप्च्यून के सबसे बड़े चंद्रमा, ट्राइटन को समझाया जा सकता है कि क्या इसे एक द्विआधारी ग्रह के व्यवधान से जुड़े तीन-शरीर परस्पर क्रिया में पकड़ा गया था। इस तरह के द्विआधारी व्यवधान की अधिक संभावना होगी यदि ट्राइटन द्विआधारी का छोटा सदस्य होता। हालाँकि, प्रारंभिक सौर मंडल में ट्राइटन के पकड़ने की अधिक संभावना होगी जब गैस डिस्क सापेक्ष वेगों को कम कर देगी, और द्विआधारी विनिमय प्रतिक्रियाओं ने सामान्य रूप से बड़ी संख्या में छोटे अनियमितों की आपूर्ति नहीं की होगी। बृहस्पति और अन्य ग्रहों के बीच बाहरी सौर मंडल के अन्य पहलुओं को पुनः पेश करने वाले प्रारंभिक नाइस मॉडल सिमुलेशन में बृहस्पति के अनियमित अनुचरों की व्याख्या करने के लिए पर्याप्त अंतःक्रिया नहीं थी। इससे पता चलता है कि या तो उस ग्रह के लिए एक दूसरा तंत्र काम कर रहा था, या कि प्रारंभिक अनुकरण विशाल ग्रहों की कक्षाओं के विकास को पुनः उत्पन्न नहीं करते थे। कुइपर पट्टी का निर्माण सौर मंडल के सबसे बाहरी क्षेत्रों के अस्तित्व और गुणों के लिए बाहरी ग्रहों का प्रवास भी आवश्यक है। मूल रूप से, कुइपर बेल्ट बहुत घना और सूर्य के करीब था, जिसका बाहरी किनारा लगभग 30 एयू था। इसका आंतरिक किनारा यूरेनस और नेपच्यून की कक्षाओं से ठीक परे होता, जो बनने पर सूर्य के बहुत करीब थे (सबसे अधिक संभावना है कि 15-20 au की सीमा में), और विपरीत स्थानों में, यूरेनस के साथ नेपच्यून की तुलना में सूर्य से दूर थे। ग्रहों के बीच गुरुत्वाकर्षण मुठभेड़ों ने नेपच्यून को ~ 28 एयू के अर्ध-प्रमुख अक्ष और 0.40 के रूप में उच्च उत्केन्द्रता के साथ ग्रहों की डिस्क में बाहर की ओर बिखेर दिया। नेपच्यून की उच्च उत्केन्द्रता के कारण इसकी माध्य-गति अनुनाद अतिव्यापी हो जाती है और नेपच्यून और इसकी 2:1 माध्य गति अनुनाद के बीच के क्षेत्र में कक्षाएं अस्तव्यस्त हो जाती हैं। इस समय नेपच्यून और ग्रहीय डिस्क के किनारे के बीच की वस्तुओं की कक्षाएं इस क्षेत्र के भीतर स्थिर निम्न-केंद्रीकृत कक्षाओं में बाहर की ओर विकसित हो सकती हैं। जब नेपच्यून की उत्केन्द्रता गतिशील घर्षण से प्रभावित होती है तो वे इन कक्षाओं में फंस जाते हैं। ये वस्तुएँ एक गतिशील रूप से ठंडी पट्टी बनाती हैं, क्योंकि नेपच्यून के साथ बातचीत करने के कम समय के दौरान उनका झुकाव छोटा रहता है। बाद में, जैसे-जैसे नेपच्यून एक निम्न उत्केन्द्रता कक्षा पर बाहर की ओर पलायन करता है, जो वस्तुएं बाहर की ओर बिखरे हुए हैं, उन्हें इसके अनुनाद में पकड़ लिया जाता है और कोज़ाई तंत्र के कारण उनकी उत्केन्द्रता में गिरावट आ सकती है और उनका झुकाव बढ़ सकता है, जिससे वे स्थिर उच्च-झुकाव वाली कक्षाओं में भाग सकते हैं। अन्य वस्तुएँ अनुनाद में कैद रहती हैं, जिससे प्लूटिनो और अन्य अनुनाद आबादी बनती हैं। ये दोनों आबादी गतिशील रूप से गर्म हैं, उच्च झुकाव और विलक्षणता के साथ; उनके बाहर की ओर बिखरे होने और लंबी अवधि के कारण ये वस्तुएं नेपच्यून के साथ बातचीत करती हैं। नेपच्यून की कक्षा का यह विकास अनुनाद और गैर-अनुनाद दोनों आबादी का उत्पादन करता है, नेपच्यून के 2:1 अनुनाद पर एक बाहरी किनारा, और मूल ग्रहों की डिस्क के सापेक्ष एक छोटा द्रव्यमान। अन्य मॉडलों में कम झुकाव वाले प्लूटिनो की अधिकता से बचा जाता है क्योंकि नेपच्यून बाहर की ओर बिखरा हुआ है, जिससे इसकी 3ः2 अनुनाद ग्रहों की डिस्क के मूल किनारे से परे रह जाती है। अलग-अलग प्रारंभिक स्थान, मुख्य रूप से बाहरी डिस्क से उत्पन्न होने वाली ठंडी शास्त्रीय वस्तुओं के साथ, और पकड़ने की प्रक्रियाएं, द्वि-मोडल झुकाव वितरण और रचनाओं के साथ इसके सहसंबंध के लिए स्पष्टीकरण प्रदान करती हैं। हालांकि, नेपच्यून की कक्षा का यह विकास कक्षीय वितरण की कुछ विशेषताओं के लिए जिम्मेदार नहीं है। यह शास्त्रीय कुइपर बेल्ट ऑब्जेक्ट कक्षाओं में देखी जाने वाली तुलना में अधिक औसत विलक्षणता की भविष्यवाणी करता है (0.10-0.13 बनाम 0.07) और यह पर्याप्त उच्च-झुकाव वाली वस्तुओं का उत्पादन नहीं करता है। यह ठंडी आबादी में धूसर वस्तुओं की स्पष्ट पूर्ण अनुपस्थिति की भी व्याख्या नहीं कर सकता है, हालांकि यह सुझाव दिया गया है कि रंग अंतर पूरी तरह से आदिम संरचना में अंतर के बजाय सतह विकास प्रक्रियाओं से आंशिक रूप से उत्पन्न होते हैं। नीस मॉडल में भविष्यवाणी की गई सबसे कम-केंद्रित वस्तुओं की कमी से संकेत मिल सकता है कि ठंडी आबादी मूल स्थान पर बनी है। अपनी अलग-अलग कक्षाओं के अलावा गर्म और ठंडी आबादी के अलग-अलग रंग होते हैं। ठंडी आबादी गर्म की तुलना में स्पष्ट रूप से लाल होती है, यह सुझाव देते हुए कि इसकी एक अलग संरचना है और एक अलग क्षेत्र में बनी है। ठंडी आबादी में बड़ी संख्या में द्विआधारी वस्तुएं भी शामिल हैं जो शिथिल रूप से बंधी हुई कक्षाओं के साथ नेपच्यून के साथ निकट मुठभेड़ में जीवित रहने की संभावना नहीं है। यदि ठंडी आबादी अपने वर्तमान स्थान पर बनती है, तो इसे संरक्षित करने के लिए नेपच्यून की विलक्षणता कम रहने की आवश्यकता होगी, या यह कि इसके और यूरेनस के बीच एक मजबूत बातचीत के कारण इसका परिधीय भाग तेजी से आगे बढ़ गया। 50 ए. यू. से अधिक अर्ध-प्रमुख अक्ष वाली कक्षाओं में नेप्च्यून द्वारा बाहर की ओर बिखरे हुए बिखरे हुए डिस्क और ऊर्ट क्लाउड ऑब्जेक्ट्स को बिखरे हुए डिस्क की अनुनाद आबादी बनाने वाले अनुनादों में पकड़ा जा सकता है, या यदि अनुनाद में उनकी विलक्षणता कम हो जाती है तो वे प्रतिध्वनि से बच सकते हैं बिखरे हुए डिस्क में स्थिर कक्षाओं पर जबकि नेप्च्यून पलायन कर रहा है। जब नेपच्यून की उत्केन्द्रता बड़ी होती है तो इसका एपेलियन अपनी वर्तमान कक्षा से बहुत आगे तक पहुंच सकता है। जो वस्तुएँ इस समय नेपच्यून के निकट या उससे बड़ी पेरिहेलिया प्राप्त करती हैं, वे नेपच्यून से अलग हो सकती हैं जब इसकी उत्केन्द्रता को कम करके इसकी एपेलियन को कम किया जाता है, जिससे वे बिखरे हुए डिस्क में स्थिर कक्षाओं पर रह जाते हैं। यूरेनस और नेपच्यून द्वारा बड़ी कक्षाओं (लगभग 5,000 ए. यू.) में बाहर की ओर बिखरे हुए पदार्थ आकाशगंगा के ज्वार से ऊपर उठ सकते हैं जो उन्हें मध्यम झुकाव के साथ आंतरिक ऊर्ट बादल बनाने वाले ग्रहों के प्रभाव से अलग कर सकते हैं। अन्य जो और भी बड़ी कक्षाओं तक पहुँचते हैं, वे आस-पास के सितारों द्वारा परेशान हो सकते हैं जो समस्थानिक झुकाव के साथ बाहरी ऊर्ट बादल बनाते हैं। बृहस्पति और शनि द्वारा बिखरे हुए पदार्थ आमतौर पर सौर मंडल से बाहर निकलते हैं। प्रारंभिक ग्रहीय डिस्क का कई प्रतिशत इन जलाशयों में जमा किया जा सकता है। नाइस मॉडल अपने प्रारंभिक प्रकाशन के बाद से कई संशोधनों से गुजरा है। कुछ परिवर्तन सौर मंडल के गठन की बेहतर समझ को दर्शाते हैं जबकि अन्य इसकी भविष्यवाणियों और टिप्पणियों के बीच महत्वपूर्ण अंतर की पहचान के बाद किए गए थे। प्रारंभिक सौर मंडल के हाइड्रोडायनामिक मॉडल इंगित करते हैं कि विशाल ग्रहों की कक्षाएं अभिसरण करेंगी जिसके परिणामस्वरूप उन्हें अनुनाद की एक श्रृंखला में पकड़ लिया जाएगा। बृहस्पति और शनि का 2:1 अनुनाद के प्रति धीमा दृष्टिकोण और बाद में उनकी कक्षाओं के सुचारू रूप से अलग होने से भी व्यापक धर्मनिरपेक्ष अनुनाद के कारण आंतरिक सौर मंडल में वस्तुओं की कक्षाओं में बदलाव देखा गया। पहले के परिणामस्वरूप मंगल की कक्षा अन्य स्थलीय ग्रहों को पार कर आंतरिक सौर मंडल को अस्थिर कर सकती है। यदि पहले को टाला जाता तो बाद वाला अभी भी बड़ी विलक्षणताओं के साथ स्थलीय ग्रहों की कक्षाओं को छोड़ देगा। क्षुद्रग्रह पट्टी के कक्षीय वितरण को भी बदल दिया जाएगा और इसे उच्च झुकाव वाली वस्तुओं के साथ छोड़ दिया जाएगा। भविष्यवाणियों और टिप्पणियों के बीच अन्य अंतरों में बृहस्पति द्वारा कुछ अनियमित उपग्रहों को पकड़ना, शनि के आंतरिक चंद्रमाओं से बर्फ का वाष्पीकरण, कुइपर बेल्ट में पकड़ी गई उच्च झुकाव वाली वस्तुओं की कमी और आंतरिक क्षुद्रग्रह बेल्ट में डी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों की हालिया खोज शामिल थी। नीस मॉडल में पहला संशोधन विशाल ग्रहों की प्रारंभिक स्थिति थी। हाइड्रोडायनामिक मॉडल का उपयोग करके गैस डिस्क में परिक्रमा करने वाले ग्रहों के व्यवहार की जांच से पता चलता है कि विशाल ग्रह सूर्य की ओर पलायन करेंगे। यदि प्रवास जारी रहता तो इसके परिणामस्वरूप बृहस्पति सूर्य के करीब परिक्रमा कर रहा होता जैसे कि हाल ही में खोजे गए एक्सोप्लैनेट जिन्हें गर्म बृहस्पति के रूप में जाना जाता है। बृहस्पति के साथ एक अनुनाद में शनि का कब्जा इसे रोकता है, हालांकि, और अन्य ग्रहों के बाद के कब्जे के परिणामस्वरूप बृहस्पति और शनि के साथ उनके 3ः2 अनुनाद में एक चौगुनी अनुनाद विन्यास होता है। इस अनुनाद के विलंबित व्यवधान के लिए एक तंत्र भी प्रस्तावित किया गया था। बाहरी डिस्क में प्लूटो-द्रव्यमान वाली वस्तुओं के साथ गुरुत्वाकर्षण का सामना उनकी कक्षाओं को हिलाता है जिससे विलक्षणता में वृद्धि होती है, और उनकी कक्षाओं के युग्मन के माध्यम से, विशाल ग्रहों का आंतरिक प्रवास होता है। इस आंतरिक प्रवास के दौरान धर्मनिरपेक्ष अनुनाद को पार किया जाएगा जिसने ग्रहों की कक्षाओं की विलक्षणता को बदल दिया और चौगुनी अनुनाद को बाधित कर दिया। इसके बाद मूल नीस मॉडल के समान देर से अस्थिरता आती है। मूल नीस मॉडल के विपरीत इस अस्थिरता का समय ग्रहों की प्रारंभिक कक्षाओं या बाहरी ग्रह और ग्रह संबंधी डिस्क के बीच की दूरी के प्रति संवेदनशील नहीं है। प्रतिध्वनित ग्रहों की कक्षाओं के संयोजन और इन लंबी दूरी की अंतःक्रियाओं से उत्पन्न देर से अस्थिरता को नाइस 2 मॉडल के रूप में संदर्भित किया गया था। दूसरा संशोधन यह आवश्यकता थी कि बर्फ के दिग्गजों में से एक बृहस्पति का सामना करे, जिससे इसकी अर्ध-प्रमुख धुरी कूद जाए। इस जंपिंग-जुपिटर परिदृश्य में, एक बर्फ का विशालकाय शनि का सामना करता है और बृहस्पति को पार करने वाली कक्षा में अंदर की ओर बिखरा होता है, जिससे शनि की कक्षा का विस्तार होता है; फिर बृहस्पति का सामना होता है और बाहर की ओर बिखरा होता है, जिससे बृहस्पति की कक्षा सिकुड़ जाती है। इसके परिणामस्वरूप बृहस्पति और शनि की कक्षाओं का एक सहज विचलन प्रवास के बजाय चरण-वार पृथक्करण होता है। बृहस्पति और शनि की कक्षाओं का चरण-वार पृथक्करण आंतरिक सौर मंडल में धर्मनिरपेक्ष अनुनाद के धीमे विस्तार से बचाता है जो स्थलीय ग्रहों की विलक्षणता को बढ़ाता है और क्षुद्रग्रह बेल्ट को उच्च से निम्न झुकाव वाली वस्तुओं के अत्यधिक अनुपात के साथ छोड़ देता है। इस मॉडल में बर्फ के विशालकाय और बृहस्पति के बीच मुठभेड़ बृहस्पति को अपने स्वयं के अनियमित उपग्रहों को प्राप्त करने की अनुमति देती है। बृहस्पति के ट्रोजन को भी इन मुठभेड़ों के बाद पकड़ा जाता है जब बृहस्पति का अर्ध-प्रमुख अक्ष कूदता है और, यदि बर्फ का विशालकाय एक लिब्रेशन पॉइंट स्कैटरिंग ट्रोजन से गुजरता है, तो एक आबादी दूसरे के सापेक्ष समाप्त हो जाती है। क्षुद्रग्रह बेल्ट के पार धर्मनिरपेक्ष अनुनाद का तेजी से पार होना इसके मूल से क्षुद्रग्रहों के नुकसान को सीमित करता है। इसके बजाय लेट हैवी बॉम्बार्डमेंट के अधिकांश चट्टानी प्रभावक एक आंतरिक विस्तार से उत्पन्न होते हैं जो विशाल ग्रहों के अपनी वर्तमान स्थिति में पहुंचने पर बाधित हो जाता है, जिसमें एक अवशेष हंगरिया क्षुद्रग्रह के रूप में शेष रहता है। कुछ डी-प्रकार के क्षुद्रग्रह क्षुद्रग्रह बेल्ट को पार करते समय बर्फ के विशालकाय के साथ मुठभेड़ के दौरान, 2.5 एयू के भीतर, आंतरिक क्षुद्रग्रह बेल्ट में अंतर्निहित होते हैं। पाँच-ग्रह नाइस मॉडल बृहस्पति का सामना करने वाले विशालकाय बर्फ के अनुकरण में लगातार निकास ने डेविड नेस्वोर्नी और अन्य लोगों को पांच विशाल ग्रहों के साथ एक प्रारंभिक सौर मंडल की परिकल्पना करने के लिए प्रेरित किया है, जिनमें से एक अस्थिरता के दौरान बाहर निकल गया था। यह पाँच ग्रहों वाला नाइस मॉडल 3:2,3:2,2:1,3:2 अनुनाद श्रृंखला में विशाल ग्रहों के साथ शुरू होता है, जिसमें एक ग्रहाणु डिस्क उनके आगे परिक्रमा करती है। अनुनाद श्रृंखला के टूटने के बाद नेपच्यून पहले ग्रहों के बीच मुठभेड़ शुरू होने से पहले 28 ए. यू. तक पहुंचने वाली ग्रहों की डिस्क में बाहर की ओर पलायन करता है। यह प्रारंभिक प्रवास बाहरी डिस्क के द्रव्यमान को कम कर देता है जिससे बृहस्पति की उत्केन्द्रता को संरक्षित किया जा सकता है और एक झुकाव वितरण के साथ एक कुइपर बेल्ट का उत्पादन होता है जो टिप्पणियों से मेल खाता है यदि उस प्रवास के शुरू होने पर 20 पृथ्वी-द्रव्यमान ग्रहों की डिस्क में बने रहते हैं। अस्थिरता के दौरान नेपच्यून की विलक्षणता छोटी रह सकती है क्योंकि यह केवल उत्सर्जित बर्फ के विशालकाय का सामना करता है, जिससे एक इन सीटू कोल्ड-क्लासिकल बेल्ट को संरक्षित किया जा सकता है। प्लूटो-द्रव्यमान वाली वस्तुओं द्वारा झुकाव और विलक्षणताओं की उत्तेजना के साथ संयोजन में निम्न द्रव्यमान ग्रहों की पट्टी भी शनि के आंतरिक चंद्रमाओं द्वारा बर्फ के नुकसान को काफी कम कर देती है। नाइस 2 मॉडल के साथ अनुनाद श्रृंखला के देर से टूटने और अस्थिरता से पहले नेपच्यून के 28 एयू में प्रवास की संभावना नहीं है। प्रतिध्वनि से जल्दी बचने के बाद कई मिलियन वर्षों में धीमी गति से धूल से चलने वाले प्रवास से इस अंतर को कम किया जा सकता है। हाल के एक अध्ययन में पाया गया कि पाँच ग्रहों वाले नाइस मॉडल में स्थलीय ग्रहों की कक्षाओं को पुनः उत्पन्न करने की सांख्यिकीय रूप से कम संभावना है। हालाँकि इसका तात्पर्य यह है कि स्थलीय ग्रहों के गठन से पहले अस्थिरता हुई थी और यह देर से भारी बमबारी का स्रोत नहीं हो सकता था, लेकिन क्षुद्रग्रह बेल्ट को संरक्षित करने के लिए आवश्यक बृहस्पति और शनि के अर्ध-प्रमुख अक्ष में बड़ी छलांग से प्रारंभिक अस्थिरता का लाभ कम हो जाता है। सौर मंडल ग्रैंड टैक परिकल्पना का गठन और विकास भी देखें जंपिंग-जुपिटर परिदृश्य लेट हैवी बॉम्बार्डमेंट प्लैनेटरी माइग्रेशन संदर्भ बाहरी लिंक नाइस मॉडल का एनिमेशन सौर मंडल की दुविधाओं को हल करना सरल हैः बस यूरेनस और नेपच्यून की स्थिति को पलट दें "सौर मंडल के गतिशील सिद्धांत 2005 फ्रांस में नाइस खगोल विज्ञान में 21वीं सदी में परिचय 2005