Nice modeli
Değişiklikler

Nice modeli, ilk yayınından bu yana bir dizi değişiklik geçirdi. Bazı değişiklikler Güneş Sistemi'nin oluşumunun daha iyi anlaşılmasını yansıtırken diğerleri tahminleri ve gözlemleri arasında önemli farklılıklar tespit edildikten sonra yapılmıştır. Erken Güneş Sistemi'nin hidrodinamik modelleri, dev gezegenlerin yörüngelerinin birleşerek bir dizi rezonansa yakalanmalarına neden olacağını gösteriyor. Jüpiter ve Satürn'ün kararsızlıktan önce 2: 1 rezonansa yavaş yaklaşması ve sonrasında yörüngelerini düzgün bir şekilde ayırmalarının, geniş kapsamlı laik rezonanslar nedeniyle iç Güneş Sistemindeki nesnelerin yörüngelerini değiştirdiği de gösterildi. İlki, Mars'ın yörüngesinin diğer karasal gezegenlerin yörüngesini geçerek iç Güneş Sistemini istikrarsızlaştırmasıyla sonuçlanabilir. İlkinden kaçınılırsa, ikincisi karasal gezegenlerin yörüngelerini daha büyük eksantrikliklerle terk edecekti. Asteroit kuşağının yörünge dağılımı da, onu aşırı eğimli nesnelerle bırakarak değişecektir. Tahminler ve gözlemler arasındaki diğer farklılıklar arasında Jüpiter tarafından birkaç düzensiz uydunun yakalanması, Satürn'ün iç uydularından buzun buharlaşması, Kuiper kuşağında yakalanan yüksek eğimli nesnelerin azlığı ve yakın zamanda iç gezegende D-tipi asteroitlerin keşfi yer alıyordu. asteroit kuşağı.
Nice modelinde yapılan ilk değişiklikler, dev gezegenlerin ilk konumlarıydı. Bir gaz diskinde yörüngede dönen gezegenlerin davranışlarının hidrodinamik modeller kullanılarak incelenmesi, dev gezegenlerin Güneş'e doğru göç edeceklerini ortaya koyuyor. Göç devam ederse, Jüpiter'in yakın zamanda keşfedilen sıcak Jüpiterler olarak bilinen öte gezegenler gibi Güneş'e yakın bir yörüngede dönmesine neden olacaktı. Ancak Satürn'ün Jüpiter ile rezonansta yakalanması bunu engeller ve diğer gezegenlerin daha sonra yakalanması, Jüpiter ve Satürn'ün 3:2 rezonanslarında dörtlü bir rezonans konfigürasyonu ile sonuçlanır. Bu rezonansın gecikmeli olarak bozulması için bir mekanizma da önerildi. Dış diskteki Plüton kütleli nesnelerle yerçekimi karşılaşmaları, yörüngelerini karıştırarak eksantrikliklerde bir artışa ve yörüngelerinin birleşmesi yoluyla dev gezegenlerin içe göçüne neden olur. Bu içe göç sırasında, gezegenlerin yörüngelerinin eksantrikliklerini değiştiren ve dörtlü rezonansı bozan dünyevi rezonanslar geçilecekti. Bunu orijinal Nice modeline benzer bir geç kararsızlık izler. Orijinal Nice modelinden farklı olarak, bu kararsızlığın zamanlaması, gezegenlerin başlangıç yörüngelerine veya dış gezegen ile gezegenimsi disk arasındaki mesafeye duyarlı değildir. Rezonanslı gezegen yörüngelerinin kombinasyonu ve bu uzun mesafeli etkileşimlerin tetiklediği geç kararsızlık, Nice 2 modeli olarak adlandırıldı.
İkinci değişiklik, buz devlerinden birinin Jüpiter ile karşılaşması ve yarı ana ekseninin sıçramasına neden olması şartıydı. Bu atlama-Jüpiter senaryosunda, bir buz devi Satürn ile karşılaşır ve içeriye doğru Jüpiter'i geçen bir yörüngeye dağılarak Satürn'ün yörüngesinin genişlemesine neden olur; sonra Jüpiter'le karşılaşır ve dışarı doğru dağılarak Jüpiter'in yörüngesinin küçülmesine neden olur. Bu, Jüpiter'in ve Satürn'ün yörüngelerinin yumuşak bir ıraksak göç yerine adım adım ayrılmasıyla sonuçlanır. Jüpiter ve Satürn'ün yörüngelerinin kademeli olarak ayrılması, karasal gezegenlerin eksantrikliklerini artıran  ve asteroit kuşağını aşırı yüksek-düşük-oranıyla terk eden iç güneş Sistemi boyunca laik rezonansların yavaş süpürülmesini önler eğim nesneleri. Bu modelde buz devi ile Jüpiter'in karşılaşmaları, Jüpiter'in kendi düzensiz uydularını elde etmesine olanak sağlıyor. Jüpiter Truvaları da bu karşılaşmaların ardından Jüpiter'in yarı ana ekseni sıçradığında yakalanır ve eğer buz devi Truvalarını saçan kurtuluş noktalarından birinden geçerse, bir popülasyon diğerine göre tükenir. Asteroit kuşağı boyunca seküler rezonansların daha hızlı geçişi, asteroitlerin çekirdeğinden kaybını sınırlar. Geç Ağır Bombardımanının kayalık çarpma darbelerinin çoğu, bunun yerine dev gezegenler mevcut konumlarına ulaştığında bozulan bir iç uzantıdan kaynaklanır ve geriye kalan bir kalıntı Hungaria asteroitleri olarak kalır. Bazı D-tipi asteroitler, asteroit kuşağını geçerken buz devi ile karşılaşmalar sırasında, 2.5 AU içinde, iç asteroit kuşağına gömülür.