ニースモデル
シミュレーション中で木星と遭遇した巨大氷惑星はしばしば遠方軌道や太陽系外へ放出されることから、初期の太陽系は巨大惑星を5つ持っており、そのうちの1つは系が不安定になっている最中に放出されたとする仮説が提唱された。この five-planet Nice model では、初期に5つの惑星がそれぞれ 3:2、3:2、2:1、3:2 の共鳴鎖を形成しており、これら5つの惑星の外側を微惑星円盤が取り囲んでいるという状態を仮定している。この共鳴鎖が壊れた後、惑星間の遭遇が始まるより前にまず海王星が外側に向かって移動し、微惑星円盤の中の 28 au の距離にまで到達する。この初期の移動は外側の円盤の質量を減少させ、木星の軌道離心率を保つことを可能にする。また惑星移動が開始した時点で微惑星円盤に地球の20倍の質量が残っていた場合、観測と一致する軌道傾斜角の分布を持つエッジワース・カイパーベルトを形成することが出来る。この軌道不安定が発生している間、海王星は放出される巨大氷惑星としか遭遇しないため、海王星の軌道離心率は小さい状態に保たれる。そのため冷たい古典的エッジワース・カイパーベルト天体が海王星に散乱されずその場に留まることが可能となる。微惑星円盤の質量が小さいこと、また冥王星質量の複数の天体によって軌道傾斜角と軌道離心率が励起されることから、土星の内衛星への天体衝突の頻度が抑えられ、従来のニースモデルの問題点であった内衛星からの氷成分の蒸発を大きく緩和することが出来る。
これらの衝突は現在の天体のサイズ分布を再現するためにも必要である。
海王星最大の衛星であるトリトンは、二重小惑星の破壊に伴う三体相互作用で捕獲されたとすると形成を説明できる。トリトンが連星のうち小さい天体だった場合、このような連星の破壊は発生しやすくなる。しかしトリトンの捕獲は、ガス円盤による抵抗を通じて惑星に対する相対速度を減衰させることが可能となる、星雲円盤散逸前の初期太陽系でより起こりやすかったと考えられ、また連星の交換過程は一般的には多数の小さい不規則衛星を供給しなかっただろうと考えられる。
初期のニースモデルのシミュレーションでは外太陽系でのその他の要素を再現できたものの、木星とその他の惑星との間の相互作用は木星の不規則衛星を再現するのには不十分であった。このことは、木星においては別の機構が働いていたか、あるいは初期のシミュレーションでは巨大惑星の軌道の進化を再現できていなかった可能性を示唆している。
ニースモデルにおけるこの機構は海王星のトロヤ群でも同じように発生する。
木星が内側へ移動するにつれ、多数の微惑星が木星との平均運動共鳴に捕獲されたと考えられる。これらのうち木星との 3:2 の軌道共鳴にとどまっているものはヒルダ群として知られている。その他の天体の軌道離心率はそれらが共鳴に入っている間に減衰し、木星の移動に伴って共鳴の位置が内側に移動するにつれ、2.6 au 以遠の距離で小惑星帯の外側の安定な軌道上に脱出したと考えられる。これらの共鳴に捕獲された天体は衝突による侵食を受けて小さい破片を生成し、これらはヤルコフスキー効果によって軌道が変化して不安定な共鳴軌道に入る。また小さい粒子にはポインティング・ロバートソン効果が働き、粒子は太陽の方向へ向かって落下する。ニースモデルでは、これらの過程によって初期に小惑星帯に存在した天体のうち質量にして 90% が失われたとされている。この侵食 (erosion) による天体のサイズ頻度分布のシミュレーションの結果は、観測と非常によく一致する。このことは、全てがD型小惑星からなる木星のトロヤ群、ヒルダ群、および小惑星帯外側のいくつかの小惑星群は、この捕獲と侵食の過程を経験した微惑星の残骸であることを示唆している。また、準惑星のケレスもこの過程で捕獲されたことが示唆されている。ただし、最近になって軌道長半径が 2.5 au 未満のD型小惑星が数個発見されており、これはオリジナルのニースモデルでの捕獲が発生する位置よりも内側である。