惑星移動
惑星を大きな軌道半径まで移動させる可能性のある別のメカニズムには重力散乱がある。これはより大きな惑星による重力散乱か、あるいは原始惑星系円盤の中では円盤の流体の高密度領域による重力散乱によっても発生する。太陽系の場合、天王星と海王星は木星あるいは土星 (もしくはその両方) との近接遭遇によって遠方の軌道へ重力的に散乱させられた可能性がある。系外惑星系ではガス円盤の散逸の後に同様の力学不安定性が発生し、惑星の軌道が変化し、場合によっては惑星が系から弾き出されたり恒星に衝突したりしたと考えられる。大きな軌道離心率で近点が恒星に近い軌道に惑星がとどまる可能性もあり、このような場合は惑星が恒星に及ぼす潮汐によって軌道が変化し得る。重力散乱を起こす遭遇によって惑星の軌道離心率や軌道傾斜角は励起されるため、これは恒星に近い軌道を公転する太陽系外惑星の軌道離心率の分布を説明する仮説のひとつとされている。
重力散乱の結果として形成された惑星系は、しばしば安定性の限界付近にある。ニースモデルのように外側に微惑星の円盤を持つ系外惑星系は、微惑星が駆動する惑星移動の際に軌道共鳴の位置を横切ることで力学的不安定性を経験する可能性がある。遠方の軌道を公転する惑星の軌道離心率や軌道傾斜角は、微惑星との力学的摩擦(英語版)によって減衰する。それらの最終的な値は、重力遭遇を経験した惑星と微惑星円盤の相対的な質量に依存する。
ガス円盤にギャップを形成するほどに大きく成長した惑星は、タイプII移動 (英: Type II migration) と呼ばれる惑星移動を起こす。タイプII軌道移動やタイプII惑星移動とも呼ばれる。円盤のガスに擾乱を与える惑星の質量が十分に大きくなると、惑星がガスに及ぼす潮汐トルクは角運動量を惑星の軌道の外側にあるガスに輸送し、また軌道の内側ではその逆が起きるため、結果として惑星の軌道の周囲からガスが排除される。タイプI移動が起きる段階では粘性トルクがこの過程に効率的に対抗して働くため、ガスが再供給されガス密度分布の急激な傾きは滑らかにされる。しかし惑星の軌道近傍でトルクが粘性トルクを上回るようになると、ガス密度が低い円環状のギャップ (溝、あるいは空隙) が形成される。このギャップの深さは、ガスの温度と粘性、そして惑星質量に依存する。
ギャップを横切るガスが存在しないという単純な仮定の下では、惑星の移動は円盤ガスの粘性進化に従う。ギャップより内側の円盤では、惑星はガスが恒星に降着するのに従って、粘性の時間スケールで内側にらせん状に落下する。この場合、惑星移動の速度は典型的にはタイプI移動の速度よりも遅くなる。
複数の惑星の軌道が収束するのであれば、惑星の移動はこれらの惑星を軌道共鳴に捕獲し、共鳴鎖を形成する場合がある。内側の惑星の移動がガス円盤の内縁で止められた場合、これらの惑星の軌道は収束することができ、その結果として内側に狭い軌道間隔で惑星が並ぶ惑星系が形成され得る。あるいは、タイプI移動を引き起こすトルクが打ち消し合う領域である収束帯で移動が抑制される場合、より遠方で惑星が連鎖的な共鳴に捕獲される場合がある。これは例えば凍結線の付近で発生し得る。重力的な遭遇もまた、かなりの軌道離心率を持った状態の共鳴捕獲をもたらす場合がある。
グランド・タック・モデルでは、木星が土星を外側の共鳴に捕獲した際に、木星の軌道移動が止まり外側へと反転したと考えられている。木星と土星の移動の停止と、天王星と海王星がさらに共鳴へと捕獲されたことで、太陽系はケプラーで多数発見されているような狭い範囲に複数のスーパー・アースを持つ系にはならなかった可能性がある。