惑星移動
この惑星移動はかなり極端な円盤と惑星の場合に適用され、移動の時間スケールが非常に短いという特徴を持つ。この過程は "runaway migration" と呼ばれることがあるが、必ずしも移動速度は時間の経過に従って増大しない。
このタイプIII移動 (英: Type III migration) は、惑星の秤動領域に捕獲されたガスからの共軌道トルクと、初期の比較的速い惑星の半径方向の運動によって駆動される。円盤内での惑星の半径方向の運動は共軌道領域にあるガスを移動させ、惑星の前方と後方の間にガス密度の非対称性を作り出す。タイプIII移動は、円盤が比較的重く惑星がガス円盤に部分的なギャップしか形成できない状況で発生する。これまでの解釈では、タイプIII移動は惑星の半径方向の運動とは反対の向きに惑星の軌道を横切るガスの流れと結び付けられており、正のフィードバックループを形成していた。もし後期に発生するタイプII移動が有効に働かないのであれば、速い外向きの移動も一時的に発生して巨大惑星を遠方の軌道へと移動させる可能性がある。
太陽系の外惑星の移動は、太陽系の最も外側の領域にある天体の軌道の特性のいくつかを説明するために提案されたシナリオである。海王星以遠には太陽系外縁天体が存在し、エッジワース・カイパーベルト天体や散乱円盤天体、オールトの雲と続いている。これらの3種類の小さい氷天体のまばらな集団は、観測されている彗星の大部分の起源であると考えられている。かつて存在した円盤は惑星へと集積するのに十分な質量密度を持っていなかったため、太陽から遠く離れたこれらの領域では天体の集積は遅く、原始太陽系星雲が散逸する前に惑星を形成することは出来なかったと考えられる。エッジワース・カイパーベルトは太陽から 30〜55 天文単位 (au) の範囲にまたがっている一方、散乱円盤はさらに遠方の 100 au を超えて広がり、オールトの雲は 50,000 au 程度から始まっているとされる。
太陽系形成論の仮説の一つであるニースモデルでは、エッジワース・カイパーベルトはかつては数密度が大きく、太陽に近い位置にあったとしている。このシナリオではカイパーベルトは数百万個もの微惑星を持ち、外縁がおよそ 30 au と現在の海王星の軌道付近にあったと仮定している。太陽系が形成された後、4つの巨大惑星の軌道は残存している大量の微惑星との相互作用に影響を受けてゆっくりと変化を続けた。