ニースモデル
惑星は小さい氷天体の大部分を散乱させ、散乱した小天体との角運動量の交換の結果として惑星の軌道は外側へ移動して系全体の角運動量を保存する。これらの微惑星は次に遭遇した惑星によって同じように散乱され、天王星、海王星と土星の軌道は外向きに移動する。それぞれの微惑星の1回の遭遇による角運動量の交換では惑星はわずかしか動かないものの、多数の微惑星による累積的な遭遇によって惑星の軌道の移動量はかなりの大きさとなる。この過程は、微惑星が最も巨大で最も内側にある惑星である木星と遭遇するまで続く。木星の大きな重力によって微惑星は非常に細長い楕円軌道に移行し、あるいは太陽系からはじき出してしまう場合もある。この過程は他の惑星とは対照的に、木星の軌道をわずかに内側へと移動させる。
軌道の遭遇率は低く、これが微惑星が円盤から失われる速度と、それに伴う巨大惑星の移動速度を決める。数億年にわたるゆっくりとした緩やかな惑星移動の後、内側の2つの巨大惑星である木星と土星が 1:2 の平均運動共鳴を通過する。この共鳴は2つの惑星の軌道離心率を増加させ、太陽系全体を不安定化する。これにより、巨大惑星の軌道配置は急速かつ劇的に変化する。木星は土星を外側の現在の軌道の位置へと移動させ、この再配置によって土星と2つの巨大氷惑星の重力的な遭遇が発生する。
モデルに対する2番目の修正は、巨大氷惑星のうち1つが木星と遭遇し、木星の軌道長半径が「ジャンプ」するという要求から来ている。これはジャンピング・ジュピター・シナリオ(英語版)と呼ばれている。この仮説では、まず巨大氷惑星が土星と遭遇して木星軌道と交差する軌道へ散乱され、これにより土星の軌道は大きくなる。その後巨大氷惑星は木星と遭遇して外側に散乱され、このため木星の軌道は縮小する。そのため、従来のニースモデルのように木星と土星が滑らかに離れていく惑星移動ではなく、段階的に両者の軌道間隔が大きくなるという変化をする。
木星と土星の軌道が段階的に変化を起こすことで、永年共鳴の位置が地球型惑星が存在する領域をゆっくりと掃くように移動して軌道離心率を励起してしまうという問題を回避することができる。また同様に、小惑星帯の天体の軌道要素で軌道傾斜角が大きいものが多くなりすぎるという問題も回避することが出来る。
モデルでは古典的エッジワース・カイパーベルト天体の平均離心率が 0.10-0.13 になることが予測されるが、これは実際に観測されている値である 0.07 よりも大きい。また十分な個数の高軌道傾斜角の天体を再現することが出来ない。また、古典的エッジワース・カイパーベルト天体の色の違いは、天体の組成の違いだけではなく天体表面の進化からも部分的に生じることが示唆されているものの、これらの冷たい天体の中に灰色の表面を示す天体が見かけ上完全に欠如していることを説明することが出来ない。
ニースモデルで予測される最も低い軌道離心率を持つ天体が不足していることは、冷たい天体群はその場で形成されたという事を示唆している可能性がある。力学的に熱い天体群と冷たい天体群は、軌道が異なることに加えてその色も異なっている。冷たい天体群は熱い天体群よりも目立って赤い色を示し、異なる組成を持ち異なる領域で形成されたことを示唆している。冷たい天体群は緩く束縛された連星を多く含んでいるが、これらは海王星との近接遭遇で連星として生き残れないだろうと考えられる。冷たい天体群が現在の位置で形成されたとした場合、これを維持するためには海王星の軌道離心率が小さいまま保たれていたか、天王星との相互作用による早い近点移動を経験していなければならない。
異なる初期条件のもとで太陽系の年齢を模擬した長さにわたってモデルのシミュレーションを行うことで、太陽系内の様々な天体群が生成される。モデルの初期条件は様々な状態を取ることが許されるため、それぞれの天体群は実際よりも規模が異なることもあるが、天体群特有の軌道要素を持つであろうと考えられる。太陽系の進化を直接観測することは出来ないため、初期の太陽系の進化に関するモデルを証明することは困難である。しかし、シミュレーションによる天体群の予測結果と観測結果とを比較することで、力学モデルの成否を判断することができる。現時点では、ニースモデルのシナリオでの初期条件で始められた太陽系のコンピュータモデルは、観測されている太陽系の多くの要素と最もよく一致している。
ニースモデルに対する最初の改良点は巨大惑星の初期位置である。流体力学モデルを用いたガス円盤中での惑星の振る舞いの研究から、巨大惑星は太陽の方向へ向かって移動することが指摘された。もし惑星移動が継続すれば、ホット・ジュピターとして知られる太陽系外惑星のように木星が太陽に近い軌道を公転することになる。しかし、土星が木星との共鳴に捕獲されることによって内側への惑星移動は阻害され、後に他の惑星が共鳴に捕獲されることで、木星と土星が 3:2 の共鳴を起こした状態の四重の軌道共鳴を起こす配置になる。
外側の微惑星円盤が冥王星質量の天体を複数含む場合、この軌道配置から後期の不安定性が開始される可能性がある。これらの複数の冥王星質量の天体による外側の微惑星円盤の重力的な擾乱によって軌道離心率は増加し、巨大惑星を内側へ移動させる。巨大惑星の四重共鳴は、内側への移動の最中に永年共鳴の位置を交差した際に壊れる。その後、オリジナルのニースモデルで提案されているものに似た後期の不安定性が続く。
オリジナルのニースモデルとは異なり、不安定性が発生するタイミングは外惑星と微惑星円盤の距離にあまり依存しない。共鳴状態にある惑星の軌道と、これらの長距離の相互作用によって引き起こされる後期の不安定性を組み合わせた改良版のニースモデルは、Nice 2 modelと呼ばれている。