Modelo de Niza
Se refiere a la migración planetaria de los gigantes gaseosos del Sistema Solar a partir de una configuración inicial más compacta hacia sus posiciones actuales, mucho después de la disipación del disco protoplanetario de gas. Es una hipótesis diferente de los modelos anteriores sobre la formación del Sistema Solar. Esta migración planetaria se utiliza en simulaciones dinámicas del sistema solar para explicar sucesos históricos como el Bombardeo intenso tardío del sistema solar interior, la formación de la nube de Oort, y la existencia de regiones con cuerpos menores como el cinturón de Kuiper, los troyanos de Júpiter y Neptuno, y numerosos objetos transneptunianos resonantes con Neptuno. El hecho que se puedan reproducir muchas de las características del Sistema Solar hace que sea aceptada ampliamente como el modelo actual más real de la evolución inicial del Sistema Solar, aunque todavía no es aceptada por todos los científicos planetarios.
El núcleo original del modelo de Niza tiene su base en tres artículos publicados en la revista de ciencia general Nature en 2005 como una colaboración internacional de los científicos R. Gomes, Hal Levison, Alessandro Morbidelli y K. Tsiganis. En estas publicaciones, los cuatro autores proponían que después de la disipación del gas y el polvo del disco primordial del sistema solar, los cuatro planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) se hallaban en órbitas casi circulares entre ~5,5 y ~17 unidades astronómicas (UA), con menos espacio entre ellos y por tanto más compactos que en la actualidad. Originalmente un disco (mucho más denso que el actual) de pequeños planetesimales de roca y hielo, con una masa total de unas 35 masas terrestres, se extendía desde la órbita de Neptuno a unos 17 U.A. hasta las 35 UA.
Por su distancia del Sol, la acreción fue demasiado lenta para permitir formar planetas antes de que la nebulosa solar se dispersara, y al disco inicial le faltó una densidad suficiente para consolidarse en un planeta. Los cinturones Kuiper se disponen a distancias medias entre 30 y 55 U.A. del Sol, mientras el disco más lejano se extiende por encima de las 100 U.A., y la Nube de Oort distante empieza a aproximadamente 50.000 U.A.. Después de la formación del Sistema Solar, las órbitas de todos los planetas gigantes continuaron cambiando despacio, influenciado por su interacción con el número grande de planetesimales restante. Después de 500–600 millones de años (hace aproximadamente 4 mil millones años) Júpiter y Saturno entraron en una resonancia 2:1; Saturno daba una vuelta al Sol mientras que Júpiter daba dos vueltas. Esta resonancia creó un empujón gravitatorio que causó un desplazamiento hacia fuera de Urano y especialmente Neptuno. La interacción de estos planetas exteriores con el denso cinturón de planetesimales de Kuiper causó que la mayoría de ellos se desplazase hacia adentro del Sistema Solar. Este proceso continuó hasta que los planetesimales interaccionaron con Júpiter cuya inmensa gravedad les envió en órbitas muy elípticas al Sistema solar interno o incluso los expulsó del Sistema Solar. Esto causó que Júpiter se moviera ligeramente hacia dentro. Esto explica la masa baja actual de las poblaciones más allá de Neptuno. Los dos planetas exteriores de nuestro sistema solar, Urano y Neptuno, se cree que han emigrado al exterior desde su formación en órbitas más cercanas a Júpiter y Saturno. Posteriormente, la fricción dentro del disco de planetesimales hizo que sus órbitas se volvieran más circulares. No se cree que los planetas internos hayan emigrado significativamente en contraste con los planetas exteriores.