فرضية تغير الاتجاه الكبرى

تحُل فرضية تغير الاتجاه الخاصة بالمشتري مشكلة المريخ عن طريق الحد من المواد المتاحة لتشكيل الكوكب الأحمر. تَكمن مشكلة المريخ في تعارض بعض عمليات المحاكاة الخاصة بتكوين الكواكب الأرضية التي ينتج عنها كوكبٌ ذو كتلةٍ تتراوح بين 0.5 - 1 ضعف كتلة الأرض في منطقة المريخ، والتي هي أكبر بكثير من الكتلة الفعلية للمريخ: 0.107 كتلة الأرض، وذلك عندما تبدأ المُحاكاة بكواكب مصغرة مُوزعة في جميع أنحاء النظام الشمسي الداخلي. تُغير هجرة المشتري الداخلية توزيع المواد هذا، إذ تدفع الكواكب المُصغرة نحو الداخل ما يُشكل نطاقاً ضيقاً وكثيفاً من مزيجٍ من المواد حتى مسافة وحدة فلكية واحدة من الشمس، وتترك منطقة المريخ فارغةً إلى حد كبير. تتشكل أجنة الكواكب بسرعة في الشريط ذي النطاق الضيق. تصطدم معظم هذه الأجنة وتندمج مع بعضها البعض لتشكل كواكب أرضية أكبر (كوكب الزهرة والأرض) خلال فترةٍ تتراوح بين 60 و130 مليون عام. يتشتت البعض الآخر خارج النطاق إذ تُحرم من المواد الإضافية، ما يؤدي إلى إبطاء نموها، لتُشكل الكواكب الأرضية منخفضة الكتلة مثل المريخ وعطارد.[13][14][15][16][17][18]

يدفع كوكب المشتري وزحل معظم الكويكبات من مداراتها الأولية أثناء هجراتهما، تاركين وراءهما بقايا نشطة نابعة من داخل وخارج موقع كوكب المشتري الأصلي. قبل هجرتي كوكب المشتري، كانت المناطق المحيطة به تحتوي على كويكبات تختلف في تكوينها مع اختلاف بعدها عن الشمس. هيمنت الكويكبات الصخرية على المنطقة الداخلية، بينما هيمنت الكويكبات الأكثر بدائية والجليدية على المنطقة الخارجية وراء خط الجليد. مع هجرة كوكب المشتري وزحل إلى الداخل، تشتتت 15 % تقريباً من الكويكبات الداخلية نحو الخارج لتستقر في مدارات أبعد من زحل. بعد انعكاس مساريهما، قابل كوكب المشتري وزحل هذه الأجرام لأول مرة، ما أدى لتشتت 0.5 % من المجموعة الأصلية نحو الداخل مرةً أخرى لتتموضع في مدارات مستقرةٍ بعد ذلك. في وقتٍ لاحق، مع هجرة المشتري وزحل إلى المنطقة الخارجية، تشتت حوالي 0.5 % من الكويكبات البدائية لتتموضع في مداراتٍ في حزام الكويكبات الخارجي. تزيد اللقاءات مع كوكب المشتري وزحل الميلانات والانحرافات المدارية الخاصة بالكويكبات بدرجة كبيرة. قد يجري تقليلها أثناء عدم الاستقرار الكوكبي العملاق الموصوف في نموذج نيس إذ يشبه توزيع الانحراف المداري ذلك الخاص بحزام الكويكبات الحالي. كما تترك تلك اللقاءات الكويكبات الجليدية في مدارات تعبر المنطقة التي تشكلت فيها الكواكب الأرضية لاحقاً، ما يسمح بتوصيل المياه إلى الكواكب المتنامية كما يحدث عندما تصطدم الكويكبات الجليدية بها.[19][20][21][22][23]

قد يكون غياب كواكب الأرض الفائقة القريبة من الشمس نتيجةً للهجرة الداخلية لكوكب المشتري. مع هجرة المشتري إلى الداخل، ترتبط الكواكب المصغرة مع بعضها البعض في رنينٍ مداري، ما يتسبب في تقلص مداراتها وزيادة انحرافاتها المدارية. تتبع ذلك سلسلةٌ من التصادمات فيما بينها حين تُصبح سرعاتها النسبية كبيرة بما يكفي لإنتاج تصادماتٍ كارثية. يسقط الحطام الناتج نحو الشمس بشكلٍ حلزوني نتيجة قوة السحب الخاصة بالقرص الغازي. إذا كانت هناك كواكب أرضية فائقة في النظام الشمسي المبكر، فستقوم بربط الكثير من الحطام في حالة رنينٍ مداري وقد يجري دفعها نحو الشمس بينما يسقط الحطام بشكلٍ حلزوني. كان ذلك سيؤدي لتشكل الكواكب الأرضية الحالية من الكواكب المصغرة التي خلفها المشتري وراءه بعد انعكاس مساره. ومع ذلك، يمكن تجنب هجرة كواكب الأرض الهائلة نحو الشمس إذا اندمج الحطام لتشكيل أجرامٍ أكبر حجماً، إذ سيقلل ذلك من قوة سحب الغاز؛ وإذا كان للقرص الكوكبي الأولي تجويفٌ داخلي، يمكن إيقاف هجرة كواكب الأرض الهائلة الداخلية بالقرب من حافته. إذا لم تتشكل أيّ كواكب في النظام الشمسي الداخلي، فقد كان من شأن تدمير الأجرام الأكبر خلال سلسلة التصادم أن يترك الحطام المتبقي صغيراً بما يكفي ليُدفع إلى الخارج بواسطة الرياح الشمسية، التي كانت أقوى بكثير خلال النظام الشمسي المبكر، ولن يبقى هناك حطامٌ كافٍ لتشكيل كواكب داخل مدار عطارد.[24][9]