această lucrare prezintă un scenariu unificat pentru formarea Sistemului Solar în concordanță cu constrângerile astrofizice. Miezul lui Jupiter ar fi putut crește prin acumularea fugară a planetesimalelor la o masă suficientă pentru a iniția acumularea rapidă a gazului în perioade de ordinul a 5 x 105-106 ani, cu condiția ca densitatea suprafeței solidelor din zona sa de acumulare să fie de cel puțin 5-10 ori mai mare decât cea cerută de modelele de masă minimă ale discului protoplanetar. După ce Jupiter a acumulat cantități mari de gaz nebular, ar fi putut împrăștia gravitațional planetesimalele rămase în apropiere pe orbite, ceea ce a dus la scăparea din Sistemul Solar. Majoritatea planetesimalelor din zona de acumulare a asteroizilor Marte ar fi putut fi perturbate în orbitele care traversează Jupiter prin rezonanțe cu Jupiter și/sau interacțiuni cu corpuri împrăștiate spre interior din zona de acumulare a lui Jupiter; astfel de orbite care traversează Jupiter ar fi dus ulterior la ejecție din Sistemul Solar. Cu toate acestea, îndepărtarea excesului de masă de la soare de 1 UA ar fi fost mult mai dificilă. Planetele interioare și asteroizii pot fi luați în considerare în această imagine dacă densitatea suprafeței nebuloasei solare a fost relativ uniformă (scăzând nu mai rapid decât r−12) pe orbita lui Jupiter. Masa totală a discului protoplanetar ar fi putut fi mai mică de o zecime dintr-o masă solară, cu condiția ca densitatea suprafeței să scadă mai abrupt decât r−1 dincolo de orbita lui Saturn. Regiunile exterioare ale nebuloasei ar fi conținut încă suficientă materie solidă pentru a explica creșterea Uranus și Neptun în 5 x 106-108 ani, împreună cu ejecția coincidentă a cometelor în norul Oort. Formarea unui astfel de Disc protoplanetar necesită un transport semnificativ de masă și moment unghiular și este în concordanță cu modelele de disc de acumulare vâscoasă ale nebuloasei solare.