Гіпотеза великого оверштага передбачає, що Юпітер сформувався на відстані 3,5 а.о. від Сонця, потім мігрував всередину на 1,5 а.о., а потім змінив напрямок руху через захоплення Сатурна в орбітальний резонанс, зрештою зупинившись поблизу своєї поточної орбіти на відстані 5,2 а.о. Зміну напрямку міграції Юпітера порівнюють зі шляхом вітрильника, який, рухаючись проти вітру, виконує оверштаг.

У цьому сценарії міграція Юпітера обрізала диск планетезималей на відстані 1,0 а.о., що обмежило кількість матеріалу для формування Марса. Юпітер двічі переттнув пояс астероїдів, розсіюючи астероїди спочатку назовні, а потім усередину. Унаслідок цього пояс астероїдів має малу масу, широкий діапазон нахилів й ексцентриситетів, а також популяцію тіл, що походять як із внутрішніх, так і з зовнішніх регіонів відносно початкової орбіти Юпітера. Уламки, що виникли внаслідок зіткнень між планетезималями та зміталися попереду Юпітера, могли спричинити падіння раннього покоління планет на Сонце.

Опис У гіпотезі великого оверштага Юпітер після свого формування зазнав двох фаз міграції: спочатку він перемістився всередину до 1,5 а.о., а потім змінив напрямок і почав рухатися назовні. Юпітер сформувався поблизу снігової лінії на відстані приблизно 3,5 а.о.

Після утворення розриву в газовому диску Юпітер зазнав міграції типу II, повільно рухаючись до Сонця разом із газовим диском. Якби цей процес не перервався, Юпітер опинився б на низькій орбіті навколо Сонця, подібно до гарячих юпітерів в інших планетних системах. Сатурн також мігрував до Сонця, але через меншу масу робив це швидше, зазнаючи або міграції типу I, або так званої неконтрольованої міграції. Сатурн зблизився з Юпітером і під час цієї міграції був захоплений у резонанс середніх рухів 2:3 з Юпітером. Унаслідок цього навколо Юпітера й Сатурна сформувався спільний розрив у газовому диску, що змінило баланс сил, які діяли на ці планети, і вони почали мігрувати разом. Сатурн частково очистив свою частину розриву, зменшивши момент сил, який зовнішній диск прикладав до Юпітера.

Сумарний момент сил, що діяв на планети, став додатним: моменти, створені внутрішніми резонансами Ліндблада, перевищили внесок від зовнішнього диска, і планети почали мігрувати назовні. Зовнішня міграція могла тривати завдяки тому, що взаємодія між планетами дозволяла газу перетікати крізь розрив. Під час проходження газ обмінювався з планетами моментом імпульсу, посилюючи додатний сумарний момент і забезпечуючи подальшу міграцію планет назовні відносно диска; водночас цей обмін переносив масу із зовнішнього диска у внутрішній. Перенесення газу у внутрішній диск також уповільнювало зменшення його маси відносно зовнішнього диска внаслідок акреції на Сонце, що інакше послабило б внутрішній момент сил і зупинило б міграцію планет-гігінтів назовні. У гіпотезі великого оверштага вважають, що саме цей процес зупинив і розвернув внутрішню міграцію планет, коли Юпітер перебував на відстані 1,5 а.о. Зовнішня міграція Юпітера й Сатурна тривала, доки вони не досягли конфігурації нульового моменту сил або поки газовий диск не розсіявся. Вважають, що весь цей процес завершився, коли Юпітер досяг приблизно своєї сучасної орбіти.

Наслідки з гіпотези великого оверштага Гіпотеза дозволяє пояснити кілька явищ у сучасній Сонячній системі.

Проблема Марса «Проблема Марса» полягає у невідповідності між реальною масою Марса 0,107  та деякими моделями формування планет земної групи, які передбачають на його місці планету масою 0,5–1,0 , виходячи з рівномірного початкового розподілу планетезималей у внутрішній частині Сонячної системи. Міграція Юпітера за сценарієм великого оверштага розв'язує цю проблему, обмежуючи кількість матеріалу, доступного для формування Марса.

Рухаючись усередину, Юпітер змінює цей розподіл матеріалу, спрямовуючи планетезималі до центру й формуючи вузьку щільну смугу зі змішаним складом у межах 1,0 а.о., і залишає область Марса майже порожньою. У цій вузькій смузі швидко формуються зародки планет. Більшість із них зіштовхується і зливається, утворюючи більші планети земної групи (Венеру та Земля) протягом 60–130 млн років. Решта планетезималей викидається за межі цієї смуги, де їхня сукупна маса виявляється невеликою, через що ріст сповільнюється і врешті формуються менш масивні планети — Марс і Меркурій.

Пояс астероїдів

Під час своєї міграції Юпітер і Сатурн викидають більшість астероїдів з початкових орбіт, залишаючи по собі кількісно збіднену популяцію на динамічно збуджених орбітах, утворену з матеріалу, що походить як із внутрішніх, так і з зовнішніх областей відносно початкового положення Юпітера. До початку міграцій Юпітера навколишні області містили астероїди, склад яких змінювався залежно від відстані до Сонця. Кам'янисті астероїди переважали у внутрішній частині, тоді як більш примітивні та крижані — у зовнішній, за межами снігової лінії. Коли Юпітер і Сатурн мігрували всередину, приблизно 15 % внутрішніх астероїдів розсіялися назовні на орбіти за Сатурном. Після зміни напрямку руху Юпітер і Сатурн спочатку знову зустріли ці об'єкти та розсіяли близько 0,5 % початкової популяції назад усередину на стійкі орбіти. Згодом, коли Юпітер і Сатурн мігрували у зовнішню область, приблизно 0,5 % примітивних астероїдів розсіялися на орбіти у зовнішній частині поясу астероїдів. Зближення з Юпітером і Сатурном залишили багато захоплених астероїдів із великими ексцентриситетами та нахилами. Ці параметри могли зменшитися під час перебудови нестійкої системи планет-гігантів, описаної в моделі Ніцци, унаслідок чого розподіл ексцентриситетів став подібним до сучасного поясу астероїдів. Частина крижаних астероїдів також залишилася на орбітах, що перетинають область формування планет земної групи, завдяки чому вода могла потрапити на ці планети під час зіткнень із такими астероїдами.

Відсутність надземель

Відсутність близьких до Сонця надземель у Сонячній системі також може бути наслідком міграції Юпітера. Під час руху Юпітера в напрямку до Сонця планетезималі захоплювалися в резонанси середнього руху з ним, унаслідок чого їхні орбіти стискалися, а ексцентриситети зростали. Далі виник каскад зіткнень, оскільки відносні швидкості планетезималей стали достатньо великими для катастрофічних руйнівних зіткнень. Утворені уламки під дією газового диска рухалися по спіралі до Сонця. Якщо в ранній Сонячній системі існували надземлі, вони могли захопити значну частину цих уламків у резонанси й разом із ними бути спрямованими до Сонця. Сучасні планети земної групи тоді сформувалися з планетезималей, що залишилися після розвороту Юпітера. Водночас такого падіння надземель на Сонце можна було б уникнути, якби уламки злипалися у більші тіла, що зменшило б вплив газового опору; крім того, якщо протопланетний диск мав внутрішню порожнину, їхня міграція могла зупинитися поблизу її краю. Якщо ж у внутрішній частині Сонячної системи планети ще не сформувалися, руйнування більших тіл під час каскаду зіткнень могло залишити уламки настільки малими, що сонячний вітер (значно потужніший у ранній період) виштовхнув би їх назовні, залишивши дуже мало матеріалу для формування планет усередині орбіти Меркурія.

Подальший розвиток гіпотези

Моделювання формування планет земної групи з використанням моделей протопланетного диска, що враховують нагрівання в'язким тертям та міграцію зародків планет, показує, що міграція Юпітера могла розвернутися на відстані 2,0 а.о. У таких моделях збурення від Юпітера збуджують ексцентриситети зародків. Коли щільніший газовий диск (у сучасніших моделях) гасить ці ексцентриситети, великі півосі орбіт зародків зменшуються, і максимум густини твердих тіл зміщується ближче до Сонця. У моделях, де міграція Юпітера розвертається на 1,5 а.о., найбільша планета земної групи формується поблизу орбіти Венери, а не Землі. Натомість моделі з розворотом на 2,0 а.о. дають кращу відповідність сучасній Сонячній системі.

Якщо у моделюванні враховувати фрагментацію під час зіткнень типу «hit-and-run» за умов ранньої нестабільності, орбіти планет земної групи відтворюються точніше. Велика кількість дрібних тіл, що виникає внаслідок таких зіткнень, через додаткові зіткнення та динамічне тертя зменшує ексцентриситети й нахили орбіт зростаючих планет. Це також призводить до того, що більша частка маси планет земної групи зосереджується у Венері та Землі й подовжує час їхнього формування порівняно з Марсом.

Міграція гігантських планет крізь пояс астероїдів створює пік швидкостей зіткнень, що могло призвести до утворення CB-хондритів. Це багаті на метали вуглецеві хондрити, які містять залізо-нікелеві включення, сформовані внаслідок кристалізації розплавів після зіткнень приблизно через 4,8 ±0,3 млн років після появи перших твердих тіл. Для випаровування цих металів потрібні швидкості зіткнень понад 18 км/с, що значно перевищує максимум 12,2 км/с у стандартних моделях акреції. Перетин Юпітером поясу астероїдів збільшує ексцентриситети й нахили астероїдів, спричиняючи період тривалістю близько 0,5 млн років із достатніми швидкостями зіткнень для випаровування металів. Якщо CB-хондрити сформувалися саме внаслідок міграції Юпітера, це сталося через 4,5–5 млн років після формування Сонячної системи.

Наявність густої атмосфери у Титана та її відсутність у Ганімеда і Каллісто можуть пояснюватися часом їхнього формування відносно великого оверштага. Якщо Ганімед і Каллісто сформувалися до цієї події, їхні атмосфери могли бути втрачені, коли Юпітер наблизився до Сонця. Натомість Титан, щоб уникнути міграції типу I до Сатурна і зберегти свою атмосферу, мав сформуватися вже після великого оверштага.

Зіткнення з іншими зародками можуть дестабілізувати диск речовини навколо Марса, зменшуючи масу супутників, що формуються. Після того як Марс викидається з вузької смуги внаслідок гравітаційних взаємодій з іншими планетами, він продовжує зазнавати нових зближень із тілами доти, доки планети не очистять внутрішню Сонячну систему від матеріалу. Хоча ці взаємодії дозволяють орбіті Марса відокремитися від інших планет і стабілізуватися, вони також збурюють диск речовини, з якого формуються супутники Марса. Унаслідок цього частина матеріалу залишає орбіту Марса або падає на його поверхню, що зменшує масу диска і призводить до формування невеликих супутників.

Потенційні проблеми

Якщо Марс має інший склад, ніж Земля і Венера, то більша частина його акреції мала відбутися поза вузьким кільцем матеріалу, сформованим під час великого оверштага. Планети, що формуються в цьому кільці, зазвичай мають подібний склад. Якщо великий оверштаг стався рано, коли зародок Марса був ще відносно малим, Марс із відмінним складом міг утворитися, якщо його спочатку розсіяло назовні, а потім знову всередину, подібно до астероїдів. Імовірність такого сценарію становить приблизно 2 %.

Пізніші дослідження показали, що збіжна орбітальна міграція Юпітера і Сатурна в розсіюваній сонячній туманності навряд чи призводить до встановлення резонансу середнього руху 3:2. Натомість умови в туманності сприяють повільнішій міграції Сатурна та його захопленню в резонансі 2:1. Захоплення Юпітера і Сатурна в резонансі 2:1 зазвичай не змінює напрям міграції, однак існують конфігурації туманності, які можуть спричинити рух назовні. Проте такі конфігурації часто збуджують ексцентриситети Юпітера і Сатурна до значень у два-три рази більших за реальні. Крім того, якщо температура і в'язкість газу дають змогу Сатурну сформувати глибшу прогалину, сумарний момент сил може знову стати від'ємним, що призведе до міграції системи всередину.