惑星は プラネット 衛星は

", Jílková らは、これらの天体の軌道要素が変化していないと仮定して、これらの「セドナ的」な天体を再現するには近傍の恒星の通過が必要であると提唱した。また「セドナ的」な天体の領域は930個の微惑星からなり、恒星の遭遇の過程でオールトの雲内部はそのうち440個程度の微惑星を獲得したと主張した, en:Effects of Planet Nine on trans-Neptunian objects, http://www.jiji.com/jc/zc?k=201601/2016012100163, http://www.afpbb.com/articles/-/3073949?pid=17229005, “センセーショナルな発見を成し遂げた天文学者へのインタビュー:海王星の軌道の向こうに「第9の惑星」がある(動画)”, http://jp.sputniknews.com/science/20160121/1468985.html, Mysterious Planet Nine May Be a Captured 'Rogue' World. “Jupiter May Have Ejected a Planet from Our Solar System”, https://web.archive.org/web/20160128152609/http://www.forbes.com/sites/startswithabang/2015/11/03/leading-theory-for-how-the-solar-system-formed-just-disproved/, “This Is Why Most Scientists Think Planet Nine Doesn't Exist”, https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/09/14/this-is-why-scientists-think-planet-nine-doesnt-exist/, http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/new-object-offers-hint-ofplanet-x/, “OSSOS. Secular or Resonant?”, https://web.archive.org/web/20170730020737/https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2016/06/aa28638-16/aa28638-16.html, Our Solar System May Contain a Ninth Planet, Far beyond Pluto, Not So Fast: Why There Likely Isn't A Large Planet Beyond Pluto, http://www.astroarts.co.jp/news/2016/01/21planet9/index-j.shtml. https://web.archive.org/web/20170410062214/http://earthsky.org/space/help-astronomers-look-for-planet-9, “Hunt for Planet 9: How You Can Help NASA Search for Brown Dwarfs and Low-Mass Stars”, https://web.archive.org/web/20170408225037/http://www.csmonitor.com/Science/Spacebound/2017/0217/Hunt-for-Planet-9-how-you-can-help-NASA-search-for-brown-dwarfs-and-low-mass-stars, You Can Help Find Planet Nine from Outer Space Through Citizen Science, https://web.archive.org/web/20170409131625/http://earthsky.org/space/anu-citizen-science-search-for-planet-9, “Where's Planet Nine? 月は衛星と呼ばれる天体であり、地球にとってはなくてはならない存在なのだ。たとえば、日本に四季が存在しているのは月のおかげだとされている。月に限らず、衛星は惑星に対して多大な影響を与えている。ではそんな衛星を一番多くもっている、太陽系に属す惑星はなんだろうか? その取りうる軌道を発表した[2]。また、この仮説上の天体に「Planet Nine」(プラネット・ナイン)という仮称を与えた[20]。この仮説では、極端に遠方にある外縁天体が内惑星の軌道に対して垂直な軌道を持つことも説明できる可能性がある[66][67]。, プラネット・ナインの重力的な影響は、以下の太陽系の5つの特異な点を説明する可能性がある[68]。, プラネット・ナインは、セドナのような天体が持つ大きな近日点距離を説明するメカニズムを介して、eTNOs の軌道のクラスタリングを説明するために存在が提唱された天体である。プラネット・ナインが他の天体に及ぼしうる効果のうち、既知の惑星の軌道に対して垂直な軌道を持つ太陽系外縁天体への影響は予想されていなかったものであり、その他の2つの効果は仮説が提唱された後のさらなる分析の結果明らかになったものである。上記の問題点を説明するための別のメカニズムも提唱されているが、上記5つの全てを説明できるのはプラネット・ナインの重力的な影響のみである。しかしプラネット・ナインの重力はその軌道を横切る他の天体の軌道傾斜角も上昇させるため、短周期彗星の軌道傾斜角の分布が現在観測されているよりも広いものになってしまうという指摘もある[69]。, 大きな軌道長半径を持つ太陽系外縁天体の軌道要素に偏りがあることは、2014年にトルヒージョとシェパードによって初めて指摘された。彼らはセドナと2012 VP113の軌道の間に見られる類似性を指摘した[22]。プラネット・ナインのような天体が存在しなければこれらの軌道はランダムに分布するはずであり、軌道の配置には特定の傾向は見られないはずである。トルヒージョとシェパードはさらなる解析を行い、近日点距離が 30 au より大きく、かつ軌道長半径が 150 au より大きい12個の外縁天体の近日点引数が 0° 付近に偏っていることを指摘した。つまりこれらの天体はみな、太陽に最も接近する時に黄道面を下から上へ通過する軌道を持っていることを意味している。トルヒージョとシェパードは、これは海王星軌道より遠方にある未知の重い天体によって、古在メカニズムを介して引き起こされていると提唱した[22]。同程度の軌道長半径を持つ天体の場合、古在メカニズムは天体の近日点引数を 0° か 180° 付近に制約する働きがある。この軌道の制約により、離心率と傾斜角を持った軌道にある外縁天体は惑星への近接遭遇を回避することができる。なぜなら外縁天体が惑星の軌道平面を横切るのは天体が近日点と遠日点付近にいるときであり、軌道の十分上か下にいる時に惑星の軌道を横切るからである[70][71]。しかし、外縁天体の軌道が古在メカニズムによってどのように揃うようになるかについてのトルヒージョとシェパードの仮説は、さらなる解析と証拠に取って代わられることとなる。, バティギンとブラウンは、トルヒージョとシェパードによる上記の仮説を否定するつもりで大きな軌道長半径を持った太陽系外縁天体の軌道の調査を行った[2]。彼らはトルヒージョとシェパードによる解析に用いられた外縁天体のうち、海王星に接近するため軌道が不安定になるものや、海王星との平均運動共鳴に影響されるものを取り除いて解析を行った。その結果、残った6つの天体 (セドナ、2012 VP113、2004 VN112、2010 GB174、2000 CR105、2010 VZ98) の近日点引数が 318° ± 8° に集まっていることが判明した。この発見は、古在メカニズムによって近日点引数が 0° か 180° に揃うという傾向とは一致しないものであった[2][注 1]。, バティギンとブラウンはさらに、軌道長半径が 250 au より大きく、近日点距離が 30 au を超える極端な太陽系外縁天体6つ(セドナ、2012 VP113、2004 VN112,、2010 GB174、2007 TG422、2013 RF98)の軌道について、近日点が空間的におおむね同じ方向に揃っており、その結果として太陽に最も接近した際の位置を表す近日点黄経(英語版)が集まっていることも発見した。6個の天体の軌道は黄道面に対して傾いており、おおむね同一平面に存在する。そのため天体が黄道面を下から上へ通過する位置を示す昇交点黄経も集まっている。彼らは、この軌道要素のクラスタリングが偶然発生する確率はわずか 0.007% であると計算している[2][72][73]。これらの6つの天体は、6つの異なる望遠鏡を用いた6つの異なるサーベイによって発見されたものである。そのため、例えば望遠鏡が空の特定の領域を観測していたなどの観測バイアスによって軌道要素の偏りが生まれている可能性は低いとされる。これらの天体の軌道長半径と軌道離心率はそれぞれ異なることから、近日点の場所と昇交点の変化もしくは歳差は異なる速度で発生し、その結果として軌道要素の偏りは数億年のうちになまされてしまうはずである[注 2]。そのためこの偏りは恒星の通過などの過去の事象では起こり得ず、太陽を公転する天体の重力場によって維持されている可能性が最も高いことを示唆している[2]。, トルヒージョとシェパードは後の論文で、軌道長半径が 150 au を超える太陽系外縁天体の近日点黄経と近日点引数の間の相関について指摘している[74]。近日点黄経が 0°〜120° のものは近日点引数が 280°〜360° の間にあり、近日点黄経が 180°〜340° のものは近日点引数が 0°〜40° の間にある。この相関の統計的有意性は 99.99% である。彼らは、この相関はこれらの天体の軌道が重い惑星との近接遭遇を起こしていないことによることを示唆した[74]。, 極端に遠方にある太陽系外縁天体 (extreme-trans Neptunian objects, eTNOs) の軌道のクラスタリングとその大きな近日点距離は、プラネット・ナインの影響を含めたシミュレーションによって再現できることが分かっている。バティギンとブラウンによって行われたシミュレーションでは、ランダムな配置で始めた大きな軌道長半径を持つ天体群は[注 3]、大きな軌道離心率を持った軌道にある重い遠方の天体によって、空間的に制約されたおおむね同じ線上、同じ平面上の軌道のグループに集められた。これらの天体の近日点は同じ方向に揃う傾向を示し、また軌道も同じ平面上に揃う傾向が見られた。これらの天体の多くはセドナのように大きな近日点距離を持つ軌道に入り、また予想外の結果として、いくつかは黄道面に対してほぼ垂直な軌道に入った。このような軌道を持つ天体が過去に観測されていることにバティギンとブラウンは後で気が付いた[2]。, 6つの eTNOs の軌道の分布を最もよく再現するシミュレーションのパラメータは、仮説上の遠方天体の質量を10地球質量とし[注 4]、以下のような軌道に置いたものである。, これらのパラメータを仮定したプラネット・ナインのシミュレーションでは、太陽系外縁天体の特性によって異なる影響をもたらす。軌道長半径が 250 au より大きい外縁天体はプラネット・ナインに対して反対方向に強く揃った軌道になり、近日点がプラネット・ナインの近日点の反対側に来る。軌道長半径が 150〜250 au の天体はプラネット・ナインと緩く揃った軌道になり、近日点はプラネット・ナインの近日点と同じ方向に来る。軌道長半径が 150 au より小さい天体にはほとんど影響を及ぼさない[9]。, プラネット・ナインが取り得る他の軌道の調査も行われており、軌道長半径が 400〜1,500 au、軌道離心率が最大で0.8まで、軌道傾斜角は広い範囲で調べられている。これらの軌道を仮定したシミュレーションでは多様な結果が得られている。バティギンとブラウンは、プラネット・ナインが大きな軌道傾斜角を持っていた場合は eTNOs も同様の傾きになりやすくなるが、軌道の反対側への偏り度合いは減少することを発見した[9]。2017年の Juliette C. Becker らによるプラネット・ナインの存在を考慮したシミュレーションでは、プラネット・ナインの軌道離心率が小さい場合は eTNOs の軌道はより安定だが、軌道の反対方向への偏りはプラネット・ナインの軌道離心率が大きいほど強くなることが示された[77]。また S. M. Lawler らはプラネット・ナインが円軌道を持っていた場合は軌道共鳴に捕獲される天体は少ないこと、大きな軌道傾斜角の軌道に到達する天体も少ないことを示した[78]。さらに Jessica Cáceres らによる研究では、プラネット・ナインが近日点距離の小さい軌道を持っていた場合は eTNOs の軌道はよく揃うようになるが、近日点距離は 90 au よりも大きい必要があることを示した[79]。プラネット・ナインの軌道要素と質量の考えられる組み合わせは多数あるものの、太陽系で観測されている外縁天体の軌道要素の偏りをより良く予測するシミュレーションは他にはない。さらなる遠方の太陽系外縁天体が発見されることによって、プラネット・ナイン仮説はさらに支持されるか、もしくは否定されるだろう。, プラネット・ナインは eTNOs の軌道をいくつかの効果の組み合わせを介して変化させる。非常に長い時間スケールでは、プラネット・ナインは eTNOs の軌道にトルクを与える。このトルクの強さは eTNOs の軌道とプラネット・ナインの軌道の配置によって変わる。角運動量の交換によって近日点距離は増加して eTNOs はセドナのような軌道になり、その後再び近日点距離は下がり数億年後には元の軌道に戻る。近日点の方向の動きも軌道離心率が小さい時は逆になり、天体はプラネット・ナインの反対側に揃った状態に保たれるか(図中の青線)、同じ側に揃った状態に保たれる(赤線)。, 短い時間スケールではプラネット・ナインとの平均運動共鳴が eTNOs の軌道位相を保護する。これは eTNOs の軌道長半径をわずかに変化させ、プラネット・ナインの軌道と同期させて近接遭遇を防ぐことで軌道を安定化する。海王星や他の巨大惑星の重力的な影響がある場合やプラネット・ナインの軌道傾斜角が大きい場合は、この保護の効果は弱くなる。このため天体が共鳴の間を移動することによる軌道長半径のカオス的な変化がもたらされる。この共鳴には百万年の時間スケールの 27:17 の高次の共鳴も含まれる[81]。しかし、eTNOs とプラネット・ナインがどちらも傾いた軌道にいる場合は、eTNOs が生き残るためには平均運動共鳴は必要ではないと考えられる[82]。, 天体の軌道の極は、太陽系のラプラス面の極の周りを歳差運動するか、もしくは循環する。大きな軌道長半径ではラプラス面はプラネット・ナインの軌道平面に向かって歪む。このため eTNOs の軌道面の極は平均的には一方に傾き、昇交点黄経はクラスタリングを起こす[81]。, プラネット・ナインは eTNOs を黄道面に対してほぼ垂直な軌道に移動させる可能性があるとされている[83][84]。いくつかの天体は 50° よりも大きい軌道傾斜角を持ち、軌道長半径が 250 au を超える軌道にあることが観測で判明している[85][86]。これらの軌道は、低い軌道傾斜角を持っていたいくつかの eTNOs が低い軌道離心率の軌道に到達した際に、プラネット・ナインと永年共鳴を起こすことで生成される。この共鳴は小天体の軌道離心率と軌道傾斜角を増加させ、eTNOs を小さい近日点距離を持った大きな傾斜角の軌道へと移動させる。このような天体は、近日点付近にいる際によく観測される。その後 eTNOs は低軌道離心率の逆行軌道へと進化し、再び離心率と傾斜角が小さい軌道に戻る前に高軌道離心率の垂直な軌道の第二段階を経由する。, プラネット・ナインとの永年共鳴は、軌道の近日点引数と近日点黄経の線型結合を引き起こす。古在メカニズムとは異なり、この共鳴では天体がほぼ垂直な軌道になった時に軌道離心率が最大に到達する。バティギンと Morbidelli によるシミュレーションでは、この軌道進化は比較的一般的に起こるものであり、安定な軌道にある天体のうち 38% は少なくとも一回この過程を経験していると推定されている[81]。これらの天体の近日点引数はプラネット・ナインの付近か反対側に集まり、また天体の近日点距離が最も小さくなっている時は、昇交点黄経はプラネット・ナインの昇交点黄経から前後 90° の値に集まる[2][82]。これは、このような天体の軌道分布が既知の巨大惑星との遠方での遭遇に起因すると考えた場合とは異なり、観測結果とおおむね一致している[2]。, 軌道長半径が 100 au 未満で大きな軌道傾斜角を持つ太陽系外縁天体は、プラネット・ナインと他の巨大惑星の両方の影響を受けている可能性がある。軌道が垂直な状態になった eTNOs は近日点距離が小さいため、海王星やその他の巨大惑星の軌道と交差しうる。これらの惑星と遭遇することによって eTNOs の軌道長半径は 100 au 未満にまで小さくなる。こうなるともはやこの天体はプラネット・ナインの影響を受けなくなり、2008 KV42 のような軌道になる。これらの天体の最も長寿命な軌道分布は非一様であると予測されている。大部分は近日点距離が 5〜35 au の範囲であり、軌道傾斜角は 110° 未満であると予想される。またそれらとは離れた軌道要素の、軌道傾斜角が 150° 付近で近日点距離が 10 au 付近にも分布していると予想される[66]。これらの天体は、これまではオールトの雲に起源を持つという説がこれまでに提唱されていた[87]。オールトの雲は、太陽から 2,000〜200,000 au の距離を取り囲む理論上の氷微惑星の雲である。, プラネット・ナインは彗星の源となる領域やその軌道傾斜角の分布にも影響を与えると考えられる。太陽系形成モデルの一つであるニースモデルでの巨大惑星の移動のシミュレーションでは、プラネット・ナインの影響を含めた場合はオールトの雲に移行する微惑星は少なくなる。オールトの雲に移行しなかった他の微惑星は、プラネット・ナインによって力学的に支配される天体の雲 (集団) の中に取り込まれる。このプラネット・ナイン雲は eTNOs および垂直な軌道を持つ天体からなり、250〜3,000 au の軌道長半径まで広がり、合計質量はおよそ0.3〜0.4地球質量だろうと考えられている[69][78]。, プラネット・ナイン雲の中にある天体の近日点距離が他の惑星と遭遇を起こすほどに小さくなった場合、いくつかは散乱され太陽系内部に侵入する軌道になり、これらは彗星として観測されるようになる。もしプラネット・ナインが存在する場合、このようにして太陽系内部に入ってくる天体はハレー彗星型の彗星のおよそ3分の1を占めるだろうと考えられる。プラネット・ナインは、軌道長半径が 50 au を超え海王星の軌道付近に近日点を持つ散乱円盤天体の軌道にも変化を与え、これらの天体の軌道傾斜角を増加させる。これによってこのような天体に由来を持つ木星族彗星の軌道傾斜角を増加させ、観測で分かっているよりも彗星の軌道傾斜角の分布を広くする[69][88]。, 太陽の自転軸は惑星の軌道面に対して傾いているが、プラネット・ナインはこの傾斜に関与している可能性がある。太陽系の形成と進化に関するモデルでは、太陽の赤道面と惑星の軌道は同じ平面上になるはずであることを予測する。しかし実際には、太陽の自転軸は巨大惑星の軌道平面に対しておよそ 6° 傾いていることが分かっている。プラネット・ナインは惑星の軌道にトルクを加えることで太陽の自転軸傾斜を生み出し、惑星の軌道面をコマのように短い円弧で歳差させることができる。プラネット・ナインは他の惑星から大きく傾いた軌道を持っていること、また軌道長半径が非常に大きいため他の太陽系の惑星よりも多くの角運動量を持っていることから、この歳差を引き起こす可能性がある[89]。, Elizabeth Bailey、バティギン、ブラウンのグループ[90]と、Rodney Gomes、Rogerio Deienno と Alessandro Morbidelli のグループ[67]によって同時期に独立して行われた解析モデルとコンピュータシミュレーションを用いた研究、さらに Dong Lai によって後に行われた研究では[91]、太陽の自転軸の傾きとその大きさの両方は、プラネット・ナインによって及ぼされる重力トルクによって説明することが可能であるということが示されている。これらの研究結果はプラネット・ナイン仮説と一致するものであるが、プラネット・ナインの存在を証明するものではない。なぜなら、太陽系での太陽の自転軸と惑星の軌道平面のずれを説明するモデルとしては、原始惑星系円盤と原始星時代の太陽との磁気的相互作用や、太陽への非対称な質量降着、太陽が伴星を失ったことが原因とするもの、他の恒星との遭遇によるものなど、他の可能性も考えられるからである[90]。, バティギンは、彼とブラウンの研究で行われたシミュレーションの結果を解釈する際に慎重を期し、「プラネット・ナインがカメラに捉えられるまではこれは実在のものとはみなされない。我々が今持っているのはエコーである」と述べている[92]。ブラウンは、プラネット・ナインの存在可能性を 90% と見込んでいる[4]。また彼らの研究論文を前もって知っていた数少ない研究者の一人である Gregory P. Laughlin は 68.3% と見込んでいる[93]。この説に懐疑的な科学者たちは、解析に用いられる太陽系外縁天体のさらなる追加や、撮影による確認を通じた最終的な証拠といったより多くのデータが必要だとしている[94][95][96]。ブラウンはこの懐疑的な意見には同意しているが、それでも新しい惑星を探すのには十分なデータがあると考えている[97]。, プラネット・ナイン仮説は何人かの天文学者や科学者に支持されている。NASA惑星科学部門のディレクターであるジム・グリーン(英語版)は「証拠は以前より強固になっている」[注 5]と述べている[98]。しかしグリーンは観測されている遠方の eTNOs の動きは他の仮説で説明できる可能性もあるという点も忠告し、カール・セーガンを引用して「途方もない主張には途方もない証拠が必要だ」[注 6]と述べている[4]。マサチューセッツ工科大学の教授である Thomas Levenson は、現在のところ、プラネット・ナインは太陽系の外部領域について現在分かっている全てのことに対する唯一の満足できる説明であるように思えると結論付けた[92]。また アストロノミカルジャーナルに掲載されたバティギンとブラウンの論文の査読を行った天文学者である Alessandro Morbidelli は、「私にはバティギンとブラウンが提示したものに変わる説明は見当たらない」と同意した[93][4]。, 天文学者の Renu Malhotra はプラネット・ナインの存在については分からないとの立場を取っているが、彼女とその同僚が行った研究では、eTNOs の軌道が傾いているように思われること、またこの傾きはプラネット・ナイン以外の他の方法での説明は難しいということを発見している。彼女は「我々が見つけたずれの大きさは奇妙なものだ」と述べ、「私にとって、これは私がこれまでに遭遇した中で最も興味深いプラネット・ナインの証拠である」としている[99]。, プラネット・ナインの存在に懐疑的な様々な意見も存在する。アメリカの宇宙物理学者 Ethan Siegel は、他の惑星系では一般的に存在するが太陽系には存在しないスーパー・アースは過去には存在し、太陽系初期の力学的な不安定な時期に少なくとも一個が太陽系外に弾き出されたと考えているが、太陽系内に未発見の惑星が存在するという考えには懐疑的なコメントをしている[84][100][101]。また惑星科学者の Harold F. Levison は、弾き出された惑星がオールトの雲の内側に留まることができる確率はわずか 2% 程度だと考えており、もしその惑星が安定な軌道に入った場合は多くの天体がオールトの雲から投げ出されたはずだと推測している[102]。, プラネット・ナインは遠方の太陽系外縁天体の軌道要素に見られる偏りを元に提唱された仮説上の天体だが、プラネット・ナインのような天体を想定しなくても軌道の特徴を説明可能だとする対立仮説も存在する。また、プラネット・ナインとは大きく異なる特徴や軌道要素を持つ未知の天体で説明可能とする仮説もある。さらに、軌道要素の偏りそのものが偶然であるか、見かけ上のものに過ぎないとする説もある。, Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) の研究結果では、太陽系外縁天体に見られる軌道の偏りは、発見されている天体数が少ないことと観測バイアスとの組み合わせによる見かけ上のものだということが示唆されている。OSSOS は既知のバイアスを考慮したよく特徴付けられた太陽系外部のサーベイプロジェクトであり、軌道長半径が 150 au を超え様々な軌道配置にある8個の天体を観測した。このサーベイにおける観測バイアスの影響を考慮した後、トルヒージョとシェパードによって同定された近日点引数の偏りの証拠は見られないとし[注 7]、最も遠方を公転する天体群の軌道はランダムな配置と統計的に一致するとした[103][104]。, この結果は、ブラウンによって観測された eTNOs の発見バイアスの解析とは異なる結果である。彼は10個の既知の eTNOs の近日点黄経の偏りに関して観測バイアスを考慮し、もし軌道の分布が一様であるならば、偶然偏って見える期間はわずか 1.2% であることを見出している。これに近日点引数に見られる偏りも合わせた場合、偶然偏っているように見える確率は 0.025% になるとしている[105]。また後のブラウンとバティギンによる14個の eTNOs の発見バイアスの解析では、近日点黄経と軌道の極の位置の偏りが偶然である確率は 0.2% だとしている[106]。, プラネット・ナインの影響を考慮した15個の既知の天体の進化のシミュレーションでも、いくつかの観測との差異が明らかになっている。Cory Shankman と彼の同僚は、軌道長半径が 150 au 以上、近日点距離が 30 au 以上の15個の天体を模擬した(同じ軌道にあると仮定した)多数の天体のシミュレーションに、プラネット・ナインの影響を取り入れた計算を行った。その結果彼らは軌道長半径が 250 au より大きい天体では軌道がプラネット・ナインとは反対方向に揃うのを確認したが、近日点引数の偏りは見られなかった。また彼らのシミュレーションでは eTNOs の近日点距離は滑らかに上昇と減少を起こし、観測では確認されていない、近日点距離が 50〜70 au の間にある天体を多数残すことが示された。この結果は、この軌道長半径の範囲にある多数の観測されていない天体が存在することを予測するものである[107]。この中には、大部分の観測は小さな軌道傾斜角を持った天体に対して行われているために見落とされているであろう高軌道傾斜角の天体や[78]、暗くて観測できないために見落とされている大きな近日点距離を持つ天体を多数含んでいる。これらの中には他の巨大惑星との遭遇によって太陽系から弾き出されたものも多くあるだろうと考えられる。観測されていない天体や失われた天体が多数あると考えられることから、この研究では合計で数十地球質量になる天体群が存在し、太陽系初期には大量の質量が外部に放出されていた必要があると推定された。Shankman らは、プラネット・ナインが存在する可能性は低く、現在観測されている eTNOs の軌道の偏りは一時的な現象であり、より多くの eTNOs が検出されるに連れ偏りは消えるだろうと結論付けた[99][107]。, Ann-Marie Madigan と Michael McCourt は、遠方の重い円盤の中での傾斜角不安定が eTNOs の近日点引数の偏りの原因になっていると主張している。傾斜角不安定とは、小天体からなる円盤が太陽などの中心星を高い軌道離心率(0.6以上)で公転している際に発生する不安定性である。円盤の自己重力によって円盤が自発的な組織化を起こし、円盤中の天体の軌道傾斜角を増加させて近日点引数を整列させ、元々の軌道平面の上か下に円錐状に分布させるようになる[108]。この過程が発生するには長い時間と非常に重い円盤質量を必要とし、数億年程度の時間、1〜10地球質量の円盤が必要とされる[109]。傾斜角不安定は小天体の近日点引数を偏らせ近日点距離を上昇させることができ、そのため分離天体を形成することができるが、この過程では近日点黄経の偏りは発生しない[105]。ブラウンはプラネット・ナインがより適切な説明であるとし、傾斜角不安定を発生させるのに十分な質量を持つ散乱円盤の存在は現在の調査では明らかになっていないと述べている[110][111]。また、微惑星円盤の自己重力を取り入れた太陽系のニースモデルのシミュレーションでは、傾斜角不安定は発生していない。そのかわりに、シミュレーションでは天体の軌道の急速な歳差が生成され、大部分の天体は傾斜角不安定が発生するには短すぎる時間スケールで放出された[112]。, Antranik Sefilian と Jihad Touma は、やや大きな軌道離心率を持った太陽系外縁天体の重い円盤が eTNOs の近日点黄経の偏りを引き起こしたという説を提唱している。彼らは、合計で10地球質量の太陽系外縁天体を含む円盤があり、軌道は揃っており、軌道離心率は軌道長半径が大きくなるに連れゼロから0.165まで変化しているという分布を予測した。この円盤の重力的な影響は巨大惑星によって駆動される前向きの歳差運動を相殺し、その結果としてそれぞれの天体の軌道の配置は維持される。観測されている eTNOs のような大きな軌道離心率を持った天体は、もし軌道が円盤と反対方向に整列していた場合は安定であり、おおむね固定された向きか近日点黄経を持つと考えられる[113]。ブラウンはこの提唱された円盤は eTNOs の偏りを説明可能であると考えているものの、この円盤は太陽系の年齢に渡って生き残ることは出来ないため、もっともらしくない説だと考えている[114]。またバティギンはカイパーベルトにはこの円盤の形成を説明するだけの十分な質量が無いと考え、「なぜ原始惑星系円盤が 30 au 付近で終わり 100 au より遠方で再び始まるのか」と疑問を呈している[115]。, プラネット・ナイン仮説は未知の天体の質量と軌道に関する一連の予測を含んでいる。ある対立仮説ではプラネット・ナインとは異なる軌道要素を持った未知の天体の存在を予測する。Malhotra、Kathryn Volk と Xianyu Wang は、近日点距離が 40 au、軌道長半径が 250 au を超える最も長周期の4つの分離天体は、仮説上の惑星と n:1 か n:2 の平均運動共鳴を起こしているとする仮説を提唱した[116][117]。また軌道長半径が 150 au を超えるさらに2つの天体も共鳴を起こしている可能性があるとした。彼女らが提唱した天体はプラネット・ナインよりも軌道離心率と傾斜角が低い軌道である可能性があり、離心率は 0.18 未満、傾斜角は 11° 程度とされる。この場合、2010 GB174 への近接遭遇を起こさないためには、仮説上の惑星の軌道離心率は低い必要がある。もし eTNOs が第三種の周期軌道にあり、これらの安定性が近日点引数の秤動によって高められる場合は、天体は 40° 程度のより高い軌道傾斜角に存在する可能性もある。バティギンとブラウンの説とは異なり、Malhotra、Volk、Wang の説では、遠方の分離天体の大部分が重い天体の軌道と反対方向に揃った軌道を持つことを必要としていない[117][118]。, トルヒージョとシェパードは2014年に、平均距離が 200〜300 au の円軌道にある未知の重い惑星が、大きな軌道長半径を持つ12個の太陽系外縁天体の近日点引数の偏りの原因であると主張した。彼らは、近日点距離が 30 au 以上、軌道長半径が 150 au 以上の12個の太陽系外縁天体の軌道の近日点引数が 0° 付近に偏っていることを発見した[2][22]。数値シミュレーションの結果、何十億年もの時間が経過するとこれらの天体の歳差運動の速度が異なることによって近日点はランダムに分布してしまうことを示し、軌道を偏らせるためには数百auの距離の円軌道にある重い惑星が必要であることを示唆した[119]。この重い天体は太陽系外縁天体の近日点引数を古在メカニズムを介して 0° か 180° の周囲を秤動させるため、これらの天体は惑星に最も近い点と最も遠い点である近日点と遠日点付近で惑星の軌道平面を横切ると予想される[22][70]。2〜15地球質量の天体を 200〜300 au の範囲の軌道傾斜角が小さい円軌道に置いた場合の数値シミュレーションでは、セドナと 2012 VP113 の近日点引数は数十億年にわたって 0° 付近を秤動し(近日点距離が小さい天体は秤動を起こさなかった)、1,500 au にある大きく傾いた軌道にある海王星質量の天体と秤動を起こす時期を経験した[22]。この仮説では、180° 程度の近日点引数を持つ天体が存在していないことを説明するためには、太陽系近傍の恒星の通過で取り除かれたなどの、さらなる過程が必要とされる[2][注 8]。, これらのシミュレーションでは、一つの大きな惑星が小さい太陽系外縁天体をどのように似た種類の軌道に導きうるかという基本的なアイデアが示された。これは仮説上の天体の特定の軌道を算出するものではなく概念的なシミュレーションによる基本的な証明であり、仮説上の天体が取りうる軌道の配置は多数あると述べている[119]。そのため彼らは全ての eTNOs の軌道の偏りをうまく組み込んだモデルを完全には定式化していない[2]。しかし彼らは太陽系外縁天体の軌道に偏りがあること、およびこのもっともらしい説明は未知の遠方の重い惑星の存在であることに気が付いた初めての研究者であった。彼らの研究は、天王星の運動に奇妙な点があることに気が付き、それが未知の第8惑星からの重力による可能性が高いと示唆して海王星の発見に繋がったアレクシス・ブヴァールの研究と非常に類似している[122]。, Raúl および Carlos de la Fuente Marcos は、似たようなモデルだが共鳴している2つの遠方惑星を仮定したモデルを提案している[70][123]。de la Fuente Marcos らが Sverre Aarseth と共に行った解析では、観測されている近日点引数の偏りは観測バイアスによるものではないことが確認されている。彼らは、軌道の偏りは太陽から 200 au 程度離れた軌道を持つ火星から土星の間の質量を持つ天体によって引き起こされたと推測した。トルヒージョとシェパードらの仮説と同様に、彼らも太陽系外縁天体は古在メカニズムによって偏った軌道の状態を維持されていると理論的に予測し、これらの運動を木星の影響下にあるマックホルツ第1彗星 (96P/Machholz) の振る舞いと比較した[124]。しかし彼らもまた未知の惑星1つでは太陽系外縁天体の軌道の整列を説明するのに苦労した。そのため彼らはこの未知の惑星自身は太陽から 250 au にあるさらに重い別の天体と共鳴状態にあると考えた.

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