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제9행성

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1. 개요

제9행성은 해왕성 궤도 너머에 존재할 가능성이 제기된 가상의 행성으로, 2016년 마이클 브라운과 콘스탄틴 바티긴에 의해 여섯 개의 작은 천체들의 궤도 뭉침 현상을 설명하기 위해 처음 제안되었다. 이 가설은 세드나와 같은 극단적인 해왕성 외 천체(ETNO)들의 궤도, 8개의 알려진 행성 궤도에 수직인 ETNO의 궤도 경사, 그리고 해왕성 바깥 천체(TNO)들의 궤도 뭉침 현상 등 태양계의 여러 특이점을 설명하려 한다. 제9행성은 지구 질량의 5~10배, 궤도 긴반경 약 700AU, 궤도 이심률 0.6, 궤도 경사 30°로 추정되며, 천왕성이나 해왕성과 유사한 얼음 가스 행성일 것으로 예상된다. 현재 스바루 망원경 등을 이용한 탐색이 진행 중이며, 기존 데이터 검색, 열복사 관측, 시민 과학 프로젝트 등을 통해 탐색이 이루어지고 있다. 제9행성 가설 외에도, ETNO 궤도의 뭉침 현상을 설명하기 위한 일시적 뭉침, 거대 질량 원반, 낮은 이심률 궤도의 행성, 원시 블랙홀 등 다양한 대안 가설들이 제시되고 있다.

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제9행성
기본 정보
행성 9는 태양에서 멀리 떨어진 어두운 구체로 묘사되었으며 배경에는 은하수가 있다.
태양이 멀리 있는 은하수를 가리는 행성 9의 상상도; 해왕성의 궤도는 태양 주위의 작은 타원으로 표시됨 ([[File:Planet nine artistic plain labeled.png|레이블이 지정된 버전]] 참조)
명칭행성 9
분류천왕성형 행성?
영어 명칭Planet Nine
원일점 거리560+260−140 AU
근일점 거리340+80−70 AU
궤도 장반축460+160−100 AU
궤도 이심률0.2–0.5
공전 주기9,900+5,500−3,100 년
궤도 경사16±5°
승교점 경도113°
근일점 편각약 150° (추정)
물리적 특징
질량6.3+2.3−1.5 M⊕
겉보기 등급~21
발견 정보
나이약 40억 년
기타 정보
시선 속도380+140−80 AU
추가 정보460+160−100 AU

2. 역사적 배경

1846년 해왕성의 발견 이후, 해왕성 궤도 너머에 또 다른 행성이 존재할 수 있다는 추측이 많았다. 이러한 이론들 중 가장 잘 알려진 것은 천왕성과 해왕성의 궤도에 영향을 미치는 먼 거리에 있는 행성의 존재를 예측하는 것이었다.[202] 광범위한 계산을 거쳐 퍼시벌 로웰은 가설상의 해왕성 바깥 행성의 가능한 궤도와 위치를 예측하고 1906년에 이를 찾기 위한 광범위한 탐색을 시작했다. 그는 가설적 천체를 ''X 행성''(Planet X)이라고 명명했는데, 이는 이전에 가브리엘 달렛이 사용했던 이름이다.[21][22][202] 클라이드 톰보는 로웰의 탐색을 이어받아 1930년에 명왕성을 발견했지만, 곧 로웰의 X 행성으로 간주하기에는 너무 작은 것으로 밝혀졌다.[23] 1989년 ''보이저 2호''가 해왕성을 통과한 후, 천왕성의 예측 궤도와 관측 궤도의 차이는 이전에 부정확했던 해왕성의 질량을 사용했기 때문인 것으로 밝혀졌다.[24]

1880년에 조지 포브스는 두 개의 해왕성 바깥 행성의 존재를 가정했다. 하나는 태양으로부터의 평균 거리, 즉 긴반지름이 100 AU로 지구의 100배가 될 것이고, 두 번째는 300 AU의 긴반지름을 가질 것이라고 주장했다. 그의 연구는 최근의 9번째 행성 이론과 유사하다고 여겨지는데, 이 행성들은 여러 천체의 궤도를 군집시키는 역할을 할 것이고, 이 경우에는 약 100~300 AU 부근의 주기적인 혜성들의 원일점 거리의 군집이 해당된다.[174][25]

2004년, 매우 특이한 궤도를 가진 왜소 행성 세드나의 발견은 알려진 행성 외에 다른 거대한 천체와의 만남에 대한 추측을 불러일으켰다. 세드나의 궤도는 분리 궤도로, 근일점 거리가 76 AU로 해왕성과의 중력적 상호작용으로는 설명하기에 너무 멀다.[26][27] 2014년 3월, 80 AU의 근일점 거리를 가진 두 번째 세드나이드인 2012 VP113가 유사한 궤도에서 발견되었다는 발표는 먼 태양계에 미지의 초대지구가 남아 있다는 추측을 다시 불러일으켰다.[28][150]

2014년, 천문학자 채드 트루히요와 스콧 S. 셰퍼드는 세드나와 2012 VP113 및 몇몇 다른 ETNO의 궤도의 유사성에 주목했다. 그들은 200~300 AU 사이의 원형 궤도에 있는 미지의 행성이 그들의 궤도를 교란시키고 있다고 제안했다.[123]

3. 제9행성 가설

2016년 1월 20일 미국 캘리포니아주 공과대학교 마이클 브라운과 콘스탄틴 바티긴 교수는 천문학 저널에 명왕성 너머에 아홉 번째 행성이 존재한다는 증거를 찾아냈다고 발표했다. 그들은 관측된 여섯 개 작은 천체가 같은 각도로 타원 궤도를 그리며 태양을 돌고 있었으며 이런 일이 발생할 확률은 1만 4천 분의 1에 불과한데, 이는 행성 규모 천체가 이들에 영향을 끼치고 있는 증거라고 주장했다.[286][287] 이 가설을 제시한 마이클 브라운은 2006년 명왕성이 행성의 지위를 잃는 데 주도적 역할을 했다.[288]

제9행성의 가상 경로가 있는 별자리


2016년 초, 캘리포니아 공과대학교의 바티긴(Batygin)과 브라운(Brown)은 6개의 ETNO의 유사한 궤도가 제9행성에 의해 어떻게 설명될 수 있는지 설명하고 행성의 가능한 궤도를 제안했다.[12] 이 가설은 또한 내행성에 수직인 궤도를 가진 ETNO[12]와 극단적인 경사를 가진 ETNO[80]를 설명할 수 있으며, 태양의 기울기에 대한 설명으로 제시되었다.[10]

제9행성의 중력적 영향은 태양계의 네 가지 특이점을 설명할 수 있다:[55]

  • ETNO(Extreme Trans-Neptunian Objects, 극단적 해왕성 바깥 천체) 궤도의 뭉침 현상
  • 세드나(Sedna)와 같이 분리된 천체들의 근일점 거리가 먼 현상
  • 8개의 알려진 행성 궤도에 거의 수직인 궤도를 가진 ETNO의 높은 궤도 경사
  • 100AU 미만의 긴반지름을 가진 높은 궤도 경사의 해왕성 바깥 천체(TNO, trans-Neptunian object)


제9행성은 처음에는 궤도의 뭉침 현상을 설명하기 위해 제안되었으며, 이는 세드나와 같은 천체의 근일점 거리가 먼 현상도 설명할 수 있는 메커니즘을 통해 이루어진다. 이러한 천체 중 일부가 수직 궤도로 진화하는 것은 예상치 못한 일이었지만, 이전에 관측된 천체들과 일치하는 것으로 밝혀졌다. 수직 궤도를 가진 일부 천체의 궤도는 나중에 다른 행성들을 시뮬레이션에 포함했을 때 더 작은 긴반지름을 향해 진화하는 것으로 나타났다. 비록 이러한 특이점들 중 많은 부분에 대해 다른 메커니즘들이 제시되었지만, 제9행성의 중력적 영향은 이 네 가지 모두를 설명하는 유일한 것이다. 제9행성의 중력은 또한 그 궤도를 가로지르는 다른 천체들의 궤도 경사를 증가시킬 것이지만, 이는 50AU보다 큰 긴반지름을 가진 해왕성 너머 궤도의 산란 원반 천체[84] 및 관측된 것보다 더 넓은 경사 분포를 가진 단주기 혜성을 남겨둘 수 있다.[56] 이전에는 제9행성이 행성 궤도에 대한 태양 축의 6° 기울기에 대한 책임이 있다고 가정했지만,[57] 최근 예측된 궤도와 질량에 대한 업데이트는 이 변화를 약 1°로 제한한다.[14]

|thumb|upright=1.2|Diagram illustrating the true anomaly, argument of periapsis, longitude of ascending node, and inclination of a celestial body.|alt=Orbit of a celestial body is shown as a tilted ellipse intersecting the ecliptic.]]

대규모 긴반지름을 가진 해왕성 바깥 천체(TNO) 궤도의 뭉침 현상은 트루히요(Trujillo)와 셰퍼드(Sheppard)에 의해 처음 기술되었으며, 이들은 세드나(Sedna)와 의 궤도 유사성을 언급했다. 행성 9가 없다면, 이러한 궤도들은 어떤 방향에 대한 선호 없이 무작위로 분포되어야 한다. 추가 분석을 통해 트루히요와 셰퍼드는 근일점 거리가 30AU보다 크고 긴반지름이 150AU보다 큰 12개의 TNO의 근점 인자가 0° 근처에 뭉쳐 있다는 것을 관찰했는데, 이는 태양에 가장 가까울 때 황도를 통과하여 상승한다는 것을 의미한다. 트루히요와 셰퍼드는 이러한 정렬이 해왕성 너머의 거대한 알려지지 않은 행성에 의해 Kozai 메커니즘을 통해 발생했다고 제안했다.[123] 유사한 긴반지름을 가진 천체들의 경우, Kozai 메커니즘은 근점 인자를 0° 또는 180° 근처에 가두어 놓을 것이다. 이러한 가둠 현상은 궤도가 찌그러지고 기울어진 천체들이 행성에 접근하는 것을 방지하게 해주는데, 이는 천체들이 태양에서 가장 가깝거나 멀리 떨어진 지점에서 행성의 궤도면을 통과하고, 행성의 궤도 위 또는 아래에서 행성의 궤도를 통과하기 때문이다.[127][58] 트루히요와 셰퍼드의 Kozai 메커니즘에 의해 천체들이 어떻게 정렬될 것인가에 대한 가설은 추가 분석과 증거에 의해 대체되었다.[12]

바티긴(Batygin)과 브라운(Brown)은 트루히요와 셰퍼드가 제안한 메커니즘을 반박하기 위해 대규모 긴반지름을 가진 TNO의 궤도를 조사했다.[12] 해왕성에 근접하여 불안정하거나 해왕성의 평균 운동 공명의 영향을 받는 트루히요와 셰퍼드의 원래 분석에 포함된 천체들을 제거한 후, 바티긴과 브라운은 나머지 6개의 천체(세드나, , 474640 알리카토, , , and )의 근점 인자가 근처에 뭉쳐 있다는 것을 확인했다. 이러한 발견은 Kozai 메커니즘이 근점 인자를 0° 또는 180°로 정렬하려는 경향과 일치하지 않았다.[12]

|upright=2|thumb|Orbital correlations among six distant trans-Neptunian objects led to the hypothesis. (See: Final frame orbits.)|alt=animated diagram zooms out from the orbits of the inner and outer planets to the greatly extended orbits of the outermost objects, which point towards the left of the screen. Planet Nine's hypothetical orbit appears as a broken line ]]

바티긴과 브라운은 또한 긴반지름이 250AU보다 크고 근일점 거리가 30AU보다 먼 6개의 ETNO(세드나, , 474640 알리카토, , , and )의 궤도가 공간에서 정렬되어 근일점이 대략 같은 방향을 가리키고 있어, 태양에 가장 가까이 접근하는 지점인 근점 경도가 뭉쳐 있다는 것을 발견했다. 6개의 천체의 궤도는 또한 황도에 대해 기울어져 있었고 대략 공면을 이루며, 각 천체가 황도를 통과하여 상승하는 방향인 승교점 경도가 뭉쳐져 있었다. 그들은 이러한 정렬의 조합이 우연에 의한 것일 확률이 단 0.007%에 불과하다고 결론 내렸다.[12][59][60] 이 6개의 천체는 6개의 서로 다른 망원경으로 수행된 6개의 서로 다른 관측 조사에서 발견되었다. 이는 뭉침 현상이 망원경을 하늘의 특정 부분으로 향하게 하는 것과 같은 관측 편향으로 인한 것일 가능성을 낮추었다.

6개의 천체 중 2개( 및 474640 알리카토)는 궤도와 스펙트럼도 매우 유사하다.[62][63] 이는 이들이 먼 천체와의 만남 중에 원일점 근처에서 파괴된 이중 소행성일 가능성을 시사한다.

후속 논문에서 트루히요와 셰퍼드는 긴반지름이 150 AU보다 큰 TNO의 근점 경도와 근점 인자 간의 상관관계를 언급했다. 근점 경도가 0–120°인 천체는 근점 인자가 280°에서 360° 사이이고, 근점 경도가 °에서 ° 사이인 천체는 근점 인자가 °에서 ° 사이이다. 이러한 상관관계의 통계적 유의성은 99.99%였다.

2017년 카를로스(Carlos)와 라울 데 라 푸엔테 마르코스(Raúl de la Fuente Marcos)의 논문은 ETNO, 켄타우루스, 그리고 큰 긴반지름을 가진 혜성의 승교점까지의 거리 분포가 이중 모드일 수 있다고 언급했다. 그들은 ETNO가 긴반지름이 300–400 AU인 행성에 근접하는 것을 피하기 때문이라고 제안한다.[66][67] 더 많은 데이터(40개 천체)를 사용하여, ETNO의 상호 교점 거리 분포는 관측 편향 때문이 아니라 외부 섭동의 결과일 가능성이 높은 가장 짧은 상호 상승 및 하강 교점 거리 간의 통계적으로 유의한 비대칭성을 보여준다.[68][69]

{{multiple image

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|align = left

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|header = The extreme trans-Neptunian object orbits

|image1 = Planet nine-etnos now-new3.png

|image2 = Planet_nine-etnos_now-close-new.png

|alt1 = Orbits of extreme trans-Neptunian objects and Planet Nine

|alt2 = Close up of extreme trans-Neptunian objects' and planets' orbits

|caption1 = Six original and eight additional ETNO objects orbits with current positions near their perihelion in purple, with hypothetical Planet Nine orbit in green

|caption2 = Close up view of 13 ETNO current positions

|alt = The orbits of the extreme trans-Neptunian objects are shown in various colors, with Planet Nine's orbit shown in bright green. Most of the orbits are aligned to the right of Planet Nine.

}}

ETNO(해왕성 바깥 천체)의 궤도 뭉침과 근일점 상승은 제9행성을 포함하는 시뮬레이션에서 재현된다. Batygin과 Brown이 수행한 시뮬레이션에서 임의의 방향으로 시작하여 최대 550AU의 긴반지름을 가진 산란원반 천체의 무리가 극도로 찌그러진 궤도를 가진 거대한 먼 행성에 의해 대략 공선형 및 공면형의 공간적으로 제한된 궤도 그룹으로 조각되었다. 이로 인해 대부분의 천체들의 근일점이 유사한 방향을 가리키고 천체들의 궤도가 유사한 기울기를 가지게 되었다. 이 천체들 중 다수는 세드나와 같은 높은 근일점 궤도에 진입했으며, 예상치 못하게 Batygin과 Brown이 나중에 관찰되었던 수직 궤도에 진입했다.[12]

Batygin과 Brown은 원래 분석에서 처음 여섯 개의 ETNO 궤도의 분포가 질량을 가진 행성을 사용하여 시뮬레이션에서 가장 잘 재현된다는 것을 발견했습니다. 이 행성은 다음과 같은 궤도를 가지고 있다.

  • 긴반지름
  • 이심률 ≈ 0.6
  • 경사 ≈ 30° to the 황도
  • 승교점 경도 ≈ .
  • 근점 인자 ≈ 140° and 근점 경도 ≡ + ≈ [70]


제9행성에 대한 이러한 매개변수는 TNO(해왕성 바깥 천체)에 다양한 시뮬레이션 효과를 생성합니다. 긴반지름이 250 AU보다 큰 천체는 제9행성과 강하게 반대 정렬되어 있으며, 근일점은 제9행성의 근일점과 반대 방향에 있습니다. 긴반지름이 150에서 250 AU 사이의 천체는 제9행성과 약하게 정렬되어 있으며, 근일점은 제9행성의 근일점과 같은 방향에 있습니다. 긴반지름이 150 AU 미만인 천체에 대해서는 거의 효과가 발견되지 않습니다.[8] 또한 시뮬레이션은 긴반지름이 보다 큰 천체가 이심률이 낮으면 안정적이고 정렬된 궤도를 가질 수 있다는 것을 밝혀냈습니다.

제9행성에 대한 다른 가능한 궤도도 검토되었으며, 긴반지름은 에서 사이이고, 이심률은 최대 0.8이며, 다양한 기울기를 가집니다.

|thumb|upright=1.6|제9행성에 의해 유도된 ETNO의 장기 진화(반장축 250AU인 천체).[13][77] 파란색: 반정렬, 빨간색: 정렬, 녹색: 준안정, 주황색: 순환. 검은색 선 위의 궤도 교차.

제9행성은 여러 효과의 조합을 통해 ETNO의 궤도를 수정한다. 매우 긴 시간 척도에서 제9행성은 ETNO 궤도에 토크를 가하며, 이는 궤도가 제9행성과 정렬되는 방식에 따라 달라진다. 그 결과 발생하는 각운동량 교환은 근일점의 상승을 유발하여 세드나와 같은 궤도를 만들고, 수억 년 후에 다시 하강하여 원래 궤도로 되돌아온다. 이심률이 작을 때는 근일점 방향의 이동도 반전되어, 천체는 반정렬 또는 정렬 상태를 유지한다. 짧은 시간 척도에서 제9행성과의 평균 운동 공명은 위상 보호를 제공하며, 이는 천체의 반장축을 약간 변경하여 궤도를 안정시키고, 궤도가 제9행성과 동기화되어 근접 조우를 방지한다. 해왕성과 다른 거대 행성의 중력, 그리고 제9행성 궤도의 경사는 이러한 보호를 약화시킨다.

2024년, Brown과 Batygin은 제9행성의 존재가 시간이 지남에 따라 반장축이 100AU 이상인 천체의 상당수 이심률을 증가시켜 근일점이 30AU 미만으로 감소하게 될 것이라는 시뮬레이션을 완료했는데, 이는 궤도가 해왕성의 궤도를 교차한다는 것을 의미한다. 또한, 그들은 경사가 40도 미만이고 반장축이 100AU에서 1000AU 사이인 해왕성 궤도 교차 천체에 대한 조사를 수행했으며, 제9행성의 존재와 일치하는 결과를 제시했는데, 이는 해왕성 궤도 교차 천체의 비율이 제9행성이 없을 때 0.5%인 것에 비해 제9행성이 있을 경우 해왕성 궤도 밖의 근일점을 가진 천체의 3%에 달한다는 것을 보여주었다.[1]

|upright=1.5|thumb|경사 궤도가 높은(황도면에 거의 수직인) 천체 5개의 궤도가 주황색의 가상적인 제9행성과 함께 청록색 타원으로 표시되어 있다.|alt=제9행성의 궤도가 상단을 가리키고, 뭉쳐진 혜성은 하단을 가리키는 모습]]

제9행성은 해왕성 바깥 천체(ETNO)를 황도면에 대략 수직인 궤도로 보낼 수 있다.[78][90] 50° 이상, 그리고 250AU 이상의 큰 긴반지름을 가진 높은 경사각을 가진 여러 천체들이 관측되었다.[79]

100AU 미만의 긴 반장축을 가진 고경사 황경계면 천체(TNO) 집단은 제9행성과 다른 거대 행성의 결합된 효과에 의해 생성될 수 있다. 수직 궤도에 진입하는 ETNO는 근일점이 충분히 낮아 궤도가 해왕성 또는 다른 거대 행성의 궤도와 교차한다. 이러한 행성과의 조우는 ETNO의 반장축을 100AU 미만으로 낮출 수 있으며, 이 경우 천체의 궤도는 더 이상 제9행성에 의해 제어되지 않고 와 같은 궤도에 남게 된다.

2019년 2월, 장반경이 250 AU 이상인 것으로 처음 가정된 ETNO(극단 해왕성 횡단 천체)의 총 수는 14개로 증가했다. 이 천체들을 사용한 분석 이후 Batygin과 Brown이 제9행성에 대해 선호하는 궤도 매개변수는 다음과 같다.[14]

  • 장반경: 400–500 AU
  • 궤도 이심률: 0.15–0.3
  • 궤도 경사: 약 20°
  • 질량: 약 지구 질량


2021년 8월, 바티긴과 브라운은 관측 편향을 고려하여 ETNO 관측과 관련된 데이터를 재분석했으며, 관측이 다른 방향보다 특정 방향에서 더 많이 이루어졌다는 것을 발견했다. 그들은 관측된 궤도 집중 현상이 "99.6% 신뢰 수준에서 여전히 유의미하다"고 밝혔다.[17] 관측 편향과 수치 시뮬레이션을 결합하여 그들은 제9행성의 특성을 다음과 같이 예측했다:[17]

  • 천문 단위}}(300–520 천문 단위)의 긴반지름;
  • 천문 단위}}(240–385 천문 단위)의 근일점;
  • °}}(11°–21°)의 궤도 경사;
  • 6.2 지구 질량 ≈ 4.9–8.4 ).}}의 질량


플래닛 나인의 기원에 관해서는, 기존의 거대 행성(목성이나 토성 등)에 의해 튕겨져 나갔다는 설, 다른 항성계에서 온 행성을 포획했다는 설, 그 자리에서 형성되었다는 설 등 많은 설이 생각되고 있다.

바티긴과 브라운의 원 논문에서는 플래닛 나인이 현재보다 태양에 가까운 위치에서 형성되었으며, 원시 행성계 원반이 아직 존재하는 시기에 목성이나 토성과 근접 조우함으로써 원방의 이심 궤도로 튕겨져 나갔다는 설을 제안하고 있다.

3. 1. 제9행성의 특징

## 궤도

제9행성은 궤도 이심률이 큰 타원 궤도를 1만 년에서 2만 년의 주기로 공전하고 있다고 추정된다. 궤도 긴반경은 약 700 AU로 해왕성의 약 20배 정도이지만, 근일점에서는 해왕성의 약 7배인 약 200AU까지 접근한다고 예상되며, 궤도 경사각은 30 ± 20° 정도라고 한다. 한편, 궤도 이심률이 크기 때문에, 원일점에서는 약 1,200AU까지 멀어진다고 한다.

예상되는 궤도에서 제9행성의 원일점은 오리온자리나 황소자리 부근 방향[196], 반대로 근일점은 뱀자리(머리 부분), 뱀주인자리, 천칭자리 부근 방향에 있게 된다.

마이클 E. 브라운은 만약 제9행성의 존재가 확인되어 현재의 탐사선으로 향한다면, 태양 주위의 중력 보조를 이용하여 불과 20년 만에 도달할 수 있다고 생각한다.

## 질량 및 반지름

제9행성은 지구의 약 10배 정도의 질량과 2~4배의 크기를 가질 것으로 추정된다. 다른 추정에서는 제9행성이 지구의 5~10배의 질량을 가지며, 직경은 마찬가지로 2~4배 정도라고 추정된다. 브라운은 제9행성이 어디에 있든지 그 질량은 주변의 소천체를 일소할 수 있을 정도로 크며, 태양계의 외곽부를 지배하는 존재라고 생각한다. 그리고 이것은 행성의 정의에 충분히 해당한다고 보고 있다.[197]

제9행성은 거대 얼음 행성인 천왕성해왕성과 크기와 조성이 비슷할 것으로 여겨진다.


지금까지의 탐사에서는, 명왕성 너머의 영역에 해왕성 크기의 천체가 존재할 가능성이 남아있다. 적외선 관측 위성인 WISE의 관측에서는, 태양으로부터 2만 6000 천문 단위 이내의 영역에 목성 질량(지구의 약 318배) 이상의 질량을 가진 천체는 확인되지 않았고, 또한 1만 천문 단위 이내에 토성 질량(지구의 약 95배)의 천체는 확인되지 않았지만, 700 천문 단위의 위치에 해왕성 정도의 질량을 가진 천체가 존재할 가능성은 부정되지 않았다.

## 구성 물질

브라운은 제9행성은 천왕성이나 해왕성처럼 암석과 얼음의 혼합물로 구성되어 있으며, 얇은 가스로 덮인 거대한 얼음 행성(천왕성형 행성)일 것이 거의 확실하다고 보고 있다.

제9행성은 원시 블랙홀(우주 탄생 1초 이내에 존재했다고 여겨지는 초소형 블랙홀)이 아니냐는 예측이 나왔다. 원시 블랙홀의 질량을 지구의 5배~15배로 가정하고, 5배였을 경우의 사건의 지평선의 크기를 실물 크기로 논문에 게재, 질량이 지구의 10배라면 사건의 지평선의 크기는 "볼링 공 정도"가 된다고 하고 있다.[198][199][200]

3. 1. 1. 궤도

제9 행성의 공전궤도는 타원형이며 그 주기는 1만 ~ 2만 년이다.[289] 태양으로부터의 평균 거리는 약 700 천문단위로 태양 ~ 해왕성 거리의 20배에 이른다. 그러나 궤도가 크게 찌그러져 있기 때문에 태양에 가장 가까이 접근할 때에는 200 천문단위, 가장 멀 때에는 1200 천문단위까지 물러난다.[289] 궤도경사각은 30 (± 20)도로 추정된다.[290]

계산에 따르면, 제9행성은 궤도 이심률이 큰 타원 궤도를 1만 년에서 2만 년의 주기로 공전하고 있다고 추정된다. 궤도 긴반경은 약 700 AU로 해왕성의 약 20배 정도이지만, 근일점에서는 해왕성의 약 7배인 약 200AU까지 접근한다고 예상되며, 궤도 경사각은 30 ± 20° 정도라고 한다. 한편, 궤도 이심률이 크기 때문에, 원일점에서는 약 1,200AU까지 멀어진다고 한다.

예상되는 궤도에서 제9행성의 원일점은 오리온자리나 황소자리 부근 방향, 반대로 근일점은 뱀자리(머리 부분), 뱀주인자리, 천칭자리 부근 방향에 있게 된다.

마이클 E. 브라운은 만약 제9행성의 존재가 확인되어 현재의 탐사선으로 향한다면, 태양 주위의 중력 보조를 이용하여 불과 20년 만에 도달할 수 있다고 생각한다.

3. 1. 2. 질량 및 반지름

이 행성의 질량은 지구의 10배,[291] 반지름은 지구의 2~4배로 보인다.[293] 다른 추정에서는 제9행성이 지구의 5~10배의 질량을 가지며, 직경은 마찬가지로 2~4배 정도라고 추정된다.[14] 브라운(Brown)은 제9행성이 존재한다면, 그 질량이 태양계 나이인 45억 년 동안 큰 천체들로부터 궤도를 청소하기에 충분하며, 그 중력이 태양계 외곽을 지배하기에 현재 정의에 따른 행성으로 충분하다고 생각한다.[9] 천문학자 장-뤽 마르고(Jean-Luc Margot) 또한 제9행성이 자신의 기준을 충족하며, 발견될 경우 행성으로 간주될 것이라고 말했다.[39][40]

2009년 광역적외선탐사위성으로 실시한 적외선 관측 결과 700 천문단위 너머에 해왕성 정도 덩치의 행성이 있을 가능성이 없지 않다는 결과가 나왔다. 2014년 유사한 연구에서는 26000 천문단위 이내에 목성급(지구 질량의 318배) 행성은 없다는 결과를 얻었다.[292] 지금까지의 탐사에서는, 명왕성 너머의 영역에 해왕성 크기의 천체가 존재할 가능성이 남아있다. 적외선 관측 위성인 WISE의 관측에서는, 태양으로부터 2만 6000 천문 단위 이내의 영역에 목성 질량(지구의 약 318배) 이상의 질량을 가진 천체는 확인되지 않았고, 또한 1만 천문 단위 이내에 토성 질량(지구의 약 95배)의 천체는 확인되지 않았지만, 700 천문 단위의 위치에 해왕성 정도의 질량을 가진 천체가 존재할 가능성은 부정되지 않았다.

브라운은 제9행성은 천왕성이나 해왕성처럼 암석과 얼음의 혼합물로 구성되어 있으며, 얇은 가스로 덮인 거대한 얼음 행성(천왕성형 행성)일 것이 거의 확실하다고 보고 있다.

제9행성은 원시 블랙홀(우주 탄생 1초 이내에 존재했다고 여겨지는 초소형 블랙홀)이 아니냐는 예측이 나왔다. 원시 블랙홀의 질량을 지구의 5배~15배로 가정하고, 5배였을 경우의 사건의 지평선의 크기를 실물 크기로 논문에 게재, 질량이 지구의 10배라면 사건의 지평선의 크기는 "볼링 공 정도"가 된다고 하고 있다.[198][199][200]

3. 1. 3. 구성 물질

마이클 브라운은 제9 행성이 천왕성해왕성과 비슷한 얼음 가스행성일 것으로 추정했다. 이 두 행성은 목성이나 토성에 비해 최외곽 가스층의 두께가 얇고 그 아래에 암석과 얼음이 섞인 층 구조가 있다.[293]

브라운은 제9행성은 천왕성이나 해왕성처럼 암석과 얼음의 혼합물로 구성되어 있으며, 얇은 가스로 덮인 거대한 얼음 행성(천왕성형 행성)일 것이 거의 확실하다고 보고 있다.

제9행성은 원시 블랙홀(우주 탄생 1초 이내에 존재했다고 여겨지는 초소형 블랙홀)이 아니냐는 예측이 나왔다. 원시 블랙홀의 질량을 지구의 5배~15배로 가정하고, 5배였을 경우의 사건의 지평선의 크기를 실물 크기로 논문에 게재, 질량이 지구의 10배라면 사건의 지평선의 크기는 "볼링 공 정도"가 된다고 하고 있다.[198][199][200]

4. 제9행성 탐색

제9행성은 태양으로부터 매우 멀리 떨어져 있어 반사광이 매우 약하므로 망원경으로 관측하기 어려울 수 있다.[9] 겉보기 등급은 22등급보다 어두울 것으로 예상되며, 이는 명왕성보다 최소 600배 어두운 것이다.[8] 스바루 망원경은 10시간 노출로 27.7등급의 사진 한계를 달성했으며,[138] 이는 제9행성이 예상되는 것보다 약 100배 어둡다. 허블 우주 망원경은 허블 울트라 딥 필드 사진 촬영 동안 약 200만 초(555시간)의 노출로 31등급의 희미한 물체를 감지했지만,[139] 허블의 시야는 매우 좁으며, 켁 천문대의 대형 쌍안 망원경도 마찬가지이다.[140]

만약 제9행성이 존재하고 근일점에 가깝다면, 천문학자들은 기존 이미지를 기반으로 이를 식별할 수 있을 것이다. 원일점에서는 가장 큰 망원경이 필요하지만, 현재 그 중간에 위치해 있다면 많은 천문대에서 제9행성을 발견할 수 있을 것이다.[11] 통계적으로 행성은 600AU 이상의 거리에서 원일점에 가까울 가능성이 더 높은데,[15] 이는 물체가 원일점에 가까울 때 케플러 제2법칙에 따라 더 느리게 움직이기 때문이다. 2019년 연구에 따르면 제9행성이 존재한다면, 원래 생각했던 것보다 작고 가까울 수 있다. 이것은 가설 행성이 더 밝아져 겉보기 등급이 21~22등급으로 관측하기 더 쉬워질 것이다.[14][142]

미시간 대학교의 프레드 아담스 교수는 2035년까지 제9행성을 정확히 찾아내거나 그 존재를 배제하기에 충분한 데이터가 수집될 것이라고 믿고 있다.[143][144]

4. 1. 탐색 방법

4. 1. 1. 기존 데이터 검색

바티긴과 브라운은 항성 객체 데이터베이스 검색을 통해 행성 9의 예측 궤도상 하늘의 많은 부분을 제외했다. 남은 지역으로는 원일점 방향, 이 조사를 통해 발견하기에는 너무 희미할 것이고, 수많은 별들 사이에서 구별하기 어려울 은하수 평면 근처가 포함된다.[36] 이 검색에는 21~22등급의 카탈리나 천체 관측소의 기록 데이터, 21.5등급의 팬-STARRS, 광역 적외선 탐사 위성(WISE)의 적외선 데이터가 포함되었다.[33][8][36] 2021년에는 즈위키 과도 현상 탐사(ZTF)의 첫 3년간의 데이터를 검색했지만 행성 9를 식별하지 못했다.[145] ZTF 데이터 단독 검색을 통해 가능한 행성 9 위치의 매개변수 공간 중 56%가 배제되었다. 주로 작은 장반경을 가진 객체를 배제한 결과 행성 9의 예상 궤도가 약간 더 멀리 밀려났다.[145]

다른 연구자들도 기존 데이터를 검색하고 있다. 암흑 에너지 탐사에 사용된 카메라 개발을 도운 데이비드 게르데스는 와 같은 태양계 외곽 천체를 식별하도록 설계된 소프트웨어가 남반구 하늘의 4분의 1을 덮는 해당 탐사의 일부로 행성 9의 이미지를 발견할 수 있다고 주장한다.[146][147] 캘리포니아 대학교 버클리(University of California, Berkeley)의 대학원생인 마이클 메드포드와 대니 골드스타인도 다른 시간에 찍은 이미지를 결합하는 기술을 사용하여 보관된 데이터를 조사하고 있다. 그들은 슈퍼컴퓨터를 사용하여 행성 9의 계산된 움직임을 고려하여 이미지를 오프셋하여 희미한 움직이는 물체의 여러 희미한 이미지를 결합하여 더 밝은 이미지를 생성할 것이다.[148] WISE와 NEOWISE 데이터를 통해 수집된 여러 이미지를 결합한 검색도 행성 9를 감지하지 못한 채 수행되었다. 이 검색은 "W1" 파장(WISE에서 사용되는 3.4 μm 파장)에서 은하면에서 떨어진 하늘의 영역을 덮었으며 10 지구 질량의 객체를 800~900 AU까지 감지할 수 있을 것으로 추정된다.[16][149]

말레나 라이스와 그레고리 라플린은 행성 9와 외태양계 천체 후보를 찾기 위해 TESS 섹터 18과 19의 데이터를 분석하기 위해 목표 시프트-스태킹 검색 알고리즘을 적용했다.[192] 그들의 검색은 멀리 떨어진 행성의 존재에 대한 심각한 증거를 생성하지 못했지만, 80~200 AU 범위의 지심 거리에 위치한 17개의 새로운 외태양계 천체 후보를 생성했으며, 확인을 위해 지상 기반 망원경 자원을 통한 후속 관측이 필요하다. 윌리엄 허셜 망원경(WHT)을 이용한 이들 외태양계 천체 후보 회수 조사의 초기 결과는 그 중 두 개를 확인하지 못했다.[193][194]

2022년까지 IRAS와 AKARI 데이터를 비교한 결과 행성 9가 감지되지 않았다. 하늘의 대부분에서 원적외선 데이터는 은하 성운의 방출로 인해 심하게 오염되어 은하면 또는 팽대부 근처에서 행성 9의 열 방출을 감지하는 데 문제가 있다고 언급되었다.[4]

바티긴과 브라운의 성표 수색에서는, 플래닛 나인으로 예상되는 궤도에 따른 하늘의 대부분은 촬영되지 않았다는 것을 이미 알고 있다. 남겨진 영역은, 지금까지의 서베이에서는 너무 어두워서 촬영되지 않을 것으로 예상되는 원일점의 방향과, 다수의 항성과의 식별이 어려운 은하계의 은하면에 가까운 방향이다.. 그들이 수색에 사용한 과거 관측 데이터는, 19등급까지의 천체를 관측한 카탈리나 스카이 서베이, 21.5등급까지의 팬스타즈, 그리고 WISE에 의한 적외선 관측 데이터이다.

그 외에도 기존 관측 데이터의 수색을 진행하고 있는 연구자가 있다. 암흑 에너지 탐사 (DES)에 사용된 카메라 개발을 도운 데이비드 거데스는, DES의 일환으로 촬영된 이미지 중 하나에 플래닛 나인이 촬영되었을 가능성이 있다고 주장했다. 그 경우, 와 같은 원방 태양계 내의 천체를 식별하는 소프트웨어를 사용하여 플래닛 나인을 발견할 가능성이 있다[248] .

캘리포니아 대학교 버클리의 대학원생인 마이클 메드포드와 대니 골드스타인은, 다른 시기에 촬영된 여러 이미지를 조합하는 기술을 이용하여 과거 데이터 조사를 진행했다. 슈퍼컴퓨터를 사용하여 계산된 플래닛 나인의 움직임에 맞춰 이미지를 이동시키고, 이동하는 어두운 천체의 다수의 어두운 이미지를 조합하여 밝은 이미지를 생성하는 것이 가능하다[249] .

또한, WISE와 NEOWISE로 획득한 복수의 데이터를 조합한 수색에서는 플래닛 나인은 검출되지 않았다. 이 수색은 은하면에서 떨어진 영역의 W1 파장 (WISE가 사용한 3.4 µm 파장)으로 관측이 이루어졌으며, 800~900au까지의 거리에 있는 10 지구 질량의 천체를 검출할 수 있는 능력이 있는 것으로 추정된다[250] .

4. 1. 2. 진행 중인 탐색

제9행성이 북반구에서 관측될 것으로 예측되기 때문에, 희미한 물체를 볼 수 있을 만큼 충분히 큰 구경과 탐색 시간을 줄여줄 넓은 시야를 갖춘 스바루 망원경을 사용하여 주요 탐색이 수행될 것으로 예상된다.[150] 바티긴과 브라운, 그리고 트루히요와 셰퍼드 등 두 팀의 천문학자들이 이 탐색을 함께 진행하고 있으며, 두 팀 모두 탐색에 최대 5년이 걸릴 것으로 예상하고 있다.[140][151] 브라운과 바티긴은 처음에 제9행성의 탐색 범위를 오리온자리 근처의 약 2,000 제곱 도의 하늘로 좁혔는데, 바티긴은 이 공간을 스바루 망원경으로 약 20일 밤에 걸쳐 탐색할 수 있을 것이라고 생각했다.[152] 바티긴과 브라운의 후속 연구로 탐색 공간은 600~800제곱도로 줄어들었다.[153] 2018년 12월, 그들은 스바루 망원경으로 4번의 반 밤과 3번의 밤을 관측했다.[154]

4. 1. 3. 열복사 관측

행성 9와 같이 멀리 떨어진 행성은 빛을 거의 반사하지 않겠지만, 큰 질량으로 인해 냉각되면서 형성 과정에서 발생한 열을 계속 방출할 것이다. 추정 온도 -226.2℃에서 방출의 최고점은 적외선 파장에 있을 것이다.[156] 이러한 방사선 신호는 ALMA와 같은 지구 기반의 서브밀리미터파 망원경으로 감지할 수 있으며,[157] 우주 마이크로파 배경 실험을 통해 mm 파장에서 검색을 수행할 수 있다.[158][159][160] 아타카마 우주론 망원경의 보관된 데이터를 사용하여 하늘의 일부를 검색했지만 행성 9를 감지하지 못했다.[162] NASA 과학 임무 이사회의 짐 그린은 제임스 웹 우주 망원경이 허블 우주 망원경의 후계자로서 행성 9을 관측할 수 있을 것이라고 낙관하고 있다.[89]

4. 1. 4. 시민 과학 프로젝트

시민 과학 프로젝트를 모은 포털 사이트인 주니버스에서는 WISE의 과거 관측 데이터에서 제9행성을 수색하는 백야드 월드/Backyard Worlds영어가 2017년 2월에 시작되었다. 이 프로젝트는 더 나아가 태양계 근방에 있는 갈색 왜성과 같은 준항성 천체의 수색도 목적으로 포함하고 있다.[263][264] 백야드 월드의 웹사이트에는 WISE 데이터의 3%에 해당하는 각각 4개의 이미지로 구성된 32,000개의 애니메이션이 업로드되어 있다. 이 애니메이션 중 이동 천체를 찾는 것으로 시민 과학자에 의해 제9행성이 발견될지도 모른다.[265]

2017년 4월,[266] 사이딩 스프링 천문대의 SkyMapper 망원경을 사용한 데이터에서 주니버스의 시민 과학자에 의해 제9행성의 후보 천체가 4개 보고되었다. 이들 후보 천체는 천문학자에 의해 추가 관측되어 검증될 예정이다.[267] 2017년 3월 28일에 시작된 이 프로젝트는 6만 명 이상의 참가자가 약 500만 건의 분류를 실시하여 3일 이내에 목표를 달성했다.[267]

2020년 8월부터 2023년 4월까지 운영된 Zooniverse의 "Catalina Outer Solar System Survey" 프로젝트는 Catalina Sky Survey의 보관된 데이터를 사용하여 해왕성 바깥 천체(TNO)를 검색했다.[5][163][164][165]

5. 대안 가설

해왕성 바깥 천체(TNO, 카이퍼 벨트 천체)의 궤도 요소에서 나타나는 편차를 설명하기 위해 제9행성 가설이 제기되었지만, 제9행성 외 다른 가설들도 제시되고 있다.

=== 일시적 또는 우연한 뭉침 ===

외태양계 탐사(OSSOS)는 관측된 궤도 클러스터링이 관측 편향과 소수 통계의 조합에 의한 결과일 가능성을 제시했다.[98][99] OSSOS는 150AU보다 큰 반장축을 가진 8개의 천체를 관찰했지만, 근일점 인자(argument of perihelion영어) 클러스터링의 증거는 발견되지 않았다.[123] 가장 큰 반장축을 가진 천체들의 궤도 방향은 통계적으로 무작위 분포와 일치했다.[98][99]

암흑 에너지 탐사(Dark Energy Survey)에서 발견된 ETNO의 궤도 요소도 클러스터링의 증거를 보이지 않았다. 그러나 하늘 범위와 발견된 천체의 수가 제9행성이 없다는 것을 보여주기에 불충분하다는 언급도 있었다.[100][101]

마이크 브라운은 관찰 편향을 고려한 후 10개의 알려진 ETNO의 근일점 경도 클러스터링이 실제 분포가 균일할 경우 단 1.2%의 시간 동안만 관찰될 것이라고 보았다. 관찰된 근일점 인자 클러스터링 확률과 결합하면 확률은 0.025%였다.[103] 브라운과 바티긴이 사용한 14개의 ETNO의 발견 편향에 대한 후속 분석은 관찰된 근일점 경도 및 궤도 극 위치의 클러스터링 확률이 0.2%임을 확인했다.[104]

코리 섕크먼과 그의 동료들은 제9행성의 존재가 드물며, 현재 관측된 기존 ETNO의 정렬은 더 많은 객체가 발견됨에 따라 사라질 일시적인 현상이라고 결론지었다.[106]

=== 거대 질량 원반 ===

안트라니크 세필리언(Antranik Sefilian영어)과 지하드 투마(Jihad Touma영어)는 거대한 해왕성 바깥 천체 원반이 극단적 해왕성 바깥 천체(ETNO)의 근일점 경도 뭉침 현상을 설명할 수 있다고 제안했다.[116] 이 원반은 10 지구 질량의 TNO들을 포함하며, 정렬된 궤도와 증가하는 이심률을 갖는다. 이 원반의 중력 효과는 개별 천체의 궤도 방향을 유지시킨다. 관측된 ETNO와 같이 이심률이 높은 천체의 궤도는 안정적이며, 이 원반과 반대 방향으로 정렬된다면 대략 고정된 방향, 즉 근일점 경도를 가질 것이다.[116]

브라운은 제안된 원반이 관측된 ETNO의 뭉침 현상을 설명할 수 있다고 보지만, 이 원반이 태양계의 나이만큼 오래 생존할 수 있다는 것은 설득력이 떨어진다고 본다.[117] 바티긴은 이 원반의 형성을 설명하기에는 카이퍼 벨트의 질량이 충분하지 않다고 생각하며, "왜 원시 행성 원반은 30 천문 단위에서 끝나고 100 천문 단위 너머에서 다시 시작되는가?"라는 의문을 제기했다.[118]

Ann-Marie Madigan과 Michael McCourt는, 원거리의 무거운 원반 내에서의 궤도 경사각 불안정성이 eTNOs의 근일점 편향의 원인이 된다고 주장했다.[231] 궤도 경사각 불안정성은 소천체로 이루어진 원반이 태양 등의 중심별을 높은 궤도 이심률(0.6 이상)로 공전할 때 발생하는 불안정성으로, 원반의 자체 중력에 의해 원반 내 천체의 궤도 경사각을 증가시키고 근일점 편각을 정렬시킨다.[231]。이 과정은 오랜 시간과 매우 무거운 원반 질량이 필요하며, 수억 년 정도의 시간과 1~10 지구 질량의 원반이 필요하다.[232]

브라운은 제9행성이 더 적절한 설명이며, 궤도 경사각 불안정성을 발생시킬 만큼 충분한 질량을 가진 산란 원반 천체의 존재는 현재의 조사로는 밝혀지지 않았다고 언급했다.[233][234]

=== 낮은 이심률 궤도의 행성 ===

레누 말호트라, 캐서린 볼크, 셴유 왕은 근일점이 40AU보다 크고, 장반경이 250AU보다 큰 4개의 분리된 천체가 가설상의 행성과 ''n'':1 또는 ''n'':2 평균 운동 공명 상태에 있다고 제안했다.[120][121] 그들이 제안한 행성은 이심률 ''e'' < 0.18 및 경사 ''i'' ≈ 11°인 낮은 이심률, 낮은 경사 궤도를 가질 수 있다.[120][121]

제안된 공명 천체[120]
천체중심 주기
(년)
비율
1,8309:1
3,3045:1
4,3004:1
474640 알리칸토5,9003:1
6,5005:2
90377 세드나≈ 11,4003:2
가설 행성≈ 17,0001:1 (정의상)



=== 원시 블랙홀 ===

2019년, 야쿠프 숄츠(Jakub Scholtz)와 제임스 언윈(James Unwin)은 원시 블랙홀이 해왕성 바깥 천체(ETNO)들의 궤도 뭉침 현상의 원인이라고 주장했다.[131][132] 이들은 OGLE 중력 렌즈 데이터를 분석하여 우리 은하 팽창 방향에서 지역 별의 개체수보다 더 많은 행성 질량 천체 집단을 발견했다. 그들은 이들이 떠돌이 행성이 아니라 원시 블랙홀이라고 제안했다.

이들은 블랙홀이 너무 차가워서 CMB에서 감지할 수 없지만, 주변의 암흑 물질과의 상호 작용으로 감마선이 생성되어 FERMILAT에서 감지할 수 있다는 검출 방법을 제안했다.[131][132] 콘스탄틴 바티긴(Konstantin Batygin)은 행성 9가 원시 블랙홀일 가능성은 있지만, 현재로서는 다른 대안보다 이 아이디어가 더 타당하다고 할 만한 증거가 충분하지 않다고 언급했다.[133]

5. 1. 일시적 또는 우연한 뭉침

외태양계 탐사(OSSOS)의 결과는 관찰된 궤도 클러스터링이 관측 편향과 소수 통계의 조합에 의한 결과일 가능성을 시사한다.[98][99] OSSOS는 넓은 범위의 방향으로 궤도가 향하는, 150AU보다 큰 반장축을 가진 8개의 천체를 관찰했다. 탐사의 관측 편향을 고려한 후, 트루히요와 셰퍼드가 확인한 근일점 인자(argument of perihelion영어) 클러스터링의 증거는 관찰되지 않았다.[123] 가장 큰 반장축을 가진 천체들의 궤도 방향은 통계적으로 무작위와 일치했다.[98][99]

암흑 에너지 탐사(Dark Energy Survey)에서 발견된 ETNO의 궤도 요소도 클러스터링의 증거를 보이지 않는다는 것이 밝혀졌다. 그러나 하늘 범위와 발견된 천체의 수가 제9행성이 없다는 것을 보여주기에 불충분하다는 언급도 있었다.[100][101] 트루히요와 셰퍼드의 탐사와 이 두 탐사를 결합했을 때도 유사한 결과가 발견되었다.[102]

마이크 브라운은 관찰 편향을 고려한 후 10개의 알려진 ETNO의 근일점 경도 클러스터링이 실제 분포가 균일할 경우 단 1.2%의 시간 동안만 관찰될 것이라고 발견했다. 관찰된 근일점 인자 클러스터링 확률과 결합하면 확률은 0.025%였다.[103] 브라운과 바티긴이 사용한 14개의 ETNO의 발견 편향에 대한 후속 분석은 관찰된 근일점 경도 및 궤도 극 위치의 클러스터링 확률이 0.2%임을 결정했다.[104]

코리 섕크먼과 그의 동료들은 제9행성의 존재가 드물며, 현재 관측된 기존 ETNO의 정렬은 더 많은 객체가 발견됨에 따라 사라질 일시적인 현상이라고 결론 내렸다.[106]

5. 2. 거대 질량 원반

안트라니크 세필리언(Antranik Sefilian영어)과 지하드 투마(Jihad Touma영어)는 중간 정도의 이심률을 가진 거대한 해왕성 바깥 천체(TNO, 카이퍼 벨트 천체) 원반이 극단적 해왕성 바깥 천체(ETNO)의 근일점 경도 뭉침 현상을 설명할 수 있다고 제안했다.[116] 이 원반은 10 지구 질량의 TNO들을 포함하며, 정렬된 궤도와 0에서 0.165까지 반장축에 따라 증가하는 이심률을 갖는다. 이 원반의 중력 효과는 거대 행성에 의해 유발되는 전진 세차 운동을 상쇄하여 개별 천체의 궤도 방향이 유지되도록 한다. 관측된 ETNO와 같이 이심률이 높은 천체의 궤도는 안정적이며, 이 원반과 반대 방향으로 정렬된다면 대략 고정된 방향, 즉 근일점 경도를 가질 것이다.[116]

브라운은 제안된 원반이 관측된 ETNO의 뭉침 현상을 설명할 수 있다고 생각하지만, 이 원반이 태양계의 나이만큼 오래 생존할 수 있다는 것은 설득력이 떨어진다고 본다.[117] 바티긴은 이 원반의 형성을 설명하기에는 카이퍼 벨트의 질량이 충분하지 않다고 생각하며, "왜 원시 행성 원반은 30 천문 단위에서 끝나고 100 천문 단위 너머에서 다시 시작되는가?"라는 의문을 제기했다.[118]

Ann-Marie Madigan과 Michael McCourt는, 원거리의 무거운 원반 내에서의 궤도 경사각 불안정성이 eTNOs의 근일점 편향의 원인이 된다고 주장했다.[231] 궤도 경사각 불안정성은 소천체로 이루어진 원반이 태양 등의 중심별을 높은 궤도 이심률(0.6 이상)로 공전할 때 발생하는 불안정성으로, 원반의 자체 중력에 의해 원반 내 천체의 궤도 경사각을 증가시키고 근일점 편각을 정렬시킨다.[231]。이 과정이 발생하기 위해서는 오랜 시간과 매우 무거운 원반 질량이 필요하며, 수억 년 정도의 시간과 1~10 지구 질량의 원반이 필요하다.[232]

브라운은 제9행성이 더 적절한 설명이며, 궤도 경사각 불안정성을 발생시킬 만큼 충분한 질량을 가진 산란 원반 천체의 존재는 현재의 조사로는 밝혀지지 않았다고 언급했다.[233][234] 미행성 원반의 자체 중력을 도입한 태양계의 니스의 모델 시뮬레이션에서는, 궤도 경사각 불안정성은 발생하지 않았다.[235]

5. 3. 낮은 이심률 궤도의 행성

레누 말호트라, 캐서린 볼크, 셴유 왕은 근일점이 40AU보다 크고, 장반경이 250AU보다 큰 4개의 분리된 천체가 가설상의 행성과 ''n'':1 또는 ''n'':2 평균 운동 공명 상태에 있다고 제안했다.[120][121] 또한 장반경이 150AU보다 큰 다른 두 개의 천체도 잠재적으로 이 행성과 공명 상태에 있다고 보았다. 그들이 제안한 행성은 이심률 ''e'' < 0.18 및 경사 ''i'' ≈ 11°인 낮은 이심률, 낮은 경사 궤도를 가질 수 있다. 이 경우 이심률은 가 행성에 접근하는 것을 피해야 한다는 요구 사항에 의해 제한된다.[120][121]

ETNO가 세 번째 종류의 주기 궤도에 있다면, 근일점 인수의 진동으로 안정성이 향상되면서, 행성은 ''i'' ≈ 48°의 더 높은 경사 궤도에 있을 수 있다. 바티긴과 브라운과 달리 말호트라, 볼크, 왕은 멀리 떨어진 분리된 천체의 대부분이 거대한 행성과 반대 정렬된 궤도를 가질 것이라고 명시하지 않았다.[120][121]

제안된 공명 천체와 가설 행성의 궤도 주기는 다음과 같다:[239]

제안된 공명 천체[120]
천체중심 주기
(년)
비율
1,8309:1
3,3045:1
4,3004:1
474640 알리칸토5,9003:1
6,5005:2
90377 세드나≈ 11,4003:2
가설 행성≈ 17,0001:1 (정의상)


5. 4. 원시 블랙홀

2019년, 야쿠프 숄츠(Jakub Scholtz)와 제임스 언윈(James Unwin)은 원시 블랙홀이 해왕성 바깥 천체(ETNO)들의 궤도 뭉침 현상의 원인이라고 주장했다.[131][132] 이들은 OGLE 중력 렌즈 데이터를 분석하여 우리 은하 팽창 방향에서 지역 별의 개체수보다 더 많은 행성 질량 천체 집단을 발견했다. 그들은 이들이 떠돌이 행성이 아니라 원시 블랙홀이라고 제안했다. 이들의 이러한 개체수 추정치는 행성 형성 모델에서 추정된 떠돌이 행성의 개체수보다 많으므로, 가상의 원시 블랙홀 포획이 떠돌이 행성 포획보다 더 가능하다고 주장한다. 이는 ETNO 궤도를 교란시키는 천체가 존재한다면 아직 발견되지 않은 이유를 설명할 수도 있다.[131][132]

이들은 블랙홀이 너무 차가워서 CMB에서 감지할 수 없지만, 주변의 암흑 물질과의 상호 작용으로 감마선이 생성되어 FERMILAT에서 감지할 수 있다는 검출 방법을 제안했다.[131][132] 콘스탄틴 바티긴(Konstantin Batygin)은 이에 대해, 행성 9가 원시 블랙홀일 가능성은 있지만, 현재로서는 다른 대안보다 이 아이디어가 더 타당하다고 할 만한 증거가 충분하지 않다고 언급했다.[133] 에드워드 위튼은 복사 압력으로 가속되는 탐사선단을 통해 행성 9 원시 블랙홀의 위치를 ​​발견할 수 있다고 제안했지만, 티엠 호앙(Thiem Hoang)과 아비 로브는 어떤 신호든 성간 매질의 잡음에 의해 지배될 것이라고 보였다.[134][135] 아미르 시라지(Amir Siraj)와 아비 로브는 베라 C. 루빈 천문대가 가능한 행성 9 원시 블랙홀을 포함하여 태양계 외부에 있는 저질량 블랙홀에서 발생하는 플레어를 감지하는 방법을 제안했다.[136][137]

6. 명칭

제9행성(Planet Nine)은 가칭이며, 광학 관측 등으로 실존이 확인되지 않는 한 정식 명칭은 부여되지 않는다.[180] 확인되면 국제천문연맹(IAU)이 정식 명칭을 인정하지만, 그때에는 보통 발견자가 제안한 이름이 우선된다.[181][296] 일반적으로 그리스 신화로마 신화에서 따온 이름이 될 가능성이 높다.[182][292]

2016년 바티긴과 브라운의 원 논문에서는, 그 물체를 단순히 "perturber"(교란체, 섭동을 주는 물체)라고 불렀으며,[12] 이후 보도용 발표에서 처음으로 "Planet Nine"이라는 가칭을 사용했다.[183][294] 바티긴과 브라운은 그 외에도 여호사밧이나 조지라는 이름으로 Planet Nine을 부르고 있다. 브라운은 또한 "우리끼리는 'Phattie'(멋지다(cool) 또는 굉장하다(awesome)를 의미하는 속어)라고 부르고 있다"고 말했다.[18][295]

2018년 행성 과학자 앨런 스턴은 "이것은 클라이드 톰보의 유산 (명왕성의 발견)을 지우려는 시도이며, 솔직히 모욕적이다"라고 말하며 Planet Nine이라는 이름에 반대하고, 발견될 때까지 Planet X라는 이름을 사용할 것을 제안했다.[189] 또한 35명의 과학자는 "이러한 행성에 대해서는 문화적 및 분류학적으로 중립적인 Planet X나 Planet Next, Giant Planet Five 등의 용어 사용을 지지하며, 이 용어(Planet Nine)의 사용을 중단해야 한다"는 성명에 서명했다.[190] 브라운은 "Planet X는 미지의 행성에 대한 일반적인 언급이 아니라, 명왕성의 (우연한) 발견으로 이어진 퍼시벌 로웰에 의한 특정 예측이며, 우리의 예측은 이 예측과는 무관하다"고 말했다.[189]

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[204] 문서 歳差の速度は、軌道長半径と軌道傾斜角が大きく、また軌道離心率が小さいほど速くなる。
[205] 문서 近日点距離が 30〜50 au、軌道長半径が 50〜550 au で、軌道分布の制約は軌道長半径が 250 au より大きいものに対して見られた。
[206] 문서 論文中で与えられた天体の質量の推定は有効数字1桁程度の概算値である。* 質量が0.1地球質量の場合、力学的な進化は非常に遅い割合で進行するため、太陽系の年齢は軌道のクラスタリングが起こるのに必要な時間に対して短すぎる。* 質量が地球質量と等しい場合、近日点が反対側に揃った軌道は再現されるものの、不安定な軌道から天体を取り除くには太陽系の年齢では時間が足りない。そのため天体が特定の近日点の方向に揃うとしても、観測データにあるような軌道要素の偏りは起こせないだろう。* 質量が10地球質量より大きい場合は大きな軌道長半径が必要であることを示唆している。従って彼らは仮説上の天体の質量推定として、5地球質量から15地球質量の間であろうと推定した。
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