해왕성 바깥 행성

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1. 개요

해왕성 바깥 행성은 해왕성 궤도 너머에 존재한다고 추정되는 가상의 행성들을 지칭하며, 1840년대 천왕성 궤도의 섭동을 설명하기 위해 처음 제안되었다. 해왕성 발견 이후에도 천왕성과 해왕성의 궤도 불일치로 인해 여러 가설이 제시되었으며, '행성 X'라는 이름으로 탐색이 이루어지기도 했다. 명왕성 발견 이후, 명왕성이 행성 X로 여겨졌으나, 명왕성의 질량이 너무 작아 궤도 불일치를 설명하기 어렵다는 것이 밝혀졌다. 현재는 카이퍼 벨트의 천체들과 제9행성 가설 등 다양한 형태의 해왕성 바깥 천체에 대한 연구가 진행 중이며, 한국 천문학계도 이와 관련된 연구에 참여하고 있다.

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해왕성 바깥 행성
천체 정보
명칭	해왕성 바깥 행성
다른 이름	가상 행성 행성 X 9번 행성 10번 행성
특징
위치	해왕성 궤도 바깥쪽
설명	태양계 바깥쪽에 존재할 가능성이 있는 가상의 행성들을 지칭함. 카이퍼 벨트와 오르트 구름의 특이한 궤도를 설명하기 위해 제안됨.
가설
행성 X	19세기부터 제기된 가설로, 해왕성 궤도의 불일치를 설명하기 위해 제안됨. 퍼시벌 로웰 등이 연구에 참여함.
9번 행성	콘스탄틴 바티긴과 마이클 E. 브라운이 2016년에 제안한 가설. 카이퍼 벨트 천체들의 궤도 이상을 설명할 수 있는 거대 행성의 존재를 주장함.
탐색
탐색 노력	WISE를 이용한 탐색이 이루어졌으나, 10,000 AU 이내에서 토성 크기 이상의 천체는 발견되지 않음. LSST 등의 차세대 망원경을 통해 탐색이 계속될 예정임.

2. 초기 추측

19세기 중반, 천왕성의 궤도를 관측하던 천문학자들은 뉴턴 역학의 예측과 실제 움직임 사이에 미세한 차이가 있음을 발견했다. 이러한 섭동 현상은 아직 알려지지 않은 다른 행성의 중력적 영향 때문일 수 있다는 추측으로 이어졌다.

해왕성이 발견되기 전인 1834년에도 이러한 논의는 있었다. 영국의 아마추어 천문학자 토머스 존 허시 목사는 프랑스 천문학자 알렉시 부바르에게 천왕성의 불규칙한 움직임이 미지의 행성 때문일 수 있다고 제안했고, 부바르 역시 비슷한 생각을 하고 있었다. 부바르는 제베르크 천문대의 페테르 안드레아스 한센과 이 문제에 대해 의견을 나누었는데, 한센은 행성 하나만으로는 천왕성의 움직임을 완전히 설명할 수 없으며, 천왕성 너머에 두 개의 행성이 존재할 수 있다고 보았다.^[10]

본격적인 예측은 1840년대 프랑스 수학자 위르뱅 르 베리에에 의해 이루어졌다. 그는 뉴턴 역학을 바탕으로 천왕성 궤도의 섭동을 정밀하게 분석하여, 이 섭동을 일으키는 미지의 행성이 존재한다고 확신하고 그 위치를 수학적으로 계산해냈다. 르 베리에는 자신의 계산 결과를 독일 베를린 천문대의 천문학자 요한 고트프리트 갈레에게 보냈다. 편지를 받은 다음 날 밤인 1846년 9월 23일, 갈레는 그의 조수 하인리히 다레스트와 함께 르 베리에가 예측한 바로 그 위치에서 새로운 행성을 발견하는 데 성공했다. 이 행성이 바로 해왕성이다.^[9]

2. 1. 해왕성 발견 이후의 추측

1840년대 프랑스 수학자 위르뱅 르 베리에는 뉴턴 역학을 이용해 천왕성 궤도의 섭동을 분석했고, 아직 발견되지 않은 행성의 중력 때문에 이러한 섭동이 발생한다고 가정했다. 르 베리에는 이 새로운 행성의 위치를 예측하여 독일 천문학자 요한 고트프리트 갈레에게 계산 결과를 보냈다. 1846년 9월 23일 밤, 편지를 받은 다음 날, 갈레와 그의 제자 하인리히 다레스트는 르 베리에가 예측한 바로 그 지점에서 해왕성을 발견했다.^[9] 하지만 해왕성을 발견한 후에도 거대 행성들의 궤도에는 여전히 설명되지 않는 약간의 불일치가 남아 있었는데, 이는 해왕성 너머에 또 다른 행성이 존재할 가능성을 시사하는 것으로 받아들여졌다.

해왕성이 발견되기 전에도 일부 천문학자들은 행성 하나만으로는 천왕성 궤도의 불일치를 설명하기 어렵다고 생각했다. 1834년 11월 17일, 영국의 아마추어 천문학자 토머스 존 허시 목사는 프랑스 천문학자 알렉시 부바르와 나눈 대화를 영국 왕립 천문학자 조지 비델 에어리에게 보고했다. 허시가 부바르에게 천왕성의 예측과 다른 움직임이 미지의 행성 때문일 수 있다고 제안하자, 부바르는 자신도 같은 생각을 했으며 제베르크 천문대의 페테르 안드레아스 한센과 의견을 교환했다고 답했다. 한센은 행성 하나만으로는 천왕성의 움직임을 설명할 수 없으며, 천왕성 너머에 두 개의 행성이 존재한다고 가정했다.^[10]

1848년, 자크 바비네는 르 베리에의 계산에 이의를 제기했다. 그는 관측된 해왕성의 질량이 르 베리에의 예측보다 작고 궤도는 더 크다고 주장하며, 해왕성 너머에 지구 질량의 약 12배에 달하는 또 다른 행성이 있어야 한다고 계산했고, 이 행성에 "히페리온"이라는 이름을 붙였다.^[10] 그러나 르 베리에는 "[다른 행성의 위치를 결정할 수 있는 것은] 상상이 너무 큰 역할을 한 가설 외에는 절대 없다"며 바비네의 주장을 비판했다.^[10]

1850년 미국 해군 천문대의 조수 천문학자 제임스 퍼거슨은 자신이 관측했던 별 GR1719k를 "잃어버렸다"고 보고했고, 천문대 감독관 매튜 모리 중위는 이것이 새로운 행성의 증거라고 주장했다. 하지만 이후 다른 위치에서 이 '행성'을 찾는 데 실패했고, 1878년 뉴욕 해밀턴 칼리지 천문대의 C.H.F. 페터스는 이 별이 사라진 것이 아니며 이전 관측 결과는 사람의 실수였다는 사실을 밝혀냈다.^[10]

1879년, 카미유 플라마리옹은 1862 III과 1889 III 혜성의 원일점이 각각 47 AU와 49 AU라는 점에 주목하며, 이 혜성들을 타원 궤도로 끌어당기는 미지의 행성이 존재할 수 있다고 제안했다.^[10] 천문학자 조지 포브스는 이 증거를 바탕으로 해왕성 너머에 두 개의 행성이 존재한다고 결론지었다. 그는 4개의 혜성이 약 100 AU, 다른 6개의 혜성이 약 300 AU 지점에 원일점을 갖는다는 사실을 근거로 두 가상 행성의 궤도 요소를 계산했다. 이 계산 결과는 다른 천문학자 데이비드 펙 토드가 독립적으로 계산한 결과와 유사하여 많은 사람들에게 가능성 있는 가설로 받아들여졌다.^[10] 그러나 일부 회의론자들은 관련 혜성들의 궤도가 아직 불확실하여 의미 있는 결론을 내리기 어렵다고 주장했다.^[10] 포브스의 가설은 후일 제9행성 논의의 초기 형태로 여겨지기도 한다.^[11]

1900년과 1901년, 하버드 칼리지 천문대의 윌리엄 헨리 피커링은 해왕성 바깥 행성을 찾기 위한 두 차례의 탐사를 이끌었다. 첫 번째 탐사는 덴마크 천문학자 한스 에밀 라우의 연구에 기반했다. 라우는 1690년부터 1895년까지의 천왕성 궤도 데이터를 분석한 결과, 행성 하나만으로는 궤도 불일치를 설명할 수 없다고 결론짓고 두 개의 가상 행성 위치를 제시했다. 두 번째 탐사는 가브리엘 달레가 47 AU 거리에 있는 단일 행성으로 천왕성의 움직임을 설명할 수 있다고 제안하면서 시작되었다. 피커링은 두 경우 모두 사진 건판을 조사했지만, 어떠한 행성도 발견하지 못했다.^[10]

1902년, 독일 뮌스터의 테오도어 그리굴은 해왕성 너머에 원일점을 가진 혜성들의 궤도를 관측하고 천왕성 궤도의 편차와 비교하여, 50 AU 거리에 공전 주기 360년의 천왕성 크기 행성이 존재한다고 주장하며 "하데스"라고 명명했다. 1921년, 그는 관측 결과에 더 잘 맞도록 공전 주기를 310~330년으로 수정했다.^[12]

1909년, 독특한 성격으로 알려진 천문학자 토머스 제퍼슨 잭슨 시는 "해왕성 너머에는 확실히 하나, 아마도 둘, 어쩌면 세 개의 행성이 있을 것"이라고 주장했다.^[13] 그는 첫 번째 행성의 이름을 잠정적으로 "오케아누스"라고 부르고, 세 행성이 각각 태양으로부터 42, 56, 72 AU 거리에 있다고 추정했다. 그러나 그는 이러한 결론에 도달한 근거를 제시하지 않았고, 실제로 행성을 찾기 위한 탐사도 이루어지지 않았다.^[13]

1911년, 인도의 천문학자 벤카테시 P. 케타카르는 목성의 갈릴레이 위성들 사이에서 피에르-시몽 라플라스가 발견한 라플라스 공명 패턴을 외행성계에 적용하여, 힌두교 신의 이름을 딴 "브라흐마"와 "비슈누"라는 두 개의 해왕성 바깥 행성이 존재한다고 제안했다.^[16] 목성의 위성 이오, 유로파, 가니메데는 1:2:4의 복잡한 공명 관계를 맺고 있다.^[14] 케타카르는 천왕성, 해왕성, 그리고 가상의 행성들도 비슷한 공명 관계에 있을 것이라고 추측했다. (실제로 천왕성과 해왕성은 완전하지는 않지만 2:1에 가까운 공명 관계에 있다.^[15]) 그의 계산에 따르면 브라흐마는 평균 거리 38.95 AU, 공전 주기 242.28년(해왕성과 3:4 공명)을 가질 것으로 예측되었다. 19년 후 명왕성이 발견되었을 때, 평균 거리 39.48 AU와 공전 주기 248년은 케타카르의 예측과 상당히 유사했다(명왕성은 실제로는 해왕성과 2:3 공명 관계에 있다). 그러나 케타카르는 평균 거리와 주기 외에 다른 궤도 요소는 예측하지 않았고, 그가 어떻게 이 수치들을 계산했는지는 불분명하다. 그의 두 번째 가상 행성 비슈누는 발견되지 않았다.^[16]

2. 2. 다양한 가설들

1846년 위르뱅 르 베리에의 예측과 요한 고트프리트 갈레, 하인리히 다레스트에 의해 해왕성이 발견된 이후에도, 천왕성 궤도에는 설명되지 않는 약간의 불일치가 남아 있었다. 이는 해왕성 너머에 또 다른 행성이 존재할 수 있다는 추측으로 이어졌다.^[9]

해왕성이 발견되기 전인 1834년에도 영국의 아마추어 천문학자 토머스 존 허시 목사는 프랑스 천문학자 알렉시 부바르와의 대화에서 천왕성의 특이한 움직임이 미지의 행성 때문일 수 있다는 생각을 나누었다. 부바르는 제베르크 천문대의 페테르 안드레아스 한센과 이 문제를 논의했으며, 한센은 천왕성 너머에 두 개의 행성이 있을 수 있다고 보았다.^[10]

1848년, 프랑스 수학자 자크 바비네는 해왕성의 실제 질량과 궤도가 르 베리에의 예측과 다르다고 주장하며, 지구 질량의 약 12배에 달하는 또 다른 행성 "히페리온"이 해왕성 너머에 존재해야 한다고 제안했다. 그러나 르 베리에는 이러한 주장을 근거 없는 상상이라며 비판했다.^[10]

1850년, 미국 해군 천문대의 제임스 퍼거슨은 자신이 관측하던 별(GR1719k)이 사라졌다고 보고했고, 이는 새로운 행성의 증거로 여겨지기도 했다. 하지만 1878년 C.H.F. 페터스는 이것이 인적 오류였음을 밝혀냈다.^[10]

1879년, 카미유 플라마리옹은 몇몇 혜성들의 원일점이 47~49 AU에 분포한다는 점에 주목하며, 이것이 미지의 행성이 혜성들을 끌어당긴 결과일 수 있다고 제안했다. 이를 바탕으로 천문학자 조지 포브스는 약 100 AU와 300 AU 부근에 원일점을 가진 혜성들을 근거로 두 개의 해왕성 바깥 행성이 존재한다고 주장하고 궤도 요소를 계산했다. 다른 천문학자 데이비드 펙 토드도 비슷한 계산 결과를 내놓았지만, 혜성 궤도의 불확실성 때문에 회의적인 시각도 많았다.^[10] 일부에서는 포브스의 가설을 제9행성 논의의 초기 형태로 보기도 한다.^[11]

1900년과 1901년, 하버드 칼리지 천문대의 윌리엄 헨리 피커링은 두 차례에 걸쳐 해왕성 바깥 행성을 찾기 위한 탐사를 진행했다. 첫 번째는 한스 에밀 라우가 제안한 두 개의 행성 가설에 기반했고, 두 번째는 가브리엘 달라가 제안한 단일 행성 가설에 따른 것이었으나, 두 탐사 모두 실패로 끝났다.^[10]

1902년, 독일의 테오도어 그리굴은 혜성 궤도와 천왕성 궤도 편차를 분석하여, 약 50 AU 거리에 360년 주기를 가진 천왕성 크기의 행성 "하데스"가 존재한다고 주장했다. 그는 1921년에 관측 결과에 맞춰 주기를 310~330년으로 수정했다.^[12]

1909년, 천문학자 토머스 제퍼슨 잭슨 시는 해왕성 너머에 "하나, 아마도 둘, 어쩌면 셋"의 행성이 있다고 주장하며 첫 번째 행성의 이름으로 "오케아누스"를 제안하고, 태양으로부터의 거리를 각각 42, 56, 72 AU로 제시했다. 하지만 그는 주장의 근거를 밝히지 않았고, 실제 탐사로 이어지지도 않았다.^[13]

1911년, 인도의 천문학자 벤카테시 P. 케타카르는 목성의 갈릴레이 위성들 사이의 라플라스 공명과 유사한 패턴이 외행성들 사이에도 존재할 것이라 가정하고, 힌두교 신의 이름을 딴 "브라흐마"와 "비슈누"라는 두 개의 해왕성 바깥 행성을 제안했다.^[16] (케타카르의 가정과 달리 천왕성과 해왕성은 완전한 공명 상태는 아니다.^[15]) 그의 계산에 따르면 브라흐마는 평균 거리 38.95 AU, 공전 주기 242.28년(해왕성과 3:4 공명)을 가질 것으로 예측되었다. 이는 19년 후 발견된 명왕성(평균 거리 39.48 AU, 공전 주기 248년, 해왕성과 2:3 공명)과 상당히 유사한 값이었다. 하지만 케타카르는 궤도의 다른 요소들을 예측하지 않았고, 그가 어떻게 이 수치에 도달했는지는 불분명하며, 두 번째 행성 비슈누는 발견되지 않았다.^[16]

3. 행성 X

1894년, 부유한 보스턴 출신인 퍼시벌 로웰은 윌리엄 피커링의 도움으로 애리조나주 플래그스태프에 로웰 천문대를 설립했다. 1906년, 천왕성 궤도의 불규칙성을 설명할 미지의 행성이 존재한다고 확신한 그는 해왕성 바깥 영역에서 새로운 행성을 찾는 프로젝트를 시작했다.^[116]^[10] 그는 이 가상의 행성을 '행성 X'라고 명명했는데,^[124] 이는 미지(unknown)를 의미하며 로마 숫자 10과는 관련이 없다. 로웰이 행성 X 탐색에 나선 데에는 화성 운하 존재 주장으로^[123]^[17] 손상된 과학적 신뢰를 회복하려는 목적도 있었다.

로웰은 두 차례에 걸쳐 탐색을 진행했으나(첫 탐색은 황도면 집중, 두 번째 탐색은 1914년~1916년) 행성을 발견하지 못했다.^[124]^[18] 1915년, 그는 Memoir on a Trans-Neptunian Planet|해왕성 바깥 행성에 대한 회고록^eng을 출간하여 행성 X가 지구 질량의 약 7배이며 태양에서 평균 43 AU 거리에 있을 것이라고 예측했다.^[125]^[124]^[126]^[18]^[20]

한편, 1908년 윌리엄 피커링 역시 천왕성 궤도 이상을 근거로 '행성 O'라는 아홉 번째 행성을 제안했지만,^[127]^[21] 관측 증거를 찾지 못했고 로웰은 이를 일축했다.^[116]^[10]^[128]^[22] 피커링은 이후에도 여러 가상 행성을 제안했으나 발견된 것은 없었다.^[122]^[16]

3. 1. 로웰의 탐색과 한계

1894년, 퍼시벌 로웰은 윌리엄 피커링의 도움을 받아 애리조나주 플래그스태프에 로웰 천문대를 설립했다. 1906년, 천왕성 궤도의 불규칙성을 설명할 미지의 행성이 존재한다고 확신한 로웰은 해왕성 바깥 행성을 찾기 위한 광범위한 프로젝트를 시작했고,^[10] 이 가상의 행성을 '행성 X'라고 명명했다.^[10] 이름의 'X'는 미지수를 나타내며, 로마 숫자 10이 아닌 문자 그대로 발음한다(당시 행성 X는 아홉 번째 행성이었을 것이다). 로웰이 행성 X 탐색에 나선 중요한 이유 중 하나는, 화성 표면에 지적 생명체가 만든 운하가 존재한다고 주장했다가 과학계의 비판을 받으며 잃어버린 신뢰를 회복하기 위함이었다.^[17]

로웰의 첫 번째 탐색은 태양계의 다른 행성들이 주로 위치하는 황도면에 집중되었다. 그는 5인치 사진 카메라를 사용하여 3시간 동안 노출시킨 200개 이상의 사진들을 돋보기로 직접 검사했지만, 새로운 행성을 발견하지 못했다. 당시 명왕성은 황도면에서 상당히 벗어난 위치에 있었기 때문에 로웰의 사진에는 포착되지 않았다.^[18]

예상 위치를 수정한 후, 로웰은 1914년부터 1916년까지 두 번째 탐색을 수행했다.^[18] 이 시기인 1915년에 그는 Memoir on a Trans-Neptunian Planet|해왕성 바깥 행성에 대한 회고록^eng을 출간했다. 이 책에서 로웰은 행성 X가 지구 질량의 약 7배, 즉 해왕성 질량의 절반 정도이며, 태양으로부터 평균 거리는 43 AU일 것이라고 결론지었다. 그는 행성 X가 거대 가스 행성처럼 밀도가 낮고 반사율이 높은 천체일 것이라고 가정했다. 이에 따라 약 1각초의 직경과 12~13등급 사이의 겉보기 등급을 가질 것으로 예상하여, 관측하기에 충분히 밝을 것이라고 보았다.^[18]^[20] 하지만 두 번째 탐색에서도 로웰은 행성 X를 발견하지 못했다.

3. 2. 피커링의 행성 O 가설

(작성할 내용 없음 - 원본 소스에 해당 섹션 관련 정보가 없습니다.)

3. 3. 명왕성의 발견

1916년 퍼시벌 로웰의 갑작스러운 죽음으로 행성 X 탐색은 일시적으로 중단되었다. 한 친구는 행성을 찾지 못한 것이 "사실상 그를 죽였다"고 말하기도 했다.^[129]^[23] 로웰의 미망인 콘스탄스는 로웰의 유산을 두고 천문대와 법적 분쟁을 벌였고, 이로 인해 행성 X 탐사는 몇 년간 중단되었다.^[130]^[24] 1925년, 천문대는 퍼시벌 로웰의 형제인 애벗 로런스 로웰의 자금 지원을 받아^[131]^[25] 새로운 약 33.02cm 광시야 망원경을 위한 유리 원반을 확보하며 탐사를 재개할 준비를 했다.^[18] 1929년, 천문대 책임자 베스토 슬라이퍼는 22세의 캔자스 출신 청년 클라이드 톰보에게 행성 탐색 임무를 맡겼다. 톰보는 자신이 그린 천문도 샘플을 슬라이퍼에게 보냈고, 이에 감명받은 슬라이퍼는 로웰 천문대에 막 도착한 톰보에게 이 중요한 일을 맡긴 것이다.^[130]^[24]

톰보의 임무는 밤하늘의 특정 구역을 2주 간격으로 촬영하여 한 쌍의 사진을 만드는 것이었다. 그는 블링크 비교기라는 기계를 사용하여 두 사진을 빠르게 번갈아 보면서, 배경 별들 사이에서 움직이는 천체가 있는지 확인했다. 이 방법은 행성처럼 움직이는 천체의 이동을 시간 경과 영상처럼 보여주었다. 톰보는 탐색의 정확도를 높이기 위해 몇 가지 방법을 사용했다. 첫째, 지구보다 멀리 있는 천체의 겉보기 역행 운동이 가장 뚜렷하게 나타나는 충 지점 근처, 즉 태양 반대편 하늘을 촬영하여 빠르게 움직이는 소행성 등을 행성으로 오인할 가능성을 줄였다. 둘째, 사진 건판 자체의 결함으로 인한 오류를 걸러내기 위해 같은 구역을 세 번 촬영하여 비교했다. 또한 톰보는 로웰이 예측했던 특정 지역에만 집중하지 않고, 황도 전체를 체계적으로 탐색하기로 결정했다.^[124]^[18]

1930년 초, 톰보의 탐색은 쌍둥이자리까지 진행되었다. 1930년 2월 18일, 거의 1년간의 탐색과 200만 개에 가까운 별을 조사한 끝에, 톰보는 그해 1월 23일과 1월 29일에 촬영된 사진 건판에서 마침내 움직이는 천체를 발견했다.^[132]^[26] 1월 21일에 촬영된, 품질이 다소 낮은 사진에서도 이 천체의 움직임이 확인되었다.^[130]^[24] 발견을 확인한 톰보는 슬라이퍼의 사무실로 가서 "슬라이퍼 박사님, 당신의 행성 X를 찾았습니다."라고 보고했다.^[130]^[24] 공교롭게도 이 천체가 발견된 위치는 로웰이 예측했던 두 곳 중 하나에서 불과 6도밖에 떨어져 있지 않았기에, 로웰의 예측이 마침내 증명된 것처럼 보였다.^[130]^[24]

로웰 천문대는 추가적인 확인 사진을 확보한 후, 1930년 3월 13일에 하버드 대학교 천문대에 이 발견을 전보로 알렸다. 이 새로운 천체는 이후 1915년 3월 19일에 촬영된 사진에서도 발견되어, 사전발견 사례가 되었다.^[133]^[27] 새 천체의 이름은 '명왕성'으로 결정되었는데, 이는 부분적으로 퍼시벌 로웰(Percival Lowell)의 업적을 기리기 위한 것이었다. 그의 이름 첫 글자 P와 L이 'Pluto'의 처음 두 글자와 일치했기 때문이다.^[134]^[28] 명왕성을 발견한 후에도 톰보는 황도 탐색을 계속하여 수백 개의 변광성과 소행성, 두 개의 혜성을 발견했지만, 더 이상의 행성을 찾지는 못했다.^[135]^[29]

3. 4. 명왕성, 행성 X 타이틀을 잃다

퍼시벌 로웰이 1916년 갑작스럽게 사망하면서 행성 X 탐색은 잠시 중단되었다. 그의 친구는 행성을 찾지 못한 것이 "사실상 그를 죽였다"고 말하기도 했다.^[129] 로웰의 미망인 콘스탄스와 천문대 간의 유산 관련 법적 분쟁으로 인해 탐색은 몇 년간 더 지연되었다.^[130] 1925년, 천문대는 퍼시벌 로웰의 형제인 애보트 로렌스 로웰의 도움으로^[124]^[131] 탐색 재개를 위해 새로운 약 33.02cm 광시야 망원경 제작에 필요한 유리 디스크를 확보했다. 1929년, 천문대 책임자 베스토 슬라이퍼는 캔자스 출신의 22세 청년 클라이드 톰보에게 행성 탐색 임무를 맡겼다. 톰보는 자신이 그린 천문도 샘플을 슬라이퍼에게 보냈고, 이에 감명받은 슬라이퍼가 그를 로웰 천문대에 채용했다.^[130]

톰보는 밤하늘 특정 영역을 2주 간격으로 촬영하여 한 쌍의 사진을 만드는 체계적인 방식으로 작업했다. 그는 이 사진 쌍을 반짝 비교정이라는 장치에 넣고 빠르게 번갈아 보면서 천체의 움직임을 확인했다. 그는 겉보기 역행 운동이 가장 뚜렷하게 나타나는, 태양 반대편 하늘 영역을 주로 촬영하여 지구에 가까운 천체를 행성으로 오인할 가능성을 줄였다. 또한, 사진 건판 자체의 결함으로 인한 오류를 배제하기 위해 세 번째 확인용 사진도 촬영했다. 톰보는 로웰이 예측했던 특정 영역에 국한하지 않고 황도대 전체를 탐색하기로 결정했다.^[124]

1930년 초, 톰보의 탐색은 쌍둥이자리까지 이르렀다. 약 1년간의 탐색과 2백만 개에 달하는 별을 조사한 끝에, 1930년 2월 18일, 톰보는 그해 1월 23일과 29일에 촬영된 사진 속에서 움직이는 천체를 발견했다.^[132] 이 움직임은 1월 21일에 촬영된 다른 사진에서도 확인되었다.^[130] 확인을 마친 톰보는 슬라이퍼의 사무실로 가서 "슬라이퍼 박사님, 제가 당신의 행성 X를 찾았습니다."라고 말했다.^[130] 발견된 천체는 로웰이 예측했던 두 위치 중 하나에서 불과 6도 떨어진 곳에 있었기에, 로웰의 예측이 마침내 증명된 것처럼 보였다.^[130] 천문대는 추가 확인 사진을 확보한 후, 1930년 3월 13일 하버드 대학교 천문대에 이 발견을 전보로 알렸다. 이 천체는 나중에 1915년 3월 19일에 촬영된 사진에서도 발견되어 사전발견 사례가 되었다.^[133] 새 천체의 이름은 '명왕성(Pluto)'으로 결정되었는데, 이는 부분적으로 퍼시벌 로웰(Percival Lowell)의 머리글자 'PL'과 일치했기 때문이다.^[134] 명왕성 발견 이후에도 톰보는 황도대 탐색을 계속하여 수백 개의 변광성과 소행성, 두 개의 혜성을 발견했지만, 더 이상의 행성은 찾지 못했다.^[135]

비록 대부분의 천문학자들은 로웰이 예측했던 형태의 행성 X는 존재하지 않는다고 인정하지만, 태양계 외곽에 아직 발견되지 않은 거대 행성이 존재하여 관측 가능한 중력 효과를 일으킬 수 있다는 생각은 여전히 탐구되고 있다. 이러한 가상의 천체를 종종 "행성 X"라고 부르기도 하지만, 이는 로웰이 제안했던 개념과는 상당히 다를 수 있다.^[168]^[188]

3. 5. 행성 X에 대한 추가 탐색

명왕성이 발견된 이후에도 퍼시벌 로웰이 예측했던 행성 X와는 다른 개념으로서, 태양계 외곽에 존재하며 다른 행성들의 궤도에 영향을 미칠 수 있는 미지의 행성을 찾으려는 시도는 계속되었다.^[168]^[188] 1978년 이후 많은 천문학자들은 명왕성이 로웰이 예측했던 행성 X의 기준을 충족하지 못한다고 판단하고, 외행성들의 궤도를 미세하게 교란하는 또 다른 행성, 즉 '제10행성'이 존재할 것이라는 가정 아래 탐색을 이어갔다.^[44]

1972년, 로렌스 리버모어 국립 연구소의 조셉 브래디는 핼리 혜성의 불규칙한 운동을 연구한 결과를 발표했다. 그는 이러한 불규칙성이 해왕성 너머 약 59 AU 거리에 목성 정도 크기의 행성이 역행 궤도로 돌고 있기 때문일 수 있다고 주장했다.^[47] 그러나 소행성 센터의 브라이언 G. 마스덴과 행성 X 연구 지지자인 P. 케네스 자이델만 등 다른 천문학자들은 이 가설에 비판적이었다. 그들은 핼리 혜성이 자체적으로 불규칙하게 물질을 분출하여 궤도가 변하는 것이며, 브래디가 제안한 것처럼 거대한 행성이 존재한다면 이미 알려진 외행성들의 궤도에 훨씬 더 심각한 영향을 미쳤을 것이라고 지적했다.^[48]

1980년대와 1990년대에는 미국 해군 천문대의 로버트 해링턴이 외행성 궤도에 나타나는 미세한 불규칙성의 원인을 규명하기 위한 탐색을 주도했다.^[44] 그는 계산을 통해 행성 X가 태양으로부터 해왕성 거리의 약 3배(약 90 AU) 되는 지점에 존재하며, 매우 찌그러진 이심률을 가지고 황도면에 대해 약 32도 기울어진 경사를 가진 궤도를 돌고 있을 것이라고 예측했다.^[45] 하지만 해링턴의 주장은 엇갈린 반응을 얻었다. 특히 브라이언 G. 마스덴은 해링턴이 지적한 궤도 불일치성이 과거 위르뱅 르베리에가 해왕성의 존재를 예측할 때 근거로 삼은 천왕성 궤도의 불일치성에 비해 100분의 1 수준에 불과하며, 이는 관측 과정에서의 오차로도 충분히 설명될 수 있다고 반박했다.^[46]

한편, 1983년 IRAS 우주 관측소는 임무 수행 중 "미지의 천체"를 발견하여 큰 주목을 받았다. 초기 발표에서는 이 천체가 목성만큼 거대하며 태양계의 일원일 가능성이 있을 정도로 가깝다고 설명되었으나,^[49] 이후 추가 분석을 통해 발견된 여러 미확인 천체들은 실제로는 멀리 떨어진 은하이거나 성간운(적외선 권운)이었으며, 태양계 내의 새로운 행성은 아닌 것으로 최종 확인되었다.^[50]

1988년에는 A. A. 잭슨과 R. M. 킬렌이 가상의 행성 X가 명왕성과 해왕성 사이의 안정적인 3:2 궤도 공명에 미치는 영향을 시뮬레이션을 통해 연구했다. 그들은 다양한 질량과 거리를 가진 행성 X를 가정하여 테스트한 결과, 행성 X의 질량이 지구 질량의 5배를 초과해야만 이 공명 관계가 깨질 수 있다는 것을 발견했다. 예를 들어, 48.3 AU와 75.5 AU 궤도에 지구 질량의 0.1배 또는 1.0배 크기의 행성이 존재하더라도 공명에는 큰 영향을 주지 않지만, 52.5 AU와 62.5 AU 거리에 지구 질량 5배의 행성이 있다면 명왕성 궤도의 장기적인 안정성이 파괴될 수 있음을 보였다.^[51] 이 연구는 명왕성 너머에 특정 크기 이하의 행성이 존재하더라도 반드시 기존 행성들의 궤도 안정성을 해치지는 않을 수 있음을 시사했다.

3. 6. 행성 X 반증

1989년 보이저 2호가 해왕성을 근접 통과하면서 얻은 정밀한 관측 데이터는 행성 X 가설에 중요한 전환점을 제공했다.^[52] E. 마일스 스탠디시는 이 데이터를 사용하여 해왕성의 전체 질량을 기존 추정치보다 0.5% (약 화성의 질량에 해당) 낮게 재계산했다.^[52]

이 새롭게 계산된 해왕성의 질량을 제트 추진 연구소 개발 천문력(Jet Propulsion Laboratory Developmental Ephemeris, JPL DE)에 적용하자, 이전에 설명되지 않았던 천왕성 궤도의 불일치가 완전히 해소되었다.^[53]^[3] 즉, 천왕성 궤도의 미세한 변화는 미지의 행성 X 때문이 아니라, 해왕성의 질량을 잘못 추정했기 때문에 발생했던 문제였던 것이다. 이로써 로웰이 제기했던 행성 X의 존재 필요성 자체가 사라지게 되었다.^[3]

또한, 파이오니아 10호, 파이오니아 11호, 보이저 1호, 보이저 2호와 같은 여러 우주 탐사선의 궤적 데이터에서도 태양계 외곽에 있을 것으로 추정되던 거대 미지의 행성이 중력적으로 영향을 미친다는 증거는 발견되지 않았다.^[54] 이러한 과학적 증거들을 바탕으로, 오늘날 대부분의 천문학자들은 로웰이 예측했던 형태의 행성 X는 존재하지 않는다는 데 동의하고 있다.^[55]

4. 추가 해왕성 바깥 천체의 발견

명왕성과 카론이 발견된 후, 1992년 15760 알비온이 발견되기 전까지는 추가적인 해왕성 바깥 천체(TNO)가 발견되지 않았다.^[56] 알비온 발견 이후 수천 개의 TNO가 발견되었으며, 이들 대부분은 태양계 형성 과정에서 남은 얼음 덩어리들의 집합체인 카이퍼 벨트에 속하는 것으로 밝혀졌다. 카이퍼 벨트 천체들은 황도면 근처에서 해왕성 궤도 너머를 공전한다. 세드나와 같이 명왕성만큼 크지는 않지만 멀리 떨어진 일부 TNO들은 발견 초기에 언론에서 "새로운 행성"으로 묘사되기도 했다.^[57]

2005년, 천문학자 마이클 E. 브라운과 그의 연구팀은 2003 UB313의 발견을 발표했다. 이 천체는 나중에 그리스 신화 속 불화와 갈등의 여신 이름을 따 에리스로 명명되었으며, 발견 당시에는 명왕성보다 약간 더 큰 것으로 여겨졌다.^[58] 이 발견 직후, NASA의 제트 추진 연구소는 보도 자료를 통해 에리스를 "열 번째 행성"이라고 표현하기도 했다.^[59]

그러나 에리스는 공식적으로 행성으로 분류된 적이 없다. 2006년 국제천문연맹(IAU)의 행성 정의는 에리스와 명왕성 모두 자신의 궤도 주변 다른 천체들을 정리하지 못했다는 이유로 행성이 아닌 왜행성으로 분류했다.^[4] 즉, 이들은 태양을 단독으로 공전하는 것이 아니라 비슷한 크기의 다른 천체들과 함께 궤도를 공유한다. 명왕성 자체는 현재 카이퍼 벨트의 구성원이자, (에리스보다 질량은 작지만) 지름이 가장 큰 왜행성으로 인식되고 있다.

NASA의 명왕성 탐사선 뉴 호라이즌스 임무 책임자인 앨런 스턴을 비롯한 일부 천문학자들은 IAU의 행성 정의에 결함이 있다고 주장하며, 명왕성과 에리스뿐만 아니라 마케마케, 세드나, 콰오아, 공공, 하우메아와 같은 다른 대형 TNO들도 행성으로 간주해야 한다고 본다.^[60] 하지만 에리스는 외행성들의 궤도에 큰 영향을 미치기에는 너무 작기 때문에, 에리스의 발견이 가상의 행성 X 이론을 다시 활발하게 만들지는 못했다.^[61]

5. 이후 제안된 해왕성 바깥 행성

대부분의 천문학자들은 로웰이 제안했던 행성 X가 존재하지 않는다는 데 동의하지만, 외태양계에서 관측 가능한 중력 효과를 만들어낼 수 있는 보이지 않는 거대 행성이 존재할 수 있다는 아이디어는 여러 천문학자들에 의해 다시 제기되었다. 이러한 가상의 천체들은 종종 "행성 X"라고 불리기도 하지만, 이 개념들은 로웰이 제안했던 것과는 상당히 다르다.

특히 세드나와 같이 해왕성보다 훨씬 먼 거리에서 발견되는 천체들의 특이한 궤도는 이러한 가설에 힘을 실어주었다. 세드나를 발견한 마이크 브라운은 세드나의 존재 자체가 확률적으로 해왕성 너머에 지구 크기의 천체가 존재할 가능성을 시사한다고 주장했다.^[63] 그는 만약 세드나 크기의 천체가 다수 존재한다면, 그중 가장 큰 것은 화성이나 지구 크기일 수 있다고 추정했다.^[77]^[78]^[79] 이러한 주장은 이후 제9행성 가설과 같은 구체적인 이론으로 발전하는 배경이 되었다. 다만 브라운은 이러한 천체가 발견되더라도, 크기가 지구와 비슷하거나 더 클 수 있지만 주변 천체를 충분히 정리하지 못했기 때문에 현재의 행성 정의에 따르면 왜행성으로 분류될 것이라고 언급했다.^[77]

5. 1. 원거리 천체의 궤도

목성(주황색), 토성(노란색), 천왕성(녹색), 해왕성(파란색), 명왕성(보라색)의 궤도와 대비되는 세드나(빨간색)의 궤도.

세드나가 발견되었을 때, 그것의 극단적인 궤도는 그 기원에 대한 의문을 불러일으켰다. 세드나의 근일점은 약 76 AU로 매우 멀리 떨어져 있어, 현재까지 알려진 어떤 메커니즘으로도 세드나의 이심률이 큰 원거리 궤도를 설명하기 어렵다.^[169]^[63] 이는 세드나가 해왕성이나 다른 거대 행성의 중력 영향을 받기에는 너무 멀고, 은하 조석과 같은 외부 힘의 영향을 받기에는 태양에 너무 가깝기 때문이다. 세드나의 궤도를 설명하는 가설로는 지나가는 별의 영향을 받았다는 것, 다른 행성계에서 포획되었다는 것, 또는 아직 발견되지 않은 해왕성 바깥 행성에 의해 현재 위치로 끌려갔다는 것 등이 있다.^[169]^[63] 세드나의 독특한 궤도를 이해하는 가장 확실한 방법은 비슷한 지역에서 여러 천체를 찾아내어, 그들의 다양한 궤도 특성을 통해 과거 역사를 추적하는 것이다. 만약 세드나가 해왕성 바깥 행성에 의해 현재 궤도로 들어왔다면, 그 지역에서 발견되는 다른 천체들도 세드나와 비슷한 근일점(약 80 AU)을 가질 것으로 예상된다.^[170]^[64]

2008년, 일본의 천문학자 무카이 타다시(向井正|무카이 타다시^일본어)와 파트리크 소피아 리카우카(Patryk Sofia Lykawka)는 화성 또는 지구 크기의 가상 행성이 카이퍼대의 구조를 설명할 수 있다고 제안했다. 이 행성은 현재 태양으로부터 100 AU에서 200 AU 사이의 거리를 매우 이심률이 큰 궤도로 돌고 있으며, 공전 주기는 약 1,000년, 궤도 경사각은 20°에서 40° 사이일 것으로 추정되었다. 그들은 이 행성의 중력적 섭동이 해왕성 바깥 천체(TNO)들의 이심률과 경사각을 증가시키고, 약 48 AU 지점에서 미행성 원반을 잘라냈으며, 세드나와 같은 천체들의 궤도를 해왕성으로부터 분리시켰다고 주장했다. 또한, 해왕성의 이동 과정에서 이 가상 행성이 해왕성과의 외부 공명에 포획되었고, 이후 코자이 메커니즘을 통해 원일점이 더 높은 궤도로 이동하면서 다른 해왕성 바깥 천체들을 안정적인 궤도에 남겨두었을 것이라고 가정했다.^[171]^[172]^[173]

2012년에는 로드니 고메스(Rodney Gomes)가 카이퍼대 천체 92개의 궤도를 분석한 결과를 발표했다. 그는 이 중 6개 천체의 궤도가 기존 모델 예측보다 훨씬 길쭉하다는 것을 발견하고, 이를 설명하기 위해 멀리 떨어진 곳에 해왕성 크기의 행성이 존재할 가능성을 제기했다. 예를 들어, 태양으로부터 약 1500 AU 거리에 있는 해왕성 크기의 행성이 있다면, 이 행성의 중력이 긴반지름이 300 AU보다 큰 천체들의 원일점을 흔들어 놓아, (308933) 2006 SQ372나 (87269) 2000 OO67처럼 행성 궤도를 가로지르는 천체나 세드나와 같이 분리된 궤도를 가진 천체를 만들어낼 수 있다는 것이다.^[174]

5. 2. 제9행성 가설

2012년, 로드니 고메스_{Rodney Gomes}는 92개의 카이퍼 벨트 천체의 궤도를 모델링한 결과, 이 중 6개의 궤도가 모델 예측보다 훨씬 길쭉하다는 것을 발견했다. 그는 가장 그럴듯한 설명으로 약 1500AU 거리에 있는 해왕성 크기의 먼 행성 동반 천체의 중력 효과를 제시했다. 이 가상의 천체는 장반경이 300AU보다 큰 천체들의 근일점을 흔들어, (308933) 2006 SQ372나 (87269) 2000 OO67처럼 행성 궤도를 가로지르게 하거나, 세드나처럼 분리된 궤도로 보내는 역할을 할 수 있다고 보았다.^[68]

2014년, 천문학자 채드 트루히요와 스콧 S. 셰퍼드는 세드나와 유사하게 4,200년의 공전 주기와 약 80AU의 근일점을 가진 거대 천체 2012 VP113의 발견을 발표했다.^[7] 이들은 이 발견과 더불어, 2012 VP113 및 다른 극단적인 해왕성 바깥 천체(TNO)들의 근점 인자가 특정 방향으로 모여있는 현상(궤도 클러스터링)을 근거로, 지구 질량의 2배에서 15배 사이인 슈퍼 지구급 행성이 200AU 너머에서 최대 1500AU에 이르는 기울어진 궤도를 돌고 있을 가능성을 제기했다.^[7]^[69]

같은 해(2014년), 마드리드 콤플루텐세 대학교의 천문학자들도 이용 가능한 데이터를 분석한 결과 하나 이상의 해왕성 바깥 행성이 존재할 수 있다고 주장했다.^[70] 이후의 연구들은 이러한 주장을 뒷받침하는 증거가 충분히 강력하며, 승교점 경도나 근점 인자보다는 장반경과 교점 거리가 행성의 존재를 나타내는 더 중요한 지표가 될 수 있다고 제안했다.^[71]^[72] 39개 천체의 개선된 궤도 정보를 바탕으로 한 추가 연구에서도 여전히 하나 이상의 교란 천체가 존재할 가능성이 있으며, 그중 하나는 300AU-400AU 거리에서 태양 주위를 공전할 수 있음을 시사했다.^[73]

2016년 1월 20일, 마이크 브라운과 콘스탄틴 바티긴은 트루히요와 셰퍼드의 초기 연구 결과를 뒷받침하는 논문을 발표했다. 이들은 6개의 해왕성 바깥 천체들의 근점 인자가 0에 가깝게 모여 있고, 승교점이 113° 근처에 몰려 있는 통계적 클러스터링 현상을 근거로 '제9행성'이라 불리는 슈퍼 지구의 존재를 제안했다. 이들은 제9행성이 지구 질량의 약 10배(이는 해왕성 질량의 약 60%에 해당)이며, 약 400AU에서 1500AU에 이르는 장반경을 가질 것으로 추정했다.^[74]^[75]^[76]

한편, 세드나를 발견한 마이크 브라운은 직접적인 중력 증거가 없더라도 세드나 자체의 존재만으로도 해왕성 너머에 큰 천체가 있을 가능성을 시사한다고 주장했다. 세드나의 공전 주기는 약 12,000년으로 매우 길고, 궤도가 극도로 길쭉하여 관측이 용이한 태양 근처에서 보내는 시간은 전체 공전 시간 중 극히 일부에 불과하다. 따라서 세드나의 발견이 단순한 우연이 아니라면, 세드나가 속한 궤도 영역에는 아직 발견되지 않은 세드나 크기 정도의 천체가 다수 존재할 수 있다는 것이다.^[182] 마이크 브라운은 다음과 같이 언급했다.

:세드나는 명왕성의 약 4분의 3 크기이다. 명왕성 크기의 3/4인 60개의 천체가 [저 밖에] 있다면 아마도 명왕성 크기의 40개의 천체가 있을 것이다. 명왕성 크기의 천체가 40개라면, 명왕성 크기의 두 배인 천체는 10개가 있을 것이다. 명왕성 크기의 3배인 천체가 서너 개 있을 것이고, 이 천체들 중 가장 큰 천체는 아마도 화성 크기나 지구 크기일 것이다.^[183]^[184]^[185]

그러나 브라운은 크기가 지구에 접근하거나 초과 할 수 있지만 그러한 물체가 발견 되더라도 이웃을 충분히 제거하지 않았기 때문에 현재 정의에 따르면 여전히 "왜행성"이 될 것이라고 지적한다.

5. 3. 카이퍼 절벽과 "행성 10"

해왕성 바깥 행성에 대한 추측 중 하나는 소위 "카이퍼 절벽" 현상과 관련되어 제기되었다. 카이퍼대는 태양으로부터 약 48AU 거리에서 갑자기 끝나는 것처럼 보이는데, 브루니니(Brunini)와 멜리타(Melita)는 이 갑작스러운 경계가 48AU 너머에 화성과 지구 사이의 질량을 가진 미지의 천체가 존재하기 때문일 수 있다고 추측했다.^[186]^[80]

그러나 60AU 정도의 원형 궤도에 화성 질량의 천체가 존재한다면, 현재 관측되는 해왕성 바깥 천체들의 분포와 맞지 않는 결과가 나타난다. 예를 들어, 이러한 천체는 플루티노족 천체들의 수를 심각하게 감소시킬 것으로 예측된다.^[187]^[65] 천문학자들은 대신 지구와 비슷한 질량을 가진 천체가 100AU보다 더 먼 거리에서 이심률이 크고 기울어진 궤도를 돌고 있을 가능성은 열어두고 있다. 고베 대학의 파트릭 리카프카(Patryk Lykawka)가 수행한 컴퓨터 시뮬레이션 결과에 따르면, 태양계 형성 초기에 해왕성에 의해 바깥쪽으로 튕겨 나간 0.3~0.7 M_Earth 질량의 천체가 현재 태양으로부터 101AU에서 200AU 사이의 길쭉한 궤도를 돌고 있다면, 카이퍼 절벽 현상과 더불어 세드나나 2012 VP113과 같은 특이한 분리천체들의 존재를 설명할 수 있다고 한다.^[187]^[65]

레누 말호트라(Renu Malhotra)와 데이비드 주잇(David Jewitt)과 같은 일부 천문학자들은 이러한 가능성을 조심스럽게 지지했지만, 알레산드로 모비델리(Alessandro Morbidelli)와 같은 다른 학자들은 다소 인위적인 설명이라고 비판했다.^[188]^[81] 2017년, 말호트라와 볼크(Malhotra & Volk)는^[190]^[83] 50AU 부근의 카이퍼 절벽 너머에서 관측되는 카이퍼대 천체(KBO)들의 예상치 못한 평균 궤도 경사 변화가 태양계 가장자리에 최대 2.4 M_Earth 질량의 화성 크기 행성이 존재한다는 증거일 수 있다고 주장했다. 이 가상의 행성은 여러 뉴스 매체를 통해 "행성 10"으로 불리기 시작했다.^[189]^[190]^[191]^[192]^[82]^[84]^[85] 이 제안 직후, 로렌조 이오리오(Lorenzo Iorio)는 카시니 탐사선의 거리 측정 데이터를 분석하여 이러한 가상 행성의 존재 가능성을 배제할 수 없다는 연구 결과를 발표했다.^[193]^[86]

2018년 이후 여러 탐사를 통해 카이퍼 절벽 너머에 위치한 다수의 새로운 천체들이 발견되었다. 이 중 일부(2018 VG₁₈, 2018 AG₃₇, 2020 BE₁₀₂, 2020 MK₅₃ 등)는 태양권계면(약 120AU)에 가깝거나 그 너머에 위치한다. 2023년 9월 이전에 확보된 해왕성 바깥 천체(TNO) 데이터를 분석한 결과, 해왕성과의 평균 운동 공명과는 무관하게 약 72AU 지점에서 천체 분포의 간격이 나타났다.^[194]^[87] 이러한 간격은 더 멀리 위치한 거대한 질량의 천체가 중력적 영향을 미쳐 만들어졌을 가능성을 시사한다.

5. 4. 기타 후보 행성

타이케(Tyche)는 태양계의 오르트 구름에 위치할 것으로 추정되었던 가상의 거대 기체 행성이다. 1999년 루이지애나 대학교 라피엣의 천체물리학자 존 마테시_{John Matese}, 패트릭 휘트먼_{Patrick Whitman}, 다니엘 휘트마이어_{Daniel Whitmire}가 처음 제안했다.^[195]^[88] 이들은 장주기 혜성의 기원 지점에서 나타나는 궤도 편향을 타이케 존재의 증거로 보았다. 2013년, 마테시^[196]^[89]와 휘트마이어^[197]^[90]는 혜성 데이터를 재검토하며, 만약 타이케가 존재한다면 NASA의 광역 적외선 탐사위성(WISE) 망원경 데이터에서 발견될 수 있을 것이라고 언급했다.^[198]^[91] 그러나 2014년, NASA는 WISE 탐사 결과 타이케의 특성을 가진 천체는 없었으며, 이들이 가설로 제시한 타이케는 존재하지 않는다고 발표했다.^[199]^[200]^[201]^[92]^[93]^[94]

한편, 1999년 영국의 천문학자 존 머레이_{John Murray}는 목성 크기의 행성이 태양으로부터 약 32000 AU 거리에서 역행 궤도로 공전할 것이라는 다른 가설을 제기했다. 머레이는 이 행성이 돌고래자리 방향에 있을 것으로 추정했다.^[95] 다양한 장주기 혜성의 궤도를 기반으로 한 이 가설에서 제시된 매개변수는 타이케 가설과 달라 별개의 천체를 상정한다.^[96] 또한, 이 가상 행성은 WISE 망원경의 관측 한계인 26000 AU를 넘어서는 거리에 있어 WISE 데이터로는 존재를 배제할 수 없다.^[6]

행성 형성의 과두제 이론(oligarch theory)에 따르면, 태양계 진화 초기에는 '과두(oligarch)'라 불리는 수백 개의 행성 크기 천체가 존재했다. 2005년 천문학자 유진 치앙_{Eugene Chiang}은 이 과두 중 일부는 현재의 행성으로 성장했지만, 대부분은 중력 상호작용에 의해 태양계 바깥으로 튕겨 나갔을 것이라고 추측했다. 일부는 태양계를 완전히 벗어나 떠돌이 행성이 되었을 가능성이 있으며, 또 다른 일부는 태양으로부터 1000 AU에서 10000 AU 사이(이는 오르트 구름까지 거리의 약 1/30에서 1/3에 해당)의 헤일로 영역에서 수백만 년 주기로 공전하고 있을 수도 있다.^[202]^[97]

2015년 12월, 아타카마 대형 밀리미터 집합체(ALMA)의 천문학자들은 350 GHz 대역에서 짧은 펄스 신호들을 감지했다. 이 신호들이 빠르게 움직이는 단일 천체에서 비롯되었을 가능성이 가장 높다고 판단한 연구진은, 만약 이 천체가 태양계에 속해 있다면 북유럽 신화 속 빠르게 움직이는 메신저 여신의 이름을 따 "그나(Gna)"^[203]^[98]라고 명명하고, 약 12~25 AU 거리에 지름 220km에서 880km 사이인 왜소 행성 크기의 천체일 것으로 추산했다. 반면, 만약 태양에 중력적으로 묶이지 않은 떠돌이 행성이라면 최대 4000 AU 거리에 있으며 훨씬 더 클 수도 있다고 보았다.^[204]^[99] 하지만 이 연구 결과는 공식적으로 발표되지 않았고 추가 검증을 위해 철회되었다.^[204]^[99] 이 발견에 대해 마이크 브라운_{Mike Brown}을 포함한 많은 과학자들은 회의적인 반응을 보였는데, 브라운은 "만약 ALMA가 극히 좁은 시야에서 거대한 외곽 태양계 천체를 우연히 발견한 것이 사실이라면, 이는 외곽 태양계에 지구 크기 행성이 약 20만 개나 존재한다는 것을 의미하며... 그런 수많은 행성이 존재한다면 태양계 전체가 불안정해져 우리 모두가 위험해질 것"이라고 비판했다.^[203]^[98]

6. 추가 행성에 대한 제약 조건

2023년 현재까지의 여러 관측 결과는 태양계 외곽에 존재할 수 있는 추가 행성의 질량과 거리에 대해 상당한 제약을 제시하고 있다.

근일점의 이상 세차 운동에 대한 최신 데이터를 분석한 로렌조 이오리오_{Lorenzo Iorio}는 특정 질량을 가진 미지의 행성이 존재할 수 있는 최소 거리를 추정했다. 그의 분석에 따르면, 지구 질량의 0.7배인 행성은 350–400 AU 이상, 지구 질량의 2배인 행성은 496–570 AU 이상, 그리고 지구 질량의 15배인 행성은 970–1,111 AU 이상 떨어져 있어야 한다.^[101] 더 나아가 이오리오는 태양계 외행성들의 최신 역표 데이터를 통해 더 엄격한 제약을 제시했는데, 지구 질량 15배의 천체는 최소 1,100–1,300 AU보다 더 먼 거리에 있어야 한다고 주장했다.^[102]

그러나 태양계의 더 포괄적인 모델을 사용한 다른 천문학자 그룹의 연구는 이오리오의 결론이 부분적으로만 타당하다고 보았다. 이들은 카시니 탐사선이 관측한 토성 궤도의 미세한 변화(잔차)를 분석하여, 바티긴과 브라운이 제안한 제9행성과 유사한 질량 및 궤도를 가진 행성체가 특정 진근점 이각(-130° ~ -110° 또는 -65° ~ 85°) 범위에 있을 경우 관측 결과와 불일치함을 발견했다. 반면, 이 분석은 만약 해당 천체가 진근점 이각 117.8° (+11°/-10°) 위치에 존재한다면 토성의 궤도를 오히려 더 잘 설명할 수 있다고 제시했다. 이 위치는 태양으로부터 약 630 AU 떨어진 거리이다.^[103]

또한, 극단 해왕성 외부 천체(ETNO)들의 공개된 궤도 데이터를 분석한 결과, 이 천체들의 궤도 교점(상승 교점과 하강 교점) 간 최단 거리 분포에서 통계적으로 매우 유의미한(62σ) 비대칭성이 확인되었다. 더불어, 서로 매우 가까운 교점 거리(태양계 질량 중심으로부터 152 AU에서 0.2 AU, 또는 339 AU에서 1.3 AU)를 가지는 여러 쌍의 ETNO 궤도들이 우연이라고 보기에는 매우 낮은 확률(p < 0.0002)로 서로 연관되어 있음이 밝혀졌다.^[104] 이러한 두 가지 발견은 태양으로부터 수백 AU 거리에 거대한 질량을 가진 미지의 천체(섭동체)가 존재할 가능성을 강력하게 시사하며, 이는 태양계 가장 바깥 영역 천체들의 궤도 방향이 무작위적으로 분포할 것이라는 일반적인 예상과는 잘 맞지 않는다.^[105]

6. 1. 탐사 망원경

해왕성 바깥 행성을 찾기 위한 노력에는 여러 강력한 관측 장비들이 동원되고 있다. 대표적으로 광역 적외선 탐사위성(WISE)은 중적외선 영역 관측을 통해 외곽 태양계에 존재할 가능성이 있는 거대 행성에 대한 중요한 제약 조건을 제시했다. WISE의 관측 데이터 분석 결과, 토성 정도의 질량(지구 질량의 약 95배)을 가진 천체는 태양으로부터 10,000 AU보다 먼 거리에서, 목성 크기 이상의 천체는 26,000 AU보다 먼 거리에서는 존재할 가능성이 낮은 것으로 나타났다.^[111] NASA는 WISE가 지속적으로 수집하고 있는 방대한 데이터를 일반 대중과 공유하며, 시민 과학 프로젝트인 "백야드 세계: 행성 9(Backyard Worlds: Planet 9)"를 통해 잠재적인 행성 후보를 찾는 데 참여를 유도하고 있다.^[205]

이 외에도 대구경 시놉틱 관측 망원경(LSST)과 판스타스(Pan-STARRS)와 같은 대규모 서베이 망원경들이 해왕성 바깥 천체(TNO)를 탐색하고 있으며, 이들의 관측 데이터는 미지의 행성 존재 가능성을 확인하는 데 중요한 역할을 할 것으로 기대된다.

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