5惑星ニースモデル

5惑星ニース モデルは、ニース モデルの改訂版である初期太陽系の数値モデルです。このモデルは、平均運動共鳴の連鎖にある土星と天王星の間に存在する、現在存在する 4 個と追加の氷巨星を加えた 5 個の巨大惑星から始まります。

共鳴鎖が切断された後、5つの巨大惑星は微惑星による移動期間を経て、その後、元のニースモデルと同様に、惑星間の重力衝突を伴う軌道不安定期間が続きます。不安定期間中、追加の巨大惑星は木星を横切る軌道上に内側に散らばり、木星との遭遇後に太陽系から放出されます。このモデルは、シミュレーションにより4惑星のニースモデルよりも現在の太陽系を再現する可能性が高いことが示された後、2011年に初めて正式に提案されました。^[1]

以下は、初期の不安定性をもたらし、現在の太陽系の多くの側面を再現する5惑星ニースモデルのバージョンです。過去には巨大惑星の不安定性は後期重爆撃期に関連付けられていましたが、最近の多くの研究では巨大惑星の不安定性は初期に発生したことを示しています。^{[2] [3] [4] [5]}太陽系は、別の共鳴チェーンの巨大惑星から始まった可能性があります。^[6]

太陽系は、木星、土星、および3つの氷巨星が、半径が5.5〜20 AUの3:2、3:2、2:1、3:2の共鳴チェーンを形成することで、星雲期を終える。これらの惑星の外側には、24 AUから30 AUに及ぶ微惑星の密集した円盤が周回している。 ^[6]この円盤内の微惑星は、それらの重力相互作用によりかき混ぜられ、軌道の離心率と傾斜角が増加する。これが起こると円盤が広がり、その内縁が巨大惑星の軌道の方に押しやられる。^{[5]外側の円盤内での微惑星同士の}衝突でも破片が生成され、衝突が連鎖的に起こることで粉々に砕かれる。この粉塵は、ポインティング・ロバートソン抵抗により惑星に向かって内側にらせん状に巻き込まれ、最終的に海王星の軌道に達する。^{[6]塵や内側に散乱した微惑星との重力相互作用により、巨大惑星は}ガス円盤の消散後およそ1000万年で共鳴鎖から脱出することができる。^{[6] [7]}

その後、惑星は微惑星に遭遇して角運動量を交換するにつれて、微惑星主導の移動を起こす。^[6]これらの遭遇中に、微惑星の純粋な内側への移動と海王星の外向きの移動が発生する。外側に散らばった微惑星のほとんどは再び遭遇するために戻ってくるが、内側に散らばった微惑星の一部は天王星に遭遇した後に戻ることを妨げられる。同様のプロセスが、氷の巨星である天王星と土星でも発生し、その結果、外向きの移動と、外帯から木星への微惑星の内側への移動が発生する。対照的に、木星は太陽系からほとんどの微惑星を放出し、結果として内側に移動する。^[8] 1000万年後、惑星の発散移動は共鳴交差につながり、巨大惑星の離心率を刺激し、海王星が28 AU付近にあるときに惑星系を不安定にする。^[9]

この不安定性の間に、外氷巨星は放出される。外氷巨星は離心率が増大した後に土星横断軌道に入り、土星によって木星横断軌道上に内側に散乱される。外氷巨星との重力衝突が繰り返されると、木星と土星の軌道長半径にジャンプが生じ、両軌道は段階的に離れ、周期の比が急速に増大して2.3を超える。^[10]また、外氷巨星は天王星と海王星に遭遇し、小惑星帯の一部を横断するが、これらの遭遇により軌道の離心率と長半径が増大する。^[11] 1万～10万年後、^[12]外氷巨星は木星との遭遇後に太陽系から放出され、放浪惑星となる。^[1]残った惑星はその後も速度を落としながら移動を続け、残った微惑星円盤のほとんどが除去されるにつれてゆっくりと最終軌道に近づいていきます。^[13]

巨大惑星の移動とそれらの遭遇は、太陽系外縁部に多くの影響を及ぼす。巨大惑星間の重力遭遇は、それらの軌道の離心率と傾斜を刺激する。^[14]海王星によって内側に撒き散らされた微惑星は、惑星横断軌道に入り、惑星またはその衛星に衝突する可能性がある。 ^[15]これらの微惑星の衝突により、外惑星の衛星にクレーターや衝突盆地が残り、^[16]内側の衛星が破壊される可能性がある。^[17]微惑星の一部は、木星の軌道長半径が放出された氷巨星との遭遇中にジャンプしたときに、木星トロヤ群としてジャンプキャプチャされる。木星トロヤ群の1つのグループは、木星との最後の遭遇に続いて氷巨星がそのグループを通過すると、他のグループに比べて減少する可能性がある。その後、木星と土星が平均運動共鳴に近づくと、元のニースモデルで説明されているメカニズムによって、他の木星トロヤ群小惑星が捕獲される可能性がある。^{[18] [19]} 他の微惑星は、放出された氷の巨星と他の惑星との遭遇中に、三体相互作用によって巨大惑星の不規則衛星として捕獲される。不規則衛星は、順行軌道、逆行軌道、垂直軌道など、さまざまな傾斜角で始まります。^{[20]垂直軌道にあるものは}コザイメカニズムによって失われ、^[21]他の衛星はそれらの衝突によって分解されるため、その後、その数は減少します。^[22]惑星間の遭遇は、通常の衛星の軌道を摂動させる可能性があり、イアペトゥスの軌道の傾斜の原因である可能性があります。 ^{[23]土星の自転軸は、海王星との}自転軌道共鳴をゆっくりと横切ったときに傾いた可能性があります。^{[24] [25]}

多くの微惑星は、海王星の移動中にその軌道を越えた様々な軌道にも埋め込まれている。海王星が数AU外側に移動する間に、海王星によって外側に散らばった微惑星の一部が共鳴に捕らえられ、コザイ機構によって離心率と傾斜角が交換され、より 高い近日点の安定軌道に放出されるため、高温の古典的カイパーベルトと散乱円盤が形成される。^{[9] [26]} この初期の移動中に海王星の広範囲にわたる2:1共鳴に捕らえられた微惑星は、氷の巨星との遭遇によりその長半径が外側に飛び出すときに放出され、長半径が約44AUの低温の古典的カイパーベルトに低傾斜、低離心率の天体のグループが残される。^[27]このプロセスにより、海王星との接近遭遇が回避され、「青い」連星を含む緩く結合した連星が生き残ることができる。^[28]この遭遇中に海王星の3:2共鳴から同様に天体が解放されるため、低傾斜のプルティノの過剰は回避される。 ^[27]遭遇後の海王星の適度な離心率^[29] 、または軌道の急速な歳差運動^[30]により、冷たい古典的なカイパーベルト天体の原始ディスクは生き残ることができる。^[31]この遭遇後の海王星の移動が十分に遅い場合、これらの天体の離心率分布は、広範囲にわたる平均運動共鳴によって切り捨てられ、海王星の7:4共鳴の近くにステップが残る可能性がある。^[32]海王星がゆっくりと現在の軌道に近づくにつれて、散乱ディスク内の化石化した高近日点軌道に天体が残される。^{[33] [13]}海王星の軌道を超える近日点を持つが、海王星との相互作用を避けるほど高くない他の天体は散乱天体として残り、^[26]海王星の移動の終わりに共鳴したままのものは、海王星の軌道を超えたさまざまな共鳴集団を形成します。^[34]非常に大きな半長軸軌道に散乱された天体は、銀河の潮汐や通過する恒星からの摂動によって近日点が巨大惑星の影響を超えて持ち上げられ、オールトの雲に堆積する可能性があります。 仮想の第9惑星が不安定性の時点で提案された軌道にあった場合、半長軸が数百から数千AUの範囲にあるほぼ球形の天体の雲が捕獲されるでしょう。^[26]

太陽系内部では、不安定性の影響は、その時期と期間によって異なります。初期の不安定性は、火星領域からほとんどの質量が除去され、火星が地球や金星よりも小さくなった原因である可能性があります。^{[35]初期の不安定性は、}小惑星帯の枯渇にもつながり、^[36]数十万年にわたって継続した場合、その離心率と傾斜角の増大につながる可能性があります。^[37]小惑星衝突族は、さまざまな共鳴との相互作用や、小惑星帯を横切る氷巨星との遭遇によって分散する可能性があります。^[38]外帯の微惑星は、共鳴中または氷巨星との遭遇中に遠日点が木星の軌道より下に下がると、 P型およびD型の小惑星として小惑星帯に埋め込まれ、一部は氷巨星との遭遇により内小惑星帯に到達します。 ^[39]後期不安定性は短時間で、木星と土星の軌道が急速に離れ、永年共鳴スイープによる内惑星の離心率の励起を避ける必要がある。^[40]また、小惑星帯の初期の質量が低かった場合、 ^[11]またはグランドタックによって枯渇して励起されていた場合、小惑星の軌道の変化はより穏やかになり、離心率の分布が現在の分布に近づく可能性がある。^[41]後期不安定性により、以前に枯渇した小惑星帯の中心核から小惑星の約半分が脱出する可能性があり（元のニースモデルよりも少ない）、^{[15]惑星が現在の位置に到達したときに小惑星帯の}内側の延長が乱されると、岩石物体による内惑星への小規模だが長期的な衝撃につながる。^[42]

現在の惑星形成理論では、天王星と海王星が現在の位置で集積することは想定されていない。 ^[43]原始惑星系円盤は 拡散しすぎていて、時間スケールが長すぎるため^[44]、ガス円盤が消散する前に微惑星の集積によって形成されることは不可能であり、数値モデルでは、冥王星サイズの微惑星が形成されると、その後の集積は停止すると示されている。^[45]小石の集積を含む最近のモデルではより速い成長が想定されているが、ガス円盤との相互作用による惑星の内側への移動により、惑星はより近い軌道に留まる。^[46]

太陽系は当初はよりコンパクトで、外惑星は現在の位置まで外側に移動したというのが現在では広く受け入れられている。^[47]外惑星の微惑星による移動は、1984年にフェルナンデスとイプによって初めて説明された。^[48]このプロセスは、外惑星の円盤に由来する惑星と微惑星間の角運動量の交換によって駆動される。^[49] 初期の力学モデルでは、この移動は滑らかであると想定されていた。外惑星の現在の位置を再現することに加えて、^[50]これらのモデルは、カイパーベルトの共鳴天体の種族、^[51]冥王星の軌道の離心率、 ^[52]高温の古典的カイパーベルト天体の傾斜と散乱円盤の保持、^[53]カイパーベルトの低質量と海王星との2:1共鳴に近い外縁の位置についての説明を提供した。 ^[54]しかし、これらのモデルは外惑星の離心率を再現することができず、移動の終わりには非常に小さな離心率しか残っていませんでした。^[14]

オリジナルのニースモデルでは、木星と土星の軌道離心率は、2:1共鳴を横切るときに励起され、外​​部太陽系を不安定にする。一連の重力遭遇が発生し、その間に天王星と海王星が外向きに微惑星円盤に散乱される。そこで、多数の微惑星が内側に散乱され、惑星の移動が加速される。微惑星の散乱と小惑星帯を通じた共鳴の広がりにより、内惑星への衝突が発生する。^[8]オリジナルのニースモデルでは、外惑星の位置と軌道離心率の再現に加えて、木星トロヤ群、^[19]および海王星トロヤ群、^[55]土星、天王星、海王星の不規則衛星、^[21]太陽系外縁天体のさまざまな種族の起源も説明されている。^[56]後期重爆撃の規模と適切な初期条件におけるその時期。^[15]

しかし、木星の移動が遅くてスムーズであれば、広範囲にわたる永年共鳴が太陽系内の天体の軌道を乱すことになる。ν _{5永年共鳴は}地球型惑星の軌道を横切り、それらの離心率を励起する。^{[57]木星と土星がゆっくりと 2:1 共鳴に近づく一方で、}火星の離心率は惑星同士の衝突や火星が太陽系から弾き出される値に達する。共鳴の連鎖にある惑星から始まるニースモデルの改訂版では、2:1 共鳴へのこのゆっくりとした接近を回避している。しかし、金星と水星の離心率は、ν ₅永年共鳴がそれらの軌道を横切るときに通常現在の値を超えて励起される。^[10]小惑星の軌道も大きく変化している。ν16永年共鳴は傾斜角を励起し、ν6_{永年共鳴は離心率を励起し}、小惑星帯を横切る際に低傾斜角の小惑星を除去する。その結果、生き残った小惑星帯には、現在観測されているよりも多くの高傾斜角の天体が残ることになる。^[12]

木星が氷惑星の1つに遭遇し、その移動が加速すれば、内惑星の軌道と小惑星帯の軌道分布を再現できる。^{[12]金星と水星の離心率を励起し、小惑星の}軌道分布を変えるゆっくりとした共鳴交差は、土星の周期が木星の周期の2.1倍から2.3倍の間であったときに発生する。理論家は、木星と土星の発散移動が当時は惑星間散乱によって支配されていたため、これらが回避されたと提案している。具体的には、氷惑星の1つが土星との重力遭遇によって木星横断軌道上に内側に散乱され、その後、木星との重力遭遇によって外側に散乱された。^[10]その結果、木星と土星の軌道は急速に分岐し、永年共鳴のスイープが加速された。巨大惑星の軌道のこの進化は、太陽系外惑星の研究者によって説明されているプロセスに似ており、ジャンピング・ジュピター・シナリオと呼ばれています。^[58]

ジャンピング・ジュピターのシナリオでは、氷惑星と木星が遭遇すると、しばしば氷惑星が放出される。この氷惑星が保持されるためには、その離心率が微惑星円盤との動的摩擦によって減衰され、近日点が土星の軌道を超えて上昇する必要がある。ニース・モデルで通常使用される微惑星円盤の質量は、このためにはしばしば不十分であり、不安定性の終わりには4つの巨大惑星で始まった系が3つしか残らない。円盤の質量が大きければ氷惑星の放出は避けられるが、木星と土星の距離が大きくなりすぎて、大きな円盤が取り除かれるにつれて離心率が小さくなりすぎることが多い。これらの問題から、サウスウエスト研究所のデイビッド・ネスヴォルニーは、太陽系は5つの巨大惑星で始まり、土星と天王星の間に海王星質量の惑星が1つ追加されたと提案した。^[1]さまざまな初期条件で何千ものシミュレーションを行った結果、5つの巨大惑星から始まるシミュレーションでは、外惑星の軌道を再現する可能性が10倍高いことがわかった。^[59]デビッド・ネスヴォルニーとアレッサンドロ・モルビデリによる追跡研究では、木星と土星の周期比に必要なジャンプが発生し、外惑星の軌道が再現されたのは、5つの惑星からなるシステムではシミュレーションの5％であったのに対し、4つの惑星からなるシステムでは1％未満であった。最も成功したのは、共鳴交差によって惑星の遭遇が引き起こされる前に、海王星の大幅な移動によって微惑星円盤が破壊されたことだった。これにより永年摩擦が軽減され、共鳴交差や惑星の遭遇によって木星が励起された後も、木星の離心率が維持される。^[60]

対照的に、コンスタンチン・バティギン、マイケル・E・ブラウン、ヘイデン・ベッツは、4惑星系と5惑星系が、木星と土星の離心率の振動やカイパーベルトの高温種族と低温種族を含む外惑星の軌道を再現する確率が同程度（4%対3%）であることを発見した。^{[61] [62]}彼らの研究では、高温種族が注入される高離心率段階が海王星の軌道に必要であった。^[63]この期間中の天王星との相互作用による海王星の軌道の急速な歳差運動も、低温古典的天体の原始ベルトの保存に必要であった。^[61] 5惑星系の場合、5番目の巨大惑星が1万年以内に放出された場合に、低温古典的ベルトの低離心率が最もよく保存されることがわかった。 [ ^62]しかし、彼らの研究は太陽系の外側だけを調べたため、現在の太陽系の内側を再現するために必要な、木星と土星の軌道が急速に分岐するという要件は含まれていませんでした。^[60]

以前の多くの研究でも、巨大惑星をさらに持つ太陽系をモデル化している。トムズ、ブライデン、ウー、ラシオによる研究では、共鳴鎖で始まる4つまたは5つの惑星のシミュレーションが含まれていた。木星と土星の2:1共鳴で始まる4つまたは5つの惑星の緩い共鳴鎖は、小質量の微惑星円盤で氷巨星の喪失につながることがよくあった。より大きな微惑星円盤を持つ4つの惑星系では惑星の喪失は避けられたが、惑星の散乱は起こらなかった。木星と土星の3:2共鳴のよりコンパクトなシステムでは、木星と土星の遭遇が発生することがあった。^[64]モルビデリ、ツィガニス、クリダ、レヴィソン、ゴメスによる研究では、コンパクトな共鳴鎖の4つの惑星系で始まる太陽系の再現に成功している。彼らはまた、5つの惑星の共鳴鎖における惑星の捕獲をモデル化し、惑星の離心率が大きく、3000万年以内にシステムが不安定になることを指摘した。^[65]フォードとチアンは、より質量が大きく動力学的に冷たいディスクで形成された結果である、密集した寡頭制の惑星系をモデル化した。彼らは、原始ディスクの密度が低下すると余分な惑星が放出されることを発見した。^[66]対照的に、レヴィソンとモルビデリによるシミュレーションは、そのようなシステムの惑星は放出されるのではなく、広がることを示した。^[67]

巨大惑星は共鳴の連鎖から始まる。原始惑星系円盤で形成される間、巨大惑星とガス円盤の相互作用により、それらは太陽に向かって内側に移動した。木星の内側への移動は、グランドタックモデルのように、より速く移動する土星を平均運動共鳴で捕獲したときに停止するか、逆転するまで続いた。^[68] 3つの氷巨星も内側に移動し、さらなる共鳴で捕獲されたため、共鳴連鎖は延長された。^[60]惑星の遭遇が始まる前に海王星が微惑星円盤に向かって外側に長距離移動する可能性は、3:2、3:2、2:1、3:2の共鳴連鎖で惑星が捕獲された場合に最も高く、内縁が2 AU以内にある場合、シミュレーションの65％で発生する。この共鳴連鎖は海王星の移動を再現する可能性が最も高いが、不安定性が早期に発生した場合は他の共鳴連鎖も可能である。^[6]

遅い不安定性は、長期間にわたるゆっくりとしたダスト駆動型移動の後に発生した可能性がある。ニース 2 モデルで説明されているように、遅い共鳴チェーンからの脱出と海王星の長距離移動の組み合わせはありそうにない。微惑星ディスクの内縁が近い場合は共鳴からの早期脱出が発生し、遠い場合は通常、海王星の大幅な移動が発生する前に不安定性が引き起こされる。このギャップは、共鳴からの早期脱出の後にゆっくりとしたダスト駆動型移動が長期間続くと埋められる可能性がある。この場合、3:2、3:2、2:1、3:2 以外の共鳴チェーンはありそうにない。不安定性は、共鳴チェーンがタイトな場合はゆっくりとした移動中に発生し、共鳴チェーンが緩い場合は遠いディスクが非現実的に狭い。ダスト駆動型移動の速度は、ダスト生成速度が低下するにつれて時間とともに遅くなる。その結果、不安定性のタイミングは、サイズ分布や微惑星の強度など、ダスト生成速度を決定する要因に敏感になる。^[6]

ニースモデルの不安定性の時期は、当初、太陽系形成後数億年で発生したと考えられる衝突率の急上昇である後期重爆撃期と一致すると提案されました。しかし、最近、ニースモデルの不安定性の時期、それが後期重爆撃期の原因であるかどうか、関連するクレーターと衝突盆地をより適切に説明する別の方法があるかどうかについて、いくつかの問題が提起されています。ただし、ニースモデルの不安定性が巨大惑星の軌道や、外惑星微惑星円盤で発生したさまざまな小天体の軌道に与える影響のほとんどは、その時期とは無関係です。

後期不安定性を伴う5惑星のニースモデルでは、地球型惑星の軌道を再現できる可能性は低い。木星と土星の周期比は、シミュレーションのごく一部（7%～8.7%）で、永年共鳴交差を回避するために必要な2.1未満から2.3超へと急上昇し^{[60] [2]}、木星が氷の巨星に遭遇すると、地球型惑星の離心率も励起される可能性がある。^[57]ネイサン・カイブとジョン・チェンバースの研究では、この結果、地球型惑星の軌道はシミュレーションの数パーセントで再現され、地球型惑星と巨大惑星の軌道の両方を再現したのはわずか1%であった。このことから、カイブとチェンバースは、不安定性は地球型惑星が形成される前の早い段階で発生したと提案した。^[2]しかし、小惑星帯を再現するには木星と土星の公転周期の比率の急上昇が必要であり、初期の不安定性の利点は減少します。^{[69] [70]}ラモン・ブラッサー、ケビン・ウォルシュ、デビッド・ネスヴォルニーによる以前の研究では、選択された5つの惑星モデルを使用して太陽系の内部を再現する合理的な可能性（20％以上）が見つかりました。^[40]イアペトゥスの衝突盆地の形状も後期の衝突と一致しています。^{[71] [16]}

4 億年にわたる衝突による粉砕の後、不安定性のモデルに適合するのに十分な質量が微惑星円盤に残っていない可能性があります。微惑星円盤のサイズ分布が当初現在の分布に似ていて、数千の冥王星質量の天体が含まれていた場合、大幅な質量損失が発生します。これにより、ディスクの質量は 10 地球質量未満になりますが、現在の不安定性のモデルでは最低でも 15 地球質量が必要です。サイズ分布も観測されているよりも浅くなります。これらの問題は、シミュレーションをより質量の大きいディスクまたはより急峻なサイズ分布で開始した場合でも残ります。対照的に、初期の不安定性では質量損失ははるかに少なく、サイズ分布の変化もほとんどありません。^[3]微惑星円盤が冥王星質量の天体なしで始まった場合、衝突粉砕はより小さな天体から形成されるときに始まり、そのタイミングは天体の初期サイズと微惑星円盤の質量によって異なります。^[72]

パトロクロス-メノエティウスのような連星は、不安定化が遅ければ衝突により分離するだろう。パトロクロスとメノエティウスは、約 100 km の天体で、680 km の距離と約 11 m/s の相対速度で周回している。この連星が巨大な微惑星円盤内に留まっている間は、衝突により分離する危険性がある。シミュレーションでは、同様の連星の約 90% が 1 億年ごとに分離し、4 億年後には生存確率が 7 × 10 ⁻⁵に低下する。木星トロヤ群にパトロクロス-メノエティウスが存在するということは、巨大惑星の不安定化が太陽系の形成から 1 億年以内に発生したことが必要である。^[4]

外惑星円盤内の冥王星質量の天体間の相互作用は、早期の不安定性をもたらす可能性がある。最も大きな微惑星間の重力相互作用は円盤を動的に加熱し、軌道の離心率を増加させる。離心率の増加により近日点距離も低下し、一部の微惑星は外惑星の軌道を横切る軌道に入る。微惑星と惑星間の重力相互作用により、微惑星は共鳴鎖から脱出し、外向きの移動を促進できる。シミュレーションでは、これが共鳴交差と1億年以内の不安定性につながることが多い。^{[5] [7]}

ニースモデルによる衝突は、後期重衝突とは一致しない可能性がある。衝突体のサイズ分布が小惑星と似ていると、小さなクレーターに比べて大きな衝突盆地が多すぎることになる。^[73]最も内側の小惑星帯は、おそらくその小さな小惑星が少数の大きな小惑星の衝突の結果であるため、この制約に一致するためには異なるサイズ分布が必要になるだろう。^[74]ニースモデルは小惑星と彗星の両方による衝突を予測しているが、^[15]ほとんどの証拠（すべてではないが）^[75]は、小惑星が主な衝突であることを示している。^{[76] [77] [78]}これは、5惑星のニースモデルにおける彗星の衝突の減少と、彗星が太陽系内に入った後の大幅な質量損失または分裂を反映している可能性があり、^[79]彗星の衝突の証拠が失われた可能性がある。^[80]しかし、最近の2つの小惑星衝突の推定では、後期重爆撃期を説明するには不十分であることがわかった。^{[81] [82]}後期重爆撃期に特定された月のクレーターと衝突盆地、直径150kmを超えるクレーターの約1/6、および火星のクレーターは、異なるクレータースケーリング法則を使用すれば再現できるかもしれない。残りの月のクレーターは、異なるサイズ分布を持つ別の衝突体集団の結果であり、おそらく惑星の形成時に残された微惑星である。^[83]このクレータースケーリング法則は、より最近形成された大きなクレーターの再現にもより効果的である。^[84]

後期重爆撃期に特定されたクレーターや衝突盆地には、別の原因があるかもしれない。最近提案された代替案には、火星のボレアリス盆地を形成した衝突の残骸、 ^[85]や、かつて水星の内側を周回していた失われた惑星間の壊滅的な衝突などがある。^[86]これらの説明には、ボレアリス盆地の形成時期、^[87]や、物体が水星の内側の軌道に留まるべきかどうかなど、独自の潜在的な問題がある。^[88]地球型惑星の形成時に残された微惑星による爆撃が単調に減少しているという説も提案されている。 この仮説では、月のマントルが比較的遅く結晶化したことが必要とされ、地球と月における高度に親鉄性の元素の濃度の違いを説明できるかもしれない。 ^[89]しかし、以前の研究では、この種族の中で最も力学的に安定した部分は衝突進化により枯渇し、いくつかの、あるいは最後の2つの衝突盆地の形成はありそうにないことが判明した。^[90]

ネスヴォルニーによれば、この仮説上の第5の巨大惑星には、ギリシャ神話の冥界の神にちなんでハデス、ローマ神話のワイ​​ンの神でディオニュソスとバッカスの同族にちなんでリーベル、ローマ神話の有毒ガスの女神にちなんでメフィティスなど、いくつかの名前が同僚たちから提案されている。また、ドクター・スースの児童書『帽子をかぶった猫』に登場する「シング1」という名前も提案されている。しかし、ネスヴォルニー自身はこうした提案を好んでいない。^[91]

2016年1月、バティギンとブラウンは、半径が250 AUを超えるいくつかの海王星外天体の近日点の配置は、遠く離れた巨大な第9惑星によるものだと提唱した。 ^[92]そして2017年11月、ブラウンは5惑星ニースモデルと第9惑星の相関関係についてのTwitterでの質問への返答で、「第9惑星がニース惑星の5番である可能性は高いと思います」と述べた。^[93] 5惑星ニースモデルにおける第5の巨大惑星の放出のメカニズムは、木星との遭遇を含む重力不安定性など、第9惑星の起源を彷彿とさせるが、他の起源も提案されている。例としては、別の恒星からの捕獲、^[94]や、その場で形成され、その後、通過する恒星によって軌道が変えられたことなどがある。^{[95] [96]}