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 中央の天の川銀河を覆う第 9 惑星の想像図。遠くに太陽が見える。海王星の軌道は太陽の周りの小さな楕円として示されている (ラベル付きバージョンを参照) | |
| 軌道特性 | |
|---|---|
| 遠日点 | 560+260 −140オーストラリア[1] |
| 近日点 | 340+80 −70オーストラリア[1] |
| 460+160 −100オーストラリア[1] | |
| 偏心 | 0.2 –0.5 [2] |
| 9,900+5,500 −3,100年[A] | |
| 傾斜 | 16 ± 5° [3] |
| 150°（推定）[4] | |
| 身体的特徴 | |
| 質量 | 6.3+2.3 −1.5 私[ 1] |
| ~21 [3] | |
プラネット・ナインは、太陽系の外縁部にある仮説上の第9惑星である。[2] [4]その重力効果は、極端に海王星外縁天体（ETNO）のグループの軌道が異常に密集している理由を説明できるかもしれない。ETNOとは、海王星の外側にある天体で、平均して地球の250倍以上、つまり250 天文単位（AU）以上離れた距離で太陽を周回する。これらのETNOは、1つのセクターで太陽に最も近づく傾向があり、軌道も同様に傾いている。これらの配置は、未発見の惑星が、太陽系で最も遠い既知の天体の軌道を管理している可能性があることを示唆している。[4] [5] [6]しかし、一部の天文学者はこの結論に疑問を呈し、ETNOの軌道が密集しているのは、年間の大半にわたってこれらの天体を発見して追跡することが困難であることから生じる観測バイアスによるものだと主張している。[7]
これまでの考察に基づくと、この仮説上の地球超サイズの惑星は、地球の5～10倍の質量と400～800 AUの細長い軌道を持つと予測されていた。軌道推定は2021年に修正され、長半径はやや小さくなり、380 AUとなった。+140
−80AU. [3]その後すぐに460に更新されました。+160
−100AU. [1] バティギンとブラウンは、第9惑星は太陽系の誕生時に木星によって本来の軌道から弾き出された巨大惑星の核である可能性があると示唆した。他の研究者は、この惑星は別の恒星から捕獲された、[8]かつては放浪惑星であった、または遠い軌道で形成され、通りかかった恒星によって偏心軌道に引き込まれた、と提唱した。[4]
広域赤外線サーベイ衛星（WISE）やパンスターズなどの天文調査では第9惑星は検出されなかったが、太陽系外縁部に海王星直径の天体が存在する可能性は否定されていない。[9] [10]過去の天文調査で第9惑星を検出できたかどうかは、その位置と特徴に依存していた。NEOWISEと8メートルすばる望遠鏡を用いた残りの領域のさらなる調査が進行中である。[11] [12]第9惑星が観測されない限り、その存在は推測の域を出ない。観測された海王星外天体（TNO） の密集を説明するために、いくつかの代替仮説が提案されている。
歴史
1846年の海王星の発見後、その軌道の外側に別の惑星が存在するのではないかという憶測が広まった。これらの理論の中で最もよく知られているのは、天王星と海王星の軌道に影響を与える遠方の惑星の存在を予測した理論である。広範囲にわたる計算の後、パーシヴァル・ローウェルは仮説上の海王星外惑星の軌道と位置を予測し、1906年にその大規模な探索を開始した。彼はその仮説上の天体を惑星Xと名付けたが、この名前は以前にガブリエル・ダレットによって使用されていた。[13] [14] クライド・トンボーはローウェルの探索を引き継ぎ、1930年に冥王星を発見したが、すぐにローウェルの惑星Xと呼ぶには小さすぎると判断された。 [15] 1989年のボイジャー2号による海王星への接近通過後、天王星の予測軌道と観測軌道の差は、以前は不正確だった海王星の質量を使用したためであると判断された。[16]
軌道摂動などの間接的な手段で海王星外の惑星を検出する試みは、冥王星の発見以前にさかのぼる。最初の試みの1つは、 1880年に2つの海王星外惑星の存在を仮定したジョージ・フォーブスである。1つは太陽からの平均距離、すなわち半長軸が100 AUで、地球の100倍である。もう1つは半長軸が300 AUである。彼の研究は、惑星が複数の天体の軌道の密集の原因であるという点で、最近のプラネット・ナイン理論に似ていると考えられている。この場合、周期彗星の遠日点距離が約100～300 AU付近に密集している。これは、木星族の彗星の遠日点距離がその軌道の近くに密集しているのと似ている。[17] [18]
2004年に非常に特異な軌道を持つ準惑星セドナが発見されたことで、この惑星が既知の惑星以外の巨大な天体に遭遇したのではないかという憶測が広まった。セドナの軌道は分離しており、近日点距離は76 AUで、海王星との重力相互作用によるものとは考えにくい。数人の研究者は、セドナが遠方の軌道にある未知の惑星、太陽とともに形成された散開星団のメンバー、または後に太陽系の近くを通過した別の恒星などの巨大な天体に遭遇した後にこの軌道に入ったのではないかと提唱した。 [19] [20] 2014年3月に、近日点距離が80 AUの2番目のセドノイドである2012 VP 113が同様の軌道で発見されたと発表されたことで、遠方の太陽系に未知のスーパーアースが残っているのではないかという憶測が再燃した。[21] [22]
2012年の会議で、ロドニー・ゴメスは、分離軌道を持ついくつかのETNOと、巨大惑星の軌道を横切る太陽系の小天体である大きな半長軸を持つケンタウルス族の軌道は、未検出の惑星によるものだと提唱した。[23] [24] 提案された海王星質量の惑星は、遠方（a ≈ 1500 AU ）、離心率（e ≈ 0.4）、急傾斜（i ≈ 40°）の軌道上にある。プラネット・ナインと同様に、半長軸が300 AUを超える天体の近日点を振動させ、一部は惑星を横切る軌道に、その他はセドナのような分離軌道に運ばれる。ゴメス、ソアレス、ブラッサーによる論文が2015年に発表され、彼らの主張を詳述した。[25]
2014年、天文学者のチャド・トルヒージョとスコット・S・シェパードは、セドナと2012 VP 113 、および他のいくつかのETNOの軌道の類似性に注目しました。彼らは、200〜300AUの円軌道にある未知の惑星がそれらの軌道を乱していると提案しました。[5]その年の後半、ラウルとカルロス・デ・ラ・フエンテ・マルコスは、当時13個知られていた非常に多くの軌道の類似性を生み出すには、軌道共鳴にある2つの巨大な惑星が必要であると主張しました。 [26]彼らは、39個のETNOのより大きなサンプルを使用して、より近い惑星の軌道長半径が300〜400AUの範囲にあり、離心率が比較的低く、傾斜角が約14°であると推定しました。[27]
バティギンとブラウンの仮説
2016年初頭、カリフォルニア工科大学のバティギンとブラウンは、6つのETNOの類似した軌道が第9惑星によってどのように説明できるかを説明し、その惑星の可能性のある軌道を提案した。[4]この仮説は、内惑星に対して垂直な軌道を持つETNO [4]や極端な傾斜を持つETNO [29]も説明でき、太陽の軸の傾きの説明としても提案されていた。[30]
軌道
惑星9は当初、太陽の周りを離心率1.5の楕円軌道で回ると仮定されていた。0.2～0.5、その長半径は400～800 AU [B]、 海王星から太陽までの距離の約13～26倍。この惑星が太陽の周りを一周するには1万～2万年かかり、地球の軌道面である黄道に対する傾斜は15°から25°です。[2] [31] [C] 遠日点、つまり太陽から最も遠い点は、おおむね牡牛座の方向になります。[ 32 ]一方、近日点、つまり太陽に最も近い点は、おおむねへび座、へびつかい座、天秤座の南の領域の方向になります。[33] [34]ブラウンは、もし第9惑星が存在するなら、太陽の周りを動力付きのパチンコ軌道で回る探査機を使えば、わずか20年でそこに到達できると考えています。 [35]
質量と半径
この惑星は地球の5～10倍の質量と2～4倍の半径を持つと推定されている。[2]ブラウンは、もし第9惑星が存在するなら、その質量は太陽系の年齢である45億年で軌道上の大型天体を排除するのに十分であり、その重力は太陽系の外縁部を支配しており、現在の定義では惑星とするのに十分であると考えている。[36]天文学者のジャン＝リュック・マルゴも、第9惑星は彼の基準を満たしており、発見されれば惑星として分類されるだろうと述べている。[37] [38]
起源
惑星9の起源については、既知の巨大惑星の近傍からの放出、他の恒星からの捕獲、その場での形成など、いくつかの可能性が検討されている。最初の論文で、バティギンとブラウンは、惑星9は太陽に近い場所で形成され、星雲時代に木星または土星と接近して遠方の偏心軌道に放出されたと提唱した。 [4]その後、近くの恒星の重力または太陽系星雲のガス状残骸からの抗力のいずれかにより[39]、軌道の偏心が減少した。このプロセスにより近日点が上昇し、他の惑星の影響を受けない非常に広いが安定した軌道上に残った。[40] [41]
これが起こる確率は数パーセントと推定されている。[42]もし太陽系の最も遠い場所に投げ出されていなければ、第9惑星は原始惑星系円盤からより多くの質量を集め、ガス巨星または氷巨星の核に成長していた可能性がある。[36] [43]代わりに、その成長は早期に停止し、天王星や海王星よりも低い質量となった。[44]
微惑星の巨大なベルトによる動的摩擦も、惑星9号を安定した軌道に捕獲することを可能にした可能性がある。最近のモデルでは、 原始惑星円盤の外側からガスが除去されるにつれて、 60～130 M Eの微惑星円盤が形成された可能性があると提案されている。 [45]惑星9号がこの円盤を通過すると、その重力によって個々の天体の軌道が変わり、惑星9号の相対速度が低下する。これにより、惑星9号の離心率が低下し、軌道が安定する。この円盤の内側の端が100～200 AUと遠い場合、海王星に遭遇した惑星は、惑星9号に提案されている軌道に捕獲される可能性が20%あり、内側の端が200 AUにある場合は、観測されたクラスター化の可能性が高くなります。ガス星雲とは異なり、微惑星円盤は長寿命である可能性が高いため、後で捕獲される可能性があります。[46]
他の恒星との遭遇によって遠方の惑星の軌道が変わり、円軌道から偏心軌道に変わることもある。この距離で惑星がその場で形成されるには、非常に巨大で広大な円盤が必要である[4]。あるいは、散逸する円盤内の固体が外側に漂い、狭いリングを形成し、そこから10億年かけて惑星が形成される。[47]太陽が元々の星団にあったときに、このような遠方で惑星が形成された場合、その惑星が太陽に縛られたまま非常に偏心した軌道で太陽にとどまる確率はおよそ10%である。[48]しかし、太陽が形成された散開星団にとどまっている間は、広がった円盤は、通過する恒星による重力の乱れや、光蒸発による質量損失の影響を受けていたはずである。[2]
第9惑星は、太陽と他の恒星との接近遭遇の際に太陽系の外から捕獲された可能性がある。この恒星の周りの遠方軌道上に惑星があった場合、遭遇中の三体相互作用によって惑星の軌道が変わり、太陽の周りの安定した軌道上に残る可能性がある。木星質量の惑星のない系に起源を持つ惑星は、遠方でより長い時間、偏心軌道にとどまる可能性があり、捕獲される可能性が高くなる。[8]軌道の範囲が広いほど、比較的低傾斜軌道での捕獲の確率は1～2%に低下する。[48] アミール・シラジとアヴィ・ローブは、太陽がかつて遠方で等質量の連星系伴星を持っていた場合に、太陽が第9惑星を捕獲する確率が20倍に増加することを発見した。[49] [50]このプロセスは放浪惑星でも発生する可能性があるが、捕獲される可能性ははるかに低く、第9惑星で提案されている軌道に似た軌道で捕獲されるのはわずか0.05～0.10%である。[51]
証拠
第9惑星の重力の影響は太陽系の4つの特異性を説明するだろう: [52]
- ETNOの軌道のクラスタリング。
- 海王星の影響から離れたセドナのような天体の高近日点。
- ETNO の軌道傾斜角が大きく、その軌道が既知の 8 つの惑星の軌道とほぼ垂直であること。
- 半径が 100 AU 未満の高傾斜太陽系外縁天体(TNO)。
惑星第9は当初、セドナのような天体の高い近日点も説明するメカニズムを介して、軌道の密集を説明するために提案されました。これらの天体の一部が垂直な軌道に進化したことは予想外でしたが、以前に観測された天体と一致することがわかりました。垂直軌道を持ついくつかの天体の軌道は、他の惑星をシミュレーションに含めると、より小さな軌道長半径に向かって進化することがわかりました。これらの特異性の多くに対して他のメカニズムが提案されていますが、惑星第9の重力の影響は、4つすべてを説明できる唯一のものです。しかし、惑星第9の重力は、その軌道を横切る他の天体の傾斜角も増加させるため、散乱円盤天体[53]、海王星を超えて軌道を周回する50 AUを超える軌道長半径を持つ天体、および観測されているよりも広い傾斜分布を持つ短周期彗星になる可能性があります。 [54]以前は、惑星9が太陽の軸を惑星の軌道に対して6°傾けている原因であると仮定されていましたが、[55]最近の軌道と質量の予測の更新により、このシフトは約1°に制限されています。[2]
観測: 高近日点天体の軌道クラスタリング
大きな半径を持つTNOの軌道の密集は、セドナと2012 VP 113の軌道の類似性に注目したトルヒーヨとシェパードによって最初に説明されました。惑星9が存在しなければ、これらの軌道は方向を選ばずにランダムに分布するはずです。さらに分析した結果、トルヒーヨとシェパードは、近日点が12を超えるTNOの近日点引数が、30 AU以上、長半径が150 AU は0° 付近に集まっており、太陽に最も近いときに黄道から昇ることを意味します。トルヒージョとシェパードは、この一列はコザイ機構を介して海王星の向こうにある未知の巨大な惑星によって引き起こされたと提案しました。[5]同様の長半径を持つオブジェクトの場合、コザイ機構は近日点引数を 0° または 180° 付近に制限します。この制限により、離心率の高い軌道と傾斜した軌道を持つオブジェクトは、太陽から最も近い点と最も遠い点で惑星の軌道面を横切り、惑星の軌道よりかなり上または下にあるときに惑星の軌道を横切るため、惑星への接近を避けることができます。[26] [56]コザイ機構によってオブジェクトがどのように一列に並ぶかについてのトルヒージョとシェパードの仮説は、さらなる分析と証拠によって置き換えられました。[4]
バティギンとブラウンは、トルヒーヨとシェパードが提唱したメカニズムを反駁しようと、大きな軌道長半径を持つTNOの軌道も調べた。[4]トルヒーヨとシェパードの元の解析で海王星への接近により不安定であったり、海王星の平均運動共鳴の影響を受けたりする天体を除外した後、バティギンとブラウンは、残りの6つの天体（セドナ、2012 VP 113、474640アリカント、2010 GB 174、2000 CR 105、2010 VZ 98 ）の近日点引数が、318° ± 8°。この発見は、コザイ機構が軌道を近日点引数0°または180°に揃える傾向と一致しなかった。[4] [D]
バティギン氏とブラウン氏はまた、軌道長半径が250 AUを超え、近日点が30 AUを超える6つのETNO（セドナ、2012 VP 113、アリカント、2010 GB 174、2007 TG 422、および2013 RF 98）の軌道が、近日点がほぼ同じ方向になるように空間的に整列しており、その結果、太陽に最も近づく場所である近日点の経度が密集していることを発見しました。6つの天体の軌道は黄道に対しても傾いており、ほぼ同一平面上にあるため、黄道を通ってそれぞれが昇る方向である昇交点の経度が密集しています。彼らは、この整列の組み合わせが偶然による可能性はわずか0.007％であると判定しました。[4] [57] [58]これらの6つの天体は、6つの異なる調査と6つの望遠鏡によって発見された。そのため、望遠鏡を特定の空の部分に向けるなどの観測バイアスによって密集している可能性は低くなった。観測された密集は、近日点と昇交点の位置が、その長半径と離心率の違いにより異なる速度で変化、または歳差運動するため、数億年でぼやけるはずである。 [E]これは、密集が遠い過去の出来事、例えば星の通過によるものではなく、 [4]太陽の周りを回る物体の重力場によって維持されている可能性が高いことを示している。[4]
6つの天体のうち2つ（2013 RF 98とアリカント）も軌道とスペクトルが非常に似ている。[60] [61]このことから、これらは遠方の天体との遭遇時に遠日点付近で破壊された連星天体ではないかという説が浮上した。連星の破壊には比較的近い距離での遭遇が必要であるが、太陽からの距離が遠いとそうなる可能性は低くなる。[62]
後の論文で、トルヒーヨとシェパードは、半径が 150 AU を超える TNO の近日点経度と近日点引数の間に相関関係があることを指摘しました。近日点経度が 0 ～ 120° のものは近日点引数が 280 ～ 360° で、近日点経度が 180 ～ 340° のものは近日点引数が 0 ～ 40° です。この相関関係の統計的有意性は 99.99% でした。彼らは、この相関関係はこれらの天体の軌道が大質量惑星の軌道の上または下を通過することで大質量惑星への接近を避けているためであると示唆しました。[63]
カルロス・デ・ラ・フエンテ・マルコスとラウル・デ・ラ・フエンテ・マルコスによる2017年の論文では、ETNOの昇交点までの距離の分布、および大きな半径長軸を持つケンタウルス族や彗星の昇交点までの距離の分布は二峰性である可能性があると指摘されています。彼らは、これはETNOが半径長軸が300〜400 AUの惑星への接近を避けているためであると示唆しています。[64] [65]より多くのデータ（40個のオブジェクト）を使用すると、ETNOの相互交点距離の分布は、最短の相互昇交点距離と相互降交点距離の間に統計的に有意な非対称性を示していますが、これは観測バイアスによるものではなく、外部摂動の結果である可能性があります。[66] [67]
極端な太陽系外縁天体の軌道
シミュレーション: 観測されたクラスタリングを再現
ETNO の軌道の密集と近日点の上昇は、プラネット ナインを含むシミュレーションで再現されています。バティギンとブラウンが行ったシミュレーションでは、ランダムな方向から始まった最大 550 AU の半径を持つ散在するディスク オブジェクトの群れが、高度に偏心した軌道を周回する巨大な遠方惑星によって、空間的に制限された軌道のほぼ共線および共平面のグループに形作られました。これにより、オブジェクトの近日点のほとんどが同様の方向を向き、オブジェクトの軌道も同様に傾きました。これらのオブジェクトの多くはセドナのような高近日点軌道に入り、予想外に、バティギンとブラウンが後に以前に観測されていたことに気付いた垂直軌道に入ったものもありました。[4]
バティギンとブラウンは、最初の6つのETNOの軌道の分布は、 次の軌道にある10 M E [F]の惑星を使用したシミュレーションで最もよく再現されることを発見しました。 [G]
- 半長径 a ≈700 AU (公転周期700 1.5 = 18 520年)
- 離心率 e ≈ 0.6、（近日点≈280 AU、遠日点≈1 120 AU )
- 黄道に対する傾斜角i ≈ 30°
- 昇交点の経度 Ω ≈100° . [H]
- 近日点引数 ω ≈ 140°、近日点経度 ϖ ≡ ω + Ω ≈240° [68]
惑星9のこれらのパラメータは、TNOに異なるシミュレーション効果を生み出します。半長軸が250 AUを超える天体は、惑星9と強く反直線状になっており、近日点は惑星9の近日点と反対になります。半長軸が150 AUから250 AUの天体は、惑星9と弱く直線状になっており、近日点は惑星9の近日点と同じ方向になります。半長軸が150 AU未満の天体にはほとんど影響がありません。[9]シミュレーションでは、半長軸が150 AUを超える天体は、TNOにほとんど影響がないことも明らかになりました。250 AUの天体は、離心率が低ければ安定した軌道を描いている可能性がある。これらの天体はまだ観測されていない。[4]
惑星9の他の可能性のある軌道も検討され、半長軸は400 AUと第 9 惑星の軌道は、 1500 AU、離心率は最大 0.8、軌道傾斜角は広範囲に及ぶ。これらの軌道からさまざまな結果が得られる。Batygin と Brown は、第 9 惑星の軌道傾斜角が高ければ、ETNO の軌道は同様の傾きを持つ可能性が高くなるが、反整列も減少することを発見した。 [9] Becker らによるシミュレーションでは、第 9 惑星の離心率が小さいほど軌道は安定するが、離心率が高いほど反整列の可能性が高くなることを示した。[69] Lawlerらは、第 9 惑星が円軌道であれば、軌道共鳴に捕らえられる天体の数が少なくなり、高傾斜軌道に到達する天体の数が少なくなることを発見した。[70] Cáceres らによる調査では、第 9 惑星の近日点軌道が低いほど ETNO の軌道はより整列することを示したが、その近日点は 90 AU よりも高い必要がある。[71]その後のバティギンらの調査では、軌道離心率が高いほどETNOの軌道の平均傾きが小さくなることがわかった。[2]惑星9の軌道パラメータと質量の組み合わせは数多く考えられるが、代替シミュレーションのどれも、元のETNOの観測された配置を予測するのにそれほど優れていなかった。太陽系の遠方にある追加の天体が発見されれば、天文学者は仮説上の惑星の軌道についてより正確な予測を行うことができるだろう。これらはまた、惑星9の仮説をさらに裏付けたり、反証したりする可能性がある。[72] [73]
巨大惑星の移動を考慮したシミュレーションでは、ETNOの軌道の整列は弱くなった。[54]整列の方向も、半長径が増加すると整列から反整列に、近日点距離が増加すると反整列から整列に切り替わった。後者の場合、セドノイドの軌道は他のほとんどのETNOと反対の方向を向くことになる。[53]
ダイナミクス: 惑星9がETNOの軌道をどのように変えるか
惑星第 9 号は、複数の効果の組み合わせによって ETNO の軌道を変更します。非常に長い時間スケールでは、惑星第 9 号はETNO の軌道にトルクを及ぼしますが、このトルクは惑星第 9 号の軌道との軌道の配置に応じて変化します。結果として生じる角運動量の交換により近日点が上昇し、セドナのような軌道に配置され、その後下降し、数億年後に元の軌道に戻ります。近日点の方向の動きも、離心率が小さい場合は反転し、オブジェクトは反整列状態 (図の青い曲線を参照) または整列状態 (赤い曲線を参照) になります。より短い時間スケールでは、惑星第 9 号との平均運動共鳴によって位相保護が提供され、オブジェクトの長半径がわずかに変化して軌道が安定し、惑星第 9 号の軌道と同期して接近が防止されます。海王星と他の巨大惑星の重力、および惑星第 9 号の軌道の傾斜により、この保護は弱まります。その結果、物体が数百万年のタイムスケールで27:17などの高次共鳴を含む共鳴間を飛び回るにつれて、半長軸の無秩序な変化が生じる。 [75] ETNOと第9惑星が両方とも傾斜軌道上にある場合、平均運動共鳴はETNOの生存に必要ではない可能性がある。[76]物体の軌道極は、太陽系のラプラス平面の極の周りを歳差運動するか、周回する。半長軸が大きい場合、ラプラス平面は第9惑星の軌道面に向かって歪んでいる。これにより、ETNOの軌道極は平均して片側に傾き、昇交点の経度が密集する。[75]
2024年、ブラウンとバティギンはシミュレーションを完了し、第9惑星の存在により、時間の経過とともに、半長軸が100AUを超える天体のかなりのサブセットの離心率が増加し、近日点が30AU未満に減少し、軌道が海王星の軌道を横切ることになると示した。彼らはまた、傾斜角が40度未満で半長軸が100〜1000AUの海王星横断天体の調査を実施し、その結果は第9惑星の存在と一致していると主張した。海王星の軌道を超える近日点を持つ天体に対する海王星横断天体の比率は、第9惑星が存在しない場合は0.5%であるのに対し、3%になるという。[77]
大きな半径を持つ垂直軌道上の物体
惑星第9号は、ETNOを黄道にほぼ垂直な軌道に乗せることができる。[78] [79] 50°を超える高い傾斜角と、250AUを超える大きな軌道長半径を持ついくつかの天体が観測されている。[80]これらの軌道は、傾斜角の低いETNOが低離心率軌道に到達したときに惑星第9号と永年共鳴したときに生成される。共鳴によって離心率と傾斜角が増加し、ETNOは低近日点の垂直軌道に乗せられ、より容易に観測される。その後、ETNOはより低い離心率の逆行軌道に進化し、その後、高離心率の垂直軌道の2番目の段階を通過し、低離心率および傾斜角の軌道に戻る。惑星第9号との永年共鳴は、軌道引数と近日点経度の線形結合、 Δ ϖ – 2 ω を伴う。コザイ機構とは異なり、この共鳴により、物体はほぼ垂直な軌道にあるときに最大離心率に達する。バティギンとモルビデリが行ったシミュレーションでは、この進化は比較的一般的であり、安定した物体の38％が少なくとも1回はこれを経験している。[75]これらの物体の近日点引数は惑星第9号の近くまたは反対側に集中しており、昇交点経度は低近日点に達したときに惑星第9号からどちらの方向にも約90°の周りに集中している。[4] [76]これは、既知の巨大惑星との遠距離遭遇に起因する違いの観測とほぼ一致している。[4]
高傾斜軌道物体の軌道
軌道長半径が 100 AU 未満の高傾斜角 TNO の集団は、第 9 惑星と他の巨大惑星の複合効果によって生成される可能性があります。垂直軌道に入る ETNO は、近日点が十分に低いため、その軌道は海王星や他の巨大惑星の軌道と交差します。これらの惑星の 1 つに遭遇すると、ETNO の軌道長半径が 100 AU 未満に低下し、その天体の軌道は第 9 惑星によって制御されなくなり、2008 KV 42 のような軌道になります。これらの天体の中で最も長寿命の天体の予測される軌道分布は不均一です。ほとんどの天体は、近日点が 5 AU から 35 AU の範囲で軌道傾斜が 110° 未満の軌道を持ちます。天体がほとんどないギャップを超えると、傾斜が 150° 近く、近日点が 10 AU 近くの天体があります。[29]これまで、これらの天体はオールトの雲[81]で発生したと提案されていた。オールトの雲とは、太陽の周囲を2,000～200,000 AUの距離で囲む理論上の氷の微惑星の雲である。[82]しかし、プラネット・ナインを除いたシミュレーションでは、観測結果に比べてオールトの雲から生成される天体の数が不十分である。[53]傾斜角の大きいTNOのいくつかは、逆行する木星トロヤ群天体になる可能性がある。[83]
オールトの雲と彗星
第9惑星は、彗星の発生源と軌道傾斜角の分布を変えるだろう。ニースモデルで説明される巨大惑星の移動のシミュレーションでは、第9惑星を含めるとオールトの雲に捕捉される天体は少なくなる。他の天体は、第9惑星によって動的に制御される天体の雲に捕捉されるだろう。ETNOと垂直な天体で構成されるこの第9惑星の雲は、半径200〜3000 AUに広がり、およそ0.3〜0.4 M E を含む。[54] [70]第9惑星の雲内の天体の近日点が他の惑星に遭遇できるほど低くなると、いくつかは太陽系内部に入る軌道に散乱され、彗星として観測される可能性がある。第9惑星が存在する場合、これらはハレー型彗星のおよそ3分の1を占めるだろう。第9惑星との相互作用により、その軌道を横切る散乱円盤天体の軌道傾斜角も増加するだろう。その結果、観測されているよりも15～30°の中程度の傾斜角を持つ彗星が多くなる可能性がある。 [53]この種族から派生した木星族の彗星の傾斜角も、観測されているよりも広い傾斜角分布を持つことになる。[54] [84]最近の推定では、惑星9の質量と離心率はより小さいため、これらの傾斜角への影響は小さくなるだろう。[2]
2019年の推定
2019年2月、半径が250AUを超えるという当初の仮説に適合するETNOの合計は14個に増加しました。これらの天体を使用した分析の結果、バティギンとブラウンが支持した惑星9の軌道パラメータは次のとおりです。[2]
- 半径400～500 AU
- 軌道離心率は0.15～0.3
- 軌道傾斜角は約20°
- 質量は約5 M E。
2021年の推定
2021年8月、バティギンとブラウンは、観測バイアスを考慮しながらETNO観測に関連するデータを再分析し、観測はいくつかの方向で他の方向よりも可能性が高いことを発見しました。彼らは、観測された軌道のクラスタリングは「99.6％の信頼度で有意なままである」と述べました。[3]観測バイアスと数値シミュレーションを組み合わせて、彼らは惑星ナインの特性を予測しました。[3]
- 半径380+140
−80AU（300–520AU）; - 近日点300+85
−60AU（240–385AU）; - 軌道傾斜角16 ± 5°（11°～21°）
- 質量6.2+2.2
−1.3地球の質量（M 9 ≈ 4.9–8.4 M ⊕）。
受付
バティギンは、彼とブラウンの研究論文のために開発されたシミュレーションの結果の解釈に慎重で、「惑星9がカメラに捉えられるまで、それは現実とはみなされません。今私たちが持っているのは反響だけです」と述べた。 [85] 2016年、ブラウンは惑星9が存在する確率を約90％としました。[36] この記事を事前に知っていた数少ない研究者の1人であるグレッグ・ラフリンは、68.3％という推定値を示しています。 [6]他の懐疑的な科学者は、分析されるべき追加のKBOまたは写真による確認による最終的な証拠に関して、より多くのデータを要求しています。[86] [73] [87]ブラウンは懐疑論者の主張を認めながらも、新しい惑星の探索を開始するのに十分なデータがあると考えています。[88]
プラネット・ナイン仮説は、多くの天文学者や学者によって支持されている。2016年1月、NASAの科学ミッション局長ジム・グリーンは、「証拠は以前よりも強力になっている」と述べた。[89]しかし、グリーンは、遠方のETNOの観測された動きについて他の説明ができる可能性についても警告し、カール・セーガンを引用して、「並外れた主張には並外れた証拠が必要だ」と述べた。[36]マサチューセッツ工科大学のトム・レベンソン教授は、今のところ、プラネット・ナインが太陽系の外縁部について現在知られているすべてのことに対する唯一の納得のいく説明であるようだと結論付けた。[85]アストロノミカル・ジャーナルでこの研究論文を査読した天文学者アレッサンドロ・モルビデリは、「バティギンとブラウンが提示した説明以外の説明は見当たらない」と述べ、同意した。[6] [36]
天文学者のレヌ・マルホトラは第9惑星については懐疑的だが、彼女と同僚はETNOの軌道が他の方法では説明が難しいほど傾いていることを発見したと指摘した。「私たちが見ている歪みの量はただただ異常です」と彼女は言った。「私にとって、これはこれまで出会った第9惑星の証拠の中で最も興味深いものです。」[90]
他の専門家は、さまざまな程度の懐疑的見解を示している。アメリカの天体物理学者イーサン・シーゲルは、以前に惑星が初期の動的不安定性の間に太陽系から放出された可能性があると推測していたが、太陽系に未発見の惑星が存在することに懐疑的である。[79] [ 91] ETNOの軌道の密集の証拠が見つからなかった調査について議論した2018年の記事で、彼は以前に観察された密集は観測バイアスの結果であった可能性があると示唆し、ほとんどの科学者が惑星9は存在しないと考えていると主張している。[92]惑星科学者ハル・レヴィソンは、放出された物体が内側のオールトの雲に行き着く可能性は約2％であると考えており、安定軌道に入った物体は多くの物体がオールトの雲を通り過ぎたに違いないと推測している。[93]
2020年には、太陽系外縁部起源調査とダークエネルギー調査の結果に基づいて、第9惑星仮説に対するさらなる懐疑論が浮上した。OSSOSは800を超える太陽系外縁天体を記録し、DESは316の新しい天体を発見した。[94]両方の調査は観測バイアスを調整し、観測された天体にはクラスタリングの証拠がないと結論付けた。[95]著者らはさらに、ブラウンとバティギンが提唱した第9惑星ではなく、実質的にすべての天体の軌道は物理現象によって説明できると説明している。[96]研究の著者の1人であるサマンサ・ローラーは、ブラウンとバティギンが提唱した第9惑星の仮説は「詳細な観測に耐えられない」と述べ、サンプルサイズがはるかに小さい14個と比較して800個とはるかに大きいことを指摘し、これらの天体に基づく決定的な研究は「時期尚早」であると述べた。彼女はさらに、これらの極端な軌道の現象は、太陽系の歴史の初期に海王星が外側に移動したときに海王星の重力掩蔽によるものである可能性があると説明した。[97]
代替仮説
一時的または偶然のクラスタリング
外縁太陽系調査 (OSSOS) の結果は、観測されたクラスタリングは観測バイアスと少数の統計の組み合わせの結果であることを示唆している。 OSSOS は、バイアスが既知の外縁太陽系のよく特徴付けられた調査であり、軌道がさまざまな方向に向いている、長半径aが150 AU を超える8 つのオブジェクトを観測した。調査の観測バイアスを考慮した後、Trujillo と Sheppard によって特定された近日点 ( ω ) クラスタリングの議論の証拠は見られず、[J] 最大の長半径を持つオブジェクトの軌道の方向は、ランダムであることと統計的に一貫していた。[98] [99] Pedro Bernardinelli と彼の同僚はまた、ダークエネルギー調査によって発見された ETNO の軌道要素がクラスタリングの証拠を示さないことを発見した。しかし、彼らはまた、発見された天空の覆い範囲とオブジェクトの数は、惑星第 9 が存在しないことを示すには不十分であると指摘した。[100] [101]これら 2 つの調査を Trujillo と Sheppard による調査と組み合わせた場合にも、同様の結果が得られました。[102]これらの結果は、Mike Brown による以前に観測された ETNO の発見バイアスの分析とは異なっていました。彼は、観測バイアスを考慮した後、10 個の既知の ETNO の近日点経度のクラスタリングは、実際の分布が均一であれば、わずか 1.2% の時間しか観測されないことを発見しました。近日点引数の観測されたクラスタリングのオッズと組み合わせると、確率は 0.025% でした。[103]その後、Brown と Batygin が使用した 14 個の ETNO の発見バイアスの分析では、近日点経度と軌道極の位置の観測されたクラスタリングの確率は 0.2% であると判定されました。[104]
惑星第9号の影響下で進化している15の既知の物体のシミュレーションでも、観測と異なることが明らかになった。コリー・シャンクマンと彼の同僚は、軌道長半径a > 150 AU、近日点ω > 30 AUの15の物体の多くのクローン（同様の軌道を持つ物体）のシミュレーションに惑星第9号を含めた。[K] 彼らは、軌道長半径が250 AUを超える物体については惑星第9号の軌道と逆の軌道の配置を観測したが、近日点引数の集中は見られなかった。彼らのシミュレーションではまた、ETNOの近日点は滑らかに上昇および下降し、これまで観測されたことのない50 AUから70 AUの近日点距離を持つ物体が多数残ることを示し、他にも観測されていない物体が多数あると予測した。[105]これらには、ほとんどの観測が小さな傾斜角で行われていたため見逃されていたであろう高傾斜角天体の大きな貯蔵庫[70]と、近日点が遠すぎて観測できないほど暗い天体の大きな集団が含まれていた。天体の多くは、他の巨大惑星に遭遇した後に太陽系から放出された。観測されていない大きな集団と多くの天体の喪失から、Shankmanらは、元の集団の質量は地球の数十倍であると推定し、初期の太陽系ではるかに大きな質量が放出されたことが必要であると結論付けた。[L] Shankmanらは、惑星9の存在はありそうになく、現在観測されている既存のETNOの配置は一時的な現象であり、より多くの天体が検出されるにつれて消えていくと結論付けた。[90] [105]
巨大な円盤における傾斜の不安定性
アンマリー・マディガンとマイケル・マコートは、仮説的にズデリック・マディガンまたはZMベルトと呼ばれる遠方の大質量ベルトの傾斜不安定性が、ETNOの近日点引数の整列の原因であると仮定している。 [106]傾斜不安定性は、太陽などの中心天体の周りを高離心率軌道（e > 0.6）で回るそのような粒子のディスクで発生する可能性がある。このディスクの自己重力により、自発的に組織化され、オブジェクトの傾斜角が増加し、近日点引数が整列し、元の平面の上または下に円錐が形成される。[107]このプロセスには、1〜10地球質量のディスクで約10億年の長い時間とディスクのかなりの質量が必要になる。[106]アンマリー・マディガンは、セドナや2012 VP113など、すでに発見されている太陽系外縁天体のいくつかがこの円盤のメンバーである可能性があると主張している。 [108]もしそうなら、その領域にはおそらく何千もの同様の天体があるだろう。[108]マイク・ブラウンは、現在の調査では「傾斜不安定性」を生み出すほど大きな散乱円盤は発見されていないと指摘し、プラネット・ナインの方がより可能性の高い説明であると考えている。[109] [110]微惑星円盤の自己重力を考慮した太陽系のニース・モデル・シミュレーションでは、傾斜不安定性は発生しなかった。代わりに、シミュレーションでは天体の軌道の急速な歳差運動が発生し、ほとんどの天体は傾斜不安定性が発生するには短すぎる時間スケールで放出された。[111]
2020年、マディガンと同僚は、軌道傾斜角の不安定性には、数百AUの半径を持つ天体の円盤に20地球質量が必要であることを示しました。[112]この円盤の軌道傾斜角の不安定性は、極端なTNOの近日点距離の観測されたギャップを再現する可能性があり、[113]十分な時間が与えられた場合の軌道傾斜角の不安定性の後の観測された遠方整列を再現する可能性があります。[114] [115] 2022年の時点で[アップデート]、シミュレーションでは、ベラC.ルビン天文台の空間と時間のレガシーサーベイ（LSST）プロジェクトが2024年にデータ収集を開始したときに、ZMベルトを支持する、または反対する強力な証拠を提供できるはずです。[108]
巨大な円盤による羊飼い
アントラニク・セフィリアンとジハド・トゥーマは、中程度の離心率を持つ TNO の巨大なディスクが、ETNO の近日点経度の集中の原因であると提案している。このディスクには、軌道が揃い、離心率が長半径とともに 0 から 0.165 まで増加する TNO が 10 地球質量含まれている。ディスクの重力効果により、巨大惑星による前方歳差運動が相殺され、個々の天体の軌道方向が維持される。観測された ETNO などの離心率の高い天体の軌道は安定しており、その軌道がこのディスクと反一列になっている場合、ほぼ一定の方向、つまり近日点経度を持つ。[116]ブラウンは、提案されたディスクが ETNO の観測された集中を説明できると考えているが、ディスクが太陽系の年齢を超えて存続することはあり得ないと考えている。[117]バティギンは、カイパーベルトの質量が円盤の形成を説明するには不十分であると考えており、「なぜ原始惑星系円盤は30AU付近で終わり、100AUを超えると再開するのか？」と疑問を投げかけている。[118]
低離心率軌道上の惑星
プラネット・ナイン仮説には、惑星の質量と軌道に関する一連の予測が含まれています。代替仮説では、異なる軌道パラメータを持つ惑星を予測しています。レヌ・マルホトラ、キャサリン・ヴォルク、シアンユ・ワンは、最も長い軌道周期を持つ4つの分離した天体、つまり近日点が40 AU以上、長半径が250 AU の半径を持つ他の2つの天体は、仮想惑星とn :1またはn :2の平均運動共鳴関係にある。150 AU の天体もこの惑星と共鳴している可能性がある。彼らが提案する惑星は、離心率e < 0.18、傾斜i ≈ 11° の低離心率、低傾斜軌道上にある可能性がある。この場合、離心率は、 2010 GB 174 が惑星に接近しないようにするという要件によって制限される。ETNO が第 3 種周期軌道[M]にあり、近日点引数の秤動によって安定性が強化されている場合、惑星はi ≈ 48°の高傾斜軌道上にある可能性がある 。バティギンとブラウンとは異なり、マルホトラ、ヴォルク、ワンは、遠方の分離した天体のほとんどが巨大な惑星と反直線状の軌道にあるとは指定していない。[119] [121]
Kozai機構によるアライメント
トルヒージョとシェパードは2014年に、太陽と月の間の平均距離が200 AUと300 AU は、大きな半径を持つ 12 個の TNO の近日点引数の密集の原因でした。Trujillo と Sheppard は、近日点が 12 個を超える TNO の軌道の近日点引数が 0 度近くに密集していることを確認しました。30 AU以上、長半径が150 AU。[4] [5]数値シミュレーションにより、近日点引数はさまざまな速度で循環し、数十億年後にはランダムになることが示された後、数百天文単位の円軌道にある巨大な惑星がこのクラスター化の原因であると示唆されました。[5] [122]この巨大な惑星は、コザイメカニズムを介してTNOの近日点引数を約0°または180°振動させ、惑星に最も近い点と最も遠い点である近日点と遠日点の近くで軌道が惑星の軌道面を横切るようにします。[5] [26]数値シミュレーションでは、地球の質量の2～15倍の天体が、太陽から100 AUの半径にある円形の低傾斜軌道を周回すると仮定しました。200 AUと300 AU では、セドナと2012 VP 113の近日点引数は数十億年にわたって 0° 付近で秤動しており (ただし、より低い近日点の天体は秤動していない)、1,500 AU の高傾斜軌道にある海王星質量の天体とともに秤動期間を経た。[5] 180° 付近に近日点引数を持つ天体が存在しない理由を説明するには、恒星の通過などの別のプロセスが必要になるだろう。[4] [N]
これらのシミュレーションは、単一の大きな惑星がどのようにしてより小さな TNO を同様の軌道に導くことができるかという基本的な考え方を示した。これらは基本的な概念実証シミュレーションであり、惑星の軌道構成は多数あり得ると述べており、惑星の唯一の軌道は得られなかった。[122]そのため、ETNO のクラスタリングをすべて惑星の軌道にうまく組み込んだモデルを完全に定式化することはできなかった。[4]しかし、TNO の軌道にクラスタリングがあること、そしてその最も可能性の高い理由は未知の巨大な遠方惑星によるものであることに最初に気づいたのは彼らだった。彼らの研究は、アレクシス・ブヴァールが天王星の動きが特異であることに気づき、それがおそらく未知の第 8 惑星からの重力によるものであると示唆し、海王星の発見につながった方法と非常によく似ている。[125]
ラウル・デ・ラ・フエンテ・マルコスとカルロス・デ・ラ・フエンテ・マルコスは、共鳴関係にある2つの遠く離れた惑星を仮定した同様のモデルを提案した。 [26] [126]カルロス・デ・ラ・フエンテ・マルコスとスヴェレ・J・アーセスによる分析では、観測された近日点引数の配置は観測バイアスによるものではないことが確認された。彼らは、代わりに火星と土星の中間の質量を持ち、ある速度で周回する物体によって引き起こされたのではないかと推測した。太陽から200AUの距離にある。トルヒーリョやシェパードと同様に、彼らはTNOがコザイ機構によって束になっていると理論づけ、木星の影響下にある96P/マックホルツ彗星の挙動と比較した。[127]彼らはまた、未知の惑星が1つしかないモデルを使用して軌道の配置を説明するのに苦労し、したがってこの惑星自体が約100AUのより質量の大きい世界と共鳴していると示唆した。太陽から250AUの距離にある。[122] [128]ブラウンとバティギンは論文の中で、コザイ機構によって近日点引数を0°または180°付近に揃えるには、半長軸の比がほぼ1に等しいことが必要であると指摘しており、これはデータセットに合わせて軌道を調整した複数の惑星が必要であることを示し、この説明は扱いにくいものとなっている。[4]
原始ブラックホール
2019年、ヤクブ・ショルツとジェームズ・アンウィンは、ETNOの軌道のクラスター化の原因は原始ブラックホールにあると提唱した。OGLE重力レンズデータの分析により、銀河バルジの方向にある惑星質量天体の集団が、その地域の恒星の集団よりも多いことが明らかになった。彼らは、これらの天体は自由浮遊惑星ではなく、原始ブラックホールであると提唱している。この集団のサイズの推定値は、惑星形成モデルから推定される自由浮遊惑星の集団よりも大きいため、仮想的な原始ブラックホールの捕獲は自由浮遊惑星の捕獲よりも可能性が高いと彼らは主張している。これは、ETNOの軌道を乱す原因となる天体が存在する場合、それがまだ見つかっていない理由も説明できるかもしれない。[129] [130]論文では、ブラックホールはCMBでは検出できないほど低温であるが、周囲の暗黒物質との相互作用により、フェルミラットで検出可能なガンマ線が生成されるという検出方法が提案されている。コンスタンチン・バティギンはこれについて、プラネット・ナインが原始ブラックホールである可能性はあるが、現時点ではこの考えを他のどの考えよりももっともらしいものにする十分な証拠はない、とコメントした。[131]エドワード・ウィッテンは、プラネット・ナインの原始ブラックホールの位置を発見できる、放射圧で加速された探査機群を提案したが、ティエム・ホアンとアヴィ・ローブは、どの信号も星間物質からのノイズに支配されることを示した。[132] [133]アミール・シラジとアヴィ・ローブは、ヴェラ・C・ルービン天文台で、プラネット・ナインの原始ブラックホールの可能性のあるものも含め、太陽系外縁部のあらゆる低質量ブラックホールからのフレアを検出する方法を提案した。[134] [135]
修正ニュートン力学
2023年には、暗黒物質を考慮せずに銀河の回転を説明できる修正ニュートン力学（MOND）と呼ばれる重力理論が、永年近似を用いた別の説明を提供できることが示された。この理論では、KBO軌道の主軸が銀河中心に向かう方向と一直線になり、軌道が位相空間内で密集することが予測されており、観測結果と一致している。[136]
検出の試み
視認性と位置
太陽から非常に遠いため、第9惑星は太陽光をほとんど反射せず、望遠鏡での観測を逃れる可能性がある。[36]見かけの等級は22より暗く、冥王星の少なくとも600倍暗いと予想されている。[9] [O]第9惑星が存在し、近日点に近い場合、天文学者は既存の画像に基づいてそれを特定できるだろう。遠日点では最大の望遠鏡が必要になるが、惑星が現在中間に位置している場合は、多くの天文台が第9惑星を発見できる可能性がある。[140]統計的には、600 AUを超える距離で遠日点に近い可能性が高い。[141]これは、ケプラーの第二法則に従って、物体は遠日点に近いほどゆっくりと移動するためである。 2019年の研究では、第9惑星が存在する場合、当初考えられていたよりも小さく、近い可能性があると推定された。これにより、仮想惑星はより明るくなり、見かけの等級が21～22になり、発見しやすくなります。[2] [142]カイパーベルト天体の軌道ダイナミクスの観測と分析により、第9惑星の軌道パラメータの可能性が制限され、[3]ミシガン大学のフレッド・アダムス教授は、現在の新しい観測のペースで、2035年までに第9惑星を特定するか、その存在を否定するのに十分なデータが収集されると考えています。[143] [144]
既存データの検索
バティギンとブラウンによる恒星オブジェクトのデータベースの検索では、すでにプラネットナインの予測軌道に沿った空の大部分が除外されています。残りの領域には、これらの調査で発見するには暗すぎる遠日点の方向と、多数の恒星と区別するのが難しい天の川銀河面の近くが含まれます。 [33]この検索には、カタリナスカイサーベイの21〜22等級までのアーカイブデータ、21.5等級までのパンスターズ、広域赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）衛星の赤外線データが含まれていました。[28] [9] [33] 2021年には、ツヴィッキートランジェントファシリティ（ZTF）の最初の3年間のデータも検索しましたが、プラネットナインは特定されませんでした。[1] ZTFデータのみの検索では、プラネットナインの可能性のある位置のパラメータ空間の56％が除外されました。半径が小さい天体をほとんど除外した結果、惑星9の予想される軌道は少し遠ざかることになりました。[1]
他の研究者たちは、既存のデータの検索を行っている。ダークエネルギーサーベイで使用されたカメラの開発に携わったデビッド・ガーデスは、南の空の4分の1をカバーしたそのサーベイの一環として撮影されていれば、2014 UZ 224などの太陽系の遠方天体を識別するように設計されたソフトウェアがプラネット・ナインを発見できると主張している。 [145] [146]カリフォルニア大学バークレー校の大学院生であるマイケル・メドフォードとダニー・ゴールドスタインも、異なる時間に撮影された画像を組み合わせる技術を使用してアーカイブデータを調査している。彼らはスーパーコンピューターを使用して、プラネット・ナインの計算された動きを考慮して画像をオフセットし、かすかな移動物体の多くのかすかな画像を組み合わせて、より明るい画像を作成できるようにする。[84] WISEとNEOWISEのデータによって収集された複数の画像を組み合わせる検索も行われたが、プラネット・ナインは検出されなかった。この探索は、銀河面から離れた空の領域を「W1」波長（WISEが使用する3.4μmの波長）でカバーし、800〜900AUの地球の10倍の質量の物体を検出できると推定されています。[11] [147]
マレーナ・ライスとグレゴリー・ラフリンは、ターゲットを絞ったシフトスタッキング探索アルゴリズムを適用して、TESSセクター18と19のデータを分析し、第9惑星と太陽系外縁天体の候補を探した。[148]彼らの探索では、遠方惑星の存在を示す重大な証拠は得られなかったが、地心距離80～200 AUの範囲に位置する17の新しい太陽系外縁天体の候補が生成された。これらを確認するには、地上の望遠鏡による追跡観測が必要である。これらの遠方TNO候補の回収を目的としたWHTによる調査の初期結果では、そのうち2つを確認することができなかった。[149] [150]
2022年までにIRASとAKARIのデータを比較したところ、プラネット・ナインの検出は得られなかった。空の大部分の遠赤外線データは銀河星雲からの放射によって著しく汚染されており、銀河面やバルジに近い場所ではプラネット・ナインの熱放射の検出が困難であることが指摘された。[151]
進行中の捜索
この惑星は北半球で見えると予測されているため、主な探索は、かすかな天体を見るのに十分な大きさの口径と、探索時間を短縮できる広い視野の両方を備えたすばる望遠鏡を使用して実行されると予想されています。 [22]バティギンとブラウン、およびトルヒーヨとシェパードの2つの天文学者のチームが共同でこの探索を行っており、両チームとも探索には最大5年かかると見込んでいます。[12] [152]ブラウンとバティギンは当初、第9惑星の探索範囲をオリオン座近くのおよそ2,000平方度の空に絞りましたが、バティギンはすばる望遠鏡で約20夜かけてこの範囲をカバーできると考えています。[153]その後、バティギンとブラウンは改良を重ね、探索範囲を600～800平方度の空に縮小しました。[154] 2018年12月、彼らはすばる望遠鏡で4回の半夜と3回の一晩の観測を行った。[155]この仮想惑星の見つけにくさから、地球より質量の大きい惑星を探す際には、異なる望遠鏡の使用から複数の探査機の使用まで、さまざまな検出方法を使用することが提案されている。2020年4月下旬から5月上旬にかけて、スコット・ローレンスとジーヴ・ロゴジンスキーは、複数の探査機には陸上の望遠鏡にはない利点があるため、後者の方法を提案した。[156]
放射線
プラネット・ナインのような遠方の惑星はほとんど光を反射しないが、質量が大きいため、冷却するにつれて形成時の熱を放射し続けている。推定温度は 47 K (-226.2 °C; -375.1 °F) で、放射のピークは赤外線波長にある。[157]この放射シグネチャは、 ALMAなどの地上のサブミリ波望遠鏡で検出でき、[158]ミリ波で動作する宇宙マイクロ波背景放射実験で探索を行うことができる。[159] [160] [161] [P]アタカマ宇宙論望遠鏡のアーカイブデータを使用して空の一部を探索したが、プラネット・ナインは検出されていない。[163] NASA 科学ミッション局のジム・グリーンは、ハッブル宇宙望遠鏡の後継機であるジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡で観測できると楽観視している。[89]
市民科学
2020年8月から2023年4月まで運営されているズーニバースの「カタリナ外縁太陽系調査」プロジェクトでは、カタリナ・スカイ・サーベイのアーカイブデータを使用してTNOを探索していました。[ 166 ] [167] [168] [169]
位置を予測する試み
土星の軌道の測定カッシーニプローブ
カッシーニのデータを用いた土星の軌道の精密な観測は、第9惑星の重力が土星の位置に顕著な影響を及ぼすため、提案された軌道の特定の部分には第9惑星は存在しないことを示唆している。このデータは第9惑星が存在することを証明も反証もしていない。[170]
フィエンガ、ラスカール、マンシュ、ガスティノーによるカッシーニデータを用いた土星の軌道残差（太陽と既知の惑星による土星の予測軌道とのわずかな差）の初期分析では、惑星9が真近点角（近日点に対する軌道上の位置）が-130°から-110°または-65°から85°にあるという結果と矛盾していた。バティギンとブラウンの惑星9の軌道パラメータを用いた分析では、土星の軌道への摂動がないことは、惑星9が真近点角の-130°から-110°にある場合に最もよく説明できることが示唆されている。117.8°+11°
−10°この位置では、惑星9は約太陽から630AU 、 [170]赤経は2時間近く、赤緯は-20°近くで、くじら座にあります。[171]対照的に、推定惑星が遠日点近くにある場合、赤経3.0時間から5.5時間、赤緯-1°から6°に位置することになります。 [172]
天体物理学者マシュー・ホルマンとマシュー・ペインによるカッシーニのデータ解析では、惑星9の可能性のある位置に関する制約が厳格化された。ホルマンとペインは、以前の解析よりも広範囲のパラメータを調査できる、より効率的なモデルを開発した。カッシーニのデータを解析するためにこの手法を使用して特定されたパラメータは、その後、バティギンとブラウンによる惑星9の軌道に関する力学的制約と交差した。ホルマンとペインは、惑星9は、くじら座の近くの空の領域で、RA = 40°、Dec = -15°の20°以内に位置する可能性が最も高いと結論付けた。[146] [173]
ジェット推進研究所（JPL）の惑星科学者ウィリアム・フォークナーは、カッシーニ宇宙船は土星の周りの軌道で説明のつかない逸脱を経験していないと述べた。未発見の惑星は土星の軌道に影響を与えるが、カッシーニには影響を与えない。これはカッシーニの測定に特徴をもたらす可能性があるが、JPLはカッシーニのデータに説明のつかない特徴は見ていない。[174]
冥王星の軌道の分析
2016年にホルマンとペインが行った冥王星の軌道の分析では、バティギンとブラウンが提案した第9惑星の軌道で予測されたよりもはるかに大きな摂動が発見された。ホルマンとペインは、冥王星の軌道測定における系統的誤差、太陽系内のモデル化されていない質量、例えば60～100AU（カイパークリフを説明する可能性がある）;またはバティギンとブラウンが予測した惑星ではなく、より質量が大きかったり太陽に近い惑星である。[90] [175]
ほぼ放物線状の彗星の軌道
ほぼ放物線軌道を持つ彗星の軌道を分析すると、バティギンとブラウンの最初の論文で説明されている惑星9の公称軌道に近い双曲線軌道を持つ5つの新しい彗星が特定されました。これらの軌道が惑星9との接近遭遇による双曲線である場合、分析では、惑星9は現在、赤経83〜90°、赤緯8〜10°で遠日点近くにいると推定されます。[176]この分析に懐疑的なスコット・シェパードは、彗星の軌道にはさまざまな力が影響していると指摘しています。[90]
木星トロヤ群による掩蔽
マレーナ・ライスとグレゴリー・ラフリンは、木星のトロヤ群による掩蔽を検出するために望遠鏡のネットワークを構築することを提案した。これらの掩蔽のタイミングは、これらの天体の正確な天体測定を提供し、惑星9の潮汐による軌道の変化を監視することを可能にする。[177]
星間隕石との遭遇の可能性
2022年5月、特異な流星CNEOS 2014-01-08が惑星ナインのスイングバイ後に地球横断軌道に入った可能性があることが示唆されました。この仮説が正しい場合、CNEOS 2014-01-08の軌道を遡ると、惑星ナインは現在牡羊座の赤経50 ± 4.1°、赤緯11.8 ± 1.8°に位置している可能性があります。[178]
半長軸を予測する試み
サラ・ミルホランドとグレゴリー・ラフリンによる分析により、 ETNO の共均性(2 つの天体の軌道周期の比率が、どちらも別の天体と共鳴していることと一致する) のパターンが特定されました。彼らは、惑星第 9 号の長半径が 654 AU であった場合、惑星第 9 号と共鳴に近い 5 つの天体を特定しました。セドナ (3:2)、474640 アリカント(3:1)、2012 VP 113 (4:1)、2000 CR 105 (5:1)、および2001 FP 185 (5:1) です。彼らはこの惑星を第9惑星と特定しているが、軌道離心率e≈0.5、傾斜角i≈30 °、近日点引数ω≈150°、昇交点経度Ω≈50°（最後の値はブラウンとバティギンの90°とは異なる）という異なる軌道を提案している。[17] [Q]
カルロスとラウル・デ・ラ・フエンテ・マルコスも、カイパーベルトのそれと似た既知のETNO間の共存性に注目している。カイパーベルトでは、海王星と共鳴する天体によって偶然共存性が生じる。彼らは、これらの天体のいくつかは、半径が約700 AUの惑星と5:3および3:1の共鳴関係にあることを発見した。[180]
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172 AU 付近にあるより小さな半径を持つ 3 つの天体 ( 2013 UH 15、2016 QV89、(594337) 2016 QU 89 ) も、第 9 惑星と共鳴しているのではないかと提案されている。これらの天体は、バティギンとブラウンが提案した範囲より低い 315 AU の半径を持つ場合、第 9 惑星と共鳴し、反整列する。あるいは、第 9 惑星の半径が 505 AU の場合、これらの天体は第 9 惑星と共鳴しているが、第 9 惑星に制限されるのではなく、循環する軌道の向きを持つ可能性がある。[182]
エリザベス・ベイリー、マイケル・ブラウン、コンスタンチン・バティギンによるその後の分析では、第9惑星が偏心軌道と傾斜軌道にある場合、多くのETNOが高次共鳴に捕らえられ、共鳴間での無秩序な移動により、現在の観測では第9惑星の長半径を特定できないことが判明した。また、第9惑星が偏心軌道にある場合、観測された最初の6つの天体がN/1またはN/2周期比にある確率は5%未満であると判定された。[183]
2020年後半、太陽系外惑星候補のHD 106906 bが、連星系ホスト恒星のデブリディスクの外側に至る偏心軌道を持っていることが判明しました。その軌道は、惑星9の長半径の予測に似ているようで、惑星9の代理として、そのような惑星の軌道がどのように進化するかを説明するのに役立つ可能性がありますが、[181]この太陽系外惑星は木星の10倍をはるかに超える質量があります。
ネーミング
第9惑星には正式な名前がなく、画像撮影によって存在が確認されない限り名前は付けられない。有史以来、太陽系で発見された惑星は天王星と海王星の2つだけである。[184]しかし、冥王星などの準惑星、小惑星、彗星を含む多くの小惑星が発見され、名前が付けられている。その結果、新しく発見された太陽系の天体に名前を付ける確立されたプロセスがある。第9惑星が観測された場合、国際天文学連合が名前を認定し、通常は発見者によって提案された名前が優先される。[185]それはローマ神話またはギリシャ神話から選ばれた名前になる可能性が高い。[186]
バティギンとブラウンは最初の論文で、この天体を単に「摂動者」と呼んでおり、[4]後のプレスリリースでのみ「第9惑星」と呼んでいる。[187]彼らはまた、第9惑星に「ヨシャパテ」や「ジョージ」（ウィリアム・ハーシェルが天王星に提案した名前への言及）という名前を使用している。ブラウンは「私たちは実際にお互いに話しているときはそれをファティ[R]と呼んでいます」と述べている。 [6] 2018年、バティギンはChange.orgの請願に基づいて、この惑星に歌手のデヴィッド・ボウイにちなんで名前を付け、この惑星の潜在的な衛星にはジギー・スターダストやスターマンなどボウイの曲目に登場するキャラクターにちなんで名前を付けることを非公式に提案した。[188]
「プラネット・ナイン」をエド・ウッドの1959年のSFホラー映画『宇宙からの計画9』に関連付けるジョークが作られてきた。[167]プラネット・ナイン仮説に関連して、映画のタイトルは最近学術的な議論に登場した。2016年には、太陽系の外縁部にあるとされる惑星についての「宇宙からのプラネット・ナイン」と題された記事がサイエンティフィック・アメリカンに掲載された。[189]それ以来、いくつかの会議で同じ言葉遊びが使用されており、[190] [191] 2019年のマイク・ブラウンの講演でも同様であった。[192]
ペルセポネは、冥王星の妻で、SFの世界では海王星の外側の惑星によく使われる名前だった（太陽系の架空の惑星を参照）。しかし、第9惑星や海王星の外側にあると推測される他の惑星の存在が確認されても、その名前が付けられる可能性は低い。なぜなら、ペルセポネという名前はすでに小惑星399番ペルセポネに付けられているからだ。[193] 2017年、物理学者ロレンツォ・イオリオは、この仮想惑星を古代ギリシャ語で「最も遠い」または「最も離れた」を意味する「τήλιστος」から「テリスト」と名付けることを提案した。[194]
2018年、惑星科学者アラン・スターンは「これはクライド・トンボーの功績を消そうとする試みであり、率直に言って侮辱的だ」と述べ、惑星ナインという名称に反対し、発見されるまで惑星Xという名称を提案していた。[195]彼は他の34人の科学者とともに声明に署名し、「我々はさらに、この用語[惑星ナイン]の使用は中止され、そのような惑星には惑星X、惑星ネクスト、巨大惑星5など、文化的および分類学的に中立な用語が使われるべきだと信じている」と述べた。 [196]ブラウンによると、「『惑星X』は未知の惑星への一般的な言及ではなく、冥王星の（偶然の）発見につながったローウェルの特定の予測である。我々の予測はこの予測とは関係がない」という。[195]
参照
注記
- ^ 2021年現在、プラネット・ナインの軌道長半径はブラウンとバティギンによって360〜620 AUと推定されており、これはこの惑星の公転周期が約6,800（360 1.5）年から15,400（620 1.5）年の間であることを意味している。
- ^ 400～1000 AUに及ぶ半長軸の範囲は、シミュレーションで観測されるクラスタリングを生み出す。[9]
- ^ ニューヨーカー誌は、同誌の最も有名な漫画の一つである「9番街から見た世界」をほのめかして、惑星9の平均軌道距離を次のように説明した。「太陽が5番街にあり、地球が1ブロック西にあったとすると、木星はウェストサイドハイウェイにあり、冥王星はニュージャージー州モントクレアにあり、新しい惑星はクリーブランドの近くのどこかにあるだろう。」[6]
- ^ 保護メカニズムには2つの種類がある: [56]
- aとeの値が近日点（または遠日点）付近でのみ惑星に遭遇できるような天体の場合、そのような遭遇は、高い傾斜角とωの約 90° または 270° の秤動によって防がれる可能性があります（遭遇が起こったとしても、相対速度が比較的高いため、小惑星の軌道にはあまり影響しません）。
- 別のメカニズムは、傾斜角が低く、ω が0° または 180° 付近で振動し、小惑星の半長軸が摂動惑星の長軸に近い場合に実行可能です。この場合、離心率が十分に高く、惑星の軌道がほぼ円形であれば、° ノードの交差は常に近日点と遠日点の近くで発生し、惑星自体から遠く離れます。
- ^ 歳差運動の速度は、軌道長半径と軌道傾斜角が大きく、離心率が小さい天体では遅くなります。木星から海王星までの惑星の質量と軌道長半径は どこにありますか。
- ^ Batygin と Brown は質量の大きさの推定値を示しています。
- M 9 が0.1 M Eに等しい 場合、力学的進化は例外的に遅い速度で進行し、太陽系の寿命は必要な軌道形成が起こるにはおそらく不十分になるでしょう。
- M 9 が1 M Eに等しい 場合、長寿命の遠方反整列軌道は確かに発生しますが、不安定軌道の除去は太陽系の現在の進化よりもはるかに長い時間スケールで発生します。したがって、特定の遠方方向への好みを示すとしても、データのような真の閉じ込めは示されません。
- また、M 9が 10 M Eより大きい ということは、長半径が長くなることを意味するとも指摘しています。
- ^ 括弧内は計算値です。
- ^ 6つの天体の昇交点の経度の平均は約102°です。後に公開されたブログで、バティギンとブラウンは昇交点の経度の推定値を次のように制限しました。94°。
- ^ Beust [74]と Batygin と Morbidelli [75]の論文にある同様の図はハミルトニアンのプロットであり、等しいエネルギーを持つ軌道離心率と軌道方向の組み合わせを示しています。軌道のエネルギーを変えるような第 9 惑星との接近遭遇がなければ、その天体の軌道要素は軌道が進化してもこれらの曲線の 1 つ上に残ります。
- ^ 半径a > 150 AUを持つ8つの天体のうち、 OSSOSは、TrujilloとSheppard（2014）によって以前に特定されたクラスターの外側に近日点引数（ω ）を持つ3つを発見しました： [5] 2015 GT 50、2015 KH 163、および2013 UT 15。[98]
- ^ 15 個すべての軌道進化のグラフへのリンクは、記事の arxiv バージョンに含まれています。
- ^ シャンクマンらは、この種族の質量を地球の数十倍と推定し、この質量が残るためには、地球の数百から数千倍の質量が巨大惑星の近傍から放出される必要があるとしている。ニースモデルでは、20～50倍の地球質量が放出されたと推定されており、巨大惑星の形成中にも、その近傍からかなりの質量が放出されている。
- ^ これは、平均運動共鳴におけるコザイと呼ばれることが多い（おそらくは誤り）。[120]
- ^ これらの天体の軌道要素が変化していないと仮定すると、Jílkováらは、通過する恒星との遭遇がこれらの天体（彼らによってセドニトス（ q > 30およびa > 150のETNO ）と名付けられた）の獲得を助けた可能性があると提案した。彼らはまた、セドニトス領域には930個の微惑星が存在し、内側のオールトの雲は同じ遭遇を通じて約440個の微惑星を獲得したと予測した。[123] [124]
- ^ 8メートルのすばる望遠鏡は、 10時間の露出で27.7等級の撮影限界を達成したが[137] 、これはプラネット・ナインの予想される明るさの約100倍暗い。比較のために言うと、ハッブル宇宙望遠鏡は、ハッブル超深宇宙撮影で約200万秒（555時間）の露出で31等級の暗い天体を検出した。[138]ハッブルの視野は非常に狭く、ケック天文台の大型双眼望遠鏡も同様である。[12]ブラウンは、惑星が発見された日にハッブル宇宙望遠鏡の使用を要請したいと考えている。[139]
- ^惑星9を発見するには、 30mJyの点光源を分解できる望遠鏡と、年間約5 分角の視差運動も分解できる望遠鏡が必要であると推定されている 。[162]
- ^ 「平均運動共鳴の枠組みにおける惑星9の軌道と天空位置の制約」の図14に示されている軌道の画像といくつかのETNOの画像の3Dバージョンが利用可能です。[179]
- ^ ほとんどの報道機関は、この名前をPhattie (「かっこいい」や「素晴らしい」を意味する俗語、またマリファナタバコ)と報じたが[12]、上記のThe New Yorker の引用では、ほぼ独自のバリエーションと思われる「fatty」が使用されている。明らかに正しいスペルが置き換えられている。
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私たちは実際のデータをモデルの上にプロットしました」とバチャギンは回想し、それらは「まさにあるべき場所に落ちました」。彼によると、それがひらめきだった。「それは劇的な瞬間でした。私が反証できると思っていたものが、惑星9の最も強力な証拠であることが判明しました。
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統計は、一見、有望に思える。研究者らは、これらの物体の動きが偶然の一致で、惑星の存在をまったく示さない可能性は15,000分の1だと述べている。...「私たちが通常、何かをしっかりしたものと見なす場合、その失敗の確率は、彼らが持っている確率よりもはるかに低い」と、MITの惑星科学者サラ・シーガーは言う。研究が確実に成功するには、失敗する確率は通常1,744,278分の1である。 ...しかし研究者は、競合チームに先を越されるのを避けるために、確実な確率を得る前に論文を発表することが多いとシーガー氏は言う。外部の専門家の大半は、研究者のモデルが強力であることに同意している。そして海王星は、もともと同じような方法で、つまり天王星の動きの観測された異常を研究することで発見された。さらに、スタンフォード大学の惑星科学者ブルース・マッキントッシュ氏によると、太陽からそれほど離れたところに大きな惑星があるという考えは、実際にはそれほどあり得ないものではないという。
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「
現時点では、どんな優秀な科学者でも懐疑的になるでしょう。なぜなら、これはかなり大胆な主張だからです。そして、それが本当であるという最終的な証拠がなければ、それが本当ではない可能性は常にあります。ですから、誰もが懐疑的であるべきです。しかし、私は、この探索を開始する時が来たと思います。つまり、私たちは、この 9 番目の惑星がどこにあるかを示す宝の地図を提供し、スタートの号砲を鳴らしたので、今度は実際に望遠鏡を空の正しい場所に向け、惑星 9 を発見する競争だと考えています。」—マイク・ブラウン
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外部リンク
ウィキメディア・コモンズの惑星ナインに関連するメディア- 惑星9の探索 – ブラウンとバティギンのブログ
- 仮想惑星X – NASA惑星科学部門
