プラネット・ナイン
プラネット・ナイン(Planet Nine)は、太陽系外縁に存在すると提唱されている大型の天体(おそらく天王星型惑星)の仮称である。軌道の大部分がエッジワース・カイパーベルトの外側を周る太陽系外縁天体の一群を研究する過程で、2014年にその存在が提唱された。2016年1月20日、カリフォルニア工科大学のコンスタンティン・バティギン(コンスタンチン・バトゥイギン)とマイケル・E・ブラウンは、いくつかの太陽系外縁天体の軌道に関する研究結果から、プラネット・ナインが存在する間接的な証拠を発表した。
この仮説上の天体は、質量が地球の10倍程度,直径は地球の2〜4倍程度と予測されており、楕円軌道で太陽を10,000〜20,000年かけて公転していると考えられている。この天体は、ニースモデルにおいて木星や土星によって外へと弾き出された仮説上の第5巨大惑星の可能性もある。その他の仮説としては、別の恒星の周りにあった惑星を捕獲したという説や、自由浮遊惑星を捕獲したという説、また遠方の軌道で形成された後に太陽系の近くを通過した恒星の影響で大きな軌道離心率を持った軌道に引っ張られたという説がある。
2018年の時点ではプラネット・ナインと思われる天体の観測報告はされていない。広視野赤外線探査機 (WISE) やパンスターズの観測データ中からはプラネット・ナインは検出されていないが、太陽系の外縁部に海王星サイズの天体が存在する可能性は否定されていない。これらの過去の掃天観測での検出可能性は、プラネット・ナインの位置や特性に依存する。まだ捜索が行われていない空の領域については、WISE の延長ミッションである NEOWISE や、すばる望遠鏡を用いた捜索が進行している。
Planet Nine は仮称であり、光学観測などで実在が確認されない限り正式名称は付与されない。確認されれば国際天文学連合International Astronomical Unionが正式名称を認定するが、その際通常は発見者が提案した名前が優先される。基本的にはギリシャ神話やローマ神話にちなんだ名前になるはずである。
2016年のバティギンとブラウンの原論文では、その物体を単に「perturber」(乱す物、摂動を与える物)と呼んでおり、のちの報道向け発表で初めて "Planet Nine" という仮称を用いた。バティギンとブラウンは他にもヨシャファトやジョージという名前で Planet Nine を呼んでいる。ブラウンはまた「仲間内では 『Phattie』(coolやawesomeを意味する俗語)と呼んでいる」とも述べている。なお、彼らの研究の先行研究にあたる2014年のスコット・シェパードとチャドウィック・トルヒージョの論文中でも、単に「perturber」や「planet-sized objects」(惑星サイズ天体) とだけ呼ばれている。
2018年に惑星科学者のアラン・スターンは、「これはクライド・トンボーの遺産 (冥王星の発見) を消し去ろうとする試みであり、率直に侮辱的である」と述べて Planet Nine という名前に反対し、発見まで Planet X という名前を使うことを提案した。また35人の科学者は、「このような惑星については、文化的および分類学的に中立な Planet X や Planet Next、Giant Planet Five などの用語の使用を支持し、この用語 (Planet Nine) の使用はやめる必要がある」との声明に署名を行った。ブラウンは、「Planet 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)発見に繋がったローウェルによる特定の予測であり、私たちの予測はこの予測とは無関係である」と述べている。
計算によると、プラネット・ナインは軌道離心率の大きな楕円軌道を1万年から2万年の周期で公転していると見積られている。軌道長半径は約 700 au と海王星の約20倍ほどもあるが、近日点では海王星の約7倍の約200 au まで近づくと想定されており、軌道傾斜角は30 ± 20° 程度だとされている。一方、軌道離心率が大きいため、遠日点では約 1,200 au まで遠ざかるとされている。
想定される軌道では、プラネット・ナインの遠日点はオリオン座やおうし座付近の方向、逆に近日点はへび座(頭部)、へびつかい座、てんびん座付近の方向にあることになる。
ブラウンは、もしプラネット・ナインの存在が確認され現在の探査機で向かうなら、太陽の周りでのパワードスイングバイを利用することでわずか20年で到達出来ると考えている。
プラネット・ナインは地球の10倍程度の質量と、2倍から4倍の大きさを持つと推定されている。これまでの探査では、冥王星以遠の領域に海王星サイズの天体が存在する可能性は残されている。赤外線観測衛星であるWISEの観測では、太陽から2万6000 au 以内の領域に木星質量(地球の約318倍)以上の質量を持つ天体は確認されず、また1万 au 以内に土星質量(地球の約95倍)の天体は確認されなかったが、700 au の位置に海王星程度の質量を持つ天体が存在する可能性は否定されなかった。ブラウンは、たとえプラネット・ナインがどこにあろうとその質量は周辺の小天体を一掃する事が出来るほど大きく、太陽系の外縁部を支配する存在だと考えている。そして、これは惑星の定義には十分当てはまるものだとしている。
別の推定ではプラネット・ナインは地球の5〜10倍の質量を持ち、直径は同じく2〜4倍ほどと見積もられている。ブラウンは、プラネット・ナインは天王星や海王星のように岩石と氷の混合物で構成され、薄いガスで包まれた巨大な氷の惑星(天王星型惑星)であることがほぼ確実である、としている。
プラネット・ナインは原始ブラックホール(宇宙誕生1秒以内に存在していたとされる超小型のブラックホール)ではないかという予想が行われた。原始ブラックホールの質量を地球の5倍~15倍と仮定し、5倍だった場合の事象の地平面のサイズを実物大として論文に掲載、質量が地球の10倍であれば、事象の地平面のサイズは「ボウリングのボール程度」になるとしている。
プラネット・ナインの起源については、既知の巨大惑星(木星や土星など)によって弾き出されたとするものや、他の恒星系からやってきた惑星を捕獲したというもの、その場で形成されたというものなど、多くの説が考えられている。
バティギンとブラウンの原論文では、プラネット・ナインは現在より太陽に近い位置で形成され、原始惑星系円盤がまだ存在する時期に木星か土星と近接遭遇することで遠方の離心軌道に弾き出されたという説を提案している。その後、太陽系近傍の恒星の重力か、あるいは原始太陽系星雲の名残であるガスによる摩擦の影響によって、軌道離心率が減衰する。この過程は軌道の近日点距離を増大させ、他の惑星の影響を受けないような、非常に遠方だが安定な軌道へと進化させたと考えられる。極端な楕円軌道に弾き出されさえしなければ、プラネット・ナインは原始惑星系円盤からさらに多くの質量を得て巨大ガス惑星の核へと進化し得ただろうとされている。しかし遠方に弾き出されたために成長は早い段階で止まり、天王星や海王星よりも小さな質量になったと考えられる。
重い微惑星帯による力学的摩擦も、プラネット・ナインを安定な軌道に捕獲しうる。近年のモデルでは、原始惑星系円盤の外縁部分でガスが散逸するにつれて、総質量が60〜130地球質量の多数の微惑星による円盤が形成されうると考えられている。プラネット・ナインがこの微惑星円盤の中を通過すると,プラネット・ナインの重力によって個々の微惑星の経路が変えられ、プラネット・ナインの速度は相対的に減少する。この過程はプラネット・ナインの軌道離心率を低下させ、軌道を安定化する。もしこの微惑星円盤の内縁が太陽から 100〜200 au と離れた位置にあった場合、海王星と遭遇する惑星がプラネット・ナインの想定される軌道と似た軌道に入る確率は 20% になり、観測されている太陽系外縁天体の分布の偏りは内縁が 200 au の距離であった場合によく説明できる。微惑星円盤は原始惑星系円盤の残存ガスとは異なり長い期間に渡って存続するため、より後期にプラネット・ナインを現在の軌道に落ち着かせることが可能となる。
プラネット・ナインは、太陽が他の恒星と近接遭遇を起こしている間に太陽系の外部から捕獲された天体だという可能性もある。もしその恒星の遠方軌道に惑星が存在した場合、遭遇の最中の三体相互作用は惑星の経路を変え、太陽の周りを公転する安定な軌道に移動する可能性がある。遭遇した相手が木星質量の天体を持たない恒星系であった場合、惑星は遠方の離心率の大きい軌道に長い期間留まっていられるため、太陽と遭遇の際の捕獲の可能性も上がる。この説が正しい場合、プラネット・ナインは実質太陽系外惑星であったという事になる。太陽系外部から天体を捕獲できる可能性自体は高いものの、その場合の捕獲後の天体の軌道要素は多様なものとなり得るため、プラネット・ナインに予測されているような比較的低い軌道傾斜角で天体を捕獲できる可能性は 1〜2% と低いものになる。また、このプロセスは自由浮遊惑星との遭遇でも発生しうるが、この場合プラネット・ナインに想定されているのと同様の軌道に自由浮遊惑星を捕獲できる可能性はさらに低く、わずか 0.05〜0.10% に過ぎない。
太陽と他の恒星との遭遇は太陽系の遠方を公転する惑星の軌道を変化させることもあり、これにより遠方惑星の軌道が円軌道から離心軌道に変化する可能性もある。プラネット・ナインが現在いるとされる遠方で惑星を形成するためには、原始惑星系円盤が非常に重く遠方まで広がっているか、あるいは散逸していく円盤の中で固体成分が外側に移動して細いリングを形成し、それが十億年以上かけて集積し惑星になる必要がある。太陽がまだ形成された星団の中にいる間に天体がそのような非常に遠方で形成された場合、非常に離心率の大きい軌道を保ったまま太陽の重力に束縛され、太陽系内に留まり続けられる確率はおおよそ 10% である。しかし過去の研究では、もし重い円盤が 80 au を超えた距離まで広がっていた場合、木星や土星に散乱された天体は高い軌道傾斜角(50° 以上)かつ低い軌道離心率を持った状態で太陽系内に残されるはずだが、このような天体は発見されていないことが報告されている。
21世紀にプラネット・ナイン概念が提唱されるよりも以前から、数々の研究者が以下のような経緯を経て、冥王星の発見の時と同様に、海王星より遠くの天体を間接的に検出しようとしてきた。そのうち、いくつかの研究や観測はプラネット・ナインの仮説と直接関連している。
1846年の海王星の発見以降、さらなる天体が海王星よりも遠方に存在するという数多くの理論的な予想がされてきた。これらの理論は、天王星と海王星の軌道に影響を及ぼす遠方の天体の存在を予測した。軌道への摂動のように間接的な手段によって海王星より遠方の天体を探そうという試みは、冥王星の発見以前にまで遡る。ジョージ・フォーブス (George Forbes) は1880年に海王星以遠の惑星の存在を初めて仮定しており、この研究は現在のプラネット・ナインの理論に類似していると考えられている。この仮説上の天体の一つは、軌道長半径が 100 au と地球の100倍の距離にあるとされ、二つ目は 300 au とされた。彼が提唱した天体は、周期彗星の遠日点距離の分布が偏っていることを説明するために導入したものであり、このような遠日点距離の偏りは例えば木星族彗星に見られる。1906年にパーシヴァル・ローウェルは海王星以遠の惑星を捜索する大規模なプロジェクトを開始した。彼はこれが天王星の軌道の問題を解決できると確信しており、この未知の惑星を Planet X と呼んだ。なお Planet X という名称は Gabriel Dallet によって過去に使われている。
2004年に発見されたセドナは特徴的な軌道を持っており、この天体は過去に既知の8個の惑星とは異なる重い天体との遭遇を起こしたのではないかという推論をもたらした。セドナの近日点距離は 76 au であり、これは海王星と重力的に相互作用を起こすには遠すぎる。様々な科学者によって、セドナが現在の軌道に至った仮説が提唱された。それは、遠方の軌道にある未知の天体との遭遇や、太陽が形成された散開星団の一員であった別の恒星との遭遇、あるいは後に太陽系近傍を通過したその他の恒星との遭遇である。2014年3月にはセドナを越えた近日点距離 (80 au) を持つセドノイドである2012 VPと呼ばれる小惑星の発見が公表された。他にも似たような軌道を持つ小惑星が複数存在すると考えられており、これは未知のスーパー・アースサイズの天体が太陽系遠方に存在することが原因の可能性がある。
2008年には向井正率いるチームによって、多くの太陽系外縁天体が持つ大きな軌道離心率と軌道傾斜角は、軌道傾斜角20°、軌道長半径100 - 200 au、公転周期約1,000年の、火星から地球サイズの天体の影響による可能性があるという説を発表した。
2012年の学会において、ブラジル国立天文台の Rodney Gomes 率いる研究チームは、非常に細長い軌道を持つ太陽系外縁天体の軌道を解析し、未知の天体が存在する可能性を実証するモデルを作成したことを発表した。またこの天体は大きな軌道長半径を持つケンタウルス族天体や、巨大惑星の軌道と交差する太陽系内の小天体の軌道も説明可能とされた。この仮説では、海王星質量の天体が非常に遠方 (1,500 au) の軌道離心率の大きい (e = 0.4)、軌道傾斜角が 40° 程度の軌道にいるとされた。あまりにも遠すぎるため内惑星にはほとんど影響を及ぼさないと考えられるが、周辺の小天体を散乱させるには十分な質量である。プラネット・ナインと同様にこの天体は 300 au を超える軌道長半径を持つ天体の近日点を振動させ、影響を受けた天体のうちあるものは巨大惑星と交差するような軌道に移り、またあるものはセドナのような分離した軌道に移る。この研究は2015年に論文として出版された。Gomes は太陽系の遠方に未知の惑星が存在する可能性があることを確かめたが、このような天体の発見には至らなかった。
2014年に、カーネギー研究所のスコット・シェパードとハワイのジェミニ天文台のチャドウィック・トルヒージョは、セドナや2012 VP、その他の非常に遠方にある太陽系外縁天体の軌道に類似点があることを指摘した。彼らは、200〜300 au の距離の円軌道にある未知の惑星が、外縁天体の軌道に摂動を与えていることが原因だという仮説を提案した。後の2015年に Raúl と Carlos de la Fuente Marcos は、外縁天体に見られる多くの軌道の類似性を再現するには2つの重い天体が軌道共鳴に入っている必要があると主張した。
カリフォルニア工科大学のバティギンとブラウンは、彼らの仮説を否定するために解析的な研究およびコンピューターによるシミュレーションを行ったところ、逆に遠方の重い惑星の存在を示唆する結果を得た。2016年初頭に、彼らは非常に遠方を公転する6つの太陽系外縁天体が似た軌道要素を持っていることは地球の10倍程度の質量を持つ天体の存在によって説明できるとし、
その取りうる軌道を発表した。また、この仮説上の天体に「Planet Nine」(プラネット・ナイン)という仮称を与えた。この仮説では、極端に遠方にある外縁天体が内惑星の軌道に対して垂直な軌道を持つことも説明できる可能性がある。
プラネット・ナインの重力的な影響は、以下の太陽系の5つの特異な点を説明する可能性がある。
極端に遠い太陽系外縁天体 (extreme trans-Neptunian objects, eTNOs) の軌道のクラスタリング
8つの既知の惑星の軌道に対しておおむね垂直な軌道を持つ eTNOs の大きな軌道傾斜角
軌道長半径が 100 au 未満で大きな軌道傾斜角を持つ太陽系外縁天体
太陽の自転軸が主要な惑星の軌道平面に対して 6° の傾きを持つこと
プラネット・ナインは、セドナのような天体が持つ大きな近日点距離を説明するメカニズムを介して、eTNOs の軌道のクラスタリングを説明するために存在が提唱された天体である。プラネット・ナインが他の天体に及ぼしうる効果のうち、既知の惑星の軌道に対して垂直な軌道を持つ太陽系外縁天体への影響は予想されていなかったものであり、その他の2つの効果は仮説が提唱された後のさらなる分析の結果明らかになったものである。上記の問題点を説明するための別のメカニズムも提唱されているが、上記5つの全てを説明できるのはプラネット・ナインの重力的な影響のみである。しかしプラネット・ナインの重力はその軌道を横切る他の天体の軌道傾斜角も上昇させるため、短周期彗星の軌道傾斜角の分布が現在観測されているよりも広いものになってしまうという指摘もある。
大きな軌道長半径を持つ太陽系外縁天体の軌道要素に偏りがあることは、2014年にトルヒージョとシェパードによって初めて指摘された。彼らはセドナと2012 VPの軌道の間に見られる類似性を指摘した。プラネット・ナインのような天体が存在しなければこれらの軌道はランダムに分布するはずであり、軌道の配置には特定の傾向は見られないはずである。トルヒージョとシェパードはさらなる解析を行い、近日点距離が 30 au より大きく、かつ軌道長半径が 150 au より大きい12個の外縁天体の近日点引数が 0° 付近に偏っていることを指摘した。つまりこれらの天体はみな、太陽に最も接近する時に黄道面を下から上へ通過する軌道を持っていることを意味している。トルヒージョとシェパードは、これは海王星軌道より遠方にある未知の重い天体によって、古在メカニズムを介して引き起こされていると提唱した。同程度の軌道長半径を持つ天体の場合、古在メカニズムは天体の近日点引数を 0° か 180° 付近に制約する働きがある。この軌道の制約により、離心率と傾斜角を持った軌道にある外縁天体は惑星への近接遭遇を回避することができる。なぜなら外縁天体が惑星の軌道平面を横切るのは天体が近日点と遠日点付近にいるときであり、軌道の十分上か下にいる時に惑星の軌道を横切るからである。しかし、外縁天体の軌道が古在メカニズムによってどのように揃うようになるかについてのトルヒージョとシェパードの仮説は、さらなる解析と証拠に取って代わられることとなる。
バティギンとブラウンは、トルヒージョとシェパードによる上記の仮説を否定するつもりで大きな軌道長半径を持った太陽系外縁天体の軌道の調査を行った。彼らはトルヒージョとシェパードによる解析に用いられた外縁天体のうち、海王星に接近するため軌道が不安定になるものや、海王星との平均運動共鳴に影響されるものを取り除いて解析を行った。その結果、残った6つの天体 (セドナ、2012 VP、2004 VN、2010 GB、2000 CR、2010 VZ) の近日点引数が 318° ± 8° に集まっていることが判明した。この発見は、古在メカニズムによって近日点引数が 0° か 180° に揃うという傾向とは一致しないものであった。
バティギンとブラウンはさらに、軌道長半径が 250 au より大きく、近日点距離が 30 au を超える極端な太陽系外縁天体6つ(セドナ、2012 VP、2004 VN,、2010 GB、2007 TG、2013 RF)の軌道について、近日点が空間的におおむね同じ方向に揃っており、その結果として太陽に最も接近した際の位置を表す近日点黄経が集まっていることも発見した。6個の天体の軌道は黄道面に対して傾いており、おおむね同一平面に存在する。そのため天体が黄道面を下から上へ通過する位置を示す昇交点黄経も集まっている。彼らは、この軌道要素のクラスタリングが偶然発生する確率はわずか 0.007% であると計算している。これらの6つの天体は、6つの異なる望遠鏡を用いた6つの異なるサーベイによって発見されたものである。そのため、例えば望遠鏡が空の特定の領域を観測していたなどの観測バイアスによって軌道要素の偏りが生まれている可能性は低いとされる。これらの天体の軌道長半径と軌道離心率はそれぞれ異なることから、近日点の場所と昇交点の変化もしくは歳差は異なる速度で発生し、その結果として軌道要素の偏りは数億年のうちになまされてしまうはずである。そのためこの偏りは恒星の通過などの過去の事象では起こり得ず、太陽を公転する天体の重力場によって維持されている可能性が最も高いことを示唆している。
トルヒージョとシェパードは後の論文で、軌道長半径が 150 au を超える太陽系外縁天体の近日点黄経と近日点引数の間の相関について指摘している。近日点黄経が 0°〜120° のものは近日点引数が 280°〜360° の間にあり、近日点黄経が 180°〜340° のものは近日点引数が 0°〜40° の間にある。この相関の統計的有意性は 99.99% である。彼らは、この相関はこれらの天体の軌道が重い惑星との近接遭遇を起こしていないことによることを示唆した。
極端に遠方にある太陽系外縁天体 (extreme-trans Neptunian objects, eTNOs) の軌道のクラスタリングとその大きな近日点距離は、プラネット・ナインの影響を含めたシミュレーションによって再現できることが分かっている。バティギンとブラウンによって行われたシミュレーションでは、ランダムな配置で始めた大きな軌道長半径を持つ天体群は、大きな軌道離心率を持った軌道にある重い遠方の天体によって、空間的に制約されたおおむね同じ線上、同じ平面上の軌道のグループに集められた。これらの天体の近日点は同じ方向に揃う傾向を示し、また軌道も同じ平面上に揃う傾向が見られた。これらの天体の多くはセドナのように大きな近日点距離を持つ軌道に入り、また予想外の結果として、いくつかは黄道面に対してほぼ垂直な軌道に入った。このような軌道を持つ天体が過去に観測されていることにバティギンとブラウンは後で気が付いた。
6つの eTNOs の軌道の分布を最もよく再現するシミュレーションのパラメータは、仮説上の遠方天体の質量を10地球質量とし、以下のような軌道に置いたものである。
軌道長半径はおよそ 700 au(公転周期が 18,520 年程度に相当)
軌道離心率はおよそ 0.6(近日点距離 280 au、遠日点距離 1,120 au に相当)
軌道傾斜角は黄道面に対しておよそ 30°
昇交点黄経はおよそ 94°
近日点引数はおよそ 141°、近日点黄経は 245° ± 12°
これらのパラメータを仮定したプラネット・ナインのシミュレーションでは、太陽系外縁天体の特性によって異なる影響をもたらす。軌道長半径が 250 au より大きい外縁天体はプラネット・ナインに対して反対方向に強く揃った軌道になり、近日点がプラネット・ナインの近日点の反対側に来る。軌道長半径が 150〜250 au の天体はプラネット・ナインと緩く揃った軌道になり、近日点はプラネット・ナインの近日点と同じ方向に来る。軌道長半径が 150 au より小さい天体にはほとんど影響を及ぼさない。
プラネット・ナインが取り得る他の軌道の調査も行われており、軌道長半径が 400〜1,500 au、軌道離心率が最大で0.8まで、軌道傾斜角は広い範囲で調べられている。これらの軌道を仮定したシミュレーションでは多様な結果が得られている。バティギンとブラウンは、プラネット・ナインが大きな軌道傾斜角を持っていた場合は eTNOs も同様の傾きになりやすくなるが、軌道の反対側への偏り度合いは減少することを発見した。2017年の Juliette C. Becker らによるプラネット・ナインの存在を考慮したシミュレーションでは、プラネット・ナインの軌道離心率が小さい場合は eTNOs の軌道はより安定だが、軌道の反対方向への偏りはプラネット・ナインの軌道離心率が大きいほど強くなることが示された。また S. M. Lawler らはプラネット・ナインが円軌道を持っていた場合は軌道共鳴に捕獲される天体は少ないこと、大きな軌道傾斜角の軌道に到達する天体も少ないことを示した。さらに Jessica Cáceres らによる研究では、プラネット・ナインが近日点距離の小さい軌道を持っていた場合は eTNOs の軌道はよく揃うようになるが、近日点距離は 90 au よりも大きい必要があることを示した。プラネット・ナインの軌道要素と質量の考えられる組み合わせは多数あるものの、太陽系で観測されている外縁天体の軌道要素の偏りをより良く予測するシミュレーションは他にはない。さらなる遠方の太陽系外縁天体が発見されることによって、プラネット・ナイン仮説はさらに支持されるか、もしくは否定されるだろう。
プラネット・ナインは eTNOs の軌道をいくつかの効果の組み合わせを介して変化させる。非常に長い時間スケールでは、プラネット・ナインは eTNOs の軌道にトルクを与える。このトルクの強さは eTNOs の軌道とプラネット・ナインの軌道の配置によって変わる。角運動量の交換によって近日点距離は増加して eTNOs はセドナのような軌道になり、その後再び近日点距離は下がり数億年後には元の軌道に戻る。近日点の方向の動きも軌道離心率が小さい時は逆になり、天体はプラネット・ナインの反対側に揃った状態に保たれるか(図中の青線)、同じ側に揃った状態に保たれる(赤線)。
短い時間スケールではプラネット・ナインとの平均運動共鳴が eTNOs の軌道位相を保護する。これは eTNOs の軌道長半径をわずかに変化させ、プラネット・ナインの軌道と同期させて近接遭遇を防ぐことで軌道を安定化する。海王星や他の巨大惑星の重力的な影響がある場合やプラネット・ナインの軌道傾斜角が大きい場合は、この保護の効果は弱くなる。このため天体が共鳴の間を移動することによる軌道長半径のカオス的な変化がもたらされる。この共鳴には百万年の時間スケールの 27:17 の高次の共鳴も含まれる。しかし、eTNOs とプラネット・ナインがどちらも傾いた軌道にいる場合は、eTNOs が生き残るためには平均運動共鳴は必要ではないと考えられる。
天体の軌道の極は、太陽系のラプラス面の極の周りを歳差運動するか、もしくは循環する。大きな軌道長半径ではラプラス面はプラネット・ナインの軌道平面に向かって歪む。このため eTNOs の軌道面の極は平均的には一方に傾き、昇交点黄経はクラスタリングを起こす。
プラネット・ナインは eTNOs を黄道面に対してほぼ垂直な軌道に移動させる可能性があるとされている。いくつかの天体は 50° よりも大きい軌道傾斜角を持ち、軌道長半径が 250 au を超える軌道にあることが観測で判明している。これらの軌道は、低い軌道傾斜角を持っていたいくつかの eTNOs が低い軌道離心率の軌道に到達した際に、プラネット・ナインと永年共鳴を起こすことで生成される。この共鳴は小天体の軌道離心率と軌道傾斜角を増加させ、eTNOs を小さい近日点距離を持った大きな傾斜角の軌道へと移動させる。このような天体は、近日点付近にいる際によく観測される。その後 eTNOs は低軌道離心率の逆行軌道へと進化し、再び離心率と傾斜角が小さい軌道に戻る前に高軌道離心率の垂直な軌道の第二段階を経由する。