プラネット・ナイン
プラネット・ナインとの永年共鳴は、軌道の近日点引数と近日点黄経の線型結合を引き起こす。古在メカニズムとは異なり、この共鳴では天体がほぼ垂直な軌道になった時に軌道離心率が最大に到達する。バティギンと Morbidelli によるシミュレーションでは、この軌道進化は比較的一般的に起こるものであり、安定な軌道にある天体のうち 38% は少なくとも一回この過程を経験していると推定されている。これらの天体の近日点引数はプラネット・ナインの付近か反対側に集まり、また天体の近日点距離が最も小さくなっている時は、昇交点黄経はプラネット・ナインの昇交点黄経から前後 90° の値に集まる。これは、このような天体の軌道分布が既知の巨大惑星との遠方での遭遇に起因すると考えた場合とは異なり、観測結果とおおむね一致している。
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は、プラネット・ナインと他の巨大惑星の両方の影響を受けている可能性がある。軌道が垂直な状態になった eTNOs は近日点距離が小さいため、海王星やその他の巨大惑星の軌道と交差しうる。これらの惑星と遭遇することによって eTNOs の軌道長半径は 100 au 未満にまで小さくなる。こうなるともはやこの天体はプラネット・ナインの影響を受けなくなり、(528219) 2008 KV (英語版)のような軌道になる。これらの天体の最も長寿命な軌道分布は非一様であると予測されている。大部分は近日点距離が 5〜35 au の範囲であり、軌道傾斜角は 110° 未満であると予想される。またそれらとは離れた軌道要素の、軌道傾斜角が 150° 付近で近日点距離が 10 au 付近にも分布していると予想される。これらの天体は、これまではオールトの雲に起源を持つという説がこれまでに提唱されていた。オールトの雲は、太陽から 2,000〜200,000 au の距離を取り囲む理論上の氷微惑星の雲である。
プラネット・ナインは彗星の源となる領域やその軌道傾斜角の分布にも影響を与えると考えられる。太陽系形成モデルの一つであるニースモデルでの巨大惑星の移動のシミュレーションでは、プラネット・ナインの影響を含めた場合はオールトの雲に移行する微惑星は少なくなる。オールトの雲に移行しなかった他の微惑星は、プラネット・ナインによって力学的に支配される天体の雲 (集団) の中に取り込まれる。このプラネット・ナイン雲は eTNOs および垂直な軌道を持つ天体からなり、250〜3,000 au の軌道長半径まで広がり、合計質量はおよそ0.3〜0.4地球質量だろうと考えられている。
プラネット・ナイン雲の中にある天体の近日点距離が他の惑星と遭遇を起こすほどに小さくなった場合、いくつかは散乱され太陽系内部に侵入する軌道になり、これらは彗星として観測されるようになる。もしプラネット・ナインが存在する場合、このようにして太陽系内部に入ってくる天体はハレー彗星型の彗星のおよそ3分の1を占めるだろうと考えられる。プラネット・ナインは、軌道長半径が 50 au を超え海王星の軌道付近に近日点を持つ散乱円盤天体の軌道にも変化を与え、これらの天体の軌道傾斜角を増加させる。これによってこのような天体に由来を持つ木星族彗星の軌道傾斜角を増加させ、観測で分かっているよりも彗星の軌道傾斜角の分布を広くする。
太陽の自転軸は惑星の軌道面に対して傾いているが、プラネット・ナインはこの傾斜に関与している可能性がある。太陽系の形成と進化に関するモデルでは、太陽の赤道面と惑星の軌道は同じ平面上になるはずであることを予測する。しかし実際には、太陽の自転軸は巨大惑星の軌道平面に対しておよそ 6° 傾いていることが分かっている。プラネット・ナインは惑星の軌道にトルクを加えることで太陽の自転軸傾斜を生み出し、惑星の軌道面をコマのように短い円弧で歳差させることができる。プラネット・ナインは他の惑星から大きく傾いた軌道を持っていること、また軌道長半径が非常に大きいため他の太陽系の惑星よりも多くの角運動量を持っていることから、この歳差を引き起こす可能性がある。
Elizabeth Bailey、バティギン、ブラウンのグループと、Rodney Gomes、Rogerio Deienno と Alessandro Morbidelli のグループによって同時期に独立して行われた解析モデルとコンピュータシミュレーションを用いた研究、さらに Dong Lai によって後に行われた研究では、太陽の自転軸の傾きとその大きさの両方は、プラネット・ナインによって及ぼされる重力トルクによって説明することが可能であるということが示されている。これらの研究結果はプラネット・ナイン仮説と一致するものであるが、プラネット・ナインの存在を証明するものではない。なぜなら、太陽系での太陽の自転軸と惑星の軌道平面のずれを説明するモデルとしては、原始惑星系円盤と原始星時代の太陽との磁気的相互作用や、太陽への非対称な質量降着、太陽が伴星を失ったことが原因とするもの、他の恒星との遭遇によるものなど、他の可能性も考えられるからである。
バティギンは、彼とブラウンの研究で行われたシミュレーションの結果を解釈する際に慎重を期し、「プラネット・ナインがカメラに捉えられるまではこれは実在のものとはみなされない。我々が今持っているのはエコーである」と述べている。ブラウンは、プラネット・ナインの存在可能性を 90% と見込んでいる。また彼らの研究論文を前もって知っていた数少ない研究者の一人である Gregory P. Laughlin は 68.3% と見込んでいる。この説に懐疑的な科学者たちは、解析に用いられる太陽系外縁天体のさらなる追加や、撮影による確認を通じた最終的な証拠といったより多くのデータが必要だとしている。ブラウンはこの懐疑的な意見には同意しているが、それでも新しい惑星を探すのには十分なデータがあると考えている。
プラネット・ナイン仮説は何人かの天文学者や科学者に支持されている。NASA惑星科学部門のディレクターであるジム・グリーンは「証拠は以前より強固になっている」と述べている。しかしグリーンは観測されている遠方の eTNOs の動きは他の仮説で説明できる可能性もあるという点も忠告し、カール・セーガンを引用して「途方もない主張には途方もない証拠が必要だ」と述べている。マサチューセッツ工科大学の教授である Thomas Levenson は、現在のところ、プラネット・ナインは太陽系の外部領域について現在分かっている全てのことに対する唯一の満足できる説明であるように思えると結論付けた。また アストロノミカルジャーナルに掲載されたバティギンとブラウンの論文の査読を行った天文学者である Alessandro Morbidelli は、「私にはバティギンとブラウンが提示したものに変わる説明は見当たらない」と同意した。
天文学者の Renu Malhotra はプラネット・ナインの存在については分からないとの立場を取っているが、彼女とその同僚が行った研究では、eTNOs の軌道が傾いているように思われること、またこの傾きはプラネット・ナイン以外の他の方法での説明は難しいということを発見している。彼女は「我々が見つけたずれの大きさは奇妙なものだ」と述べ、「私にとって、これは私がこれまでに遭遇した中で最も興味深いプラネット・ナインの証拠である」としている。
プラネット・ナインの存在に懐疑的な様々な意見も存在する。アメリカの宇宙物理学者 Ethan Siegel は、他の惑星系では一般的に存在するが太陽系には存在しないスーパー・アースは過去には存在し、太陽系初期の力学的な不安定な時期に少なくとも一個が太陽系外に弾き出されたと考えているが、太陽系内に未発見の惑星が存在するという考えには懐疑的なコメントをしている。また惑星科学者の Harold F. Levison は、弾き出された惑星がオールトの雲の内側に留まることができる確率はわずか 2% 程度だと考えており、もしその惑星が安定な軌道に入った場合は多くの天体がオールトの雲から投げ出されたはずだと推測している。
2020年にはOuter Solar System Origins Survey (OSSOS)とDark Energy Survey(DES)の調査結果により、プラネットナインの仮説に対して更に懐疑論が登場した。 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が、
いずれの調査においても観測された天体のうち、軌道の偏りの証拠はないと結論付けられた。実質的にすべての天体の軌道はブラウンらが意図した第9惑星ではなく、物理現象によって説明できるとしている。 研究者の1人であるSamantha Lawlerは、今回観測した800の天体に比べるとブラウンらによる14個のサンプルは遥かに少なく、プラネットナイン仮説は「詳細な観察に耐えられない」と述べた。
プラネット・ナインは遠方の太陽系外縁天体の軌道要素に見られる偏りを元に提唱された仮説上の天体だが、プラネット・ナインのような天体を想定しなくても軌道の特徴を説明可能だとする対立仮説も存在する。また、プラネット・ナインとは大きく異なる特徴や軌道要素を持つ未知の天体で説明可能とする仮説もある。さらに、軌道要素の偏りそのものが偶然であるか、見かけ上のものに過ぎないとする説もある。
Outer Solar System Origins Survey (OSSOS) の研究結果では、太陽系外縁天体に見られる軌道の偏りは、発見されている天体数が少ないことと観測バイアスとの組み合わせによる見かけ上のものだということが示唆されている。OSSOS は既知のバイアスを考慮したよく特徴付けられた太陽系外部のサーベイプロジェクトであり、軌道長半径が 150 au を超え様々な軌道配置にある8個の天体を観測した。このサーベイにおける観測バイアスの影響を考慮した後、トルヒージョとシェパードによって同定された近日点引数の偏りの証拠は見られないとし、最も遠方を公転する天体群の軌道はランダムな配置と統計的に一致するとした。
この結果は、ブラウンによって観測された eTNOs の発見バイアスの解析とは異なる結果である。彼は10個の既知の eTNOs の近日点黄経の偏りに関して観測バイアスを考慮し、もし軌道の分布が一様であるならば、偶然偏って見える期間はわずか 1.2% であることを見出している。これに近日点引数に見られる偏りも合わせた場合、偶然偏っているように見える確率は 0.025% になるとしている。また後のブラウンとバティギンによる14個の eTNOs の発見バイアスの解析では、近日点黄経と軌道の極の位置の偏りが偶然である確率は 0.2% だとしている。
プラネット・ナインの影響を考慮した15個の既知の天体の進化のシミュレーションでも、いくつかの観測との差異が明らかになっている。Cory Shankman と彼の同僚は、軌道長半径が 150 au 以上、近日点距離が 30 au 以上の15個の天体を模擬した(同じ軌道にあると仮定した)多数の天体のシミュレーションに、プラネット・ナインの影響を取り入れた計算を行った。その結果彼らは軌道長半径が 250 au より大きい天体では軌道がプラネット・ナインとは反対方向に揃うのを確認したが、近日点引数の偏りは見られなかった。また彼らのシミュレーションでは eTNOs の近日点距離は滑らかに上昇と減少を起こし、観測では確認されていない、近日点距離が 50〜70 au の間にある天体を多数残すことが示された。この結果は、この軌道長半径の範囲にある多数の観測されていない天体が存在することを予測するものである。この中には、大部分の観測は小さな軌道傾斜角を持った天体に対して行われているために見落とされているであろう高軌道傾斜角の天体や、暗くて観測できないために見落とされている大きな近日点距離を持つ天体を多数含んでいる。これらの中には他の巨大惑星との遭遇によって太陽系から弾き出されたものも多くあるだろうと考えられる。観測されていない天体や失われた天体が多数あると考えられることから、この研究では合計で数十地球質量になる天体群が存在し、太陽系初期には大量の質量が外部に放出されていた必要があると推定された。Shankman らは、プラネット・ナインが存在する可能性は低く、現在観測されている eTNOs の軌道の偏りは一時的な現象であり、より多くの eTNOs が検出されるに連れ偏りは消えるだろうと結論付けた。
Ann-Marie Madigan と Michael McCourt は、遠方の重い円盤の中での傾斜角不安定が eTNOs の近日点引数の偏りの原因になっていると主張している。傾斜角不安定とは、小天体からなる円盤が太陽などの中心星を高い軌道離心率(0.6以上)で公転している際に発生する不安定性である。円盤の自己重力によって円盤が自発的な組織化を起こし、円盤中の天体の軌道傾斜角を増加させて近日点引数を整列させ、元々の軌道平面の上か下に円錐状に分布させるようになる。この過程が発生するには長い時間と非常に重い円盤質量を必要とし、数億年程度の時間、1〜10地球質量の円盤が必要とされる。傾斜角不安定は小天体の近日点引数を偏らせ近日点距離を上昇させることができ、そのため分離天体を形成することができるが、この過程では近日点黄経の偏りは発生しない。ブラウンはプラネット・ナインがより適切な説明であるとし、傾斜角不安定を発生させるのに十分な質量を持つ散乱円盤の存在は現在の調査では明らかになっていないと述べている。また、微惑星円盤の自己重力を取り入れた太陽系のニースモデルのシミュレーションでは、傾斜角不安定は発生していない。そのかわりに、シミュレーションでは天体の軌道の急速な歳差が生成され、大部分の天体は傾斜角不安定が発生するには短すぎる時間スケールで放出された。
Antranik Sefilian と Jihad Touma は、やや大きな軌道離心率を持った太陽系外縁天体の重い円盤が eTNOs の近日点黄経の偏りを引き起こしたという説を提唱している。彼らは、合計で10地球質量の太陽系外縁天体を含む円盤があり、軌道は揃っており、軌道離心率は軌道長半径が大きくなるに連れゼロから0.165まで変化しているという分布を予測した。この円盤の重力的な影響は巨大惑星によって駆動される前向きの歳差運動を相殺し、その結果としてそれぞれの天体の軌道の配置は維持される。観測されている eTNOs のような大きな軌道離心率を持った天体は、もし軌道が円盤と反対方向に整列していた場合は安定であり、おおむね固定された向きか近日点黄経を持つと考えられる。ブラウンはこの提唱された円盤は eTNOs の偏りを説明可能であると考えているものの、この円盤は太陽系の年齢に渡って生き残ることは出来ないため、もっともらしくない説だと考えている。またバティギンはカイパーベルトにはこの円盤の形成を説明するだけの十分な質量が無いと考え、「なぜ原始惑星系円盤が 30 au 付近で終わり 100 au より遠方で再び始まるのか」と疑問を呈している。
プラネット・ナイン仮説は未知の天体の質量と軌道に関する一連の予測を含んでいる。ある対立仮説ではプラネット・ナインとは異なる軌道要素を持った未知の天体の存在を予測する。Malhotra、Kathryn Volk と Xianyu Wang は、近日点距離が 40 au、軌道長半径が 250 au を超える最も長周期の4つの分離天体は、仮説上の惑星と n:1 か n:2 の平均運動共鳴を起こしているとする仮説を提唱した。また軌道長半径が 150 au を超えるさらに2つの天体も共鳴を起こしている可能性があるとした。彼女らが提唱した天体はプラネット・ナインよりも軌道離心率と傾斜角が低い軌道である可能性があり、離心率は 0.18 未満、傾斜角は 11° 程度とされる。この場合、2010 GB への近接遭遇を起こさないためには、仮説上の惑星の軌道離心率は低い必要がある。もし eTNOs が第三種の周期軌道にあり、これらの安定性が近日点引数の秤動によって高められる場合は、天体は 40° 程度のより高い軌道傾斜角に存在する可能性もある。バティギンとブラウンの説とは異なり、Malhotra、Volk、Wang の説では、遠方の分離天体の大部分が重い天体の軌道と反対方向に揃った軌道を持つことを必要としていない。
トルヒージョとシェパードは2014年に、平均距離が 200〜300 au の円軌道にある未知の重い惑星が、大きな軌道長半径を持つ12個の太陽系外縁天体の近日点引数の偏りの原因であると主張した。彼らは、近日点距離が 30 au 以上、軌道長半径が 150 au 以上の12個の太陽系外縁天体の軌道の近日点引数が 0° 付近に偏っていることを発見した。数値シミュレーションの結果、何十億年もの時間が経過するとこれらの天体の歳差運動の速度が異なることによって近日点はランダムに分布してしまうことを示し、軌道を偏らせるためには数百auの距離の円軌道にある重い惑星が必要であることを示唆した。この重い天体は太陽系外縁天体の近日点引数を古在メカニズムを介して 0° か 180° の周囲を秤動させるため、これらの天体は惑星に最も近い点と最も遠い点である近日点と遠日点付近で惑星の軌道平面を横切ると予想される。2〜15地球質量の天体を 200〜300 au の範囲の軌道傾斜角が小さい円軌道に置いた場合の数値シミュレーションでは、セドナと 2012 VP の近日点引数は数十億年にわたって 0° 付近を秤動し(近日点距離が小さい天体は秤動を起こさなかった)、1,500 au にある大きく傾いた軌道にある海王星質量の天体と秤動を起こす時期を経験した。この仮説では、180° 程度の近日点引数を持つ天体が存在していないことを説明するためには、太陽系近傍の恒星の通過で取り除かれたなどの、さらなる過程が必要とされる。
これらのシミュレーションでは、一つの大きな惑星が小さい太陽系外縁天体をどのように似た種類の軌道に導きうるかという基本的なアイデアが示された。これは仮説上の天体の特定の軌道を算出するものではなく概念的なシミュレーションによる基本的な証明であり、仮説上の天体が取りうる軌道の配置は多数あると述べている。そのため彼らは全ての eTNOs の軌道の偏りをうまく組み込んだモデルを完全には定式化していない。しかし彼らは太陽系外縁天体の軌道に偏りがあること、およびこのもっともらしい説明は未知の遠方の重い惑星の存在であることに気が付いた初めての研究者であった。彼らの研究は、天王星の運動に奇妙な点があることに気が付き、それが未知の第8惑星からの重力による可能性が高いと示唆して海王星の発見に繋がったアレクシス・ブヴァールの研究と非常に類似している。
Raúl および Carlos de la Fuente Marcos は、似たようなモデルだが共鳴している2つの遠方惑星を仮定したモデルを提案している。de la Fuente Marcos らが Sverre Aarseth と共に行った解析では、観測されている近日点引数の偏りは観測バイアスによるものではないことが確認されている。彼らは、軌道の偏りは太陽から 200 au 程度離れた軌道を持つ火星から土星の間の質量を持つ天体によって引き起こされたと推測した。トルヒージョとシェパードらの仮説と同様に、彼らも太陽系外縁天体は古在メカニズムによって偏った軌道の状態を維持されていると理論的に予測し、これらの運動を木星の影響下にあるマックホルツ第1彗星 (96P/Machholz) の振る舞いと比較した。しかし彼らもまた未知の惑星1つでは太陽系外縁天体の軌道の整列を説明するのに苦労した。そのため彼らはこの未知の惑星自身は太陽から 250 au にあるさらに重い別の天体と共鳴状態にあると考えた.。ブラウンとバティギンは論文中で、古在メカニズムを介した 0° と 180° 付近への近日点引数の整列を起こすためには、各外縁天体に対する未知の惑星の軌道長半径の比率は1に近い必要があることを指摘した。つまりこの仮説では観測データに合わせた軌道を持つ複数の未知の惑星が必要になることを示唆しており、この説明はあまりにも扱いにくいものであるとしている。
プラネット・ナインは太陽から非常に遠い位置にあることが予想されているため、反射光は非常に弱く、望遠鏡を用いた観測で検出されない可能性がある。予想される見かけの等級は22等より暗く、少なくとも冥王星の600倍暗いことになる。すばる望遠鏡を用いた露出時間10時間の観測で達成できる検出限界は27.7等であり、プラネット・ナインの予想される光度より100倍暗い天体を検出可能である。比較として、ハッブル宇宙望遠鏡はハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールドで行った23日(200万秒)ほどの露出で、31等級の暗さの天体を検出したことがある。しかしハッブル宇宙望遠鏡の視野は非常に狭く、ケック天文台や大双眼望遠鏡も同様である。ブラウンはプラネット・ナインが発見された暁にはハッブル宇宙望遠鏡を用いた観測を要望している。
もしプラネット・ナインが存在し近日点に近い場所にいれば、天文学者は既存の画像の中からこの天体の存在を同定できる可能性がある。一方で遠日点近辺にある場合は、ハッブル宇宙望遠鏡やハワイのマウナケア山にあるケック望遠鏡やすばる望遠鏡のような地球の最大級の望遠鏡が必要となる。しかし、もしプラネット・ナインがこれらの間に位置している場合は、多くの天文台で捉えることができる可能性がある。統計的には、プラネット・ナインは 600 au よりも遠方の遠日点付近にいる可能性が高い。これは、遠日点付近では天体の動きはより低速になり、遠方に留まる時間のほうが長いことが原因である。
バティギンとブラウンによる星表の捜索では、プラネット・ナインに予想される軌道に沿った空の大部分には写っていないことが既に分かっている。残されている領域は、これまでのサーベイでは暗すぎて写らないであろう遠日点の方向と、多数の恒星との識別が困難な銀河系の銀河面に近い方向である。彼らが捜索に用いた過去の観測データは、19等までの天体を観測したカタリナ・スカイサーベイ、21.5等までのパンスターズ、およびWISEによる赤外線観測データである。
その他にも既存の観測データの捜索を行っている研究者がいる。Dark Energy Survey (DES) で用いられたカメラの開発を手伝った David Gerdes は、DES の一環として撮影された画像の一つにプラネット・ナインが写っている可能性があることを主張した。その場合、2014 UZ のような遠方なる太陽系内の天体を同定したソフトウェアを用いてプラネット・ナインを発見できる可能性がある。
カリフォルニア大学バークレー校の大学院生である Michael Medford と Danny Goldstein は、異なる時期に撮影された複数の画像を組み合わせる技術を用いて過去のデータの調査を行った。スーパーコンピュータを用いて計算されたプラネット・ナインの動きに合わせて画像をずらし、移動する暗い天体の多数の暗い画像を組み合わせることで明るい画像を作成することが可能となる。
また、WISE と NEOWISE で取得された複数のデータを組み合わせた捜索ではプラネット・ナインは検出されなかった。この捜索は銀河面から離れた領域の W1 波長(WISE が使用した 3.4 µm の波長)での観測が行われており、800〜900 au までの距離にある10地球質量の天体を検出する能力があると推定されている。
プラネット・ナインは北半球から観測可能な位置にあると予測されていることから、主要な観測はすばる望遠鏡を用いて行われることが期待される。すばる望遠鏡は暗い天体を観測するのに十分な口径と捜索期間を短縮する広い視野の両方をあわせ持つ。バティギンとブラウン、およびトルヒージョとシェパードの2つの天文学者チームが共にこの捜索を行っており、どちらのチームも捜索には5年ほどかかると見積もっている。ブラウンとバティギンは当初プラネット・ナインの捜索範囲をオリオン座付近のおよそ2,000平方度の範囲に絞り込み、バティギンはこの領域はすばる望遠鏡を用いて20夜で観測可能だと考えた。後に彼らは捜索範囲を 600〜800平方度の範囲にさらに絞り込んだ。2018年12月には、彼らは4半夜と3夜のすばる望遠鏡での観測時間を費やした。
ただしプラネット・ナインは地球から見て天の川の方角に位置していると予想されることから、明るい天の川の光にかき消されてしまい、位置関係が改善されるまでは観測することは困難とする見方もある。この見方によると、観測できる状態になるまでには1,000年以上かかるとされる。
南半球からの観測で宇宙膨張の加速を探査する目的で行われている Dark Energy Survey (DES) では、プラネット・ナインに予想される軌道の一部を含む領域が観測されている。DES は2019年1月に800夜におよぶ観測を完了し、収集されたデータの解析が継続的に行われている。
プラネット・ナインのような遠方の天体はわずかな光しか反射しないが、質量が大きいため、形成時の熱を現在も冷却に伴って放射していると考えられる。推定される温度は 47 K (-226.2℃) であることから、放射のピークの波長は赤外線になると予想される。この放射はALMAのような地上のサブミリ波望遠鏡で検出できる可能性があり、またミリ波で行われている宇宙マイクロ波背景放射の実験でも捜索を行える可能性がある。
また、NASA惑星科学部門のディレクターであるジム・グリーンは、2021年に打ち上げが予定されている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によって観測できるだろうとの楽観的な見方を示してる。
市民科学プロジェクトを集めたポータルサイトであるズーニバースでは、WISE の過去の観測データからプラネット・ナインを捜索するバックヤード・ワールドが2017年2月に開始された。このプロジェクトはさらに、太陽系の近傍にいる褐色矮星のような準恒星天体の捜索も目的に含んでいる。バックヤード・ワールドのウェブサイトには、WISE のデータの 3% にあたる、それぞれ4つの画像からなる 32,000 個のアニメーションがアップロードされている。このアニメーション中の移動天体を探すことで、市民科学者によってプラネット・ナインが発見されるかもしれない。
2017年4月、サイディング・スプリング天文台の SkyMapper 望遠鏡を用いたデータから、ズーニバースの市民科学者によってプラネット・ナインの候補天体が4つ報告された。これらの候補天体は天文学者によって追加観測され検証される予定である。2017年3月28日に開始されたこのプロジェクトは、6万人以上の参加者がおよそ500万の分類を行い、3日以内に目標を達成した。
土星探査機カッシーニによる土星軌道の精密な観測からは、プラネット・ナインは提案されている軌道のうち特定の範囲には存在し得ないことが分かっている。これはもしその位置にプラネット・ナインが存在した場合は、重力によって土星の位置に検出可能な影響を及ぼすことが期待されたからである。ただしこのデータは、プラネット・ナインの存在を証明するものでも反証するものでもない。