プラネット・ナイン
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。
これらの天体の多くは、軌道長半径がおよそ 700 au の天体との 5:3 と 3:1 の軌道共鳴に入っている可能性があると考えられる。
172 au 付近のより小さい軌道長半径を持つ3つの天体 (2013 UH15、2016 QV89、2016 QU89) もプラネット・ナインと軌道共鳴を起こしているという説が提唱されている。これらの天体は、もしプラネット・ナインの軌道長半径が 315 au だった場合に共鳴を起こしており、プラネット・ナインとは反対の位置に軌道が揃っているとされるが、この軌道長半径の値はバティギンとブラウンの仮説よりも小さいものである。あるいは、プラネット・ナインの軌道長半径が 505 au であった場合は軌道共鳴を起こせるが、小天体の軌道配置はプラネット・ナインによって偏らせられずに循環するようになるとも考えられている。
Elizabeth Bailey、ブラウンとバティギンによる後の解析では、もしプラネット・ナインが離心率と傾斜角の大きい軌道にいる場合、eTNOs の大部分を高次の軌道共鳴に捕獲することと、様々な共鳴の間のカオス的な移動によって、現在の観測を元にしたプラネット・ナインの軌道長半径の特定が妨げられる可能性があることが分かった。この解析では、プラネット・ナインの軌道離心率が大きい場合、原論文で解析に用いた6個の eTNOs がプラネット・ナインと n:1 か n:2 (n は整数) の共鳴に入っている確率は 5% 未満だろうと予測した。
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。
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。