軌道近くから他の天体を排除
Λ > 1 {\displaystyle \Lambda >1} の場合、天体はその軌道領域から小天体を排除している可能性が高い。スターンとレビソンはこの判別式を用いて、太陽を公転している静水圧平衡にある天体を、「周囲にある微惑星を排除するのに十分なほど力学的に重要」である überplanets と、そうでない unterplanets に分割した。ここで überplanets は太陽を公転する8つの重い天体 (すなわち IAU が定義した惑星)、unterplanets はそれ以外 (その後の IAU の定義における準惑星) に相当する。ただしこの基準はある天体が惑星か否かを判断するためのものではなく、惑星をその力学的な性質に基づいた下位カテゴリーに分類する際の基準として提案されたものであることに注意が必要である。彼らの論文中では惑星天体 (planetary body) としての条件は質量のみが提案されており、内部で核融合を過去も現在も起こせないほど低質量で、天体の形状が主に重力によって決まっている、つまり静水圧平衡の状態に到達できる程度の質量があることの2つが惑星天体であるための条件として提案されている。
天文学者の Jean-Luc Margot は、天体の質量、軌道長半径、主星の質量のみに基づいて分類分けを行うことの出来る判別式として、 Π {\displaystyle \Pi } (ギリシア文字のΠ) を提案した。スターンとレビソンの Λ {\displaystyle \Lambda } と同様に、 Π {\displaystyle \Pi } は天体が自身の軌道上を一掃する能力を示すものである。しかし Λ {\displaystyle \Lambda } と異なるのは、 Π {\displaystyle \Pi } は純粋に理論にのみ基づいており、太陽系の経験的なデータは使用していないという点である。また Soter の μ {\displaystyle \mu } を計算するためにはその天体が存在する軌道領域における正確な天体数の情報が必要だが、 Π {\displaystyle \Pi } は太陽系外の天体に対しても決定可能な要素に基づいている。Margot は、ある惑星候補天体がその軌道領域から他の天体を排除するために必要な質量を、以下のように導出した。
M p M ⊕ ≳ 1.9 × 10 − 4 C 3 / 2 ( M ∗ M ⊙ ) 5 / 2 ( a 1 a u ) 9 / 8 . {\displaystyle {\frac {M_{p}}{M_{\oplus }}}\gtrsim 1.9\times 10^{-4}C^{3/2}\left({\frac {M_{*}}{M_{\odot }}}\right)^{5/2}\left({\frac {a}{1\,{\rm {au}}}}\right)^{9/8}.
また、天体質量とその周囲の小天体の総質量の比較から導出された μ {\displaystyle \mu } と、天体が他の天体を散乱する時間スケールに基づいて導出された Λ {\displaystyle \Lambda } および Π {\displaystyle \Pi } は基準が異なるものの、やはり惑星とそれ以外では値に数桁の明確な違いが生じる。
先述の通り、スターンとレビソンによる Λ {\displaystyle \Lambda } は太陽系内の観測値に依存し、Soter による μ {\displaystyle \mu } はその天体周辺の他の天体の総数という精密な観測が要求される量に依存するが、Margot による Π {\displaystyle \Pi } はそれらには依存しない形式となっている。これを元に Margot は太陽系外惑星へもこの判別式を適用し、2015年時点で恒星や惑星の特性が判明している全ての系外惑星とその候補天体は、パルサー惑星も含め全てが惑星の基準を満たすとした。さらに、国際天文学連合によって定められた太陽系の惑星の定義を、この指標を用いて太陽系外惑星へも拡張することを提案している。