Planeta 9. Nu, nu e vorba de Pluto, obiectul situat la aproximativ 40 de unități astronomice (1 u.a. = 149.597.870 km) de Pământ care acum este o planetă pitică, ci de un obiect deocamdată ipotetic cu masa de 5-10 ori mai mare decât a Terrei (5.98 x 1024 kg) și cu o rază de 2-4 ori mai mare (6.378 km).
Diferențele dintre fosta planetă 9 și posibila viitoare planetă 9 nu se opresc aici, Pluto orbitează în interiorul centurii Kuiper, care se întinde între 30 și 50 unități astronomice, pe când obiectul încă nedescoprit se află spre marginea Centurii Kuiper, în Discul Împrăștiat, acolo unde mai găsim planeta pitică Eris, semiaxa majora (a) de 67 u.a., dar și multe obiecte trans-Neptuniene, cum ar fi Sedna (a: 515 u.a), Alicanto (a: 328 u.a.), 2000 CR125 (a: 227 a.u.) sau 2010 VZ98 (a: 150 a.u.) etc.
Sedna este un obiect trans-neptunian cu un diametru de aproape 1.000 de kilometri. Se apropie de Soare la 76 de u.a., iar la afeliu ajunge la 954 de u.a. (în partea interioară a Norului lui Oort), ceea ce înseamnă că are nevoie de peste 10.000 de ani să realizeze o revoluție completă în jurul Soarelui. Ceea ce au în comun Sedna și celelalte obiecte trans-Neptuniene enumerate mai sus, dar și altele aflate tot în Discul Împrăștiat, este, conform articolului Extreme trans-neptunian object and the Kozai mechanism: signalling the presence of trans-Plutonian planets publicat de C. de la Fuente Marcos și R. de la Fuente Marcos, în 2014, în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, faptul că obiectele cu semiaxa majoră mai mare de 150 u.a. și cu periheliul mai mare de 30 u.a. (cunoscute și sub numele de Obiecte Trans-Neptuniene Extreme) au valoarea argumentului periastrului aproape de 0o.
Cu cât au fost descoperite mai multe Obiecte Trans-Neptuniene Extreme (OTNE) cu atât a crescut și încrederea că o planetă masivă există la distanță foarte mare de Soare, mult în afara orbitei lui Neptun. În 2014, Chad Trujillo și Scott S. Sheppard, în materialul publicat în revista Nature, A Sedna-like body with a perihelion of 80 astronomical units, atrăgeau atenția la faptul că există multe similitudini între orbitele multor OTNE și înaintau propunerea că o planetă necunoscută orbitează undeva între 200 și 300 de u.a. și perturbă mișcarea acestora.
În 2016, profesorii de la Caltech, Michael Brown (descoperitor a numeroase obiecte din centura lui Kuiper/Discul Împrăștiat, printre care și Eris sau Sedna) și Konstantin Batygin (foto, jos), înaintează un articol în The Astronomical Journal, articol intitulat Evidence for a distant giant planet in the Solar System, în care explică prin calcule de ce alinierea în ce privește argumentul periheliului dar și alinierea în spațiu a obiectelor trans-Neptuniene nu poate fi explicată prin șansă (ar avea probabilitate de 0,007%) ci doar dacă o planetă cu masă de aproximativ 10 ori mai mare decât a Terrei ar orbita la distanță foarte mare de Soare. Influența gravitațională a acesteia ar explica și periheliile foarte mari ale planetelor care nu se mai află sub influența lui Neptun, inclinarea mare a Obiectelor Trans-Neptuniene Extreme care sunt aproape perpendiculare pe orbitele celor 8 planete cunoscute dar și inclinarea foarte mare a obiectelor trans-Neptuniene cu semiaxe majore mai mici de 100 u.a. De notat că Michael Brown și Konstantin Batygin au cercetat OTNE pentru a infirma existența unui obiect masiv care le perturbă orbitele! ”Când am început investigațiile eram foarte sceptici că această planetă ar putea exista, dar pe parcurs am devenit foarte convinși că ea este acolo”, spunea Brown pentru caltech.edu. ”Până nu o prindem pe cameră nu putem să ne referim la ea ca și cum ar fi o planetă reală”, declara, precaut, Batygin.
În 2021, Brown și Batygin estimau că planeta Nouă are periheliul între 240 și 385 u.a., semiaxa majoră între 300 și 520 u.a, înclinarea între 11o și 21o și masa în jurul a 6 mase terestre. Între timp, cei doi cercetători de la Caltech au început să caute dovezi observaționale, mai ales că ipoteza lor a fost contestată. ”Dacă Planeta 9 nu există și noi nu vom avea dreptate, am vrea să fim primii care să spună că am greșit și nu să ne spună alții”, declara, în 2023, pentru Advancing Physics, Brown.
Descoperirea unei asemenea planete ar însemna poate mai mult decât găsirea planetei Neptun (existența ei fiind prezisă matematic de Urbain Le Verrier și apoi observată de Johann Galle) sau a fostei planete Pluto de către Clyde Tombaugh, dar deocamdată mulți cercetători au înaintat alte explicații pentru orbitele extreme ale obiectelor trans-Neptuniene. De exemplu, Ann-Marie Madigan și Michael McCourt au susținut faptul că dacă obiectele din Discul Împrăștiat au o masă aproximativ egală cu masa Terrei atunci ar fi putut să ajungă singure în orbitele actuale, la 600 de milioane de ani de la formarea Sistemului Solar, fără să necesite influența unei planete masive.
Ar schimba radical scenariul standard al formării planetelor din Sistemul Solar descoperirea Planetei 9 sau doar ar rafina modelul existent? Care este scenariul standard al formării planetelor telurice și gazoase?
Scenariul „standard” al formării planetare este acceptat de majoritatea oamenilor de știință, cel puțin în ceea ce privește planetele terestre, și presupune faptul că acestea se formează treptat, pas cu pas, urmând o succesiune de procese distincte. Modelul a fost dezvoltat în anii 1960 – 1970, pe baza ideilor fizicianului rus Victor Safronov.
Inițial apare steaua, care ia naștere dintr-un nor molecular, iar din momentul în care se formează un disc protoplanetar, acesta începe să se răcească treptat, pe măsură ce temperatura scade tot mai multe elemente începând să se condenseze (la mai puțin de 1600 K – oxizi de metal, la 1400 K – fierul, la 1300 K – silicații). Inițial se formează granule foarte mici, de ordinul câtorva microni, care încep apoi să crească în mărime prin ciocniri reciproce, când viteza de impact este suficient de mică pentru ca acestea să rămână unite, până ajung la dimensiuni de câțiva cm.
Când corpurile solide au ajuns la câțiva centimetri sau decimetri, modelele de creștere prin ciocniri reciproce întâmpină o problemă majoră cunoscută sub numele de „bariera metrului”. Aceste corpuri se decuplează de gazul din disc, ceea ce face ca vitezele lor relative să devină mai mari, drept urmare în loc de acumulare are loc eroziune. Una din teoriile înaintate pentru a explica cum s-ar putea depăși bariera metrului se bazează pe faptul că ar exista o dispersie foarte mare în dimensiunea corpurilor solide, astfel că cele mai mari dintre aceste corpuri le-ar putea acumula pe cele mai mici, chiar și la viteze relativ mari. Drept urmare, chiar și în cazul unor ciocniri erozive, fragmentele erodate ar putea forma praf care este ușor reacretat de corpurile mai mari.
Se ajunge până la urmă la corpuri solide de ordinul unui kilometru, corpuri denumite „planetezimale”, care cresc la rândul lor tot prin ciocniri, dar procesul de acreție de data asta este determinat de gravitație, „lipirea” având loc când viteza de coliziune este mai mică decât viteza de eliberare a celor două corpuri (pentru corpuri de ordinul unui kilometru, viteza e de ordinul a câțiva m/s). Dacă toate planetezimalele ar fi de aceeași dimensiune și ar crește împreună, atunci ar dura aproximativ 1 milion de ani pentru a forma un corp de 1.000 km într-o zonă aflată la aproximativ o unitate astronomică de Soare.
Totuși, procesul e mai rapid pentru că unele planetezimale sunt mai mari decât altele și tind astfel să devieze alte corpuri către ele. Ele vor crește astfel mai repede și vor devia și mai multe planetezimalele mai mici spre ele, existând astfel un efect „bulgăre de zăpadă”, ajungându-se la corpuri mai mari în perioade de ordinul a 104 ani.
Când embrionii planetari ajung la câteva sute de kilometri diametru se intră în faza oligarhică de acreție care durează undeva în jurul a 105 ani, perioadă în care obiectele ajung la dimensiuni situate între 1.000 și 3.000 de km. Fiecare embrion creează treptat „vid” în jurul său, acumulează alte planetezimale situate în „zona de hrănire”, asta până când materia se epuizează.
În acest moment, acești embrioni sunt suficient de masivi pentru a se perturba reciproc de la distanță, perturbările ducând la încrucișarea orbitelor și la ciocniri la viteze mari (chiar dacă vitezele sunt mari, embrionii sunt destul de masivi pentru ca acumularea să fie posibilă). „Jocul de bowling” între aceste obiecte va dura câteva milioane sau chiar câteva zeci de milioane de ani, până la formarea planetelor.
Formarea planetelor gigantice reprezintă o problemă parțial diferită, cu unele constrângeri specifice, una dintre ele fiind faptul că trebuie adunată foarte multă materie dar și o cantitate enormă de gaz, cantitate care trebuie finalizată înainte de dispersarea discului de gaz primordial, adică înainte de maximum 10 milioane de ani, explică Philippe Thébault, în Formation et évolution des systèmes planétaires, curs predat la Observatorul din Paris.
În scenariul la care aderă majoritatea cercetătorilor, formarea giganților ar urma un proces care seamănă foarte mult cu cel pentru planetele terestre. Diferența esențială este că suntem dincolo de limita gheții și, prin urmare, particulele solide care vor constitui cărămizile formării planetare sunt compuse din roci și gheață. Se estimează că acest aspect înmulțește cu 4 cantitatea de materie solidă disponibilă. Planetezimalele vor fi, prin urmare, mai mari și vor putea forma embrioni planetari mai masivi. Acest lucru va ajuta, de asemenea, la accelerarea procesului de acumulare și va compensa faptul că vitezele orbitale (și, prin urmare, întâlnirile apropiate) sunt mai mici în regiunile exterioare.
Dacă masa embrionilor depășește aproximativ 10 mase terestre, atunci forța gravitațională a proto-planetei este suficientă pentru a începe acumularea de gaz în jurul acesteia. Această acumulare de gaz este în primul rând progresivă: se formează o atmosferă densă a cărei masă crește liniar cu timpul. Când masa de gaz devine comparabilă cu cea a miezului solid din centru, această atmosferă devine instabilă și se prăbușește. Acumularea gazului se accelerează apoi extrem de rapid și permite acumularea câtorva zeci de mase terestre în doar câteva mii de ani.
Cele 3 etape ale acestui proces au durate foarte diferite: faza inițială de acumulare oligarhică a miezului solid durează 105 ani, acumularea progresivă a învelișului de gaz are loc pe parcursul a câteva milioane de ani, în timp ce faza finală de colaps și acumulare brutală a gazului are loc în câteva mii de ani.
După cum am menționat deja, prezența gazului în Jupiter și Saturn impune ca formarea acestor planete să fie finalizată înainte de dispersarea discului gazos primordial, adică înainte de 10 milioane de ani în cele mai recente ipoteze.
Multe modele teoretice se confruntă cu această constrângere temporală. Cea mai problematică etapă este formarea unui nucleu solid de 10 mase terestre în mai puțin de 1 milion de ani (știind că etapa de acumulare progresivă a gazului va dura câteva milioane de ani suplimentari). Cele mai optimiste simulări reușesc să formeze un nucleu atât de mare la nivelul lui Jupiter, dar în niciun caz la nivelul lui Saturn, ca să nu mai vorbim de Uranus sau Neptun.
Se știe încă din anii 1970 că o planetă scufundată într-un disc de gaz interacționează dinamic cu el și că această interacțiune poate fi suficientă pentru a determina în mod semnificativ planeta să migreze. Acest mecanism a fost inițial în mare măsură ignorat în modelele de formare planetară, până când au fost descoperite exoplanete, în special „Jupiteri fierbinți” foarte masivi, foarte aproape de steaua lor, planete imposibil de format cu modelul standard.
Se disting 2 mecanisme de migrare foarte distincte. Primul tip are loc când o protoplanetă atinge o masă comparabilă cu cea a Pământului în timp ce discul de gaz este încă prezent, gaz care începe să interacționeze dinamic cu ea (planeta interacționează cu undele de densitate pe care le creează). Se pierde moment unghiular și planeta migrează spre interior. Acest mecanism are o singură problemă: este prea eficient, migrarea se realizează în doar 104 ani! Al doilea tip are loc în cazul protoplanetelor mai mari de 10 mase terestre. Aceste obiecte vor săpa o brazdă în discul de gaz și vor goli regiunea din jurul lor, astfel că evoluția radială a planetei va fi cuplată cu cea a discului. Discul va spirala încet spre stea datorită vâscozității, astfel că și planeta va migra în același ritm (mult mai lent decât migrația de tipul I). Rămâne o singură întrebare. Cum au reușit totuși ca planetele gigant să se salveze de steaua lor?
Dacă o planetă migrează întotdeauna spre interior, două planete împreună pot opri această migrare sau chiar o pot inversa cu condiția ca deschiderile săpate de cele 2 planete să se suprapună și ca planeta internă să fie de 2-4 ori mai mare decât cealaltă. Acesta este probabil ceea ce s-a întâmplat cu cuplul Jupiter/Saturn. De fapt, acest scenariu presupune că cele 4 planete gigantice s-au format mai aproape de Soare decât pozițiile lor actuale și apoi au migrat pe disc. Jupiter ar fi migrat mai întâi spre interior până la 1,5 UA de la Soare (migrație de tip II) și ar fi ejectat majoritatea corpurilor prezente în actuala regiune a Centurii de Asteorizi. După ce Saturn i s-a alăturat, interacțiunile dintre cele două planete gigantice le-au determinat să migreze din nou în afară, un destin pe care și Uranus și Neptun îl vor împărtăși. În haosul dinamic care a urmat apoi, planetezimalele din regiunile externe au fost injectate în regiunea centurii de asteroizi.
Migrările de tip I și II încetează după dispersarea discului de gaz. Dar planetele pot continua să se miște, dar de data aceasta este prin interacțiunea cu planetezimalele reziduale neutilizate în acumularea planetară, planetezimale care pot fi perturbate pe orbite foarte excentrice, pot „sări” de la o planetă la alta sau chiar pot fi ejectate din sistem. Un astfel de proces de interacțiune planetezimal/planetă pare că este la originea structurii actuale a sistemului solar exterior. În special, acest joc de biliard planetar i-ar fi plasat pe Uranus și Neptun în poziția lor actuală la 20 și 30 u.a. de Soare, în timp ce aceste planete s-au format, fără îndoială, mult mai aproape de stea.
Ultimul model considerat și acceptat în acest moment este Modelul de la Nisa, dezvoltat de Observatorul de pe Coasta de Azur, Franța, model care presupune migrația planetelor gigant și care explică bombardamentul masiv târziu, formarea Norului lui Oort, existența Centurii lui Kuiper, asteroizii troieni etc. O variantă a acestui model presupune existența a 5 giganți gazoși, fapt ce ar putea duce cu gândul că ori a 5-a planetă a fost ejectată, ori ea stă ascunsă în zona exterioară a Sistemului Solar așteptând să fie observată și apoi, de ce nu, numită Planeta 9.
Sunt unii cercetători care consideră că modelul standard în ce privește planetele gazoase ar trebui înlocuit. Există un alt scenariu, cel al formării prin instabilitate gravitațională în discul protoplanetar gazos. Acest disc nu este de fapt omogen și, inevitabil, pot exista supradensități locale. În principiu, presiunea termică a gazului previne prăbușirea gravitațională a acestor supradensități și, în plus, rotația diferențială Kepleriană tinde să le disperseze rapid.
Cu toate acestea, dacă discul este suficient de dens și rece, ca în zona externă, atunci acești bulgări ar putea deveni instabili gravitațional. Simulările au arătat că un disc protoplanetar poate dezvolta într-adevăr instabilități locale. Avantajul formării prin instabilitate este că este, în principiu, extrem de rapid, de ordinul a doar câteva sute de ani la nivelul orbitei lui Jupiter. Cu toate acestea, rămâne o mare necunoscută: pentru ca aceste instabilități inițiale să meargă până la capăt și să formeze planete, ele trebuie să se poată răci rapid pe măsură ce se contractă. Deocamdată, nicio simulare nu a demonstrat că acest lucru este posibil.
Scenariul de instabilitate a cunoscut o renaștere foarte puternică odată cu descoperirea recentă a planetelor extrasolare gigantice care orbitează foarte departe, uneori la mai mult de 100 u.a. de steaua lor, și poate explica formarea in situ a Planetei 9, la mare distanță de Soare.
Scenariul standard al formării planetelor din Sistemul Solar nu ar fi deloc modificat dacă Planeta 9 ar fi fost de fapt o exoplanetă atrasă cu mult timp în urmă de Soare dintr-un sistem stelar pe lângă care a trecut. Sau dacă ar fi fost o planetă orfană care „hoinărea” prin galaxia noastră până s-a întâlnit cu Soarele și „a decis” să se alăture celor 8 planete deja existente. Și acest lucru s-ar fi putut întâmpla, conform autorilor Alexander Mustill, Sean Raymond și Melvyn Davies, care, în articolul Is there an exoplanet in the Solar System, au investigat acest aspect. Concluzia inițială a fost că pentru a exista un scenariu de capturare din exterior, întâlnirea ar fi trebuit să aibă loc la o distanță mai mare de 150 u.a. pentru a fi evitată o perturbare a centurii lui Kuiper, iar cealaltă stea ar fi trebuit să aibă o planetă pe o orbită cu semiaxa majoră mai mare de 100 de u.a. Autorii consideră că cercetările viitoare în ce privește elementele orbitale ale obiectelor trans-neptuniene pot arăta mai sigur dacă Planeta 9 ar fi o fostă exoplanetă, dacă s-a format în zona în care se găsește, in situ, sau dacă a migrat dintr-o zonă internă a Sistemului Solar.
Posibilitatea ca Planeta 9 să fi ajuns lângă noi din altă parte este reluată de Sean Raymond, astronom la Laboratorul de Astrofizică Bordeaux, într-un articol scris pe planetplanet.net. Soarele a luat naștere cel mai probabil într-un roi de stele care s-a disipat după aproximativ 10 milioane de ani, perioadă în care, dacă a existat o instabilitate, planetele ar fi putut deveni orfane, expulzate din sistemul lor, sau ar fi putut fi atrase de alte sisteme stelare. Calculele arată, ne spune astrofizicianul american, că șansa ca Soarele să fi capturat o planetă în acea perioadă sunt foarte mici, sub 1%, și ar fi trebuit ca Planeta 9 să fie capturată pe o orbită de 10 ori mai largă decât ce i se atribuie în acest moment. Dar șansele cresc dacă se calculează posibilitatea de atragere a unei planete dintr-un alt sistem atunci când 2 stele trec una pe lângă cealaltă. Ca acest lucru să se poată întâmpla distanța dintre stele trebuie să fie destul de aproapiată, de 2-3 ori mai mare decât orbita planetei la acel moment, dar nu foarte apropiată pentru a nu distruge orbitele planetelor deja existente în Sistemul Solar. „Să zicem că Soarele ar fi trecut la 200 de u.a. față de altă stea, stea care ar fi avut o planetă cu o orbită largă, de peste 100 u.a, planetă care ar fi în proces de a fi expulzată din sistemul în care s-a născut”, explică Raymond. Care sunt șansele ca acest lucru să se întâmple? Au fost calculate de Daniel Malmberg, Davies Melvyn și Heggie Douglas, în articolul The effects of fly-bys on plentary systems – ajung la 30%.
Posibilitatea ca Planeta 9 să fi luat naștere in situ a fost studiată de Scott Kenyon și Benjamin Bromley, în articolul Making Planet Nine: Pebble accretion at 250-750 u.a. in a gravitationally unstable ring. Cei doi cercetători au descoprit că un Super-Earth (n.n. – masa între Pământ și Uranus), așa cum ar fi și Planeta 9, s-ar putea forma în 100-200 de milioane de ani la 250 u.a. și în 1-2 miliarde de ani la 750 u.a. de Soare, dar doar dacă există sub 10 oligarhi care duc la formarea planetei. Altfel, e nevoie de o durată mai mare decât vârsta Sistemului Solar. Acest scenariu este destul de improbabil, pentru că depinde și de numărul oligarhilor dar și de cantitatea de materiale care trebuie acretată, cantitate care trebuie să fie mare.
Există și scenarii care spun că Planeta 9 a fost formată aproape de Soare dar apoi a fost expulzată pe parcurs pe presupusa sa orbită din acest moment. Dacă ne uităm la Sistemul Solar vedem că planetele sunt în acest moment plasate pe orbite stabile. Dar nu a fost mereu cazul, a existat o perioadă când orbitele erau instabile, la asta referindu-se și modelul de la Nisa. În anumite simulări realizate conform acestui scenariu apar inițial 5 planete gigante, dar avem acum doar 4, Jupiter, Saturn, Uranus și Neptun, a cincea planetă ajungând pe parcurs pe o orbită foarte întinsă și apoi dispărând din scenariul realizat de cercetători, fiind expulzată în spațiul intergalactic. Un lucru bun, conform astronomului Sean Raymond care crede că expulzarea celei de-a cincea planete a oprit „mânia” lui Jupiter și Saturn care ar fi distrus planetele telurice. Totuși, ca Planeta 9 să rămână pe orbită în jurul Soarelui, ar fi trebuit la un moment dat să fie influențată gravitațional din afară și scoasă astfel din legătura fatală cu Jupiter, influență gravitațională care ar fi putut veni de la o stea ce a trecut la câțiva ani lumină de Soare sau de la acțiunea combinată a stelelor și gazului care exista la acel moment în jurul Soarelui. Acest scenariu nu este plauzibil, pentru că ori Planeta 9 ar fi trebuit să fie acum în Norul lui Oort și nu la marginea Centurii lui Kuiper, ori cometele din Norul lui Oort ar fi trebuit să aibă aceleași tip de orbite ca Planeta 9 și să nu fie foarte alungite.
Care este însă cel mai probabil scenariu? Planeta 9 să fie o rămășiță de la începuturile formării planetelor, rămășiță care a fost aruncată la periferie atunci când Uranus și Neptun au început să crească. Scenariu discutat și de Batygin și Brown în articolul lor original. Se cunoaște faptul că Jupiter și Saturn s-au format repede, venind apoi rândul giganților de gheață Uranus și Neptun, cele două corpuri înghețate suferind în același timp, cel mai probabil, și coliziuni cu corpuri mari care au dus la modificarea orientării axei lor de rotație. Creșterea giganților de gheață nu s-a făcut perfect, multe părți aflate atunci în zona de acreție fie, cum spuneam, au intrat în coliziune cu acestea, fie au fost expulzate la exterior de Jupiter și de Saturn, lucru care cel mai probabil s-a întâmplat și cu Planeta 9. E o „poveste”, care nu schimbă scenariul standard și care nici nu are probleme cu orbitele corpurilor din Norul lui Oort – pentru că Planeta 9 ar fi ajuns spre orbita actuală la începutul formării Sistemului Solar.
„Continuăm să căutăm regiunile în care am prezis că se află Planeta 9 folosind datele Pan-STARRS (n.n. – Panoramic Survey Tlescope and Rapid Response System)”, a declarat pentru universetoday.com, Michael Brown, explicând articolul A Pan-Starrs1 Search for Planet Nine prezentat în acest an în The Astronomical Journal alături de Matthew Holman și Konstantin Batygin. Ce au reușit cei trei cercetători? Să elimine aproximativ 78% din posibilele locuri în care s-ar fi putut afla planeta și să facă o nouă estimare a distanței față de Soare și a masei: 500 u.a. și 6,6 mase terestre. „Ar fi a 5 planetă din Sistemul Solar ca mărime și singura cu masă între Terra și Uranus. Un tip de planetă comună în alte sisteme solare pe care am avea posibilitatea să o studiem la noi acasă”, a adăugat Brown.
Material apărut inițial în revista de astronomie a Astroclubului ”Perseus” Bârlad, numărul XIII
Bibliografie:
Alexander Mustill, Sean Raymond, Melvyn Davies, Is there an exoplanet in the Solar System, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2016
Brown, Michael, The Science of the Solar System, Caltech, 2021
Brown Michael, Konstantin Batygin, Evidence for a distant giant planet in the Solar System, The Astronomical Journal, 2016
Brown Michael, Matthew Holman, Konstantin Batygin, A Pan-Starrs1 Search for Planet Nine, The Astronomical Journal, 2024
R. de la Fuente Marcos, R. de la Fuente Marcos, Extreme trans-neptunian object and the Kozai mechanism: signalling the presence of trans-Plutonian planets, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2014
Chad Trujillo, Scott S. Sheppard, A Sedna-like body with a perihelion of 80 astronomical units, Nature, 2014
Gongjie Jie, Fred Adams, Interaction cross sections and survival rates for proposed Solar System member planet Nine, The American Astronomical Society, 2016
Malmberg Daniel, Davies Melvyn, Heggie Douglas, The effects of fly-bys on planetary systems, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2011
Raymond Sean, Mandell Avi, Sigurdsson Steinn, Exotic Earth: Forming Habitable Worlds with Giant Planet Migration, Science, 2006
Scott Kenyon, Benjamin Bromley, Making Planet Nine: Pebble Accretion at 250-75 au in a gravitationally unstable ring, The American Astronomical Society, 2016
Thébault, Philippe, Formation et évolution des systèmes planétaires, Observatoire de Paris, 2023
