Ce terme de Planete Neuf désigne un monde hypothétique de 5 à 10 fois la masse de la Terre et qui orbiterait dans le système solaire extérieur à une distance de 400 à 800 fois celle de la Terre au Soleil. Sa présence serait démontrée par un ensemble d’objets célestes orbitant loin du soleil et laissant supposer l’influence gravitationnelle d’un corps planétaire non encore détecté.
Mais si la Planète Neuf est réelle, rien ne permet a priori de comprendre pourquoi elle se trouve là. On sait que les planètes se forment à partir de l’agrégation de roches et de poussières autour d’une étoile-mère. Ceci dit, il est fréquent d’observer ce que l’on nomme des exoplanètes gravitant à des distances pouvant être mille fois plus éloignées de leur étoile que ne l’est la Terre du Soleil, si loin que le processus classique de leur formation paraît impossible.
Concernant la Planète Neuf, l ‘astrophysicien Andrew Isidoro de la Rice University à Houston a calculé comment un corps tel que cette planète pourrait survivre dans une aussi large orbite autour du Soleil sans en être éjecté vers l’espace extérieur.
Mais si ceci s’était produir dans les 3 à 5 millions d’années précédentes, la Planète Neuf aurait pu se retrouver confortablement parquée dans une orbite très éloigéez du centre. Le processus aurait été exceptionnel dans l’univers proche, mais n’aurait pas été impossible.
Ceci pourrait expliquer le grand nombre de planètes errantes dite aussi planètes solitaires que l’on observe dans l’univers visible. Une planète errante ou objet libre de masse planétaire est un objet possédant la masse d’une planète mais qui n’est pas attaché gravitationnellement autour d’une étoile ou naine brune : il erre dans l’espace comme un objet indépendant.
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Voir aussi
Search for Planet Nine with IRAS and AKARI Data
Terry Long Phan, and others
The outer solar system is theoretically predicted to harbour an undiscovered planet, often referred to as P9. Simulations suggest that its gravitational influence could explain the unusual clustering of minor bodies in the Kuiper Belt. However, no observational evidence for P9 has been found so far, as its predicted orbit lies far beyond Neptune, where it reflects only a faint amount of Sunlight. This work aims to find P9 candidates by taking advantage of two far-infrared all-sky surveys, which are IRAS and AKARI. The epochs of these two surveys were separated by 23 years, which is large enough to detect the ~3’/year orbital motion of P9. We use a dedicated AKARI Far-Infrared point source list for our P9 search – AKARI Monthly Unconfirmed Source List, which includes sources detected repeatedly only in hours timescale, but not after months. We search for objects that moved slowly between IRAS and AKARI detections given in the catalogues. First, we estimated the expected flux and orbital motion of P9 by assuming its mass, distance, and effective temperature to ensure it can be detected by IRAS and AKARI, then applied the positional and flux selection criteria to narrow down the number of sources from the catalogues. Next, we produced all possible candidate pairs whose angular separations were limited between 42′ and 69.6′, corresponding to the heliocentric distance range of 500 – 700 AU and the mass range of 7 – 17 Earth masses. There are 13 pairs obtained after the selection criteria. After image inspection, we found one good candidate, of which the IRAS source is absent from the same coordinate in the AKARI image after 23 years and vice versa. However, AKARI and IRAS detections are not enough to determine the full orbit of this candidate. This issue leads to the need for follow-up observations, which will determine the Keplerian motion of our candidate.
| Comments: | 11 pages, 6 figures, 2 tables. Accepted for publication in Publications of the Astronomical Society of Australia |
| Subjects: | Earth and Planetary Astrophysics (astro-ph.EP); Instrumentation and Methods for Astrophysics (astro-ph.IM); Solar and Stellar Astrophysics (astro-ph.SR) |
| Cite as: | arXiv:2504.17288 |
(or arXiv:2504.17288v1 [astro-ph.EP] for this version)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2504.17288
| Related DOI: | https://doi.org/10.1017/pasa.2025.10024 |
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