Hledání Planety Devět v představách umělce. Zdroj: AI

Úvod

V roce 2016 dospěli Konstantin Batygin a Michael Brown k závěru, založenému na synchronizaci orbit transneptunických objektů (TNO), že ve Sluneční soustavě musí existovat další velká planeta, kterou nazvali Planet IX. Její gravitační působení na okolní objekty musí být tak významné, že dokáže synchronizovat i trpasličí planety jako Sedna, 2012 VP113 nebo 2015 BP519, které mají poloměry ve stovkách kilometrů. Odhadli její hmotnost na přibližně 10 hmotností Země (MZ​) a pravděpodobnost, že pozorovaná synchronizace TNO je náhodná, na pouhých 0,007 %.

Skutečnost, že ve Sluneční soustavě pravděpodobně existují dosud opticky nedetekované hmoty (planetky nebo planety), byla zjištěna také na základě analýzy sluneční aktivity. Ta je z velké části řízena slapovými silami tzv. slapových planet (Merkur, Venuše, Země, Jupiter), které jsou ovšem vztaženy k celkovému rotačnímu momentu Sluneční soustavy (Kalenda a Málek, 2006, 2008).

Jak vyplývá z Membránového modelu Sluneční soustavy (Pintr et al., 2008; Kalenda, 2008 – viz odkaz na viXra:0811.0004v1), v prostoru za Neptunem a před Oortovým oblakem (který model umisťuje na orbitu č. 17) se nachází ještě dostatek hmoty, která se může zformovat v protoplanetu nebo více menších těles. Tento Membránový model byl v roce 2008 ověřován na všech tehdy známých extrasolárních planetárních systémech. Všechny tyto systémy vykazují shlukování planet do klastrů, jejichž rozměry jsou závislé pouze na hmotnosti centrálního tělesa. Existence klastru malých kamenných planet před Oortovým oblakem je tedy, dle tohoto modelu, zcela zákonitá a vyplývá z vývoje uspořádání hmoty ve stabilních rotačních systémech, kde dochází k pravděpodobnostnímu rozložení s minimálním třením.

V našem předchozím článku pro Osel.cz "Jedna z možných poloh Deváté planety (Planet Nine)" jsme se zabývali odhadem možné polohy Planety IX. V tomto textu se zaměříme na odhad její možné oběžné doby, a tedy i velké poloosy její dráhy.

Planetární konfigurace v roce 878 tak, jak ji zobrazuje Solar System Live (negativ). Zdroj: Autor článku

Metoda odhadu oběžné doby Planety IX

Pro odhad oběžné doby Planety IX (dále PIX) vycházíme z konceptu tzv. "Grand Alignments" (GA) – významných seřazení planet Sluneční soustavy. Na základě analýzy výjimečného GA z roku 878 n.l., a požadavku na symetrii a vyvážení momentů hybnosti ve Sluneční soustavě (jak bylo detailněji popsáno v předchozím článku), jsme dospěli ke dvěma nejpravděpodobnějším směrům k PIX na její dráze (8∘ a 53∘) v roce 878. Z analýzy rotace přímky alignmentu v ostatních 13 významných GA a předpokladu, že orbitální perioda PIX na orbitě č. 14 je mezi 17000 a 20000 lety a současně poloha PIX je v dobách GA pouze v jednom z diskrétních bodů vůči přímce alignmentu (buď na přímce = 0∘ nebo 180∘, nebo je k ní kolmá = 90∘ nebo 270∘) a současně konfigurace planet v klastru GA (včetně PIX), opakující se po 4625 letech bude obdobná, jsme dospěli k závěru, že těmto všem podmínkám současně vyhovuje pouze orbitální perioda T=17909 let. Při této oběžné době se pak PIX posune od roku 878 z longitudy 8∘ na longitudu 31∘±2∘ v roce 2017. Poloha PIX na longitudě 53∘ v roce 878 nebyla dále detailně analyzována na ostatních GA, ale je zde oprávněný předpoklad, že by se PIX v roce 2017 posunula o stejných 23∘ na longitudu 76∘.

GA za období -4000 +4000 tak, jak jsme je detekovali z VSOP87. Zdroj: Autor článku

Výsledky odhadů oběžné doby a velké poloosy

Na základě výše popsané metody, která identifikuje orbitální periodu T=17909 let jako nejlépe vyhovující stanoveným podmínkám pro PIX na orbitě č. 14, můžeme pomocí Keplerova třetího zákona odvodit odpovídající velkou poloosu dráhy (a).

Pro oběžnou dobu T=17909 let vychází velká poloosa dráhy a≈686 AU.

Tyto hodnoty (T≈17900 let, a≈690 AU) jsou v relativně dobré shodě s některými odhady jiných autorů, kteří vycházejí z analýzy gravitačního ovlivňování TNO, ačkoli je třeba poznamenat, že publikované rozsahy těchto parametrů jsou poměrně široké.

Ilustrační obrázek poměru planet a jejich momentů vůči Slunci (ty vychylují Slunce od barycentra). Povšimněte si malé tečky vpravo od PIX - ze sluneční aktivity i z parametrů orbity Země bylo detekováno ještě minimálně jedno těleso ve SS na orbitě 15. Zdroj: Autor článku

Ilustrační obrázek poměrů slapových vlivů planet na Slunce - už Saturn je zanedbatelný. Zdroj: Autor článku

Diskuse a srovnání s jinými pracemi

Naše odhady možné orbitální periody PIX byly spočteny za předpokladu, že se PIX nachází na orbitě č.14, která v Membránovém modelu má velkou poloosu cca 700 AU a parametry této orbity zapadají do celkového schématu Sluneční soustavy a jejího vývoje. Velkou poloosu odhadli Batygin a Brown (2016) v prvním přiblížení na 700 AU a hmotnost PIX odhadli na 5 - 10 MZ​. Analýzou rotačních momentů celé Sluneční soustavy a sluneční aktivity nám vyšlo (Kalenda a kol. 2018), že pokud by se PIX nacházela na orbitě č. 14, pak by její hmotnost musela být v rozmezí 1,5 - 2,5 MZ​. Planet IX se ale také může nacházet na orbitě č.13, jak ukazují poslední práce Batygina a Browna (2021) a dalších. Toto nemůže analýza GA od sebe odlišit, protože ta pouze analyzuje synchronizaci všech těles SS. Pro PIX na orbitě č.13 by pak možné oběžné doby byly buď blízké 6256 rokům (Xapos/Burkeho perioda), nebo 8342 rokům nebo 9384 rokům, které zapadají do harmonické analýzy celé SS. Odpovídající hmotnost PIX na orbitě č.13 by pak byla mezi 2,5 a 4 MZ​. Bude zajímavé sledovat výsledky dalšího sledování detekovaného objektu Naeem et al. (2025), který by mohl být kandidátem na PIX.

Závěr

Představili jsme metodu odhadu oběžné doby a velké poloosy dráhy hypotetické Planety IX, která vychází z našich dříve publikovaných predikcí její polohy založených na analýze Grand Alignments a principu symetrie Sluneční soustavy. Naše analýza, zohledňující specifické podmínky rotace alignmentů a opakováni konfigurací, vede k nejpravděpodobnější oběžné době T=17909 let a velké poloose a≈686 AU pro Planetu IX na orbitě č. 14. Diskutovali jsme také alternativní scénáře pro umístění PIX na orbitě č. 13 s odpovídajícími kratšími periodami a vyššími hmotnostmi.

Tyto výsledky jsou dalším dílkem do složité skládačky hledání Planety IX. Je zřejmé, že definitivní potvrzení existence této planety a určení jejích parametrů bude vyžadovat další přímá pozorování a konvergenci různých metodických přístupů. Naše práce nabízí jeden z možných teoretických rámců pro odhad vlastností tohoto tajemného tělesa.

O autorovi

RNDr. Pavel Kalenda, CSc., je geofyzik a seismolog, který svou kariéru věnuje zkoumání komplexních témat na pomezí geofyziky, astronomie a klimatologie. S praxí mimo jiné v Ústavu struktury a mechaniky hornin AV ČR se od výzkumu v oblasti predikce zemětřesení dostal k analýze sluneční aktivity, planetárních vlivů a jejich dopadů na Zemi. Vyvíjí vlastní modely, jako je například model pohybu litosférických desek založený na akumulaci sluneční energie v horninách zemské kůry, a hledá hlubší souvislosti v dynamice Sluneční soustavy a jejím vlivu na geologické procesy a klima. Při svých analýzách zkoumá také propojení geologického, klimatického i biologického vývoje Země s naší Galaxií a zabývá se hypotézou, že k vysvětlení některých jevů může přispět zahrnutí dosud neznámých planetárních těles do modelů Sluneční soustavy. Je autorem monografie "Náklony, globální tektonika a predikce zemětřesení". Jeho práce často přináší nové pohledy na pozorované jevy a zpochybňuje některé zavedené předpoklady.

Zdroje a další čtení

• Batygin, K., & Brown, M. E. (2016). Evidence for a Distant Giant Planet in the Solar System. The Astronomical Journal, 151(2), 22. (Popis: Původní článek představující TNO důkazy pro Planetu Devět.)
• Brown, M. E., & Batygin, K. (2021). The Orbit of Planet Nine. arXiv:2108.09868 [astro-ph.EP]. (Popis: Aktualizované parametry dráhy Planety Devět na základě TNO.)
• Charvátová, I. (1990): The relations between solar motion and solar variability. Bull. Astr. Inst. Czechosl., 41, 56-59. (Popis: Práce o vztazích mezi pohybem Slunce a sluneční proměnností.)
• Iorio, L. (2010): The Perihelion Precession of Saturn, Planet X/Nemesis and MOND . The Open Astronomy Journal, 3, 1-6. (Popis: Studie o precesi perihélia Saturnu a možném vlivu vzdálených těles.)
• Jose, P. D. (1965): Sun's motion and sunspots. Astron. J., 70, 193-200. (Popis: Klasická práce o pohybu Slunce a slunečních skvrnách.)
• Kalenda, P. (2008). Membrane Model of The Solar System Formation and Evolution. viXra:0811.0004v1. Dostupné na: https://vixra.org/pdf/0811.0004v1.pdf (Popis: Prezentace Membránového modelu formování a evoluce Sluneční soustavy.)
• Kalenda, P., Málek, J. (2006): Sluneční aktivita je řízena slapy na Slunci. Sborník z 18. celoštátneho slnečného seminára, Modra, Slovensko. Dostupné na: http://stara.suh.sk/obs/slnsem/18css/kalenda.pdf. (Popis: Příspěvek o slapovém řízení sluneční aktivity.)
• Kalenda, P., Málek, J. (2008): Je sluneční aktivita spojená s variacemi momentu hybnosti Slunce? Zborník referátov z 19. celoštátneho slnečného seminára, 36-44. (ISBN verzie na CD: 978-80-85221-60-2). Dostupné na: http://stara.suh.sk/obs/slnsem/19css/kalenda.pdf. (Popis: Úvahy o vztahu sluneční aktivity a momentu hybnosti Slunce.)
• Kalenda, P., Pintr, P., Mikula, V. (2018): Odhad hmotnosti IX. planety na základě sluneční aktivity. Sborník z 24. Slunečního semináře, Kežmarok. (Popis: Odhad hmotnosti PIX založený na sluneční aktivitě.)
• Kalenda, P. (profil na ResearchGate). Dostupné na: https://www.researchgate.net/profile/Pavel-Kalenda (Popis: Další publikace a výzkumné aktivity autora.)
• Kalenda, P. & Ladma, V. (datum předchozího článku na Osel.cz). Jedna z možných poloh Deváté planety (Planet Nine). Osel.cz. (Popis: Předchozí článek autorů na Osel.cz o metodě hledání polohy PIX.)
• Naeem, H., Taniguchi, D. & Fukagawa, M. (2025). A Search for Planet Nine with IRAS and AKARI Data. arXiv:2504.17288 [astro-ph.EP]. Dostupné na: https://arxiv.org/abs/2504.17288 (Popis: Studie identifikující kandidáta na Planetu Devět pomocí archivních infračervených dat.)
• Pintr, P. et al. (2008). (Odkaz na diplomovou práci nebo související publikaci k Membránovému modelu, pokud je k dispozici – v .docx je citováno Pintr et al. 2008 jako zdroj pro Membránový model).