Seit der Geschichte mit Pluto sorgt »Planet 9« immer wieder für Diskussionen: Gibt es jenseits von Neptun einen noch unentdeckten Planeten? Welche Bedeutung hätte das für die Erforschung des Sonnensystems – und für unser Weltbild? Gibt es überzeugende Hinweise auf einen oder mehrere große Körper, die unbemerkt ihre Bahnen ziehen? Und, wenn ja, warum wurde er bisher nicht gefunden? Wir werfen einen Blick auf den aktuellen Forschungsstand.

Erfolge und Misserfolge bei der Planetensuche

Als William Herschel im Jahr 1781 einen weiteren Planeten jenseits des Saturns entdeckte, taufte er ihn zu Ehren von König Georg III. »Georgium Sidus« (Stern des Georg). Obwohl der heute als Uranus bekannte Planet praktisch nur mit einem Teleskop sichtbar ist und für den Alltag der Menschen im 18. Jahrhundert kaum eine Rolle spielte, zeigt die Namensgebung sowohl wissenschaftlich als auch politisch die Bedeutung der Entdeckung: Großbritannien bewies damit einerseits seine Fähigkeit, neue Welten aufzuspüren, und verschob andererseits erstmals in der Geschichte die Grenzen des Sonnensystems beträchtlich.

Dabei war Uranus nicht wirklich neu: Bereits seit dem Jahr 1690 hatten verschiedene Astronomen Himmelsobjekte katalogisiert, die heute Uranus zugeordnet werden. Sogar Hipparchos könnte ihn um 128 v. Chr. mit bloßem Auge beobachtet und in seinen Sternkatalog aufgenommen haben – ein Werk, das später von Ptolemäus im »Almagest« überliefert wurde. Doch erst Herschel erkannte ihn als Planeten und ging damit als sein offizieller Entdecker in die Geschichte ein.

Die genaue Vermessung der Uranusbahn in den darauf folgenden Jahrzehnten zeigte allerdings eine Überraschung: Uranus' Bewegung wich immer wieder von den Berechnungen nach den keplerschen Gesetzen ab, und die Bahngeschwindigkeit war manchmal höher, manchmal niedriger als prognostiziert. Zunächst hielt man diese Unregelmäßigkeiten für Messfehler, aber als die Störungen in der Bahnbewegung immer deutlicher hervortraten, suchte man nach den Ursachen (siehe »Gravitationswirkungen auf Uranus«). Hier traten die Mathematiker Urbain Le Verrier (1811–1877) in Frankreich und John Couch Adams (1819–1892) in England auf den Plan. Unabhängig voneinander beschrieben sie die Bahnabweichungen und sagten die Position eines noch unbekannten Himmelskörpers voraus. Le Verrier schickte seine Berechnungen an Johann Gottfried Galle am Berliner Observatorium – und Galle wurde noch in derselben Nacht fündig. Am 23. September 1846 entdeckte er den gesuchten Planeten nur ein Grad von Le Verriers vorhergesagter Position entfernt. Damit war Neptun gefunden – und er blieb der erste und bislang einzige Planet, dessen Existenz nicht durch direkte Beobachtung nachgewiesen, sondern mathematisch berechnet wurde. Vielleicht war das die erste gut dokumentierte erfolgreiche Anwendung der Mathematik in der Astronomie.

Schon Galileo Galilei hatte in den Jahren 1612/13 an der richtigen Stelle ein Objekt verzeichnet, doch möglicherweise hielt er es für einen Fixstern oder einen Jupitermond. Heute gelten Le Verrier, Adams und Galle als offizielle Entdecker von Neptun – ein Triumph der Wissenschaft, der zeigt, dass Planeten nicht nur bei systematischen Himmelskartierungen gefunden, sondern auch aus allgemein gültigen Gesetzmäßigkeiten vorausgesagt werden können.

Diese mathematische Erfolgsgeschichte – die Entdeckung eines neuen Planeten durch Bahnstörungen – wirkt bis heute nach. Allerdings lässt sich nicht jede Diskrepanz zwischen gemessenen Positionen und theoretischen Bahnvorhersagen durch einen unbekannten Himmelskörper erklären. So hatte Le Verrier auch bei Merkur messbare Abweichungen von einer klassischen newtonschen Bahn festgestellt. Eine der Erklärungen, die er in Betracht zog, war die Existenz eines weiteren, bislang unentdeckten Planeten innerhalb der Merkurbahn. Begeistert von der erfolgreichen Vorhersage Neptuns wurde ihm vorschnell ein Name gegeben: Vulkan. Doch trotz intensiver Suchprogramme blieb der Planet unauffindbar. Erst Anfang des 20. Jahrhunderts zeigte sich, dass Merkurs seltsame Periheldrehung keinen verborgenen Planeten benötigte – die allgemeine Relativitätstheorie Einsteins erklärte sie vollständig.

Ähnliche Unstimmigkeiten tauchten gegen Ende des 19. Jahrhunderts auch in den äußeren Bereichen des Sonnensystems auf. Genaue Positionsmessungen von Uranus und Neptun deuteten erneut auf eine mögliche Störung hin. Dies veranlasste den Astronomen Percival Lowell im Jahr 1906, eine groß angelegte Suche nach einem »Planeten 9« zu starten. Die Jagd fand ihren Höhepunkt im Jahr 1930, als der US-Astronom Clyde Tombaugh »Pluto« entdeckte.

Doch Pluto passte nicht ins Bild. Seine Bahn um die Sonne ist im Vergleich zu den etablierten acht Planeten hochexzentrisch und stark geneigt – zeitweise verläuft sie sogar innerhalb der Neptunbahn. Auch seine Masse stellte sich als viel zu gering heraus, um auf Uranus und Neptun Einfluss nehmen zu können. Zudem ist Pluto kleiner als unser Erdmond. Statt der von Lowell postulierten sieben Erdmassen besitzt Pluto nach neuesten Messungen lediglich 0,22 Prozent der Erdmasse. Erst im Jahr 1990 konnten die vermeintlichen Störungen vollständig aufgeklärt werden: Neue Massenbestimmungen von Neptun, basierend auf dem Vorbeiflug von Voyager 2 im Jahr 1989, zeigten, dass die ursprünglichen Berechnungen ungenau waren. Mit der korrigierten Neptunmasse verschwanden auch die Diskrepanzen – und die Notwendigkeit eines hypothetischen äußeren Planeten.

Trotzdem tauchten immer wieder Hinweise auf einen bislang unentdeckten großen Himmelskörper auf. Besonders die Bahnverläufe langperiodischer Kometen oder auffällige Häufungen von speziellen Kometenbahnen wurden als mögliche Indizien interpretiert. Kometen sind allerdings unstete Gesellen: Sporadische Aktivität und nicht beobachtete Jets beeinflussen ihre Trajektorien und führten in der Vergangenheit oft zu Fehldeutungen. Auch einzelne Punktquellen in Infrarotkartierungen oder zufällig entdeckte Submillimeter- und Millimeterquellen im Radiobereich wurden gelegentlich als Planetenkandidaten gehandelt, doch meist hielten sich diese Hypothesen nicht lange.

Die vier erdähnlichen Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars, die Gasriesen Jupiter und Saturn sowie die beiden Eisriesen Uranus und Neptun beeinflussen sich gegenseitig gravitativ, aber nach heutigem Erkenntnisstand benötigt ihr Zusammenspiel keinen weiteren Planeten, um ihre Bahnen zu erklären.

Aus der Forschung an Exoplaneten weiß man inzwischen, dass so genannte Supererden – Planeten mit bis zu zehn Erdmassen – und die etwas größeren Mini-Neptune äußerst häufig sind. Doch ausgerechnet in dieser Größenklasse gibt es in unserem Sonnensystem eine auffällige Lücke. Könnte es sein, dass ein solcher mittelschwerer Planet existiert, aber weit jenseits des Kuipergürtels verborgen seine Bahn zieht? Lassen sich bei den mittlerweile rund 5000 bekannten transneptunischen Objekten und den planetenkreuzenden Zentauren – Asteroiden, die zwischen Jupiter und Neptun ihre Bahnen ziehen – Hinweise auf einen noch unentdeckten Planeten in den äußeren Regionen des Sonnensystems finden?

Die Renaissance der Planetensuche

Die Architektur des äußeren Sonnensystems ist komplex. Sie reflektiert nicht nur die Bahnverschiebungen der äußeren Planeten in den frühen Phasen des Sonnensystems – Planetenmigration genannt –, sondern auch stete gravitative Wechselwirkungen mit Neptun als Dominator in diesem Spiel. Die meisten transneptunischen Objekte (englisch: Trans-Neptunian Objects, TNOs) befinden sich im Kuipergürtel (siehe »Objekte im äußeren Sonnensystem«), in einer Region zwischen etwa 30 und 50 Astronomischen Einheiten (AE; ungefähr 150 Millionen Kilometern). Er unterscheidet sich völlig vom Haupt- oder Asteroidengürtel zwischen Mars und Jupiter (2,1 bis 3,3 AE): Im Kuipergürtel erwartet man eine viel größere Anzahl von Objekten. Die meisten bewegen sich auf exzentrischen und zur Sonnensystemebene (Ekliptik) stärker geneigten Bahnen. Außerdem enthält der Kuipergürtel eine deutliche höhere Masse und vor allem einen wesentlich größeren Anteil an Eiskörpern.

Innerhalb des Kuipergürtels unterscheidet man zwischen der stabilen »kalten« Population, die seit der Entstehung des Sonnensystems weitgehend unverändert geblieben ist, und der dynamisch aktiveren »heißen« Population. Letztere könnte näher an der Sonne entstanden und durch gravitative Wechselwirkungen nach außen katapultiert worden sein. Diese Objekte haben meist höhere Exzentrizitäten und Bahnneigungen oder stehen in Resonanz mit Neptun – wie etwa Pluto, der sich in einer 2:3-Resonanz mit dem Eisriesen befindet. Das bedeutet: Während Neptun in dieser Zeit drei Sonnenumläufe vollzieht, absolviert Pluto genau zwei.

Neben geschätzt rund 100 000 Gürtelobjekten mit mehr als 100 Kilometer Durchmesser beherbergt diese Region mehrere Zwergplaneten: Pluto, Haumea, Makemake, Quaoar, Orcus sowie einige weitere Kandidaten, bei denen der Zwergplanetenstatus noch diskutiert wird.

Anfangs nahm man an, dass die kurzperiodischen Kometen ihren Ursprung im Kuipergürtel haben. Doch viele Bahnen in dieser Region sind erstaunlich stabil. Tatsächlich stammt ein großer Teil derartiger Kometen aus einer weiter entfernten Population von Eiskörpern, die extrem längliche Bahnen aufweisen und weit über den Kuipergürtel hinausreichen. Sie wurden vermutlich durch gravitative Wechselwirkung mit den Gasriesen beziehungsweise durch Neptuns Wanderung in der Frühzeit des Sonnensystems weit aus dem Gürtelbereich gestreut (»scattered disk«; siehe »Transneptunische Objekte im Kuipergürtel«). Sie können sich im sonnenfernsten Punkt (Aphel) weit jenseits der 100-AE-Marke aufhalten; im sonnennächsten Teil der Bahn (Perihel) liegen sie bei 30 bis 35 AE noch deutlich im Einflussbereich von Neptun. Prominente Vertreter sind die Zwergplaneten Eris und Gonggong. Bahnsimulationen zeigen, dass ein fließender Übergang zwischen diesen exzentrischen TNOs, den Zentauren – welche die Bahnen der Gas- und Eisriesen kreuzen – und den kurzperiodischen Kometen besteht.

Sednoiden und das Rätsel der extremen Bahnen

Auf dem Weg in die Außenbezirke des Sonnensystems trifft man auf noch extremere Bahnen, die weit jenseits der gestreuten TNOs liegen und komplett von den bekannten Planeten entkoppelt sind. Das prominenteste Beispiel ist Sedna, ein Zwergplanet mit einem sonnennächsten Punkt bei 76 AE – das ist mehr als zweieinhalbmal so weit entfernt wie Neptun! Seine Bahn erstreckt sich bis auf fast 1000 AE nach außen. Die Entdeckung von 2012 VP113, dessen Perihel noch weiter draußen liegt, löste schließlich die neue Diskussion über Planet 9 aus.

Mittlerweile ist ein halbes Dutzend Objekte bekannt, die Periheldistanzen von mehr als 50 AE und Halbachsen von mehr als 150 AE besitzen. Doch wie kamen sie auf solche Bahnen? Sie sind vollständig dem gravitativen Einfluss der Eisriesen entzogen, und sie lassen sich nicht durch Wechselwirkungen in unserem bekannten Planetensystem erklären. Es gibt mehrere Hypothesen, wie diese nach Sedna zu Sednoiden getauften Körper ihren Platz gefunden haben (siehe »Sedna, Sednoiden und extreme TNOs«):
• Wurde ihre Bahn durch benachbarte Sterne in der Frühphase des Sonnensystems geprägt?
• Könnten Gezeitenkräfte oder eine sehr enge Sternbegegnung während der Zeit seit der Entstehung des Sonnensystems eine Rolle gespielt haben?
• Existiert eine weit entfernte, massereiche Gürtelregion jenseits von 100 AE im Übergang zur Oortschen Wolke?
• Wurden diese Eiskörper möglicherweise aus anderen Sternsystemen eingefangen?
• Oder ist ihr rätselhafter Orbit der Fingerabdruck eines massereichen, bisher unentdeckten Planeten, der weit jenseits des Kuipergürtels seine Bahn zieht?

Die finale Antwort bleibt schwierig. Möglicherweise reicht bereits ein einmaliges Störereignis aus, um die Sednoiden auf ihre heutigen Bahnen zu bringen. Falls jedoch ein stetiger gravitativer Einfluss als Ursache nachgewiesen wird, dann hätte dieser hypothetische Planet 9 selbst eine höchst ungewöhnliche Entstehungsgeschichte, die noch im Dunkeln liegt.

Neue Hinweise auf Planet 9

Neben der Entkopplung von Neptun gibt es weitere Auffälligkeiten bei mehr als 30 extremen TNOs (ETNOs), die im Mittel über 150 AE von der Sonne entfernt sind. Ihre Bahnen sind fast alle zwischen etwa 5 und 30 Grad zur Ekliptik geneigt, und ihre sonnennächsten Punkte gruppieren sich in einem Himmelssektor. Sie haben eine ähnliche Länge des aufsteigenden Knotens (siehe »Planet 9 als Gegengewicht?«). Wie ein Schäfer seine Schafe hütet, so könnte dieser ominöse unbekannte Gigant im Lauf der Jahrmilliarden die ETNOs auf ähnliche Bahnen zwingen. Allerdings wird dieses ursprünglich sehr starke Argument dadurch abgeschwächt, dass mehrere erst kürzlich entdeckte ETNOs davon abzuweichen scheinen. Doch die Eleganz dieses Ansatzes zeigt sich noch an anderer Stelle: So lag der Ursprung von noch weiter entfernten (Bahnhalbachse a > 250 AE) und extrem geneigten Bahnen (Neigungen i zwischen 60 und 150 Grad) völlig im Dunkeln. Modellrechnungen zur Wirkweise von Planet 9 (P9) produzieren diese fast senkrecht zur Ekliptik stehenden Bahnen automatisch, und es ergeben sich, wie beobachtet, auch immer wieder entgegengesetzt um die Sonne umlaufende (retrograde) ETNOs durch die langfristige Wechselwirkung mit P9.

Simulationen zeigen, dass sich durch die Resonanz mit P9 ein ursprünglich unauffälliges Objekt über lange Zeiträume in Bahnneigung und Bahnexzentrizität hochschaukeln, sogar eine retrograde Umlaufbahn einnehmen und dann im Lauf der Jahrmillionen wieder zur Ursprungsbahn zurückkehren kann. Alle diese Zwischenstadien existieren in Form bekannter extremer TNOs.

Auch bei wesentlich näher am Kuipergürtel gelegenen TNOs könnte der kombinierte Einfluss von P9 im Zusammenspiel mit den bekannten Gas- und Eisriesen über einen ähnlichen Resonanzmechanismus zu fast senkrecht zur Ebene des Sonnensystems stehenden Bahnen führen. Ihre Bahncharakteristika wären: Bahnhalbachsen von weniger als 100 AE, Periheldurchgänge deutlich innerhalb von Neptun, Bahnneigungen von mehr als 90 Grad. Bisher hatte man angenommen, dass diese Exoten ihren Ursprung in der Oortschen Wolke hätten, einer hypothetischen Region, die wie eine Kugelschale in einer Entfernung von 2000 bis zu 200 000 AE das Sonnensystem umgibt. Simulationen zeigen jedoch, dass die beobachtete Anzahl zu hoch ist, um die Quelle dieser Exoten in der Oortschen Wolke zu suchen.

Kürzlich kam ein weiteres Argument für P9 hinzu: Eine Untersuchung der langperiodischen TNOs (mit Halbachse a > 100 AE), welche die Neptunbahn kreuzen (q < 30 AE) und annähernd in der Ekliptik liegen, das heißt, eine geringe Bahnneigung haben (i < 40°), zeigte überraschende Ergebnisse. Eigentlich sollten diese hochelliptischen Bahnen durch die ständigen Störungen in der Nähe der großen Planeten sehr instabil sein. Im Ergebnis sollte man deshalb nur wenige Objekte finden, die sich dort lediglich kurz aufhalten. Deren Existenz wäre dann mit einer interstellaren Herkunft gut verträglich, aber inzwischen kennen wir über 30 TNOs, die diese Kriterien erfüllen. Die aufwändige neue Simulation berücksichtigt die gravitativen Einflüsse der äußeren vier Planeten, Gezeitenstörungen auf dem Weg des Sonnensystems durch die verschiedenen Spiralarme des Milchstraßensystems, zufällige enge Begegnungen mit Nachbarsternen, die Planetenmigration vor etwa vier Milliarden Jahren und die Entstehung innerhalb einer größeren Sternenansammlung. Es zeigt sich, dass Neptun für die ursprünglich im Außenraum gelegenen Bahnen eine sehr große Barriere darstellt. Nur mit Hilfe eines fiktiven P9-Körpers gibt es Wege, diese gravitative Hürde zu überschreiten und die beobachtete Population der Neptunkreuzer zu erklären. Ein interstellarer Ursprung kann bei der Häufigkeit dieser kurzlebigen TNOs ausgeschlossen werden.

Insgesamt lassen sich diese ganzen TNO-Exoten nicht klar voneinander trennen. Die hypothetische Existenz von P9 führt in den Computersimulationen dazu, dass langperiodische TNOs auf Zeitskalen von Jahrmilliarden zwischen entkoppelten und neptunkreuzenden Zuständen hin- und heroszillieren können. Diese Oszillationen zwischen Extremzuständen produzieren sowohl Gruppen mit ähnlich orientierten Bahnen in der Ekliptik als auch Einzelobjekte mit senkrecht dazu stehenden Bahnen, sehr nahe an den beobachteten Formationen.

Die Autoren einer 2024 erschienenen Studie, allesamt in der höchsten Expertenliga für die Langzeitdynamik des Sonnensystems, lehnen sich sogar so weit aus dem Fenster, dass sie ein P9-freies Szenario auf einem sehr hohen Konfidenzlevel ausschließen können. In Zahlen gefasst: Sie sind zu 99,9994 Prozent von der Existenz eines weiteren Planeten überzeugt!

Zusammenfassend sind es vor allem die folgenden Argumente, die für P9 sprechen:
• die Existenz von Sednoiden, bei denen die bekannten Planeten keinen Einfluss mehr ausüben können
• ähnliche Bahnneigung – annähernd koplanar – und auffällig gruppierte Perihelpositionen (Länge des aufsteigenden Knotens) der extremen (a > 250 AE), hochexzentrischen und von Neptun abgekoppelten (Perihel > 30 AE) TNOs
• die Existenz von extremen (a > 250 AE) TNOs, deren Bahnen fast senkrecht zur Ekliptik stehen, mit vereinzelten Objekten auf retrograden Umlaufbahnen
• die Anzahl der Objekte mit extrem hoher Bahnneigung, mit Bahnhalbachsen von weniger als 100 AE und Periheldurchgängen deutlich innerhalb von Neptun
• mehr als ein Dutzend langperiodische, neptunkreuzende TNOs und Zentauren, die annähernd in der Ekliptik liegen und ohne P9 kaum in diesen Bahnen verweilen könnten

Es gibt eine Simulation des frühen Sonnensystems, die von fünf Riesenplaneten ausgeht, die in der Fachwelt als 5-Planeten-Nizza-Modell bekannt ist. Durch Wechselwirkungen untereinander und mit den Überresten der protoplanetaren Scheibe könnte einer dieser Giganten vor etwa vier Milliarden Jahren in die äußeren Regionen des Sonnensystems geschleudert worden sein. Könnte es sich dabei um den gesuchten ominösen Planeten 9 handeln?

Möglicherweise gibt es auch einen Zusammenhang zwischen P9 und der auffälligen Begrenzung des Kuipergürtels bei 47,8 AE. Dieses so genannte Kuiper-Kliff liegt jenseits der 1:2-Resonanz mit Neptun, und außerhalb davon scheint die Anzahl der TNOs abrupt abzunehmen. Selbst die Neigung der Sonnenachse um 7,25 Grad wurde in mehreren Studien mit einem bislang unentdeckten massereichen Objekt in den Außenbezirken des Sonnensystems in Verbindung gebracht.

Die zahlreichen Simulationen mit unterschiedlichen Anfangsbedingungen ergeben ein breites Spektrum an möglichen Szenarien. Doch bleibt die Frage: Werden diese Hypothesen künftigen Überprüfungen standhalten?

Gegenwind für die P9-Hypothese

Natürlich gibt es auch kritische Stimmen. Wenn es dort draußen einen weiteren Planeten (oder mehrere) geben sollte, warum wurde er dann bisher noch nicht gesichtet? In den letzten Jahrzehnten hat sich die Leistungsfähigkeit der Teleskope drastisch verbessert. Und es gab inzwischen viele Himmelskartierungen, auch von Weltraumobservatorien. Wie kann uns da ein großer Planet entwischen? Oder vielleicht wurde er ja schon detektiert, so wie Galileo Galilei sehr wahrscheinlich Neptun bereits mehr als 200 Jahre vor der offiziellen Entdeckung gesichtet hatte, aber nicht als Planeten erkannte?

Für einzelne der oben angeführten Indizien gibt es auch andere Erklärungen. So könnte zum Beispiel eine enge Sternbegegnung die Sednoiden dem Einfluss der Planeten entrissen haben. Oder aber es gab in der Zeit nach der Neupositionierung der äußeren Planeten einen fünften Riesen, der für die TNO-Bahnverteilung verantwortlich ist, der aber bereits vor Jahrmilliarden das Sonnensystem verlassen hat? Vielleicht ist die auffällige Gruppierung der extremsten TNOs nur das Ergebnis der limitierten Suchprogramme? Viele Himmelsregionen sind nicht gut erforscht, so zum Beispiel die beiden Kreuzungsregionen zwischen galaktischer und ekliptischer Ebene. Und die Empfindlichkeit der Messprogramme hängt stark vom eingesetzten Teleskop, Instrument, von der Zielstellung der Messungen und der jeweiligen Forschungsgruppe ab. Eigentlich versucht man, in den verschiedenen Computersimulationen diese heterogenen Datensätze entsprechend zu gewichten, was aber nur mit Einschränkungen möglich ist. Man darf auch nicht vergessen, dass viele Argumente für P9 lediglich auf der Existenz von sehr wenigen, oft nur einer Hand voll TNOs beruhen. Die Statistik kleiner Zahlen, trotz entsprechender Korrekturen für die Grenzen der bisherigen Kartierungen, könnte uns in die Irre führen.

Die aktuelle Literatur zu diesem Thema ist extrem umfangreich und treibt, zumindest aus heutiger Sicht, exotische Blüten: Könnte ein bisher nicht lokalisiertes Schwarzes Loch für die Architektur des äußeren Sonnensystems verantwortlich sein? Doch was ist wahrscheinlicher: ein unentdecktes winziges Schwarzes Loch oder ein weiterer Planet? Die modifizierte newtonsche Dynamik (MOND) wurde ursprünglich als Gegenmodell zur Dunklen Materie ins Spiel gebracht, um die flachen Rotationskurven von Galaxien zu erklären. Die MOND-Theorie könnte einige der beobachteten TNO-Phänomene erklären, würde jedoch gleichzeitig gravierende andere Probleme, zum Beispiel beim Verständnis der langperiodischen Kometenbahnen erzeugen. Und inzwischen haben ja auch mehrere interplanetare Sonden riesige Strecken zurückgelegt, ohne entsprechende Bahnabweichungen zu zeigen. Einige Bahnverläufe von künstlichen Satelliten liefern sogar starke Argumente, um bestimmte Himmelsregionen als Aufenthaltsort von P9 auszuschließen. Um Satelliten als Indikatoren für P9 nutzen zu können, würde man jedoch eine sehr große Anzahl von besser am Himmel verteilten Langstreckenmissionen benötigen.

Planet 9: Charakteristika und Vorhersagen

Zurück zur Aussage der Dynamikexperten, die felsenfest davon überzeugt sind, dass nur ein neunter Planet alle erwähnten Kuriositäten in den Bahnverteilungen gut erklären kann. Wie groß wäre dieser P9, und wo befindet er sich? Wo sollte man gezielt suchen? Wie hell ist er?

Hierzu gibt es ebenfalls viele Studien und ähnlich wie man aus den Störungen der Uranusbahn auf Neptun schließen konnte, so kann man aus den TNO-Gruppierungen, Auffälligkeiten in den Bahnneigungen und Exzentrizitäten auch Eigenschaften von P9 ableiten. Ein Forscherteam aus Princeton hat Anfang 2025 ein Computermodell erstellt, das die vier Gasriesen sowie eine Scheibe aus Testteilchen, die den Kuipergürtel repräsentieren, enthält. Zusätzlich platzierten die Forschenden P9, jeweils mit unterschiedlicher Masse und unterschiedlichen Bahnparametern (Halbachse a, Bahnneigung i und Exzentrizität e, siehe »Bahnelemente im Sonnensystem«). Jede dieser P9-Variationen haben sie für mehr als eine simulierte Milliarde Jahre im Computer laufen lassen und das Endergebnis mit der aktuell beobachteten Situation der extremen TNOs verglichen.

Das wahrscheinlichste Endergebnis zeigt P9 mit 4,4 ± 1,1 Erdmassen, auf einer elliptischen Bahn mit einer Halbachse bei 290 ± 30 AE, einer Bahnexzentrizität von 0,29 ± 0,13 und einer Bahnneigung von 6,8 ± 5,0 Grad (siehe »Eigenschaften von Planet 9«). Diese Lösung ist recht nahe an den Vorhersagen der P9-fokussierten Wissenschaftler um Mike Brown und Konstantin Batygin von der amerikanischen Westküste. Die Vorhersagen der Wahrscheinlichkeitsverteilungen für eine Lokalisierung von P9 unterscheiden sich aber zwischen beiden Gruppen. In einer Region westlich vom Sternbild Orion scheint man die besten Chancen auf den Ruhm einer Entdeckung zu haben; allerdings würde ein Amateurteleskop bei der geschätzten Helligkeit von etwa 20 bis 22 Magnituden nicht ausreichen. Große Hoffnungen setzt man jetzt in die erwartete extreme Leistungsfähigkeit des neuen Vera C. Rubin Observatory in Chile. Ab Mitte 2025 soll über einen Zeitraum von zehn Jahren mit dem 8,4 Meter großen Teleskop der von Chile aus beobachtbare Himmel alle drei bis vier Tage kartiert werden. Ein Planet könnte bei dieser Strategie kaum durch das Raster fallen. So wie Pluto oder andere nahe an der Ekliptik liegende TNOs zu bestimmten Zeiten vom Very Large Telescope (VLT) aus am Nachthimmel sichtbar sind, so sollte auch P9 im Lauf des Jahres im Blickfeld des Vera C. Rubin Observatory auftauchen. Sollte es P9 wirklich geben, werden wir spätestens bis zum Jahr 2035 eine Antwort haben.

Die Entdeckung eines weiteren Planeten wäre eine astronomische Sensation und würde das Verständnis der Entstehung und der Architektur unseres Sonnensystems weit reichend verändern. Es würde eine intensive Phase der Charakterisierung von P9 folgen. Hier könnten das James-Webb-Teleskop oder in ferner Zukunft das Observatorium PRIMA eine Schlüsselrolle spielen. Der Grund: Bei einer geschätzten Oberflächentemperatur von etwa 47 Kelvin würde sich die Hauptemission im Infrarotbereich beobachten lassen. Selbst eine interplanetare Mission wie New Horizons zu Pluto wäre denkbar: Statt der Beobachtung einer Supererde oder eines Mini-Neptuns in Exosystemen könnte man diesen häufigsten Planetentyp erstmals in situ studieren.

Bisher scheint die Bahnarchitektur der bekannten TNOs und Zentauren von einer unsichtbaren Gravitationskraft beeinflusst zu sein. Weitere Entdeckungen könnten dieses Bild verändern. Ansonsten bleibt uns im Augenblick nur die Suche nach verräterischen Störungen im Sonnensystem, über komplexe Bahnsimulationen, hochgenaue Positionsmessungen von Jupiter-Trojanern, Zentauren oder TNOs durch Sternbedeckungen oder von den äußeren Planeten durch interplanetare Missionen. Oder es gelingt ein Zufallsfund in den verschiedenen Archiven und Katalogen. Allerdings ist es erstaunlich, dass die Entdeckung Neptuns allein durch Berechnungen mit Papier und Bleistift möglich war, während P9 – trotz hochkomplexer Computersimulationen und mehr als 5000 potenziell beeinflusster TNO-Bahnen – bislang unentdeckt geblieben ist. Es ist äußerst spannend, dies zu verfolgen – und vielleicht gibt es schon morgen eine Entdeckung.

Sollte in den nächsten Jahren wirklich ein weiterer Planet gesichtet werden, so würde sich die Internationale Astronomische Union (IAU) mit der Namensgebung beschäftigen. Man könnte sich bei einer solch prestigeträchtigen Entdeckung auch starke nationale Einflussnahme vorstellen, ähnlich wie bei der anfangs erwähnten Erstbenennung von Uranus durch William Herschel.

»Planet nine?« oder »Planet nein!« – die seriöse Antwort bleibt offen.