第9番惑星プラネットナインが見つからない理由｜未発見が続く背景と最新の探索状況を整理！

太陽系には、海王星よりはるか遠くを回る未知の大型惑星が存在するかもしれないという説があり、その天体は一般に「プラネットナイン」と呼ばれています。

2016年に有力な仮説が発表されてから世界各地の研究者が探索を続けていますが、2026年6月29日時点でも、第9番惑星の存在を確定させる直接観測には至っていません。

長期間探しても見つからないと聞くと、最初から存在しない天体を追い続けているように思えるかもしれませんが、太陽系外縁部の広さ、予想される暗さ、移動速度の遅さを考えると、未発見であること自体は存在を否定する決定的な材料にはなりません。

一方で、プラネットナイン説を支えてきた太陽系外縁天体の軌道の偏りについては、観測地点や観測時期の偏りによって生じた可能性も指摘され、新たに見つかった天体の中には従来の集まり方から外れるものもあるため、現在の科学的な位置づけは「存在が予測されているが、反対意見もあり、直接確認されていない仮説上の惑星」と表現するのが適切です。

ここでは、第9番惑星がなぜ見つからないのかを中心に、存在すると考えられた理由、予想される大きさや軌道、これまでの探索結果、赤外線観測で報告された候補、すばる望遠鏡やベラ・C・ルービン天文台が今後の研究に与える影響まで順番に整理します。

第9番惑星プラネットナインが見つからない理由

第9番惑星が見つからない最大の理由は、存在すると予想される領域が地球から極端に遠く、太陽光をほとんど反射しないうえ、空のどこにいるのかを正確に絞り込めていないことです。

天体が大きければ簡単に見えるとは限らず、地球の数倍の質量を持つ惑星でも、数百天文単位の距離にあれば一般的な星より暗く見え、恒星や銀河が密集する背景の中に埋もれてしまいます。

さらに、遠方の天体は数時間や数日で目立って動かないため、同じ場所を異なる時期に繰り返し撮影し、膨大な数の光点から非常にゆっくり移動するものだけを探し出す必要があります。

未発見は不存在を意味しない

プラネットナインが現在まで見つかっていないことは重要な事実ですが、それだけで存在しないと結論づけることはできず、観測済みの範囲、検出できる明るさ、仮定した軌道を区別して考える必要があります。

天文観測で「見つからなかった」という結果が意味するのは、多くの場合、その観測装置が調べた空域に、設定した明るさや移動速度の条件を満たす天体が確認されなかったということであり、あらゆる距離と軌道を完全に除外したという意味ではありません。

例えば、2025年に公表された特定空域の探索では、約98平方度の領域を調べても信頼できる候補は見つかりませんでしたが、研究が除外できたのは対象領域にあり、かつ観測限界より明るい天体に限られています。

過去の広域サーベイも予測軌道の一部を除外してきましたが、暗すぎる場合、天の川と重なる場合、撮影間隔と天体の動きが探索条件に合わない場合には検出を逃す可能性が残ります。

したがって、未発見という結果は候補となる軌道や明るさの範囲を狭める材料にはなるものの、空全体を十分な深さと時間間隔で調べ終えるまでは、単独で仮説を否定する証拠にはなりません。

想定領域があまりにも遠い

地球と太陽の平均距離を1天文単位とすると、海王星は太陽から約30天文単位の場所を回っていますが、プラネットナインは太陽から数百天文単位離れた軌道にあると予想されています。

2021年にマイケル・ブラウン氏とコンスタンティン・バティギン氏が示した推定では、質量は地球の約6.2倍、軌道長半径は約380天文単位、近日点距離は約300天文単位とされましたが、それぞれの値には大きな不確実性があります。

軌道が細長い場合は太陽に比較的近い時期と遠ざかる時期で距離が大きく変わり、現在たまたま遠日点側にいれば、同じ惑星でも予想以上に暗く、空の上での移動も遅くなります。

予測値を一つの確定した住所として扱うのではなく、数百天文単位に広がる巨大な探索空間を示す目安として理解することが、第9番惑星が見つからない状況を把握するうえで重要です。

反射光が急激に弱くなる

可視光で惑星を見る場合、惑星自身が恒星のように光っているのではなく、基本的には太陽から届いた光が表面や大気で反射され、その一部が地球へ戻ってくる様子を観測します。

太陽から惑星へ届く光は距離の二乗に反比例して弱くなり、反射された光も惑星から観測者までの距離の二乗に反比例して弱くなるため、遠方惑星の反射光は概算すると距離の四乗に反比例して暗くなります。

同じ大きさや反射率を持つ天体でも、太陽からの距離が2倍になれば単純な近似では16分の1ほどの明るさになり、距離が数百天文単位になると大型望遠鏡でも長い露光や画像の重ね合わせが必要です。

実際の明るさは惑星の半径、表面や雲の反射率、大気の組成、観測時の距離によって変わり、暗い表面を持つ小型の惑星であれば、予測された位置を撮影しても通常の画像では見分けられない可能性があります。

「地球より重い惑星なら明るいはず」という直感は近距離では成り立っても、太陽系外縁部では距離による減光が圧倒的に大きく、質量が大きいことと見つけやすいことは同じではありません。

探すべき空域を一点に絞れない

プラネットナインの位置は直接観測から計算されたものではなく、遠方にある複数の太陽系外縁天体の軌道を数値シミュレーションで再現し、どのような惑星があれば説明しやすいかを逆算して推定されています。

基礎となる外縁天体の数が少なく、新しい天体の発見や軌道の修正によって最適な惑星モデルも変化するため、予測領域は地図上の小さな一点ではなく、広い帯や確率分布として表されます。

• 惑星の質量が確定していない
• 軌道の細長さが確定していない
• 軌道面の傾きに幅がある
• 現在の公転位置が分からない
• 表面の反射率が分からない
• 候補天体の統計が少ない

一つの予測モデルだけを前提に狭い領域を観測すると、そのモデルが少し違っただけで本物を範囲外に置いてしまうため、実際の探索では複数の軌道、距離、明るさ、移動速度を想定する必要があります。

広い空域を深く撮影するほど観測時間と計算量が増えることから、どこまで広げ、どこまで暗い天体を対象にするかという探索設計そのものが発見の成否を左右します。

空の上でほとんど動かない

小惑星や比較的近い太陽系天体は、数時間から数日の間に背景の恒星に対して位置を変えるため、時間を空けた画像を比較すると移動天体として見つけやすくなります。

ところが数百天文単位離れた天体は公転速度が遅く、地球から見た角速度も小さいため、一晩だけの観測では恒星や遠方銀河とほぼ同じ場所にある光点に見えることがあります。

地球が太陽の周囲を回ることで生じる年周視差は遠方天体を探す手掛かりになりますが、観測時期の組み合わせが適切でなければ、視差による往復運動と本来の公転運動を正確に分離できません。

間隔が短すぎれば移動量が測定誤差に埋もれ、間隔が長すぎれば次の画像でどの光点と結び付くのか分からなくなるため、数時間、数日、数か月、数年という複数の時間尺度を組み合わせた解析が求められます。

静止して見える光点の大部分は恒星や銀河であり、その中からごくわずかに動く候補を自動抽出した後、ノイズ、宇宙線、画像の欠陥、既知の小天体を除く作業にも大きな計算資源が必要です。

天の川付近では背景に埋もれる

過去の広域探索によってプラネットナインが存在しにくい領域は増えており、2025年に発表されたPan-STARRS1の解析では、残された有力な探索空間が恒星の多い銀河面付近へ集中する傾向が示されました。

天の川が見える銀河面には多数の恒星、星雲、暗黒帯、赤外線源が重なっているため、同じ明るさの移動天体を探す場合でも、背景の空いている領域より光点の識別が難しくなります。

明るい恒星の周囲には回折像や散乱光が生じ、星が密集した領域では複数の光が一つに重なって見える混雑も起きるため、実際には望遠鏡の限界等級より明るい天体でも見落とされる場合があります。

画像を異なる時期で差し引く方法も有効ですが、観測時の大気状態、ピント、明るさ、画質が少し違うだけで大量の偽信号が発生し、真の移動天体を選び出す処理が複雑になります。

過去に見つからなかった空域が必ずしも十分な条件で調査済みとは限らず、特に銀河面については、より深い画像、高い解像度、長期間の反復観測を組み合わせる余地が残っています。

候補が確認段階を越えていない

2025年にはIRASとAKARIという異なる時代の赤外線全天観測を比較した研究で、約23年間に予測範囲内を移動したように見える一つの有力候補が報告され、大きな注目を集めました。

この研究は500天文単位から700天文単位付近にあり、地球の7倍から17倍程度の質量を持つ天体を想定して候補を絞りましたが、二つの時期の検出だけではケプラー軌道を決定できないと論文自体が明記しています。

別のAKARIデータ解析でも理論上の位置と赤外線強度に合う二つの候補が示されましたが、宇宙線、銀河系内の塵、遠方銀河、一時的なノイズなどを完全に排除し、同じ天体を再観測できなければ惑星とは認定できません。

候補の一部は従来予測された軌道面との整合性にも課題があり、赤外線画像の点が見つかったという段階と、第9番惑星の位置や軌道を測定した段階の間には大きな隔たりがあります。

2026年6月29日時点では追観測による公転軌道の確定や独立した直接検出は公表されていないため、これらは発見済みの惑星ではなく、追加観測が必要な候補として扱うのが妥当です。

存在すると考えられた根拠

プラネットナイン説は、望遠鏡で未知の惑星らしい光点を発見したことから始まったのではなく、海王星より遠い場所を回る小天体の軌道に、偶然だけでは説明しにくい集まり方が見られたことから生まれました。

大型惑星が長期間にわたって重力を及ぼせば、直接見ることができなくても周囲の小天体の軌道に特徴的な構造を残すため、研究者はその構造を手掛かりに見えない惑星の質量や軌道を逆算しています。

ただし、対象となる遠方天体は発見数が少なく、どの方向をどの深さまで観測したかという選択効果の影響も大きいため、同じデータから異なる評価が出ている点に注意が必要です。

外縁天体の軌道が偏って見える

プラネットナイン説の中心にあるのは、近日点が海王星から十分に離れ、軌道長半径が非常に大きい極端な太陽系外縁天体の一部が、近日点の方向や軌道面について似た配置を示しているという観測です。

惑星を含まない単純なモデルでは、それぞれの軌道の向きが長い時間をかけてばらばらになりやすいのに対し、遠方に大きな惑星を置いた数値計算では、共鳴や長期的な重力作用によって一定の方向関係を維持できる場合があります。

• 近日点方向の集まり
• 軌道極の偏り
• 高傾斜軌道の存在
• 逆行天体の生成
• 海王星から離れた近日点

支持する研究者は、一つの軌道異常だけでなく複数の特徴を同じ惑星モデルで説明できることを重視し、2021年の解析では観測上の偏りを考慮した後も軌道の集まりに高い統計的有意性が残ると報告しました。

ただし、軌道が似ていることは惑星の存在を直接示す画像ではなく、どの天体を標本に含めるか、探索履歴をどこまで再現できるか、太陽系形成初期の影響をどう扱うかによって解釈が変わる間接証拠です。

海王星を横切る天体も手掛かりになった

2024年に公表された研究では、従来注目されてきた遠日点方向の集まりとは別に、軌道長半径が大きく、比較的低い軌道傾斜を持ちながら海王星の軌道付近へ入り込む長周期天体の分布が調べられました。

研究チームは巨大惑星、銀河潮汐、通過する恒星、初期太陽系の惑星移動を含む数値計算を行い、観測上の選択効果を考慮すると、プラネットナインを含むモデルのほうが実際の分布を再現しやすいと報告しています。

同研究では惑星を含まないシナリオが約5シグマの水準で棄却されるとされましたが、この数字は採用した初期条件、対象天体、観測モデル、数値計算の枠組みの中で得られた結果です。

新しい独立した証拠として重要である一方、5シグマという表現だけを見て惑星そのものが5シグマで発見されたと受け取るのは誤りであり、直接撮影や軌道確認とは分けて評価する必要があります。

観測バイアスと新天体が反論材料になる

遠方天体は暗いため、太陽に比較的近づき、地球から観測しやすい位置に来た短い期間しか発見できず、望遠鏡が向けられた季節や方向によって軌道の向きが偏って見える可能性があります。

OSSOSやダークエネルギーサーベイなど、観測位置と検出効率が詳しく記録された調査の天体を使った2021年の解析では、対象となる軌道分布は一様な母集団から得られたとしても矛盾しないと報告されました。

さらに、2025年にすばる望遠鏡の観測成果として公表された2023 KQ14、通称アモナイトは、ほかのセドナ型天体と現在の軌道方向がそろっておらず、既存モデルに追加の制約を与えています。

アモナイトの軌道は約45億年間安定していたとする計算結果が示され、仮に現在も大型惑星が存在するなら、従来の一部予測より遠い軌道のほうが整合しやすい可能性が指摘されました。

2026年に査読誌掲載情報が更新された準惑星候補2017 OF201も、近日点方向が従来の集まりから外れると報告されており、発見数が増えるほど単純な軌道集中の図式は再検討を迫られています。

これらの結果は未知の惑星を完全に否定するものではありませんが、存在を主張するモデルは、そろった天体だけでなく、そろわない天体の安定性や形成過程も同時に説明しなければなりません。

予想される姿と軌道

プラネットナインはまだ直接観測されていないため、質量、半径、大気、温度、色、正確な軌道は確定しておらず、紹介される数値は外縁天体の軌道計算や惑星進化モデルから得られた推定値です。

初期の報道では地球の約10倍の質量や1万年を超える公転周期が広く紹介されましたが、その後に標本や観測バイアスのモデルが更新され、地球の5倍から10倍程度という幅や、より近く小さい軌道も検討されています。

数値を比較するときは、2016年の初期仮説なのか、2021年以降の更新モデルなのか、赤外線探索のために別の質量や距離を仮定した値なのかを確認することが大切です。

質量と軌道には広い幅がある

2021年の代表的な推定では、プラネットナインの質量は地球の約6.2倍、軌道長半径は約380天文単位、近日点距離は約300天文単位、軌道傾斜角は約16度とされました。

ただし、質量には地球数個分、軌道長半径には数百天文単位規模の幅があり、表面反射率や半径の不確実性を加えると、地球から見た明るさと現在位置の予測範囲はさらに広がります。

アモナイトなど新しい外縁天体を含めた研究では、現在存在する大型惑星が近すぎると長期安定軌道を乱す可能性があるため、500天文単位前後またはそれより大きな軌道が必要になる場合もあります。

距離が遠くなるほど可視光では暗くなり、空の上での動きも小さくなるため、軌道モデルの更新は単なる数字の修正ではなく、どの望遠鏡でどこを探すべきかという探索戦略を変える要因になります。

小型の海王星に近い可能性がある

予測される質量が地球の数倍である場合、プラネットナインは地球のような岩石だけでできた惑星より、厚い水素やヘリウムの大気を持つミニ・ネプチューン型の天体である可能性があります。

太陽系には地球と海王星の中間の質量を持つ確認済み惑星がないため、発見されれば太陽系内で欠けている規模の惑星を直接研究できる貴重な対象になります。

• 地球より大きな質量
• 海王星より小さい可能性
• 厚い大気を持つ可能性
• 極低温の上層大気
• 内部熱による赤外線放射

太陽光がほとんど届かない遠方でも、惑星形成時に蓄えた熱やゆっくりした重力収縮によって内部から赤外線を放出している可能性があり、可視光より遠赤外線のほうが有利になる条件があります。

一方で、半径や大気の割合が予想より小さければ熱放射も弱くなり、過去の赤外線全天観測の検出限界を下回るため、「赤外線で見つからないから存在しない」と単純には判断できません。

惑星Xや冥王星とは別の存在

プラネットナインと惑星Xは同じ意味で使われることがありますが、惑星Xは歴史的に海王星より外側の未知天体全般を指して使われてきた名称であり、プラネットナインは主に2016年に提示された特定の力学仮説を指します。

冥王星は1930年に惑星として発見されましたが、2006年に国際天文学連合の分類で準惑星となったため、現在の太陽系で正式に惑星と分類される天体は水星から海王星までの8個です。

プラネットナインが発見された場合でも、球形に近いこと、太陽を公転していること、軌道周辺を重力的に支配していることなどを観測から評価し、正式な分類や名称を決める手続きが必要になります。

未知の天体を発見したという速報だけで直ちに第9惑星として確定するわけではなく、複数夜の追跡、軌道計算、過去画像での確認、独立チームによる再観測を経て、同じ対象が太陽を回る大型天体だと示さなければなりません。

そのため、現段階の「第9番惑星」という呼び方は正式な発見順を確定した名称ではなく、仮説が正しければ太陽系の9番目の惑星になるという意味を持つ通称です。

現在進められている探索方法

第9番惑星の探索では、一つの望遠鏡だけに頼るのではなく、可視光による広域撮影、赤外線全天観測の再解析、過去画像の比較、外縁天体の追加発見、惑星の重力が既知天体へ与える影響の計算が組み合わされています。

可視光は高い位置精度と広い視野を得やすい一方、太陽光の反射が弱い遠方では不利になり、遠赤外線は惑星自身の熱を捉えられる可能性がある一方、過去データの解像度や背景放射に制約があります。

直接候補を探す観測と、軌道異常から存在範囲を絞る研究を循環させることで、見つからなかった領域を除外し、次に重点的に調べる場所と波長を更新することが基本的な進め方です。

可視光では反復撮影が鍵になる

すばる望遠鏡やPan-STARRSなどの広視野観測では、同じ領域を時間を空けて撮影し、背景の恒星や銀河に対して位置を変える暗い光点を探索します。

一枚の画像に写る候補は膨大であり、画像ごとの明るさや形を補正したうえで、想定される距離に応じた速度と方向で結び付く検出だけを軌道候補として残します。

• 同じ空域を複数回撮影
• 画像の位置と明るさを補正
• 既知の小惑星を除外
• 恒星や銀河を除外
• 移動量から仮軌道を計算
• 別の日に追観測

探索速度の条件を狭くすると計算量を抑えられますが、本物の距離や軌道が想定と違った場合に取り逃がすため、近年は人工天体をデータへ挿入して、どの条件なら何割を回収できるかを検証する方法も使われています。

2025年のPan-STARRS1解析では多数の海王星外天体を回収しながら惑星級天体は見つかりませんでしたが、結果は残された探索領域を銀河面付近へ絞る手掛かりになりました。

赤外線では惑星自身の熱を探す

遠方の惑星は可視光で非常に暗くても、形成時の熱や内部のエネルギーを赤外線として放出している可能性があるため、IRAS、AKARI、WISEなどの全天観測データが再調査されています。

反射光が距離の四乗に近い割合で弱くなるのに対し、惑星が放つ熱放射は観測者との距離の二乗に反比例して弱くなるため、十分に温かく大きな惑星なら赤外線探索が有利です。

2025年のIRASとAKARIを使った研究は23年の時間差を利用して移動候補を探しましたが、古い遠赤外線画像は可視光画像ほど位置分解能が高くなく、二つの点だけを同一天体と確定することが難しいという限界があります。

赤外線候補を確かめるには、予測された現在位置を高感度の望遠鏡で撮影し、波長ごとの明るさと移動方向が同じ惑星モデルで説明できるかを確認する必要があります。

ルービン天文台が探索範囲を広げる

チリに建設されたベラ・C・ルービン天文台は、非常に広い視野を持つ大型カメラで南天を繰り返し撮影し、時間とともに変化する天体や移動天体を大量に検出することを目的としています。

2025年6月には初画像が公開され、2026年2月にはリアルタイム警報システムが始動し、2026年6月時点では最初の年次データ公開前に観測成果を利用する早期科学プログラムが進行しています。

公式計画では、2025年4月から2026年1月までの主カメラによる試験観測などを再処理した早期版データが2026年7月から9月、完全版が同年10月から12月に提供される目標が示されています。

広い空域を何度も同じ方式で撮影するルービン天文台のデータは、暗くゆっくり動く外縁天体を探し、観測バイアスを定量化し、プラネットナインの予測軌道を更新するうえで特に有効です。

ただし、候補が銀河面の混雑した領域にある場合、予想より暗い場合、北天側の観測が必要な場合には単独で結論が出ない可能性もあり、すばる望遠鏡や赤外線望遠鏡による追観測との連携が欠かせません。

最新情報を正しく判断するポイント

プラネットナインに関するニュースでは、「証拠が見つかった」「有力候補を発見」「存在の可能性が低下」といった正反対に見える見出しが同じ時期に出ることがあります。

これは、直接撮影、赤外線源の候補、外縁天体の軌道、数値シミュレーション、特定領域での不検出という性質の異なる結果が、いずれも第9番惑星の研究として報道されるためです。

発表を読むときは、何を観測したのか、査読済みか、軌道が決まっているか、独立した観測で再現されたか、研究がどの条件を仮定しているかを確認すると、結論の強さを判断しやすくなります。

候補発見と惑星発見は違う

画像上に未知の光点が見つかっても、それが太陽系内を動く天体なのか、遠方銀河なのか、恒星形成領域なのか、画像ノイズなのかを一度の観測だけで判断することはできません。

特に赤外線データでは銀河系内の塵や遠方銀河も明るく写るため、位置が変化したように見える二つの点を結び付けただけでは、同じ天体が公転した証拠として十分ではありません。

本当にプラネットナインであれば、予測された位置へ時間どおりに移動し、太陽を焦点とする軌道に乗り、その質量や明るさが周辺天体の軌道を説明できる必要があります。

ニュースの「candidate」「possible」「hint」という語は発見確定を意味しないため、日本語の見出しで断定的に見えても、論文本文に追観測が必要と書かれていないかを確認することが重要です。

証拠の種類を分けて評価する

第9番惑星説をめぐる議論では、存在を支持する研究と疑問を示す研究のどちらか一方だけを見るのではなく、それぞれが扱っている証拠の種類と限界を分けて考える必要があります。

数値シミュレーションが実際の軌道分布をよく再現しても、別の初期条件や太陽系形成史で似た結果が得られる可能性があり、反対に一つの探索で見つからなくても、その空域や明るさの外側には候補が残ります。

• 直接画像があるか
• 複数時期で動きを測れたか
• 軌道が計算できるか
• 観測バイアスを補正したか
• 別のモデルと比較したか
• 独立研究で再現されたか

軌道の集まりは仮説を作る証拠、シミュレーションは仮説の整合性を調べる証拠、不検出は存在可能な範囲を狭める証拠、光点の追跡は直接発見へ進む証拠というように役割が異なります。

現状では間接証拠に興味深い結果がある一方、標本の偏りや反例となる天体も存在し、直接観測がないため、存在確率を一つの確定した数字で表すことは困難です。

今後も見つからない場合の考え方

ルービン天文台などによる深い広域観測が進み、予測された明るさと軌道の範囲がほぼ調べ尽くされても惑星が見つからなければ、現在の代表的なプラネットナインモデルは大きな修正を迫られます。

その場合でも、外縁天体の特殊な軌道そのものが消えるわけではなく、太陽が生まれた星団での恒星接近、過去に存在して太陽系外へ放出された惑星、銀河潮汐、未知の小天体集団など別の形成史が検討されます。

反対に、より多くの外縁天体が見つかり、観測バイアスを補正した後も同じ軌道構造が明確になれば、見えない惑星の存在を支持する力学的証拠は強まり、探索領域も狭くなる可能性があります。

新しい天体が従来の集まりから次々に外れる場合は、一個の大型惑星で現在の軌道を維持するモデルより、太陽系形成初期の一時的な出来事を重視する説明が有力になることも考えられます。

見つかるか見つからないかだけでなく、探索過程で発見される準惑星候補、セドナ型天体、内側オールト雲天体の分布が、太陽系の境界と形成史を理解する重要な成果になります。

未発見の理由を知れば現在地が見えてくる

第9番惑星プラネットナインが見つからない主な理由は、候補領域が太陽から数百天文単位も離れ、反射光が極端に弱く、空の上での移動が遅いうえ、予測位置が広く、残された有力領域の一部が恒星の密集する銀河面と重なっているためです。

これまでの探索によって多くの空域や明るさの範囲が除外されましたが、すべての軌道、距離、反射率を調べ終えたわけではなく、未発見という事実だけで不存在が確定した状況ではありません。

一方、存在の根拠とされる外縁天体の軌道集中には観測バイアスへの反論があり、アモナイトや2017 OF201のように従来の集まりから外れる天体も報告されているため、間接証拠を確定的な発見として扱うこともできません。

2025年に報告されたIRASとAKARIの赤外線候補も追観測が必要な段階であり、2026年6月29日時点で軌道が確定した第9惑星は発表されていません。

今後はルービン天文台の反復観測によって暗い移動天体の標本が増え、すばる望遠鏡や赤外線観測との連携が進むことで、惑星そのものが見つかるか、現在の予測範囲が大幅に狭められる可能性があります。

プラネットナイン説の価値は未知の惑星が存在するという期待だけにあるのではなく、見つからない理由を一つずつ検証する過程を通して、太陽系外縁部にどのような天体があり、約46億年前の太陽系がどのように形成されたのかを明らかにできる点にもあります。