Dvergplanet

En dvergplanet er i henhold til Den internasjonale astronomiske unions (IAU) definisjon et himmellegeme i direkte bane rundt solen, og som har tilstrekkelig masse til at formen kontrolleres av gravitasjonskrefter snarere enn mekaniske krefter (og dermed er en ellipsoide), men som ikke har ryddet sin egen naboregion for andre legemer. Mer eksplisitt er det et planetmasseobjekt – det har tilstrekkelig masse til å overvinne den indre trykkstyrken og oppnå hydrostatisk likevekt – men er verken en planet eller en måne.
Begrepet dvergplanet ble tatt i bruk i 2006 som en del av den tredelte kategoriseringen av legemer i bane rundt solen, forårsaket av en økning i oppdagelser av transneptunske objekter på størrelser opp mot Pluto, og til slutt fremskyndet av oppdagelsen av et objekt med større masse: Eris. Klassifiseringen slår fast at legemer som er tilstrekkelig store til at de har ryddet nabolaget til sine egne baner defineres som planeter, mens de som ikke er tilstrekkelig store til å bli sfæriske av sin egen gravitasjon defineres som smålegemer. Dvergplaneter er plassert mellom disse to. IAUs ekskludering av dvergplaneter fra listen over planeter har blitt både hyllet og kritisert; Mike Brown uttalte at det var en «riktig beslutning», som oppdaget Eris og andre nye dvergplaneter, men har blitt avslått av Alan Stern, som hadde innført begrepet dvergplanet i 1990.
Per juni 2013 anerkjenner IAU fem dvergplaneter i solsystemet: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake og Eris. Bare Ceres og Pluto har imidlertid blitt tilstrekkelig studert i detalj til å kunne påvise at de passer til definisjonen. Eris har blitt akseptert som en dvergplanet fordi den har større masse enn Pluto. IAU har i ettertid besluttet å navngi transneptunske objekter med en absolutt størrelsesklasse lysere enn 01 (og dermed en diameter på ≥ 838 km forutsatt en geometrisk albedo ≤ 1) skal navngis under forutsetning om at de er dvergplaneter. Bare to objekter kjent på den tiden – Makemake og Haumea – gikk gjennom denne navneprosedyren og ble erklært å være dvergplaneter.
Det antas at ytterligere hundre kjente objekter i solsystemet er dvergplaneter. Estimater antyder at det opp mot 200 dvergplaneter kan bli funnet når hele regionen kjent som Kuiperbeltet er utforsket, og at antallet kan bli så høyt som 2 000 når objekter spredt utenfor Kuiperbeltet regnes med. Mike Brown publiserte i august 2011 en liste på 390 kandidatobjekter organisert i kategorier fra «muligens» til «nesten sikkert» at de oppfyller IAUs kriterier sammen med en klassifiseringsmetodologi. Brown identfifiserer ni kjente objekter – de fem nevnte pluss 2007 OR₁₀, Sedna, Quaoar og Orcus – som «nesten sikre», og ytterligere to dusin som «svært sannsynlig» og der er sannsynligvis rundt hundre slike objekter totalt.
Klassifiseringen av legemer i andre planetsystemer med egenskapene til dvergplaneter har ikke blitt behandlet enda.

Banedominans

Alan Stern og Harold F. Levison introduserte parameteren Λ (lambda) som et uttrykk for sannsynligheten for et møte som resulterer i en gitt nedbøyning av bane. Verdien av denne parameteren er i Sterns modell proporsjonal med kvadratroten av massen og invers proporsjonal til perioden. Ifølge forfatterne kan verdien brukes for å estimere kapasiteten et legeme har til å rydde nabolaget til sin egen bane, der Λ > 1 til slutt vil rydde den. Et gap på fem størrelsesklasser i Λ ble funnet mellom de minste terrestriske planetene og de største asteroidene og kuiperbelteobjektene.
Ved bruk av denne parameteren argumenterte Steven Soter og andre astronomer for en distinksjon mellom planeter og dvergplaneter basert på den manglende evnen til sistnevnte til å «rydde nabolaget rundt sin egen bane»: planeter er i stand til å fjerne mindre legemer nær sine egne baner ved kollisjon, innfanging eller gravitasjonell forstyrrelse (eller etablere en baneresonans som forhindrer kollisjoner), mens dvergplaneter mangler massen til å gjøre dette. Soter foreslo videre en parameter han kalte den planetariske diskriminanten, designet med symbolet µ (my), som representerer en eksperimentell måling av den faktiske graden av renhet til banesonen. Parameteren kalkuleres ved å dele massen til kandidatlegemet med den totale massen til andre legemer som deler samme banesone, og µ > 100 anses å være ryddet. Det finnes flere andre ordninger som forsøker å skille mellom planeter og dvergplaneter, men definisjonen fra 2006 bruker dette konseptet.

Størrelse og masse

Tilstrekkelig indre trykk, forårsaket av legemetes gravitasjon, vil gjøre et legeme plastisk, og tilstrekkelig plastisitet vil gjøre det mulig for topper å synke og lavpunkt å heves – en prosess kjent som gravitasjonell relaksasjon. Legemer mindre enn et par kilometer domineres av ikke-gravitasjonelle krefter og har en tendens til å være kantete i formen. Større objekter hvor gravitasjon er betydelig, men ikke dominerende, er «potet»-formet. Jo mer massivt et legeme er, jo høyere er det indre trykket og jo mer avrundet blir formen, helt til den når en maksimal avrunding ved hydrostatisk likevekt. Dette er den definerende grensen for en dvergplanet.
Når et objekt er i hydrostatisk likevekt vil et globalt lag av væske som dekker overflaten danne en flytende overflate med samme form som legemet, bortsett fra ved små overflateformasjoner som kratere og sprekker. Dersom legemet ikke roterer, vil den være en kule, men jo raskere roterer, jor mer flattrykt eller til og med ellipsoidisk blir den. Hvis et slikt roterende legeme imidlertid skulle værmes opp til det smeltet, hville den generelle formen endres mens den var flytende. Det ekstreme eksemepelet på et ikke-sfærisk legeme i hydrostatisk likevekt er Haumea, som er dobbelt så lang langs hovedaksen som den er ved polene.
Den øvre og nedre størrelse- og massegrensen for dvergplaneter har ikke blitt spesifisert av IAU. Det finnes ingen definert øvre grense, og et objekt som er større eller mer massiv en Merkur, men som ikke har «ryddet nabolaget rundt sin bane», vil bli klassifisert som en dvergplanet. Den nedre grensen bestemmes av kravene for å oppnå hydrostatisk likevektsform, men størrelsen eller massen hvor et objekt oppnår denne formen avhenger av sammensetningen og den termiske historien. Det opprinnelige utkastet til resolusjonen fra 2006 omdefinerte hydrostatisk likevektsform «til objekter med masse over 5×10²⁰ kg og en diameter større enn 800 km», men dette ble ikke med i det endelige utkastet.
Empiriske observasjoner tyder på at den nedre grensen vil variere i henhold til objektenes sammensetningen og termiske historie. For et legeme laget av rigide silikater, slik som steinasteroider, bør overgangen til hydrostatisk likevekt finne sted ved en diameter på ca. 600 km og en masse på rundt 3,4×10²⁰ kg. For et legeme av mindre rigid vannis burde grensen være ca. 320 km og ≈×10¹⁹ kg. I asteroidebeltet er Ceres det eneste legemet som klart passerer silikatgrensen (selv om det faktisk er et stein-is-legeme), og formen er en likevektet sfæroide. Pallas og Vesta er imidlertid steinete og ligger like under grensen. Pallas, som er 525–560 km og 1,85–2,4×10²⁰ kg er «nesten rund», men fremdeles noe irregulær. Vesta, som er 530 kg og 2,6×10²⁰ kg avviker fra en ellipsoidisk form hovedsakelig på grunn av et stort nedslagsbasseng på en av polene.
Blant is-legemene er Mimas det minste som er kjent å være i hydrostatisk likevekt med en størrelse på 396 km og 3,75×10¹⁹ kg. Det største irregulære legemet i det ytre solsystemet er Proteus som er tilnærmet, men ikke helt avrundet med en diameter på 405–435 kg og en antatt masse på ≈4,4×10¹⁹ kg. Legemer som Mimas kan ha hatt en varmere termisk historie en Proteus, og formene deres kan ha blitt endret etter en kollisjon. Ingen legeme er av ren is slik som anslagene for den nedre grensen sier, men Mike Brown antyder imidlertid at den nedre grensen for en dvergplanet av is i praksis ligger noe under 400 km. Det finnes per 2012 ca. 100 transneptunske objekter (TNO) som er estimert å være over denne størrelsen.

Tilleggskandidater

Etter Ceres er 4 Vesta det nest mest massive legemet i asteroidebeltet, og kan kanskje også klassifiseres som en dvergplanet siden formen synes å avvike fra hydrostatisk likevekt hovedsakelig på grunn av et stort nedslagskrater som oppstod etter at den ble fast. Definisjonen av en dvergplanet omtaler ikke slike tilfeller, men romsonden Dawn, som har gått i bane rundt Vesta siden juli 2011, kan bidra til å klare opp i problemstillingen.
Mange TNOer antas å ha kjerner av is og at de derfor vil måtte ha en diameter opp mot 400 km – bare 3 % av jordens – for å oppnå gravitasjonell likevekt og bli dvergplaneter av plutoideklassen. Selv om diameterne til disse objekte bare er kjent gjennom grove estimater, var det i 2011 antatt at over hundre av de kjente legemene utenfor Neptun var sannsynlige dvergplaneter. Et lag undersøker tretti av disse, og det antas at antallet vil vise seg å være ca. 200 i Kuiperbeltet og mange flere utenfor.

Måner med planetmasse

Nitten måner er tilstrekkelig massive til å ha fått en avrundet form på grunn av deres egen gravitasjon. De har ingen betydelig fysisk forskjell fra dvergplanetene, men er ikke medlem av den klassen i henhold til IAUs definisjon fordi de ikke går i bane direkte rundt solen. Disse objektene er jordens måne, de fire galileiske månene til Jupiter (Io, Europa, Ganymedes og Callisto), syv av Saturns måner (Mimas, Enceladus, Tethys, Dione, Rhea, Titan og Iapetus), fem av Uranus' måner (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania og Oberon, en av Neptuns måner (Triton) og en av Plutos måner (Charon). Begrepet planemo («planet-masse-objekt») dekker både dvergplaneter og slike måner, i tillegg til planeter. Alan Stern betrakter dem som en spesiell kategori av planeter – «satellittplaneter».
Til tross for kravet om at dvergplaneter skal gå i bane direkte rundt solen, fastslår resolusjonsforslag (5) som ble presentert for IAU, og som anså dvergplaneter for å være en kategori av planeter, at Charon skulle anses som en planet fordi den dreier med Pluto rundt et felles massesentrum som ligger mellom de to legemene (snarere enn i et av dem). Merk imidlertid at massesenteret til Jupiter-solen-systemet ligger utenfor solen, og at Jupiter ifølge den definisjonen ikke ville ha blitt regnet som en satellitt til solen, og derfor ikke en planet. Denne definisjonen ble imidlertid ikke tatt med i IAUs endelige resolusjon.

Stridigheter

I kjølvannet av IAUs definisjon for dvergplaneter, uttrykte en rekke forskere sin uenighet med resolusjonen. Flere kampanjer inkluderte klistremerker på biler og klær med som uttrykte uenigheten. Mike Brown (oppdageren av Eris) er enig med reduksjonen av antall planeter til åtte.
NASA har annonsert at de vil bruke de nye retningslinjene etablert av IAU. Alan Stern, direktøren for NASAs oppdrag til Pluto, avviser imidlertid den nåværende definisjonen av planeter, både i form av å definere dvergplaneter som noe annet enn en type planeter og i å bruke muntlige karakteristikker (snarere enn reelle karakteristikker) av gjenstander for å definere dem som dvergplaneter. Dermed har Stern og hans lag fortsatt å omtale Pluto som den niende planeten med virkning fra januar 2008, og akseptert andre dvergplaneter som Ceres og Eris som tilleggsplaneter. Flere år før IAUs definisjon brukte han baneegenskaper for å skille «überplanets» (de åtte dominerende) fra «unterplanets» (dvergplanetene), og anså begge typene for å være 'planeter'.