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 *[[planet]]er*, mens de som ikke er tilstrekkelig store til å bli sfæriske av sin egen gravitasjon defineres som *[[Smålegemer i solsystemet|smålegemer]]*. Dvergplaneter er plassert mellom disse to. IAUs ekskludering av dvergplaneter fra listen over planeter har blitt både hyllet og kritisert; Mike Brown, som oppdaget  og andre nye dvergplaneter, uttalte at det var en «riktig beslutning», men har blitt kritisert av Alan Stern, som hadde innført begrepet *dvergplanet* i 1990.

Per juni 2013 anerkjenner IAU fem dvergplaneter i solsystemet: , Pluto, ,  og . 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 ≥&nbsp;838&nbsp;km forutsatt en geometrisk albedo ≤&nbsp;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&nbsp;dvergplaneter kan bli funnet når hele regionen kjent som Kuiperbeltet er utforsket, og at antallet kan bli så høyt som  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 Gonggong, ,  og  – 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.

## Begrepets historie

Før oppdagelsene tidlig på 2000-tallet hadde ikke astronomene noe sterkt behov for en formell planetdefinisjon. Etter oppdagelsen av Pluto i 1930 var astronomene enige om at solsystemet hadde ni planeter i tillegg til tusenvis av betydelig mindre legemer som asteroider og kometer. I nesten 50&nbsp;år var Pluto ansett å være større enn Merkur, men med oppdagelsen av plutomånen Charon ble det mulig å måle Plutos masse nøyaktig og å fastslå at den er mye mindre enn de opprinnelige estimatene.

Pluto hadde ca. en tjuedel av Merkurs masse, noe som gjorde den til den klart minste planeten. Selv om den var ti ganger så massiv som Ceres, det største legemet i asteroidebeltet, var den en femtedel av jordens måne. Videre var de uvanlige egenskapene som høy baneeksentrisitet og en høy baneinklinasjon beviser for en helt annerledes type legeme enn de øvrige planetene.

På 1990-tallet begynte astronomer å oppdage objekter i samme regionen som Pluto (nå kjent som Kuiperbeltet), og noen lengre unna. Mange av disse hadde noen av de samme baneparametrene som Pluto, og Pluto ble av mange nå sett på som det største medlemmet av en ny klasse av objekter – plutinoer. Dette førte til at noen astronomer sluttet å referere til Pluto som en planet. Flere begreper, inkludert *[[småplanet]]*, *subplanet* og *planetoide*, ble tatt i bruk for de legemene som nå er kjent som *dvergplaneter*.

Før 2005 ble tre andre legemer – Quaoar, Sedna og  – sammenlignbare med Pluto i størrelse og bane omtalt i vitenskapelig litteratur. Det ble da klart at enten måtte de også klassifiseres som planeter, eller så måtte Pluto omklassifiseres. Astronomer var også sikre på at flere objekter på størrelse med Pluto ville bli oppdaget, og at antallet planeter dermed ville vokse raskt dersom Pluto forble en planet.

I 2006 antok man at Eris (da kjent som ) var noe større enn Pluto, og noen rapporter refererte uoffisielt til Eris som den *[[Planet X|tiende planeten]]*. Som en konsekvens ble temaet gjenstand for en intens debatt under IAUs generalforsamling i august 2006. IAUs opprinnelige forslag inkluderte Charon, Eris og Ceres på listen over planeter, men etter at mange astronomer gikk i mot dette forslaget ble et alternativt forslag foreslått av den uruguayanske astronomen Julio Ángel Fernández. Dette forslaget innførte en mellomklassifisering for objekter som er tilstrekkelig store til å bli runde, men som ikke har ryddet nabolaget sitt for planetesimaler. I tillegg til at Charon forsvant ut av listen ble også Pluto, Ceres og Eris tatt ut siden de ikke hadde ryddet sine baner.

IAUs endelige resolusjon bevarte dette tredelte kategorisystemet for himmellegemene i bane rundt solen. Fernández foreslo å kalle de mellomste objektene *planetoider*, men forsamlingen i IAUs divisjon III stemte enstemmig for å kalle dem dvergplaneter. Resolusjon #5A sier:

Begrepet *dvergplanet* er kontroversielt, fordi grammatisk lesning antyder at disse legemene er planeter. Resolusjon #5A ble fulgt av resolusjon #5B, som definerer dvergplaneter som en undertype planeter, ulike de åtte andre «klassiske planetene». Med denne ordningen ble de tolv planetene i det avslåtte forslaget bevart i et skille mellom åtte «klassiske planeter» og fire «dvergplaneter». Resolusjon #5B ble imidlertid forkastet i samme sesjon som #5A ble vedtatt, og derfor ble bare *dvergplanet*-delen gjort offisiell.

På grunn av den gramatiske inkonsekvensen ved at en *dvergplanet* ikke er en planet, mens en *[[dvergstjerne]]* er en stjerne, har alternative forslag som *nanoplanet* og *subplanet* blitt foreslått. Det ble imidlertid fastslått at begrepet *dvergplanet* allerede hadde blitt tatt i generell bruk og at det var for sent å endre det. Begrepet er en parallell til *[[småplanet]]* som heller ikke er en type planet.

I de fleste språk har tilsvarende begrep blitt til ved å oversette *dwarf planet* mer eller mindre bokstavelig: fransk *planète naine*, tysk *Zergplanet*, russisk *карликовая планета* (*karlikovaya planeta*), arabisk *كوكب قزم* (*kaukab qazm*), kinesisk *矮行星* (*ǎixíngxīng*) og så videre, men japansk er et unntak. På japansk kalles disse legemene *junwakusei* *(準惑星)* hvor wakusei (惑星) er 'planet' og *jun-* (準) er et prefiks som tilsvarer ordene *kvasi-*, *nesten-* og *sub-*. På japansk kalles de derfor 'subplaneter' eller 'nesten-planeter'. Det moderne latinske navnene for denne objektklassen, *planetulus* eller *planetion* ifølge en gresk navnestil, er også en diminutiv form for *planeta*, og betyr derfor «liten planet».

Selv om det ble reist bekymeringer om klassifiseringen av planeter i bane rundt andre stjerner, ble ikke problemet løst; det ble i stedet foreslått å løse dette først når slike objekter begynner å bli observert.

IAUs resolusjon #6A fra 2006 anerkjenner Pluto som «prototypen for en ny kategori av transneptunske objekter». Navnet og den presise naturen til denne kategorien ble ikke spesifisert, men overlatt til IAU for å etablere på et senere tidspunkt; i debatten frem mot vedtaket ble medlemmene av kategorien vekselvis referert til som *plutoner* og *plutonske objekter*, men ingen av navnene førte frem. 11. juni 2008 offentliggjorde IAU Executive Committee navnet *[[plutoide]]* sammen med en definisjon: alle transneptunske dvergplaneter er plutoider, dog «delvis på grunn av en e-post-kommunikasjonssvikt – [WG-PSN Working Group for Planetary System Nomenclature] var ikke involvert i valget av ordet plutoide. ... Faktisk avviste en avstemming i WG-PSN i etterkant av møtet i Executive Committee bruken av dette spesifikke begrepet.» 18. juli 2008 klassifiserte WP-PSN objektet da kjent som *(136472) 2005 FY<sub>9</sub>* som en dvergplanet, og ga den navnet . I september samme år fulgte .

## Egenskaper



### 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&nbsp;>&nbsp;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&nbsp;>&nbsp;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 , 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&nbsp;kg og en diameter større enn 800&nbsp;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&nbsp;km og en masse på rundt 3,4&nbsp;kg. For et legeme av mindre rigid vannis burde grensen være ca. 320&nbsp;km og ≈&nbsp;kg. I asteroidebeltet er  det eneste legemet som klart passerer silikatgrensen (selv om det faktisk er et stein-is-legeme), og formen er en likevektet sfæroide.  og  er imidlertid steinete og ligger like under grensen. Pallas, som er 525–560&nbsp;km og 1,85–2,4&nbsp;kg er «nesten rund», men fremdeles noe irregulær. Vesta, som er 530&nbsp;kg og 2,6&nbsp;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&nbsp;km og 3,75&nbsp;kg. Det største irregulære legemet i det ytre solsystemet er Proteus som er tilnærmet, men ikke helt avrundet med en diameter på 405–435&nbsp;kg og en antatt masse på ≈4,4&nbsp;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&nbsp;km. Det finnes per 2012 ca. 100 transneptunske objekter (TNO) som er estimert å være over denne størrelsen.

## Offisielle og «nesten sikre» dvergplaneter
Per 2013 er fem objekter anerkjent som dvergplaneter av Den internasjonale astronomiske union, mens fire andre anses som «nesten sikre». To av disse – Ceres og Pluto – er kjent gjennom direkte observasjoner. De andre syv antas å være tilstrekkelig massive til å være i hydrostatisk likevekt selv om de er kompakte (primært bergarter) og i den lavere enden av de estimerte diameterne. Eris er mer massiv enn Pluto; Haumea og Makemake ble akseptert som dvergplaneter basert på absolutte størrelsesklasser. I relativ avstand fra solen er disse fem:

#  () – oppdaget 1. januar 1801, 45 år før Neptun. Ceres ble ansett for å være en planet i ca. 50 år før den ble omklassifisert til en asteroide. Akseptert av IAU som en dvergplanet 13. september 2006.
#  () – oppdaget 18. februar 1930. Klassifisert som en planet i 76&nbsp;år før den ble omklassifisert til dvergplanet av IAU 24. august 2006.
#  – oppdaget 28. desember 2004. Akseptert av IAU som en dvergplanet 17. september 2008.
#  – oppdaget 31. mars 2005. Akseptert av IAU som en dvergplanet 11. juli 2008
#  – oppdaget 5. januar 2005. Ble i media kalt «den tiende planeten». Akseptert av IAU som en dvergplanet 13. september 2006.

Brown identifiserer ytterligere fire objekter som «må være dvergplaneter selv om overveiende steinete»:

#  – oppdaget 17. februar 2004
#  – oppdaget 5. juni 2002
#  – oppdaget 17. juli 2007
#  – oppdaget 14. november 2003

Ingen romsonder har besøkt noen av disse. Dette vil endres dersom NASA-sondene *[[Dawn (romsonde)|Dawn]]* og *[[New Horizons]]* når frem til henholdsvis Ceres og Pluto. Planene for *Dawn* er å gå i bane rundt Ceres, og *New Horizons* skal etter planen fly forbi Pluto – begge i 2015. *Dawn* gikk inn i bane rundt den *potensielle* dvergplaneten  16. juli 2011.

## Tilleggskandidater

Etter Ceres er  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 (romsonde)|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&nbsp;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 *[[Planet#Objekter med planetmasse|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'.

## Noter og referanser
;Noter




;Litteraturhenvisninger




;Øvrige referanser




## Litteratur
;Artikler

* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 
* 

;Bøker

* 
* 
* 
* 

## Eksterne lenker

* 
* 
*  NPR: Dwarf Planets May Finally Get Respect (David Kestenbaum)
*  BBC News: Q&A New planets proposal, 16. august 2006
*  Citizen, Ottawa: The case against Pluto (P. Surdas Mohit) 24. august 2006
*  Hilton, James L., When Did the asteroids Become Minor Planets?
*  NASA: IYA 2009 Dwarf Planets