Dvergplanet

Må ikke forveksles med Småplanet.
Ceres i naturlige farger fotografert av romsonden Dawn i mai 2015. Det er den eneste dvergplaneten i asteroidebeltet.
Pluto fotografert av romsonden New Horizons 13. juli 2015
En kunstners fremstilling av Haumea og månene Hiʻiaka og Namaka.
En kunstners fremstilling av Makemake
Eris sett med Hubble-teleskopet

En dvergplanet er i henhold til Den internasjonale astronomiske unions (IAU) definisjon et himmellegeme i direkte bane rundt solen,[1] 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.[2][3] 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,[1] 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.[L 1] 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, som oppdaget Eris og andre nye dvergplaneter, uttalte at det var en «riktig beslutning»,[4][5][6] men har blitt kritisert av Alan Stern,[7][8] som hadde innført begrepet dvergplanet i 1990.[L 2]

Per juni 2013 anerkjenner IAU fem dvergplaneter i solsystemet: Ceres, Pluto, Haumea, Makemake og Eris.[9] 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)[10] skal navngis under forutsetning om at de er dvergplaneter.[11] 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.[12] 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.[13] 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.[14] Brown identfifiserer ni kjente objekter – de fem nevnte pluss 2007 OR10, Sedna, Quaoar og Orcus – som «nesten sikre»,[12] og ytterligere to dusin som «svært sannsynlig»[12] og der er sannsynligvis rundt hundre slike objekter totalt.[12]

Klassifiseringen av legemer i andre planetsystemer med egenskapene til dvergplaneter har ikke blitt behandlet enda.[15]

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 år var Pluto ansett å være større enn Merkur,[16][17] 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.[L 3]

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.[L 4] Videre var de uvanlige egenskapene som høy baneeksentrisitet og en høy baneinklinasjon beviser for en helt annerledes type legeme enn de øvrige planetene.[L 5]

På 1990-tallet begynte astronomer å oppdage objekter i samme regionen som Pluto (nå kjent som Kuiperbeltet), og noen lengre unna.[18] 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.[19][20]

Før 2005 ble tre andre legemer – Quaoar, Sedna og Eris – sammenlignbare med Pluto i størrelse og bane omtalt i vitenskapelig litteratur.[21] Det ble da klart at enten måtte de også klassifiseres som planeter, eller så måtte Pluto omklassifiseres.[22] 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.[23]

I 2006 antok man at Eris (da kjent som 2003 UB313) var noe større enn Pluto, og noen rapporter refererte uoffisielt til Eris som den tiende planeten.[24] Som en konsekvens ble temaet gjenstand for en intens debatt under IAUs generalforsamling i august 2006.[25] 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.[26]

IAUs endelige resolusjon bevarte dette tredelte kategorisystemet for himmellegemene i bane rundt solen. Fernández foreslo å kalle de mellomste objektene planetoider,[27][28] men forsamlingen i IAUs divisjon III stemte enstemmig for å kalle dem dvergplaneter.[1] Resolusjon #5A sier:

IAU ... beslutter at planeter og andre legemer, med unntak av satellitter, i vårt solsystem skal defineres i tre distinkte kategorier på følgende måte:

  1. En planet[a] er et himmellegme som (a) er i bane rundt solen, (b) har tilstrekkelig masse til at dens egengravitasjon overkommer det rigide legemets krefter slik at det antar en hydrostatisk likevekt (nær kuleformet), og (c) har ryddet nabolaget rundt sin bane.
  2. En «dvergplanet» er et himmellegeme som (a) er i bane rundt solen, (b) har tilstrekkelig masse til at dens egengravitasjon overkommer det rigide legemets krefter slik at det antar en hydrostatisk likevekt (nær kuleformet),[b] (c) har ikke ryddet nabolaget rundt sin egen bane, og (d) ikke er en satellitt.
  3. Alle andre objekter,[c] med unntak av satellitter, i bane rundt solen skal samlet refereres til som «smålegemer i solsystemet».

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.[L 6]

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.[L 7] 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,[15] ble ikke problemet løst; det ble i stedet foreslått å løse dette først når slike objekter begynner å bli observert.[26]

IAUs resolusjon #6A[29] 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.[1] 11. juni 2008 offentliggjorde IAU Executive Committee navnet plutoide sammen med en definisjon: alle transneptunske dvergplaneter er plutoider,[30] 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.»[L 7] 18. juli 2008 klassifiserte WP-PSN objektet da kjent som (136472) 2005 FY9 som en dvergplanet, og ga den navnet Makemake. I september samme år fulgte Haumea.[31]

Egenskaper

Planetariske diskriminanter[L 8]
Legeme Masse (M⊕[d])
Λ[e] µ[f]
Merkur 0,055 1,95×103 9,1×104
Venus 0,815 1,66×105 1,35×106
Jorden 1 1,53×105 1,7×106
Mars 0,107 9,42×102 1,8×105
Ceres 0,000 15 8,32×10−4 0,33
Jupiter 317,7 1,30×109 6,25×105
Saturn 95,2 4,68×107 1,9×105
Uranus 14,5 3,85×105 2,9×104
Neptun 17,1 2,73×105 2,4×104
Pluto 0,0022 2,95×10−3 0,077
Haumea 0,00067 2,68×10–4 0,02
Makemake 0,00067 2,22×10–4 0,02[g]
Eris 0,0028 2,13×10−3 0,10

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.[L 9] 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.[L 8]

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.[L 9] 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.[L 8] Det finnes flere andre ordninger som forsøker å skille mellom planeter og dvergplaneter,[7] men definisjonen fra 2006 bruker dette konseptet.[1]

Størrelse og masse

Utdypende artikkel: Hydrostatisk likevekt

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.[L 10]

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.

Massene til de fire største plutoidene i tillegg til Ceres og Charon sammenlignet med jordens måne. Makemakes masse er et grovt estimat. (Se plutoide for en graf over flere kandidater til dvergplaneter uten Ceres.)

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.[32] 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»,[15] men dette ble ikke med i det endelige utkastet.[1]

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.[33] 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.[L 11] 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.[13] 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,[34] mens fire andre anses som «nesten sikre».[12] 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.[12] Eris er mer massiv enn Pluto; Haumea og Makemake ble akseptert som dvergplaneter basert på absolutte størrelsesklasser.[9][29] I relativ avstand fra solen er disse fem:

  1. Ceres (⚳) – 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.
  2. Pluto (⯓) – oppdaget 18. februar 1930. Klassifisert som en planet i 76 år før den ble omklassifisert til dvergplanet av IAU 24. august 2006.
  3. Haumea – oppdaget 28. desember 2004. Akseptert av IAU som en dvergplanet 17. september 2008.
  4. Makemake – oppdaget 31. mars 2005. Akseptert av IAU som en dvergplanet 11. juli 2008
  5. Eris – 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»:

  1. Orcus – oppdaget 17. februar 2004
  2. Quaoar – oppdaget 5. juni 2002
  3. (225088) 2007 OR10 – oppdaget 17. juli 2007
  4. Sedna – oppdaget 14. november 2003

Ingen romsonder har besøkt noen av disse. Dette vil endres dersom NASA-sondene 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 4 Vesta 16. juli 2011.[35]

Baneegenskaper
Offisielle dvergplaneter[36]
Navn Region i
solsystemet 		Baneradius
(AE) 		Omløpstid
(år) 		Gjennomsnittlig
banefart (km/s) 		Inklinasjon
til ekliptikken 		Bane-
eksentrisitet 		Planetarisk
diskriminant
Ceres Asteroidebeltet 2,77 4,60 17,882 10,59° 0,079 0,33
Pluto Kuiperbeltet (plutino) 39,48 248,09 4,666 17,14° 0,249 0,077
Haumea Kuiperbeltet (12:7) 43,13 283,28 28,22° 0,195 0,020
Makemake Kuiperbeltet (cubewano) 45,79 309,9 4,419 28,96° 0,159 0,02
Eris Den spredte skiven 67,67 557 3,436 44,19° 0,442 0,10
«Nesten sikre» dvergplaneter[36]
Orcus Kuiperbeltet (plutino) 39,17 245,18 20,57° 0,227 0,003
(307261) 2002 MS4 Kuiperbeltet (cubewano) 41,931 271,53 17,693° 0,14135
Quaoar Kuiperbeltet (cubewano) 43,405 285,97 8,00° 0,039 0.007–0.010
(225088) 2007 OR10 Den spredte skiven (10:3?) 67,21 550,98 30,70° 0,500 ?
Sedna E-SDO 518,57 ≈11 400 11,93° 0,853 ?
Fysiske egenskaper
Offisielle dvergplaneter
Navn Ekvator-
diameter
relativ til
månen 		Ekvator-
diameter
(km)[12] 		Masse
relativ til
månen 		Masse
(×1021 kg) 		Tetthet
(g/cm³) 		Overflate-
gravitasjon
(m/s²) 		Unnslipnings-
hastighet
(km/s) 		Akse-
inklinasjon 		Rotasjons-
periode
(dager) 		Måner Overflate-
temp.
(K) 		Atmosfære
Ceres 28 % 974,6 ± 3,2 1,3 % 0,94 2,08 0,27 0,51 ≈ 3° 0,38 0 167 ingen
Pluto 66 % 2 306 ± 20 17,8 % 13,05 2,0 0,58 1,2 119,59° −6,39 5 44 forbigående
Haumea ≈ 37 % 1300 ± ? 5,5 % 4,01 ± 0,04 2,6–3,3 (?) 0,44 0,84 0,16 2 32 ± 3 ?
Makemake 41 % 1 420 ± 60 ≈ 4 % ? ≈ 3 ? ? ? 0,32 0 ≈ 30 forbigående?
Eris 67 % 2 326 ± 12 22,7 % 16,7 2,5 ≈ 0,8 1,3 ≈ 1 (0,75–1,4) 1 ≈ 42 forbigående?
«Nesten sikre» dvergplaneter
Orcus ≈ 22 % 760–810 0,9% 0,63 ? 0,55 1
(307261) 2002 MS4 ≈ 27 % 934±47 ? ? ? 0 ≈ 43
Quaoar ≈ 26% 890 ± 70 1,8–2,6% 1,6 ± 0,3 ? 0,74 1
Gonggong ≈ 37 % 1280 ± 210 ? ? ? 0
Sedna ≈ 30 % 995 ± 80 ≈1,4% ≈1 ? 0,42 0 ≈ 12

Tilleggskandidater

Illustrasjon av de relative størrelsene, albedoene og fargene til de største transneptunske objektene

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.[L 12] 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.[L 13]

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.[13] 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.[12] Et lag undersøker tretti av disse, og det antas at antallet vil vise seg å være ca. 200 i Kuiperbeltet og mange flere utenfor.[13]

Måner med planetmasse

Utdypende artikkel: Liste over måner etter diameter

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.[L 14] Alan Stern betrakter dem som en spesiell kategori av planeter – «satellittplaneter».[37]

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).[h][15] 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.[7] Flere kampanjer inkluderte klistremerker på biler og klær med som uttrykte uenigheten.[38] Mike Brown (oppdageren av Eris) er enig med reduksjonen av antall planeter til åtte.[39]

NASA har annonsert at de vil bruke de nye retningslinjene etablert av IAU.[40] 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.[41] Dermed har Stern og hans lag fortsatt å omtale Pluto som den niende planeten med virkning fra januar 2008,[42] 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'.[L 9]

Noter og referanser

Noter
  1. ^ De åtte planetene er: Merkur, Venus, jorden, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun
  2. ^ En prosess i IAU vil etableres for å tildele grenseobjektene en passende status
  3. ^ Disse inkluderer de fleste av solsystemets asteroider, transneptunske objekter (TNO), kometer og andre smålegemer.
  4. ^ M⊕ i jordmasser.
  5. ^ Λ = k M2 a−3/2, hvor k = 0,0043 for enhetene til Yg og AU. Λ > 1 for planeter.[L 9]
  6. ^ µ = M/m, hvor M er legemets masse og m er aggregatmassen til alle andre legemer som deler den samme banesonen. µ > 100 for planeter.
  7. ^ Kalkulert ved bruk av estimatene for massen til Kuiperbeltet funnet i Iorio, 2007 på 0,033 jordmasser
  8. ^ Fotnoten i den originale teksten sier: For to eller flere objekter som består av et fler-legemesystem .... Et sekundært objekt som tilfredsstiller disse forholdene, det vil si med tanke på masse, peker formen også på en planet dersom Barysenteret ligger utenfor primærlegemet. Sekundærobjekter som ikke tilfredsstiller disse kriteriene er «satellitter». Under denne definisjonen er Plutos kompanjong Charon en planet, noe som gjør Pluto-Charon til en dobbelplanet.
Litteraturhenvisninger
  1. ^ Brown (2007), s. 1 585
  2. ^ Stern 1991
  3. ^ Buie (2006), s. 290–298
  4. ^ Jewitt (2006)
  5. ^ Weintraub (2006), s. 1–272
  6. ^ Brown (2010)
  7. ^ a b IAU (2009)
  8. ^ a b c Soter (2006), s. 2 513–2 519
  9. ^ a b c d Stern (2002), s. 205–213
  10. ^ Lineweaver (2010)
  11. ^ McKinnon (2008), s. 220
  12. ^ Thomas (1997), s. 88–94
  13. ^ Russel (2006), s. 2 043–2 048
  14. ^ Basri (2006), s. 193–216
Øvrige referanser
  1. ^ a b c d e f «Definition of a Planet in the Solar System: Resolutions 5 and 6» (PDF). IAU 2006 General Assembly (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. 24. august 2006. Arkivert fra originalen (PDF) 25. juni 2008. Besøkt 7. september 2012. 
  2. ^ «IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes» (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. 2006. Arkivert fra originalen 5. februar 2008. Besøkt 7. september 2012. 
  3. ^ «Dwarf Planets» (på engelsk). NASA. Arkivert fra originalen 18. februar 2008. Besøkt 7. september 2012. 
  4. ^ Koski, Olivia (27. desember 2010). «Q&A: Astronomer Mike Brown on How He Killed Pluto» (på engelsk). Wired. Arkivert fra originalen 9. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  5. ^ Perlman, David (25. august 2006). «Pluto demoted -- from 9th planet to just a dwarf». San Francisco Chronicle (på engelsk). Arkivert fra originalen 30. juli 2010. Besøkt 7. september 2012. 
  6. ^ Kennedy, Stephanie (25. august 2006). «Pluto stripped of planet status». "AM", ABC Local Radio (på engelsk). Arkivert fra originalen 22. september 2006. Besøkt 7. september 2012. 
  7. ^ a b c Rincon, Paul (25. august 2006). «Pluto vote 'hijacked' in revolt» (på engelsk). BBC News. Arkivert fra originalen 23. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  8. ^ Salazar, Jorge (30. november 2009). «Alan Stern: 'A Chihuahua is still a dog, and Pluto is still a planet'» (på engelsk). EarthSky (Earthsky Interviews). Besøkt 7. september 2012. 
  9. ^ a b «Dwarf Planets and their Systems» (på engelsk). Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN). Arkivert fra originalen 29. juni 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  10. ^ Dan Bruton. «Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets» (på engelsk). Department of Physics & Astronomy (Stephen F. Austin State University). Arkivert fra originalen 23. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  11. ^ «Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto» (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. Arkivert fra originalen 2. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  12. ^ a b c d e f g h Brown, Mike. «How many dwarf planets are there in the outer solar system?» (på engelsk). Arkivert fra originalen 18. oktober 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  13. ^ a b c d Brown, Mike. «The Dwarf Planets» (på engelsk). California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  14. ^ «Free the Dwarf Planets!» (på engelsk). Brown, Mike. 24. august 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  15. ^ a b c d «The IAU draft definition of «planet» and «plutons»» (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. 16. august 2006. Arkivert fra originalen 26. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  16. ^ Mager, Brad. «Pluto Revealed». discoverofpluto.com (på engelsk). Arkivert fra originalen 22. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  17. ^ Cuk, Matija; Masters, Karen (14. september 2007). «Is Pluto a planet?» (på engelsk). Cornell University, Astronomy Department. Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  18. ^ Phillips, Tony; Phillips, Amelia (4. september 2006). «Much Ado about Pluto». PlutoPetition.com (på engelsk). Arkivert fra originalen 15. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  19. ^ «Planetoids Beyond Pluto» (på engelsk). Astrobiology Magazine. 30. desember 2004. Arkivert fra originalen 29. juni 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  20. ^ «Hubble Observes Planetoid Sedna, Mystery Deepens» (på engelsk). NASA's Hubble Space Telescope home site. 14. april 2004. Arkivert fra originalen 10. juni 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  21. ^ Brown, Mike. «The Discovery of Eris, the Largest Known Dwarf Planet» (på engelsk). California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  22. ^ Brown, Mike (2004). «What is the definition of a planet?» (på engelsk). California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  23. ^ Brown, Mike (16. august 2006). «War of the Worlds» (på engelsk). New York Times. Arkivert fra originalen 23. april 2009. Besøkt 7. september 2012. 
  24. ^ «Astronomers Measure Mass of Largest Dwarf Planet» (på engelsk). NASA's Hubble Space Telescope home site. 14. juni 2007. Arkivert fra originalen 10. juni 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  25. ^ Brown, Mike. «What makes a planet?» (på engelsk). California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  26. ^ a b Britt, Robert Roy (19. august 2006). «Details Emerge on Plan to Demote Pluto» (på engelsk). Arkivert fra originalen 28. juni 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  27. ^ Bailey, Mark E. «Comments & discussions on Resolution 5: The definition of a planet – Planets Galore». Dissertatio cum Nuncio Sidereo, Series Tertia – official newspaper of the IAU General Assembly 2006 (på engelsk). Astronomical Institute Prague. Arkivert fra originalen 20. juli 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  28. ^ «Dos uruguayos, Julio Fernández y Gonzalo Tancredi en la historia de la astronomía:reducen la cantidad de planetas de 9 a 8 ...&Anotaciones de Tancredi» (på spansk). Science and Research Institute, Mercedes, Uruguay. Arkivert fra originalen 20. desember 2007. Besøkt 8. september 2012. 
  29. ^ a b «IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes» (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. 24. august 2006. Arkivert fra originalen 26. juli 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  30. ^ «Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto» (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. 11. juni 2008. Arkivert fra originalen 2. juli 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  31. ^ «Minor Planets, Dwarf Planets» (på engelsk). Den internasjonale astronomiske union. Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  32. ^ «Julia Sweeney and Michael E. Brown». Hammer Conversations: KCET podcast (på engelsk). 2007. Arkivert fra originalen 26. juni 2008. Besøkt 7. september 2012. 
  33. ^ Cole, G.H.A. (2000). «Minimum Radius And Mass For A Planetary Body» (på engelsk). Arkivert fra originalen 6. juni 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  34. ^ «IAU names fifth dwarf planet Haumea» (på engelsk). Paris: Den internasjonale astronomiske union. 17. september 2008. Arkivert fra originalen 2. juli 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  35. ^ «DAWN: Mission status» (på engelsk). NASA/JPL. Arkivert fra originalen 16. juli 2011. Besøkt 7. september 2012. 
  36. ^ a b Bowell, Ted. «The Asteroid Orbital Elements Database» (på engelsk). Lowell-observatoriet. Besøkt 7. september 2012. [død lenke]
  37. ^ «Should Large Moons Be Called 'Satellite Planets'?». News.discovery.com (på engelsk). 14. mai 2010. Arkivert fra originalen 4. august 2010. Besøkt 7. september 2012. 
  38. ^ Chang, Alicia (25. august 2006). «Online merchants see green in Pluto news». Associated Press (på engelsk). USA Today. Besøkt 8. september 2012. 
  39. ^ Brown, Mike. «The Eight Planets» (på engelsk). California Institute of Technology, Department of Geological Sciences. Arkivert fra originalen 19. juli 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  40. ^ «Hotly-Debated Solar System Object Gets a Name» (på engelsk). NASA press release. 14. september 2006. Arkivert fra originalen 29. juni 2011. Besøkt 8. september 2012. 
  41. ^ Stern, Alan (6. september 2006). «Unabashedly Onward to the Ninth Planet» (på engelsk). New Horizons Web Site. Arkivert fra originalen 7. desember 2013. Besøkt 9. september 2012. 
  42. ^ Stern, Alan (17. januar 2008). «Happy Birthday New Horizons! Two Years on the Road to the Ninth Planet» (på engelsk). New Horizons Web Site. Arkivert fra originalen 25. mai 2012. Besøkt 9. september 2012. 

Litteratur

Artikler
Bøker

Eksterne lenker

PortalikonPortal:Astronomi