+ Planetes nans reconeguts per la UAI amb les seves dates de descobriment150px|link=Ceres (planeta nan)Ceres (1801)top|150x150px|link=Plutó (planeta nan)Plutó (1930)100px|link=Eris (planeta nan)Eris (2005)100px|link=(136472) MakemakeMakemake (2005)100px|link=HaumeaHaumea (2004)Els cinc astres reconeguts com a planetes nans per la UAI: Ceres vist per la sonda Dawn. Probablement és l'únic planeta nan del cinturó d'asteroides. Plutó vist per la sonda New Horizons el 13 de juliol del 2015. Eris i el seu satèl·lit Disnòmia vistos pel telescopi espacial Hubble. Makemake i el seu satèl·lit vistos pel telescopi espacial Hubble. Haumea i els seus dos satèl·lits, Namaka i Hiʻiaka, vistos pel telescopi espacial Hubble. Un planeta nan és un objecte de massa planetària que gira directament al voltant del Sol i té prou massa perquè les forces gravitatòries li facin adoptar una forma en equilibri hidroestàtic, generalment un esferoide, però que no ha estat capaç d'escombrar altres objectes comparables de l'entorn de la seva òrbita. El prototip de planeta nan és Plutó.

Segons aquesta definició, Plutó es deixà de considerar un planeta -tal com es feu històricament- per esdevenir un planeta nan, perquè compleix la quarta característica: no ha esvaït els seus veïnats de la seva òrbita (el Cinturó de Kuiper) i fou rebatejat com a (134340) Plutó. Alhora, Ceres ascendí a la categoria de planeta nan, ja que abans era considerat un asteroide, i de la mateixa manera, ho fou Eris, conegut anteriorment com a Xena (de manera informal) o per la seva designació provisional 2003 UB313.

Llista de planetes nans La UAI definí inicialment tres cossos celestes que quedaren immediatament dins la classe dels «planetes nans»: Plutó, Ceres i Eris. El juliol del 2008, la llista s'amplià amb un nou integrant, Makemake, i al setembre se n'hi afegí un altre, Haumea.

+ Planetes nans Nom Ceres Plutó Eris Makemake Haumea Imatge120px|Ceres 120px|Plutó 120px|Eris 136px|Makemake 140px|Haumea Número del MPC 1 134340 136199 136472 136108 Regió del sistema solar Cinturó d'asteroides Cinturó de Kuiper Disc dispers Cinturó de Kuiper Cinturó de Kuiper Diàmetre (en km) 975×909 2306 ± 20 2400 ± 100 1300–1900 ~ 1400 Massa (en kg) 9,5×10200,00016 ~ 1,305×10220,0022 ~ 1,5×1022(aprox.) ~ 4 × 1021 4,2 ± 0,1 × 1021 Radi equatorial mitjà* 0,0738471 0,1801,148.07 0,19~ 1,200 750 ± 200 Volum* 0,000420,0050,007 Densitat (en kg/m³) 2,08 2,0 Gravetat a l'equador (en m/s²) 0,27 0,60 Velocitat d'escapament (en km/s) 0,51 1,2 Període de rotació(en dies siderals) 0,3781 -6,38718(retrògrad) Radi orbital* (ua) 2,5-2,92,766413 715 000 29,66-49,3039,481686775 906 376 200 37,77 - 97,5667,668110 210 000 000 38,509-53,074 Període orbital*(en anys siderals) 4,599 248,09 557 309,88 285 Velocitat mitjana de l'òrbita(en km/s) 17,882 4,7490 3,436 4,419 Excentricitat de l'òrbita 0,080 0,24880766 0,44177 0,159 Inclinació de l'òrbita10,587° 17,14175° 44,187° 28,96° 28,19° Inclinació de l'equador des de l'òrbita 4° 119,61° Temperatura superficial mitjana (en K) 167 40 30 30-35 Nombre de satèl·lits naturals 0 2 + planeta binari 1 0 2

També es pot parlar de molts potencials «planetes nans», que es creu que poden ser majors d'uns 600 a 800 quilòmetres de diàmetre; alguns d'aquests candidats són:

+ Possibles planetes nans Nom Categoria Diàmetre Massa Orc Plutí 840 – 1880 km6,2 - 7,0 × 1020 kg Sedna objecte del disc dispers 1180–1800 km1,7-6,1 × 1021 kg Quaoar Kuiperià 989 - 1346? km 1,0-2,6 × 1021 kg Caront(satèl·lit de Plutó) Plutí 1207 km ± 3 km (1,52±0,06)×1021 kg Objecte del disc dispers ≤ 1200 kmdesconegut Varuna Kuiperià ~ 936 km~ 5,9 × 1020 kg Uni Kuiperià ~ 910 km ~ 7,9 × 1020 kg Kuiperià <900 km desconegut Ixió Plutí <822 km desconegut Aya Kuiperià 700±50 kmdesconegut

L'estatus de Caront, vist ordinàriament com un satèl·lit de Plutó, roman en la incertesa, perquè actualment no hi ha una definició clara que distingeixi un planeta amb el seu satèl·lit d'un sistema planetari doble. L'esborrany original de resolució (5) presentada a la UAI estableix que Caront podria ser considerat un planeta, pels següents motius: Caront, independentment, podria satisfer el criteri de classe i forma per a l'estatus de planeta (i en els termes de la resolució final, per a l'estatus de planeta nan). Caront, a causa de la seva massa relativa respecte de Plutó, gira amb Plutó entorn del baricentre comú localitzat a l'espai entre Plutó i Caront, quasi arran de Plutó.

La definició, sigui com sigui, no ha estat conservada en la resolució final de la UAI, i es prendrà en una data futura. Si una definició similar fos adoptada, Caront s'afegiria a la llista de planetes nans.

El segon, tercer i quart asteroides (Vesta, Pal·les i Higiea), se'ls pot classificar com a planetes nans, tal com es descriu.

Grandària i massa de planetes nans miniatura|upright=1.5|Comparativa de mides. Aquesta imatge no està actualitzada, ja que se sap que el diàmetre de Plutó és més gran al que diu la mateixa.

Els límits màxims i mínims de la mida i de la massa dels planetes nans no estan especificats a la resolució 5A de la UAI. No hi ha estrictament límit màxim, i un objecte de major diàmetre o de més massa que Mercuri que es consideri tingui «clarament veïns al voltant de la seva òrbita» pot ser classificat com a planeta nan.

El límit mínim està determinat pel concepte de l'equilibri hidroestàtic de la forma, però la mida o la massa a què un objecte adquireix la seva massa no està definit, i observacions empíriques suggereixen que pot variar d'acord amb la composició i la història de l'objecte. L'esborrany original de la resolució 5 de la UAI definia la forma en equilibri hidroestàtic com l'aplicació «a objectes amb massa sobre de 5 x 1020 kg i diàmetre major de 800 km», però això no va ser conservat a la resolució 5A final que va ser aprovada. D'aquesta manera, la UAI evita posar límits arbitraris sense fonament i decideix basar-se en proves observacionals.

Domini orbital

Els astrònoms S. Alan Stern, Harold F. Levison, Steven Soter i altres han discutit sobre la distinció entre els planetes nans i els planetes clàssics basada que aquests últims hagin «netejat el veïnatge de la seva òrbita»; és a dir, hagin eliminat altres cossos més petits del seu entorn mitjançant col·lisions, captures o interferències a la seva òrbita. Aquest concepte es combina amb el de dominància de l'òrbita, mesurat mitjançant el discriminant planetari (µ) com la raó entre la massa d'un planeta i la suma de les masses de tots els seus objectes propers. Els planetes nans no tenen prou massa per alterar significativament el seu voltant com ho fa un planeta.

Hi ha moltes altres teories que intenten diferenciar entre planetes (clàssics) i planetes nans, però la definició actual de planeta utilitza aquest concepte.

Stern introdueix un paràmetre, Λ, que expressa la probabilitat que una trobada doni com a resultat la desviació de l'òrbita. El valor d'aquest paràmetre és, segons Stern, proporcional al quadrat de la massa i inversament proporcional al període. Segons els autors, aquest valor es pot utilitzar per estimar la capacitat d'un cos celeste de netejar la seva òrbita d'altres cossos menors. Stern i Levison van trobar un buit de cinc ordres de magnitud en Λ entre els planetes rocosos més petits, els asteroides i els objectes del cinturó de Kuiper més grans:

Discriminants planetaris Cos Massa/MT Λ/ΛT µ* Mercuri 0,055 0,0126 9,14×104 Venus 0,815 1,08 1,35×106 Terra 1,00 1,00 1,7×106 Mart 0,107 0,0061 1,8×105 Júpiter 317,7 8510 6,25×105 Saturn 95,2 308 1,9×105 Urà 14,5 2,51 2,9×104 Neptú 17,1 1,79 2,4×104 Ceres 0,00015 8,7×10-9 0,33 Plutó 0,0022 1,95×10-8 0,077 Eris 0,005 3,5×10-8 0,10 Makemake 0,000 67 1,45×10-9 0,02 Haumea 0,000 67 1,72×10-9 0,02

*µ = M/m, on M és la massa del cos i m és la suma de les masses de tots els cossos més petits amb què comparteix la seva zona orbital

Referències

Bibliografia

Vegeu també Grandària dels cossos celestes