Zwergplanet

Zwergplaneten ⓘ
; Ceres (1801)	; Pluto (1930)
	Die neun wahrscheinlichsten Zwergplaneten mit den Jahren ihrer Entdeckung: Ceres, der einzige Zwergplanet im Asteroidengürtel, wie er von der Raumsonde Dawn gesehen wurde; Pluto, gesehen von der Raumsonde New Horizons am 13. Juli 2015; Eris und sein Mond Dysnomia, aufgenommen mit dem Hubble-Weltraumteleskop; Haumea und seine beiden Monde Namaka und Hiʻiaka, wie sie von Hubble abgebildet wurden; Makemake und sein unbenannter Mond, aufgenommen von Hubble; Gonggong und sein Mond Xiangliu, aufgenommen von Hubble; Quaoar und sein Mond Weywot als Bild von Hubble; Orcus und sein Mond Vanth, aufgenommen von Hubble; Sedna als Bild von Hubble;

Ein Zwergplanet ist ein kleines Objekt mit planetarischer Masse, das sich in einer direkten Umlaufbahn um die Sonne befindet und kleiner ist als einer der acht klassischen Planeten, aber dennoch eine eigenständige Welt darstellt. Der prototypische Zwergplanet ist Pluto. Für Planetengeologen sind Zwergplaneten deshalb interessant, weil es sich bei ihnen um möglicherweise differenzierte und geologisch aktive Körper handelt, die eine planetarische Geologie aufweisen könnten - eine Erwartung, die durch die Dawn-Mission zu Ceres und die New Horizons-Mission zu Pluto im Jahr 2015 bestätigt wurde. ⓘ

Die Zahl der Zwergplaneten unter den bekannten Körpern des Sonnensystems reicht von 5 und mehr (IAU) bis zu über 120 (Runyon et al.). Abgesehen von Sedna sind die zehn größten dieser Kandidaten entweder von Raumfahrzeugen besucht worden (Pluto und Ceres) oder haben mindestens einen bekannten Mond (Pluto, Eris, Haumea, Makemake, Gonggong, Quaoar, Orcus und Salacia), was die Bestimmung ihrer Masse und damit eine Schätzung ihrer Dichte ermöglicht. Masse und Dichte können wiederum in geophysikalische Modelle eingepasst werden, um zu versuchen, die Beschaffenheit dieser Welten zu bestimmen. ⓘ

Der Begriff Zwergplanet wurde von dem Planetenforscher Alan Stern im Rahmen einer dreiteiligen Kategorisierung von Objekten mit Planetenmasse im Sonnensystem geprägt: klassische Planeten, Zwergplaneten und Satellitenplaneten. Die Zwergplaneten wurden also als eine eigene Planetenkategorie betrachtet. Im Jahr 2006 wurde das Konzept jedoch von der Internationalen Astronomischen Union (IAU) als eine Kategorie subplanetarer Objekte angenommen, die Teil einer dreifachen Neueinteilung der Körper sind, die die Sonne umkreisen: Planeten, Zwergplaneten und kleine Körper des Sonnensystems. So betrachten Stern und andere Planetengeologen Zwergplaneten und Satellitenplaneten als Planeten, doch seit 2006 werden sie von der IAU und vielleicht auch von der Mehrheit der Astronomen aus der Liste der Planeten ausgeschlossen. ⓘ

Geschichte des Konzepts

Pluto und sein Mond Charon ⓘ

4 Vesta, ein Asteroid, der einst ein Zwergplanet war ⓘ

Ab 1801 entdeckten Astronomen Ceres und andere Körper zwischen Mars und Jupiter, die jahrzehntelang für Planeten gehalten wurden. Von diesem Zeitpunkt an bis etwa 1851, als die Zahl der Planeten 23 erreicht hatte, begannen die Astronomen, den Begriff Asteroid für die kleineren Körper zu verwenden und sie als Kleinplaneten und nicht als Hauptplaneten zu bezeichnen. ⓘ

Nach der Entdeckung des Pluto im Jahr 1930 gingen die meisten Astronomen davon aus, dass das Sonnensystem aus neun Hauptplaneten und Tausenden von deutlich kleineren Körpern (Asteroiden und Kometen) besteht. Fast 50 Jahre lang dachte man, Pluto sei größer als Merkur, doch mit der Entdeckung von Plutos Mond Charon im Jahr 1978 wurde es möglich, Plutos Masse genau zu messen und festzustellen, dass er viel kleiner war als ursprünglich angenommen. Er hatte etwa ein Zwanzigstel der Masse von Merkur, womit Pluto bei weitem der kleinste Planet war. Obwohl er immer noch mehr als zehnmal so massiv war wie das größte Objekt im Asteroidengürtel, Ceres, hatte er nur ein Fünftel der Masse des Erdmondes. Darüber hinaus wies er einige ungewöhnliche Merkmale auf, wie eine große Bahnexzentrizität und eine starke Bahnneigung, die deutlich machten, dass er sich von den anderen Planeten unterscheidet. ⓘ

In den 1990er Jahren begannen die Astronomen, Objekte in der gleichen Region des Weltraums wie Pluto (heute als Kuipergürtel bekannt) zu finden, und einige sogar noch weiter entfernt. Viele dieser Objekte wiesen die gleichen Merkmale wie Pluto auf, und man begann, Pluto als das größte Mitglied einer neuen Klasse von Objekten, den Plutinos, zu betrachten. Es wurde klar, dass entweder die größeren dieser Körper ebenfalls als Planeten eingestuft werden mussten oder Pluto neu klassifiziert werden musste, ähnlich wie Ceres nach der Entdeckung weiterer Asteroiden neu klassifiziert worden war. Dies veranlasste einige Astronomen, Pluto nicht mehr als Planeten zu bezeichnen. Verschiedene Bezeichnungen, darunter Subplanet und Planetoid, wurden für die nun als Zwergplaneten bezeichneten Körper verwendet. Die Astronomen waren auch zuversichtlich, dass weitere Objekte von der Größe Plutos entdeckt werden würden und dass die Zahl der Planeten schnell ansteigen würde, wenn Pluto weiterhin als Planet eingestuft würde. ⓘ

Im Januar 2005 wurde Eris (damals als 2003 UB₃₁₃ bekannt) entdeckt; es wurde angenommen, dass er etwas größer als Pluto ist, und in einigen Berichten wurde er informell als zehnter Planet bezeichnet. Infolgedessen wurde das Thema auf der IAU-Generalversammlung im August 2006 intensiv diskutiert. Der ursprüngliche Vorschlagsentwurf der IAU sah vor, Charon, Eris und Ceres in die Liste der Planeten aufzunehmen. Nachdem viele Astronomen gegen diesen Vorschlag Einspruch erhoben hatten, entwarfen die uruguayischen Astronomen Julio Ángel Fernández und Gonzalo Tancredi eine Alternative: Sie schlugen eine Zwischenkategorie für Objekte vor, die groß genug sind, um rund zu sein, deren Umlaufbahnen aber noch nicht von Planetesimalen befreit sind. Neben der Streichung von Charon aus der Liste wurden in dem neuen Vorschlag auch Pluto, Ceres und Eris gestrichen, da sie ihre Bahnen nicht verlassen haben. ⓘ

Obwohl Bedenken hinsichtlich der Klassifizierung von Planeten, die andere Sterne umkreisen, geäußert wurden, wurde diese Frage nicht gelöst; stattdessen wurde vorgeschlagen, diese Entscheidung erst dann zu treffen, wenn Objekte von der Größe eines Zwergplaneten beobachtet werden. ⓘ

Unmittelbar nach der IAU-Definition des Begriffs "Zwergplanet" brachten einige Wissenschaftler ihre Unzufriedenheit mit der IAU-Entschließung zum Ausdruck. Zu den Kampagnen gehörten Autoaufkleber und T-Shirts. Mike Brown (der Entdecker von Eris) ist mit der Reduzierung der Zahl der Planeten auf acht einverstanden. ⓘ

Die NASA kündigte 2006 an, dass sie die von der IAU aufgestellten neuen Richtlinien anwenden würde. Alan Stern, der Leiter der NASA-Mission zum Pluto, lehnt die derzeitige IAU-Definition des Begriffs "Planet" ab, und zwar sowohl in Bezug auf die Definition von Zwergplaneten als etwas anderes als eine Art von Planeten als auch in Bezug auf die Verwendung von Bahnmerkmalen (und nicht von intrinsischen Merkmalen) von Objekten, um sie als Zwergplaneten zu definieren. So bezeichnete er 2011 Pluto immer noch als Planeten und akzeptierte andere wahrscheinliche Zwergplaneten wie Ceres und Eris sowie die größeren Monde als zusätzliche Planeten. Einige Jahre vor der IAU-Definition nutzte er Bahnmerkmale, um "Überplaneten" (die dominanten acht) von "Unterplaneten" (den Zwergplaneten) zu unterscheiden, und betrachtete beide Arten als "Planeten". ⓘ

Ceres, Aufnahme: Raumsonde Dawn ⓘ

Name

Euler-Diagramm mit den Arten von Körpern im Sonnensystem (außer der Sonne) ⓘ

Zu den Bezeichnungen für große subplanetare Körper gehören Zwergplanet, Planetoid, Mesoplanet, Quasi-Planet und (in der transneptunischen Region) Plutoid. Der Begriff Zwergplanet wurde jedoch ursprünglich als Bezeichnung für die kleinsten Planeten und nicht für die größten Subplaneten geprägt und wird von vielen Planetenastronomen immer noch so verwendet. ⓘ

Alan Stern prägte den Begriff Zwergplanet, analog zum Begriff Zwergstern, als Teil einer dreifachen Klassifizierung von Planeten, und er und viele seiner Kollegen klassifizieren Zwergplaneten weiterhin als eine Klasse von Planeten. Die IAU beschloss, dass Zwergplaneten nicht als Planeten zu betrachten sind, behielt aber Sterns Bezeichnung für sie bei. Andere Begriffe für die IAU-Definition der größten subplanetaren Körper, die nicht so widersprüchliche Konnotationen oder Verwendungen haben, sind Quasi-Planet und der ältere Begriff Planetoid ("mit der Form eines Planeten"). Michael E. Brown erklärte, dass Planetoid "ein perfektes Wort" ist, das seit Jahren für diese Körper verwendet wird, und dass die Verwendung des Begriffs "Zwergplanet" für einen Nicht-Planeten "dumm" ist, aber dass dies durch einen Versuch der IAU-Plenarsitzung der Abteilung III motiviert war, Pluto in einer zweiten Resolution wieder als Planet zuzulassen. In der Tat hatte der Entwurf der Resolution 5A diese Mittelkörper als Planetoiden bezeichnet, aber die Plenarsitzung stimmte einstimmig dafür, den Namen in Zwergplanet zu ändern. Die zweite Resolution, 5B, definierte die Zwergplaneten als eine Unterart der Planeten, wie es Stern ursprünglich beabsichtigt hatte, und unterschied sie von den anderen acht, die als "klassische Planeten" bezeichnet werden sollten. Nach dieser Regelung sollten die zwölf Planeten des abgelehnten Vorschlags in einer Unterscheidung zwischen acht klassischen Planeten und vier Zwergplaneten erhalten bleiben. Die Resolution 5B wurde in der gleichen Sitzung abgelehnt, in der auch die Resolution 5A verabschiedet wurde. Wegen der semantischen Inkonsistenz, dass ein Zwergplanet aufgrund der gescheiterten Resolution 5B kein Planet ist, wurden alternative Begriffe wie Nanoplanet und Subplanet diskutiert, aber es gab keinen Konsens innerhalb des CSBN, diese zu ändern. ⓘ

In den meisten Sprachen wurden äquivalente Begriffe geschaffen, indem man Zwergplanet mehr oder weniger wörtlich übersetzte: Französisch planète naine, Spanisch planeta enano, Deutsch Zwergplanet, Russisch karlikovaya planeta (карликовая планета), Arabisch kaukab qazm (كوكب قزم), Chinesisch ǎixíngxīng (矮行星), Koreanisch waesohangseong (왜소행성 / 矮小行星) oder waehangseong (왜행성 / 矮行星), aber auf Japanisch werden sie junwakusei (準惑星) genannt, was "Quasi-Planeten" oder "Halbplaneten" bedeutet. ⓘ

In der IAU-Resolution 6a von 2006 wird Pluto als "Prototyp einer neuen Kategorie von transneptunischen Objekten" anerkannt. Der Name und die genaue Beschaffenheit dieser Kategorie wurden nicht spezifiziert, sondern der IAU überlassen, sie zu einem späteren Zeitpunkt festzulegen. In der Debatte, die der Resolution vorausging, wurden die Mitglieder der Kategorie unterschiedlich als Plutons und plutonische Objekte bezeichnet, aber keine der beiden Bezeichnungen wurde beibehalten, vielleicht aufgrund von Einwänden von Geologen, dass dies zu Verwechslungen mit ihrem Pluton führen würde. ⓘ

Am 11. Juni 2008 gab das Exekutivkomitee der IAU einen neuen Begriff, Plutoid, und eine Definition bekannt: alle transneptunischen Zwergplaneten sind Plutoide. Die Autorität dieser ersten Ankündigung wurde nicht allgemein anerkannt:

...zum Teil aufgrund eines E-Mail-Fehlers war die WG-PSN [Working Group for Planetary System Nomenclature] nicht an der Auswahl des Wortes Plutoid beteiligt. ... Tatsächlich hat die WG-PSN in einer Abstimmung nach der Sitzung des Exekutivausschusses die Verwendung dieses speziellen Begriffs abgelehnt..." ⓘ

Die Kategorie "Plutoid" griff eine frühere Unterscheidung zwischen dem "terrestrischen Zwerg" Ceres und den "Eiszwergen" des äußeren Sonnensystems auf, die Teil eines Konzepts einer Dreiteilung des Sonnensystems in innere terrestrische Planeten, zentrale Gasriesen und äußere Eiszwerge war, von denen Pluto das wichtigste Mitglied war. Der Begriff "Eiszwerg" wurde jedoch auch als Oberbegriff für alle transneptunischen Kleinplaneten oder für die Eisasteroiden des äußeren Sonnensystems verwendet; eine versuchte Definition lautete, dass ein Eiszwerg "größer als der Kern eines normalen Kometen und eisiger als ein typischer Asteroid ist". ⓘ

Seit der Dawn-Mission hat man erkannt, dass Ceres ein Eiskörper ist, der den Eismonden der äußeren Planeten und TNOs wie Pluto ähnlicher ist als den terrestrischen Planeten, wodurch die Unterscheidung verwischt wird, und Ceres wird seitdem auch als Eiszwerg bezeichnet. ⓘ

Kriterien

Planetarische Unterscheidungsmerkmale ⓘ

Körper

M/MErde ⁽¹⁾

Λ ⁽²⁾

µ ⁽³⁾

Π ⁽⁴⁾

Merkur

0.055

1.95×10³

9.1×10⁴

1.3×10²

Venus

0.815

1.66×10⁵

1.35×10⁶

9.5×10²

Erde

1

1.53×10⁵

1.7×10⁶

8.1×10²

Mars

0.107

9.42×10²

1.8×10⁵

5.4×10¹

Ceres

0.00016

8.32×10⁻⁴

0.33

4.0×10⁻²

Jupiter

317.7

1.30×10⁹

6.25×10⁵

4.0×10⁴

Saturn

95.2

4.68×10⁷

1.9×10⁵

6.1×10³

Uranus

14.5

3.85×10⁵

2.9×10⁴

4.2×10²

Neptun

17.1

2.73×10⁵

2.4×10⁴

3.0×10²

Pluto

0.0022

2.95×10⁻³

0.077

2.8×10⁻²

Eris

0.0028

2.13×10⁻³

0.10

2.0×10⁻²

Sedna

0.0002

3.64×10⁻⁷

<0.07

1.6×10⁻⁴

Planetarische Diskriminanten von (weiß) den Planeten und (violett) dem größten bekannten Zwergplaneten in jeder Orbitalpopulation (Asteroidengürtel, Kuiper-Gürtel, Streuscheibe, Sednoiden). Alle anderen bekannten Objekte in diesen Populationen haben kleinere Diskriminanten als die gezeigte.

⁽¹⁾	Masse in `M`Erde, die Einheit der Masse entspricht der der Erde (5,97 × 10²⁴ kg).
⁽²⁾	Λ ist die Fähigkeit, die Nachbarschaft zu räumen (größer als 1 für Planeten) nach Stern und Levison. Λ = k M² a-3/2, wobei k = 0,0043 für die Einheiten Yg und AU und a die Halbwertsachse des Körpers ist.
⁽³⁾	µ ist die Planetendiskriminante von Soter (größer als 100 für Planeten). µ = M/m, wobei M die Masse des Körpers und m die Gesamtmasse aller anderen Körper ist, die sich in seiner Umlaufzone befinden.
⁽⁴⁾	Π ist die Fähigkeit, die Nachbarschaft durch Margot zu räumen (größer als 1 für Planeten). Π = k M a-9/8, wobei k = 807 für Erdmassen- und AE-Einheiten.

Die Kategorie Zwergplanet entstand aus einem Konflikt zwischen dynamischen und geophysikalischen Vorstellungen darüber, was ein sinnvoller Begriff für einen Planeten wäre. In Bezug auf die Dynamik des Sonnensystems wird hauptsächlich zwischen Körpern unterschieden, die ihre Umgebung gravitativ dominieren (Merkur bis Neptun), und solchen, bei denen dies nicht der Fall ist (z. B. Asteroiden und Kuipergürtelobjekte). Ein Himmelskörper kann jedoch eine dynamische (planetarische) Geologie aufweisen, wenn er ungefähr die Masse hat, die erforderlich ist, damit sein Mantel unter seinem eigenen Gewicht plastisch wird, was dazu führt, dass der Körper eine runde Form annimmt. Da hierfür eine viel geringere Masse erforderlich ist als die, die den Raum in der Nähe ihrer Umlaufbahn gravitativ dominiert, gibt es eine Reihe von Objekten, die massiv genug sind, um ein weltähnliches Aussehen und eine planetarische Geologie zu haben, aber nicht massiv genug, um ihre Nachbarschaft zu verlassen. Beispiele hierfür sind Ceres im Asteroidengürtel und Pluto im Kuipergürtel. ⓘ

Dynamiker bevorzugen in der Regel die Schwerkraftdominanz als Schwellenwert für das Planetendasein, da aus ihrer Sicht kleinere Körper besser mit ihren Nachbarn gruppiert werden können, z. B. Ceres einfach als großer Asteroid und Pluto als großes Kuipergürtelobjekt. Geowissenschaftler bevorzugen jedoch in der Regel die Rundheit als Schwellenwert, denn aus ihrer Sicht ähnelt ein Körper wie Ceres aufgrund seiner inneren Geologie eher einem klassischen Planeten wie dem Mars als einem kleinen Asteroiden, der keine innere Geologie aufweist. Daher wurde die Kategorie der Zwergplaneten geschaffen, um diese Zwischenklasse zu beschreiben. ⓘ

Dominanz in der Umlaufbahn

Alan Stern und Harold F. Levison führten einen Parameter Λ (Lambda) ein, der die Wahrscheinlichkeit einer Begegnung mit einem Zwergplaneten ausdrückt, die zu einer bestimmten Ablenkung der Umlaufbahn führt. Der Wert dieses Parameters in Sterns Modell ist proportional zum Quadrat der Masse und umgekehrt proportional zur Periode. Anhand dieses Wertes lässt sich die Fähigkeit eines Körpers abschätzen, die Nachbarschaft seiner Bahn zu überwinden, wenn Λ > 1 ist, um sie schließlich zu überwinden. Zwischen den kleinsten terrestrischen Planeten und den größten Asteroiden und Kuipergürtelobjekten wurde ein Unterschied von fünf Größenordnungen in Λ festgestellt. ⓘ

Auf der Grundlage dieses Parameters argumentierten Steven Soter und andere Astronomen für eine Unterscheidung zwischen Planeten und Zwergplaneten, die auf der Unfähigkeit der letzteren beruht, "die Umgebung ihrer Umlaufbahn zu räumen": Planeten sind in der Lage, kleinere Körper in der Nähe ihrer Umlaufbahn durch Kollisionen, Einfang oder Gravitationsstörungen zu entfernen (oder orbitale Resonanzen zu erzeugen, die Kollisionen verhindern), während Zwergplaneten nicht die Masse haben, um dies zu tun. Soter schlug daraufhin einen Parameter vor, den er als Planetendiskriminante bezeichnete und der mit dem Symbol µ (mu) gekennzeichnet ist. Er stellt ein experimentelles Maß für den tatsächlichen Grad der Sauberkeit der Orbitalzone dar (µ wird berechnet, indem die Masse des Kandidatenkörpers durch die Gesamtmasse der anderen Objekte, die sich seine Orbitalzone teilen, geteilt wird), wobei µ > 100 als sauber angesehen wird. ⓘ

Jean-Luc Margot hat das Konzept von Stern und Levison verfeinert und einen ähnlichen Parameter Π (Pi) entwickelt. Er basiert auf der Theorie und vermeidet die von Λ verwendeten empirischen Daten. Π > 1 deutet auf einen Planeten hin, und zwischen Planeten und Zwergplaneten klafft wiederum eine Lücke von mehreren Größenordnungen. ⓘ

Es gibt mehrere andere Schemata, die versuchen, zwischen Planeten und Zwergplaneten zu unterscheiden, aber die Definition von 2006 verwendet dieses Konzept. ⓘ

Hydrostatisches Gleichgewicht

Vergleich der Massen der wahrscheinlichsten Zwergplaneten, mit Charon zum Vergleich. Die Einheit der Masse ist ×10²¹ kg. Eris und Pluto dominieren. Die nicht gemessene Sedna ist ausgeschlossen, liegt aber wahrscheinlich in der Größenordnung von Ceres. Der Mond dagegen ist mit 73,5 ×10²¹ mehr als viermal so massiv wie Eris. ⓘ

Ein ausreichender Innendruck, der durch die Schwerkraft des Körpers verursacht wird, macht einen Körper plastisch, und eine ausreichende Plastizität ermöglicht es, dass hohe Erhebungen absinken und Hohlräume sich auffüllen, ein Prozess, der als Gravitationsrelaxation bekannt ist. Körper, die kleiner als einige Kilometer sind, werden von nicht gravitativen Kräften beherrscht und haben meist eine unregelmäßige Form und können Trümmerhaufen sein. Je massiver ein Körper ist, desto höher ist sein innerer Druck, desto fester ist er und desto runder wird seine Form, bis der Druck ausreicht, um seine innere Druckkraft zu überwinden und ein hydrostatisches Gleichgewicht zu erreichen. An diesem Punkt ist ein Körper so rund, wie es aufgrund seiner Rotation und der Gezeiten möglich ist, und hat die Form eines Ellipsoids. Dies ist die definierende Grenze für einen Zwergplaneten. ⓘ

Befindet sich ein Körper im hydrostatischen Gleichgewicht, würde eine globale Flüssigkeitsschicht, die seine Oberfläche bedeckt, eine flüssige Oberfläche mit der gleichen Form wie der Körper bilden, abgesehen von kleinräumigen Oberflächenmerkmalen wie Kratern und Rissen. Wenn der Körper nicht rotiert, ist er eine Kugel, aber je schneller er rotiert, desto flacher oder sogar skaliger wird er. Würde man einen solchen rotierenden Körper erhitzen, bis er schmilzt, würde sich seine Gesamtform nicht ändern. Ein extremes Beispiel für einen Körper, der aufgrund seiner schnellen Rotation skalig sein kann, ist Haumea, der entlang seiner Hauptachse doppelt so lang ist wie an den Polen. Wenn der Körper einen massereichen Begleiter in der Nähe hat, wird seine Rotation durch die Gezeitenkräfte allmählich verlangsamt, bis er gezeitenverriegelt ist, so dass er seinem Begleiter immer die gleiche Seite zeigt. Ein extremes Beispiel hierfür ist das System Pluto-Charon, bei dem jeder Körper an den anderen gebunden ist. Gezeitenverriegelte Körper sind ebenfalls skalar, wenn auch manchmal nur leicht. Der Mond der Erde ist gezeitenverriegelt, ebenso wie alle runden Satelliten der Gasriesen. ⓘ

Es gibt keine spezifischen Größen- oder Massengrenzen für Zwergplaneten, da dies keine definierenden Merkmale sind. Es gibt keine eindeutige Obergrenze: Ein Objekt in den weiten Bereichen des Sonnensystems, das größer oder massereicher als der Planet Merkur wäre, hätte möglicherweise nicht die nötige Zeit gehabt, um die Umgebung seiner Bahn zu verlassen; ein solcher Körper würde eher der Definition eines Zwergplaneten als eines Planeten entsprechen. Die untere Grenze wird durch die Erfordernisse des Erreichens und Beibehaltens des hydrostatischen Gleichgewichts bestimmt, aber die Größe oder Masse, bei der ein Objekt das Gleichgewicht erreicht und dort verbleibt, hängt von seiner Zusammensetzung und thermischen Geschichte ab, nicht nur von seiner Masse. In einer Frage-und-Antwort-Pressemitteilung der IAU aus dem Jahr 2006 wurde geschätzt, dass sich Objekte mit einer Masse von mehr als 0,5×10²¹ kg und einem Radius von mehr als 400 km (800 km Durchmesser) "normalerweise" im hydrostatischen Gleichgewicht befinden würden ("die Form ... wird normalerweise durch die Eigengravitation bestimmt"), dass aber "alle Grenzfälle durch Beobachtung bestimmt werden müssten". Dies liegt nahe an dem, was ab 2019 als ungefähre Grenze für Objekte jenseits des Neptun angenommen wird, die vollständig kompakte, feste Körper sind, wobei Salacia (r = 423±11 km, m = (0,492±0,007)×10²¹ km) und möglicherweise 2002 MS₄ (r = 400±12 km, m unbekannt) sowohl bei den Erwartungen von 2006 Q&A als auch bei neueren Auswertungen Grenzfälle sind und Orcus knapp über der erwarteten Grenze liegt. Kein anderer Körper mit einer gemessenen Masse liegt in der Nähe der erwarteten Massengrenze, obwohl mehrere Körper ohne gemessene Masse sich der erwarteten Größengrenze nähern. ⓘ

Population der Zwergplaneten

Illustration der relativen Größen, Albedos und Farben einiger der größten transneptunischen Objekte ⓘ

Künstlerischer Vergleich von Pluto, Eris, Haumea, Makemake, Gonggong, Quaoar, Sedna, Orcus, Salacia und Erde zusammen mit dem Mond

Es gibt keine eindeutige Definition, was ein Zwergplanet ist, und die Entscheidung, ob ein Objekt als solcher eingestuft wird, liegt bei den einzelnen Astronomen. Daher ist die Anzahl der Zwergplaneten im Sonnensystem unbekannt. ⓘ

Die drei Objekte, die während der Debatten, die zur Annahme der Kategorie Zwergplanet durch die IAU im Jahr 2006 führten, in Betracht gezogen wurden - Ceres, Pluto und Eris - werden allgemein als Zwergplaneten akzeptiert, auch von den Astronomen, die Zwergplaneten weiterhin als Planeten einstufen. Nur einer von ihnen - Pluto - ist ausreichend genau beobachtet worden, um zu überprüfen, ob seine derzeitige Form dem entspricht, was man bei hydrostatischem Gleichgewicht erwarten würde. Ceres ist nahe am Gleichgewicht, aber einige Gravitationsanomalien bleiben unerklärt. Eris wird im Allgemeinen als Zwergplanet betrachtet, da er massereicher als Pluto ist. ⓘ

In der Reihenfolge ihrer Entdeckung sind diese drei Körper:

Ceres - Eris wurde am 1. Januar 1801 entdeckt und am 24. Januar bekannt gegeben, 45 Jahre vor Neptun. Er wurde ein halbes Jahrhundert lang als Planet betrachtet, bevor er als Asteroid neu klassifiziert wurde. Von der IAU seit der Verabschiedung der Resolution 5A am 24. August 2006 als Zwergplanet eingestuft. Die Bestätigung steht noch aus.
Pluto - am 18. Februar 1930 entdeckt und am 13. März bekannt gegeben. Galt 76 Jahre lang als Planet. Von der IAU mit der Resolution 6A am 24. August 2006 explizit als Zwergplanet neu eingestuft. Fünf bekannte Monde.
Eris (2003 UB₃₁₃) - entdeckt am 5. Januar 2005 und angekündigt am 29. Juli. In Medienberichten als "zehnter Planet" bezeichnet. Wird von der IAU seit der Verabschiedung der Resolution 5A am 24. August 2006 als Zwergplanet betrachtet und am 13. September desselben Jahres vom IAU-Zwergplaneten-Nennungskomitee benannt. Ein bekannter Mond. ⓘ

Die IAU legte lediglich Richtlinien dafür fest, welches Komitee die Benennung wahrscheinlicher Zwergplaneten beaufsichtigen sollte: Jedes unbenannte transneptunische Objekt mit einer absoluten Helligkeit heller als +1 (und damit einem Mindestdurchmesser von 838 km bei der maximalen geometrischen Albedo von 1) sollte von einem gemeinsamen Komitee aus dem Minor Planet Center und der Planetenarbeitsgruppe der IAU benannt werden. Damals (und auch noch im Jahr 2021) waren Haumea und Makemake die einzigen Körper, die diesen Schwellenwert erfüllten. Es wird allgemein angenommen, dass es sich bei diesen Körpern um Zwergplaneten handelt, obwohl noch nicht nachgewiesen wurde, dass sie sich im hydrostatischen Gleichgewicht befinden, und bei Haumea herrscht Uneinigkeit:

Haumea (2003 EL₆₁) - entdeckt von Brown et al. am 28. Dezember 2004 und angekündigt von Ortiz et al. am 27. Juli 2005. Benannt durch das Komitee für die Benennung von Zwergplaneten der IAU am 17. September 2008. Zwei bekannte Monde.
Makemake (2005 FY₉) - entdeckt am 31. März 2005 und angekündigt am 29. Juli. Vom IAU-Zwergplaneten-Nennungskomitee am 11. Juli 2008 benannt. Ein bekannter Mond. ⓘ

Diese fünf Körper - die drei 2006 untersuchten (Pluto, Ceres und Eris) sowie die beiden 2008 benannten (Haumea und Makemake) - werden gemeinhin als die Zwergplaneten des Sonnensystems bezeichnet, obwohl der begrenzende Faktor (Albedo) nicht ausschlaggebend für die Einstufung eines Objekts als Zwergplanet ist. ⓘ

In der astronomischen Fachwelt werden auch andere größere TNOs häufig als Zwergplaneten bezeichnet. Mindestens vier weitere Körper erfüllen die vorläufigen Kriterien von Brown, Tancredi et al. und Grundy et al. für die Identifizierung von Zwergplaneten und werden von Astronomen im Allgemeinen ebenfalls als Zwergplaneten bezeichnet:

Quaoar (2002 LM₆₀) - entdeckt am 5. Juni 2002 und angekündigt am 7. Oktober desselben Jahres. Ein bekannter Mond.
Sedna (2003 VB₁₂) - entdeckt am 14. November 2003 und angekündigt am 15. März 2004.
Orcus (2004 DW) - entdeckt am 17. Februar 2004 und angekündigt zwei Tage später. Ein bekannter Mond.
Gonggong (2007 OR₁₀) - entdeckt am 17. Juli 2007 und angekündigt im Januar 2009. Wurde im Mai 2016 von JPL und NASA als Zwergplanet anerkannt. Ein bekannter Mond. ⓘ

So bezeichnete JPL/NASA Gonggong nach Beobachtungen im Jahr 2016 als Zwergplanet, und Simon Porter vom Southwest Research Institute sprach 2018 von "den großen acht [TNO] Zwergplaneten" und bezog sich dabei auf Pluto, Eris, Haumea, Makemake, Gonggong, Quaoar, Sedna und Orcus. ⓘ

Weitere Körper wurden vorgeschlagen, wie Salacia und 2002 MS4 von Brown, Varuna und Ixion von Tancredi et al. und 2013 FY27 von Sheppard et al. Die meisten der größeren Körper haben Monde, was eine Bestimmung ihrer Massen und damit ihrer Dichten ermöglicht, die Aufschluss darüber geben, ob sie Zwergplaneten sein könnten. Die größten TNOs, von denen nicht bekannt ist, dass sie Monde haben, sind Sedna, 2002 MS4, 2002 AW197 und Ixion. Insbesondere Salacia hat eine bekannte Masse und einen bekannten Durchmesser, was ihn nach den Q&A der IAU von 2006 zu einem Grenzfall macht. ⓘ

Salacia (2004 SB₆₀) - entdeckt am 22. September 2004. Ein bekannter Mond. ⓘ

Zu der Zeit, als Makemake und Haumea benannt wurden, ging man davon aus, dass transneptunische Objekte (TNOs) mit Eiskernen einen Durchmesser von nur etwa 400 km oder 3 % der Größe der Erde benötigen - die Größe der Monde Mimas, des kleinsten runden Mondes, und Proteus, des größten nicht runden Mondes -, um ins Gravitationsgleichgewicht zu kommen. Die Forscher gingen davon aus, dass es im Kuipergürtel etwa 200 solcher Körper geben könnte, und darüber hinaus noch Tausende weitere. Dies war einer der Gründe für die Neueinstufung von Pluto (um die Liste der "Planeten" auf eine vernünftige Zahl zu beschränken). Seitdem hat die Forschung jedoch Zweifel an der Vorstellung geäußert, dass so kleine Körper unter den typischen Bedingungen des Kuipergürtels und darüber hinaus ein Gleichgewicht erreichen oder aufrechterhalten können. ⓘ

Einzelne Astronomen haben eine Reihe von Objekten als Zwergplaneten eingestuft oder als wahrscheinlich, dass sie sich als solche erweisen. Im Jahr 2008 rieten Tancredi et al. der IAU, Orcus, Sedna und Quaoar offiziell als Zwergplaneten anzuerkennen (Gonggong war noch nicht bekannt), obwohl sich die IAU damals nicht mit dem Thema befasste und es seitdem nicht getan hat. Darüber hinaus hielt Tancredi die fünf TNOs Varuna, Ixion, 2003 AZ₈₄, 2004 GV₉ und 2002 AW₁₉₇ höchstwahrscheinlich ebenfalls für Zwergplaneten. Seit 2011 führt Brown eine Liste mit Hunderten von Kandidaten für Zwergplaneten, die von "fast sicher" bis "möglich" reicht und ausschließlich auf der geschätzten Größe basiert. Mit Stand vom 13. September 2019 werden in Browns Liste zehn transneptunische Objekte mit Durchmessern von mehr als 900 km (die vier von der IAU benannten sowie Gonggong, Quaoar, Sedna, Orcus, 2002 MS4 und Salacia) als "fast sicher" als Zwergplaneten eingestuft, und weitere 16 mit Durchmessern von mehr als 600 km als "sehr wahrscheinlich". Bemerkenswert ist, dass Gonggong einen größeren Durchmesser (1230±50 km) haben könnte als Plutos runder Mond Charon (1212 km). ⓘ

Im Jahr 2019 schlugen Grundy et al. jedoch vor, dass dunkle Körper mit geringer Dichte und einem Durchmesser von weniger als 900-1000 km, wie Salacia und Varda, nie vollständig zu festen planetarischen Körpern kollabiert sind und bei ihrer Entstehung innere Porosität bewahrt haben (in diesem Fall könnten sie keine Zwergplaneten sein), während sie akzeptieren, dass die helleren (Albedo > ≈0,2) oder dichteren (> ≈1,4 g/cc) Orcus und Quaoar wahrscheinlich vollständig fest waren:

Orcus und Charon sind wahrscheinlich geschmolzen und differenziert, da ihre höheren Dichten und Spektren auf Oberflächen aus relativ reinem H₂O-Eis hindeuten. Die geringeren Albedos und Dichten von Gǃkúnǁʼhòmdímà, 55637, Varda und Salacia deuten jedoch darauf hin, dass sie sich nie differenziert haben, oder wenn doch, dann nur in ihrem tiefen Inneren und nicht durch ein vollständiges Schmelzen und Umkippen an der Oberfläche. Ihre Oberflächen könnten ziemlich kalt und unkomprimiert bleiben, selbst wenn das Innere warm wird und kollabiert. Die Freisetzung von flüchtigen Stoffen könnte dazu beitragen, die Wärme aus dem Inneren zu transportieren und so das Ausmaß des inneren Kollapses zu begrenzen. Ein Objekt mit einer kalten, relativ unberührten Oberfläche und einem teilweise kollabierten Inneren sollte eine sehr ausgeprägte Oberflächengeologie aufweisen, mit zahlreichen Überschiebungsfehlern, die auf die Verringerung der Gesamtoberfläche beim Zusammendrücken und Schrumpfen des Inneren hinweisen. ⓘ

(Später wurde festgestellt, dass Salacia eine etwas höhere Dichte aufweist, die innerhalb der Unsicherheiten mit der von Orcus vergleichbar ist, aber immer noch eine sehr dunkle Oberfläche hat. Trotz dieser Bestimmung bezeichneten Grundy et al. ihn als "zwergplanetengroß", während sie Orcus als Zwergplaneten bezeichneten. Spätere Studien über Varda legen nahe, dass seine Dichte ebenfalls hoch sein könnte). ⓘ

Wahrscheinlichste Zwergplaneten

Die transneptunischen Objekte in den folgenden Tabellen, mit Ausnahme von Salacia, werden von Brown, Tancredi et al. und Grundy et al. als wahrscheinliche Zwergplaneten oder nahe daran eingestuft. Salacia wurde als größter TNO aufgenommen, der nicht allgemein als Zwergplanet anerkannt ist und nach vielen Kriterien als Grenzkörper gilt. Charon, ein Plutomond, der 2006 von der IAU als Zwergplanet vorgeschlagen wurde, wurde zum Vergleich aufgenommen. Diejenigen Objekte, die eine absolute Helligkeit von mehr als +1 haben und damit die Kriterien des gemeinsamen Komitees für die Benennung von Planeten und Kleinplaneten der IAU erfüllen, sind hervorgehoben, ebenso wie Ceres, von dem die IAU seit der ersten Debatte über das Konzept annimmt, dass er ein Zwergplanet ist. ⓘ

Eigenschaften der Umlaufbahn ⓘ
Name	Region des Sonnensystems	Umlaufbahn Radius (AU)	Periode der Erdumlaufbahn (Jahre)	Mittlere Bahn geschwindigkeit (km/s)	Neigung zur Ekliptik	Umlaufbahn Exzentrizität	Planetarische Unterscheidungskraft
Ceres	Asteroidengürtel	2.768	4.604	17.90	10.59°	0.079	0.3
Orcus	Kuipergürtel (Plutino)	39.40	247.3	4.75	20.58°	0.220	0.003
Pluto	Kuipergürtel (Plutino)	39.48	247.9	4.74	17.16°	0.249	0.08
Salacia	Kuipergürtel (heiß)	42.18	274.0	4.57	23.92°	0.106	0.003
Haumea	Kuipergürtel (12:7)	43.22	284.1	4.53	28.19°	0.191	0.02
Quaoar	Kuipergürtel (Kubewano)	43.69	288.8	4.51	7.99°	0.040	0.007
Makemake	Kuipergürtel (Kubewano)	45.56	307.5	4.41	28.98°	0.158	0.02
Gonggong	Verstreute Scheibe (10:3)	67.38	553.1	3.63	30.74°	0.503	0.01
Eris	Vereinzelte Scheibe	67.78	558.0	3.62	44.04°	0.441	0.1
Sedna	Abgetrennt	506.8	≈ 11,400	≈ 1.3	11.93°	0.855	< 0.07

Andere Eigenschaften ⓘ
Name	Durchmesser relativ zum dem Mond	Durchmesser (km)	Masse relativ zum dem Mond	Masse (×10²¹ kg)	Dichte (g/cm³)	Drehung Periode (Stunden)	Monde	Albedo	H
Ceres	27%	939.4±0.2	1.3%	0.94	2.16	9.1	0	0.09	3.3
Orcus	26%	910+50 −40	0.9%	0.64±0.02	1.57±0.15	13±4	1	0.23+0.02 −0.01	2.2
Pluto	68%	2377±3	17.7%	13.03±0.03	1.85	6d 9.3h	5	0,49 bis 0,66	−0.76
(Charon)	35%	1212±1	2.2%	1.59±0.02	1.70±0.02	6d 9.3h	–	0,2 bis 0,5	1
Salacia	24%	846±21	0.7%	0.49±0.01	1.50±0.12	6.1	1	0.04	4.5
Haumea	≈ 45%	≈ 1560	5.5%	4.01±0.04	≈ 2.02	3.9	2	≈ 0.66	0.2
Quaoar	32%	1110±5	1.9%	1.4±0.2	2.0±0.5	8.8	1	0.11±0.01	2.4
Makemake	41%	1430+38 −22	≈ 4.2%	≈ 3.1	≈ 1.7	22.8	1	0.81+0.03 −0.05	−0.3
Gonggong	35%	1230±50	2.4%	1.75±0.07	1.74±0.16	22.4±0.2?	1	0.14±0.01	1.8
Eris	67%	2326±12	22.4%	16.47±0.09	2.43±0.05	14d 13.4h?	1	0.96±0.04	−1.1
Sedna	29%	995±80	≈ 1%?	≈ 1?	?	10±3	0?	0.32±0.06	1.5

Erkundung

Der Zwergplanet Ceres, abgebildet von der NASA-Raumsonde Dawn ⓘ

Am 6. März 2015 trat die Raumsonde Dawn in eine Umlaufbahn um Ceres ein und war damit die erste Raumsonde, die einen Zwergplaneten besuchte. Am 14. Juli 2015 flog die Raumsonde New Horizons an Pluto und seinen fünf Monden vorbei. ⓘ

Ceres weist Anzeichen einer aktiven Geologie wie Salzablagerungen und Kryovulkane auf, während Pluto Wassereisberge aufweist, die in Stickstoff-Eis-Gletschern treiben, sowie eine bedeutende Atmosphäre. Auf Ceres sickert offenbar Salzsole durch den Untergrund, während es auf Pluto Hinweise auf einen echten unterirdischen Ozean gibt. ⓘ

Dawn hatte zuvor den Asteroiden Vesta umkreist. Der Saturnmond Phoebe wurde von Cassini abgebildet und davor von Voyager 2, die auch auf den Neptunmond Triton traf. Alle drei Körper zeigen Anzeichen dafür, dass sie einst Zwergplaneten waren, und ihre Erforschung trägt zur Klärung der Entwicklung der Zwergplaneten bei. ⓘ

New Horizons hat 2016 einige weit entfernte Bilder von Quaoar aus einer Entfernung von 2,1 Milliarden km (14 AE) aufgenommen. ⓘ

Definition

Begriffsgeschichte

Die ursprüngliche Bezeichnung Plutone für eine neue Unterklasse der Zwergplaneten, welche jenseits des Neptun um die Sonne laufen, stieß vor allem in der Gemeinde der Geoforscher, die den Begriff bereits anderweitig verwenden (siehe Pluton (Geologie)), auf Widerspruch und wurde verworfen. Aber auch die latinisierte Form Plutoiden, ein Vorschlag von Mitgliedern des IAU-Komitees für Benennung kleiner Himmelskörper, konnte sich vorerst nicht durchsetzen; die zunächst namenlose Unterklasse wurde aber trotzdem geschaffen. Im Juni 2008 hat das Exekutivkomitee der IAU auf seiner Sitzung in Oslo diese Unterklasse schließlich doch mit Plutoiden bezeichnet. ⓘ

Klassifizierte Zwergplaneten

Üblicherweise werden astronomische Objekte von den Wissenschaftlern klassifiziert, die sie entdeckt oder weiter gehend untersucht haben. Für die Zwergplaneten hingegen hat sich die IAU das alleinige Recht vorbehalten, zu bestimmen, welche Objekte zu dieser Klasse gehören. ⓘ

Seit der Definition der Klasse der Zwergplaneten wurden fünf Himmelskörper von der IAU als Zwergplaneten eingestuft. Die Daten der Objekte sind in der Liste der Zwergplaneten des Sonnensystems aufgeführt. ⓘ

Ceres (1801)			Pluto (1930)
Eris (2005)		Haumea (2004)		Makemake (2005)
Gonggong (2007)	Quaoar (2002)		Orkus (2004)		Sedna (2003)

Die neun wahrscheinlichsten Zwergplaneten mit den Jahren ihrer Entdeckung: Ceres, der einzige Zwergplanet im Asteroidengürtel, wie er von der Raumsonde Dawn gesehen wurde Pluto, gesehen von der Raumsonde New Horizons am 13. Juli 2015 Eris und sein Mond Dysnomia, aufgenommen mit dem Hubble-Weltraumteleskop Haumea und seine beiden Monde Namaka und Hiʻiaka, wie sie von Hubble abgebildet wurden Makemake und sein unbenannter Mond, aufgenommen von Hubble Gonggong und sein Mond Xiangliu, aufgenommen von Hubble Quaoar und sein Mond Weywot als Bild von Hubble Orcus und sein Mond Vanth, aufgenommen von Hubble Sedna als Bild von Hubble