Baan

Dwergplaneten zijn hemellichamen die rond de Zon draaien en door hun zwaartekracht een bolvormige baan hebben, maar in tegenstelling tot grote planeten hun baan nog niet hebben ontdaan van ander ruimtepuin. De meeste bekende dwergplaneten bevinden zich in het buitenste deel van ons zonnestelsel, met name in de Kuiperbelt, en hebben sterk hellende en elliptische banen.

In tegenstelling tot de relatief vlakke, cirkelvormige banen van de acht grote planeten, zijn de banen van dwergplaneten vaak sterk gekanteld (inclineerd) en langwerpig (excentrisch).

TERUG

Hoewel er bezwaren werden geuit tegen de classificatie van planeten die om andere sterren draaien, werd de kwestie niet opgelost; er werd voorgesteld om hierover pas te beslissen wanneer objecten ter grootte van dwergplaneten worden waargenomen ...

Orbitale dominantie

Alan Stern (foto) en Harold F. Levison introduceerden in 2000 een parameter Λ (met een hoofdletter lambda), die de waarschijnlijkheid uitdrukt van een ontmoeting die resulteert in een bepaalde afbuiging van de baan. De waarde van deze parameter in Sterns model is evenredig met het kwadraat van de massa en omgekeerd evenredig met de periode. Deze waarde kan worden gebruikt om het vermogen van een object te schatten om de omgeving van zijn baan te zuiveren, waarbij Λ > 1 er uiteindelijk voor zal zorgen dat het object wordt gezuiverd. Er werd een kloof van vijf ordes van grootte in Λ gevonden tussen de kleinste aardse planeten en de grootste asteroïden en Kuiperbeltobjecten.

Orbitale resonantie

Met behulp van deze parameter beargumenteerden Steven Soter (foto) en andere astronomen een onderscheid tussen planeten en dwergplaneten op basis van het onvermogen van laatstgenoemden om "de omgeving rond hun banen schoon te maken": planeten zijn in staat kleinere objecten in de buurt van hun banen te verwijderen door botsing, invanging of gravitationele verstoring (of orbitale resonanties te creëren die botsingen voorkomen), terwijl dwergplaneten de massa missen om dit te doen. Soter stelde vervolgens een parameter voor die hij de planetaire discriminant noemde, aangeduid met het symbool µ (mu), die een experimentele maat is voor de werkelijke mate van reinheid van de orbitale zone (waarbij µ wordt berekend door de massa van het kandidaat-object te delen door de totale massa van de andere objecten die zich in dezelfde orbitale zone bevinden), waarbij µ > 100 wordt beschouwd als schoon.