Planète naine

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Ne pas confondre avec planète mineure ou planétoïde.

En astronomie, une planète naine est un objet céleste du Système solaire de classe intermédiaire entre une planète et un petit corps du Système solaire[1]. Le terme fut adopté en 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) afin d'éclaircir la classification des objets tournant autour du Soleil[1]. Aujourd'hui, cinq objets sont reconnus comme planètes naines par l'UAI : Cérès, Pluton, Hauméa, Makémaké et Éris.

Les objets connus les plus susceptibles d'être ajoutés à cette catégorie sont 2007 OR10, Charon, Quaoar, Sedna, Orcus, Varuna, 2002 MS4 et Salacie.

Définition[modifier | modifier le code]

Cérès, la seule planète naine de la ceinture principale photographiée par la sonde spatiale Dawn Pluton vu par la sonde New Horizons le 14 juillet 2015
|-Éris et sa lune Dysnomie vues par HubbleMakémaké et sa lune photographiées par le télescope spatial Hubble      
Quatre planètes naines remarquables (dans le sens des aiguilles d'une montre, à partir du coin en haut à gauche):

(Voir la liste de planètes naines potentielles.)

Trois critères[modifier | modifier le code]

L'Union astronomique internationale, organisation chargée de la nomenclature astronomique, définit une planète naine comme un corps céleste du Système solaire qui satisfait aux conditions suivantes[1] :

  1. il est en orbite autour du Soleil (ce n'est donc pas un satellite naturel) ;
  2. il possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (sous une forme presque sphérique) ;
  3. il n'a pas fait place nette dans son voisinage orbital ;

Ce terme fut adopté le 24 août 2006 par l'Union astronomique internationale[1]. Il fait partie d'une classification des objets du Système solaire en trois catégories selon leur taille et leur environnement. En plus des planètes naines, les planètes sont des objets suffisamment grands pour avoir fait place nette dans leur voisinage ; les petits corps ne sont pas suffisamment massifs pour être en équilibre hydrostatique.

En juin 2008, l'Union astronomique internationale (UAI) a décidé de classer Pluton et Éris dans une nouvelle catégorie spécifique de planètes naines : les plutoïdes. Selon la définition de l'UAI[2] :

« Les plutoïdes sont des corps célestes en orbite autour du Soleil à un demi-grand-axe plus grand que celui de Neptune qui ont une masse suffisante pour que leur propre gravité surpasse les forces rigides du corps donc leur permettant d'avoir une forme en équilibre hydrostatique (presque sphériques), et qui n'ont pas nettoyé le voisinage autour de leur orbite [Note : en résumé, il s'agit donc simplement d'une planète naine de demi-grand-axe supérieur à celui de Neptune]. Les satellites de plutoïdes ne sont pas eux-mêmes des plutoïdes, même s'ils sont assez massifs pour que leur forme soit dictée par leur propre gravité. Les deux plutoïdes connus et nommés sont Pluton et Éris. Il est supposé que plus de plutoïdes seront nommés étant donné que la science progresse et que de nouvelles découvertes sont faites.

La planète naine Cérès n'est pas un plutoïde puisqu'elle est située dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Les connaissances scientifiques actuelles laissent à croire que Cérès est le seul objet de sa catégorie. Par conséquent, une catégorie séparée de planète naine comme Cérès ne sera pas proposée à ce moment. »

En juillet 2008, quatre corps étaient officiellement reconnus comme planètes naines (voir plus bas). À cette époque, Michael E. Brown, découvreur d'Éris, reconnaissait qu'une cinquantaine d'autres corps pouvaient déjà rejoindre cette nomenclature, puis des centaines d'autres à l'avenir[3].

À la mi-septembre 2008 Hauméa a aussi reçu cette dénomination.

En dehors de cette nouvelle classification, les autres termes tels ceux d'astéroïde ou d'objet de la ceinture de Kuiper continuent à s'appliquer. Ces termes sont basés sur la situation de l'objet dans le Système solaire ou sa composition.

Procédure de nommage[modifier | modifier le code]

En 2008, l'Union astronomique internationale a modifié ses procédures de nommage afin que les objets considérés comme ayant la plus grande probabilité d'être des planètes naines reçoivent un traitement séparé des autres. Les objets ayant une magnitude absolue (H) inférieure à +1 (et donc un diamètre minimal délimité mathématiquement de 838 km[4]) sont pris en charge par deux comités de nommage, celui qui s'occupe des planètes mineures et celui qui s'occupe des planètes. Une fois nommés, ces objets sont déclarés planètes naines. À l'heure actuelle (octobre 2016), seuls Makémaké et Hauméa sont passés par cette procédure de nommage en tant que planètes naines présumées ; aucun autre objet ne respecte actuellement le critère d'une magnitude absolue inférieure à 1. À titre d'exemple, Sedna, 2007 OR10 et Orcus sont les trois objets présentant une magnitude absolue la plus proche, avec des valeurs de 1.5, 2.0 et 2.3 respectivement.

Tous les autres corps, d'une magnitude absolue supérieure à 1, sont nommés seulement par le comité chargé des planètes mineures et l'UAI n'a pas indiqué comment ou si ces objets seraient acceptés comme planètes naines.

Caractéristiques[modifier | modifier le code]

Dimensions[modifier | modifier le code]

Les limites supérieures et inférieures en taille et en masse des planètes naines ne sont pas spécifiées dans la résolution 5A de l'Union astronomique internationale. À proprement parler, il n'existe aucune limite supérieure et un objet plus grand et plus massif que Mercure et qui n'a pas « nettoyé son voisinage autour de son orbite » peut être catégorisé comme une planète naine.

La limite inférieure est déterminée par le concept d'« équilibre hydrostatique », mais les dimensions auxquelles un objet atteint un tel état ne sont pas déterminées ; des observations empiriques suggèrent qu'elles varient suivant la composition et l'histoire de l'objet. La version initiale de la résolution 5 définissait l'équilibre hydrostatique comme s'appliquant « aux objets dont la masse dépasse 5 × 1020 kg (soit 500 milliards de milliards de tonnes) et le diamètre 800 km »[5], mais ceci ne fut pas retenu dans la résolution finale. Par ailleurs, certains petits corps célestes, comme la lune Méthone de Saturne ne font que 3 km de diamètre et pourraient être en équilibre hydrostatique.

Valeurs limites[modifier | modifier le code]

Afin de pouvoir être qualifié de planète naine, un corps céleste doit « posséder une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (sous une forme presque sphérique)[6],[7],[8] ». Les observations actuelles sont généralement insuffisantes pour pouvoir affirmer de façon directe si un corps répond à cette définition. Sur la base d'une comparaison avec les lunes glacées des planètes géantes qui ont été visitées par des engins spatiaux, telles que Mimas (400 km de diamètre) et Protée (de forme irrégulière de 410-440 km de diamètre), Michael E. Brown a estimé qu'un corps composé de glace se placera en équilibre hydrostatique si son diamètre surpasse une valeur située entre 200 et 400 km.

Cérès est aujourd'hui considérée comme la seule planète naine de la ceinture d'astéroïdes. (4) Vesta, le deuxième corps en termes de masse au sein de la ceinture d'astéroïdes, semble posséder une structure interne parfaitement différenciée et aurait donc été en équilibre à un moment donné de son histoire, mais il ne l'est plus aujourd'hui[9]. Le troisième objet le plus massif, (2) Pallas, a quant à lui une surface quelque peu irrégulière et on considère que sa structure interne n'est que partiellement différenciée. Du fait que les objets rocheux sont plus rigides que les objets glacés, Brown a estimé que les corps rocheux en dessous de 900 km de diamètre pourraient ne pas être en équilibre hydrostatique et donc pourraient ne pas prétendre au statut de planète naine[10].

Cependant, après que Brown et Tancredi ont fait leurs calculs, on a découvert que Japet (1 470 km de diamètre) et certaines petites lunes de Saturne, aux formes aujourd'hui bien déterminées, ne sont pas en équilibre hydrostatique, contrairement aux premières estimations. Elles ont eu par le passé une forme hydrostatique qui a gelé, mais ne possède plus aujourd'hui la forme qu'un corps en équilibre devrait avoir respectivement à leur vitesse de rotation actuelle[11]. Cérès, dont le diamètre est de 950 km, est la plus petite planète naine pour laquelle des mesures détaillées ont confirmé le caractère d'équilibre hydrostatique[12].

On ne sait pas aujourd'hui si les objets transneptuniens se comportent davantage comme Cérès ou comme Japet; ainsi, certaines ou toutes les planètes naines transneptuniennes plus petites que Pluton et Éris pourraient ne pas être en équilibre.

L'Union astronomique internationale n'a pas abordé la question depuis que ces conclusions ont été révélées.

Méthone, lune de Saturne de 3km de diamètre est potentiellement en équilibre hydrostatique.
Protée vu par Voyager 2 lors de son passage le 25 août 1989. Source : NASA.
Mimas photographié par la sonde Cassini.
Encelade, lune de Saturne de 500km de diamètre est en équilibre hydrostatique.
Japet, lune de Saturne de 1470km de diamètre n'est pas en équilibre hydrostatique.

Voisinage[modifier | modifier le code]

La définition d'une planète naine suppose qu'elle n'a pas « fait place nette dans son voisinage ».

Alan Stern et Harold F. Levison ont défini un critère permettant de faire la distinction entre une planète et une planète naine[13], exprimant la probabilité d'une rencontre entre un objet et un corps plus petit à la suite d'une déviation de l'orbite de ce dernier. Selon ses auteurs, ce critère permet d'estimer la capacité d'un corps à nettoyer son voisinage. Stern et Levison trouvèrent un écart de cinq ordres de grandeur entre sa valeur pour Mars et celle des plus grands astéroïdes et transneptuniens.

En utilisant ces travaux, Steven Soter a proposé un paramètre nommé discriminant planétaire, permettant de faire la distinction entre les planètes naines et les huit planètes du Système solaire, sur la base de leur capacité à nettoyer les corps plus petits par collision, capture ou perturbation gravitationnelle[14].

Liste[modifier | modifier le code]

Planètes naines reconnues[modifier | modifier le code]

Récapitulatif[modifier | modifier le code]

La 26e assemblée générale de l'Union astronomique internationale a attribué à Cérès, Pluton, et 2003 UB313 (nom provisoire) le statut de planète naine le 24 août 2006, le jour même de l'adoption de l'actuelle définition[1]. 2003 UB313 est officiellement nommée Éris le 13 septembre 2006[15]. En juillet 2008 est venu s'ajouter Makémaké[16],[17], puis le , Hauméa[18].

Le tableau ci-dessous récapitule certaines caractéristiques de ces corps :

Objet Type Diamètre
(km)
Masse
(kg)
Date de découverte Découvreur(s) Date de reconnaissance
du statut
Cérès Astéroïde 974 ~ 9,46×1020 Giuseppe Piazzi
Pluton Plutino 2 370±10 ~ 1,305×1022 Clyde William Tombaugh
Éris Épars 2 326± 12 ~ 1,67×1022 Michael E. Brown,
Chadwick Trujillo,
David Rabinowitz
Makémaké Cubewano de 1 300 à 1 900 < 4.4×1021 Michael E. Brown,
Chadwick Trujillo,
David Rabinowitz
Hauméa Cubewano ~ 1 960 × 1 518 × 996 ~ 4,2 ± 0,1×1021 (Brown)
(Ortiz)
Ortiz et al. / Brown et al.

Cérès[modifier | modifier le code]

Article détaillé : (1) Cérès.

Cérès, le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes est considéré comme une planète naine : il possède une masse suffisante pour être en équilibre hydrostatique et n'a clairement pas fait place nette dans son voisinage, la ceinture d'astéroïdes étant constituée de quantités de petits corps qui orbitent autour du Soleil sans être outre mesure influencés par Cérès.

Cérès mesure près de 1 000 km de diamètre et est de très loin le plus grand membre de la ceinture d'astéroïdes (le plus grand membre de la ceinture après Cérès est Vesta et mesure un peu moins de 600 km dans sa plus grande dimension), regroupant un tiers de la masse totale de celle-ci. Les autres astéroïdes de la ceinture ne semblent pas être en équilibre hydrostatique ; la plupart, même les plus grands, sont nettement irréguliers.

Après sa découverte en 1801, Cérès fut initialement considéré comme une planète. La découverte d'autres corps dans cette région du Système solaire a conduit les astronomes à le démettre de cette dénomination dans les années 1850, le considérant simplement comme un astéroïde.

Pluton[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Pluton (planète naine).
Pluton reconstitué à partir d'images de New Horizons.

Pluton et Charon forment un système binaire. Pluton, dont l'orbite est située au-delà de l'orbite de Neptune, est actuellement le plus grand objet transneptunien connu avec 2 370 km de diamètre. Le système binaire possède quatre satellites naturels dont Nix et Hydre. Si Pluton a une masse suffisante pour être parvenu à l'équilibre hydrostatique, il n'a pas du tout fait place nette dans son voisinage. Son orbite, excentrique et inclinée, est dominée par celle de Neptune, avec laquelle il est en résonance, et de nombreux autres corps, les plutinos, en partagent les caractéristiques.

Après sa découverte en 1930, Pluton fut considérée comme une planète pendant 76 ans. La décision de l'UAI en 2006 l'a reclassé comme planète naine. Le statut de Charon reste en attente.

Le classement de Charon est en effet délicat : la définition exclut qu'une planète naine soit une lune d'un autre objet. Le débat perdure entre les partisans du maintien au statut de lune de Pluton et leurs opposants pour requalifier les deux objets réunis en « planète naine double »[19].

Éris[modifier | modifier le code]

Vue d'artiste d'Éris et Dysnomie. Éris est l'objet principal, Dysnomie le tout petit disque juste au-dessus.
Article détaillé : (136199) Éris.

Éris, officiellement désignée par (136199) Éris (désignation internationale (136199) Eris), est la planète naine connue la plus massive du Système solaire (27 % plus massive que Pluton) ainsi que la deuxième plus grande en termes de taille (2 326 kilomètres de diamètre, contre 2 370 kilomètres pour Pluton). Éris est ainsi le neuvième corps connu le plus massif et le dixième corps le plus gros (en volume) orbitant directement autour du Soleil.

Éris est un objet épars, un objet transneptunien situé dans une région de l'espace au-delà de la ceinture de Kuiper. Il possède un satellite naturel, Dysnomie. En 2007, ils étaient situés à environ 97 ua du Soleil, environ trois fois plus loin que Pluton. C'est la planète naine connue la plus éloignée du Soleil.

Éris fut observée en 2003 par l'équipe de Michael E. Brown du California Institute of Technology, mais ne fut pas identifiée avant le . Elle porte le nom de la déesse grecque Éris. Sa taille, initialement estimée comme étant beaucoup plus importante que celle de Pluton, la fit qualifier de dixième planète du Système solaire par ses découvreurs, entre autres. Cette qualification, ainsi que la perspective de découvrir d'autres objets similaires dans l'avenir, a motivé l'Union astronomique internationale (UAI) à définir le terme « planète » pour la première fois de façon formelle. Selon cette définition approuvée le , Éris est une planète naine aux côtés de Pluton et Cérès.

En , l'UAI a décidé de classer Éris dans la catégorie des plutoïdes, classe spécifique des planètes naines transneptuniennes, comme Pluton.

Makémaké[modifier | modifier le code]

Makémaké vue d'artiste.
Article détaillé : (136472) Makémaké.

Makémaké, officiellement désignée par (136472) Makémaké (désignation internationale (136472) Makemake), est la troisième plus grande planète naine connue. Elle appartient à la ceinture de Kuiper et fut découverte en 2005 par Michael E. Brown, Chadwick Trujillo et David L. Rabinowitz du California Institute of Technology. Makémaké a au moins un satellite connu, S/2015 (136472) 1, découvert grâce à des observations faites avec le télescope spatial Hubble.

Son diamètre est d'environ deux tiers celui de Pluton, soit 1 430 km.

Sa température moyenne très faible (environ 30 K, soit −243 °C) indique que sa surface est recouverte de méthane, d'éthane et, éventuellement, de glace d'azote.

La planète naine doit son nom au dieu créateur dans le panthéon traditionnel de Rapa Nui sur l'Île de Pâques.

Hauméa[modifier | modifier le code]

Hauméa et ses deux satellites vue d'artiste.
Article détaillé : (136108) Hauméa.

Hauméa, officiellement désignée comme (136108) Haumea soit (136108) Hauméa en français, est une planète naine transneptunienne (un plutoïde) du Système solaire membre de la ceinture de Kuiper.

Il fut découvert en 2005 par l'équipe de José Luis Ortiz de l'institut d'astrophysique d'Andalousie à l'observatoire de la Sierra Nevada en Espagne et en 2004 par celle de Mike Brown du Caltech aux États-Unis. Le MPC crédite la découverte à l'équipe d'Ortiz, qui fut la première à annoncer l'objet. Sa dénomination provisoire était 2003 EL61.

Hauméa possède deux satellites naturels connus, une rotation très rapide (moins de 4 h), une forme ellipsoïdale et un albédo élevé causé par des cristaux de glace d'eau à sa surface, ce qui en fait un membre exceptionnel parmi les cubewanos. On pense qu'il est également le composant principal d'une famille d'objets créée après un impact responsable de ses caractéristiques inhabituelles. Certains de ces objets, comme (145453) 2005 RR43, ont un diamètre important.

Dans sa plus grande dimension, Hauméa mesurerait entre 1 960 et 2 500 km, à peine moins que Pluton et deux fois plus que Cérès, la plus petite planète naine reconnue. Sa masse atteindrait un tiers de celle de Pluton.

Planètes naines potentielles[modifier | modifier le code]

Dimensions relatives des huit plus grands objets transneptuniens connus par rapport à la Terre.

Au , Mike Brown liste 705 objets transneptuniens comme planètes naines potentielles[20]. Selon les différentes estimations, il existerait quelques centaines à quelques milliers d'objets qui pourraient à terme être considérés comme des planètes naines.

Plus récemment, V774104, découvert en novembre 2015, pourrait aussi joindre la liste des planètes naines potentielles[21] si sa taille est confirmée.

Ci-dessous un aperçu des planètes naines les plus volumineuses, qualifiées de quasi-certaines ou d'hautement probables par Mike Brown. Les officielles y sont listées pour comparaison et figurent en gras:

Corps
céleste
Par Michael E. Brown[22]
et autres[23]
Mesuré selon MPC
Spitzer et autres[24]
Diamètre hypothétique
par albédo assumé
Résultat
par Tancredi[25]
Catégorie Meilleure
estimation
Diamètre (km)
[note 1]
H
Diamètre
(km)[note 2]
A
(%)
Masse
(Zg)
H

[26][27]

Diamètre
(km)
A
(%)
[note 3]
A = 100 %
(diam. min.)

(km)
A = 4 %
(km)
(136199) Éris −1.1 2330 99 16700 −1.1 2 326±12 90 2206 11028 accepté (mesuré) épars 2326
(134340) Pluton −0.7 2329 64 13030 −0.76 2 374±8 63 1886 9430 accepté (mesuré) résonance 2:3 2374
(136472) Makémaké 0.1 1426 81 −0.2 1 430±14 104 1457 7286 accepté cubewano 1430
(225088) 2007 OR10 2 1290 19 1.8 1 535+75
−225
14 580 2901 épars 1535
(136108) Hauméa 0.4 1252 80 4000 0.2 1 430 72 1212 6060 accepté cubewano 1430
(50000) Quaoar 2.7 1092 13 1400 2.82 1 110±5 11 363 1813 accepté (et recommandé) cubewano 1110
(90377) Sedna 1.8 1041 32 1.83 995±80 33 572 2861 accepté (et recommandé) détaché 995
(90482) Orcus 2.3 983 23 580 2.31 917±25 25 459 2293 accepté (et recommandé) résonance 2:3 917
(307261) 2002 MS4 4 960 5 3.6 934±47 7 253 1266 cubewano 934
(1) Cérès 939 3.36 946±2 9 283 1414 ceinture principale 946
(120347) Salacie 4.2 921 4 450 4.25 854±45 5 188 939 possible cubewano 854
(55565) 2002 AW197 3.5 795 12 3.2 768+39
−38
16 304 1522 accepté cubewano 768
2013 FY27 3.3 760 15 3 334 1669 épars 760
(208996) 2003 AZ84 3.7 747 11 3.74 727+62
−67
11 237 1187 accepté résonance 2:3 727
(20000) Varuna 4 728 9 3.76 668+154
−86
12 235 1176 accepté cubewano 668
(174567) Varda 3.5 725 14 265 3.61 705+81
−75
13 252 1260 possible cubewano 705
(55637) 2002 UX25 3.9 704 11 125 3.87 665±29 11 224 1118 résonance 3:5 665
(90568) 2004 GV9 4.2 703 8 4.25 680±34 8 188 939 accepté résonance 3:5 680
(145452) 2005 RN43 3.9 697 11 3.89 679+55
−73
11 222 1108 possible cubewano 679
(202421) 2005 UQ513 3.8 675 12 3.5 498+63
−75
28 265 1326 cubewano 498
2014 UZ224 3.8 675 12 3.5 265 1326 épars 675
(28978) Ixion 3.8 674 12 3.83 617+19
−20
14 228 1139 accepté résonance 2:3 617
2010 RF43 4 643 11 3.7 242 1209 épars 643
2014 EZ51 4 643 11 3.7 242 1209 détaché 643
2015 RR245 4 643 11 3.7 242 1209 épars 643
2015 KH162 4.2 613 10 3.9 221 1103 détaché 613
(229762) 2007 UK126 3.7 612 17 3.69 599±77 16 243 1215 épars 599
(19521) Chaos 5 612 5 4.8 600+140
−130
6 146 729 cubewano 600
2010 JO179 4.3 599 10 4 211 1053 épars 599
2010 KZ39 4.3 599 10 4 211 1053 cubewano 599
2012 VP113 4.3 599 10 4 211 1053 détaché 599
2014 WK509 4.3 599 10 4 211 1053 détaché 599
  1. Le diamètre mesuré, soit le diamètre estimé par Brown, soit le diamètre calculé à partir de H en utilisant un albédo assumé de 8 %.
  2. Les diamètres affichés en rouge indiquent qu'ils ont été obtenus par les ordinateurs de Brown selon dérivation à partir d'un albédo attendu mathématiquement.
  3. L'albédo géométrique est calculé à partir de la magnitude absolue mesurée et le diamètre mesuré grâce à la formule :


Le cas V774104, dans le nuage d'Oort[modifier | modifier le code]

Annoncé le à l'Union américaine d'astronomie, V774104 [31], en attendant un nom plus adéquat, est la candidate pour une planète naine la plus lointaine jamais détectée dans le système solaire. Son orbite est très mal connue, elle pourrait osciller entre 50 et 1000 Unités Astronomiques, soit environ cent fois la distance du soleil à Jupiter, et serait située dans le nuage d'Oort. Quand elle a été détectée, elle se trouvait à 103 UA, ce qui ferait d'elle, si elle était reconnue comme telle, la planète naine connue la plus éloignée du soleil.

Bien qu'elle soit loin d'avoir acquis le statut officiellement reconnu par l'Union Astronomique Internationale (IAU) de « planète naine », avec son diamètre compris entre 500 et 1 000 km, en première approche, elle semble avoir acquis d'emblée le statut de candidate à ce titre.

Références[modifier | modifier le code]

  1. a, b, c, d et e (en) Union astronomique internationale, « Assemblée générale UAI 2006 : RÉSOLUTIONS 5 et 6 » [PDF], sur iau.org, (consulté le 18 septembre 2008).
  2. http://www.iau.org/public_press/news/detail/iau0804/ Texte original : « Plutoids are celestial bodies in orbit around the Sun at a semimajor axis greater than that of Neptune that have sufficient mass for their self-gravity to overcome rigid body forces so that they assume a hydrostatic equilibrium (near-spherical) shape, and that have not cleared the neighbourhood around their orbit. Satellites of plutoids are not plutoids themselves, even if they are massive enough that their shape is dictated by self-gravity. The two known and named plutoids are Pluto and Eris. It is expected that more plutoids will be named as science progresses and new discoveries are made.
    The dwarf planet Ceres is not a plutoid as it is located in the asteroid belt between Mars and Jupiter. Current scientific knowledge lends credence to the belief that Ceres is the only object of its kind. Therefore, a separate category of Ceres-like dwarf planets will not be proposed at this time
    . »
  3. (en) M. E. Brown, « The Dwarf Planets », Caltech, (consulté le 18 juin 2007).
  4. Dan Bruton, « Conversion of Absolute Magnitude to Diameter for Minor Planets », Department of Physics & Astronomy (Stephen F. Austin State University) (consulté le 13 juin 2008)
  5. (en) Union astronomique internationale, « Draft Resolution 5 for GA-XXVI: Definition of a Planet », sur iau2006.org, (consulté le 18 juin 2007).
  6. (en) « IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes », International Astronomical Union,‎ (lire en ligne)
  7. (en) « Dwarf Planets », NASA (consulté le 22 janvier 2008)
  8. (en) « Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto »
  9. (en) Savage, Don, Jones, Tammy et Villard, Ray, « Asteroid or Mini-Planet? Hubble Maps the Ancient Surface of Vesta », Hubble Site News Release STScI-1995-20, (consulté le 17 octobre 2006)
  10. (en) Mike Brown, « The Dwarf Planets » (consulté le 20 janvier 2008)
  11. « Iapetus' peerless equatorial ridge », sur www.planetary.org
  12. « DPS 2015: First reconnaissance of Ceres by Dawn », sur www.planetary.org
  13. (en) Stern, S. Alan; Levison, Harold F., « Regarding the criteria for planethood and proposed planetary classification schemes », Highlights of Astronomy, vol. 12,‎ , p. 205-213 (résumé).
  14. (en) Soter, Steven, « What Is a Planet? », The Astronomical Journal, vol. 132, no 6,‎ , p. 2513-2519 (DOI 10.1086/508861, résumé).
  15. « International Astronomical Union - IAU », sur www.iau.org
  16. (en) Michael E. Brown, « What's in a name? part 2 », sur Mike Brown's Planets Blog, (consulté le 14 septembre 2008).
  17. (en) « Working Group for Planetary System Nomenclature », sur USGS Astrogeology - Gazetteer of Planetary Nomenclature (consulté le 11 septembre 2008).
  18. « IAU names fifth dwarf planet Hauméa », UAI (consulté le 18 septembre 2008).
  19. (en) Pluto relegated to dwarf status, physicsworld.com.
  20. « How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily) », liste des candidats planètes naines avec explications de la catégorisation, Mike Brown, California Institute of Technology, 11 mai 2016 (dernière mise à jour).
  21. Article de presse Futura Sciences [1]
  22. Mike Brown, How many dwarf planets are there in the outer solar system?
  23. Brown ne liste pas les objets de la ceinture interne
  24. MPC ne liste pas les objets de la ceinture interne
  25. (en) Tancredi, G., « Physical and dynamical characteristics of icy "dwarf planets" (plutoids) », Icy Bodies of the Solar System: Proceedings IAU Symposium No. 263, 2009,‎ (lire en ligne)
  26. (en) « Liste des objets transneptuniens », sur Minor Planet Center
  27. (en) « Liste des centaures et des objets épars », sur Minor Planet Center
  28. Futura-Sciences, « V774104, l'objet connu le plus lointain du Système solaire », sur Futura-Sciences (consulté le 29 avril 2016)

Annexes[modifier | modifier le code]

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]