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Un pianeta nano è un corpo celeste di tipo planetario orbitante attorno ad una stella e caratterizzato da una massa sufficiente a conferirgli una forma sferoidale, ma che non è stato in grado di "ripulire" la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili: per questo non rientra nella semplice denominazione di pianeta.
Nonostante il nome, un pianeta nano non è necessariamente più piccolo di un pianeta. In teoria non vi è limite alle dimensioni dei pianeti nani. Si osservi inoltre che la classe dei pianeti è distinta da quella dei pianeti nani, e non comprende quest'ultima.
Il termine pianeta nano è stato introdotto ufficialmente nella nomenclatura astronomica il 24 agosto 2006 da un'assemblea dell'Unione Astronomica Internazionale, fra molte discussioni e polemiche. Tra le altre cose, si è fatto notare che il termine è fuorviante e che i criteri non sono oggettivi (nessun corpo può ripulire completamente la propria fascia orbitale, né esiste una soglia obiettiva su quando un corpo è sferoidale o no). Tuttavia, la necessità di creare questa classe di oggetti per distinguerla dai pianeti tradizionali esisteva, ed è probabile che il nome resti.
L'11 giugno 2008, il Comitato esecutivo dell'Unione Astronomica Internazionale riunitosi ad Oslo, ha assegnato il nome plutoidi alla classe dei pianeti nani trans-nettuniani, stabilendo al contempo un requisito preliminare per valutare il raggiungimento dell'equilibrio idrostatico, con l'intenzione di favorire l'assegnazione dei nomi dei candidati plutoidi. L'UAI ha stabilito che un corpo celeste transnettuniano che possiede una magnitudine assoluta superiore a H = +1 può essere ragionevolmente classificato tra i plutoidi e quindi tra i pianeti nani.
L'UAI riconosce cinque pianeti nani: Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris.
Prima delle scoperte dell'inizio del XXI secolo, gli studiosi non avevano avuto una forte necessità di una definizione formale del termine pianeta.
Dopo la scoperta di Plutone, nel 1930, gli astronomi avevano stabilito che il Sistema solare contenesse nove pianeti e migliaia di altri corpi dalle dimensioni significativamente minori, asteroidi e comete. Per quasi 50 anni, Plutone è stato ritenuto più grande di Mercurio, ma la scoperta nel 1978 della sua luna Caronte permise di misurarne la massa con precisione, ottenendo per essa un valore molto più piccolo delle stime iniziali: il valore misurato corrispondeva a circa un ventesimo della massa di Mercurio, rendendo Plutone di gran lunga il pianeta più piccolo. Sebbene fosse ancora dieci volte più massiccio di Cerere, l'oggetto più grande presente nella fascia principale degli asteroidi, anche dal confronto con la Luna Plutone appariva ridimensionato, raggiungendone appena un quinto della massa. Inoltre, possedendo alcune caratteristiche inusuali quali un'elevata eccentricità orbitale ed un'elevata inclinazione orbitale, divenne evidente che si trattava di un corpo differente da ogni altro pianeta.
Negli anni novanta, gli astronomi iniziarono a trovare altri oggetti nella stessa regione di spazio in cui orbita Plutone (oggi conosciuta come Fascia di Kuiper), ed alcuni altri anche a distanze maggiori. Alcuni di essi condividevano le caratteristiche chiave dell'orbita di Plutone, cosicché il corpo celeste iniziò ad essere visto come il più grande di una nuova classe di oggetti, i plutini. Ciò portò alcuni astronomi a smettere di riferirsi a Plutone come ad un pianeta e diversi termini, come pianeta minore, sub-pianeta e planetoide iniziarono ad essere usati per gli oggetti oggi indicati come pianeti nani.
Quando nel 2005 furono scoperti altri tre oggetti (Quaoar, Sedna ed Eris) di dimensioni comparabili a quelle di Plutone, fu chiaro che si doveva o classificare anche loro come pianeti, oppure Plutone avrebbe dovuto essere riclassificato. Gli astronomi erano inoltre convinti che si potesse riuscire a scoprire altri oggetti delle dimensioni di Plutone e, quindi, il numero di pianeti con caratteristiche simili a Plutone sarebbe cresciuto rapidamente.
Nel 2006, furono determinate le dimensioni di Eris (conosciuto allora come 2003 UB313) e lo si scoprì essere leggermente più grande di Plutone. Ufficiosamente, alcuni studiosi e giornalisti iniziarono a riferirsi all'oggetto come al Decimo pianeta. Conseguentemente, la questione fu oggetto di un intenso dibattito durante la XXVI Assemblea Generale dell'Unione Astronomica Internazionale dell'agosto del 2006.
La prima drastica proposta, avanzata dal gruppo di lavoro appositamente istituito dalla UAI, fu di includere Caronte, Eris e Cerere nella lista dei pianeti. Dopo l'opposizione di numerosi astronomi ad una tale risoluzione, l'astronomo uruguaiano Julio Ángel Fernández avanzò una proposta alternativa, in cui si creava una classificazione intermedia per quegli oggetti sufficientemente grandi da aver assunto una forma sferica, ma non abbastanza da aver ripulito la propria fascia orbitale dalla maggior parte dei planetesimi che vi hanno orbitato dalla formazione del Sistema solare ad oggi. Escludendo Caronte dalla lista, la nuova proposta assegnava Plutone, Cerere ed Eris alla nuova categoria.
La risoluzione finale dell'Unione Astronomica Internazionale conservò la distinzione in tre categorie per i corpi celesti in orbita intorno al Sole. Fernández aveva suggerito di chiamare gli oggetti della classe intermedia planetoidi, ma la sessione plenaria della III Divisione della UAI votò unanimemente per pianeti nani. Nella risoluzione si legge:
La IAU quindi decide che i pianeti e gli altri oggetti nel nostro sistema solare, eccetto i satelliti, siano classificati in tre categorie distinte nel modo seguente:
un "pianeta" è un corpo celeste che:
  • è in orbita intorno al Sole;
  • ha una massa sufficiente affinché la sua gravità possa vincere le forze di corpo rigido, cosicché assume una forma di equilibrio idrostatico (quasi sferica);
  • ha ripulito le vicinanze intorno alla sua orbita;
un "pianeta nano" è un corpo celeste che:
  • è in orbita intorno al Sole;
  • ha una massa sufficiente affinché la sua gravità possa vincere le forze di corpo rigido, cosicché assume una forma di equilibrio idrostatico (quasi sferica)2;
  • non ha ripulito le vicinanze intorno alla sua orbita;
  • non è un satellite.
tutti gli altri oggetti, eccetto i satelliti, che orbitano intorno al Sole devono essere considerati in maniera collettiva come "piccoli corpi del sistema solare".

 

 

 

 

   
   
Classificazione Pianeta Nano
Distanza dal sole Perielio (4436,82 Milioni di Km)
Afelio (7375,92 Milioni di Km)
Eccentricità 0,24880766
Periodo Orbitale 248,09 Anni Terrestri
Diametro Equatoriale 2306 Km
Periodo di Rotazione 6,38 Giorni Terrestri (6 Giorni 9 Ore 17 Minuti)
Inclinazione Assiale 122,54 Gradi
Temp. Superficiale In media -229 Gardi Celsius
   
   
Le foto di New Horizon Luglio 2015    
     
Plutone è un pianeta nano orbitante nelle regioni periferiche del sistema solare, con un'orbita eccentrica a cavallo dell'orbita di Nettuno; fu scoperto nel 1930 da Clyde Tombaugh e inizialmente classificato come il nono pianeta. Il nuovo corpo celeste venne battezzato in onore di Plutone, divinità romana dell'Oltretomba; le prime lettere del nome, PL, sono anche le iniziali dell'eminente astronomo Percival Lowell che per primo ne postulò l'esistenza. Il suo simbolo astronomico è la versione stilizzata delle iniziali di Lowell (). Precedentemente considerato un pianeta vero e proprio, il 24 agosto 2006 Plutone è stato declassato a pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale, ricevendo il nome di 134340 Pluto. In virtù dei suoi parametri orbitali, Plutone è anche considerato un classico esempio di oggetto trans-nettuniano. Plutone è stato assunto quale elemento di riferimento della classe dei pianeti nani trans-nettuniani, denominati ufficialmente plutoidi dalla Unione Astronomica Internazionale.
La magnitudine apparente di Plutone dalla Terra è pari a 14,5, mentre il suo diametro angolare è soltanto in media di 0,14 secondi d'arco, caratteristiche che ne rendono difficile l'osservazione dalla Terra e che giustificano la sua individuazione solamente nella prima metà del XX secolo.
Si sospettava da tempo l'esistenza di un pianeta esterno rispetto a quelli già noti, a causa del fatto che Urano e Nettuno sembravano muoversi in modo diverso dal previsto, come se fossero perturbati dall'attrazione gravitazionale di un altro oggetto. Alle stesse conclusioni arrivarono William Henry Pickering e Percival Lowell all'inizio del Novecento. Perfino lo scrittore H. P. Lovecraft aveva ipotizzato, sulla base di calcoli astronomici, l'esistenza di un altro pianeta oltre Nettuno. La tecnica delle perturbazioni aveva già riportato un grande successo nel 1846, quando Nettuno era stato scoperto allo stesso modo. Seguendo le previsioni teoriche, Plutone fu scoperto presso l'Osservatorio Lowell, in Arizona, il 18 febbraio 1930, dopo lunghe ricerche, per mezzo del confronto di lastre fotografiche impressionate pochi giorni prima, il 23 e il 29 gennaio, da Clyde Tombaugh. Dopo che l'osservatorio ebbe ottenuto fotografie di conferma, la notizia della scoperta fu telegrafata all'Harvard College Observatory il 13 marzo 1930. Il pianeta fu in seguito ritrovato in fotografie risalenti al 19 marzo 1915.


 
Plutone fu trovato quasi esattamente nella posizione prevista dai calcoli teorici, per cui inizialmente si credette di aver trovato il corpo perturbatore. Col passare degli anni le misurazioni rivelarono tuttavia che Plutone era di gran lunga troppo piccolo per spiegare le perturbazioni osservate, e si pensò quindi che non si potesse trattare dell'ultimo pianeta del sistema solare. Partì quindi la caccia al decimo pianeta, il cosiddetto Pianeta X - un gioco di parole basato sul fatto che la X è il numero romano per 10 ed è anche il simbolo dell'incognito. La questione fu risolta solo nel 1989, quando l'analisi dei dati della sonda Voyager 2 rivelò che le misure della massa di Urano e Nettuno comunemente accettate in precedenza erano lievemente sbagliate. Le orbite calcolate con le nuove masse non mostravano alcuna anomalia, il che escludeva categoricamente la presenza di qualunque pianeta più esterno di Nettuno con una massa elevata.La scoperta di Plutone fu in definitiva casuale, trovandosi il pianeta al posto giusto nel momento giusto mentre si dava la caccia a qualcos'altro.
Plutone possiede un'orbita molto eccentrica e notevolmente inclinata rispetto all'eclittica, e in un breve periodo della sua rivoluzione si trova più vicino al Sole di Nettuno. Tuttavia i due oggetti orbitano in risonanza 2:3, e quindi non si verificano incontri ravvicinati tali da perturbare l'orbita di Plutone. A partire dagli anni novanta del XX secolo sono stati scoperti diversi planetoidi della fascia di Edgeworth-Kuiper in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno: oggi tali corpi vanno sotto la denominazione comune di plutini, e Plutone ne è considerato il prototipo.
Il sistema di Plutone non è mai stato visitato da alcuna sonda spaziale, e pertanto molte misurazioni relative alla sua natura fisica sono approssimative e non confermate. Si ritiene comunque che esso possieda una debole atmosfera, composta prevalentemente da metano gassoso, quindi da argon, azoto, monossido di carbonio, ossigeno. Probabilmente la pressione atmosferica, comunque estremamente bassa, varia sensibilmente al variare della distanza del corpo dal Sole e con il ciclo delle stagioni: è presente quando il pianeta nano si trova vicino al perielio, nel momento in cui la pressione al suolo raggiungerebbe dai 3 ai 160 microbar, mentre a distanze maggiori dal Sole congela e precipita sulla superficie.



 
La superficie di Plutone, composta da ghiaccio d'acqua e di metano, non è uniforme, come dimostrano le sensibili variazioni di albedo riscontrabili dalla Terra nel corso della rotazione del pianeta. Una mappa a bassa risoluzione è stata realizzata fra il 1994 e il 1996 a partire da osservazioni effettuate grazie al telescopio spaziale Hubble, ma i dettagli visibili sono pochi. Sembra vi siano macchie più chiare, probabilmente composte di azoto e metano solido, che riflettono la debole luce presente, contrastando con il resto della superficie più scura, probabilmente costituita da antiche pianure laviche. Una nuova mappa è stata realizzata tramite 12 osservazioni effettuate dal telescopio spaziale Hubble nel 2002 e 2003 e ha rivelato sostanziali mutazioni nella topografia plutoniana, sulla cui natura ci si interroga tuttora. È plausibile che l'avanzamento delle stagioni (nel 2002-2003 Plutone era nella sua primavera) possa provocare l'evaporazione dell'azoto ghiacciato dal suolo dell'emisfero settentrionale e conseguenti precipitazioni nevose sull'emisfero sud (attualmente in ombra e non visibile dalla Terra). Nel corso delle osservazioni è stato anche riscontrato un aumento della tonalità rossa del pianeta rispetto agli anni precedenti, e a fronte di una stabilità cromatica del suo satellite Caronte. Secondo l'astronomo Mike Brown, Plutone ha la superficie più cangiante di tutto il Sistema Solare. La temperatura superficiale si aggira tra i 40 e i 60 K.

Caronte


Plutone e Caronte visti dal telescopio spaziale Hubble

 

Caronte è il più massiccio fra i satelliti naturali del pianeta nano Plutone.
Caronte fu scoperto dall'astronomo statunitense James Christy il 22 giugno 1978; questi, esaminando attentamente alcune immagini molto ingrandite di Plutone su lastre fotografiche scattate un paio di mesi prima, osservò una piccola protuberanza ai bordi del disco del corpo principale che ricorreva periodicamente. Più tardi, la protuberanza fu confermata su lastre risalenti fino al 1965 (un caso di precovery). Il nuovo satellite ricevette una designazione temporanea, S/1978 P 1, secondo una convenzione allora da poco istituita.Christy, essendo lo scopritore, aveva il diritto di assegnare un nome definitivo all'oggetto; la sua scelta ricadde sulla figura mitologica di Caronte, lo psicopompo che, nella mitologia greca, trasporta i defunti nell'Ade, regno di Plutone. In realtà, la scelta di Jim Christy era basata su una originale combinazione fra l'appellativo mitologico di Caronte (in inglese "Charon"), e il nome della propria moglie, Charlene, detta "Char".
Il nome fu accettato ufficialmente dall'Unione Astronomica Internazionale nel 1985.

 
La scoperta di Caronte permise agli astronomi di calcolare più accuratamente la massa e le dimensioni di Plutone; Caronte gli ruota attorno in 6,387 giorni, un periodo identico alla rotazione di entrambi gli oggetti. Sono quindi tutti e due in rotazione sincrona, e si mostrano sempre il medesimo emisfero.
Una delle ipotesi che più comunemente vengono avanzate per spiegare la formazione di Caronte ne fa risalire l'origine ad un grande impatto avvenuto circa 4,5 miliardi di anni fa, analogamente a quanto si ritiene sia avvenuto nel caso della Luna. Un oggetto della fascia di Edgeworth-Kuiper di dimensioni notevoli avrebbe colpito Plutone ad una velocità elevata, disintegrandosi e al contempo scagliando in orbita la crosta e il mantello superiore del protopianeta; i detriti si sarebbero poi riassemblati, a formare Caronte.I dati attuali sulla composizione interna di Plutone e Caronte sembrano tuttavia contraddire quest'ipotesi, segnalando, in particolare, una presenza eccessiva di ghiaccio all'interno del pianeta nano, e una sovrabbondanza di roccia all'interno del satellite.
 
Alcuni ritengono che Plutone e Caronte possano essere i resti di due protopianeti entrati in collisione l'uno con l'altro ad una velocità elevata, ma non sufficiente a provocare la disintegrazione di nessuno dei due.
A differenza di Plutone, che è ricoperto di ghiaccio d'azoto, Caronte sembra essere rivestito di ghiaccio d'acqua.
Si ritiene che Caronte sia composto al 55±5% di roccia e al 45% di ghiaccio; per contro, Plutone appare leggermente più denso, ed è probabilmente composto da roccia al 70%.
Fra tutti i satelliti naturali dei principali oggetti (pianeti e pianeti nani) del sistema solare, Caronte è il più grande rispetto al proprio corpo madre (il rapporto fra le masse è approssimativamente pari ad 1:9, mentre, a titolo di esempio, nel caso di Terra e Luna è prossimo ad 1:81). Il satellite e il pianeta nano distano fra loro meno di 20.000 km ed orbitano entrambi attorno ad un comune centro di gravità, che si trova al di fuori della superficie di Plutone. Per questo motivo Plutone e Caronte sono talvolta considerati un sistema binario. Si tratta inoltre dei primi due oggetti trans-nettuniani ad essere scoperti.

 

 

 

 

 

   
   
Classificazione Pianeta Nano
Distanza dal sole Perielio (5650 Milioni di Km)
Afelio (14595 Milioni di Km)
Eccentricità 0,44177
Periodo Orbitale 557,03 Anni Terrestri
Diametro Equatoriale 2326 Km
Periodo di Rotazione 8 Ore (? Ipotesi)
Inclinazione Assiale  
Temp. Superficiale In media -243 Gardi Celsius
   
   
     
Eris (nome ufficiale 136199 Eris) è il più grande pianeta nano del sistema solare attualmente conosciuto, e l'oggetto conosciuto più massiccio che ruota attorno al Sole oltre l'orbita di Nettuno; si tratta di un oggetto ghiacciato orbitante nel sistema solare esterno. Ha un'orbita molto eccentrica, che lo porta da una distanza minima dal Sole di 5,6 miliardi di km ad una massima di 14,6 miliardi (quest'ultima circa il doppio della distanza massima di Plutone dal Sole). Eris appartiene al disco diffuso, ed è il più grande fra gli oggetti trans-nettuniani. Come sottolineato dagli astronomi californiani dell'Osservatorio di Monte Palomar al momento della scoperta, l'oggetto è sicuramente più grande di Plutone. Originariamente soprannominato il Decimo Pianeta dagli scopritori, dalla NASA e dai media, l'oggetto è stato classificato come un pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale, nella stessa occasione - l'assemblea generale del 24 agosto 2006 - in cui l'organismo ha promulgato definitivamente la definizione ufficiale di pianeta.La stessa UAI ha ufficialmente battezzato l'oggetto, nel mese successivo, con il nome di Eris, personificazione della discordia secondo la mitologia greca. Eris era precedentemente noto mediante la designazione provvisoria 2003 UB313, o con il nome informale di Xena, in onore della principessa guerriera di una nota serie televisiva statunitense. Il diametro dell'oggetto, misurato con l'occultazione di una stella, è stimato intorno ai 2326 km, con un'incertezza di ±12 km[2]. L'albedo superficiale quindi è molto alta (0,97[2] ±0,01) e già le prime osservazioni indicavano che sulla superficie dell'oggetto è presente del metano ghiacciato. Entrambe queste proprietà lo rendono più simile a Plutone di tutti i grandi planetoidi del sistema solare esterno finora scoperti. La densità media di Eris è valutata in 2,52 grammi per centimetro cubo. Eris possiede un satellite, Disnomia, del diametro di circa 250 km.
Eris è stato scoperto l'8 gennaio 2005 da un gruppo di astronomi composto da Michael Brown, Chad Trujillo e David Rabinowitz, grazie allo studio di fotografie scattate il 21 ottobre 2003. La scoperta è stata annunciata il 29 luglio 2005, lo stesso giorno in cui è stata resa nota l'individuazione di altri due grandi oggetti della fascia di Kuiper, Haumea e Makemake.
 
Il gruppo di ricerca guidato da Brown da diversi anni sta esplorando sistematicamente il cielo alla ricerca di pianeti nani orbitanti nel sistema solare esterno, e aveva già contribuito in precedenza alla scoperta di diversi oggetti trans-nettuniani particolarmente massicci, fra cui Quaoar e Sedna. Le osservazioni di routine sono state effettuate dalla squadra il 31 ottobre 2003 per mezzo del telescopio riflettore Samuel Oschin di 48 pollici dell'osservatorio di Monte Palomar, ma l'oggetto planetario visibile nelle immagini è stato individuato solo nel mese di gennaio 2005, quando ulteriori riprese dello stesso campo hanno permesso di evidenziare il suo lento movimento rispetto allo sfondo di stelle. Successive osservazioni hanno consentito una determinazione preliminare dei parametri orbitali di Eris, rendendo possibile una stima della distanza e delle sue dimensioni. Il team aveva pianificato di posticipare l'annuncio della propria scoperta finché ulteriori osservazioni non avessero permesso una determinazione più esatta della dimensione e della massa dell'oggetto, ma è forse stato costretto a pubblicare la notizia per non perdere la priorità della scoperta, in seguito ad alcune indiscrezioni trapelate. Il 2 ottobre 2005 gli stessi osservatori che avevano scoperto Eris hanno reso nota l'individuazione di un suo satellite naturale, che si rivelerà molto utile per misurare con maggiore precisione la massa del pianeta nano.
Due giorni dopo l'annuncio della scoperta, Brown, attraverso la propria pagina web, aveva pubblicato alcune significative riflessioni sulla scelta di un nome definitivo:Il movimento di Eris (nel cerchio) rispetto alle stelle fisse.
« Se l'oggetto venisse classificato come appartenente alla fascia di Kuiper, gli si dovrebbe assegnare un nome mitologico successivo alle figure principali. Noi abbiamo deciso di seguire questo schema. Tra tutti i nomi, quello più aderente sarebbe stato quello di Persefone. Nella mitologia greca, Persefone è la moglie (rapita con violenza) di Ade (Plutone, per i Romani), che trascorre sei mesi all'anno sottoterra. Il dolore per la morte di sua madre causa la fine dell'inverno.Il nuovo pianeta [nano] è in un'orbita che potrebbe essere descritta proprio in questi termini; metà del tempo lo passa vicino al pianeta [nano] Plutone, metà lontano da esso.
 
Sfortunatamente, il nome Persefone è già stato utilizzato nel 1895 per nominare un asteroide. La stessa obiezione è valida per quasi tutti i nomi di divinità greche o romane di un certo rilievo. Fortunatamente, il mondo abbonda di tradizioni mitologiche e spirituali. In passato abbiamo assegnato a molti oggetti della cintura di Kuiper nomi di figure mitologiche appartenenti ai nativi americani, agli Inuit, e a dei Romani minori. » Eris è classificato come un pianeta nano orbitante all'interno del cosiddetto disco diffuso. È attualmente il corpo più distante del sistema solare che si conosca; si trova ad una distanza di 97 unità astronomiche dal Sole (poco dopo il suo passaggio all'afelio), e descrive un'orbita ellittica con un periodo orbitale di 557 anni; presenta inoltre elevati valori di inclinazione ed eccentricità orbitale. Vi sono solamente una quarantina di altri oggetti trans-nettuniani (fra cui spiccano 2000 OO67 e Sedna) caratterizzati da un semiasse maggiore così elevato.
Eris presenta un periodo orbitale di 557 anni ed attualmente si trova quasi alla massima distanza possibile dal Sole (ovvero all'afelio). Come nel caso di Plutone, la sua orbita è estremamente eccentrica, e lo porta a circa 35 UA di distanza dal Sole al perielio (la distanza di Plutone varia da 29 a 49,5 UA, mentre l'orbita di Nettuno arriva appena a 30 UA). Mentre i pianeti rocciosi del sistema solare interno e i giganti gassosi giacciono su orbite poste, approssimativamente, sul medesimo piano (l'eclittica), l'orbita di Eris presenta un'inclinazione pari a circa 44°. L'oggetto è abbastanza luminoso, e la sua magnitudine apparente media di 18,8 lo rende visibile da Terra con modesti telescopi. È impensabile individuarlo ad occhio nudo, ma un telescopio con un obiettivo o uno specchio di almeno 8 pollici e un CCD dovrebbe riuscire a fotografarlo, in buone condizioni osservative. Probabilmente la forte inclinazione dell'orbita è la causa principale del notevole ritardo occorso nella scoperta, dato che molte delle ricerche di pianeti nani situati al di fuori dell'orbita di Nettuno si erano in precedenza concentrate sul piano dell'eclittica, dove si è accumulata la maggior parte della materia che compone il sistema solare.

 

 

 

 

   
   
Classificazione Pianeta Nano
Distanza dal sole Perielio (5760,70 Milioni di Km)
Afelio (7939,70 Milioni di Km)
Eccentricità 0,159
Periodo Orbitale 309,86 Anni Terrestri
Diametro Equatoriale 1500 Km
Periodo di Rotazione 0,32 Giorni Terrestri (7 Ore 42 Minuti)
Inclinazione Assiale  
Temp. Superficiale In media -238 Gardi Celsius
   
   
     
Makemake (ufficialmente designato (136472) Makemake; precedentemente noto con la designazione provvisoria di (136472) 2005 FY9) è il terzo pianeta nano per dimensioni del Sistema solare, appartenente alla classe dei plutoidi. Il suo diametro è pari all'incirca a 3/4 di quello di Plutone. La sua orbita è interamente situata esternamente rispetto all'orbita di Nettuno, pertanto è corretto definirlo un oggetto trans-nettuniano, appartenente al gruppo dei cubewani. Makemake non ha satelliti e ciò lo rende unico tra gli oggetti della fascia di Kuiper (KBO) di maggiori dimensioni. La temperatura estremamente bassa (circa 30 K) che si registra sulla sua superficie determina che essa sia ricoperta da ghiacci di metano, etano e probabilmente azoto. La sua scoperta risale al 31 marzo 2005, ad opera di un gruppo di astronomi californiani dell'osservatorio di Monte Palomar. Il suo nome richiama la figura di Makemake, divinità della creazione secondo la mitologia pasquense.
Makemake è stato scoperto il 31 marzo 2005 da un gruppo di ricerca dell'osservatorio di Monte Palomar, guidato da Michael Brown, che ha annunciato la scoperta il 29 luglio 2005, lo stesso giorno in cui è stata resa nota la scoperta di Eris e due giorni dopo la comunicazione di quella di Haumea. A dispetto della sua relativa luminosità (circa un quinto di quella di Plutone), Makemake non è stato scoperto se non dopo numerosi altri oggetti meno luminosi appartenenti alla fascia di Kuiper. La maggior parte delle campagne di ricerca degli asteroidi sono condotte in prossimità del piano dell'eclittica (la regione del cielo in cui transitano il Sole, la Luna e gli altri pianeti, se visti dalla Terra), a causa della maggiore probabilità di trovare oggetti lì piuttosto che altrove, ed è probabile che Makemake sia sfuggito alle prime ricerche a causa della sua elevata inclinazione orbitale, che lo porta a visitare regioni del cielo lontane dal piano dell'eclittica. Al momento della scoperta, infatti, Makemake era alla sua massima distanza da tale piano, nella costellazione settentrionale della Chioma di Berenice Oltre Plutone, Makemake è l'unico altro plutoide sufficientemente luminoso che sarebbe potuto essere scoperto da Clyde Tombaugh durante la sua ricerca, negli anni trenta del Novecento, del pianeta responsabile delle perturbazioni dell'orbita di Nettuno. All'epoca delle osservazioni di Tombaugh, Makemake era a pochi gradi dall'eclittica, in prossimità del bordo tra le costellazioni del Toro e dell'Auriga come un oggetto della 16a magnitudine. Tuttavia in tale posizione, assai prossima alla Via Lattea, sarebbe stato quasi impossibile individuarlo, celato dal denso sfondo di stelle. Tombaugh proseguì le sue ricerche per alcuni anni dopo la scoperta di Plutone, ma non trovò né Makemake, né altri oggetti trans-nettuniani.
L'Unione Astronomica Internazionale, quando ha ricevuto comunicazione della scoperta, ha assegnato a Makemake la designazione provvisoria convenzionale 2005 FY9, ad indicare che si è trattato del 249° oggetto scoperto nella seconda metà del mese di marzo del 2005. Il gruppo degli scopritori invece ha utilizzato (prima che fosse assegnato il nome definitivo) il nomignolo "Easterbunny" (coniglietto pasquale in italiano), perché scoperto subito dopo Pasqua. Nel luglio del 2008, l'Unione Astronomica Internazionale ha assegnato a 2005 FY9 il nome Makemake, in riferimento alla divinità della creazione secondo la mitologia pasquense, scelto in parte per preservare la connessione dell'oggetto con la Pasqua.
Nel 2009, Makemake è ad una distanza di 52 UA (7,78×109 km) dal Sole; valore prossimo a quello dell'afelio, a cui corrisponde la massima distanza dalla nostra stella. Makemake segue un'orbita molto simile a quella di Haumea, caratterizzata da un'elevata inclinazione rispetto al piano dell'eclittica, 29°, e da una moderata eccentricità di circa 0,16. Tuttavia, l'orbita di Makemake è leggermente più lontana dal Sole in termini sia della lunghezza del semiasse maggiore, sia della distanza del perielio.

 
Il suo periodo orbitale è di circa 310 anni, superiore ai 248 anni di Plutone ed ai 283 anni di Haumea. Sia Makemake che Haumea sono al momento lontani dall'eclittica - per entrambi la distanza angolare è quasi 29°. Makemake si sta avvicinando al suo afelio, che raggiungerà nel 2033, mentre Haumea è passato per il proprio agli inizi del 1992. Makemake è classificato tra gli oggetti classici della fascia di Kuiper o cubewani, il che significa che la sua orbita giace abbastanza lontano da Nettuno da essere rimasta stabile nel lungo tempo corrispondente all'età del Sistema solare. A differenza dei plutini, legati gravitazionalmente in una risonanza 2:3 con Nettuno che permette loro di attraversarne l'orbita senza scontrarsi col pianeta o subire notevoli variazioni orbitali, gli oggetti classici presentano distanze perieliche maggiori, in modo da orbitare interamente in zone dove non sono soggetti a perturbazioni gravitazionali da parte del pianeta. La maggior parte di tali oggetti ha bassi valori dell'eccentricità (inferiori a 0,2) ed orbitano intorno al Sole così come fanno i pianeti. Makemake, tuttavia, è un membro della classe "dinamicamente calda" dei KBO, dal momento che ha, come abbiamo visto, un'inclinazione molto alta rispetto al valor medio misurato tra i KBO. Makemake presenta una periodicità prossima alla risonanza 11:6 con Nettuno. Il 24 agosto 2006, l'Unione Astronomica Internazionale (UAI) ha proclamato una formale definizione di pianeta che stabilisce una ripartizione in tre classi degli oggetti in orbita attorno al Sole: i "corpi minori" del Sistema solare, oggetti troppo piccoli perché l'azione della propria gravità possa condurli al raggiungimento di una forma sferica; i "pianeti nani", sufficientemente massicci da raggiungere la forma sferica, ma non abbastanza da essere gravitazionalmente dominanti, cioè da aver ripulito la propria zona orbitale da altri corpi di dimensioni comparabili a quelle proprie che non siano ad essi gravitazionalmente legati; ed i "pianeti", sufficientemente massicci da avere forma sferica e da essere gravitazionalmente dominanti. Al momento della promulgazione di questa classificazione, Plutone, Eris e Cerere furono riclassificati tra i pianeti nani. L'11 giugno 2008, l'UAI ha ulteriormente elaborato tale classificazione introducendo una sotto-classe tra i pianeti nani e raccogliendo tra i plutoidi quei pianeti nani scoperti oltre l'orbita di Nettuno. Di conseguenza Eris e Plutone sono così plutoidi, mentre Cerere non lo è. Allo scopo di favorire l'assegnazione dei nomi, l'UAI ha diffuso inoltre una regola indicativa per il riconoscimento dei plutoidi, basata sulla magnitudine assoluta di un oggetto trans-nettuniano e che prescinde dalla diretta osservazione del raggiungimento della forma sferica; un oggetto trans-nettuniano sarà assunto essere un plutoide se possiede una magnitudine assoluta inferiore ad H = +1. Un mese dopo, l'11 luglio 2008 il gruppo di lavoro della UAI sulla nomenclatura planetaria ha comunicato l'inclusione di Makemake tra i pianeti nani ed i plutoidi, con Plutone ed Eris.
Makemake è attualmente il secondo oggetto della fascia di Kuiper per luminosità dopo Plutone, avendo raggiunto all'opposizione nel marzo del 2009 la magnitudine apparente di 16,7. È sufficientemente luminoso da poter essere visibile, nella costellazione della Chioma di Berenice, con i migliori telescopi amatoriali. Makemake presenta un'albedo molto elevato, dal momento che riflette circa l'80% della luce incidente; ciò suggerisce una temperatura superficiale di circa 30 K. Le dimensioni di Makemake non sono note con precisione, sebbene le rilevazioni nell'infrarosso del Telescopio spaziale Spitzer e dell'Herschel Space Observatory, combinate con alcune similitudini nello spettro con Plutone, conducano ad una stima del diametro compreso tra 1.360 e 1480 km. Tali valori sono leggermente superiori rispetto a quello misurato per Haumea e ciò rende Makemake, per quanto è dato sapere, il terzo oggetto trans-nettuniano per dimensioni, dopo Eris e Plutone. Makemake è indicato come il quarto pianeta nano del Sistema solare grazie alla sua magnitudine assoluta nella banda V (visibile), pari a −0,48.

 
Ciò garantisce che sia sufficientemente grande da aver raggiunto l'equilibrio idrostatico e la forma di uno sferoide oblato. È risultato piuttosto laborioso misurare il periodo di rotazione di Makemake, perché la sua superficie esibisce variazioni fotometriche pari solo a due centesimi di magnitudine. In precedenza era stato addirittura proposto, per giustificare l'incapacità di discernimento di variazioni fotometriche apprezzabili, che il pianeta nano potesse dirigere verso la Terra uno dei suoi poli. Per quanto quest'ipotesi non possa ancora essere esclusa, la spiegazione più probabile, tuttavia, è che l'atmosfera di Makemake sia congelata sulla superficie, rendendola praticamente omogenea. In una comunicazione alla rivista Astronomy and Astrophysics nel 2006, Licandro et al. riportano le misurazioni relative allo spettro nel visibile e nel vicino infrarosso di Makemake. I dati, ottenuti utilizzando il Telescopio William Herschel ed il Telescopio Nazionale Galileo, rivelano una superficie molto simile a quella di Plutone. Come Plutone, Makemake appare rosso nel visibile, sebbene significativamente meno rispetto alla superficie di Eris (vedi la sezione sui colori dei TNO per un confronto). Lo spettro nel vicino infrarosso presenta una marcata banda di assorbimento del metano (CH4). Il metano è stato individuato anche su Plutone ed Eris, nei cui spettri, però, la sua firma è molto più debole. L'analisi spettrale della superficie di Makemake rivela che il metano deve essere presente nella forma di grandi grani delle dimensioni di almeno un centimetro. Inoltre, anche grandi quantitativi di etano e tolina potrebbero essere presenti, molto probabilmente originati dalla fotolisi del metano investito dalla radiazione solare incidente. La tolina è probabilmente responsabile del colore rosso rilevato nello spettro visibile. Sebbene ci siano prove della presenza di ghiaccio di azoto sulla superficie, perlomeno mischiato con altri ghiacci, il livello rilevato è nettamente inferiore rispetto a quanto presente su Plutone e Tritone, dove costituisce circa il 98% della crosta. Tali dati suggeriscono che l'azoto sia andato perduto in qualche modo nel corso delle ere del Sistema solare.
La presenza di metano e probabilmente azoto suggerisce che Makemake possa avere un'atmosfera transitoria, simile a quella di Plutone, quando è in prossimità del perielio, dove la radiazione solare riesce ad innalzare la temperatura superficiale di quel tanto che basta al passaggio allo stato gassoso di parte dei gas liquefatti. L'azoto, se presente, ne sarebbe il componente principale. L'esistenza di una tale atmosfera costituirebbe anche una semplice spiegazione per la carenza di azoto: poiché il valore della gravità su Makemake è inferiore rispetto a quanto accade su Plutone, Eris e Tritone, una grande quantità di azoto è stata probabilmente perduta nello spazio attraverso il processo di fuga atmosferica. Il metano è più leggero dell'azoto, ma ha una pressione di vapore significativamente inferiore alle temperature registrate sulla superficie di Makemake (30–35 K) e ciò intralcia la sua fuga. Il risultato di tale processo è una superiore abbondanza relativa del metano.

 

 

 

 

   
   
Classificazione Pianeta Nano
Distanza dal sole Perielio (5260 Milioni di Km)
Afelio (7708 Milioni di Km)
Eccentricità 0,18874
Periodo Orbitale 285,4 Anni Terrestri
Diametro Equatoriale 1500 Km
Periodo di Rotazione 0,16 Giorni Terrestri (3 Ore 54 Minuti)
Inclinazione Assiale  
Temp. Superficiale  
   
   
     
Haumea (già noto con la designazione provvisoria di (136108) 2003 EL61, ufficialmente 136108 Haumea) è un pianeta nano di discrete dimensioni del sistema solare esterno, tecnicamente un oggetto trans-nettuniano, individuato da una squadra di astronomi californiani dell'osservatorio di Monte Palomar il 28 dicembre 2004. La scoperta fu annunciata il 29 luglio 2005, lo stesso giorno in cui vennero rese note le scoperte di altri due oggetti trans-nettuniani di notevoli dimensioni, Eris e Makemake. Il 17 settembre 2008, è stato classificato come pianeta nano dall'IAU e denominato Haumea in onore di una dea hawaiana della fertilità. Per dimensioni, l'oggetto è simile a Plutone. Una particolarità del corpo è che la sua rotazione è estremamente rapida, circa quattro ore, il che gli fa assumere una forma allungata.
Haumea è classificato come un oggetto trans-nettuniano classico (un cubewano), con un'orbita molto comune: il suo perielio è prossimo a 35 UA e l'inclinazione orbitale è elevata. Il grafico mostra la sua orbita (in giallo) nel sistema solare (l'orbita di Plutone è indicata in rosso, quella di Nettuno in grigio) e la sua posizione nell'aprile 2006.

 
Il perielio di Haumea si trova sotto il piano dell'eclittica. L'oggetto ha raggiunto l'afelio nel 1991, ed attualmente si trova a più di 50 UA dal Sole, ma la sua luminosità rimane relativamente elevata (m = 17,4, M = 0,2) grazie alle sue dimensioni e alla sua albedo. L'inclinazione dell'orbita (~28°, rispetto ai 17° di Plutone) e la sua posizione attuale, lontana dall'eclittica, dove si localizzavano la maggior parte delle ricerche, combinata con il suo lento moto medio (a causa della distanza) spiegano perché Haumea sia stato scoperto solo di recente, nonostante la sua luminosità.

 

 

 

 

 

   
   
Classificazione Pianeta Nano
Distanza dal sole Perielio (380,95 Milioni di Km)
Afelio (446,42 Milioni di Km)
Eccentricità 0,079
Periodo Orbitale 4,6 Anni Terrestri
Diametro Equatoriale 974,6 Km
Periodo di Rotazione 0,37 Giorni Terrestri (9 Ore 4 Minuti)
Inclinazione Assiale 3 Gradi
Temp. Superficiale In media -106 Gardi Celsius
   
   
     
Cerere (dal latino Cerēs, Cerere, originariamente chiamato Cerere Ferdinandea, oggi catalogato secondo la designazione asteroidale come 1 Ceres) è l'asteroide più massiccio della fascia principale del sistema solare; fu inoltre il primo ad essere scoperto, il 1º gennaio 1801 da Giuseppe Piazzi, e per mezzo secolo è stato considerato l'ottavo pianeta. Dal 2006, inoltre, Cerere è l'unico asteroide del sistema solare interno ad essere considerato un pianeta nano, alla stregua di Plutone, Makemake, Haumea ed Eris.
Il suo diametro è di circa 950 km e la sua massa è pari al 32% di quella dell'intera fascia principale. La fascia di Edgeworth-Kuiper contiene ad ogni modo oggetti molto più grandi di Cerere; oltre ai pianeti nani già citati, basti ricordare Quaoar, Orco e Sedna. Osservazioni astronomiche hanno rivelato che ha forma sferica. La sua superficie è probabilmente composta da un miscuglio di ghiaccio d'acqua e vari minerali, quali carbonati ed argille idrate. Cerere risulta aver subito un processo di differenziazione, che ha condotto alla formazione di un nucleo roccioso e di un mantello di materiali ghiacciati, e potrebbe ospitare un oceano di acqua liquida al di sotto della superficie.
Dalla Terra appare come un oggetto stellare la cui magnitudine varia tra 6,7 e 9,3. La sua luminosità è, conseguentemente, troppo debole perché possa essere vista ad occhio nudo. Il 27 settembre 2007 la NASA ha lanciato la missione Dawn che visiterà Vesta nel biennio 2011–2012 e Cerere nel 2015. Quando Cerere è all'opposizione in prossimità del proprio perielio, può raggiungere una magnitudine apparente pari a +6,7 per un osservatore terrestre. Un corpo celeste con un simile valore di luminosità apparente viene considerato generalmente troppo debole perché possa essere visto a occhio nudo, ma in condizioni di visibilità particolari una persona dotata di una vista eccellente dovrebbe essere in grado di individuarlo senza ricorrere a binocoli o telescopi. Cerere raggiungerà la sua massima luminosità (pari a 6,73) il 18 dicembre 2012. Gli unici altri asteroidi della fascia principale che possono raggiungere una tale magnitudine sono Vesta e, durante rare opposizioni in prossimità del perielio, Pallade e Iris. Durante una congiunzione, Cerere raggiunge una magnitudine pari a +9,3, prossima al limite di visibilità di un binocolo 10×50. Può quindi essere individuata con un binocolo ogni volta che sia sopra l'orizzonte e durante una notte buia.


 
Cerere venne individuato per la prima volta il 1º gennaio 1801 dall'astronomo italiano Giuseppe Piazzi. Piazzi lo battezzò Ceres Ferdinandea, in onore della dea romana Cerere, protettrice del grano e della Sicilia, e di Ferdinando III di Sicilia. A quel tempo Ferdinando si era rifugiato a Palermo a seguito della conquista del Regno di Napoli da parte della Francia nel 1798; l'aggettivo Ferdinandea cadde quindi in disuso presso la comunità internazionale. Per qualche tempo Cerere fu anche chiamato Hera, in Germania.
Cerere fu scoperto per caso. Dall'Osservatorio Nazionale del Regno delle Due Sicilie a Palermo, Piazzi stava cercando la stella catalogata da Nicolas Louis de Lacaille come Lacaille 87 poiché la sua posizione non corrispondeva a quella riportata nel catalogo zodiacale di Johann Tobias Mayer (alla fine si scoprì che Francis Wollaston, nella riedizione del catalogo Mayer, aveva commesso un errore). Il 1º gennaio 1801, Piazzi scoprì un oggetto brillante nella costellazione del Toro. La prima osservazione lo portò a ipotizzare che si trattasse di una stella fissa, non riportata dal catalogo. Nei giorni seguenti, notò che il corpo celeste non si trovava più nella posizione iniziale, e sospettò che si trattasse di una stella diversa, ma le successive osservazioni lo convinsero che il nuovo astro era dotato di moto proprio. L'astro, infatti, si era mosso prima verso l'Ariete e successivamente aveva percorso un tratto di moto retrogrado, che lo aveva condotto in prossimità delle stelle 13 e 14 Tauri. Piazzi non poté seguire il moto di Cerere abbastanza a lungo (compì solo ventiquattro osservazioni) prima che, l'11 febbraio, l'astro entrasse in congiunzione, e diventasse quindi invisibile da Terra. Non fu così possibile determinare la sua orbita, e Cerere andò perduto.[23]Nonostante i buoni presupposti per la scoperta di un nuovo pianeta, Piazzi scelse una linea di pensiero più prudente e in alcune lettere ad altri astronomi annunciò semplicemente di aver individuato una cometa. In una lettera all'astronomo Barnaba Oriani di Milano, amico e conterraneo, Piazzi rivelò i suoi sospetti: « Avevo annunciato questa stella come una cometa, ma poiché non è accompagnata da alcuna nebulosità, e inoltre il suo movimento è così lento e piuttosto uniforme, mi è venuto in mente più volte che potesse essere qualcosa di meglio di una cometa. » In aprile, Piazzi inviò le sue osservazioni complete a Oriani, Johann Elert Bode e Jérôme Lalande a Parigi. Successivamente vennero brevemente pubblicate nell'edizione del settembre 1801 del Monatliche Correspondenz.



 
Carl Friedrich Gauss, a soli ventiquattro anni, riuscì a fornire agli astronomi i mezzi per recuperare l'asteroide, sviluppando un nuovo metodo di determinazione dell'orbita di un generico corpo celeste che si poteva basare su tre sole osservazioni. Il metodo era basato sull'utilizzo dei minimi quadrati, una metodologia che Gauss sviluppò appositamente per l'astronomia, ma che, data la sua bontà, si diffuse in molti altri ambiti. In poche settimane Gauss predisse la traiettoria di Cerere in base ai dati precedentemente raccolti da Piazzi e comunicò i suoi risultati a Franz Xaver von Zach, editore del Monatliche Correspondenz. Il 31 dicembre 1801, Franz Xaver von Zach e Heinrich Olbers confermarono con certezza la riscoperta di Cerere.Johann Elert Bode pensò che Cerere fosse il "pianeta mancante" previsto da Johann Daniel Titius, orbitante fra Marte e Giove a una distanza, secondo la legge di Titius-Bode, di 419 milioni di chilometri (2,8 AU) dal Sole. A Cerere fu assegnato un simbolo astronomico (una falce di cui esistono diverse varianti - ), e rimase elencato come pianeta in tavole e libri astronomici per circa mezzo secolo, finché non furono scoperti ulteriori pianetini. Cerere risultò essere deludentemente piccolo: il suo disco non era neppure distinguibile con gli strumenti dell'epoca; così William Herschel nel 1802 coniò il termine "asteroide" ("simile a stella") per descriverlo.