Redigerer Dvergplanet (avsnitt)

== Egenskaper ==
<div style="float: right; clear: right; margin: 5px;">
{| class="wikitable sortable"
|+ Planetariske diskriminanter<ref name="soter" group="L" />
|-
! Legeme
! Masse (''M''<sub>⊕</sub>{{#tag:ref|''M''<sub>⊕</sub> i [[jordmasse]]r.|name="jordmasse"|group="lower-alpha"}}) <br />
! ''Λ''{{#tag:ref|{{Matte|Λ {{=}} ''k'' ''M''<sup>2</sup> ''a''<sup>−3/2</sup>}}, hvor ''k'' = 0,0043 for enhetene til Yg og AU. ''Λ'' > 1 for planeter.<ref name="Stern 2002" group="L" />|group="lower-alpha"|name="Λ"}}
! ''µ''{{#tag:ref|''µ'' = ''M''/''m'', hvor ''M'' er legemets masse og ''m'' er aggregatmassen til alle andre legemer som deler den samme banesonen. ''µ'' > 100 for planeter.|"µ"|group="lower-alpha"}}
|-
| [[Merkur]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.055|0.055}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|00000001950|1.95{{E|3}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|009100|9.1{{E|4}}}} }}
|-
| [[Venus]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.815|0.815}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|00000166000|1.66{{E|5}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|135000|1.35{{E|6}}}} }}
|-
| [[Jorden]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|001|1}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|00000153000|1.53{{E|5}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|170000|1.7{{E|6}}}} }}
|-
| [[Mars (planet)|Mars]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.107|0.107}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|00000000942|9.42{{E|2}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|018000|1.8{{E|5}}}} }}
|- style="background: #CCF;"
| [[Ceres (dvergplanet)|Ceres]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.00015|0.000&nbsp;15}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0000000000.000832|8.32{{E|−4}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000000.33|0.33}} }}
|-
| [[Jupiter]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|317.7|317.7}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|1300000000|1.30{{E|9}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|062500|6.25{{E|5}}}} }}
|-
| [[Saturn]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|095.2|95.2}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0046800000|4.68{{E|7}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|019000|1.9{{E|5}}}} }}
|-
| [[Uranus]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|014.5|14.5}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0000384000|3.85{{E|5}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|002900|2.9{{E|4}}}} }}
|-
| [[Neptun (planet)|Neptun]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|017.1|17.1}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0000273000|2.73{{E|5}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|002400|2.4{{E|4}}}} }}
|- style="background: #CCF;"
| [[Pluto]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.002|0.0022}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0000000000.00295|2.95{{E|−3}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000000.077|0.077}} }}
|- style="background: #CCF;"
| [[Haumea]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.00067|0.00067}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0000000000.000268|2.68{{E|–4}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000000.02|0.02}} }}
|- style="background: #CCF;"
| [[Makemake]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.00067|0.00067}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0000000000.000222|2.22{{E|–4}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000000.02|0.02}} }}{{#tag:ref|Kalkulert ved bruk av estimatene for massen til Kuiperbeltet funnet i [http://adsabs.harvard.edu/abs/2007MNRAS.tmp...24I Iorio, 2007] på 0,033 jordmasser|name="makemake"|group="lower-alpha"}}
|- style="background: #CCF;"
| [[Eris (dvergplanet)|Eris]]
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000.002|0.0028}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|0000000000.00215|2.13{{E|−3}}}} }}
| align="center" | {{Formatnum: {{Sorter|000000.1|0.10}} }}
|}</div>

=== Banedominans ===
<!--{{Utdypende artikkel|Rydding av nabolaget}}-->
[[Alan Stern]] og [[Harold F. Levison]] introduserte parameteren Λ ([[lambda]]) som et uttrykk for sannsynligheten for et møte som resulterer i en gitt nedbøyning av bane.<ref name="Stern 2002" group="L" /> Verdien av denne parameteren er i Sterns modell proporsjonal med kvadratroten av massen og invers proporsjonal til perioden. Ifølge forfatterne kan verdien brukes for å estimere kapasiteten et legeme har til å rydde nabolaget til sin egen bane, der Λ&nbsp;>&nbsp;1 til slutt vil rydde den. Et gap på fem størrelsesklasser i Λ ble funnet mellom de minste [[terrestrisk planet|terrestriske planetene]] og de største [[asteroide]]ne og [[Kuiperbeltet|kuiperbelteobjektene]].<ref name="soter" group="L" />

Ved bruk av denne parameteren argumenterte [[Steven Soter]] og andre astronomer for en distinksjon mellom planeter og dvergplaneter basert på den manglende evnen til sistnevnte til å «rydde nabolaget rundt sin egen bane»: planeter er i stand til å fjerne mindre legemer nær sine egne baner ved kollisjon, innfanging eller gravitasjonell forstyrrelse (eller etablere en [[baneresonans]] som forhindrer kollisjoner), mens dvergplaneter mangler massen til å gjøre dette.<ref name="Stern 2002" group="L" /> Soter foreslo videre en parameter han kalte den ''planetariske diskriminanten'', designet med symbolet µ ([[my]]), som representerer en eksperimentell måling av den faktiske graden av renhet til banesonen. Parameteren kalkuleres ved å dele massen til kandidatlegemet med den totale massen til andre legemer som deler samme banesone, og µ&nbsp;>&nbsp;100 anses å være ryddet.<ref name="soter" group="L" /> Det finnes flere andre ordninger som forsøker å skille mellom planeter og dvergplaneter,<ref name="Stern" /> men definisjonen fra 2006 bruker dette konseptet.<ref name="finalresolution" />

=== Størrelse og masse ===
{{Utdypende artikkel|Hydrostatisk likevekt}}
Tilstrekkelig indre trykk, forårsaket av legemetes gravitasjon, vil gjøre et legeme [[Plastisitet|plastisk]], og tilstrekkelig plastisitet vil gjøre det mulig for topper å synke og lavpunkt å heves – en prosess kjent som gravitasjonell relaksasjon. Legemer mindre enn et par kilometer domineres av ikke-gravitasjonelle krefter og har en tendens til å være kantete i formen. Større objekter hvor gravitasjon er betydelig, men ikke dominerende, er «potet»-formet. Jo mer massivt et legeme er, jo høyere er det indre trykket og jo mer avrundet blir formen, helt til den når en maksimal avrunding ved [[hydrostatisk likevekt]]. Dette er den definerende grensen for en dvergplanet.<ref name="Lineweaver2010" group="L" />

Når et objekt er i hydrostatisk likevekt vil et globalt lag av væske som dekker overflaten danne en flytende overflate med samme form som legemet, bortsett fra ved små overflateformasjoner som kratere og sprekker. Dersom legemet ikke roterer, vil den være en kule, men jo raskere roterer, jor mer [[Flattrykthet|flattrykt]] eller til og med [[Ellipsoide|ellipsoidisk]] blir den. Hvis et slikt roterende legeme imidlertid skulle værmes opp til det smeltet, hville den generelle formen endres mens den var flytende. Det ekstreme eksemepelet på et ikke-sfærisk legeme i hydrostatisk likevekt er {{Dp|Haumea}}, som er dobbelt så lang langs hovedaksen som den er ved polene.

[[Fil:Masses of dwarf planets vs Luna.png|thumb|left|Massene til de fire største plutoidene i tillegg til Ceres og Charon sammenlignet med jordens måne. Makemakes masse er et grovt estimat. (Se [[plutoide]] for en graf over flere kandidater til dvergplaneter uten Ceres.)]]

Den øvre og nedre størrelse- og massegrensen for dvergplaneter har ikke blitt spesifisert av IAU. Det finnes ingen definert øvre grense, og et objekt som er større eller mer massiv en [[Merkur]], men som ikke har «ryddet nabolaget rundt sin bane», vil bli klassifisert som en dvergplanet.<ref name="Hammer Conversations" /> Den nedre grensen bestemmes av kravene for å oppnå hydrostatisk likevektsform, men størrelsen eller massen hvor et objekt oppnår denne formen avhenger av sammensetningen og den termiske historien. Det opprinnelige utkastet til resolusjonen fra 2006 omdefinerte hydrostatisk likevektsform «til objekter med masse over 5{{E|20}}&nbsp;kg og en diameter større enn 800&nbsp;km»,<ref name="Draft Resolution 5" /> men dette ble ikke med i det endelige utkastet.<ref name="finalresolution" />

Empiriske observasjoner tyder på at den nedre grensen vil variere i henhold til objektenes sammensetningen og termiske historie. For et legeme laget av rigide [[silikat]]er, slik som steinasteroider, bør overgangen til hydrostatisk likevekt finne sted ved en diameter på ca. 600&nbsp;km og en masse på rundt 3,4{{E|20}}&nbsp;kg. For et legeme av mindre rigid vannis burde grensen være ca. 320&nbsp;km og ≈{{E|19}}&nbsp;kg.<ref name="Cole2000" /> I [[asteroidebeltet]] er {{Dp|Ceres}} det eneste legemet som klart passerer silikatgrensen (selv om det faktisk er et stein-is-legeme), og formen er en likevektet sfæroide. {{Asteroide|2|kortlenke}} og {{Asteroide|4|kortlenke}} er imidlertid steinete og ligger like under grensen. Pallas, som er 525–560&nbsp;km og 1,85–2,4{{E|20}}&nbsp;kg er «nesten rund», men fremdeles noe irregulær. Vesta, som er 530&nbsp;kg og 2,6{{E|20}}&nbsp;kg avviker fra en ellipsoidisk form hovedsakelig på grunn av et stort [[Nedslagskrater|nedslagsbasseng]] på en av polene.

Blant is-legemene er [[Mimas (måne)|Mimas]] det minste som er kjent å være i hydrostatisk likevekt med en størrelse på 396&nbsp;km og 3,75{{E|19}}&nbsp;kg. Det største irregulære legemet i [[Solsystemet#Det ytre solsystemet|det ytre solsystemet]] er [[Proteus (måne)|Proteus]] som er tilnærmet, men ikke helt avrundet med en diameter på 405–435&nbsp;kg og en antatt masse på ≈4,4{{E|19}}&nbsp;kg. Legemer som Mimas kan ha hatt en varmere termisk historie en Proteus, og formene deres kan ha blitt endret etter en kollisjon.<ref name="McKinnon2008" group="L" /> Ingen legeme er av ren is slik som anslagene for den nedre grensen sier, men [[Mike Brown]] antyder imidlertid at den nedre grensen for en dvergplanet av is i praksis ligger noe under 400&nbsp;km.<ref name="Brown" /> Det finnes per 2012 ca. 100 [[transneptunsk objekt|transneptunske objekter]] (TNO) som er estimert å være over denne størrelsen.