Pianeta nano: differenze tra le versioni

La caratteristica rilevante di un pianeta nano è che "abbia massa sufficiente affinché la propria gravità possa superare le forze di [[corpo rigido]] in modo tale da assumere una forma in [[equilibrio idrostatico]] (prossimo alla sfericità) ".<ref name=iau2006>{{en}}{{Cita news|editore=International Astronomical Union|titolo=IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes|url=http://www.iau.org/iau0603.414.0.html|data=2006|accesso=26 gennaio 2008|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070103145836/http://www.iau.org/iau0603.414.0.html|dataarchivio=3 gennaio 2007}}</ref><ref>{{en}}{{Cita web|url=https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwarf&Display=OverviewLong|titolo=Dwarf Planets|editore=NASA|accesso=22 gennaio 2008|urlmorto=sì|urlarchivio=https://www.webcitation.org/68ugdVVc7?url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Dwarf|dataarchivio=4 luglio 2012}}</ref><ref name=iau2008>{{en}}{{Cita web|url=http://www.iau.org/public_press/news/release/iau0804/|titolo=Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto|accesso=9 novembre 2015|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110702012327/http://iau.org/public_press/news/detail/iau0804/|dataarchivio=2 luglio 2011|urlmorto=sì}}</ref> [[1 Ceres|Cerere]] è l'unico pianeta nano nella [[fascia principale]]. Una recente analisi della [[missione Dawn|sonda Dawn]] sulla forma e del suo campo gravitazionale di [[4 Vesta|Vesta]], il secondo oggetto celeste più massiccio della fascia, ha dimostrato che non è attualmente in equilibrio idrostatico.<ref name="Asmar 2012">{{en}}{{Cita pubblicazione|cognome=Asmar|nome=S. W.|autore2=Konopliv, A. S.|autore3=Park, R. S.|autore4=Bills, B. G.|autore5=Gaskell, R.|autore6=Raymond, C. A.|autore7=Russell, C. T.|autore8=Smith, D. E.|autore9=Toplis, M. J.|autore10=Zuber, M. T.|titolo=The Gravity Field of Vesta and Implications for Interior Structure|rivista=43rd Lunar and Planetary Science Conference|data=2012|p=2600|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2012/pdf/2600.pdf}}</ref><ref name="Russel 2012">{{en}}{{Cita pubblicazione|cognome=Russel|nome=C. T.|titolo=Dawn at Vesta: Testing the Protoplanetary Paradigm|rivista=SCIENCE|data=2012|volume=336|numero=6082|pp=684–686|doi=10.1126/science.1219381|url=http://www.phyast.pitt.edu/~wmwv/Classes/A1122/Literature/Science-2012-Russell-684-6.pdf|bibcode= 2012Sci...336..684R }}</ref> [[2 Pallas|Pallade]], il terzo oggetto più massiccio, ha una superficie piuttosto irregolare.<ref name=Carry2009>{{en}}{{Cita web|titolo=Physical properties of (2) Pallas|autore=Carry, B.|formato=PDF|data=2009|url=https://arxiv.org/PS_cache/arxiv/pdf/0912/0912.3626v1.pdf|doi=10.1016/j.icarus.2009.08.007 |arxiv=0912.3626|accesso=13 settembre 2015 }}</ref> [[Michael E. Brown]] ha stimato che i corpi della fascia principale essendo molto rocciosi e non sufficientemente grandi da raggiunge i 900 [[chilometro|km]] di [[diametro]], difficilmente possono risultare in equilibrio idrostatico e di conseguenza classificabili come pianeti nani.<ref name=Brown>{{en}}{{Cita web|url=http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/dwarfplanets/|autore=Mike Brown|titolo=The Dwarf Planets|accesso=20 gennaio 2008}}</ref> Sulla base di un confronto con le lune ghiacciate che sono state esplorate da veicoli spaziali, come [[Mimas (astronomia)|Mimas]] (rotondo a 400&nbsp;km di diametro) e [[Proteo (astronomia)|Proteo]] (irregolare a 410–440&nbsp;km di diametro), Brown ha stimato che gli [[oggetti transnettuniani]] essendo principalmente ghiacciati, tendono a rilassarsi in equilibrio idrostatico ad un diametro che si aggira tra 200 e i 400&nbsp;km.<ref name="brown-list">{{en}}{{Cita web|titolo=How many dwarf planets are there in the outer solar system? (updates daily)