Les planètes naines constituent une catégorie d'objets célestes officiellement définie par l'Union astronomique internationale (UAI) lors de son assemblée générale de Prague en août 2006, dans le cadre d'une réforme de la classification des corps du Système solaire. Cette définition résulte de la découverte, à partir des années 1990, d'un nombre croissant d'objets transneptuniens comparables, voire supérieurs à Pluton par leur taille. L'identification en 2005 d'Éris, dont la masse dépasse légèrement celle de Pluton, rend en effet nécessaire une clarification de la notion de planète. L'UAI établit alors trois critères pour qu'un corps soit considéré comme une planète :

• Il doit être en orbite autour du Soleil.

• Il doit posséder une masse suffisante pour que sa pesanteur lui confère une forme proche de l'équilibre hydrostatique.

• Il doit avoir éliminé la majorité des autres objets présents dans son voisinage orbital.

Le critère de l'équilibre hydrostatique joue un rôle fondamental dans cette définition. Lorsqu'un objet atteint une masse suffisante, la pesanteur interne devient capable de vaincre la résistance mécanique des matériaux qui le composent et tend à lui imposer une géométrie sphéroïdale ou ellipsoïdale. Cette transition dépend toutefois de la composition. Les objets riches en glace atteignent généralement cette forme pour des diamètres compris entre 400 et 600 kilomètres, tandis que les corps essentiellement rocheux nécessitent souvent un diamètre supérieur à 800 kilomètres. En pratique, la limite exacte reste difficile à déterminer, car elle dépend également de l'histoire thermique, de la rotation, des impacts subis et de la différenciation interne. Pour cette raison, plusieurs objets candidats au statut de planète naine demeurent encore à l'étude.

Les planètes naines constituent des fossiles de la formation planétaire, ayant subi relativement peu d'évolution depuis les premiers millions d'années du Système solaire. Ils conservent des informations précieuses sur les conditions physiques et chimiques du disque protoplanétaire primitif. Leur composition isotopique, leur abondance en glaces, leur structure interne et leurs propriétés orbitales permettent de contraindre les modèles de migration des planètes géantes, notamment ceux issus du modèle de Nice, selon lequel Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune ont profondément remodelé l'architecture primitive du Système solaire en dispersant une immense population de petits corps.

Les planètes naines jouent également un rôle essentiel dans la compréhension des processus géologiques en environnement froid. Les missions spatiales montrent que la faible taille d'un corps ne signifie pas nécessairement une absence d'activité interne. Pluton et Cérès illustrent l'existence de cryovolcanisme, de convection solide, de tectonique et probablement d'océans souterrains entretenus par la chaleur issue de la désintégration radioactive et par des mélanges eau-ammoniac abaissant le point de fusion. Ces observations ont profondément renouvelé la planétologie moderne en montrant que l'activité géologique peut persister pendant des milliards d'années même sur des objets beaucoup plus petits que les planètes telluriques.

Enfin, les planètes naines constituent un pont conceptuel entre les planètes majeures et les petits corps du Système solaire. Elles illustrent la continuité des processus de formation planétaire plutôt qu'une séparation nette entre différentes catégories d'objets. Les recherches actuelles tendent à privilégier une approche géophysique, fondée sur la structure interne et l'évolution de ces corps, en complément de la classification dynamique retenue par l'UAI. 

Les planètes naines du Système solaire.
À ce jour, cinq objets sont officiellement reconnus comme planètes naines par l'UAI : Cérès, Pluton, Hauméa, Makémaké et Éris. Ils appartiennent à deux environnements très différents du Système solaire. Cérès est situé dans la ceinture principale d'astéroïdes entre Mars et Jupiter, tandis que les quatre autres résident dans la région transneptunienne, principalement au sein de la ceinture de Kuiper ou de son voisinage dynamique. Cette répartition témoigne de deux histoires de formation distinctes. Cérès représente un embryon planétaire dont la croissance a été interrompue par les perturbations gravitationnelles de Jupiter, alors que les planètes naines transneptuniennes sont les vestiges relativement intacts de la formation des régions externes du disque protoplanétaire.

Cérès.
Cérès, découvert en 1801 par Giuseppe Piazzi, constitue le plus grand objet de la ceinture principale. Initialement considéré comme une planète, puis reclassé parmi les astéroïdes au XIX^e siècle lorsque de nombreux objets analogues furent découverts, il retrouve un statut particulier en 2006 avec l'introduction de la catégorie des planètes naines. Son diamètre moyen est d'environ 940 kilomètres pour une masse représentant près du tiers de celle de toute la ceinture d'astéroïdes. Les observations réalisées notamment par la sonde Dawn entre 2015 et 2018 révèlent un monde géologiquement beaucoup plus complexe qu'on ne l'imaginait. Son intérieur est différencié, avec un noyau rocheux entouré d'un manteau riche en glaces et en matériaux hydratés. Sa faible densité indique une importante proportion d'eau, probablement présente sous forme de glace ou de saumures profondes. Les dépôts brillants du cratère Occator sont aujourd'hui interprétés comme des accumulations de carbonates et de sels issus de remontées de fluides salés. Ces observations suggèrent que Cérès possède encore un réservoir de saumures en profondeur et qu'une activité cryovolcanique relativement récente a pu exister. Le relief Ahuna Mons est lui-même interprété comme un cryovolcan construit par extrusion de matériaux riches en glace.

Pluton.
Pluton demeure la plus célèbre des planètes naines. Découvert en 1930 par Clyde Tombaugh, il est considéré pendant soixante-seize ans comme la neuvième planète du Système solaire. Son déclassement en 2006 a suscité un important débat médiatique, mais les recherches ultérieures ont démontré que Pluton appartient bien à une vaste population d'objets similaires de la ceinture de Kuiper. Son diamètre atteint environ 2377 kilomètres, ce qui en fait le deuxième plus grand objet reconnu parmi les planètes naines après Éris en termes de masse comparable. Les observations de la mission New Horizons, qui le survole en juillet 2015, ont révolutionné notre compréhension de cet objet. Pluton présente une géologie extrêmement diversifiée comprenant des plaines d'azote solide, des montagnes de glace d'eau, des glaciers actifs, des failles tectoniques, des dépôts de méthane et de monoxyde de carbone ainsi qu'une atmosphère ténue dominée par l'azote. La vaste plaine Sputnik Planitia constitue probablement un bassin d'impact rempli de glaces volatiles dont la convection lente renouvelle continuellement la surface. Plusieurs indices suggèrent également l'existence d'un océan liquide profond, maintenu par la chaleur radiogénique et la présence éventuelle d'ammoniac jouant le rôle d'antigel. Pluton possède cinq satellites connus, dont Charon, particulièrement remarquable puisque son diamètre représente plus de la moitié de celui de Pluton. Le barycentre du système se situe à l'extérieur du corps principal, faisant de Pluton-Charon un quasi-système binaire.

Éris.
Éris, découvert en 2005 par l'équipe de Michael Brown (Caltech, Mont Palomar), est localisé dans le disque diffus au-delà de la ceinture de Kuiper. Son diamètre est légèrement inférieur à celui de Pluton, mais sa masse est environ 27 % plus élevée en raison de sa densité supérieure. Son orbite fortement elliptique, inclinée d'environ 44 degrés par rapport au plan de l'écliptique, l'amène à des distances comprises entre environ 38 et 97 unités astronomiques. La température extrêmement basse de sa surface, voisine de 30 K, permet la condensation du méthane et de l'azote sous forme de glaces très réfléchissantes, expliquant son albédo exceptionnellement élevé. Son satellite Dysnomie permet de déterminer avec précision sa masse grâce à l'étude de son mouvement orbital. Éris constitue aujourd'hui une référence importante pour comprendre les objets massifs du disque diffus et les mécanismes de diffusion gravitationnelle provoqués principalement par Neptune durant la migration des planètes géantes.

Hauméa.
Hauméa présente des caractéristiques uniques dans le Système solaire. Découvert officiellement en 2004, cet objet transneptunien possède une forme extrêmement allongée résultant d'une rotation exceptionnellement rapide de seulement 3,9 heures. Cette rotation impose un équilibre hydrostatique de type ellipsoïde triaxial plutôt qu'une sphère classique. Son grand axe dépasse largement son petit axe, donnant à Hauméa une apparence comparable à celle d'un ballon de rugby fortement aplati. Sa densité élevée indique une composition dominée par les silicates, tandis que sa surface est recouverte de glace d'eau cristalline très pure. Deux satellites, Hiʻiaka et Namaka, gravitent autour de lui. Hauméa est également associé à une véritable famille collisionnelle : plusieurs objets transneptuniens possèdent des propriétés orbitales et spectrales similaires, indiquant qu'ils proviennent vraisemblablement d'un gigantesque impact ayant arraché une partie importante du manteau glacé du corps initial. En 2017, des observations d'occultation stellaire révèlent également la présence d'un anneau étroit autour de Hauméa, faisant de lui le premier objet transneptunien connu à posséder un tel système.

Makémaké.
Makémaké, découvert en 2005, appartient à la population classique de la ceinture de Kuiper. Son diamètre avoisine 1430 kilomètres. Sa surface est dominée par des glaces de méthane accompagnées de faibles quantités d'éthane et probablement d'azote. L'irradiation prolongée de ces glaces par les rayons cosmiques et le rayonnement ultraviolet solaire produit des composés organiques complexes, notamment des tholins, responsables de sa coloration rougeâtre. Contrairement à Pluton, Makémaké semble avoir perdu la quasi-totalité de son azote volatil, probablement en raison de sa gravité légèrement plus faible. Son atmosphère, si elle existe encore, est extrêmement ténue et uniquement transitoire lorsque l'objet s'approche du Soleil. La découverte en 2016 de son satellite MK2 permet une meilleure estimation de sa masse et de sa densité, paramètres jusque-là très incertains.

Candidats et apparentés.
Objets candidats.
Au-delà de ces cinq objets officiellement reconnus, plusieurs dizaines de candidats présentent des caractéristiques compatibles avec le statut de planète naine. Parmi les plus étudiés figurent Sedna, Orcus, Quaoar, Gonggong, Salacia, Varda, Ixion et Varuna. Certains dépassent largement 800 kilomètres de diamètre et semblent en équilibre hydrostatique. D'autres nécessitent encore des observations complémentaires afin de confirmer leur structure interne et leur forme globale. Les progrès des grands relevés astronomiques, comme ceux réalisés par le télescope Vera C. Rubin, devraient conduire à la découverte de nombreux nouveaux objets transneptuniens suffisamment massifs pour rejoindre cette catégorie.

Objets apparentés.
On trouve ici des objets qui n'orbitent directement autour du Soleil : ce ne sont pas à proprement parles des planètes, mais des satelittes naturels, comme la Lune, les satellites galiléens, Titan, Triton), ou de gros astéroïdes au statut incertain comme Pallas, Vesta ou Hygie. On ajoutera Mercure, qui est une planète, mais de dimensions et d'aspect similaires à ceux de la Lune. Si cet apparentement éloigne de la classification dynamique actuelle, il a aussi l'avantage de rapprocher des corps aux caractéristiques géophysiques analogues.

NB : Le terme de petites panètes est également utilisé aujourd'hui. Mais ce site présentant divers textes anciens où "petites planètes" désigne les astéroïdes, il a semblé préférable, pour éviter toute confusion, de ne parler pour les questions présentés ici que de planètes naines.