SISTEMA SOLARE: centauri

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venerdì 10 novembre 2023

LA COMETA CENTAURO C/2014 OG392 (PANSTARRS 113). by Andreotti Roberto - INSA.

C/2014 OG392 (PANSTARRS 113)

La C/2014 OG392 (PanSTARRS), è una cometa del gruppo delle comete tra i Centauri (CTC) con un'orbita a bassa eccentricità, e attualmente, ha un solo passaggio al perielio osservato, ed un periodo di circa 42,5 anni.

Scoperta:

Il team di PanSTARRS 1 ha scoperto questo oggetto classificandolo come un asteroide di 21a magnitudine, nelle immagini scattate con il telescopio Ritchey-Chretien da 1,8metri il 28.50 luglio 2014, quando si trovava a circa 11,5 UA dal Sole, inoltre sono poi state trovate ulteriori osservazioni di pre-scoperta fino al luglio 2011.

( Questa nuova immagine di C/2014 OG392 (PanSTARRS) e della sua chioma estesa combina molte immagini digitali in un'unica esposizione di 7.700 secondi. Le linee tratteggiate sono scie stellari causate dalla lunga esposizione. Le immagini sono state riprese il 14 ottobre 2020 utilizzando il Large Monlytic Imager sul Lowell Discovery Telescope da 4,3m ).

Osservazioni:

L'oggetto, originariamente classificato come Centauro, era al perielio a circa 10,0 UA nel novembre 2021, nella costellazione della Balena quando aveva un'elongazione solare di circa 170 gradi.

In seguito si è osservata una chioma in sei immagini scattate con grandi telescopi tra luglio 2017 e dicembre 2019, e poi ha mostrato una chioma più evidente il 13 settembre 2020, mentre era all'incirca di 20a magnitudine.

Le immagini DECam del 2017 mentre era a 10,6 UA (1,59 miliardi di km) dal Sole, hanno mostrato un'attività probabilmente prodotta dalla sublimazione (emissione di gas) di anidride carbonica (CO2) e/o ammoniaca (NH3).

La cometa era relativamente facile da individuare nonostante questa distanza perché si stima che il nucleo abbia un diametro medio di circa 20 km, considerando un albedo di 0,10.

CBET 4731 🔐 - MPEC 2020-U241 - CBET 4925 🔐 .

( Curva di luce dal sito di Seiichi Yoshida ).

Studi scientifici:

Un team di astronomi, guidato da Colin Chandler della Northern Arizona University, all’inizio di quest’anno ha annunciato la scoperta di una certa attività proveniente dal centauro 2014 OG392 ed il gruppo ha pubblicato i risultati dello studio su The Astrophysical Journal Letters.

Questo studio ha richiesto lo sviluppo di un algoritmo di ricerca nel database per individuare le immagini d’archivio del centauro in questione, nonché una campagna di osservazione di conferma:

«Il nostro articolo riporta la scoperta dell’attività proveniente dal centauro 2014 OG392, sulla base delle immagini d’archivio che abbiamo trovato», spiega Chandler, «più le nostre nuove osservazioni acquisite con la Dark Energy Camera, presso l’Osservatorio di Cerro Tololo, in Cile, il Walter Baade Telescope all’Osservatorio di Las Campanas in Cile e il Large Monolithic Imager, al Telescopio Discovery Channel del Lowell Observatory a Happy Jack, in Arizona, ed abbiamo rilevato una chioma fino a 400mila chilometri da 2014 OG392», riferisce Chandler, «e la nostra analisi dei processi di sublimazione e della vita dinamica suggerisce che l’anidride carbonica e/o l’ammoniaca siano i candidati più probabili in grado di causare l’attività su questo e altri centauri attivi. Abbiamo sviluppato una nuova tecnica», continua Chandler, «che combina misurazioni osservative, ad esempio colore e massa della polvere, con tentativi di modellazione per stimare caratteristiche come la sublimazione dell’oggetto e la dinamica orbitale».

LINK: [Cometary Activity Discovered on a Distant Centaur: A Nonaqueous Sublimation Mechanism]. di Colin Orion Chandler, Jay K. Kueny, Chadwick A. Trujillo, David E. Trilling e William J. Oldroyd.

( I contorni isofotici indicano l'estensione e l'irregolarità della chioma di 2014 OG 392 (frecce tratteggiate), soprattutto se confrontati con oggetti di sfondo (frecce gialle) che presentano profili radiali relativamente simmetrici. Queste due esposizioni in banda VR da 250 secondi sono state scattate alle 9:54 (a sinistra) e alle 9:58 (a destra) durante la nostra campagna di conferma del 30 agosto 2019 UT ).

Passaggi al perielio:

Precedente non osservato: 29 luglio 1979

- Osservato: 8 dicembre 2021 - Prossimo ritorno: 19 maggio 2064 .

Parametri Orbitali:

DATI dal Jet Propulsion Laboratory:

Epoca 2458358.5 (2018-Aug-28.0) TDB

e	0.1810804294024165
a	12.17026687511856	UA
q	9.966469723430084	UA
incl.	9.039726160748918	deg
nodo	145.8443787872941	deg
periel.	254.3298462133104	deg
M	332.170845083618	deg
T(per)	2021-Dec-08.79824117	TDB
periodo	42.45788485155433	anni
n	0.0232142106657834	deg/d   
Q	14.37406402680703	UA

Da 318 osservazioni in 4460 giorni (12,21 anni)

( Diagramma orbitale - JPL ).

A cura di Andreotti Roberto.

sabato 5 novembre 2022

LA COMETA CENTAURO P/2018 S2 (TESS). by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 05/11/2022

LA COMETA CENTAURO

P/2018 S2 (TESS)

La P/2018 S2 (TESS) è una cometa periodica con attualmente un solo passaggio al perielio osservato e quindi non è numerata, ed appartiene alla famiglia dinamica dei centauri, con un perielio a 5,4725 UA dal Sole. Dai dati di luminosità osservati si evince che debba trattarsi di un grosso oggetto.

Scoperta & osservazioni:

Il 26 agosto 2022, Kevin Ly (El Monte, CA, USA), riferisce di aver identificato immagini cometarie nei dati d'archivio pubblicamente disponibili con tre diversi telescopi a terra, di un oggetto apparentemente asteroidale di magnitudine +18,5 che era stato scoperto con il Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), l'oggetto era stato pubblicato sulla pagina web PCCP del Minor Planet Center a causa della sua orbita simile a una cometa. Le osservazioni della scoperta sono del 2018, ma pubblicate solo di recente:

     2018 UT RA (2000) dic. Mag.
     set.23.78103 4 23 03.99 -48 01 14.7 18.5
          23.88519 4 23 02.62 -48 01 42.4 18.7
          23.90603 4 23 02.43 -48 01 48.9 18.8
          23.92686 4 23 01.96 -48 01 56.6 18.6
          23.96853 4 23 01.61 -48 02 04.4 18.7

Kevin Ly ha identificato due osservazioni pre-scoperta di una sola notte (magnitudini i= +19.5 e z= +19.8) ottenute il 9,64 agosto 2017 UT con il Telescopio "SkyMapper" da 1.35m-f/4.8 a Siding Spring (NSW, Australia), e un'altra immagine nella notte del 7,11 novembre 2017 (mag +19.1) con un Ritchey-Chretien al Cerro Paranal, insieme alle immagini DECam ottenute su cinque notti con il riflettore di Cerro Tololo da 4m durante il 2 agosto 2017 ed il 10 marzo 2019.

In un campo stellare estremamente denso in quattro esposizioni DECam in banda r da 140s prese da A. Zenteno il 2,4 agosto 2017 e una singola esposizione di 140s il 3,4 agosto, la cometa ha mostrato una chioma condensata di 3'' di diametro (a tutta larghezza e metà al massimo) ad una magnitudine di +19,7 con una coda ampia e leggermente ricurva lunga 10'' e appuntita verso PA 260 gradi (250 gradi il 3,4 agosto). In una coppia di esposizioni in banda z dello SkyMapper il 9.6 agosto 2017, nessuna coda evidente era visibile, e la chioma è apparsa presumibilmente condensata, mentre nell'esposizione in banda i, la cometa aveva un aspetto decisamente "morbido" con un diametro FWHM leggermente più ampio di 5" rispetto ai diametri FWHM delle stelle circostanti di 4". Le magnitudini della chioma nelle osservazioni SkyMapper erano (i = +19,5) e (z = +19,8). Nella singola esposizione da 240 in banda i scattata da G. Piotto il 7,1 novembre 2017, la cometa aveva una chioma condensata con un diametro FWHM di 3" e una coda larga a ventaglio lunga 3" che punta verso PA da 30 a 290 gradi (verso nord), con la magnitudine della chioma in banda i che era +19,1.

In una singola esposizione DECam in banda z di 90 secondi di D. Gruen e A. Plazas il 21.3 ottobre 2018, la cometa aveva una chioma condensata con un diametro FWHM di 3" e una coda lunga 50" che puntava verso PA 210-230 gradi, la magnitudine della chioma in banda z era +18,9 misurata in un'apertura circolare da 6". In una singola esposizione DECam in banda g da 90s presa da L.M. Nikolay e K.M. Murphy il 2,3 dicembre 2018, la cometa aveva una chioma molto condensata con un diametro FWHM di 2" e una coda lunga 50" che puntava verso PA 210-225 gradi, la magnitudine della chioma in banda g era +19,5 misurata in un'apertura circolare da 6".

In una somma di sei immagini DECam in banda i, r, g , fatte da W. Dawson il 10 marzo 2019 (tempo di integrazione di 480s), la cometa aveva una chioma condensata con un diametro FWHM di 5" e una coda curva lunga 60" che puntava verso PA 190-195 gradi, le magnitudini misurate in aperture da 6'' erano i = +19,7, r = +19,7 / +19,8 e g = +20,4. Ly aggiunge che l'attività apparentemente della cometa si è attenuata dopo il mese di marzo del 2019, dato che essa non è visibile nelle osservazioni Zwicky Transient Facility (ZTF) dello scorso agosto 2019.

Il segno conclusivo della cometa è stato trovato in una somma di tre immagini DECam in banda i da 90s del 6,1 febbraio 2020, il che implica che la condensazione nucleare della cometa deve essere stata più debole di (i= +24 mag) in quella data. Sam Deen (Valle Simi, CA, USA) ha assistito Ly nella ricerca e nel reporting. CBET 5163 - MPEC 2022-Q126 .

( Curva di luce dal sito di Seiichi Yoshida ).

Parametri orbitali:

La cometa è passata al perielio il 6 novembre 2018, e ritornerà nuovamente al perielio il 15 dicembre 2072. L'errore formale riguardo ai calcoli sul periodo orbitale è di +/- 2,48 giorni.

DATI da Seiichi Yoshida:

Epoca 2022 Agosto 9.0 TT = JDT 2459800.5
T 2018 Novembre 6.53419 TT                        da Rudenko
q   5.4725312 UA           (2000.0)           P               Q 
n   0.01812155     Peri.  290.77885     +0.43615470     -0.07428128
a  14.3550857 UA   Nodo    85.10780     +0.62717010     +0.73975999  
e   0.6187740      Incl.   64.16854     -0.64531136     +0.66875814 
P  54.4 anni                                               
da 803 osservazioni 2017 Ago 2 - 2019 Mar 10, residuo medio 0".2.

Previsione per il 2072 da Syuichi Nakano, nota NK 4794:

T     = 2072 Dicembre 15.83893 TT   Epoca = 2072 Dicembre 24.0 TT
Peri. = 290.67297                       e =    0.6183394
Nodo  =  85.17272    (2000.0)           a =   14.3645748 UA
Incl. =  64.16908                       n'=    0.01810360
    q =   5.4823921 UA                  P =   54.443 anni

( Diagramma orbitale a novembre 2022 - JPL ).

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A cura di Andreotti Roberto.

martedì 13 ottobre 2020

2013 AZ60 un oggetto peculiare con un'orbita molto eccentrica. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 13/10/2020

2013 AZ60

Classificazione:

2013 AZ60 è un oggetto trans-nettuniano (TNO) e può essere classificato sia come Centauro in base alla sua distanza più vicina dal Sole oppure come oggetto della nube di Oort interna, in base alla sua grande distanza media dal Sole.

Non presenta satelliti rilevabili dalle attuali osservazioni.

Scoperta:

E' stato scoperto il 10 gennaio 2013 , grazie al Mount Lemmon Survey.

( Immagini termiche di 2013 AZ60 ).

Dati fisici:

Le misurazioni ottiche di 2013 AZ60, mostrano che ha un periodo di rotazione di 9,39 ± 0,22 ore, con una variazione di luminosità di solo il 4,5% durante ciascuna rotazione.

( In grafica le curve di luce ottenute nelle bande g, r, i ).

Sono state effettuate anche misurazioni termiche di 2013 AZ60 , per stimare le dimensioni e la riflettività dell'oggetto, che ha una magnitudine assoluta (H) di +10,3 mag.

Il vantaggio delle misurazioni termiche è che possono distinguere se un oggetto è "grande ma debole" oppure "piccolo ma luminoso".

( Diagramma del flusso termico per stimarne le dimensioni ).

Dalle misurazioni termiche, si stima che 2013 AZ60 abbia un diametro di 62,3 ± 5,3 km e un albedo geometrico notevolmente basso di solo il 2,9%.

L'albedo basso indica che la superficie di AZ60 2013 è estremamente scura.

( Analisi spettrale ).

Parametri orbitali:

2013 AZ60 è un oggetto estremo in un'orbita altamente eccentrica (0.982044) attorno al Sole. Si avvicina a 7,9 UA dal Sole (cioè tra le orbite di Giove e Saturno) e oscilla fino a circa 875 UA dal Sole, con un'inclinazione del piano dell'orbita di 16,542° rispetto all'eclittica.

E' passato al perielio il 27 novembre 2014.

Trascorre la maggior parte del tempo lontano dal Sole, il periodo di rivoluzione di 2013 AZ60 è di circa 9274 anni.

Longitudine del nodo ascendente	349,20 ° (Ω)
Argomento del perielio	158,42 ° (ω)

( Grafici dell'orbita - JPL ).

Evoluzione orbitale:

Le simulazioni dell'orbita di 2013 AZ60 mostrano che la sua orbita attuale è altamente instabile.

C'è una probabilità del 50 percento che esso venga espulso dal Sistema Solare entro i prossimi 700.000 anni circa e una probabilità del 4 percento circa che venga perturbato in un'orbita che attraversa quella della Terra.

Date le sue dimensioni relativamente grandi, 2013 AZ60 , potrebbe diventare una super cometa se mai verrà perturbata nel Sistema Solare interno.

L'orbita altamente instabile di 2013 AZ60 , indica che l'oggetto è stato perturbato solo di recente nella sua orbita attuale ed è probabilmente un oggetto incontaminato proveniente dalla nube di Oort ma non ha mostrato attività cometaria.

LINK (PDF) : https://arxiv.org/pdf/1507.05468.pdf

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A cura di Giovanni Donati.

giovedì 30 luglio 2020

I CENTAURI ''STRANIERI'' Corpi interstellari catturati in orbita dal Sole. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 30/07/2020

I Centauri ''stranieri''

Introduzione:

Nella nostra dimora planetaria esistono anche corpi celesti stranieri, come ci hanno provato i recenti passaggi di 1I/‘Oumuamua e 2I/Borisov, che però si sono fermati entrando in strane orbite intorno al Sole. Si tratta di una famiglia composta attualmente da ben 19 asteroidi, provenienti da un sistema planetario distante e trasferiti qui da noi milioni, forse miliardi di anni fa.

È quanto dimostra una nuova ricerca franco-brasiliana, che ha identificato questi 19 oggetti celesti appartenenti ai Centauri, classe di planetoidi ghiacciati che si trovano tra Giove e Nettuno.

Lo studio, pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, è firmato da Fathi Namouni dell’Osservatorio della Costa Azzurra a Nizza e da Helena Morais dell’Università di San Paolo del Brasile.

Gli stessi due astronomi che nel 2018 avevano scoperto nell’orbita di Giove l’asteroide (514107) 2015 BZ509 - Ka'epaoka'awela, il primo oggetto scoperto nel nostro sistema planetario con origini extrasolari. Ma se fino ad oggi questo sembrava un caso isolato, confrontabile soltanto con il passaggio di ‘Oumuamua, la nuova ricerca dimostra che gli oggetti celesti stranieri sono molti di più. E probabilmente ce ne sono altri in attesa di essere scovati.

Nel caso dei 19 asteroidi dei Centauri, la provenienza extrasolare è stata dimostrata a partire dallo studio della loro orbita. Gli scienziati hanno costruito una simulazione informatica da cui emerge che la traiettoria di questi oggetti può essere spiegata soltanto assumendo che non fossero presenti alle origini del Sistema solare, 4 miliardi e mezzo di anni fa.

Fin dall’inizio, tutti gli oggetti del nostro sistema planetario orbitavano attorno al Sole sullo stesso piano del disco di polvere e gas che li aveva generati.

Ma questi 19 asteroidi no.

In base al modello elaborato da Namouni e Morais, questi 19 Centauri seguivano un’orbita perpendicolare rispetto alla configurazione originale.

Un dato confermato anche dalla loro posizione: gli asteroidi si trovavano lontani dal disco che ha costituito la culla degli altri asteroidi del nostro Sistema planetario.

E orbitavano attorno a un’altra stella.

È stata probabilmente la potente interazione gravitazionale in prossimità del Sole a catturare questi oggetti celesti, inglobandoli nel Sistema solare.

Studio:

Qui, abbiamo esaminato 17 Centauri ad alta inclinazione e i due oggetti trans-nettuniani ad orbita polare 2008 KV42 e (471325) 2011 KT19.

Le distribuzioni statistiche mostrano che le loro orbite erano quasi polari 4,5 miliardi di anni fa, e si trovavano nel disco diffuso e nelle regioni interne della nube di Oort.

Le attuali inclinazioni polari non possono essere spiegate dall'attuale teoria della formazione del sistema solare poiché il primo sistema planetesimale deve essere stato quasi piatto per spiegare la gran parte degli asteroidi a bassa inclinazione e la Fascia di Kuiper.

Inoltre, si ritiene che inizialmente, il primo disco diffuso e le regioni interne della nube di Oort fossero prive del materiale del sistema solare in quanto il disco planetesimale non avrebbe potuto estendersi ben oltre l'orbita attuale di Nettuno al fine di arrestare la migrazione verso l'esterno del pianeta. Le orbite quasi polari dei Centauri ad alta inclinazione stabili da anche 4,5 Gyr nel passato indicano quindi la loro probabile cattura dal mezzo interstellare.

Asteroidi studiati:

Il Minor Planet Center 4 elenca 17 centauri con opposizioni multiple osservate e con inclinazioni maggiori di 60° e perielio maggiore di 3 UA a partire dal 1 dicembre 2018.

Il criterio del perielio è di limitare l'effetto dei pianeti interni sull'evoluzione dei Centauri.

Per comodità, i Centauri sono divisi in 4 gruppi:

1) - Il primo è il gruppo di Centauri polari i cui piani orbitali si trovano entro 30° dalla direzione del momento angolare totale del sistema solare. In ordine di crescente inclinazione, questo gruppo comprende 2010 FH92, 2007 BP102, 2010 CR140, (144908) 2004 YH32, (518151) 2016 FH13, 2014 JJ57, 2011 MM4, (342842) 2008 YB3 e 2016 LS.

2) - Il secondo gruppo è quello dei centauri retrogradi che sono stati studiati da (Morais e Namouni 2013), per dimostrare che Giove e Saturno catturano temporaneamente i Centauri con una risonanza media retrograda. Gli oggetti sono 2009 QY6, 1999 LE31, 2006 BZ8, (330759) 2008 SO218 e (434620) 2005 VD5

3) - Il terzo gruppo è quello dei centauri situati nella regione coorbitale o in prossimità di un pianeta; include YY18 2015 nella regione co-orbitale di Urano e i due oggetti 2005 NP82 e YB13 2016 vicino o nella regione coorbitale di Giove a cui viene aggiunto Ka'epaoka'awela, l'asteroide coorbitale di Giove. Il Centaur opolare 2010 CR140 che si trova anche vicino alla regione coorbitale di Giove non è stato incluso nel gruppo co-orbitale perché la probabilità di cattura nella regione coorbitale di Giove per orbite quasi polari è piccola (Namouni e Morais 2018).

4) - Ai Centauri ad alta inclinazione, aggiungiamo un quarto gruppo con i due noti TNO polari 2008 KV42 e (471325) 2011 KT19, ed il Centauro a bassa inclinazione (2060) Chirone.

( Nel grafico sono riportati gli asteroidi oggetto di studio evidenziando le loro inclinazioni orbitali ed il range da perielio ad afelio, i punti neri sono i 4 pianeti giganti, nel cerchio i due TNO inseriti nelle simulazioni atte a determinare la loro origine ).

Tabella:

( In tabella sono indicati: Inclinazione, Eccentricità, Semiasse-maggiore e Perielio ).

Conclusioni:

In conclusione è altamente improbabile che questi corpi siano originari della nebulosa solare primordiale, è molto più probabile che si tratta di corpi catturati durante i vari passaggi ravvicinati che il Sole ha avuto con altre stelle durante i 4.5 miliardi di anni della sua vita, e che quindi possano essere stati originati altrove e potrebbero essere anche molto più vecchi del sistema solare ed avere composizioni differenti a causa della diversa composizione della nebulosa stellare da cui hanno avuto origine.

LINK : https://academic.oup.com/mnras/article/494/2/2191/5822028

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A cura di Andreotti Roberto.

lunedì 29 giugno 2020

TABELLE sul SISTEMA SOLARE. by INSA.

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TABELLE:

Di seguito vi riportiamo alcune tabelle non comprese nei capitoli principali:
1) - La proposta INSA sulla classificazione dei PIANETI e dei PIANETI NANI.
2) - Elenco dei satelliti non-planetari, di Asteroidi e Pianeti Nani.
3) - Elenco degli Asteroidi Centauri.
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Aggiornato il 01/06/2020

I 17 PIANETI DEL
SISTEMA SOLARE

I pianeti con diametro superiore a 2000 km:
All'indomani della definizione della IAU di pianeta nano, alcuni scienziati hanno espresso il loro disaccordo con la risoluzione della IAU.
Diamo quindi un idea per una nuova definizione degli oggetti del Sistema Solare, il termine pianeta deriva dal Greco e vuol dire errante, ed errante lo è pure un satellite, oltretutto un grande satellite insieme al suo primario orbitano entrambi intorno al comune baricentro, e nel caso di Plutone e Caronte questo si trova al di fuori del corpo primario, ed in questo caso possiamo definirli simili, visto che tutti e due orbitano intorno al baricentro e ad esso mostrano sempre la medesima faccia.

Alan Stern , il direttore della missione New Horizons della NASA su Plutone , rifiuta l'attuale definizione IAU di pianeta, sia in termini di definizione dei pianeti nani come qualcosa di diverso da un tipo di pianeta, sia nell'uso delle loro caratteristiche orbitali (piuttosto che caratteristiche intrinseche) di oggetti per definirli come pianeti nani. Quindi, nel 2011, si riferiva ancora a Plutone come a un pianeta, e accettava che gli altri pianeti nani come Cerere ed Eris, nonché le lune più grandi , come pianeti aggiuntivi.
Anche il sito del JPL cataloga ancora Plutone tra i pianeti e non tra gli asteroidi catalogati.

Sinceramente dopo i recenti studi che hanno messo in discussione il fatto che grandi corpi non sono in equilibrio idrostatico, mentre lo sono alcuni piccolissimi, mette tutto in discussione, difatti risulta che la Luna con 3476 km non sia in equilibrio come Giapeto che con i suoi 1471 km di diametro non è oggi in equilibrio e quindi potrebbero non esserlo corpi come Makemake o Haumea, mentre alcuni asteroidi riaggregati di macerie (Rubble Pile) potrebbero esserlo, e ciò è stato ventilato pure per asteroidi come Igea ed Interamnia, mentre è certo che Vesta e Pallade non lo sono.

In definitiva l'equilibrio idrostatico, come parametro discriminante è una ''boiata pazzesca'', anche se Fantozzi diceva di peggio....

Proposta:
Quindi una maniera semplice sarebbe quella di catalogarli in base a dimensioni e composizione, definendo pianeti tutti i corpi superiori a 2000 km di diametro (tabelle 1 e 2), e come pianeti nani tutti i corpi da 1999 km a 650 km di diametro (tabelle 3 e 4), (ma potrebbero essere anche altri, fino a 600 km, vedi tabella 5), indifferentemente se siano primari o satelliti.
Oltretutto tra i 2326 km di Eris, ed i 1651 km medi per Haumea, vi è un bel gap, mentre invece vicino alla dimensione di Haumea ci sono diversi corpi: Titania, Oberon, Rea, Giapeto, Makemake, Gonggong, Caronte, ecc.
I corpi sotto i 649 km potrebbero poi essere divisi in grandi e piccoli asteroidi , e grandi e piccoli satelliti, dopo aver definito una dimensione limite (tipo 100 km), così come i corpi sotto i 50 metri potrebbero essere scorporati e definiti meteoroidi, o detriti satellitari.

A questo punto, in base alla composizione, i 17 Pianeti (satellitari o meno), si dividono in tre categorie:
1) - I 4 pianeti giganti gassosi
2) - I 7 pianeti terrestri
3) - I 6 pianeti ghiacciati

Mentre i 35 (attualmente) Pianeti Nani si suddividono in:
1) - Pianeta Nano Terrestre (Cerere)
2) - Pianeti Nani Ghiacciati (tutti gli altri)

I 17 pianeti:

Tabella (1) : i 4 pianeti terrestri, i 4 pianeti giganti, i 2 pianeti ghiacciati.

Pianeta

Raggio
equat.

Raggio
medio

Massa

Densità

Periodo
rot.
siderale

Periodo
orbitale

V
(1,0)

Alb.

G eq.

V fuga

Nome
e Link

(Km)

(x10²⁴kg)

(kg/dm³ )

(giorni)

(anni)

(MAG)

(m/s2)

(km/s)

Mercurio

2440,53
± 0,04

2439,4
± 0,1

0,330114
± 0,000021

5,4291
± 0,0007

58,6462

0.240847

-0,60
± 0,10

0,106

3.70

4.25

Venere

6051,8
± 1,0

4.86747
± 0.00023

5,243
± 0,003

-243,018

0.615197

-4,47
± 0,07

0.65

8.87

10.36

Terra

6378.14

6371.01

5.97237
± 0.00028

5,5136
± 0,0003

0.99727

1.000017

-3,86

0.367

9.80

11.19

Marte

3396,19
± 0,1

3389.50
± 0.2

0.641712
± 0.000030

3,9341
± 0,0007

1.025957

1.880848

-1,52

0.150

3.71

5.03

Giove

71492
± 4

69911
± 6

1898,187
± 0,088

1,3262
± 0,0003

0,41354

11.86262

-9,40

0.52

24.79

60.20

Saturno

60268
± 4

58232
± 6

568.336
± 0.026

0,6871
± 0,0002

0,44401

29.4475

-8,88

0.47

10.44

36.09

Urano

25559
± 4

25362
± 7

86.8127
± 0.0040

1,270
± 0,001

-0,71833

84.01685

-7,19

0.51

8.87

21.38

Nettuno

24764
± 15

24622
± 19

102,4126
± 0,0048

1,638
± 0,004

0,67125

164,7913

-6,87

0.41

11.15

23.56

Plutone

1188,3
± 1,6

0,013030
± 0,000027

1,89
± 0,06

-6,3872

247,9207

-1.0

0.3

0.62

1.21

Eris

1163±6

0,0166
± 0,0002

2,52
± 0,02

1,08

557,55

-1.17

0.96

0.82

1.38

Tabella (2) : i 3 pianeti satellitari terrestri, i 4 pianeti satellitari ghiacciati.

Pianeta

satellitare

Primario

Diametro

Massa

Densità

Periodo
rotazione

Dist

Link

Alb.

Gravità

V fuga

Nome

(Km)

Terra=1

(kg/dm³ )

(giorni)

(UA)

(clicca)

(m/s2)

(km/s)

Luna

Terra

3.476

0,0123

3,346

29,53

1,00

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