De tout temps, les humains ont constaté qu’il y avait des astres errants, des vagabonds du ciel. On entendait par là des points lumineux, de supposées étoiles, qui se déplaçaient parmi  les autres étoiles, d’où le nom de vagabond du ciel. Pendant des siècles, les érudits (on ne disait pas encore astronomes à l’époque) ont tenté de découvrir le secret du mouvement de ces astres dans le ciel.

    En 1609, Kepler, en s’appuyant sur les observations méticuleuses de ses prédécesseurs, en particulier celles de Tycho Brahe, énonça ses trois célèbres lois :
        1. Les planètes décrivent des ellipses autour du Soleil, toutes dans le même sens, le Soleil occupant l’un des foyers des ellipses.
        2. Le rayon-vecteur Planète-Soleil balaie des surfaces égales en des temps égaux.
        3. Le carré du temps de révolution d’une planète autour du Soleil égale le cube de sa distance moyenne au Soleil si le temps est exprimé en années et la distance en unités astronomiques (une unité astronomique égale la distance Terre-Soleil).

    À l’époque de Kepler, on ne connaissait que six planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter et Saturne. Toutes sont visibles à l’oeil nu et tournent autour du Soleil dans un même plan, l’écliptique. Les lois de Kepler sont des lois empiriques. Cela signifie qu’elles sont vérifiables, mais sans que l’on sache pourquoi il en est ainsi. La justification théorique de ces lois n’a été fournie que beaucoup plus tard par Newton, en 1687, quand il a publié sa Théorie générale de la gravitation.

    Pendant plusieurs siècles, les hommes de science ont noté et analysé les observations faites sur les planètes. En 1671, Newton avait inventé le télescope. En 1778, Johann Elert Bode fit connaître aux astronomes une nouvelle loi empirique qui donnait la bonne distance Planète-Soleil pour toutes les planètes connues. Surprise ! Selon cette loi, il devait y avoir une autre planète entre Mars et Jupiter, elle indiquait en outre la position possible d’autres planètes au-delà  de Saturne.

    Le 13 mars 1781, William Herschel, un astronome amateur passé maître dans l’art de construire des télescopes (il construisit les meilleurs télescopes de son  époque), découvrit une nouvelle planète. C’est Bode qui en suggéra le nom : Uranus, mais il ne devint commun qu’après 1850. Notons qu’Uranus évoluait à la distance du Soleil prédite  par la loi de Bode.

    Le 1e janvier 1801, Giuseppe Piazzi, le directeur de l’observatoire de Palerme en Sicile, découvrit un nouvel astre errant entre Mars et Jupiter. Bode pensait qu’il s’agissait de la planète manquante. On lui assigna un symbole planétaire et Cérès fut catalogué comme planète dans les livres et les tables d’astronomie (avec Pallas, Junon et Vesta) pendant près de 50 ans. Cérès se révéla très petit par rapport aux autres planètes et William Herschel finit par forger le terme «astéroïde», c’est-à-dire «ressemblant à une étoile», pour le décrire. Cérès a ceci de particulier que sa taille et sa masse sont suffisantes pour qu’elle devienne presque sphérique, comme une planète.

    La nouvelle planète Uranus ne suivait pas l’orbite prédite par la Théorie générale de la gravitation de Newton. Dès 1838, la plupart des astronomes étaient d’accord  sur l’existence d’une nouvelle planète au-delà d’Uranus pour expliquer les perturbations du mouvement de cette dernière.

    En 1845, Le Verrier, spécialiste en mécanique céleste, s’applique à déterminer les caractéristiques de cette huitième planète dont l’influence gravitationnelle perturbe la trajectoire d’Uranus. Le 23 septembre 1846, Le Verrier communique la position présumée de cette nouvelle planète à l’astronome Johann Gottfried Galle de l’observatoire de Berlin. Vers minuit le même soir, Galle aperçoit Neptune dans son télescope de 23 cm, à moins de un degré de l’emplacement calculé.

    Avec les années, les astronomes ont constaté que Neptune et Uranus ne suivaient pas les trajectoires prédites par la Théorie générale de la gravitation. On se mit donc à la recherche d’une nouvelle planète capable d’expliquer ces perturbations.

    En  1930, Clyde W. Tombaugh, alors âgé de 24 ans, fut chargé de piloter un projet de cartographie du ciel, à la recherche de la planète manquante. Sa troisième série de clichés du ciel prend fin le 29 janvier 1930 et il commence aussitôt l’analyse des plaques photographiques. Le 18 février, à 16 heures, il remarque un point de magnitude 15 bouger d’une plaque à l’autre. Il s’agit bien d’une neuvième planète ! On lui donne le nom de Pluton. Elle orbite à 39,4 unités astronomiques du Soleil.

    Une fois trouvée, son faible éclat, l’impossibilité de distinguer un disque net et le fait qu’elle orbite à 17 degrés du plan de l’écliptique contrairement à toutes les autres planètes, jettent très tôt le doute sur le fait que  Pluton soit bien la planète recherchée.

    Cérès, dont le diamètre est de 950 km environ, n’a plus le titre de planète depuis longtemps et fait partie de la ceinture principale des astéroïdes, laquelle se trouve entre Mars et Jupiter, là où une planète devait exister selon la loi de Bode. On connaît beaucoup d’autres astéroïdes dont les périodes de révolution autour du Soleil peuvent prendre toutes sortes de valeurs : de quelques années à des milliers d’années.

    En 1951, l’astronome Gerard Kuiper postula l’existence d’une ceinture d’astéroïdes s’étendant au-delà de Neptune, entre 30 et 50 unités astronomiques. Cette zone en forme d’anneau contiendrait plus de 35 000 objets de plus de 100 km de diamètre. Sa masse totale serait plusieurs centaines de fois supérieure à  celle de la ceinture principale d’astéroïdes située entre Mars et Jupiter. Kuiper pensait qu’elle était la source des comètes à courte période de révolution (celles qui tournent autour du Soleil en moins de 200 ans). On attribua à cette ceinture hypothétique le nom de Ceinture de Kuiper.

    Fait à noter, l’orbite de Pluton serait en plein centre de la Ceinture de Kuiper si cette dernière existait réellement. De plus, dans les décennies suivantes, la taille et la masse de Pluton furent systématiquement revues à la baisse à chaque progrès technique sur les instruments d’observation et d’imagerie. La découverte de son satellite Charon en 1978 permit de revoir encore à la baisse la masse du système Pluton/Charon. Les astronomes sont d’accord aujourd’hui pour donner à Pluton un diamètre de 2100 km, bien inférieur à celui de la Lune qui est de 3475 km.

    Dans les années 1970, les calculs des trajectoires des sondes Voyager ont montré que Neptune avait une masse inférieure à ce que l’on pensait. Lorsque l’on prend en compte cette nouvelle masse, on ne constate plus que de petites divergences dans les mouvements des planètes Uranus et Neptune.

    La découverte de Pluton n’était donc qu’une coïncidence puisqu’elle ne joue aucun des rôles qu’on lui avait attribuée, c’est-à-dire expliquer les irrégularités des trajectoires de Neptune et d’Uranus.

    En 1992, un corps céleste à été découvert au-delà des orbites de Neptune et de Pluton. Dans la décennie suivante, on en découvrit plusieurs centaines d’autres. Cela revient à confirmer la théorie de Kuiper, qui postulait que les astéroïdes à courte période viennent d’un anneau situé dans le système solaire externe. La présence de la Ceinture de Kuiper explique maintenant à elle seule les anomalies orbitales de Neptune et d’Uranus.

    Le 29 juillet 2005, on a découvert un objet lointain de la Ceinture de Kuiper, 2003UB₃₁₃, plus grand que Pluton : son diamètre est évalué à plus de 3300 km, un peu moins que la Lune (3475 km). Avec ses 2100 km, Pluton est donc aujourd’hui dépassé en taille par d’autres représentants de la Ceinture de Kuiper. Comme il fait lui-même parti de la Ceinture de Kuiper, cela fait de Pluton le premier objet de la Ceinture de Kuiper découvert.

    Pour toutes les raisons énoncées ci-devant, les membres de l’Union astronomique internationale (UAI), le 23 août 2006, ont voté en faveur de donner à Pluton le statut de planète naine. Cette appellation sera applicable à l’astéroïde Cérès et à tous les gros objets de la Ceinture de Kuiper. Les membres ont de plus établi la définition du terme «planète».

    Voici le texte intégral qui a été adopté à Prague par les participants à l'assemblée triennale de l'Union astronomique internationale (UAI).

    Les observations récentes ont changé notre vision des systèmes planétaires et il est, important que la nomenclature des objets reflète notre compréhension actuelle. Ceci s'applique en particulier à la définition d'une «planète». Le mot «planète» désignait initialement les «vagabonds» du ciel, c'est-à-dire les points de lumière qui bougeaient par rapport aux étoiles. Les découvertes récentes nous conduisent à une nouvelle définition correspondant à l'état de nos connaissances.

    En conséquence, l'Union astronomique internationale (UAl) décide de répartir les planètes et les autres corps de notre Système solaire en trois catégories de la manière suivante:

    1) Une planète (note 1) est un corps céleste qui

a) est en orbite autour du Soleil,
b) a une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique,
c) a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche;

    2) Une «planète naine» est un corps céleste, qui

a) est en orbite autour du Soleil,
b) a une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique,
c) n’a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche
d) n'est pas un satellite (note 2).

    3) Tous les autres objets (note 3), sauf les satellites, en orbite autour du Soleil, sont appelés petits corps du Système solaire.

Notes:

1) Les huit planètes sont: Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
2) Une action spécifique sera organisée par l’UAI pour décider à quelle catégorie, «planète naine» et/ou autres classes, appartiennent les cas limites.
3) Ceci inclut la plupart des astéroïdes du Système solaire, la plupart des objets trans-neptuniens (OTN), les comètes et tous les autres corps.

    Conformément à la définition ci-dessus, Pluton est une «planète naine». II est identifié comme le prototype d'une nouvelle catégorie d'objets trans-neptuniens. Trois corps accèdent au statut de planète naine : Pluton, 2003UB₃₁₃ et Cérès. Selon certains astronomes, cette nouvelle définition pourrait impliquer l’ajout de jusqu’à 45 nouvelles planètes naines avec l’introduction de corps de la Ceinture de Kuiper. Il est important de se rappeler qu' «une planète naine n’est pas une planète».

    Afin d’éviter toute confusion dans l’esprit du publique, si j’avais été à cette assemblée de l’Union astronomique internationale, j’aurais proposé d’appeler ces objets des « gerardinos » en  l’honneur de Gerard Kuiper qui fut le premier à considérer l’existence de la Ceinture de Kuiper. Ainsi nous aurions pour le moment trois «gerardinos» : Pluton, 2003UB₃₁₃ et Cérès. De cette façon il n’y aurait aucune confusion possible dans l’esprit des gens.

    Le statut de Charon, actuellement considéré comme un satellite de Pluton, est incertain. En effet, il n’existe pas de définition claire de ce qui constitue un système satellitaire  ou un système binaire. Charon est largement plus grand que les autres satellites en comparaison de Pluton. Pluton et Charon orbitent tous les deux autour d’un point situé dans l’espace plutôt qu’à l’intérieur de Pluton. En conséquence, le système pourrait être désigné dans le futur comme un système planétaire double.

Comment se surprendre d'un tel déclassement quand on voit l'image
suivante où Pluton est comparé à l'échelle avec Mercure, Vénus, la Terre et Mars.

    Terminons en répétant que Pluton a perdu son titre de planète. Elle est maintenant une « planète naine » depuis le  23 août 2006.