ผลต่างระหว่างรุ่นของ "90377 เซดนา"

เซดนามีวงโคจรที่ยาวและยืดเป็นพิเศษ โดยใช้เวลาโคจรหนึ่งรอบประมาณ 11,400 ปี และมีจุดใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดที่ 76 AU สิ่งนี้นำมาสู่ความคิดเกี่ยวกับต้นกำเนิดของเซดนา [[ศูนย์ดาวเคราะห์น้อย]]จัดเซดนาให้อยู่ใน[[แถบหินกระจาย]] ซึ่งเป็นกลุ่มของวัตถุที่มีวงโคจรยืดยาวออกไปไกลเนื่องด้วยแรงโน้มถ่วงจากดาวเนปจูน การจัดให้เซดนาอยู่ในแถบหินกระจายนี้กลายเป็นข้อถกเถียง เพราะเซดนาไม่เคยเข้ามาใกล้ดาวเนปจูนมากพอที่จะทำให้เหวี่ยงกระจายเซดนาถูกเหวี่ยงกระจายออกไปด้วยแรงโน้มถ่วงจากดาวเนปจูน ทำให้นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่าเซดนาเป็นวัตถุหนึ่งใน[[เมฆออร์ต]]ชั้นใน แต่บางคนก็เชื่อว่าเซดนามีวงโคจรที่ยืดยาวแบบนี้เนื่องด้วยดาวฤกษ์ที่เฉียดผ่านเข้ามาใกล้ โดยอาจเป็นหนึ่งในดาวของกระจุกดาวของดวงอาทิตย์ตอนเกิด ([[กระจุกดาวเปิด]]) หรือระบบดาวเคราะห์อื่นอาจถูกจับยึดโดยระบบดาวเคราะห์อื่นไว้ สมมติฐานอีกอย่างหนึ่งเสนอว่าวงโคจรของเซดนาได้รับผลกระทบจาก[[ดาวเคราะห์พ้นดาวเนปจูน|ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ดวงหนึ่งที่พ้นวงโคจรดาวเนปจูน]]<ref name="Mike"/>

เซดนา (หรือในชื่อเก่า คือ '''2003 VB₁₂''') ค้นพบโดย [[ไมเคิล อี. บราวน์]] ([[สถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย]]) [[แชด ทรูจีโล]] ([[หอดูดาวเจมินี]]) และ [[เดวิด แรบิโนวิตซ์]] ([[มหาวิทยาลัยเยล]]) เมื่อวันที่ 14 พฤศจิกายน พ.ศ. 2546 การค้นพบเป็นส่วนหนึ่งของการสำรวจซึ่งเริ่มขึ้นเมื่อปี พ.ศ. 2544 ด้วย[[กล้องโทรทรรศน์ซามูเอลออสชิน]]ที่[[หอดูดาวพาโลมาร์]] ใกล้กับ[[แซนดีเอโก]] [[รัฐแคลิฟอร์เนีย]] ใช้กล้องความชัด 160 เมกะพิกเซลของมหาวิทยาลัยเยล ในวันนั้นพบว่าวัตถุเคลื่อนที่ไปได้ 4.6 ลิปดา โดยใช้เวลา 3.1 ชั่วโมงเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ ซึ่งทำให้ประมาณได้ว่าวัตถุนั้นอยู่ห่างออกไปประมาณ 100 AU การสำรวจต่อมามีขึ้นในช่วงเดือนพฤศจิกายน–ธันวาคม พ.ศ. 2546 โดยใช้กล้องโทรทรรศน์สมาร์ทที่[[หอดูดาวนานาชาติ-อเมริกันเซร์โรโตโลโล]] ใน[[ประเทศชิลี]] กล้องโทรทรรศน์เทเนกรา 4 ในโนกาเลส [[รัฐแอริโซนา]] และกล้องของหอดูดาวเคกบนภูเขาไฟเมานาเคอาที่ฮาวาย ประกอบกับการตรวจสอบผ่านภาพเก่า ๆ ที่ถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์ซามูเอลออสชินในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2546 และภาพจาก[[ภารกิจตามหาดาวเคราะห์น้อยใกล้โลก]]ในปี พ.ศ. 2544–2545 ทำให้การค้นหาวงโคจรมีความแม่นยำมากขึ้น การคำนวณแสดงให้เห็นว่าวัตถุนั้นเคลื่อนไปตามวงโคจรที่เยื้องมาก ๆ ที่ระยะทาง 90.3 AU จากดวงอาทิตย์<ref name="2004-E45"/><ref name="Mike"/> ซึ่งการค้นพบภาพก่อนการค้นพบนี้ถูกพบเกิดขึ้นภายหลังในบรรดาภาพการสำรวจท้องฟ้าของปาโลมาร์ย้อนกลับไปถึงวันที่ 25 กันยายน พ.ศ. 2533<ref name="jpldata" />

เซดนาเป็นวัตถุที่มีคาบการโคจรนานที่สุดเป็นลำดับที่สองของระบบสุริยะ<ref group=lower-alpha name=footnoteF /> ซึ่งคำนวณแล้วอยู่ที่ 11,400 ปี<ref name="barycenter" /><ref group=lower-alpha name=footnoteG /> วงโคจรของเซดนามีความเยื้องสูงมาก ด้วยจุดไกลที่สุดจากดวงอาทิตย์อยู่ที่ 937 AU<ref name="barycenter" /> และจุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดอยู่ที่ 76 AU โดยตำแหน่งที่ใกล้ที่สุดของเซดนาอยู่ไกลกว่าของวัตถุอื่น ๆ ในระบบสุริยะจนกระทั่งค้นพบ [[2012 VP113|2012 VP₁₁₃]]<ref name="Trujillo2007" /><ref name="Trujillo2014" /> ณ จุดไกลที่สุดนั้น เซดนาโคจรด้วยความเร็วเพียงแค่ 1.3% ของความเร็วที่โลกโคจร เมื่อมีการค้นพบเซดนาที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ 89.6 AU<ref name="AstDys2003"/> ขณะเคลื่อนที่เข้าใกล้จุดใกล้ที่สุด เซดนากลายเป็นวัตถุที่ไกลที่สุดในระบบสุริยะ ภายหลัง[[อีริส]]แซงเซดนาเมื่อตรวจพบอีริสถูกตรวจพบโดยวิธีเดียวกันที่ระยะห่าง 97 AU จากดวงอาทิตย์ มีเพียงดาวหางคาบยาวบางดวงเท่านั้นที่มีคาบโคจรมากกว่าคาบของเซดนา ดาวหางเหล่านี้จางเกินไปที่จะถูกสามารถค้นพบได้ เว้นแต่จะผ่านเข้ามาในระบบสุริยะชั้นใน ถึงแม้ว่าเซดนาจะอยู่ ณ จุดใกล้ดวงอาทิตย์ที่สุดในช่วงกลางปี พ.ศ. 2619<ref name="Horizons2076" />{{refn|1=โปรแกรมที่ระบบการทำงานแตกต่างกัน ก็อาจทำให้ได้ข้อมูลที่แตกต่างกันด้วย โดยใช้ตำแหน่งในปี พ.ศ

เซดนามี[[ความส่องสว่างสัมบูรณ์]]อยู่ที่ประมาณ 1.8 และ[[อัตราส่วนสะท้อน]]อยู่ที่ประมาณ 0.32 จึงประมาณเส้นผ่านศูนย์กลางไว้ที่ 1,000 กิโลเมตร<ref name=herschel/> ณ เวลาที่เซดนาถูกค้นพบนั้นเซดนานั้น ได้จัดให้เซดนาถูกจัดให้เป็นวัตถุที่ส่องสว่างภายในมากที่สุดในระบบสุริยะตั้งแต่ค้นพบ[[ดาวพลูโต]]ในปี พ.ศ. 2473 ในปี พ.ศ. 2547 เหล่าผู้ค้นพบวางค่าสูงสุดของเส้นผ่านศูนย์กลางอยู่ที่ 1,800 กิโลเมตร<ref name="Grundy2005"/> แต่ในปี พ.ศ. 2550 ก็ลดลงมาต่ำกว่า 1,600 กิโลเมตร หลังจากที่สังเกตผ่าน[[กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์]]<ref name="spitzer"/> ในปี พ.ศ. 2555 การคำนวณจากหอดูดาวอวกาศเฮอร์เชลเสนอว่าเซดนามีเส้นผ่านศูนย์กลาง 995 ± 80 กิโลเมตร ซึ่งจะทำให้มีขนาดเล็กกว่า[[แครอน (ดาวบริวาร)|แครอน]] ดาวบริวารของดาวพลูโต<ref name=herschel>{{Cite journal | last1 = Pál | first1 = A. | last2 = Kiss | first2 = C. | last3 = Müller | first3 = T. G. | last4 = Santos-Sanz | first4 = P. | last5 = Vilenius | first5 = E. | last6 = Szalai | first6 = N. | last7 = Mommert | first7 = M. | last8 = Lellouch | first8 = E. | last9 = Rengel | first9 = M. | last10 = Hartogh | first10 = P. | last11 = Protopapa | first11 = S. | last12 = Stansberry | first12 = J. | last13 = Ortiz | first13 = J. -L. | last14 = Duffard | first14 = R. | last15 = Thirouin | first15 = A. | last16 = Henry | first16 = F. | last17 = Delsanti | first17 = A. | title = "TNOs are Cool": A survey of the trans-Neptunian region. VII. Size and surface characteristics of (90377) Sedna and {{mp|2010 EK|139}}| doi = 10.1051/0004-6361/201218874 | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 541 | pages = L6 | year = 2012 | pmid = | pmc = | bibcode = 2012A&A...541L...6P | arxiv = 1204.0899}}</ref> เนื่องจากเซดนาไม่มีดาวบริวาร การหามวลโดยไม่ส่งยานอวกาศไปจึงเป็นไปไม่ได้และเซดนาก็เป็นวัตถุพ้นดาวเนปจูนที่ใหญ่ที่สุดที่ไม่มีดาวบริวารในปัจจุบัน<ref name = "Lakdawalla2016a" /> มีความพยายามในการหาดาวบริวารนั้นเพียงครั้งเดียว<ref name="HubbleProposal" /><ref name="Mystery" /> และคาดการณ์กันว่ามีโอกาสที่ไม่พบดาวบริวารนั้นอยู่ 25%<ref name="PorterTwitter" /><ref name="BannisterTwitter" />

ทรูจีโลและเพื่อนร่วมงานยังวางค่าสูงสุดขององค์ประกอบพื้นผิวของเซดนาอยู่ที่มีเทนแข็ง 60% และน้ำแข็ง 70%<ref name="Trujillo2005"/> การมีอยู่ของมีเทนแข็งยังช่วยสนับสนุนถึงการมีอยู่ของโทลีนบนผิวเซดนา เนื่องด้วยโทลีนเหล่านี้เกิดจากการฉายรังสีของมีเทน<ref name="Emery2007"/> บารุชชีและเพื่อนร่วมงานของเขาเปรียบเทียบสเปกตรัมของเซดนากับ[[ไทรทัน (ดาวบริวาร)|ไทรทัน]] และตรวจพบแถบดูดซึมอย่างอ่อนของมีเทนและไนโตรเจนแข็ง จากการสังเกตเหล่านี้ พวกเขาจึงเสนอองค์ประกอบผิวดาวเป็น[[โทลีน]]ชนิดไทรทัน 24% [[คาร์บอนอสัณฐาน]] 7% [[ไนโตรเจนแข็ง]] 10% [[เมทานอล]] 26% และ[[มีเทน]] 33%<ref name="Triton"/> และได้ยืนยันการตรวจพบมีเทนและน้ำแข็งถูกยืนยันในปี พ.ศ. 2549 โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์<ref name="Emery2007"/> การมีอยู่ของไนโตรเจนบนผิวดาวเสนอว่าเซดนาอาจมีชั้นบรรยากาศบาง ๆ แม้เพียงระยะเวลาสั้น ระหว่าง 200 ปีใกล้กับจุดใกล้ที่สุด อุณหภูมิสูงสุดบนเซดนาควรเกิน 35.6 เคลวิน (-237.6 องศาเซลเซียส) การเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิระหว่างไนโตรเจนแข็งระยะแอลฟากับระยะบีตาบนไทรทัน ที่ 38 เคลวิน [[ความดันไอ]]ของ N₂ อาจอยู่ที่ 14 ไมโครบาร์ (1.4 ปาสกาล)<ref name="Triton"/> [[ความชันสเปกตรัม]]สีแดงเข้มของเซดนาแสดงให้เห็นถึงการมีอยู่ของสารประกอบอินทรีย์จำนวนมากบนผิวดาว และแถบการดูดกลืนมีเทนจาง ๆ ชี้ว่ามีเทนบนผิวดาวนั้นมีอายุมาก สิ่งนี้หมายความว่าเซดนานั้นหนาวเกินกว่าที่มีเทนจะระเหยไปจากผิวดาวและตกกลับมาในรูปของหิมะ ซึ่งเกิดขึ้นบนไทรทันและอาจจะบนดาวพลูโตด้วย<ref name="Emery2007"/>

ในรายงานการค้นพบเซดนา ไมก์ บราวน์ และเพื่อนร่วมงานของเขาบรรยายไว้ว่าเซดนาเป็นวัตถุแรกที่อยู่ในบริเวณ[[เมฆออร์ต]] ซึ่งเป็นเมฆสมมติของ[[ดาวหาง]]ที่เชื่อกันว่ามีอยู่ไปไกลถึงเกือบหนึ่งปีแสงจากดวงอาทิตย์ พวกเขาสังเกตว่าจุดใกล้ที่สุดของเซดนา (76 AU) นั้นไกลเกินกว่าที่จะถูกกระจายโดยอิทธิพลความโน้มถ่วงจากดาวเนปจูนจะกระจายเซตนาได้ แตกต่างจากวัตถุ[[แถบหินกระจาย]] เช่น [[อีริส]]<ref name="Mike"/> เนื่องจากเซดนาอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์เกินกว่าที่คาดไว้สำหรับวัตถุเมฆออร์ต ประกอบกับมี[[ความเอียงของวงโคจร|วงโคจรที่เอียง]]ในระนาบใกล้เคียงกับวัตถุอื่นในแถบไคเปอร์และดาวเคราะห์ พวกเขาจึงบรรยายวัตถุค้นพบใหม่ชิ้นนี้เป็น "วัตถุเมฆออร์ตชั้นใน" ซึ่งเริ่มตั้งแต่บริเวณแถบหินกระจายในแถบไคเปอร์ไปจนถึงบริเวณที่เป็นทรงกลมของเมฆออร์ต<ref name="Swiss" /><ref name="LykDyn"/>

ถ้าเซดนากำเนิดขึ้นในตำแหน่งปัจจุบัน [[จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด]]ดั้งเดิมของดวงอาทิตย์ต้องแผ่ออกไปไกลถึง 75 หน่วยดาราศาสตร์ (AU) ในอวกาศ<ref name="SternAJ2005"/> วงโคจรดั้งเดิมของเซดนาก็ต้องเกือบเป็นวงกลมเช่นกัน มิเช่นนั้นการกำเนิดโดยการชนกันจากวัตถุขนาดเล็กกว่าจะเป็นไปไม่ได้ เพราะว่าจะรบกวน[[ความเร็วสัมพัทธ์]]ที่มากระหว่างชิ้นส่วนเล็ก ๆ จะถูกรบกวนมากเกินไป ดังนั้นเซดนาจะต้องถูกเหวี่ยงเซดนามายังวงโคจรปัจจุบันด้วยแรงโน้มถ่วงของวัตถุบางอย่าง<ref name="scattered"/> ในรายงานแรกของพวกเขานั้น บราวน์ ราบิโนวิตซ์ และเพื่อนร่วมงานเสนอว่ามีสามตัวเลือกที่เป็นไปได้ที่จะเป็นวัตถุที่มารบกวนนี้ ได้แก่ ดาวเคราะห์ที่ยังไม่ค้นพบที่อยู่ถัดออกไปจากแถบไคเปอร์ ดาวฤกษ์ที่โคจรผ่านมา หรือหนึ่งในดาวฤกษ์แรกเกิดที่ตรึงอยู่กับดวงอาทิตย์ในกระจุกดาวฤกษ์ครั้งที่ดวงอาทิตย์กำเนิดขึ้น<ref name="Mike"/>

ไมก์ บราวน์ และทีมงานของเขาสนับสนุนสมมติฐานที่ว่า "การเหวี่ยงเซดนาถูกเหวี่ยงมาให้อยู่ในวงโคจรปัจจุบันทำได้ด้วยดาวฤกษ์จาก[[กระจุกดาวเปิด]]ของดวงอาทิตย์" ให้เหตุผลด้วยว่าจุดที่ไกลที่สุดของเซดนาที่ประมาณ 1,000 AU ซึ่งใกล้มากเมื่อเทียบกับจุดที่ไกลที่สุดของดาวหางคาบยาวทั้งหลาย ไม่ไกลเพียงพอที่จะได้รับผลกระทบจากดาวฤกษ์ที่โคจรผ่านมา ณ ตำแหน่งปัจจุบันจากดวงอาทิตย์ พวกเขาเสนอว่าวงโคจรของเซดนาสามารถอธิบายได้ดีที่สุดด้วยการที่ดวงอาทิตย์กำเนิดในกระจุกดาวเปิดของดาวฤกษ์จำนวนมากที่ค่อย ๆ แยกจากกันไปตามเวลา<ref name="Mike"/><ref name="Brown2004AAS205"/><ref name="PlanetarySociety"/> สมมติฐานนั้นพัฒนาต่อไปโดยทั้ง[[อาเลสซานโดร มอร์บีเดลลี]] และ[[สกอตต์ เจย์ เคนยอน]]<ref name="Morbidelli2004"/><ref name="Kenyon2004"/> แบบจำลองคอมพิวเตอร์โดย[[ฮูลิโอ เอ. เฟร์นันเดซ]]และเอเดรียน บรูนีนี เสนอว่าการโคจรผ่านของดาวฤกษ์แรกเกิดหลายครั้งในกระจุกดาวเปิดแบบนั้นอาจทำให้ดึงวัตถุต่าง ๆ ถูกดึงจนมีวงโคจรแบบเซดนา<ref name="Mike"/> การศึกษาของมอร์บีเดลลี และ[[ฮาโรลด์ เอฟ. เลวิสัน|เลวิสัน]]เสนอว่าคำอธิบายที่เป็นไปได้มากที่สุดเกี่ยวกับวงโคจรของเซดนา คือ ต้องเคยถูกรบกวนจากดาวฤกษ์อีกดวงหนึ่งต้องเคยรบกวนเซตนาจากในระยะใกล้ (ประมาณ 800 AU) ใน 100 ร้อยล้านปีแรกหรือมากกว่านั้นจากตอนที่ระบบสุริยะกำเนิดขึ้น<ref name="Morbidelli2004"/><ref name="challenge"/>

สมมติฐาน[[วัตถุพ้นดาวเนปจูน]]นั้นก้าวหน้าไปในหลากหลายรูปแบบโดยนักดาราศาสตร์จำนวนหนึ่ง รวมทั้ง รอดนีย์ โกเมส และปาทรึก ลือกาวกา สมมติฐานรูปแบบหนึ่งมีการรบกวนของวงโคจรเซดนาโดยวัตถุสมมติขนาดเท่าดาวเคราะห์ในเมฆฮิลล์เข้ามาเกี่ยวข้อง แบบจำลองล่าสุดแสดงให้เห็นว่าลักษณะการโคจรของเซดนาสามารถอธิบายด้วยการรบกวนจากวัตถุมวลเท่าดาวเนปจูน ณ ตำแหน่ง 2,000 AU หรือน้อยกว่า วัตถุมวลเท่าดาวพฤหัสบดี ณ ตำแหน่ง 5,000 AU หรือแม้กระทั่งวัตถุมวลเท่าโลก ณ ตำแหน่ง 1,000 AU<ref name="PlanetarySociety"/><ref name="Gomez2006"/> แบบจำลองคอมพิวเตอร์โดยปาทรึก ลือกาวกา เสนอว่าวงโคจรของเซดนาอาจเป็นผลมาจากวัตถุขนาดประมาณใกล้เคียงกับโลกที่ถูกเหวี่ยงออกมาข้างนอกโดยดาวเนปจูนในช่วงเริ่มแรกของระบบสุริยะ และขณะนี้ก็อยู่ในวงโคจรที่ยืดออกไปในช่วงระหว่าง 80 และ 170 AU จากดวงอาทิตย์<ref name="lykawka"/> การสำรวจท้องฟ้าหลายครั้งของไมก์ บราวน์ตรวจไม่พบวัตถุขนาดเท่าโลกใด ๆ ในช่วงระยะทางถึงประมาณ 100 AU เป็นไปได้ว่าวัตถุนั้นอาจหลุดออกไปนอกระบบสุริยะหลังจากการก่อตัวของเมฆออร์ตชั้นใน<ref name="sisters"/>

แต่ละกลไกที่เสนอมาสำหรับวงโคจรสุดขั้วของเซดนานี้อาจทิ้งร่องรอยที่แตกต่างกันบนโครงสร้างและพลวัตของกลุ่มประชากรใด ๆ ที่กว้างกว่า ถ้าวัตถุพ้นดาวเนปจูนมีส่วนเกี่ยวข้อง วัตถุเหล่านี้ควรมีจุดที่ใกล้ที่สุดในบริเวณเดียวกัน (ประมาณ 80 AU) ถ้าเซดนาถูกจับจากระบบดาวเคราะห์อื่นที่หมุนรอบในทิศทางเดียวกันกับระบบสุริยะจับเซดนาได้ ประชากรทั้งหมดก็จะต้องมีวงโคจรที่เอียงน้อย และมี[[กึ่งแกนเอก]]อยู่ในช่วง 100–500 AU ถ้าดาวหมุนรอบในทิศทางตรงข้าม ประชากรสองกลุ่มจะเกิดขึ้น ได้แก่กลุ่มที่วงโคจรเอียงน้อยและเอียงมาก การรบกวนจากดาวฤกษ์ที่โคจรผ่านมาอาจทำให้เกิดความหลากหลายในทั้งจุดที่ใกล้ที่สุดและความเอียงของวงโคจร ขึ้นอยู่กับจำนวนครั้งและมุมที่ดาวดวงนั้นเข้ามา<ref name="sisters"/>

การได้รับตัวอย่างที่ใหญ่กว่าของวัตถุเหล่านี้อาจช่วยให้ตัดสินใจว่าสถานการณ์แบบใดที่เป็นไปได้มากที่สุด<ref name="Schwamb"/> "ผมเรียกเซดนาว่าเป็นฟอสซิลแห่งระบบสุริยะยุคแรกเริ่ม" กล่าวโดยบราวน์ในปี พ.ศ. 2549 "ในที่สุด เมื่อค้นพบฟอสซิลอื่น ๆ ถูกค้นพบ เซดนาช่วยบอกถึงวิธีการเกิดของดวงอาทิตย์และจำนวนดาวที่อยู่ใกล้กับดวงอาทิตย์ครั้งตอนเกิด"<ref name="fussman"/> การสำรวจโดยบราวน์ ราบิโนวิตซ์ และเมแกน ชวามบ์ในปี พ.ศ. 2550–2551 พยายามที่จะระบุตำแหน่งของวัตถุกลุ่มสมมติของเซดนาชิ้นอื่น ๆ แม้ว่าการสำรวจนั้นจะจับได้ถึงการเคลื่อนที่ที่ห่างออกไปถึง 1,000 AU และค้นพบดาวเคราะห์แคระที่เป็นไปได้อย่าง {{mpl|2007 OR|10}} แต่ก็ไม่พบวัตถุเซดนอยด์ใหม่เลย<ref name="Schwamb" /> แบบจำลองต่อมาที่รวบรวมข้อมูลใหม่ ๆ เข้าด้วยแล้วเสนอว่าอาจมีวัตถุขนาดเท่าเซดนาอยู่ประมาณ 40 ชิ้นในบริเวณนั้น โดยวัตถุที่มีความส่องสว่างที่สุดอาจประมาณความส่องสว่างของอีริส (–1.0)<ref name="Schwamb"/>

การค้นพบเซดนานั้นรื้อฟื้นคำถามที่ว่าเทห์ฟ้าใดควรหรือไม่ควรเป็นดาวเคราะห์ ในวันที่ 15 มีนาคม พ.ศ. 2547 บทความเกี่ยวกับเซดนาของสำนักพิมพ์ที่มีชื่อเสียงรายงานว่าค้นพบดาวเคราะห์ดวงที่สิบถูกค้นพบแล้ว คำถามนี้ถูกสามารถตอบได้โดยใช้[[นิยามดาวเคราะห์ของไอเอยู|นิยามดาวเคราะห์]]ของ[[สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล]]ที่นำมาใช้ในวันที่ 24 สิงหาคม พ.ศ. 2549 ซึ่งบอกว่าดาวเคราะห์ต้อง[[ไร้ซึ่งเทห์ฟ้าโดยรอบ|ไม่มีเทห์ฟ้าอื่น ๆ โคจร]]ในบริเวณเดียวกัน เซดนามีค่าสเติร์น–เลวิสันต่ำกว่า 1 โดยประมาณ{{refn|1=ค่าสเติร์น–เลวิสัน (''Λ'') นิยามขึ้นโดย[[แอลัน สเติร์น]]และ[[แฮโรลด์ เอฟ. เลวิสัน]]ในปี พ.ศ. 2545 ใช้ตัดสินว่าวัตถุใดมีวงโคจรที่โล่งจากวัตถุขนาดเล็กโดยรอบอื่น ๆ นิยามโดยอัตราส่วนของมวลดวงอาทิตย์ (คือมวลของวัตถุหารด้วยมวลของดวงอาทิตย์) ยกกำลังสองกับกึ่งแกนเอกของวัตถุนั้นยกกำลัง 3/2 คูณด้วยค่าคงตัว 1.7{{e|16}}.<ref name="stern" />^{(see equation 4)} ถ้าวัตถุนั้นมีค่า Λ มากกว่า 1, แสดงว่าวัตถุนั้นมีวงโคจรที่โล่งจากวัตถุอื่น และอาจถูกพิจารณาถึงความเป็นดาวเคราะห์ โดยใช้มวลโดยประมาณที่สูงเกินจริงของเซดนาที่ 2{{e|21}} กก. ค่า Λ ของเซดนา คือ (2{{e|21}}/[[ดวงอาทิตย์|1.9891{{e|30}}]])² / 519^3/2 × 1.7{{e|16}} = 1.44{{e|-6}}. ซึ่งน้อยกว่า 1 มาก ดังนั้นเซดนาไม่ใช่ดาวเคราะห์ตามนิยามนี้|group=lower-alpha}} ดังนั้นจึงไม่จัดว่าเซดนาไร้ซึ่งเทห์ฟ้าโดยรอบ แม้ว่ายังไม่ค้นพบวัตถุอื่นในบริเวณเดียวกัน แต่คาดกันว่าเซดนาน่าจะเป็นดาวเคราะห์แคระ โดยเซดนาต้องอยู่ใน[[สภาวะสมดุลอุทกสถิต]] เนื่องจากมีความสว่างพอ ดังนั้นดาวจึงมีขนาดใหญ่พอที่จะรักษาความเป็นทรงกลม<ref name="Brown" /> และนักดาราศาสตร์หลายคนก็เรียกเซดนาว่าเป็นดาวเคราะห์แคระแล้ว<ref>{{cite journal | last1 = Barucci | first1 = M. | year = 2010 | title = (90377) Sedna: Investigation of surface compositional variation | url = http://iopscience.iop.org/1538-3881/140/6/2095/ | journal = The Astronomical Journal | volume = 140 | issue = 6| page = 6 | bibcode = 2010AJ....140.2095B | doi = 10.1088/0004-6256/140/6/2095 | last2 = Morea Dalle Ore| first2 = C. | last3 = Alvarez-Candal | first3 = A. | last4 = De Bergh | first4 = C. | last5 = Merlin | first5 = F. | last6 = Dumas | first6 = C. | last7 = Cruikshank | first7 = D. }}</ref><ref>Rabinowitz, Schaefer, Tourtellotte, 2011. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2011AAS...21820401R "SMARTS Studies of the Composition and Structure of Dwarf Planets".] ''Bulletin of the American Astronomical Society,'' Vol. 43</ref><ref>Malhotra, 2010. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2009AAS...21423704M "On the Importance of a Few Dwarf Planets".] ''Bulletin of the American Astronomical Society'', Vol. 41</ref><ref name="Tancredi2008"/><ref name="Brown-dplist" />