冥王星（めいおうせい、134340 Pluto）は、太陽系外縁天体内のサブグループ（冥王星型天体）の代表例とされる、準惑星に区分される天体である。1930年にクライド・トンボーによって発見され、2006年までは太陽系第9惑星とされていた。
8惑星と比べて離心率のある軌道と黄道面から傾いた軌道傾斜角を持つ。直径は2,370キロメートル であり、地球の衛星である月の直径（3,474キロメートル）よりも小さい。冥王星の最大の衛星カロンは直径が冥王星の半分以上あり、それを理由に二重天体とみなされることもある。
歴史 発見 thumb|right|トンボーはこのブリンクコンパレータを用いて、撮影した写真を比較した 1930年、天文学者クライド・トンボーはローウェル天文台で第9惑星を探すプロジェクトに取り組んでいた。トンボーは、当時最新の技術であった天体写真を用いて、空の同じ区域の写真を数週間の間隔を空けて2枚撮影し、その画像の間で動いている天体を探すという方法で捜索を行った。撮影した膨大な写真を丹念に精査した結果、トンボーは1930年2月18日に、同年1月23日と1月29日に撮影された写真乾板の間で動いていると思われる天体を見つけた。それだけでなく、1月20日の写真も質は悪かったが動きを確認するのには役立った。ローウェル天文台はさらに確証的な写真を得るよう努力したあと、発見の報を1930年3月13日にハーバード大学天文台へ電報で送った。のちに冥王星の写真は1915年3月19日までさかのぼって見つかった。このような経緯から発見日は一般に1930年2月18日とされているが、小惑星センターに登録された一覧上では発見日は同年1月23日とされているDiscovery Circumstances: Numbered Minor Planets (130001)-(135000)。
海王星・天王星との関係 冥王星が発見されるまでの歴史は、海王星の発見および天王星の存在と密接に結びついている。1840年代、ユルバン・ルヴェリエとジョン・クーチ・アダムズはニュートン力学を用いて、天王星の軌道における摂動の分析から、当時未発見の惑星だった海王星の位置を正確に予測した。摂動はほかの惑星から重力で引かれることで起こるということが理論化され、ヨハン・ゴットフリート・ガレが海王星を1846年9月23日に発見した。
天文学者たちは19世紀後半の海王星の観測から、天王星の軌道が海王星に乱されていたのと同じように、海王星の軌道もまたほかの未発見の惑星（「惑星X」）によって乱されていると推測し始めた。1909年までに、ウィリアム・ヘンリー・ピッカリングとパーシヴァル・ローウェルは、そのような惑星が存在する可能性のある天球座標をいくつか提唱した。1911年5月には、インド人の天文学者ヴェンカテシュ・ケタカルによる、未発見の惑星の位置を予測した計算がフランス天文学協会の会報で公表された。
ローウェルの影響 upright |サムネイル|左|カンザス州で観測を行っていた時のクライド・トンボー パーシヴァル・ローウェルは冥王星の発見に関して重大な影響があった。1905年、ローウェル天文台（ローウェルが1894年に設立した）は、存在するかもしれない第9惑星を捜索する一大プロジェクトを開始した。プロジェクトはローウェルが1916年に死去するまでの11年間続けられた。ローウェルの死後、彼の遺産である天文台をめぐるローウェルの妻との10年にも及ぶ法廷闘争によって、惑星Xの探索は1929年に再開されるまでの間一度も実施されなかった。1929年に当時の天文台長ヴェスト・スライファーがトンボーにこの仕事を預け、1930年の発見に至った。
皮肉にも、捜索のきっかけとなった海王星の軌道の摂動の原因となるには、冥王星はあまりにも小さすぎた。19世紀に天文学者が観測した海王星の軌道の計算との食い違いは、海王星の質量の見積もりが正確でなかったことが原因だった。いったんそれが分かると、冥王星が非常に暗く、望遠鏡で円盤状に見えないことから、冥王星はローウェルの考えた惑星Xであるという考えに疑問の目が向けられた。ローウェルは1915年に惑星Xの位置を予測しており、これは当時の冥王星の実際の位置にかなり近かった。しかし、アーネスト・ウィリアム・ブラウンはほとんど即座にこれは偶然の一致だと結論づけ、この見方は今日でも支持されている。したがって、冥王星がピッカリング、ローウェル、ケタカルの予測した領域の近くにあったことがただの偶然にすぎないことを考慮すると、トンボーが冥王星を発見したことはさらに驚くべきことになる。
命名
発見された新天体を命名する権利は、ローウェル天文台と所長のスライファーにあった。名前の提案は世界中から殺到すると考えられ、トンボーは他の誰かに提案される前に早く新天体の名前を提案するようにスライファーをせきたてた。ローウェルの妻コンスタンスは、「ゼウス （Zeus）」、次いで「パーシヴァル（Percival）」、さらに「コンスタンス（Constance）」を提案したが、どれも支持は得られなかった。
「プルート（Pluto）」という名前を最初に提案したのは、イングランド・オックスフォード出身で当時11歳の少女・ヴァニーシア・バーニーである。天文学と同じぐらいローマ神話とギリシア神話にも興味があった彼女は、オックスフォード大学のボドレアン図書館 で以前司書をしていた祖父ファルコナー・マダンとの会話の中で、ギリシア神話のハデスに対応するこの名前「」を選び、それを提案した。プルート（プルートー）とはローマ神話に登場する冥府の王である。マダンはこの提案をハーバート・ターナー教授に伝え、ターナーはこの提案をさらにアメリカにいた同僚に電報で送った。
1930年3月24日、ローウェル天文台のメンバーにより、ミネルヴァ （）・クロノス（）・プルート（）の3つの候補への投票が行われた。同じ名前の小惑星があることが指摘されるまではミネルヴァが最有力と思われたが、最終的にプルートが満場一致で選ばれ、正式に「」と命名された。「」の最初の2文字がパーシヴァル・ローウェル（Percival Lowell）のイニシャルであることもプルートに有利に働いた。この名前は1930年5月1日にローウェル天文台から公表された。
アジア語圏の命名事情 日本語名の「冥王星」は、日本人の野尻抱影がPlutoの訳語として提案した名称である。彼はこの名称を「幽王星」というもうひとつの候補とともに雑誌科学画報の1930年10月号に紹介した。この名称は京都天文台ではすぐに採用されたが、東京天文台（現・国立天文台）では英語のままの「プルートー」が用いられた（当時、東京天文台と京都天文台は異なる用語を用いていることがしばしばあった）。東京天文台が「冥王星」を採用したのは太平洋戦争中に外来語（カタカナ語）を禁止した1943年のことであった。
1933年には中国でも「冥王星」が使われ始め、現在では、中国語では日本語と同じ「（）」が用いられている。
漢字をほぼ廃止した朝鮮語では、漢字で冥王星にあたる「（）」を用いている。
漢字を完全に廃止したベトナム語では、ヒンドゥー教や仏教で地獄の守護神とされる閻魔にちなんで、漢字で「閻王星」にあたる「」や、「閻王の星」にあたる「」などと呼ばれる。
インドでも閻魔（ヤマ）にちなみ「（）」と呼ばれる。
惑星記号 最も一般的な冥王星の天文学におけるシンボル（惑星記号）はとである。天文学におけるシンボル（惑星記号）はPとLのモノグラムである16px|♇である。これは、パーシヴァル・ローウェルのイニシャルをも表している。冥王星の惑星記号は発見当時複数提案された。当時の天文学団体が採用した結果、上記の記号が大勢を占めるに至ったが、特に占星術においては別のシンボル（16px|⯓）を好んで使う流派もある。このシンボルは海王星のもの（16px|♆）に似ているが、三叉の中央の尖った部分に円がある。惑星のシンボルはもはや天文学ではあまり使用されていない。
分類 1930年に発見されて以来、「太陽系の9番目の惑星であり、外惑星のひとつである」とされてきた。しかし、1992年に冥王星以外の外縁天体が初めて発見されて以降、冥王星と似た大きさの外縁天体が続々と発見され始めた。その中でも2003年に撮影された写真の中から2005年に発見されたは冥王星よりわずかに大きいと考えられた。このような太陽系研究の進展により、太陽系の研究者の間などで冥王星を惑星とみなすことへの疑問の声が広まった。そして、発見から76年後の2006年8月に開かれた国際天文学連合（IAU）総会で、それまで明確でなかった惑星の定義を定めるとともに、「（準惑星）」という分類を新たに設けることが採択された。この結果、冥王星はケレス、（分類と同時にエリスと命名）などとともに準惑星に分類された。また、冥王星を外縁天体の「新しい下位分類のプロトタイプ」とすることも決定され、2008年6月にその分類の名称を「」とすることが確定した（日本学術会議では2007年4月9日の対外報告（第一報告） において「冥王星型天体」という日本語名称を推奨していた）。再分類されたあと、冥王星は小惑星の一覧に記載され、小惑星番号134340番が与えられた。
これらの結果として冥王星は、「太陽系外縁天体として最初に発見されたもの」という位置づけとなった。→#惑星としての地位をめぐる論争
物理的特徴 2015年7月14日にニュー・ホライズンズが最接近し、詳細な観測を行った。一部判明した観測データは公表されたが、詳細は数多くの天文研究者および天文愛好家によって現在解析中である。
外観 thumb|right|冥王星の全球 冥王星の見かけの等級は14等級以下であり、肉眼で観察することは不可能である。したがって観測には望遠鏡が必要となる。冥王星を容易に見るためには、望遠鏡の口径は約30センチ以上が望ましい。非常に巨大な望遠鏡で観測しても、冥王星の角直径はわずか0.15″しかないため、恒星と同じように点状に見える。冥王星の色はごくわずかに黄色がかった明るい茶色である。
衛星カロンが発見されたことにより、冥王星は最初の推定よりもずっと小さいことが明らかになり、必然的に冥王星のアルベド（光を反射する度合い）の見積もりは上方修正されることとなった。現在の推定では、冥王星のアルベドは、かなり高いアルベドを持つ金星よりもわずかに低い程度だと考えられている。
thumb|冥王星表面の地図 冥王星の距離が非常に遠く、望遠鏡の技術にも限界があるため、現在でも地球から冥王星の表面の詳細な写真を直接的に得ることは不可能である。探査機ニュー・ホライズンズが2015年に最接近して直接撮影されるまでの間は、ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した画像から、表面の明暗や模様などがわずかに分かる程度であった。
thumb|Multispectral Visual Imaging Cameraにより表面組成の違いを強調した合成カラー画像
1985年から1990年にかけて、カロンによる冥王星の食（掩蔽）が地球から観測できる位置関係になったため、食の進行にともなう明るさの変化をスーパーコンピュータで処理することによって、地表の明るさの精密な分布地図が得られた。たとえば、冥王星上で明るい点が食されると、暗い点が食されたときよりも全体の明るさは大きく変化する。この技術を用いて、冥王星 - カロン系全体の平均の明るさとその変化を時間とともに追っていくことができた。最終的に2015年に最接近したニュー・ホライズンズから地球に送信された観測データにより詳細な地表が明らかになった。
表面
冥王星の表面温度はマイナス230度で、メタンや窒素の氷で覆われている。
質量と大きさ thumb|冥王星とカロン（右下）、地球と月（左上）の大きさの比較。 冥王星の直径と質量は発見後数十年間にわたって過大評価されていた。質量は地球に匹敵すると当初は考えられていたが、観測が精密になると大きく下方修正された。1978年に衛星のカロンが発見されたことにより、ケプラーの第3法則のニュートンの公式を適用して、冥王星 - カロン系の質量を確定することが可能になった。
+ 冥王星の質量の推移 発表年 質量（ME） 発表者 出典 1915 7 ローウェル（惑星Xの質量としての推定） 1931 1 ニコルソン、Mayall 1948 0.1 カイパー 1976 0.01 Cruikshank、Pilcher、Morrison 1978 0.0015 クリスティー、 2006 0.00218 Buieら thumb|火星（左奥）、水星（右奥）、前列左から月、冥王星、ハウメア 冥王星は太陽系内のどの惑星よりも小さく、圧倒的に質量が少ない。冥王星の質量は地球の月の0.2倍以下であり、太陽系のほかの惑星には冥王星より質量が大きい衛星が7つもある。その7つの衛星は、ガニメデ、タイタン、カリスト、イオ、月、エウロパ、トリトンである。
もともと、冥王星は水星よりは大きく火星よりは小さいと考えられていた。冥王星のアルベドがほかの惑星に比べて高いうえに、カロンのアルベドを冥王星のそれに加算してしまっていたことが原因のひとつである（ハッブル宇宙望遠鏡の登場以前は、地上で冥王星とカロンを分離して観測できなかった）。実際には1つではなく2つの天体であると分かると、冥王星の大きさの見積もりは一気に小さくなった。その後、カロンによる冥王星の掩蔽の観測から冥王星の直径を決定することができるようになり、補償光学を用いた望遠鏡での観測により形状を決めることもできた。
冥王星は太陽系外縁天体の中では直径が最大である。2003年に発見された太陽系外縁天体のエリスは発見当時は冥王星よりも大きいとされていたがことがあったが、現在考えられている直径では冥王星よりも小さい。2015年7月14日、NASAは探査機ニュー・ホライズンズによる測定で、冥王星の直径を2,370キロメートル、衛星カロンの直径を1,208キロメートルと発表した。
大気 サムネイル|右|ニュー・ホライズンズが冥王星を背後から撮影した画像。薄く青く輝いているのが窒素を始めとする大気。
冥王星ははっきりとした濃い大気は持っていない。詳細は下記に述べる。
公転による大気の変化 太陽に近づくと、おもに窒素、メタン、一酸化炭素からなる希薄な大気が冥王星を包み、表面にある固体の窒素や一酸化炭素の氷との間で平衡状態になる。冥王星が遠日点へと公転していき太陽から離れると、大気の大部分は凝固し、地表へと降下する。冥王星が再び太陽へ近づいていくと、冥王星の固体表面の温度が上昇し、固体窒素が昇華して気体となる。これが反温室効果をもたらす。この昇華する窒素は、人間の皮膚から蒸発する汗と同じように冷却効果を持つ。2006年にはサブミリ波干渉計を用いて、冥王星の表面温度が予想されていたよりも10ケルビン低いことが発見された。
恒星の掩蔽によって判明したこと 1985年の恒星の掩蔽（恒星食）の観測から、冥王星は大気を持っているということが分かったIAU Circ. 4097; MNRAS 276, 571。この発見は1988年に起きた別の掩蔽の詳細な観測により確認され、著しく補強された。大気を持たない天体が恒星を掩蔽すると、恒星は瞬間的に消える。冥王星の場合、恒星は徐々に暗くなっていった。暗くなっていく割合から、冥王星の大気圧は、地球のおよそ70万分の1の0.15パスカルと分かった。
2002年には、冥王星による別の恒星の掩蔽の観測と分析が、パリ天文台 のブルーノ・シカルディ、マサチューセッツ工科大学（MIT） のジム・エリオット、ウィリアムズ大学 のジェイ・パサチョフが率いるチームによって行われた。冥王星が1988年よりも太陽から遠ざかっており、したがって冥王星はより気温が下がり大気濃度も減少しているはずだったが、驚くべきことに大気圧は従来の2倍の0.3パスカルと推定された。21世紀初頭現在、最有力な仮説は、冥王星の南極が1987年に120年ぶりに影から出たため、窒素が余分に極冠から昇華したという説である。過剰の窒素が大気から凝縮するには数十年がかかると考えられている。
MITとウィリアムズ大学のエリオットとパサチョフのチームと、レスリー・ヤング率いるサウスウエスト研究所のチームは、2006年6月12日に起きた冥王星によるさらに別の恒星の掩蔽をオーストラリアから観測した。
組成 thumb|upright|left|冥王星の表面組成。赤は凍ったメタン。薄い色は凍った窒素。暗い色は水の氷の可能性。 冥王星の光度曲線、ハッブル宇宙望遠鏡の観測を元に作成された表面の地図、赤外線スペクトルの周期的な変化などから明白に分かるように、冥王星の表面は不均一かつ不安定である。冥王星の表面のうちカロンに向いた側はメタンの氷が多く、反対側（トンボー地域）は窒素と一酸化炭素の氷が多い。また、1999年、すばる望遠鏡は冥王星から固体のエタンに特徴的な吸収線をとらえることに成功した。
また、地下に液体の水で出来た内部海を持っている可能性が示唆されており、冥王星の内部海とそれを覆う分厚い氷の間にメタンハイドレートが存在すると、メタンハイドレートが効率的な断熱材として機能して内部の熱を逃がさず、その結果、表面は極寒でも内部海は凍結しないことが研究によって明らかになった。
軌道 right|thumb|upright=1.5|冥王星の軌道を黄道面から見た図。このように「横から見た図」では、冥王星の軌道（赤）は、海王星の軌道（青）のような普通の軌道よりも傾いていることが分かる。 サムネイル|右|横から見た冥王星の公転を描いたアニメーション 冥王星の軌道は太陽系の惑星と比較すると異質である。惑星は黄道面と呼ばれる仮想の平面にかなり近い面を公転しており、軌道の形は真円に近い。対照的に、冥王星の軌道は黄道面から約17°ほど傾いており、離心率は8惑星の中でも突出している水星より大きい（後述）。軌道が傾いているため、冥王星の近日点は黄道面から北側にほどずれた位置にある。また冥王星族であるため海王星の軌道が比較的近くにあり、冥王星はその離心率によって軌道の一部は海王星よりも太陽の近くに入り込んでいる。
海王星の軌道長半径は冥王星軌道の約76.5％程度であるのに対し、冥王星軌道の長径と短径は約3％あまりしか差がなく、形状的な楕円の細長さによって両者の軌道が交差するというイメージとは若干の乖離がある。冥王星の軌道離心率は0.25あまりで、これは太陽の位置する焦点が軌道長半径の約25％も中心からずれていることを意味するものである。この25％の位置ずれによって、冥王星軌道の76.5％ほどの規模である海王星軌道の一部がはみ出すことは明らかであり、形状的な楕円の細長さはあまり関係していない。ただし数学的には離心率の高さと楕円のつぶれ具合は連動した事象であることから、見た目が多少円形に近い軌道ではあるが「冥王星の軌道が楕円形である」から「一部が海王星軌道の内側に入る」という説明が成り立つ。
その離心率の高さから近日点と遠日点には大きな差が生じており「大きく潰れた楕円軌道」と強調される場合もあるが、あくまで典型的な惑星軌道（水星は除く）と比較した場合の話であり長周期彗星のような長楕円軌道とは異なる。冥王星の軌道離心率は扁平率の観点からはおよそ3％余の潰れ具合に相当するもので、その公転軌道は惑星ほどではないが、見た目には比較的円形に近い控えめな楕円形状を描く。
冥王星の軌道傾斜角は惑星と比べて明らかに傾いた異質な軌道で、むしろ太陽系外縁天体としての特徴を有しており、冥王星が惑星から外れた理由の一端でもあった。ただしそのきっかけとなったエリスをはじめとする同規模の冥王星型天体はさらに傾いた軌道を公転しており、奇しくも2008年までに認められた冥王星型天体4個の中では冥王星が最も控えめな軌道傾斜角となっている。冥王星型天体の候補を含めても冥王星より傾いた軌道を持つものは多く、冥王星の軌道傾斜角は(20000) ヴァルナと同程度で(50000) クワオアーや(90377) セドナに次いで低めの部類である。
1930年の発見当時に冥王星は黄道面の比較的近くに位置していたこともあり、結果的に冥王星の軌道は惑星の探索過程で発見されやすい条件に合致していた。その物理的性質も含め、惑星としては異質だが小天体の中では比較的惑星に近い側面も有していることは、歴史的に惑星の地位をめぐって長年議論を招くことに繋がった。
太陽からの距離 right|thumb|upright=1.5|冥王星の軌道を天の北極方向から見た図。この「上から見た図」から、冥王星の軌道（赤）が海王星の軌道（青）と比べると軌道の中心が太陽の位置からずれており、冥王星が海王星より太陽の近くに入り込む時期があることが分かる。それぞれの軌道の半分の暗い部分は、惑星が黄道面の南側を通る部分を表している。それぞれの惑星の位置は2006年4月16日のものである。2007年4月にはそれぞれの惑星の位置はわずかに1ピクセル分ほどずれる。 近日点の近くでは、冥王星は海王星よりも太陽に近くなる。直近でこの現象が起こったのは1979年2月7日から1999年2月11日までである。数学的な計算によると、この現象は前回は1735年7月11日から1749年9月15日まで続いた。同様の計算から、そのさらに前の回は1483年4月30日から1503年7月23日までだったことが分かっており、この期間の長さはほとんど1979年から1999年までの期間の長さと等しい。両者の軌道は3:2の共鳴関係にあることから、冥王星が近日点付近にあるときの海王星の位置は2通りあることになる。冥王星が海王星の内側に入り込む期間は、微妙な変化はあるものの、約13年間と約20年間のものが交互に訪れると考えられている。
海王星との関係 冥王星と海王星とは、隣り合わせの天体であるため、特有の関連性が見られる。
接近 right|thumb|upright=1.5|この図では冥王星（赤）と海王星（青）の相対的な位置関係を一部の日のものを抜粋して示している。海王星と冥王星の大きさは、比較を容易にするため、距離に反比例するように描いている。もっとも接近したのは1896年である。 冥王星の軌道は海王星の軌道と「交差している」と言われることがよくある。しかし実際は、冥王星の軌道の交点（軌道が黄道面と交差する点）は両方とも海王星の軌道の外側にあり、距離にして6.4au（すなわち、地球と太陽の間の距離の6倍以上、太陽と木星間の距離以上）も離れている。そのうえ、これらの天体は軌道共鳴状態にあるために、冥王星が2回公転する間に海王星は正確に3回公転する。このため、海王星と冥王星の軌道がもっとも近づいているところに海王星が達したとき、冥王星は軌道上ではるかに後ろにあり、代わって冥王星がその点に到達したときには、海王星は軌道上で50°以上も前方にあることになる。冥王星がもう1公転してこの点に到達したときには、海王星は軌道上で半周近く離れたところにある。その結果として、冥王星は軌道上のこの点では海王星の30au以内には決して近づかないことになる。
実際に海王星と冥王星がもっとも接近するのは、軌道上のほぼ反対側であり、冥王星が遠日点を通過して（前回の遠日点通過は1866年）から約30年後に海王星が冥王星に追いつく（海王星と冥王星の遠日点経度は似通っている）。距離が最小になったのは1896年6月のことで、18.9auまで近づいた。言い換えると、冥王星は土星にもっとも近づいたときよりも海王星に近づくことは決してないということである。
軌道 冥王星の軌道は海王星の軌道と3:2の軌道共鳴状態にある。海王星が冥王星に背後から近づくと、相互の重力によって互いにわずかに引かれ始め、トロヤ点を生じるような軌道上の同じ配列の間で相互作用する結果になる。軌道が歪んでいるため、3:2の比で軌道共鳴しているということは、海王星が常に冥王星と遠く離れたところにあることになり好都合である。冥王星が軌道を半周すると、冥王星は海王星にもっとも近づき、一見すると海王星が冥王星を捕獲しそうに見える。しかし冥王星は太陽からの重力的加速により速度を上げ、海王星の前方に留まり、冥王星の軌道の反対側で再び出会うまで前方に引かれる。
1990年代以降、冥王星以外に太陽系外縁天体（TNO）が多数見つかり、その一部は海王星と3:2の軌道共鳴状態にあった。このような軌道共鳴状態にあるTNOは冥王星にちなんで冥王星族 と呼ばれている。
起源 1936年、冥王星はトリトンとともに海王星の衛星として形成され、衛星同士の重力相互作用により海王星の引力圏から飛び出したものだという説が発表された。トリトンの逆行軌道と冥王星の起源を同時に説明しようと試みたものだったが、下方修正された冥王星の質量に基づくのちの研究では、このメカニズムで現在の冥王星やトリトンの軌道を説明することは力学的に困難なことが示され、仮説は否定された。現在では冥王星やトリトンは太陽を取り囲む原始惑星系円盤で形成され、上記の説とは逆にトリトンが海王星に捕獲されたという考えが支持されている。
彗星との比較 エッジワース・カイパーベルトはすべての短周期彗星の供給源だと考えられており、冥王星も、ほかのエッジワース・カイパーベルト天体（外縁天体）と同様に、彗星が持つ一般的な特徴を持っている。太陽風によって冥王星の表面の物質はゆっくりと宇宙空間に吹き飛ばされており、これは彗星の場合と同様である。もし冥王星を太陽から十分近くに置けば、彗星のように尾が発達するだろうと考えられている。
衛星 thumb|冥王星と衛星の想像図
冥王星には5つの衛星が発見されている。1978年には最初の衛星カロンが天文学者ジェームズ・クリスティーによって発見された。カロンは冥王星の7分の1の質量を持つ巨大な衛星で、冥王星 - カロン系はしばしば二重天体と表現される。
衛星の発見に関する公式発表はカロンのあと20年以上途絶えていたが、2005年に小さい2つの衛星ニクスとヒドラが、2011年にはより小さなケルベロスが、2012年にはさらに小さなステュクスが発見された。
また、衛星ではないが、(15810) Arawnと呼ばれる準衛星を持つ。
探査
thumb|left|upright |ニュー・ホライズンズは2006年1月19日14時00分（EST）に冥王星へ打ち上げられた 冥王星は質量が小さく地球からの距離が非常に遠いため、探査機を送るには到達までの時間がかかる点、地球から遠ざかることによる操縦関連の遅延がある点、経費が高額になる点などの困難さがある。1983年に火星を除く外惑星（冥王星を含む）が地球から見てほぼ同じ方向になることを利用して、これらの惑星を探査するグランドツアー計画が立案されたが、経費が莫大になることから中止され、計画を縮小してボイジャー計画となった。1977年に打ち上げられたボイジャー1号は飛行方向を変えることで冥王星を訪れることもできたが、当時の制御チームは冥王星の探査よりも土星の衛星タイタンへの接近飛行の方を選んだため、冥王星への接近飛行はできない軌道になった。ボイジャー2号はもともと冥王星に接近するような軌道ではなかった。その後、NASAはプルート・カイパー・エクスプレス (Pluto Kuiper Express) ミッションを計画していたが、経費の増大や打ち上げロケットの開発の遅れなどのため、2000年に中止された。
thumb|right|打ち上げに備えるニュー・ホライズンズの探査機 初めて冥王星を訪れた探査機は、2006年1月19日14時00分（EST）に打ち上げられたNASAのニュー・ホライズンズである。探査機は木星の重力によりスイングバイを行い、2015年7月14日に冥王星に最接近した。冥王星の観測は最接近の5か月前から始まり、冥王星とすれ違い通り過ぎたあとは、冥王星と同じく太陽系外縁天体のひとつであるアロコスへの軌道へ入った。