Cfrtjryk

Planetoida Ida sfotografowana przez sondę kosmiczną Galileo w czasie podróży do Jowisza. Zdjęcie odkryło księżyc planetoidy – Daktyl.

Planetoida 2004 FH w ruchu

Planetoida (planeta + gr. eídos – postać), asteroida (gr. asteroeidés – gwiaździsty), planetka (ang. minor planet) – ciało niebieskie o małych rozmiarach (od kilku metrów do czasem ponad 1000 km), obiegające gwiazdę (w szczególności Słońce), posiadające stałą powierzchnię skalną lub lodową, bardzo często – przede wszystkim w przypadku planetoid o mniejszych rozmiarach i mało masywnych – o nieregularnym kształcie, często noszącym znamiona kolizji z innymi podobnymi obiektami.

W maju 2018 roku znanych było ponad 770 tys. planetoid (w tym ponad 520 tys. ponumerowanych, z czego ponad 21 tys. ma także nazwy własne)^[a], z których większość porusza się po orbitach nieznacznie nachylonych do ekliptyki, pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w tzw. głównym pasie planetoid. Jeszcze większa zapewne jest liczba planetoid w Pasie Kuipera, jednak odkryto dotychczas niewielką ich część, a nachylenie ich orbit do ekliptyki może być znaczne.

Trudno oszacować całkowitą liczbę planetoid występujących w Układzie Słonecznym; wynosi ona zapewne wiele milionów. Sam główny pas planetoid zawiera według aktualnych szacunków od 1,1 do 1,9 miliona planetoid o średnicy co najmniej 1 km^[1] oraz dziesiątki milionów mniejszych^[2][3].

W październiku 2017 odkryto 1I/ʻOumuamua, pierwszy obiekt, który początkowo został uznany za planetoidę pochodzącą spoza Układu Słonecznego^[4][5]. Jednak zaobserwowane później niegrawitacyjne przyśpieszanie obiektu^[6] wskazuje, że może on być jednak kometą^[7].

Powstanie planetoid |

Reguła Titiusa-Bodego przewiduje, że pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza (w odległości około 2,8 au od Słońca) powinna znajdować się planeta. Jednak obszar o szerokości około 500 milionów kilometrów takiego obiektu nie zawiera. Już w XVII wieku faktem tym zainteresował się Jan Kepler. Jednak dopiero pod koniec XVIII wieku problemem tym zaczęto się szerzej interesować, a początek kolejnego stulecia przyniósł obserwacyjne rozwiązanie kwestii braku planety. Pierwszy obiekt, nazwany później Ceres (obecnie klasyfikowany jako planeta karłowata), wypełniający lukę pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza odkrył 1 stycznia 1801 roku Giuseppe Piazzi w Palermo. Kolejne lata przyniosły odkrycia większej liczby tych ciał niebieskich, które nazwano planetoidami.

Według najbardziej prawdopodobnej hipotezy, planetoidy powstawały w początkowym okresie kształtowania się Układu Słonecznego. Tak jak i same planety utworzyły się one z obłoku gazowo-pyłowego – pierwotnej mgławicy, z której również powstało Słońce^[8]. Z gazu i pyłu mgławicowego, który w gigantycznym dysku wirował wokół Słońca, zaczęły się z wolna tworzyć większe skupiska materii. Nieduże, bliższe Słońca planety (Merkury, Wenus, Ziemia i Mars) powstawały głównie z cząstek stałych (akrecja), które jednak często zawierały też bardziej lotne substancje (np. wodę). Gazowe olbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran i Neptun) potrafiły przechwycić także gazy. Pomiędzy Marsem a Jowiszem mogłaby utworzyć się teoretycznie kolejna planeta, jednak – jak dziś się uważa – silne oddziaływanie grawitacyjne Jowisza nie dopuściło do połączenia się mniejszych ciał. W ten sposób pozostały mniejsze i mało masywne ciała, których było bardzo wiele. Silne oddziaływanie gigantycznego Jowisza wytrącało je z ich orbit, w wyniku czego zderzały się one często, zmieniając swoje trajektorie.

Ogólnie ewolucja planetoid zależała od odległości od Słońca, czasu akrecji i ich wielkości. W pobliżu Słońca lotne związki (w tym woda) były w postaci gazowej. Dalej od Słońca związki te mogły wchodzić w skład minerałów (np. tworząc serpentynit), a jeszcze dalej sama woda występowała w stanie stałym. Dlatego dalsze od Słońca planetoidy zawierają więcej wody (w postaci lodu). Czas akrecji określał zawartość krótkożyciowych izotopów promieniotwórczych (głównie izotopu ²⁶Al)^[9]. Te izotopy były głównym źródłem ciepła. W przypadku małych ciał jednak ogrzewanie to niewiele mogło zwiększyć temperaturę ciała, wskutek szybkiej utraty ciepła i nie nastąpił tam istotny metamorfizm. Natomiast duże planetoidy zostały ogrzane do temperatury topnienia krzemianów i doszło tam do dyferencjacji magmy jak na planetoidzie Westa.
Istotnym czynnikiem ewolucji planetoid są też zderzenia pomiędzy nimi. Zderzenia doprowadzały niejednokrotnie do rozbicia wielu z nich na mniejsze obiekty. Fragmenty te często docierają na Ziemię jako meteoryty. Niektóre różnice w składzie obserwowanych dziś planetek tłumaczyć można tym, iż pochodzą one z różnych warstw wcześniej rozbitych planetozymali, z których wykształcały się planetoidy.
Konkurencyjna teoria wysunięta przez profesora Thomasa van Flandera mówi o powstaniu jednego lub kilku dużych ciał w obrębie pasa planetoid, które pod wpływem grawitacji Jowisza lub w czasie zderzenia rozpadły się. Ta sama teoria tłumaczy powstanie komet jako fragmentów zniszczonego około 3 mln lat temu lodowego księżyca jednej ze skalnych planet. Obecnie jednak pochodzenie komet wiąże się z tzw. Obłokiem Oorta.

Podobnie zapewne wyglądało powstawanie dalszych planetoid, które dziś krążą po orbitach poza Uranem, Neptunem oraz jeszcze dalej. W ich składzie można jednak stwierdzić więcej lodu wodnego. Dla astronomów niezwykle ważne jest poznanie fizyki tych ciał (podobnie jak i komet), gdyż w rozszyfrowaniu ich historii ukryte są tajniki powstania całego Systemu Słonecznego.

Orbity planetoid oraz ich występowanie |

Orbity wielu planetoid cechuje znaczny mimośród oraz to, iż są one bardzo gęsto rozmieszczone w pewnych obszarach Układu Słonecznego, co znaczy, że ich orbity są podobne. Spora ilość planetoid krążących poza orbitą Neptuna wykazuje się także trajektoriami znacznie nachylonymi do ekliptyki.

Najczęściej wymieniane w literaturze astronomicznej grupy planetoid:

• 
  Wulkanoidy – hipotetyczne planetoidy, które mają krążyć wokół Słońca po orbitach wewnątrz trajektorii Merkurego. Dotychczas nie zaobserwowano żadnych takich ciał.


• 
  Planetoidy bliskie Ziemi, których orbity przecinają orbitę Ziemi, bądź zbliżają się do niej:
  
  
  
  • 
    Grupa Atiry – planetoidy, których orbity znajdują się całkowicie wewnątrz orbity ziemskiej (np. (163693) Atira).
  
  
  • 
    Grupa Atena – planetoidy te poruszają się po trajektoriach przeważnie wewnątrz orbity Ziemi (np. (2062) Aten).
  
  
  • 
    Grupa Apolla – planetoidy przecinające nie tylko orbitę Ziemi, ale również Wenus (np. (1862) Apollo).
  
  
  • 
    Grupa Amora – planetoidy, które zbliżają się ku orbicie Ziemi w swoim biegu wokół Słońca (np. (1221) Amor czy (433) Eros).
  
  
  
  


• 
  Pas planetoid – zawiera planetoidy, które obiegają Słońce najczęściej pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza po orbitach z niejednokrotnie sporym mimośrodem. W pasie tym występuje najwięcej znanych planetoid (ok. 90%), np. (4) Westa. Często występują w rodzinach planetoid o podobnych parametrach orbit i właściwościach fizycznych.


• 
  Trojańczycy – planetoidy krążące po orbitach planet, w pobliżu tzw. punktów Lagrange’a. Najwięcej takich planetoid towarzyszy Jowiszowi, znane są także obiekty na orbitach Neptuna, Marsa, Ziemi i Urana. Do trojańczyków Jowisza należy np. (588) Achilles.


• 
  Centaury – krążą przeważnie pomiędzy orbitami Saturna i Neptuna. Do tej grupy należy np. (2060) Chiron.


• 
  Obiekty transneptunowe; wyróżniamy tu:
  
  
  
  • obiekty z pasa Kuipera, w tym:
    
    
    
    • 
      Plutonki – planetoidy poruszające się w rezonansie orbitalnym 3:2 z Neptunem, jak (134340) Pluton, (38083) Rhadamanthus i (38628) Huya.
    
    
    • 
      Twotino – obiekty poruszające się w rezonansie orbitalnym 2:1 z Neptunem, np. 1996 TR₆₆.
    
    
    • 
      Cubewano – planetoidy, które krążąc w pasie Kuipera, nie wykazują żadnych rezonansów orbitalnych, np. 1992 QB₁, (50000) Quaoar, (20000) Waruna.
    
    
    
    
  
  
  • 
    Obiekty z dysku rozproszonego – np. (136199) Eris czy 2002 TC₃₀₂.
  
  
  • 
    Obiekty odłączone – przedstawicielką tej grupy jest (90377) Sedna; przypuszczalnie pochodzą z wewnętrznego obłoku Oorta.
  
  
  
  

Obrazowe przedstawienie usytuowania planetoid w wewnętrznej części Układu Słonecznego i aż do okolic orbity Jowisza (rzut na płaszczyznę ekliptyki). Zaznaczono planetoidy z pasa planetoid (białe punkty), dwie grupy planetoid trojańskich (obóz trojański i grecki; zielone), rodzinę planetoidy Hilda (pomarańczowe) i inne.

Występowanie planetoid |

Występowanie znanych planetoid w poszczególnych grupach według stanu na 1 stycznia 2018 roku^[10]:

Cechy fizyczne planetoid |

Zestawienie zdjęć planetoid obserwowanych z bliska przez sondy kosmiczne do 2011 roku. Są to w kolejności od największej do najmniejszej: (4) Westa, (21) Lutetia, (253) Mathilde, (243) Ida i jej księżyc Daktyl, (433) Eros, (951) Gaspra, (2867) Šteins i (25143) Itokawa.

Planetoidy są niewielkimi ciałami kosmicznymi, wśród których nieliczne mogą wykazać się rozmiarami powyżej 1000 km (w tej grupie nie ma ani jednej planetoidy z pasa głównego). Gdy chodzi o wskazanie jednoznacznej dolnej granicy rozmiarów dla tych ciał, sprawa się bardziej komplikuje. Najmniejsze zaobserwowane podczas przelotu w pobliżu Ziemi planetoidy miały rozmiary kilku metrów. Zapewne istnieją ogromne ilości jeszcze mniejszych obiektów, które należałoby raczej nazywać meteoroidami. Wiele takich „kosmicznych kamieni” wpada w atmosferę Ziemi, dając zjawiska meteoru (popularnie „spadająca gwiazda”) lub bolidu (bardzo jasny obiekt, któremu towarzyszy często grzmot). Niektóre bolidy nie spalają się całkowicie w atmosferze i upadają na powierzchnię Ziemi. Odłamki takie są nazywane meteorytami. Badanie ich daje szansę poznania budowy i składu chemicznego planetoid.

Powierzchnie planetoid |

Porównanie wielkości Westy i Ceres z ziemskim Księżycem

Cała masa materiału skalnego w pasie głównym zbliżona jest do masy ziemskiego Księżyca. Największa z planetoid (1) Ceres kształtem swoim przypomina planety (jest w przybliżeniu elipsoidą), co zdaje się potwierdzać hipotezę, iż ukształtowała się w podobny do planet sposób i dotrwała w prawie niezmienionej formie do dziś. Ceres jest zaliczana do planet karłowatych. Natomiast najlepiej widoczna, ale mniejsza (4) Westa, ma mniej regularny kształt wynikły ze zderzeń z meteoroidami i nie zalicza się jej do planet karłowatych. Można na nich dostrzec obszary jasne i ciemne, wzniesienia i duże kratery uderzeniowe. Ich powierzchnie są dokładniej badane za pomocą sondy kosmicznej Dawn.

Również powierzchnie mniejszych planetoid usiane są licznymi kraterami uderzeniowymi, na większości z nich leży warstwa regolitu. Bezpośrednie badania za pomocą sond kosmicznych ukazują obrazy ciał o nieregularnym kształcie, podobne do księżyców Marsa, które – według jednej z hipotez – są planetoidami przechwyconymi w przeszłości przez siły grawitacyjne tej planety.

Typy planetoid |

 Osobny artykuł: Typy spektralne planetoid.

Wśród planetoid można wyróżnić na podstawie badania widma następujące klasy spektralne:

• 
  klasa C – w składzie powierzchni przeważa węgiel i związki węgla, planetoidy te mają małe albedo
  


• 
  klasa S – planetoidy, na których powierzchni stwierdza się występowanie dużej ilości materiału krzemianowego
  


• 
  klasa M – planetoidy o składzie niklowo-żelazowym, metaliczne


• 
  klasa E – planetoidy, w których widmach występuje minerał enstatyt, rzadkie


• 
  klasa V – skład chemiczny powierzchni podobny do klasy S, jednak dodatkowo występuje tam podwyższony udział piroksenu
  


• 
  klasa G – podgrupa klasy C, charakterystyczna duża zawartość węgla, jednakże w nadfiolecie występują dodatkowe linie absorpcyjne; do tej klasy należy m.in. Ceres (planeta karłowata)


• 
  klasa B – podobne do klasy C i G, wykazują odstępstwa w nadfioletowej części widma


• 
  klasa F – również podgrupa klasy C, jednak z różnicami w ultrafioletowej części widma, dodatkowo brak linii absorpcyjnych na długości fal wody
  


• 
  klasa P – planetoidy o bardzo małym albedo, najjaśniejsze w czerwonej części widma, w skład najprawdopodobniej wchodzą krzemiany z udziałem związków węgla, występują na zewnętrznych obrzeżach pasa głównego
  


• 
  klasa D – planetoidy o podobnym składzie jak klasa P, mają małe albedo i są najjaśniejsze w czerwonej części widma


• 
  klasa R – planetoidy podobnie zbudowane jak klasy V, wykazują jednak duży udział w składzie oliwinu i piroksenu
  


• 
  klasa A – widmo tych planetoid wykazuje wyraźne linie oliwinu


• 
  klasa T – wykazują ciemne czerwonawe widmo, różnią się jednak od klas P i R

Księżyce planetoid |

Odkrywa się także coraz więcej planetek posiadających swoje własne naturalne satelity. Wielu z towarzyszy planetoid ma niewiele mniejsze rozmiary od samych planetoid – takie pary obiektów nazywamy planetoidami podwójnymi.

Zderzenia planetoid |

Kolizje z planetami |

Artystyczna wizja zderzenia planetoidy z młodą Ziemią wg Donalda Davisa

Planetoidy, będąc ciałami mało masywnymi, mogą być wytrącane ze swych orbit poprzez grawitacyjne oddziaływanie planet, w szczególności Jowisza. Ich trajektorie mogą się wtedy znacznie zmieniać, tak iż zdarzyć się może, że jakaś planetoida wejdzie na kurs kolizyjny z planetą. W przeszłości wydarzenia takie miały miejsce bardzo często; ich pozostałości możemy oglądać na powierzchni Księżyca, Merkurego, Marsa oraz wielu księżyców planet. Również powierzchnie Ziemi i Wenus nie są wolne od kraterów uderzeniowych, jednak w przypadku tych planet, zjawiska atmosferyczne i wietrzenie w wielu przypadkach skutecznie zatarło ślady takich kosmicznych katastrof.

Nie ma podstaw do stwierdzenia, że kiedyś w przyszłości nie zdarzy się kolejne uderzenie planetoidy w Ziemię lub inną planetę czy jakiś księżyc. Astronomowie coraz baczniej przyglądają się przelatującym w pobliżu naszej planety planetoidom, przede wszystkim tym z grupy Atena, gdyż są one potencjalnie największym zagrożeniem dla Ziemi. Uderzenie kilkukilometrowego ciała mogłoby doprowadzić do bardzo poważnych zniszczeń, a nawet do unicestwienia wielu gatunków zwierząt i być może ludzi.

W celu skwantyfikowania zagrożenia spowodowanego możliwym uderzeniem w Ziemię przez planetoidę stworzono skalę Torino i skalę Palermo. Skala Torino jest dziesięciostopniowa, z 10 najwyższym stopniem zagrożenia odpowiadającym kolizjom zagrażającym istnieniu cywilizacji. Do tej pory obiektem o najwyższym zagrożeniu w skali Torino był (99942) Apophis, który przez krótki okres w 2004 roku sklasyfikowany był na stopniu 4 w tej skali.

Zderzenia pomiędzy sobą |

Wynik zderzenia pomiędzy planetoidami zależy od rozmiarów obiektów biorących w nim udział. Jeżeli bardzo mała planetoida uderzy w znacznie większy obiekt, to wybije krater na jej powierzchni o rozmiarach ok. dziesięć razy większych niż własne. Ponieważ planetoidy są znacznie mniejsze niż planety, materiał wyrzucony z krateru ucieknie w przestrzeń i rozpocznie samodzielną wędrówkę wokół Słońca. Orbita, po której będzie się poruszać będzie jednak podobna do tej, którą miała uderzająca planetoida i jest możliwe, że wyrzucony materiał uderzy znów w naznaczoną kraterem planetoidę.

Uderzenie większej planetoidy może rozbić trafiony obiekt. Jednak energia zderzenia może być zbyt mała, aby powstałe fragmenty mogły się oddalić od siebie i przyciąganie grawitacyjne sprawia, że tworzy się nieregularna bryła gruzu. Następne niewielkie uderzenia mogą rozbić powierzchnię i pokryć tę bryłę warstwą skał i pyłu. Przypadkowy obserwator nie będzie wtedy wiedział, że planetoida składa się z wielu kawałków.

Uderzenie dużego ciała może powodować nie tylko rozkruszenie planetoidy, ale i rozproszenie powstałych fragmentów. Wówczas tworzą one rodzinę planetoid, która następnie może rozciągać się wzdłuż orbity rozbitego obiektu.

Małych planetoid jest znacznie więcej niż dużych. Na każdą planetoidę o średnicy większej niż 10 km przypada kilkaset planetoid o średnicy ponad 1 km i kilkadziesiąt tysięcy o średnicy większej niż 0,1 km^[11]. Dlatego powstawanie kraterów jest znacznie częstsze niż rozbicie. Planetoidy, które zostały rozbite, wcześniej mogły zostać rozkruszone. Mimo iż planetoidy poruszają się głównie w jednym kierunku, czasem mogą zderzać się z prędkością kilku kilometrów na sekundę.

Badania planetoid |

 Ta sekcja jest niekompletna. Jeśli możesz, rozbuduj ją.

Misje kosmiczne |

Zakończone badania planetoid przez sondy kosmiczne

• sonda Galileo – planetoidy (951) Gaspra (rok 1991) oraz (243) Ida wraz z księżycem Daktylem (1993);


• sonda NEAR Shoemaker – badała planetoidy (253) Mathilde (1997) oraz (433) Eros (finałowe lądowanie w roku 2001);


• sonda Deep Space 1 – przeleciała obok planetoidy (9969) Braille (1999);


• sonda Cassini-Huygens – przelot obok planetoidy (2685) Masursky (2000);


• sonda Stardust – sfotografowała planetoidę (5535) Annefrank (2002);


• sonda Hayabusa – stała się sztucznym satelitą planetoidy (25143) Itokawa, dokonała lądowania i zdołała opuścić jej powierzchnię (2005);


• sonda New Horizons – przelot obok planetoidy (132524) APL (2006);


• sonda Rosetta – przelot koło planetoidy (2867) Šteins (2008) i koło planetoidy (21) Lutetia (2010)^[12];


• sonda Dawn – badania planetoidy (4) Westa (lipiec 2011 – wrzesień 2012);


• sonda Chang’e 2 – przelot obok planetoidy (4179) Toutatis (2012);


• sonda New Horizons – badanie (134340) Plutona i jego księżyców (2015).

Misje prowadzone aktualnie

• sonda Dawn – badanie planety karłowatej (1) Ceres (od lutego 2015);


• sonda New Horizons – 2018-2020 – badanie obiektów pasa Kuipera;


• sonda Hayabusa 2 – w połowie 2018 pobranie próbek z planetoidy (162173) Ryugu i dostarczenie ich na Ziemię w 2020.


• sonda OSIRIS-REx – start 8 września 2016^[13], pobranie próbek z planetoidy (101955) Bennu w 2020 roku i dostarczenie ich na Ziemię w 2023.

Zobacz też |

W Wikimedia Commons znajdują się multimedia związane z tematem: Planetoida

• lista ponumerowanych planetoid


• lista planetoid z księżycami


• mezoplaneta


• planeta karłowata


• planetoidy bliskie Ziemi


• przerwy Kirkwooda


• rodziny planetoid


• system oznaczania i nazewnictwa planetoid

Uwagi |

Przypisy |

Linki zewnętrzne |

Zobacz hasła planetoida i asteroida w Wikisłowniku

• Film obrazujący wzrost liczby odkrytych planetoid w latach 1980–2010

p • d • e Układ Słoneczny Słońce • Heliosfera Planety ☾ = księżyc lub księżyce ∅ = pierścienie planetarne Merkury Wenus Ziemia ☾ Mars ☾ Jowisz ☾ ∅ Saturn ☾ ∅ Uran ☾ ∅ Neptun ☾ ∅ Planety karłowate (1) Ceres (134340) Pluton ☾ (136108) Haumea ☾ ∅ (136472) Makemake ☾ (136199) Eris ☾ Małe ciała Układu Słonecznego Planetoidy Grupy i rodziny planetoid: planetoidy bliskie Ziemi • pas planetoid • trojańczycy • centaury • trojańczycy Neptuna Zobacz też: księżyce planetoid • lista ponumerowanych planetoid • meteoroidy Obiekty transneptunowe Pas Kuipera – plutonki: Orkus • 2003 AZ84 • Iksjon – cubewana: Quaoar • 2002 MS4 • Salacia • Waruna • 2002 UX25 • 2004 GV9 Dysk rozproszony: 2007 OR10 • 2013 FY27 Obiekty odłączone: Sedna Komety Lista komet okresowych i nieokresowych • damokloidy • Obłok Oorta Zobacz też: powstanie i ewolucja Układu Słonecznego, ciała niebieskie oraz listy obiektów w Układzie Słonecznym ze względu na orbitę, ze względu na promień i ze względu na masę, oraz Portal: Astronomia