Pas planetoid

Pas planetoid (białe) znajduje się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza.

Pas planetoid to obszar Układu Słonecznego znajdujący się między orbitami Marsa i Jowisza. Krąży tam wiele obiektów różnej wielkości, nazywanych planetoidami. Pas planetoid nazywany jest też głównym pasem, ponieważ w układzie słonecznym istnieją również inne zbiory małych ciał: pas Kuipera, dysk rozproszony i obłok Oorta, oraz wiele mniejszych skupisk, takich jak NEO, centaury czy trojańczycy.

Ponad połowę całkowitej masy pasa planetoid zawierają cztery największe znajdujące się w nim obiekty: 1 Ceres, 4 Westa, 2 Pallas i 10 Hygiea. Mają one średnice ponad 400 km, a największa z nich, Ceres, ma średnicę około 950 km i jest zaliczana do planet karłowatych. Kolejne obiekty pasa mają coraz mniejsze średnice. Pas planetoid jest tak rzadki, że wiele sond kosmicznych przelatywało przez niego bez natrafienia na żaden obiekt. Zderzenia pomiędzy planetoidami jednak się zdarzają, co prowadzi do ich kruszenia i powstawania rodzin planetoid o podobnych parametrach orbit i składzie chemicznym. Zderzenia takie powodują również powstawanie pyłu, który można obserwować w nocy jako światło zodiakalne. Skład chemiczny planetoid można określać badając ich widmo optyczne. Dzięki temu wiadomo, że większość można zaliczyć do trzech grup: węglowych (klasy C), krzemowych (klasy S) i metalicznych (klasy M).

Pas planetoid uformował się z mgławicy przedsłonecznej jako grupa planetozymali, małych przekursorów planet. Pomiędzy Marsem a Jowiszem, zaburzenia grawitacyjne nadawały tym planetozymalom zbyt duże prędkości, żeby mogły się one połączyć w wyniku akrecji w planetę. Planetozymale zderzały się z taką siłą, że zamiast łączyć się w większe obiekty, kruszyły się na mniejsze. Powstałe odłamki przemieszczały się na inne orbity, często spadając potem na wewnętrzne planety układu w postaci meteorytów. W ten sposób pas stracił większość swojej pierwotnej masy. Planetoidy wciąż ulegają perturbacjom, gdy ich orbity wokół Słońca wchodzą w rezonans orbitalny z Jowiszem. Są wtedy wyrzucane ze swoich orbit, co prowadzi do powstania przerw Kirkwooda w pasie planetoid.

Historia obserwacji

Giuseppe Piazzi, odkrywca Ceres, która przez wiele lat była określana jako planeta, później jako planetoida numer 1, a obecnie jako planeta karłowata.

W 1766 roku, w anonimowym przypisie do przekładu Contemplation de la Nature Charlesa Bonneta, astronom Johann Daniel Titius von Wittenburg zauważył pewną prawidłowość w odległości kolejnych planet od Słońca. Jeśli zacząć od 0, potem użyć liczb 3, 6, 12, 24, 48 itd., podwajając za każdym razem, do wyniku dodać 4 i podzielić przez 10, otrzymuje się ciąg niemal dokładnie odpowiadający odległościom kolejnych planet, wyrażonych w jednostkach astronomicznych. Ta prawidłowość, znana obecnie jako reguła Titiusa-Bodego zgadzała się dla sześciu znanych wtedy planet: Merkurego, Wenus, Ziemi, Marsa, Jowisza i Saturna, pod warunkiem, że zostawiło się dodatkowe puste miejsce pomiędzy Marsem i Jowiszem. W przypisie Titius zanotował "Czy jednak Wielki Architekt zostawiłby to miejsce puste? Wcale nie.". W 1768 roku, astronom Johann Elert Bode zacytował tę regułę w swoim dziele Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels, nie podając jednak jej oryginalnego autora, co sprawiło że przez długi czas była znana jako "prawo Bodeego". Kiedy William Herschel odkrył Urana w 1781 roku, okazało się, że znajduje się on prawie dokładnie w odległości przewidzianej przez tę regułę. To sprawiło, że astronomowie zaczęli poszukiwać planety pomiędzy Marsem a Jowiszem.

W 1800 roku, Franz Xaver von Zach zaprosił 24 astronomów do nieformalnego klubu "Lilienthal Society", którego celem miało być uporządowanie wiedzy o Układzie Słonecznym. Klub ten był potem nazywany "Himmelspolizei" (Policją Nieba). Wśród jego członków znaleźli się William Herschel, Nevil Maskelyne, Charles Messier i Heinrich Wilhelm Olbers.. Każdy z nich miał za zadanie obserwować 15° ekliptyki w poszukiwaniu brakującej planety.

Już kilka miesięcy później, astronom nie należący do Policji Nieba dokonał oczekiwanego odkrycia. 1 stycznia 1801 roku, Giuseppe Piazzi, główny astronom Uniwersytetu w Palermo na Sycylii, znalazł mały poruszający się obiekt w odległości dokładnie przewidzianej przez regułę Titusa-Bodego. Nazwał go Ceres, od imienia rzymskiej bogini urodzaju, będącej patronką Sycylii. Piazzi początkowo myślał, że jest to kometa, ale brak komy sugerował, że jest to planeta. Piętnaście miesięcy później, Heinrich Olbers odkrył kolejny obiekt w tej samym obszarze i nazwał go Pallas. W przeciwieństwie do planet, te obiekty pozostawały punktami nawet w największych powiększeniach, co sprawiało, że od gwiazd odróżniało je jedynie ich przemieszczanie się po nieboskłonie. Dlatego w 1802 roku Hershel zasugerował, żeby stworzyć dla nich nową kategorię, asteroid, z greckiego asteroeides ("podobne gwiazdom"). Po wykonaniu szeregu obserwacji Ceres i Pallas, napisał:

Ani określenie planetami, ani kometami, nie może zgodnie z zasadami języka być nadane tym dwóm gwiazdom. Przypominają małe gwiazdy tak bardzo, że trudno je od nich odróżnić. Z tego ich przypominania gwiazd, nazywam je Asteroidami; zastrzegam jednak możliwość zmiany tej nazwy jeśli inna, lepiej je określająca, się pojawi.

Mimo tego, przez kolejne kilkadziesiąt lat, określano je zwykle jako planety. Do 1807 roku, dalsze obserwacje pozwoliły wykryć kolejne dwa obiekty w tym regionie, nazwane Junona i Westa. Wojny napoleońskie przerwały okres odkryć na pewien czas i kolejna planetoida (5 Astraea) została odkryta dopiero w 1845 roku. Wkrótce potem zaczęto odkrywać kolejne obiekty coraz szybciej i zaliczanie ich do planet stało się niewygodne. W latach 50-tych XIX wieku, Alexander von Humboldt rozpowszechnił wprowadzoną przez Herschela nazwę, która jest używana do dzisiaj w krajach anglosaskich.

Odkrycie Neptuna w 1846 roku doprowadziło do zdyskredytowania reguły Titusa-Bodego w oczach naukowców, ponieważ jego orbita nie była nawet blisko jej przewidywań. Do dzisiaj nie wiadomo, czemu ta reguła jest spełniana przez większość planet Układu Słonecznego i astronomowie uznają ją raczej jako zbieg okoliczności.

Określenie "pas planetoid" zaczęło być używane w połowie XIX wieku, ale nie jest łatwo określić kto był jego autorem. Do 1868 roku odkryto 100 planetoid, a wprowadzenie astrofotografii w 1891 roku przez Maxa Wolfa przyspieszyło jeszcze bardziej te odkrycia. Do 1921 roku odkryto 1000 planetoid, a do 1981 roku 10000. Pod koniec XX wieku zaczęto używać matryc CCD i komputerów do automatycznego znajdowania planetoid. Przed 2000 rokiem skatalogowano ich ponad 100,000. Obecnie jest skatalogowanych ponad pół miliona.

Pochodzenie

Inklinacja orbit planetoid głównego pasa (czerwone i niebieskie)

Powstawanie

W 1802 roku, wkrótce po odkryciu Pallas, Heinrich Olbers zasugerował Herschelowi, że Ceres i Pallas to fragmenty większej planety, która kiedyś znajdowała się między Marsem a Jowiszem i która rozpadła się miliony lat wcześniej. Z czasem jednak ta hipoteza stała się mniej popularna. Podważały ją gigantyczne ilości energii, jakiej wymagałoby zniszcenie planety, oraz fakt, że całkowita masa pasa planetoid to zaledwie 4% masy Księżyca. Ponadto duże różnice w składzie chemicznym planetoid trudno byłoby wytłumaczyć, gdyby kiedyś stanowiły jedną planetę. Obecnie uważa się, że planetoidy nie są częścią istniejącej kiedyś planety, ale raczej budulcem, z którego planeta nigdy nie powstała.

Ogólnie, proces powstawania planet jest ściśle związany z postawaniem gwiazd: obłok molekularny zapada się pod wpływem grawitacji, tworząc dysk w którego centrum powstaje gwiazda. W ciągu kilku milionów lat w procesie akrecji małe obiekty zderzają się i zlepiają w większe, stopniowo rosnąc. Gdy mają wystarczającą masę, zaczynają grawitacyjnie przyciągać inne obiekty i stają się planetozymalami. Z takich planetozymali powstały zarówno gazowe giganty jak i planety skaliste.

Grawitacja Jowisza wywoływała zbyt duże perturbacje w obszarze obecnie zajmowanym przez pas, aby mogła tam powstać planeta. Planetozymale zderzały się ze zbyt dużą energią i zamiast łączyć się, kruszyły się na mniejsze fragmenty. Na orbitach, na których czas obiegu wokół Słońca synchronizował się z obiegem Jowisza, dochodziło do rezonansu orbitalnego. Wpływ grawitacyjny Jowisza nakładał się na siebie przy każdym obiegu, co powodowało nadanie obiektom dodatkowej prędkości. Gdy Jowisz migrował na bliższe orbity, jego orbity rezonansowe przemieszczały się w obrębie pasa, rozpędzając chaotycznie obiekty na wszystkich orbitach.

We wczesnym okresie powstawania Układu Słonecznego, wiele planetorid zostało stopionych, co pozwoliło pierwiastkom w ich wnętrzu uporządkować się ze względu na masę. Niektóre pierwotne ciała mogły nawet posiadać wulkany i być pokryte lawą. Ze względu na małe rozmiary, planetoidy stygły jednak o wiele szybciej niż planety i większość z nich zestaliła się około 4,5 miliarda lat temu, w ciągu pierwszych kilkudziesięciu milionów lat swojego istnienia.

W sierpniu 2007 roku, badanie kryształów cyrkonu w meteorycie znalezionym na Antarktydzie, uważanym za fragment Westy, pokazało, że musiał on zestalić się w ciągu co najwyżej dziesięciu milionów lat.

Ewolucja

Planetoidy podlegają ciągłej ewolucji i nie mają obecnie takiej postaci, jak na początu istnienia Układu Słonecznego. W ciągu miliardów lat nastąpiły w nich duże zmiany, między innymi wywołane przez stapianianie (w pierwszych milionach lat istnienia), zderzenia, erozję powodowaną przez promieniowanie kosmiczne i bombardowanie mikrometeorytami. Aktualnie pas planetoid zawiera jedynie ułamek masy, którą zawierał pierwotnie. Symulacje komputerowe sugerują, że jego masa mogła być podobna do masy Ziemi. Z powodu zaburzeń grawitacyjnych ponad 99,9% tej masy została z niego wyrzucona w ciągu pierwszego miliona lat. Od powstania, rozkład wielkości planetoid pozostawał mniej więcej stały.

Rezonans orbitalny 4:1 z Jowiszem, w odległości 2,06 AU od Słońca, można uznać za wewnętrzną granicę pasa. Zaburzenia wywołane przez Jowisza wysyłają znajdujące się tam ciała na niestabilne orbity. Większość ciał uformowanych bliżej Słońca została wchłonięta przez Marsa (który znajduje się w odległości 1.67 AU od Słońca), lub wyrzucona przez jego grawitacyjne zaburzenia we wczesnym okresie istnienia Układu Słonecznego. Istnieją tylko niewielkie grupy planetoid znajdujące się bliżej Słońca, chronione przed zaburzeniami przez dużą inklinację swoich orbit.

Gdy pas planetoid powstawał, temperatura w odległości 2,7 AU od Słońca odpowiadała punktowi sublimacji lodu. Dlatego tylko planetozymale znajdujące się w większej odległości mogły gromadzić na swojej powierzchni lód. W 2006 roku odkryto grupę komet znajdujących się w tym obszarze. Mogły one w przeszłości być źródłem wody dla dzisiejszych ziemskich oceanów. Zgodnie z niektórymi modelami, atmosfera pierwotnej Ziemi nie mogła zawierać wystarczająco dużo wody i jej dzisiejsze zasoby musiały wziąć się z innego źródła, takiego jak spadające na Ziemię komety.

Charakterystyka

Planetoida 951 Gaspra, pierwsza sfotografowana z bliska. Zdjęcie zrobiła sonda Galileo w 1991 roku.

MeteorytAllende, Chondryt węglisty, który spadł na terytorium Meksyku w 1969 roku.

Wbrew popularnym wyobrażeniom, pas planetoid jest w większości pusty. Planetoidy są rozproszone po tak dużej przestrzeni, że mało prawdopodobne jest natrafienie na jakąś przypadkiem. W zależności od tego, jak mały obiekt uznaje się jeszcze za planetoidę, ich liczbę można różnie szacować. Wiadomo, że ponad 200 planetoid ma średnicę powyżej 100 km, a pomiary w podczerwieni pokazują że od 700 tysięcy do 1,7 miliona ma średnicę powyżej 1 km. Obserwowana wielkość gwiazdowa największych planetoid to około 11, a skatalogowanych sięga 19.

Sumaryczna masa planetoid szacowana jest od 3,0×10²¹ do 3,6×10²¹ kilogramów, czyli około 4% masy Księżyca. Cztery największe obiekty, 1 Ceres, 4 Westa, 2 Pallas i 10 Hygiea, zawierają połowę tej masy, a sama Ceres około jednej trzeciej. Odległość Ceres od Słońca 2,766 AU, jest blisko centrum masy pasa, 2,8 AU.

Skład

Obecnie pas składa się głównie z planetoid trzech typów: C – węglowych, S – krzemowych i M - metalicznych.

Planetoidy typu C dominują w zewnętrznych regionach pasa. Stanowią ponad 70% wszystkich planetoid. Mają czerwoną barwę i bardzo niskie albedo. Ich powierzchnia przypomina powierzchnię chondrytów węglistych. Ich skład chemiczny odpowiada pierwotnemu składowi Układu Słonecznego, po usunięciu ulotnych związków, takich jak amoniak i wodór.

Planetoidy typu S, bogate w krzem, występują częściej w wewnętrznych regionach pasa, w odległości 2,5 AU od Słońca. Ich widma wykazują obecność krzemianów i metali, ale niewielką zawartość węgla. Sugeruje to, że uległy wyraźnym przemianom od momentu powstania, prawdopodobnie w wyniku stopienia. Mają stosunkowo wysokie albedo i stanowią około 17% wszystkich planetoid.

Planetoidy typu M stanowią około 10% wszystkich planetoid, a ich widmo pokazuje wysoką zawartość żelaza i niklu. Podejrzewa się, że uformowały się z metalicznych jąder większych obiektów, które zostały rozbite w wyniku zderzeń. Istnieją jednak związki krzemu, które mogą dawać podobne widmo. Przykładowo planetoida 22 Kalliope, zaliczana do typu M, wydaje się składać głównie z krzemianów. Wewnątrz głównego pasa, najwięcej planetoid typu M znajduje się w odległości 2,7 AU od Słońca. Obecnie nie jest jasne, czy wszystkie takie planetoidy mają podobny skład, czy też jest ich kilka odmian, z których niektóre powinny być zaliczone do klas C albo S.

Jedną z zagadek dotyczących planetoid jest stosunkowo niewielka ilość planetoid typu V (bazaltowych). Modele powstawania planetoid przewidują, że obiekty rozmiarów Westy powinny posiadać skorupę i płaszcz, złożone głównie ze skał bazaltowych i oliwinów. Około połowy planetoid powinno zatem mieć na powierzchni takie skały. Obserwacje pokazują jednak, że jest ich mniej niż 1%. Do 2001 roku, większość odkrytwanych obiektów typu V było uważanych za fragmenty Westy (stąd nazwa typu V). Jednak zbadanie składu chemicznego planetoidy 1459 Magnya pokazało, że jest on nieco inny niż Westy. W 2007 dodatkowo odkryto dwa bazaltowe obiekty w zewnętrznych rejonach pasa, 7472 Kumakiri i (10537) 1991 RY, z jeszcze innym składem chemicznym.

Temperatury w pasie planetoid zależą od odległości od Słońca. Pył w odległości 2,2 AU nagrzewa się do około 200 K (−73 °C), a w odległości 3,2 AU do około 165 K (−108 °C). Większe obiekty mogą mieć duże różnice temperatur pomiędzy nasłonecznioną i zacienioną stroną.

Komety w pasie planetoid

Niektóre obiekty z zewnętrznego pasa przypominają komety. Nie mogą one być przechwyconymi kometami z zewnętrznych regionów Układu, ponieważ nie ma w pasie wystarczająco masywych obiektów, żeby grawitacyjnie je przechwycić. Dlatego podejrzewa się, że są to zwykłe lodowe planetoidy, które w wyniku niedawnych zderzeń ogrzały się, powodując wyparowanie znajdującego się tam lodu. Takie lodowe obiekty mogły być głównym źródłem wody znajdującej się obecnie na powierzchni Ziemi. Niska zawartość deuteru w ziemskiej wodzie wyklucza, żeby jej źródłem mogłyby być klasyczne komety.

Orbity i rotacje

ekscentryczność planetoid głównego pasa (czerwone i niebieskie)

Większość planetoid głównego pasa ma orbity o ekscentryczności poniżej 0,4 i inklinacji poniżej 30°. Najwięcej orbit ma ekscentryczność około 0,07 i inklinację około 4°. Dlatego, o ile typowa planetoida ma orbitę prawie kołową i położoną prawie w płaszczyźnie ekliptyki, niektóre mają rozciągnięte i nachylone do niej orbity.

W niektórych kontekstach, określenie główny pas odnosi się tylko do zwartego, centralnego regionu o największej liczbie obiektów. Obejmuje on obszar pomiędzy wyraźnymi przerwami Kirkwooda w odległościach 2,06 AU (rezonans 4:1) i 3,27 AU (rezonans 2:1), orbity o ekscentryczności poniżej 0,33 i nachyleniu poniżej 20°. Ten rdzeń pasa zawiera około 93,4% wszystkich zaobserwowanych obiektów w Układzie Słonecznym.

Pomiary szybkości obrotów dużych planetoid pokazują, że istnieje dla nich górna granica. Żadna planetoida o rozmiarach większych niż 100 metrów nie ma okresu obrotu krótszego niż 2,2 godziny. Dla planetoid obracających się szybciej, siła odśrodkowa na powierzchni byłaby większa od siły grawitacji, dlatego nieprzymocowany materiał zostałby wyrzucony w przestrzeń. Planetoida będąca litym kawałkiem skały mogłaby jednak obracać się szybciej. To sugeruje, że przynajmniej znaczna większość planetoid o średnicy powyżej 100 metów jest zlepkiem kamieni, trzymających się razem tylko grawitacyjnie.

Przerwy Kirkwooda

Wykres liczby planetoid w zależności od półosi wielkiej ich orbit. Czarne strzałki wskazują przerwy Kirkwooda, gdzie rezonans orbitalny z Jowiszem destabilizuje orbity.

Orbity planetoid można katalogować w zależności od ich półosi wielkiej. W 1886 roku, Daniel Kirkwood zauważył, że w takim katalogu występują wyraźne puste miejsca. Są one zlokalizowane w miejscach, w których czas obiegu obiektów wokół Słońca wyraża się jako całkowity ułamek czasu obiegu Jowisza. Kirkwood zasugerował, że zaburzenia grawitacyjne wywoływane przez Jowisza doprowadziły do usunięcia planetoid z tych orbit.

Jeśli okres orbitalny planetoidy jest ułamkiem okresu orbitalnego Jowisza, na jej orbicie znajduje się tylko kilka punktów, w których planetoida zbliża się najbardziej do niego. Jej orbita jest wtedy systematycznie poddana zaburzeniom, które się nie znoszą w czasie kolejnych obiegów wokół Słońca. W efekcie orbita planetoidy staje się niestabilna i planetoida przenosi się ona na inną, o mniejszej lub większej półosi.

Przerwy Kikwooda nie są widoczne w przestrzennym rozłożeniu planetoid, ponieważ planetoidy krążą po eliptycznych orbitach, które przecinają się nawzajem. Faktycznie gęstość planetoid na odległościach rezonansownych nie odbiega od gęstości na innych odległościach.

Największe przerwy odpowiadają rezonansom 3:1, 5:2, 7:3 i 2:1 z Jowiszem. Planetoidy w centralnej części pasa pożna podzielić na poszczególne strefy podzielone tymi przerwami: Strefa I pomiędzy rezonansem 4:1 a 3:1, Strefa II pomiędzy 3:1 a 5:2, Strzefa III pomiędzy 5:2 a 2:1. Niektórzy astronomowie wprowadzają też podział na wewnętrzny pas (do rezonansu 3:1) i zewnętrzny (dalej od Słońca).

Zderzenia między planetoidami

Światło zodiakalne pochodzi z pyłu w obrębie pasa planetoid powstającego w wyniku zderzeń między nimi.

Duża liczba obiektów pasa powoduje, że jest to bardzo aktywne środowisko, w którym zderzenia następują bardzo często (w skali astronomicznej). Szacuje się, że zderzenie ciał o średnicach ponad 10 km następuje średnio raz na 10 milionów lat. Zderzenie przy dużej prędkości względnej może rozbić planetoidę na wiele mniejszych fragmentów, powodując powstanie rodziny planetoid. Z drugiej strony, zderzenia o małej prędkości względnej mogą doprowadzić do połączenia się dwóch planetoid. Po 4 miliardach lat takich zderzeń, aktulany zbiór planetoid w pasie nie przypomina tego, który był tam pierwotnie.

Poza większymi ciałami, pas planetoid zawiera dużą ilość pyłu o mikroskopijnej wielkości. Powstaje on w wyniku zderzeń między planetoidami i przy uderzeniach mikrometeorów. Z powodu efektu Poyntinga-Robertsona, pył ten po powstaniu stopniowo opada w kierunku Słońca. Pył ten, wraz z atmosferami komet, wywołuje efekt światła zodiakalnego: delikatnej zorzy rozciągającej się od Słońca w płaszczyźnie ekliptyki. Cząstki odbijające światło widzialne mają średnice rzędu 80 μm. Typowy czas po jakim cząstka takiej wielkości spada na Słońce to około 700 tysięcy lat. Dlatego widoczność światła zodiakalnego dowodzi, że pył cały czas powstaje w obrębie pasa.

Meteoroidy

Fragmenty planetoid nazywane są meteoroidami. Niektóre z nich mogą docierać w okolice Ziemi i spadać na nią. Spalając się w atmosferze, wywołują zjawiska meteorów. Jeśli ich fragmenty dotrą do powierzchni, określane są jako meteoryty.

Spośród 30 tysięcy takich meteorytów znalezionych na Ziemi, ponad 99.8% pochodzi z pasa planetoid. Większe obiekty mogą wywoływać na Ziemi duże katastrofy. Przykładowo uważa się, że wymieranie kredowe 65 milionów lat temu było skutkiem uderzenia w Ziemię takiego obiektu. Badania przeprowadzone w 2007 roku sugerują, że pierwotną przyczyną było zderzenie planetoidy 298 Baptistina z innym dużym obiektem i jej pokruszenie. Jej fragmenty spadły następnie na Ziemię i Księżyc, tworząc między innymi krater Tycho na Księżycu i Chicxulub na Ziemi.

Największe planetoidy

Planeta karłowata Ceres

Mimo że położenie w pasie planetoid uniemożliwia nadanie jakiemukolwiek obiektowi statusu planety, cztery największe obiekty pasa, 1 Ceres, 4 Westa, 2 Pallas i 10 Hygiea, mają średnice w okolicach potrzebnych do uzyskania równowagi hydrostatycznej, wymaganej do uzyskania statusu planety karłowatej. Pod pewnymi względami są więc podobne do planet, a pod innymi do skalistych planetoid.

Ceres jest jedynym wystarczająco dużym obiektem w pasie, żeby pod wpływem grawitacji uformować z grubsza kulisty kształt. Dlatego zgodnie z ustaleniami Międzynarodowej Unii Astronomicznej w 2006 roku została określona jako planeta karłowata. Dyskusje na temat statusu kolejnych trzech obiektów są w toku. Ceres ma o wiele większą jasność absolutną niż pozostałe planetoidy, około 3,32 i może posiadać lodową skorupę. Podobnie jak planety, ma wewnętrzne warstwy: skorupę, płaszcz i jądro. Wiadomo, że Westa również posiada takie warstwy, ale ponieważ powstała bliżej Słońca, jest pozbawiona wody. Zbudowana jest głównie ze skał bazaltowych, takich jak oliwiny. Pallas wyróżnia się w tej grupie, ponieważ podobnie jak Uran obraca się w osi blisko płaszczyzny ekliptyki i jeden z jej biegunów jest skierowany ku Słońcu. Ma skład chemiczny podobny jak Ceres: zawiera głównie węgiel i krzem. Hygiea to planetoida węglowa i w przeciwieństwie do tamtych trzech planetoid krąży bardzo blisko płaszczyzny ekliptyki.

Rodziny i grupy

Wykres zależności pomiędzy inklinacją (i_p) a ekscentrycznością (e_p) orbit planetoid pokazuje wyraźne zbitki, będące rodzinami planetoid.

W 1918 roku, japoński astronom Kiyotsugu Hirayama zauważył, że orbity pewnych planetoid mają podobne parametry i można wśród nich wyróżnić grupy i rodziny. Mniej więcej jedna trzecia planetoid głównego pasa należy do takich rodzin. Każdą rodzinę można scharakteryzować przez wspólną półoś wielką, ekscentryczność i inklinację orbity, jak również inne podobieństwa między planetoidami, sugerujące pochodzenie z jednego, większego ciała. Pewne wydaje się istnienie 20-30 takich rodzin. Inne grupy zostały zidentyfikowane, ale ich wspólne pochodzenie jest mniej pewne.

Najbardziej znane są rodziny planetoid Flora, Eunomia, Koronis, Eos i Themis. Rodzina planetoidy Flora, jedna z największych, zawiera 800 znanych obiektów i prawdopodobnie powstała w wyniku kolizji która nastąpiła mniej niż miliard lat temu. Największa planetoida która na pewno należy do jakiejś rodziny planetoid to 4 Westa. Rodzina planetoidy Westa zawiera fragmenty Westy, które zostały wybite w wyniku uderzenia innego obiektu. Z tego samego źródła prawdopodobnie pochodzą też meteoryty HED znajdowane na Ziemi.

Pył w obrębie pasa również formuje skupiska. Trzy największe z nich mają orbity o inklinacjach odpowiadających planetoidom Eos, Koronis i Themis, co sugeruje że są wynikiem tych samych zderzeń, które utworzyły ich rodziny.

Peryferia

Na wewnętrznym krańcu pasa planetoid (pomiędzy 1,78 a 2,0 AU), znajduje się rodzina planetoidy Hungaria. Zawiera 52 skatalogowane obiekty, wśród których największy to 434 Hungaria. Jest oddzielona od reszty pasa przerwą Kirkwooda odpowiadającą rezonansowi 4:1, a jej orbity mają dużą inklinację. Niektóre obiekty z tej rodziny przechodzą blisko orbity Marsa, i jego grawitacyjne zaburzenia prawdopodobnie w przeszłości zmniejszyły znacznie ich liczebność. Część obiektów tej rodziny należy do rzadkiej klasy E.

Na zewnętrznym krańcu pasa planetoid znajduje się grupa planetoidy 65 Cybele, orbitująca między 3,3 a 3,5 AU. Znajdują się one w rezonansie 7:4 z Jowiszem. Jeszcze dalej znajduje się rodzina planetoidy Hilda, na kołowych orbitach w rezonansie 3:2 z Jowszem, między 3,5 a 4,2 AU. Między odległościami 4,2 a 5,2 AU (orbita Jowisza) znajduje się bardzo niewiele planetoid. Na samej orbicie Jowisza krążą dwie duże grupy Trojańczków, których skatalogowano już ponad 4 tysiące.

Nowe rodziny

Niektóre rodziny planetoid powstały stosunkowo niedawno, w terminach astronomicznych. Rodzina planetoidy Karin powstała prawdoppodobnie około 5,7 miliona lat temu, w wyniku rozbicia planetoidy o średnicy 32 km. Rodzina planetoidy 490 Veritas powstała prawdopodobnie około 8,3 miliona lat temu. Można to oszacować między innymi badając skład izotopowy pyłu z osadów w oceanach.

Jeszcze młodsza może być rodzina planetoidy 1270 Datura, która powstała około 450 tysięcy lat temu. Jej wiek można określić przez analizę prawdopodobieństwa znalezienia się jej obiektów na aktualnych orbitach. Rodzina ta może być źródłem aktualnie obserwowanego pyłu zodiakalnego.

Misje kosmiczne

Artystyczna wizja misji Dawn.

Pierwszą sondą, która przeleciała przez pas planetoid, była sonda Pioneer 10 w 1972 roku. Astronomowie obawiali się wtedy, że małe planetoidy mogą stanowić zagrożenie dla sondy. Jednak od tamtego czasu kolejnych 9 sond przeleciało przez pas planetoid nieuszkodzone. Sondy Pioneer 11, Voyager 1 i 2 oraz Ulysses nie zaobserwowały żadnych planetoid w czasie przelotu. Sonda Galileo sfotografowała planetoidę 951 Gaspra w 1991 roku i planetoidę 243 Ida w 1993 roku. Sonda NEAR sfotografowała planetoidę 253 Mathilde w 1997 roku, sonda Cassini planetoidę 2685 Masursky w 2000, Stardust planetoidę 5535 Annefrank w 2002, New Horizons planetoidę 132524 APL w 2006 a Rosetta planetoidę 2867 Šteins w 2008. Żadna z tych sond nie natrafiła na nieoczekiwane obiekty w trakcie swojej wędrówki. Z powodu niskiej gęstości materiału w pasie planetoid, szanse na przypadkowe zderzenie z jakąś szacuje się obecnie na mniej niż 1 do miliarda.

Wszystkie dotychczasowe fotografie planetoid z pasa zostały wykonane przy okazji przelotu przez pas sond w trakcie wykonywania innych misji. Jedynie sondy NEAR i Hayabusa były specjalnie przeznaczone do badania planetoid, ale były to planetoidy bliskie Ziemi. Pierwszą misją, której głównym celem jest badanie obiektów pasa jest misja Dawn, rozpoczęta w 2007 roku. Jej celem jest obserwacja Westy w latach 2011-2012, a następnie Ceres w 2015. Jeśli sonda będzie wciąż sprawna po 2015 roku, może zostać wysłana ku kolejnym obiektom pasa.

Zobacz też

• Lista planetoid
• Rodziny planetoid
• Przerwy Kirkwooda
• Podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii
• Astronomia