Planetoida

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 centralną (w Układzie Słonecznym - 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.

Obecnie znanych jest ponad 570 tys. planetoid (w tym ponad 310 tys. ponumerowanych), z których większość porusza się po orbitach nieznacznie nachylonych do ekliptyki, pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w tzw. głównym pasie planetoid oraz w pasie Kuipera. W przypadku tej ostatniej grupy nachylenie do ekliptyki może być znaczne.

Trudno oszacować całkowitą liczbę występujących w Układzie Słonecznym planetoid; 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 oraz dziesiątki milionów mniejszych.

Powstanie planetoid

Reguła Titiusa-Bodego przewiduje, że pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza (w odległości około 2,8 j.a 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 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 gazu – pierwotnej mgławicy, w której tak samo narodziło się Słońce. Z gazu mgławicowego, który w gigantycznym dysku wirował wokół Słońca, zaczęły się z wolna tworzyć większe skupiska materii. Powstawały nieduże, bliższe Słońca planety (Merkury, Wenus, Ziemia i Mars) oraz planety olbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran i Neptun). Pomiędzy Marsem a Jowiszem mogłaby utworzyć się teoretycznie kolejna planeta, jednakże – jak dziś się uważa - silne oddziaływanie grawitacyjne Jowisza nie dopuściło do tego. W ten sposób powstawały mniejsze i mało masywne ciała, których było bardzo wiele, a ich budowa mogła przypominać planety wewnętrzne. Silne oddziaływanie gigantycznego Jowisza wytrącało je z ich orbit, w wyniku czego zderzały się one często, zmieniając swoje trajektorie.

Stygnąc, zarówno planety wielkości Ziemi, jak i pierwotne planetoidy przybierały coraz bardziej skalistą postać, aż do obecnego wyglądu. Zderzenia między planetoidami doprowadzały niejednokrotnie do rozbicia wielu z nich na mniejsze obiekty, zaś 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. Teoria ta jednak nie jest popularyzowana i nie ma wiarygodnych dowodów na jej słuszność.

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.

Typy 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 ultrafiolecie występują dodatkowe linie absorpcyjne; do tej klasy należy m.in. Ceres (planeta karłowata)
• klasa B – podobne do klasy C i G, wykazują odstępstwa w ultrafioletowej 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

Orbity planetoid oraz ich występowanie

Orbity wielu planetoid cechuje znaczny mimośród oraz to, iż są one bardzo gęsto rozmieszczone w pewnych obszarach Układu Słonecznego, a co za tym idzie, orbity ich są podobne do siebie. 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 naszej Dziennej Gwiazdy po orbitach wewnątrz trajektorii Merkurego.
• Planetoidy, których orbity znajdują się bliżej Słońca (częściowo lub całkowicie) niż orbita Marsa
  • Grupa Amora – są to planetoidy, które zbliżają się ku orbicie Ziemi w swoim biegu wokół Słońca (np. 1221 Amor czy 433 Eros).
  • Grupa Apolla – te planetoidy przecinają nie tylko orbitę Ziemi, ale również Wenus. Nazwane od pierwszego ich odkrytego przedstawiciela 1862 Apollo.
  • Grupa Atena – planetoidy te poruszają się po trajektoriach wewnątrz orbity Ziemi (np. 2062 Aten od którego wzięła nazwę cała ta grupa).
• Planetoidy pasa głównego
  Są to 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 tzw. punktach Lagrange'a. Najwięcej takich planetoid towarzyszy Jowiszowi, znane są także obiekty na orbicie Neptuna i Marsa. Do trojańczyków Jowisza należy np. 588 Achilles.
• Centaury - krążące przeważnie pomiędzy orbitami Saturna i Neptuna. Do tej grupy należy np. 2060 Chiron.
• Planetoidy 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. (20161) 1996 TR₆₆.
    • Cubewano – planetoidy, które krążąc w pasie Kuipera, nie wykazują żadnych rezonansów orbitalnych, np. (15760) 1992 QB₁, 50000 Quaoar, 20000 Waruna.
  • obiekty z dysku rozproszonego – np. 136199 Eris czy (84522) 2002 TC₃₀₂
  • obiekty z wewnętrznego obłoku Oorta – przedstawicielką tej grupy prawdopodobnie jest 90377 Sedna

Cechy fizyczne planetoid

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, kilkunastu czy kilkudziesięciu 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. Duże planetoidy 1 Ceres i 4 Westa kształtem swoim przypominają planety (są w przybliżeniu kulami), co zdaje się potwierdzać hipotezę, iż ukształtowały się one w podobny do planet sposób i dotrwały w prawie niezmienionej formie do dziś. Można na nich dostrzec obszary jasne i ciemne, wzniesienia i duże kratery. Ich powierzchnie zostaną dokładniej zbadane 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 naszym oczom ciała o nieregularnym kształcie, podobne do księżyców Marsa, które – same będąc wcześniej najprawdopodobniej planetoidami - zostały przechwycone przez siły grawitacyjne tej planety.

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.

Występowanie planetoid

Występowanie znanych planetoid w poszczególnych grupach według stanu na 12 sierpnia 2011 roku:

Występowanie planetoid	Liczba ponumerowanych	Liczba wszystkich w bazie JPL
Grupa Atiry	2	11
Grupa Atena	85	660
Grupa Apollo	603	4379
Grupa Amora	441	3028
Przecinające orbitę Marsa	2114	9660
wewnętrzna część Pasa głównego	3296	8434
Pas główny	266 261	509 990
zewnętrzna część Pasa głównego	7991	17 202
Trojańczycy Jowisza	2277	5008
Centaury	38	195
Obiekty transneptunowe	204	1462
inne	5	125
RAZEM PLANETOID	283 317	560 154
w tym NEO (4 pierwsze grupy)	1131	8078
w tym PHA z różnych grup	315	1244

Kolizje z planetami

Artystyczna wizja zderzenia planetoidy z młodą Ziemią wg Donalda Davisa

Planetoidy, będąc ciałami mało masywnymi, mogą zostawać 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 jako 4 w tej skali.

Zderzenia planetoid

Wynik zderzenia pomiędzy planetoidami zależy od rozmiarów obiektów biorących w nim udział.

Jeżeli bardzo mała planetoida uderzy w znacznie większą planetoidę, 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.

Uderzenia 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. 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.

Misje kosmiczne

Odbyte misje sond kosmicznych w okolicach planetoid:

• sonda Galileo – planetoidy 951 Gaspra (1991) oraz 243 Ida wraz ze swym 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 – 5 września 2008 – przelot koło planetoidy 2867 Šteins w odległości ok. 800 km z prędkością względną 8,6 km/s;

10 lipca 2010 – przelot koło planetoidy 21 Lutetia w odległości ok. 3160 km z prędkością względną 15 km/s

Misje aktualne:

• sonda Dawn – lipiec 2011 - kwiecień 2012 badania planetoidy 4 Westa

luty - lipiec 2015 – badanie planetoidy 1 Ceres

Planowane misje:

• sonda Don Quijote – start 2013 lub 2015, uderzenie w powierzchnię niewielkiej planetoidy (2003 SM₈₄ lub 99942 Apophis) przez impaktor Hidalgo
• sonda New Horizons – lipiec 2015 – badanie 134340 Plutona i jego księżyców

2016 - 2020 – badanie pasa Kuipera

Zobacz też

• lista planetoid
• lista planetoid z księżycami
• mezoplaneta
• planeta karłowata
• planetoidy bliskie Ziemi
• przerwy Kirkwooda
• rodziny planetoid

Linki zewnętrzne

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