Planetoida

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
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 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 650 tys. planetoid (w tym ponad 400 tys. ponumerowanych)[1], 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[2] oraz dziesiątki milionów mniejszych[3][4].

Powstanie planetoid[edytuj | edytuj kod]

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[edytuj | edytuj kod]

Information icon.svg 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

Orbity planetoid oraz ich występowanie[edytuj | edytuj kod]

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:

Cechy fizyczne planetoid[edytuj | edytuj kod]

Zestawienie zdjęć planetoid obserwowanych z bliska przez sondy kosmiczne. Są to do tej pory (stan na 2011 r.) 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, 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[edytuj | edytuj kod]

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 elipsoidami), 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 uderzeniowe. 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 obrazy ciał o nieregularnym kształcie, podobne do księżyców Marsa, które – według jednej z hipotez - są planetoidami przechwyconymi w przeszłości przez siły grawitacyjne tej planety.

Księżyce planetoid[edytuj | edytuj kod]

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[edytuj | edytuj kod]

Występowanie znanych planetoid w poszczególnych grupach według stanu na 7 sierpnia 2013 roku[5]:

Występowanie
planetoid
Liczba
nazwanych
Liczba
ponumerowanych
Liczba wszystkich
w bazie JPL
Grupa Atiry
1
2
12
Grupa Atena
10
125
781
Grupa Apolla
66
778
5414
Grupa Amora
70
593
3777
Przecinające orbitę Marsa
226
3057
11 849
wewnętrzna część pasa planetoid
176
4582
10 575
główny pas planetoid
16 465
344 862
560 722
zewnętrzna część pasa planetoid
647
10 272
19 320
Trojańczycy Jowisza
243
3588
6067
Centaury
21
56
251
Obiekty transneptunowe
21
228
1521
inne
1
6
112
RAZEM PLANETOID 17 947 368 149 620 401
w tym NEA (4 pierwsze grupy) 147 1498 9984
w tym PHA z różnych grup 40 399 1419

Kolizje z planetami[edytuj | edytuj kod]

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 na stopniu 4 w tej skali.

Zderzenia planetoid[edytuj | edytuj kod]

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.

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[6]. 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[edytuj | edytuj kod]

Zakończone badania planetoid przez sondy kosmiczne:

Misje prowadzone aktualnie:

  • sonda Dawn – lipiec 2011 - wrzesień 2012 badania planetoidy (4) Westa,
od lutego 2015 – badanie planety karłowatej (1) Ceres;
2016 - 2020 – badanie obiektów pasa Kuipera.

Planowane misje:

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Wikimedia Commons

Przypisy

  1. Na dzień 10 sierpnia 2014 r.: 650 443 planetoid, w tym 404 944 ponumerowane, z czego 18 761 nazwanych oraz 245 499 nie ponumerowanych, według danych z: NASA/JPL/SSD: MPC Archive Statistics oraz Lista ponumerowanych planetoid MPC (ang.) (Uwaga: plik ma ok. 20 MB)
  2. Edward Tedesco, Leo Metcalfe: New study reveals twice as many asteroids as previously believed (ang.). 2002-04-04. [dostęp 2010-08-27].
  3. World Book at NASA
  4. Two Asteroids to Pass by Earth Wednesday (ang.). NASA Jet Propulsion Laboratory, 2010-09-07. [dostęp 2013-08-23].
  5. Dane według Bazy danych małych ciał Układu Słonecznego Jet Propulsion Laboratory JPL Small-Body Database Search Engine (ang.)
  6. ekonews063.pdf, str. 5 (ang.)
  7. Loty kosmiczne - Misja Rosetta (pol.)

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]