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 (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 styczniu 2018 roku znanych było ponad 750 tys. planetoid (w tym ponad 510 tys. ponumerowanych, z czego ponad 21 tys. ma także nazwy własne), 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 oraz dziesiątki milionów mniejszych.

W październiku 2017 odkryto 1I/ʻOumuamua, pierwszy obiekt, który został uznany za planetoidę pochodzącą spoza Układu Słonecznego.

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. 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). 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:

Występowanie planetoid	Liczba nazwanych	Liczba ponumerowanych	Liczba wszystkich w bazie JPL
Grupa Atiry	1	6	18
Grupa Atena	12	209	1284
Grupa Apolla	69	1300	9492
Grupa Amora	76	1051	6664
Przecinające orbitę Marsa	255	4983	16 150
wewnętrzna część pasa planetoid	222	7618	16 385
główny pas planetoid	19 544	474 006	668 533
zewnętrzna część pasa planetoid	710	14 363	22 687
Trojańczycy Jowisza	250	4730	7212
Centaury	24	93	421
Obiekty transneptunowe	27	396	2470
planetoidy o orbicie hiperbolicznej	1	0	1
inne	1	10	98
RAZEM PLANETOID	21 192	508 765	751 415
w tym NEA (4 pierwsze grupy)	158	2566	17 458
w tym PHA z różnych grup	43	679	1871

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

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. 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

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);
• 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 połowa 2018 pobranie próbek z planetoidy (162173) Ryugu i dostarczenie ich na Ziemię w 2020.
• sonda OSIRIS-REx – start 8 września 2016, pobranie próbek z planetoidy (101955) Bennu w 2020 roku i dostarczenie ich na Ziemię w 2023.

Zobacz też

• lista ponumerowanych planetoid
• lista planetoid z księżycami
• mezoplaneta
• planeta karłowata
• planetoidy bliskie Ziemi
• przerwy Kirkwooda
• rodziny planetoid
• system oznaczania i nazewnictwa planetoid

Linki zewnętrzne

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