Planetoida
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). Posiada stałą powierzchnię skalną lub lodową, bardzo często – przede wszystkim w przypadku planetoid o mniejszych rozmiarach i mało masywnych – o nieregularnym kształcie noszącym znamiona kolizji z innymi podobnymi obiektami.
W styczniu 2022 roku znanych było ponad 1,1 mln planetoid (w tym ponad 600 tys. ponumerowanych, z czego ponad 22 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]. Zaobserwowane później niegrawitacyjne przyśpieszanie obiektu[6] wskazuje, że może być on 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 zaczęto się szerzej interesować tym zagadnieniem, 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 odkrycie większej liczby ciał niebieskich nazwanych 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 powstało również 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 ogrzewanie to mogło jednak niewiele 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, że 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, że są one bardzo gęsto rozmieszczone w pewnych obszarach Układu Słonecznego, co znaczy, że ich orbity są podobne. Spora liczba 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. 89%), 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. (15760) Albion, (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.
- obiekty z Pasa Kuipera, w tym:
Występowanie planetoid
Występowanie znanych planetoid w poszczególnych grupach według stanu na 11 stycznia 2022 roku[10]:
Występowanie planetoid |
Liczba nazwanych |
Liczba ponumerowanych |
Liczba wszystkich w bazie JPL |
---|---|---|---|
Grupa Atiry | 2
|
7
|
27
|
Grupa Atena | 13
|
238
|
2169
|
Grupa Apolla | 74
|
1498
|
15 564
|
Grupa Amora | 76
|
1226
|
10 187
|
Przecinające orbitę Marsa | 269
|
5943
|
22 230
|
wewnętrzna część pasa planetoid | 249
|
10 542
|
25 109
|
główny pas planetoid | 21 147
|
562 962
|
1 038 681
|
zewnętrzna część pasa planetoid | 779
|
17 381
|
35 686
|
Trojańczycy Jowisza | 304
|
6259
|
11 598
|
Centaury | 23
|
152
|
701
|
Obiekty transneptunowe | 39
|
790
|
4157
|
planetoidy o orbicie hiperbolicznej | 1
|
0
|
3
|
inne | 2
|
13
|
135
|
RAZEM PLANETOID | 22 978 | 607 011 | 1 166 247 |
w tym NEA (4 pierwsze grupy) | 165 | 2969 | 27 947 |
w tym PHA z różnych grup | 46 | 772 | 2218 |
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 metrów. Zapewne istnieje ogromna liczba 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
Cała masa materiału skalnego w pasie głównym zbliżona jest do masy ziemskiego Księżyca. Największa z planetoid (1) Ceres swoim kształtem przypomina planety (jest w przybliżeniu elipsoidą obrotową), co zdaje się potwierdzać hipotezę, że 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 mniejszymi obiektami i nie zalicza się jej do planet karłowatych. Można na nich dostrzec obszary jasne i ciemne, wzniesienia i duże kratery uderzeniowe. Ich powierzchnie były 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:
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
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 że 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 zatarły 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 jego 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 że 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,
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); badanie planety karłowatej (1) Ceres (luty 2015 – październik 2018[13]);
- sonda Chang’e 2 – przelot obok planetoidy (4179) Toutatis (2012);
- sonda New Horizons – badanie (134340) Plutona i jego księżyców (2015) oraz jednego z obiektów Pasa Kuipera (486958) Arrokoth (2019);
- Hayabusa 2 – w 2019 roku pobrała próbki z planetoidy (162173) Ryugu i dostarczyła je na Ziemię w roku 2020.
- Misje prowadzone aktualnie
- sonda New Horizons – 2019–2022 – badanie obiektów Pasa Kuipera w zasięgu kamer sondy;
- sonda OSIRIS-REx – start 8 września 2016[14], pobranie próbek z planetoidy (101955) Bennu w 2020 roku i dostarczenie ich na Ziemię w 2023;
- DART – start 24 listopada 2021 roku, planowana kolizja impaktora z Dimorphosem – księżycem planetoidy Didymos (IX/X 2022);
- Lucy – sonda kosmiczna NASA, która ma zbadać planetoidy trojańskie, wystrzelona 16 października 2021 roku; misja ma potrwać 12 lat.
Zobacz też
- lista ponumerowanych planetoid
- lista planetoid z księżycami
- mezoplaneta
- planeta karłowata
- planetoidy bliskie Ziemi
- przerwy Kirkwooda
- rodziny planetoid
- system oznaczania i nazewnictwa planetoid
Uwagi
- ↑ 11 stycznia 2022 roku: 1 166 247 planetoid, w tym 607 011 ponumerowanych, z czego 22 978 nazwanych (w tym 1 o orbicie hiperbolicznej), oraz 559 236 nieponumerowanych, według danych z bazy danych NASA/JPL/SSD: How Many Solar System Bodies., JPL Small-Body Database Search Engine [online], 11 stycznia 2022 (ang.). oraz Lista ponumerowanych planetoid MPC (ang.) (Uwaga: plik ma ok. 20 MB).
Przypisy
- ↑ Edward Tedesco, Leo Metcalfe: New study reveals twice as many asteroids as previously believed. European Space Agency, 2002-04-04. [dostęp 2010-08-27]. (ang.).
- ↑ Two Asteroids to Pass by Earth Wednesday. NASA Jet Propulsion Laboratory, 2010-09-07. [dostęp 2013-08-23]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-08-11)]. (ang.).
- ↑ Solar System Exploration: Planets: Asteroids: Read More, NASA (ang.).
- ↑ Small Asteroid or Comet ‘Visits’ from Beyond the Solar System. NASA, 2017-10-26. (ang.).
- ↑ MPEC 2017-V17 : NEW DESIGNATION SCHEME FOR INTERSTELLAR OBJECTS. [w:] Minor Planet Center Electronic Circular [on-line]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna. [dostęp 2017-11-09]. (ang.).
- ↑ Marco Micheli i inni, Non-gravitational acceleration in the trajectory of 1I/2017 U1 (‘Oumuamua), „Nature”, 559 (7713), 2018, s. 223–226, DOI: 10.1038/s41586-018-0254-4, ISSN 0028-0836 [dostęp 2018-07-11] (ang.).
- ↑ Teleskop VLT z ESO obserwuje przyspieszenie 'Oumuamua. Nowe wyniki wskazują, że międzygwiezdny podróżnik 'Oumuamua jest kometą. ESO Polska, 2018-06-27. [dostęp 2018-07-15]. (pol.).
- ↑ Leszek Czechowski: Planety widziane z bliska. Warszawa: Wiedza Powszechna, 1985.
- ↑ Imke de Pater, Jack Lissauer: Planetary Sciences. Cambridge, 2001.
- ↑ JPL Small-Body Database Search Engine. [dostęp 2022-01-11]. (ang.). – baza danych małych ciał Układu Słonecznego Jet Propulsion Laboratory.
- ↑ ekonews063.pdf, s. 5 (ang.).
- ↑ Loty kosmiczne – Misja Rosetta (pol.).
- ↑ Karen Northon , NASA’s Dawn Mission to Asteroid Belt Comes to End, „NASA”, 1 listopada 2018 [dostęp 2018-11-03] (ang.).
- ↑ Hubert Bartkowiak , Wystartował OSIRIS-REx, czyli do asteroidy i z powrotem [online], kosmonauta.net, 9 września 2016 [dostęp 2016-09-13] (pol.).