Planetoida
(
planeta
+
gr.
eidos
? posta?),
asteroida
(
gr.
asteroeides
? gwia?dzisty),
planetka
[1]
(
ang.
minor planet
) ?
ciało niebieskie
, nieb?d?ce
planet?
, ksi??ycem planety,
komet?
lub
meteoroidem
, o zazwyczaj małych rozmiarach (od kilku metrow do czasem ponad 1000 km), obiegaj?ce
gwiazd?
(w szczegolno?ci
Sło?ce
)
[2]
. Ma stał? powierzchni? skaln? lub lodow?, bardzo cz?sto ? przede wszystkim w przypadku planetoid o mniejszych rozmiarach i mało masywnych ? o nieregularnym kształcie nosz?cym znamiona kolizji z innymi podobnymi obiektami.
W styczniu 2024 roku znanych było ponad 1,3 mln planetoid (w tym 640 tys. ponumerowanych, z czego ponad 24 tys. ma tak?e nazwy własne)
[a]
, z ktorych wi?kszo?? porusza si? po
orbitach
nieznacznie nachylonych do
ekliptyki
, pomi?dzy orbitami
Marsa
i
Jowisza
? w tzw. głownym
pasie planetoid
. Jeszcze wi?ksza zapewne jest liczba planetoid w
Pasie Kuipera
, jednak odkryto dotychczas niewielk? ich cz???, a nachylenie ich orbit do ekliptyki mo?e by? znaczne.
Trudno oszacowa? całkowit? liczb? planetoid wyst?puj?cych w
Układzie Słonecznym
, wynosi ona zapewne wiele milionow. Sam głowny pas planetoid zawiera według szacunkow od 1,1 do 1,9 miliona planetoid o ?rednicy co najmniej 1 km
[3]
oraz dziesi?tki milionow mniejszych
[4]
[5]
.
W pa?dzierniku 2017 odkryto
1I/?Oumuamua
, pierwszy obiekt, ktory pocz?tkowo został uznany za planetoid? pochodz?c? spoza Układu Słonecznego
[6]
[7]
. Zaobserwowane po?niej niegrawitacyjne przy?pieszanie obiektu
[8]
wskazuje, ?e mo?e by? on jednak
komet?
[9]
.
Reguła Titiusa-Bodego
przewiduje, ?e pomi?dzy orbitami
Marsa
i
Jowisza
(w odległo?ci około 2,8
au
od Sło?ca) powinna znajdowa? si?
planeta
. Jednak obszar o szeroko?ci około 500 milionow kilometrow takiego obiektu nie zawiera. Ju? w XVII wieku faktem tym zainteresował si?
Jan Kepler
, jednak dopiero pod koniec XVIII wieku zacz?to si? szerzej interesowa? tym zagadnieniem, a pocz?tek kolejnego stulecia przyniosł obserwacyjne rozwi?zanie kwestii braku planety. Pierwszy obiekt, nazwany po?niej
Ceres
(obecnie klasyfikowany jako
planeta karłowata
), wypełniaj?cy luk? pomi?dzy orbitami Marsa i Jowisza, odkrył 1 stycznia 1801 roku
Giuseppe Piazzi
w Palermo. Kolejne lata przyniosły odkrycie wi?kszej liczby ciał niebieskich nazwanych
planetoidami
.
Według najbardziej prawdopodobnej
hipotezy
planetoidy powstawały w pocz?tkowym okresie
kształtowania si? Układu Słonecznego
. Tak jak i same
planety
, utworzyły si? one z obłoku gazowo-pyłowego ? pierwotnej
mgławicy
, z ktorej powstało rownie?
Sło?ce
[10]
. Z gazu i pyłu mgławicowego, ktory w gigantycznym dysku wirował wokoł Sło?ca, zacz?ły si? z wolna tworzy? wi?ksze skupiska
materii
. Niedu?e, bli?sze Sło?ca planety (
Merkury
,
Wenus
,
Ziemia
i
Mars
) powstawały głownie z cz?stek stałych
(akrecja)
, ktore jednak cz?sto zawierały te? bardziej lotne substancje (np. wod?).
Gazowe olbrzymy
(
Jowisz
,
Saturn
,
Uran
i
Neptun
) potrafiły przechwyci? tak?e gazy. Pomi?dzy Marsem a Jowiszem mogłaby utworzy? si? teoretycznie kolejna planeta, jednak ? jak dzi? si? uwa?a ? silne
oddziaływanie grawitacyjne
Jowisza nie dopu?ciło do poł?czenia si? mniejszych ciał. W ten sposob pozostały mniejsze i mało masywne ciała, ktorych było bardzo wiele. Silne oddziaływanie gigantycznego Jowisza wytr?cało je z ich orbit, w wyniku czego zderzały si? one cz?sto, zmieniaj?c swoje trajektorie.
Ogolnie ewolucja planetoid zale?ała od odległo?ci od Sło?ca, czasu akrecji i ich wielko?ci. W pobli?u Sło?ca lotne zwi?zki (w tym woda) były w postaci gazowej. Dalej od Sło?ca zwi?zki te mogły wchodzi? w skład minerałow (np. tworz?c
serpentynit
), a jeszcze dalej sama woda wyst?powała w stanie stałym. Dlatego dalsze od Sło?ca planetoidy zawieraj? wi?cej wody (w postaci lodu). Czas akrecji okre?lał zawarto?? krotko?yciowych izotopow promieniotworczych (głownie izotopu
26
Al
)
[11]
. Te izotopy były głownym ?rodłem ciepła. W przypadku małych ciał ogrzewanie to mogło jednak niewiele zwi?kszy? temperatur? ciała wskutek szybkiej utraty ciepła i nie nast?pił tam istotny
metamorfizm
. Natomiast du?e planetoidy zostały ogrzane do temperatury topnienia krzemianow i doszło tam do
dyferencjacji magmy
, jak na planetoidzie
Westa
. Istotnym czynnikiem ewolucji planetoid s? te? zderzenia pomi?dzy nimi. Zderzenia doprowadzały niejednokrotnie do rozbicia wielu z nich na mniejsze obiekty. Fragmenty te cz?sto docieraj? na Ziemi? jako
meteoryty
. Niektore ro?nice w składzie obserwowanych dzi? planetek tłumaczy? mo?na tym, ?e pochodz? one z ro?nych warstw wcze?niej rozbitych
planetozymali
, z ktorych wykształcały si? planetoidy. Konkurencyjna teoria wysuni?ta przez profesora Thomasa van Flandera mowi o powstaniu jednego lub kilku du?ych ciał w obr?bie pasa planetoid, ktore pod wpływem grawitacji Jowisza lub w czasie zderzenia rozpadły si?. Ta sama teoria tłumaczy powstanie komet jako fragmentow zniszczonego około 3 mln lat temu
lodowego ksi??yca
jednej ze skalnych planet. Obecnie jednak pochodzenie
komet
wi??e si? z tzw.
Obłokiem Oorta
.
Podobnie zapewne wygl?dało powstawanie dalszych planetoid, ktore dzi? kr??? po orbitach poza Uranem, Neptunem oraz jeszcze dalej. W ich składzie mo?na jednak stwierdzi? wi?cej lodu wodnego. Dla astronomow niezwykle wa?ne jest poznanie fizyki tych ciał (podobnie jak i
komet
), gdy? w rozszyfrowaniu ich historii ukryte s? tajniki powstania całego Systemu Słonecznego.
Orbity planetoid oraz ich wyst?powanie
[
edytuj
|
edytuj kod
]
Orbity wielu planetoid cechuje znaczny mimo?rod oraz to, ?e s? one bardzo g?sto rozmieszczone w pewnych obszarach Układu Słonecznego, co znaczy, ?e ich orbity s? podobne. Spora liczba planetoid kr???cych poza orbit? Neptuna wykazuje si? tak?e trajektoriami znacznie nachylonymi do ekliptyki.
Najcz??ciej wymieniane w literaturze astronomicznej grupy planetoid:
Wyst?powanie znanych planetoid w poszczegolnych grupach według stanu na 1 stycznia 2024 roku
[12]
:
Planetoidy s? niewielkimi ciałami kosmicznymi, w?rod ktorych nieliczne mog? wykaza? si? rozmiarami powy?ej 1000 km (w tej grupie nie ma ani jednej planetoidy z pasa głownego). Gdy chodzi o wskazanie jednoznacznej dolnej granicy rozmiarow dla tych ciał, sprawa si? bardziej komplikuje. Najmniejsze zaobserwowane podczas przelotu w pobli?u Ziemi planetoidy miały rozmiary kilku metrow. Zapewne istnieje ogromna liczba jeszcze mniejszych obiektow, ktore nale?ałoby raczej nazywa?
meteoroidami
. Wiele takich ?kosmicznych kamieni” wpada w
atmosfer? Ziemi
, daj?c zjawiska
meteoru
(popularnie ?spadaj?ca gwiazda”) lub
bolidu
(bardzo jasny obiekt, ktoremu towarzyszy cz?sto grzmot). Niektore bolidy nie rozpadaj? si? całkowicie w atmosferze i upadaj? na powierzchni? Ziemi. Odłamki takie s? nazywane
meteorytami
. Badanie ich daje szans? poznania budowy i składu chemicznego planetoid.
Cała masa materiału skalnego w pasie głownym zbli?ona jest do masy ziemskiego
Ksi??yca
. Najwi?ksza z planetoid
(1) Ceres
swoim kształtem przypomina planety (jest w przybli?eniu
elipsoid?
obrotow?), co zdaje si? potwierdza? hipotez?, ?e ukształtowała si? w podobny do planet sposob i dotrwała w prawie niezmienionej formie do dzi?. Ceres jest zaliczana do
planet karłowatych
. Natomiast najlepiej widoczna, ale mniejsza (4) Westa, ma mniej regularny kształt wynikły ze zderze? z mniejszymi obiektami i nie zalicza si? jej do planet karłowatych. Mo?na na nich dostrzec obszary jasne i ciemne, wzniesienia i du?e
kratery uderzeniowe
. Ich powierzchnie były dokładniej badane za pomoc? sondy kosmicznej
Dawn
.
Rownie? powierzchnie mniejszych planetoid usiane s? licznymi kraterami uderzeniowymi, na wi?kszo?ci z nich le?y warstwa
regolitu
. Bezpo?rednie badania za pomoc? sond kosmicznych ukazuj? obrazy ciał o nieregularnym kształcie, podobne do
ksi??ycow
Marsa, ktore ? według jednej z hipotez ? s? planetoidami przechwyconymi w przeszło?ci przez siły grawitacyjne tej planety.
W?rod planetoid mo?na wyro?ni? na podstawie badania
widma
nast?puj?ce
klasy spektralne
:
- klasa C
? w składzie powierzchni przewa?a
w?giel
i zwi?zki w?gla, planetoidy te maj? małe
albedo
, s? bardzo ciemne, najcz??ciej spotykane
- klasa S
? planetoidy, na ktorych powierzchni stwierdza si? wyst?powanie du?ej ilo?ci materiału
krzemianowego
i pyłu, najbli?sze
Sło?cu
, ich albedo to 0,07-0,23, stanowi? 15% planetoid
- klasa M
? planetoidy o składzie
niklowo
-
?elazowym
, metaliczne, najprawdopodobniej odsłoni?te w wyniku kolizji j?der starych planetoid
- klasa E
? planetoidy, w ktorych widmach wyst?puje
minerał
enstatyt
, rzadkie
- klasa V
? skład chemiczny powierzchni podobny do klasy S, jednak dodatkowo wyst?puje tam podwy?szony udział
piroksenu
, bazaltowe, najprawdopodobniej s? odłamkami
(4) Vesta
- klasa G
? podgrupa klasy C, charakterystyczna du?a zawarto?? w?gla, jednak?e w
nadfiolecie
wyst?puj? dodatkowe
linie absorpcyjne
; do tej klasy nale?y m.in.
Ceres
(
planeta karłowata
)
- klasa B
? podobne do klasy C i G, wykazuj? odst?pstwa w nadfioletowej cz??ci widma
- klasa F
? rownie? podgrupa klasy C, jednak z ro?nicami w ultrafioletowej cz??ci widma, dodatkowo brak linii absorpcyjnych na długo?ci fal
wody
- klasa P
? planetoidy o bardzo małym
albedo
, najja?niejsze w czerwonej cz??ci widma, w skład najprawdopodobniej wchodz?
krzemiany
z udziałem zwi?zkow w?gla, wyst?puj? na zewn?trznych obrze?ach
pasa głownego
- klasa D
? planetoidy o podobnym składzie jak klasa P, maj? małe albedo i s? najja?niejsze w czerwonej cz??ci widma
- klasa R
? planetoidy podobnie zbudowane jak klasy V, wykazuj? jednak du?y udział w składzie
oliwinu
i
piroksenu
- klasa A
? widmo tych planetoid wykazuje wyra?ne linie oliwinu, o ekstremalnie czerwonych liniach absorpcyjnych, rzadkie
- klasa T
? wykazuj? ciemne czerwonawe widmo w pasie 0,85 um, ro?ni? si? jednak od klas P i R, rzadkie, niezany jest ich skład, wyst?puj? głownie na zewn?trznych obszarach
pasa planetoid
.
Odkrywa si? tak?e coraz wi?cej planetoid posiadaj?cych swoje własne
naturalne satelity
. Wielu z towarzyszy planetoid ma niewiele mniejsze rozmiary od samych planetoid ? takie pary obiektow nazywamy
planetoidami podwojnymi
.
Planetoidy, b?d?c ciałami mało masywnymi, mog? by? wytr?cane ze swych orbit poprzez
grawitacyjne oddziaływanie
planet, w szczegolno?ci Jowisza. Ich trajektorie mog? si? wtedy znacznie zmienia?, tak ?e zdarzy? si? mo?e, ?e jaka? planetoida wejdzie na kurs kolizyjny z planet?. W przeszło?ci wydarzenia takie miały miejsce bardzo cz?sto; ich pozostało?ci mo?emy ogl?da? na powierzchni Ksi??yca, Merkurego, Marsa oraz wielu ksi??ycow planet. Rownie? powierzchnie
Ziemi
i Wenus nie s? wolne od
kraterow uderzeniowych
, jednak w przypadku tych planet zjawiska atmosferyczne i
wietrzenie
w wielu przypadkach skutecznie zatarły ?lady takich kosmicznych katastrof.
Nie ma podstaw do stwierdzenia, ?e kiedy? w przyszło?ci nie zdarzy si? kolejne uderzenie planetoidy w Ziemi? lub inn? planet? czy jaki? ksi??yc. Astronomowie coraz baczniej przygl?daj? si? przelatuj?cym w pobli?u naszej planety planetoidom, przede wszystkim tym z
grupy Atena
, gdy? s? one potencjalnie najwi?kszym zagro?eniem dla Ziemi. Uderzenie kilkukilometrowego ciała mogłoby doprowadzi? do bardzo powa?nych zniszcze?, a nawet do unicestwienia wielu gatunkow zwierz?t i by? mo?e ludzi.
W celu skwantyfikowania zagro?enia spowodowanego mo?liwym uderzeniem w Ziemi? przez planetoid?, stworzono
skal? Torino
i
skal? Palermo
. Skala Torino jest dziesi?ciostopniowa, z 10. (najwy?szym) stopniem zagro?enia odpowiadaj?cym kolizjom zagra?aj?cym istnieniu cywilizacji. Do tej pory obiektem o najwy?szym zagro?eniu w skali Torino był
(99942) Apophis
, ktory przez krotki okres w 2004 roku sklasyfikowany był na stopniu 4 w tej skali.
Wynik zderzenia pomi?dzy planetoidami zale?y od rozmiarow obiektow bior?cych w nim udział. Je?eli bardzo mała planetoida uderzy w znacznie wi?kszy obiekt, to wybije krater na jego powierzchni o rozmiarach ok. dziesi?? razy wi?kszych ni? własne. Poniewa? planetoidy s? znacznie mniejsze ni? planety, materiał wyrzucony z krateru ucieknie w przestrze? i rozpocznie samodzieln? w?drowk? wokoł Sło?ca. Orbita, po ktorej b?dzie si? porusza?, b?dzie jednak podobna do tej, ktor? miała uderzaj?ca planetoida i jest mo?liwe, ?e wyrzucony materiał uderzy znow w naznaczon? kraterem planetoid?.
Uderzenie wi?kszej planetoidy mo?e rozbi? trafiony obiekt. Jednak energia zderzenia mo?e by? zbyt mała, aby powstałe fragmenty mogły si? oddali? od siebie i przyci?ganie grawitacyjne sprawia, ?e tworzy si? nieregularna bryła gruzu. Nast?pne niewielkie uderzenia mog? rozbi? powierzchni? i pokry? t? brył? warstw? skał i pyłu. Przypadkowy obserwator nie b?dzie wtedy wiedział, ?e planetoida składa si? z wielu kawałkow.
Uderzenie du?ego ciała mo?e powodowa? nie tylko rozkruszenie planetoidy, ale i rozproszenie powstałych fragmentow. Wowczas tworz? one rodzin? planetoid, ktora nast?pnie mo?e rozci?ga? si? wzdłu? orbity rozbitego obiektu.
Małych planetoid jest znacznie wi?cej ni? du?ych. Na ka?d? planetoid? o ?rednicy wi?kszej ni? 10 km przypada kilkaset planetoid o ?rednicy ponad 1 km i kilkadziesi?t tysi?cy o ?rednicy wi?kszej ni? 0,1 km
[14]
. Dlatego powstawanie kraterow jest znacznie cz?stsze ni? rozbicie. Planetoidy, ktore zostały rozbite, wcze?niej mogły zosta? rozkruszone. Mimo ?e planetoidy poruszaj? si? głownie w jednym kierunku, czasem mog? zderza? si? z pr?dko?ci? kilku kilometrow na sekund?.
Ta sekcja jest niekompletna. Je?li mo?esz,
rozbuduj j?
.
- Zako?czone badania planetoid przez sondy kosmiczne
- Misje prowadzone aktualnie
- ↑
planetoidy
, [w:]
Encyklopedia PWN
[dost?p 2023-04-02]
.
- ↑
WikiPAD - - Planetoidy - historia
[online], astro.amu.edu.pl
[dost?p 2024-04-25]
(
ang.
)
.
- ↑
Edward Tedesco, Leo Metcalfe:
New study reveals twice as many asteroids as previously believed
. European Space Agency, 2002-04-04. [dost?p 2010-08-27].
(
ang.
)
.
- ↑
Two Asteroids to Pass by Earth Wednesday
. NASA Jet Propulsion Laboratory, 2010-09-07. [dost?p 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]. Mi?dzynarodowa Unia Astronomiczna. [dost?p 2017-11-09].
(
ang.
)
.
- ↑
Marco
M.
Micheli
Marco
M.
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
[dost?p 2018-07-11]
(
ang.
)
.
- ↑
Teleskop VLT z ESO obserwuje przyspieszenie 'Oumuamua. Nowe wyniki wskazuj?, ?e mi?dzygwiezdny podro?nik 'Oumuamua jest komet?
. ESO Polska, 2018-06-27. [dost?p 2018-07-15].
(
pol.
)
.
- ↑
Leszek Czechowski:
Planety widziane z bliska
. Warszawa: Wiedza Powszechna, 1985.
Brak numerow stron w ksi??ce
- ↑
Imke de Pater, Jack Lissauer:
Planetary Sciences
. Cambridge, 2001.
Brak numerow stron w ksi??ce
- ↑
JPL Small-Body Database Search Engine
. [dost?p 2024-01-01].
(
ang.
)
.
? baza danych małych ciał Układu Słonecznego Jet Propulsion Laboratory.
- ↑
Marek ?bik, Meteory i meteoryty, 2020
- ↑
ekonews063.pdf, s. 5
(
ang.
)
.
- ↑
Loty kosmiczne ? Misja Rosetta
(
pol.
)
.
- ↑
Karen
K.
Northon
Karen
K.
,
NASA’s Dawn Mission to Asteroid Belt Comes to End
, ?NASA”, 1 listopada 2018
[dost?p 2018-11-03]
(
ang.
)
.
- ↑
Didymos & Dimorphos
[online], NASA Solar System Exploration, 27 wrze?nia 2003
[dost?p 2003-09-27]
.
- ↑
Josh Handal, Justyna Surowiec, Michael Buckley:
NASA’s DART Mission Hits Asteroid in First-Ever Planetary Defense Test
. NASA, 2022-09-27. [dost?p 2022-09-27].
(
ang.
)
.
- ↑
Evan
E.
Gough
Evan
E.
,
Here’s the Asteroid Hayabusa2 is Going to be Visiting Next
[online], Universe Today, 5 stycznia 2021
[dost?p 2022-05-27]
(
ang.
)
.
- ↑
Japan's Hayabusa2 aims to probe asteroid '1998KY26' in 2031
, ?The Mainichi Newspapers”, 15 wrze?nia 2020
[dost?p 2020-09-15]
[zarchiwizowane z
adresu
2020-09-15]
(
ang.
)
.
- ↑
Hubert
H.
Bartkowiak
Hubert
H.
,
Wystartował OSIRIS-REx, czyli do asteroidy i z powrotem
[online], kosmonauta.net, 9 wrze?nia 2016
[dost?p 2016-09-13]
(
pol.
)
.
- ↑
D.S. Lauretta, E.B. Bierhaus, R.P. Binzel, B.J. Bos:
OSIRIS-REx at Apophis: Opportunity for an Extended Mission
. [w:]
Apophis T?9 Years: Knowledge Opportunities for the Science of Planetary Defense
[on-line]. 6 listopada 2020. [zarchiwizowane z
tego adresu
(2023-03-27)].
(
ang.
)
.
- ↑
Psyche. Mission to a Metal-Rich World
[online], NASA
[dost?p 2023-10-13]
(
ang.
)
.
- ↑
Jason
J.
Costa
Jason
J.
,
Liftoff of NASA’s Psyche and DSOC Experiment!
[online],
NASA
, 13 pa?dziernika 2023
[dost?p 2023-10-13]
(
ang.
)
.
Przeloty
|
|
---|
Orbitery
|
|
---|
L?downiki
i impaktory
|
|
---|
Misje nieudane
|
|
---|
Przyszłe misje
|
|
---|
Misje anulowane
|
|
---|
- Pogrubieniem
zaznaczono misje aktualnie prowadzone.