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] .

Powstanie planetoid [ edytuj | edytuj kod ]

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:

• Wulkanoidy ? hipotetyczne planetoidy, ktore maj? kr??y? wokoł Sło?ca po orbitach wewn?trz trajektorii Merkurego . Dotychczas nie zaobserwowano ?adnych takich ciał.
• Planetoidy bliskie Ziemi , ktorych orbity przecinaj? orbit? Ziemi, b?d? zbli?aj? si? do niej:
  • Grupa Atiry ? planetoidy, ktorych orbity znajduj? si? całkowicie wewn?trz orbity ziemskiej (np. (163693) Atira ).
  • Grupa Atena ? planetoidy te poruszaj? si? po trajektoriach przewa?nie wewn?trz orbity Ziemi (np. (2062) Aten ).
  • Grupa Apolla ? planetoidy przecinaj?ce nie tylko orbit? Ziemi, ale rownie? Wenus (np. (1862) Apollo ).
  • Grupa Amora ? planetoidy, ktore zbli?aj? si? ku orbicie Ziemi w swoim biegu wokoł Sło?ca (np. (1221) Amor czy (433) Eros ).
• Pas planetoid ? zawiera planetoidy, ktore obiegaj? Sło?ce najcz??ciej pomi?dzy orbitami Marsa i Jowisza po orbitach z niejednokrotnie sporym mimo?rodem. W pasie tym wyst?puje najwi?cej znanych planetoid (ok. 89%), np. (4) Westa . Cz?sto wyst?puj? w rodzinach planetoid o podobnych parametrach orbit i wła?ciwo?ciach fizycznych.
• Troja?czycy ? planetoidy kr???ce po orbitach planet, w pobli?u tzw. punktow Lagrange’a . Najwi?cej takich planetoid towarzyszy Jowiszowi , znane s? tak?e obiekty na orbitach Neptuna , Marsa , Ziemi i Urana . Do troja?czykow Jowisza nale?y np. (588) Achilles .
• Centaury ? kr??? przewa?nie pomi?dzy orbitami Saturna i Neptuna. Do tej grupy nale?y np. (2060) Chiron .
• Obiekty transneptunowe ; wyro?niamy tu:
  • obiekty z Pasa Kuipera , w tym:
    • Plutonki ? planetoidy poruszaj?ce si? w rezonansie orbitalnym 3:2 z Neptunem, jak (134340) Pluton , (38083) Rhadamanthus i (38628) Huya .
    • Twotino ? obiekty poruszaj?ce si? w rezonansie orbitalnym 2:1 z Neptunem, np. 1996 TR ₆₆ .
    • Cubewano ? planetoidy, ktore kr???c w Pasie Kuipera, nie wykazuj? ?adnych rezonansow orbitalnych, np. (15760) Albion , (50000) Quaoar , (20000) Waruna .
  • Obiekty z dysku rozproszonego ? np. (136199) Eris czy 2002 TC ₃₀₂ .
  • Obiekty odł?czone ? przedstawicielk? tej grupy jest (90377) Sedna ; przypuszczalnie pochodz? z wewn?trznego Obłoku Oorta .

Wyst?powanie planetoid [ edytuj | edytuj kod ]

Wyst?powanie znanych planetoid w poszczegolnych grupach według stanu na 1 stycznia 2024 roku ^[12] :

Wyst?powanie planetoid	Liczba nazwanych	Liczba ponumerowanych	Liczba wszystkich w bazie JPL
Grupa Atiry	2	8	32
Grupa Atena	14	258	2680
Grupa Apolla	75	1613	19 139
Grupa Amora	81	1292	12 123
Przecinaj?ce orbit? Marsa	273	6445	25 671
wewn?trzna cz??? pasa planetoid	264	10 936	28 825
głowny pas planetoid	22 634	593 187	1 193 077
zewn?trzna cz??? pasa planetoid	794	18 370	41 167
Troja?czycy Jowisza	310	6791	13 116
Centaury	23	159	743
Obiekty transneptunowe	39	926	4594
planetoidy o orbicie hiperbolicznej	1	0	5
inne	2	15	126
RAZEM PLANETOID	24 512	640 000	1 341 298
w tym NEA (4 pierwsze grupy)	172	3171	33 974
w tym PHA z ro?nych grup	48	825	2399

Cechy fizyczne planetoid [ edytuj | edytuj kod ]

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.

Powierzchnie planetoid [ edytuj | edytuj kod ]

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.

Typy planetoid ^[13] [ edytuj | edytuj kod ]

  Osobny artykuł: Typy spektralne planetoid .

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 .

Ksi??yce planetoid [ edytuj | edytuj kod ]

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 .

Zderzenia planetoid [ edytuj | edytuj kod ]

Kolizje z planetami [ edytuj | edytuj kod ]

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.

Zderzenia pomi?dzy sob? [ edytuj | edytuj kod ]

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?.

Badania planetoid [ edytuj | edytuj kod ]

  Ta sekcja jest niekompletna. Je?li mo?esz, rozbuduj j? .

Misje kosmiczne [ edytuj | edytuj kod ]

Zako?czone badania planetoid przez sondy kosmiczne

• sonda Galileo ? planetoidy (951) Gaspra (rok 1991) oraz (243) Ida wraz z ksi??ycem Daktylem (1993);
• sonda NEAR Shoemaker ? badała planetoidy (253) Mathilde (1997) oraz (433) Eros (finałowe l?dowanie 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 planetoid? (5535) Annefrank (2002);
• sonda Hayabusa ? stała si? sztucznym satelit? planetoidy (25143) Itokawa , dokonała l?dowania i zdołała opu?ci? jej powierzchni? (2005);
• sonda New Horizons ? przelot obok planetoidy (132524) APL (2006);
• sonda Rosetta ? przelot koło planetoidy (2867) ?teins (2008) i koło planetoidy (21) Lutetia (2010) ^[15] ;
• sonda Dawn ? badania planetoidy (4) Westa (lipiec 2011 ? wrzesie? 2012); badanie planety karłowatej (1) Ceres (luty 2015 ? pa?dziernik 2018 ^[16] );
• sonda Chang’e 2 ? przelot obok planetoidy (4179) Toutatis (2012);
• sonda New Horizons ? badanie (134340) Plutona i jego ksi??ycow (2015) oraz jednego z obiektow Pasa Kuipera (486958) Arrokoth (2019);
• DART ? start 24 listopada 2021 roku ^[17] , kolizja impaktora z Dimorphosem ? ksi??ycem planetoidy Didymos 27 wrze?nia 2022 roku ^[18] .

Misje prowadzone aktualnie

• Hayabusa 2 ? w 2019 roku pobrała probki z planetoidy (162173) Ryugu i dostarczyła je na Ziemi? w roku 2020; planowane jeszcze przeloty w pobli?u (98943) 2001 CC ₂₁ w lipcu 2026 roku ^[19] oraz blisko 1998 KY ₂₆ w lipcu 2031 roku ^[20] ;
• sonda New Horizons ? po roku 2019 ? badanie obiektow Pasa Kuipera w zasi?gu kamer sondy;
• sonda OSIRIS-REx ? start 8 wrze?nia 2016 roku ^[21] , pobranie probek z planetoidy (101955) Bennu w 2020 roku i dostarczenie ich na Ziemi? w roku 2023; nast?pnie w ramach misji rozszerzonej OSIRIS-APEX badanie planetoidy (99942) Apophis ^[22] ;
• Lucy ? sonda kosmiczna NASA, ktora ma zbada? planetoidy troja?skie , wystrzelona 16 pa?dziernika 2021 roku; misja ma potrwa? 12 lat;
• Psyche ? sonda kosmiczna NASA, ktora w latach 2029?2031 ma bada? planetoid? (16) Psyche ^[23] , wystrzelona 13 pa?dziernika 2023 roku ^[24] .

Zobacz te? [ edytuj | edytuj kod ]

Zobacz multimedia zwi?zane z tematem: Planetoida

• lista ponumerowanych planetoid
• lista planetoid z ksi??ycami
• mezoplaneta
• planeta karłowata
• przerwy Kirkwooda
• system oznaczania i nazewnictwa planetoid

Uwagi [ edytuj | edytuj kod ]

Przypisy [ edytuj | edytuj kod ]

Linki zewn?trzne [ edytuj | edytuj kod ]

Zobacz hasła planetoida i  asteroida w Wikisłowniku

• Film obrazuj?cy wzrost liczby odkrytych planetoid w latach 1980?2010
• Planetoidy (asteroidy) , kanał Astronarium na YouTube , 3 lutego 2018 [dost?p 2023-11-09].