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). 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 maju 2022 roku znanych było ponad 1,2 mln planetoid (w tym ponad 614 tys. ponumerowanych, z czego ponad 23 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 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:

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 27 maja 2022 roku[10]:

Występowanie
planetoid
Liczba
nazwanych
Liczba
ponumerowanych
Liczba wszystkich
w bazie JPL
Grupa Atiry2828
Grupa Atena132552263
Grupa Apolla74156716 265
Grupa Amora77127510 470
Przecinające orbitę Marsa270613222 768
wewnętrzna część pasa planetoid25410 63826 114
główny pas planetoid21 347569 8261 076 169
zewnętrzna część pasa planetoid78517 60936 990
Trojańczycy Jowisza305629711 965
Centaury23159673
Obiekty transneptunowe399094184
planetoidy o orbicie hiperbolicznej103
inne215126
RAZEM PLANETOID23 192614 6901 208 018
w tym NEA (4 pierwsze grupy)166310529 026
w tym PHA z różnych grup468052247

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 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

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 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

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 według 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 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

Misje kosmiczne

Zakończone badania planetoid przez sondy kosmiczne
Misje prowadzone aktualnie

Zobacz też

Uwagi

  1. 27 maja 2022 roku: 1 208 018 planetoid, w tym 614 690 ponumerowanych, z czego 23 192 nazwanych (w tym 1 o orbicie hiperbolicznej), oraz 593 328 nieponumerowanych, według danych z bazy danych NASA/JPL/SSD: How Many Solar System Bodies., JPL Small-Body Database Search Engine, 27 maja 2022 (ang.). oraz Lista ponumerowanych planetoid MPC (ang.).

Przypisy

  1. Edward Tedesco, Leo Metcalfe: New study reveals twice as many asteroids as previously believed (ang.). European Space Agency, 2002-04-04. [dostęp 2010-08-27].
  2. Two Asteroids to Pass by Earth Wednesday (ang.). NASA Jet Propulsion Laboratory, 2010-09-07. [dostęp 2013-08-23]. [zarchiwizowane z tego adresu (2014-08-11)].
  3. Solar System Exploration: Planets: Asteroids: Read More, NASA (ang.).
  4. Small Asteroid or Comet ‘Visits’ from Beyond the Solar System (ang.). NASA, 2017-10-26.
  5. MPEC 2017-V17 : NEW DESIGNATION SCHEME FOR INTERSTELLAR OBJECTS (ang.). W: Minor Planet Center Electronic Circular [on-line]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna. [dostęp 2017-11-09].
  6. Marco Micheli i inni, Non-gravitational acceleration in the trajectory of 1I/2017 U1 (‘Oumuamua), „Nature”, 559 (7713), 2018, s. 223–226, DOI10.1038/s41586-018-0254-4, ISSN 0028-0836 [dostęp 2018-07-11] (ang.).
  7. Teleskop VLT z ESO obserwuje przyspieszenie 'Oumuamua. Nowe wyniki wskazują, że międzygwiezdny podróżnik 'Oumuamua jest kometą (pol.). ESO Polska, 2018-06-27. [dostęp 2018-07-15].
  8. Leszek Czechowski: Planety widziane z bliska. Warszawa: Wiedza Powszechna, 1985.
  9. Imke de Pater, Jack Lissauer: Planetary Sciences. Cambridge, 2001.
  10. JPL Small-Body Database Search Engine (ang.). [dostęp 2022-05-27]. – baza danych małych ciał Układu Słonecznego Jet Propulsion Laboratory.
  11. ekonews063.pdf, s. 5 (ang.).
  12. Loty kosmiczne – Misja Rosetta (pol.).
  13. Karen Northon, NASA’s Dawn Mission to Asteroid Belt Comes to End, „NASA”, 1 listopada 2018 [dostęp 2018-11-03] (ang.).
  14. Evan Gough, Here’s the Asteroid Hayabusa2 is Going to be Visiting Next, Universe Today, 5 stycznia 2021 [dostęp 2022-05-27] (ang.).
  15. Japan's Hayabusa2 aims to probe asteroid '1998KY26' in 2031, „The Mainichi Newspapers”, 15 września 2020 [dostęp 2020-09-15] [zarchiwizowane z adresu 2020-09-15] (ang.).
  16. Hubert Bartkowiak, Wystartował OSIRIS-REx, czyli do asteroidy i z powrotem, kosmonauta.net, 9 września 2016 [dostęp 2016-09-13] (pol.).

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Asteroidsscale.jpg
This composite image shows the comparative sizes of eight asteroids.
Solar System XXX.png
This is a revised version of Solar_System_XXIX.png.
Asteroid 2004 FH.gif

Timelapse of Asteroid 2004 FH's flyby (NASA/JPL Public Domain)

2004 FH is the centre dot being followed by the sequence; the object that flashes by near the end is an artificial satellite.
243 ida.jpg
This color picture is made from images taken by the imaging system on the Galileo spacecraft about 14 minutes before its closest approach to asteroid 243 Ida on August 28, 1993, at a distance of about 10,500 kilometers (6,500 miles). The images used are from the sequence in which Ida's moon was originally discovered; the moon is visible to the right of the asteroid. This picture is made from images through the 4100-ångström (violet), 7560 Å (infrared) and 9680 Å (infrared) filters. The color is 'enhanced' in the sense that the CCD camera is sensitive to near-infrared wavelengths of light beyond human vision; a 'natural' color picture of this asteroid would appear mostly gray. Shadings in the image indicate changes in illumination angle on the many steep slopes of this irregular body as well as subtle color variations due to differences in the physical state and composition of the soil (regolith). There are brighter areas, appearing bluish in the picture, around craters on the upper left end of Ida, around the small bright crater near the center of the asteroid, and near the upper right-hand edge (the limb). This is a combination of more reflected blue light and greater absorption of near infrared light, suggesting a difference in the abundance or composition of iron-bearing minerals in these areas. Ida's moon also has a deeper near-infrared absorption and a different color in the violet than any area on this side of Ida. The moon is not identical in spectral properties to any area of Ida in view here, though its overall similarity in reflectance and general spectral type suggests that it is made of the same rock types basically. These data, combined with study of further imaging data and more detailed spectra from the Near Infrared Mapping Spectrometer, may allow scientists to determine whether the larger parent body of which Ida, its moon, and some other asteroids are fragments was a heated, differentiated object or made of relatively unaltered primitive chondritic material.
Planetoid crashing into primordial Earth.jpg
Artist's impression of a 1000km-diameter planetoid hitting a young Earth. Artist's description: "A planetoid plows onto the primordial Earth, during the eons of time when conditions were ripe for the development of life. It is possible that life of kinds unknown to us appeared repeatedly only to be destroyed in collisions like this one which could 'rework' the entire surface. Fortunately the average size of debris declined sharply through geologic time, but the supply of wayward rocks a few kilometers in size is by no means exhausted."
Ceres and Vesta, Moon size comparison.jpg
The asteroid (4) Vesta and the dwarf planet (1) Ceres shown alongside the Earth's Moon. The scale is 20 km/px.
InnerSolarSystem-pl.png
Rodzina planetoid Hilda