Planetoida - Polski Serwis Naukowy

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 centralną (w Układzie Słonecznym - 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.

Kometa – małe ciało niebieskie poruszające się w układzie planetarnym, które na krótko pojawia się w pobliżu gwiazdy centralnej. Ciepło tej gwiazdy powoduje, że wokół komety powstaje koma, czyli gazowa otoczka. W przestrzeń kosmiczną jądro komety wyrzuca materię, tworzącą dwa warkocze kometarne – gazowy i pyłowy, skierowane pod różnymi kątami do kierunku ruchu komety. Gazowy warkocz komety jest zawsze zwrócony w kierunku przeciwnym do gwiazdy, co spowodowane jest oddziaływaniem wiatru słonecznego, który "wieje" zawsze od gwiazdy. Pyłowy warkocz składa się z drobin zbyt masywnych, by wiatr słoneczny mógł znacząco zmienić kierunek ich ruchu.
Pirokseny – grupa bardzo rozpowszechnionych minerałów skałotwórczych o strukturze wewnętrznej odpowiadającej krzemianom łańcuchowym i ogólnym wzorze:

Obecnie znanych jest ponad 570 tys. planetoid (w tym ponad 310 tys. ponumerowanych), z których większość porusza się po orbitach nieznacznie nachylonych do ekliptyki, pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza – w tzw. głównym pasie planetoid oraz w pasie Kuipera. W przypadku tej ostatniej grupy nachylenie do ekliptyki może być znaczne.

Oliwiny – grupa minerałów zaliczana do krzemianów. Mają zazwyczaj barwę zieloną w odcieniach, ale też brązową, czarną a wyjątkowo są białe lub bezbarwne.
Jednostka astronomiczna (skrót j.a., po angielsku AU, astronomical unit) jest to jednostka odległości używana w astronomii, równa 149 597 870 691 ± 30 m. Dystans ten odpowiada średniej odległości Ziemi od Słońca.

Trudno oszacować całkowitą liczbę występujących w Układzie Słonecznym planetoid; 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.

Powstanie planetoid

Reguła Titiusa-Bodego przewiduje, że pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza (w odległości około 2,8 j.a 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 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 gazu – pierwotnej mgławicy, w której tak samo narodziło się Słońce. Z gazu mgławicowego, który w gigantycznym dysku wirował wokół Słońca, zaczęły się z wolna tworzyć większe skupiska materii. Powstawały nieduże, bliższe Słońca planety (Merkury, Wenus, Ziemia i Mars) oraz planety olbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran i Neptun). Pomiędzy Marsem a Jowiszem mogłaby utworzyć się teoretycznie kolejna planeta, jednakże – jak dziś się uważa - silne oddziaływanie grawitacyjne Jowisza nie dopuściło do tego. W ten sposób powstawały mniejsze i mało masywne ciała, których było bardzo wiele, a ich budowa mogła przypominać planety wewnętrzne. Silne oddziaływanie gigantycznego Jowisza wytrącało je z ich orbit, w wyniku czego zderzały się one często, zmieniając swoje trajektorie.

Deep Space 1 - bezzałogowa sonda kosmiczna należąca do serii sond Deep Space, wystrzelona 24 października 1998 za pomocą rakiety Delta, stanowiła część programu kosmicznego NASA o nazwie "New Millennium Program". Głównym celem misji było przetestowanie 12 zaawansowanych technologii, które miały obniżyć koszt i podwyższyć bezpieczeństwo przyszłych misji w kosmosie.
Twotino – typ obiektu z pasa Kuipera, określany także jako planetoida oraz obiekt transneptunowy. Cechą charakterystyczną tych ciał niebieskich jest to, iż występuje u nich rezonans orbitalny 2:1 z Neptunem; na jeden obieg twotino przypadają dwa obiegi Neptuna.

Stygnąc, zarówno planety wielkości Ziemi, jak i pierwotne planetoidy przybierały coraz bardziej skalistą postać, aż do obecnego wyglądu. Zderzenia między planetoidami doprowadzały niejednokrotnie do rozbicia wielu z nich na mniejsze obiekty, zaś 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. Teoria ta jednak nie jest popularyzowana i nie ma wiarygodnych dowodów na jej słuszność.

Planeta wewnętrzna to planeta, której orbita leży w wewnętrznym obszarze rozpatrywanego systemu planetarnego. W Układzie Słonecznym granicą części "wewnętrznej" i "zewnętrznej" jest pas planetoid, planetami wewnętrznymi są więc wszystkie planety skaliste: Merkury, Wenus, Ziemia i Mars.
Przerwy Kirkwooda są to przerwy między pierścieniami w pasie planetoid. Główną przyczyną powstawania tych przerw jest przyciąganie Jowisza, które wyrzuca z orbit planetoidy będące w ruchu synchronicznym z tą planetą. Przerwy te jako pierwszy zaobserwował Daniel Kirkwood w roku 1857, który także poprawnie wyjaśnił ich związek z rezonansem orbitalnym planetoid i Jowisza.

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.

Obłok Oorta (znany też pod nazwą Obłoku Öpika-Oorta) – hipotetyczny sferyczny obłok składający się z lodu, pyłu, gazów i planetoid obiegających Słońce w odległości od 300 do 100 000 j.a.[1] Rozciąga się on do około jednej czwartej odległości do Proxima Centauri i około tysiąckrotnie dalej niż Pas Kuipera i dysk rozproszony – gdzie krążą znane obiekty transneptunowe. Zewnętrzne granice Obłoku Oorta wyznaczają granicę grawitacyjnej dominacji Układu Słonecznego [2].
Stardust - amerykańska, bezzałogowa sonda kosmiczna, przeznaczona do badania komety Wild 2. Została wystrzelona 7 lutego 1999 z przylądka Canaveral na Florydzie. Spotkanie z kometą Wild 2 nastąpiło 2 stycznia 2004. 15 stycznia 2006 kapsuła z próbkami pyłu z warkocza komety wylądowała na terenie Utah Test and Training Range w USA, cała podróż trwała więc około 7 lat.

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 ultrafiolecie występują dodatkowe linie absorpcyjne; do tej klasy należy m.in. Ceres (planeta karłowata)

klasa B – podobne do klasy C i G, wykazują odstępstwa w ultrafioletowej 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

Orbity planetoid oraz ich występowanie

Orbity wielu planetoid cechuje znaczny mimośród oraz to, iż są one bardzo gęsto rozmieszczone w pewnych obszarach Układu Słonecznego, a co za tym idzie, orbity ich są podobne do siebie. Spora ilość planetoid krążących poza orbitą Neptuna wykazuje się także trajektoriami znacznie nachylonymi do ekliptyki.

Pas planetoid – obszar rozciągający się pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. W obszarze tym znajduje się wiele małych ciał niebieskich – planetoid, z których znane są już setki tysięcy. 220 planetoid ma średnicę przekraczającą 100 km. Łączna masa wszystkich obiektów w pasie planetoid szacowana jest na 2,3×1021 kg i jest tylko pięć razy mniejsza od masy Plutona.
Grawitacja (ciążenie powszechne) - jedno z czterech oddziaływań podstawowych, będące zjawiskiem naturalnym polegającym na tym, że wszystkie obiekty posiadające masę oddziałują na siebie wzajemnie przyciągając się.

Najczęściej wymieniane w literaturze astronomicznej grupy planetoid:

Wulkanoidy
Hipotetyczne planetoidy, które mają krążyć wokół naszej Dziennej Gwiazdy po orbitach wewnątrz trajektorii Merkurego.

Planetoidy, których orbity znajdują się bliżej Słońca (częściowo lub całkowicie) niż orbita Marsa

Grupa Amora – są to planetoidy, które zbliżają się ku orbicie Ziemi w swoim biegu wokół Słońca (np. 1221 Amor czy 433 Eros).

Grupa Apolla – te planetoidy przecinają nie tylko orbitę Ziemi, ale również Wenus. Nazwane od pierwszego ich odkrytego przedstawiciela 1862 Apollo.

Grupa Atena – planetoidy te poruszają się po trajektoriach wewnątrz orbity Ziemi (np. 2062 Aten od którego wzięła nazwę cała ta grupa).

Planetoidy pasa głównego
Są to 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 tzw. punktach Lagrange'a. Najwięcej takich planetoid towarzyszy Jowiszowi, znane są także obiekty na orbicie Neptuna i Marsa. Do trojańczyków Jowisza należy np. 588 Achilles.

Centaury - krążące przeważnie pomiędzy orbitami Saturna i Neptuna. Do tej grupy należy np. 2060 Chiron.

Planetoidy 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. (20161) 1996 TR66.

Cubewano – planetoidy, które krążąc w pasie Kuipera, nie wykazują żadnych rezonansów orbitalnych, np. (15760) 1992 QB1, 50000 Quaoar, 20000 Waruna.

obiekty z dysku rozproszonego – np. 136199 Eris czy (84522) 2002 TC302

obiekty z wewnętrznego obłoku Oorta – przedstawicielką tej grupy prawdopodobnie jest 90377 Sedna

Merkury – najmniejsza i najbliższa Słońcu planeta Układu Słonecznego. Jako planeta wewnętrzna znajduje się dla ziemskiego obserwatora zawsze bardzo blisko Słońca, dlatego jest trudna do obserwacji. Mimo to należy do planet widocznych gołym okiem i była znana już w starożytności. Merkurego dojrzeć można jedynie tuż przed wschodem lub tuż po zachodzie Słońca.
Linia spektralna — ciemna lub jasna linia w jednolitym, ciągłym widmie, powstającą wskutek nadmiaru lub deficytu fotonów (w porównaniu z pobliskimi częstotliwościami) w wąskim zakresie częstotliwości.

czytaj dalej: [2], [3]

w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)