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 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.
Obecnie znanych jest ponad 670 tys. planetoid (w tym ponad 410 tys. ponumerowanych)[1], 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.
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[2] oraz dziesiątki milionów mniejszych[3][4].
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, z której również powstało 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 gazowe olbrzymy (Jowisz, Saturn, Uran i Neptun). Pomiędzy Marsem a Jowiszem mogłaby utworzyć się teoretycznie kolejna planeta, jednak – 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.
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.
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, 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.
Najczęściej wymieniane w literaturze astronomicznej grupy planetoid:
- Wulkanoidy – hipotetyczne planetoidy, które mają krążyć wokół Słońca po orbitach wewnątrz trajektorii Merkurego.
- Planetoidy, których orbity znajdują się bliżej Słońca (częściowo lub całkowicie) niż orbita Marsa
- 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. 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 orbitach Neptuna, Marsa i Ziemi. Do trojańczyków Jowisza należy np. (588) Achilles.
- Centaury - krążą 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. 1996 TR66.
- Cubewano – planetoidy, które krążąc w pasie Kuipera, nie wykazują żadnych rezonansów orbitalnych, np. 1992 QB1, (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 1 stycznia 2015 roku[5]:
Występowanie planetoid |
Liczba nazwanych |
Liczba ponumerowanych |
Liczba wszystkich w bazie JPL |
---|---|---|---|
Grupa Atiry | 1
|
3
|
14
|
Grupa Atena | 11
|
145
|
891
|
Grupa Apolla | 66
|
896
|
6423
|
Grupa Amora | 73
|
691
|
4630
|
Przecinające orbitę Marsa | 235
|
3679
|
13 297
|
wewnętrzna część pasa planetoid | 199
|
5310
|
12 271
|
główny pas planetoid | 17 421
|
389 016
|
604 129
|
zewnętrzna część pasa planetoid | 680
|
11 571
|
20 404
|
Trojańczycy Jowisza | 246
|
4060
|
6342
|
Centaury | 21
|
60
|
295
|
Obiekty transneptunowe | 23
|
251
|
1642
|
inne | 1
|
6
|
105
|
RAZEM PLANETOID | 18 977 | 415 688 | 670 443 |
w tym NEA (4 pierwsze grupy) | 151 | 1735 | 11 958 |
w tym PHA z różnych grup | 41 | 461 | 1531 |
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, kilkunastu czy kilkudziesięciu metrów. Zapewne istnieją ogromne ilości 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. Duże planetoidy (1) Ceres i (4) Westa kształtem swoim przypominają planety (są w przybliżeniu elipsoidami), co zdaje się potwierdzać hipotezę, iż ukształtowały się one w podobny do planet sposób i dotrwały w prawie niezmienionej formie do dziś. Można na nich dostrzec obszary jasne i ciemne, wzniesienia i duże kratery uderzeniowe. Ich powierzchnie zostaną dokładniej zbadane 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
Planetoidy, będąc ciałami mało masywnymi, mogą zostawać wytrącane ze swych orbit poprzez grawitacyjne oddziaływanie planet, w szczególności Jowisza. Ich trajektorie mogą się wtedy znacznie zmieniać, tak, iż 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 zatarło 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 większą planetoidę, to wybije krater na jej 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[6]. Dlatego powstawanie kraterów jest znacznie częstsze niż rozbicie. Planetoidy, które zostały rozbite, wcześniej mogły zostać rozkruszone. Mimo iż 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:
- 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)[7]
- sonda Chang’e 2 – przelot obok planetoidy (4179) Toutatis (2012).
Misje prowadzone aktualnie:
- od lutego 2015 – badanie planety karłowatej (1) Ceres;
- sonda New Horizons – lipiec 2015 – badanie (134340) Plutona i jego księżyców,
- 2016 - 2020 – badanie obiektów pasa Kuipera.
Planowane misje:
- sonda Hayabusa 2 – start w 2014, pobranie próbek z planetoidy (162173) 1999 JU3 i dostarczenie ich na Ziemię,
- sonda OSIRIS-REx – start w 2016, pobranie próbek z planetoidy (101955) Bennu w 2020 r. i dostarczenie ich na Ziemię.
Zobacz też
- lista ponumerowanych planetoid
- lista planetoid z księżycami
- mezoplaneta
- planeta karłowata
- planetoidy bliskie Ziemi
- przerwy Kirkwooda
- rodziny planetoid
- ↑ Na dzień 1 stycznia 2015 r.: 670 443 planetoid, w tym 415 688 ponumerowanych, z czego 18 977 nazwanych oraz 254 755 nie ponumerowanych, według danych z: NASA/JPL/SSD: How Many Solar System Bodies. oraz Lista ponumerowanych planetoid MPC (ang.) (Uwaga: plik ma ok. 20 MB)
- ↑ Edward Tedesco, Leo Metcalfe: New study reveals twice as many asteroids as previously believed. 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]. (ang.).
- ↑ Solar System Exploration: Planets: Asteroids: Read More, NASA (ang.)
- ↑ JPL Small-Body Database Search Engine. [dostęp 2015-01-01]. (ang.). – baza danych małych ciał Układu Słonecznego Jet Propulsion Laboratory
- ↑ ekonews063.pdf, str. 5 (ang.)
- ↑ Loty kosmiczne - Misja Rosetta (pol.)