Aktywne planetoidy to stosunkowo niedawno zdefiniowana i rozpoznana klasa ciał w Układzie Słonecznym. Są one niezwykłe, bowiem łączą w sobie cechy planetoid (w szczególności typowe dla nich orbity wokółsłoneczne) oraz właściwości fizyczne komet. Pod względem morfologicznym posiadają comę i warkocz, jednak ich trajektorie są najczęściej podobne do orbit tych planetoid, które obiegają Słońce wewnątrz orbity Jowisza.
Pierwszym odkrytym obiektem tego typu była planetoida 1979 OW7, odkryta po raz pierwszy w roku 1979, po czym ponownie uznana za kometę przez Erica Elst i Guido Pizarro w 1996 roku. Obecnie jest ona znana jako 133P/Elst-Pizarro. Znane dziś, pozostałe planetoidy aktywne to 176P/LINEAR, 259P/2008 R1 (Garradd), 324P/2010 R2 (La Sagra), 2010 A2 (LINEAR),596 Scheila, 288P/300163, 331P/2012 F5 (Gibbs), P/2012 T1, Ceres, 311P/2013 P5, P/2013 R3, 313P/2014 S4 (Gibbs), (62412) 2000 SY178, P/2015 X6, P/2016 G1 i P/2016 J1. Pewne mniej oczywiste przejawy aktywności (utrata masy) zauważono również w przypadku obiektów 3200 Phaethon, 2201 Oljato i 107P/Wilson-Harrington.
Aktywność planetoid jest dziś tłumaczona różnymi zjawiskami. Jednym z nich jest sublimacja zawartego w planetoidach lodu Aktywność obiektu 133P/Elst-Pizarro jest przykładowo nawracająca i możliwa do zaobserwowania w każdym z jego ostatnich trzech maksymalnych zbliżeń do Słońca. Ta okresowość stoi w sprzeczności z teorią, że aktywność jest raczej wynikiem zderzeń z innymi małymi ciałami Układu Słonecznego. Proces sublimacji zdaje się natomiast dość dobrze ją wyjaśniać, tym bardziej że sublimacja lodu wodnego jest typowa także dla komet.
Innym dość powszechnie uznawanym powodem aktywności planetoid mogą być zderzenia pomiędzy nimi. W rzeczywistości jednak oddziaływania tego typu są dość rzadkie. Możliwe są jednak również pęknięcie rotacyjne, w wyniku których szybko obracająca się planetoida traci swą masę dośrodkowo. Pewne trudności związane są jednak z faktem, że w takim modelu rotacja powinna prowadzić do wyrzutów materii mniej więcej ciągle, przez cały czas, a nie tylko w pobliżu peryhelium obiektu.
Za aktywność mogą też teoretycznie odpowiadać efekty elektrostatyczne i termiczne. Te ostatnie mogą na przykład prowadzić do wyrzucania cząsteczek pyłu z silnie nagrzanych powierzchnia asteroid. Termiczne pęknięcie występują wtedy, gdy naprężenia przewyższają wytrzymałość na rozciąganie danego materiału. Uwodnione minerały (gliny, serpentyny itp.) mogą po silnym podgrzaniu tracić zawartą w nich wodę, co prowadzi bezpośrednio do pękania nagrzewanych powierzchni (podobnie jak w przypadku wysuszanego promieniami słońca błota). Takie efekty mogą odpowiadać za utratę masy w przypadku asteroidy Phaethon w pobliżu jej punktu peryhelium.
Pod uwagę brane jest również ciśnienie promieniowania, które, walcząc z siłami grawitacji, dąży do usunięcia niezwiązanych silnie cząsek z powierzchni planetoid. W pobliżu Słońca może ono teoretycznie dość efektywnie wymiatać pył z ciał o wielkości jednego kilometra. W połączeniu z innymi procesami może to skutkować dalszą utratą materii przez planetoidy.
Porównanie tych procesów w konfrontacji z próbką 11 znanych planetoid aktywnych przedstawione jest m. in. w pracy The Active Asteroids autorstwa Dave.a Jewitta.
Zdjęcie: obiekt 133P/Elst-Pizarro zarejestrowany z pomocą 2,2-metrowego teleskopu należącego do University of Hawaii i znajdującego się na szczycie Mauna Kea we wrześniu 2002 roku. Długi ślad cząstek pyłu przecina obraz od lewego górnego aż do prawego dolnego rogu. Widoczne są tu także rozmyte gwiazdy pola i odległe galaktyki. Ich obrazy są efektem specyficznego ruchu teleskopu, który musiał śledzić nietypowy dla gwiazd, szybki ruch planetoidy.
Źródło: Hsieh et al. (2004).
Czytaj więcej: