Pásmo planétok: Rozdiel medzi revíziami

Viac ako polovica hmoty Pásma planétok je obsiahnutá v štyroch najväčších objektoch: [[1 Ceres]], [[4 Vesta]], [[2 Pallas]] a [[10 Hygiea]]. Všetky tieto telesá majú stredný [[priemer]] viac ako 400 [[Kilometer|km]], až na 1 Ceres, ktorý je jedinou [[Trpasličia planéta|trpasličou planétou]] v Pásme planétok, a jeho priemer je približne 950 km.<ref Veľkosťname="aldebaran">{{Cite ostatných telies sa zmenšuje až po častice prachu. Asteroidy v tejto oblasti sú natoľko roztiahnuté, že mnohé nepilotované [[Vesmírna sonda|vesmírne sondy]] tadiaľ preleteli bez problémov. Napriek tomu občas nastávajú kolízie medzi väčšími asteroidmi, pričom sa môžu vytvoriť [[rodina planétok|rodiny planétok]], ktorých členovia majú rovnaké [[obežné charakteristiky]] a zloženie. Kolízie sú tiež zdrojom prachu, ktorý je hlavnou zložkou pre vznik [[Zodiakálne svetlo|zodiakálneho svetla]]. Jednotlivé asteroidy vo vnútri Pásma planétok sú kategorizované podľa [[Spektrum|spektra]], pričom väčšina z nich spadá do troch základných skupín: [[Uhlík|uhlíkaté]] ([[Planétka typu C|C-typy]]), [[Kremičitan|kremičité]] ([[Planétka typu S|S-typy]]) a bohaté na [[kov]]y ([[Planétka typu M|M-typy]]).web

Asteroidy hlavného pásma nie sú vzorkami prvotnej slnečnej sústavy. Od svojho sformovania prešli značným vývojom, ktorý zahŕňa vnútorné roztavenie (prvých niekoľko desiatok miliónov rokov), povrchové roztavenie kvôli nárazom zvonku, vesmírna [[erózia]] z radiácie a bombardovanie [[mikrometeorit]]mi. Niektorí vedci pokladajú asteroidy za pozostatky planetezimál, iní ich pokladajú za odlišné.<ref>

Planétky v dráhovej rezonancii 4:1 s Jupiterom, ktoré majú polomer dráhy 2,06 [[AU]] môžu byť považované za vnútornú hranicu Pásma planétok. Poruchy spôsobované Jupiterom posielajú telesá na nestále obežné dráhy. Väčšina telies sformovaných vo vnútri polomeru tejto medzery bola pritiahnutá Marsom, ktorý má [[veľká polos|veľkú polos]] 1,5 AU, alebo vyvrhnutá gravitačnými poruchami v skorej histórii slnečnej sústavy.<ref>{{cite web
| author=Alfvén, H.; Arrhenius, G.
| year=1976
| url =http://history.nasa.gov/SP-345/ch4.htm
| title =The Small Bodies
| work=SP-345 Evolution of the Solar System
| publisher = NASA
| accessdate = 2007-04-12 }}</ref> Asteroidy [[Maďarská rodina (astronómia)|Maďarskej rodiny]] ležia bližšie k Slnku ako je dráhová rezonancia 4:1, ale pred poruchami sú chránené ich vysokou [[Inklinácia|inklináciou]] (sklonom dráhy k rovine [[ekliptika|ekliptiky]]).<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1990JRASC..84..123S The Hungaria group of minor planets]</ref>

Napriek populárnej predstave je Pásmo planétok tvorené väčšinou prázdnym priestorom. Asteroidy sú rozšírené na veľkom priestore, pričom by bolo veľmi ťažké niektorý z nich trafiť alebo zahliadnuť bez poriadneho mierenia. Aj napriek tomu sú dnes známe stotisíce asteroidov a konečné číslo sa pohybuje v miliónoch alebo viac, v závislosti na veľkosti dolnej hranice. Je známych viac ako 200 asteroidov, ktoré majú priemer väčší ako 100 [[Kilometer|km]].<ref>{{cite web
[[infračervené žiarenie|Infračervené]] pozorovanielast naznačuje,= žeYeomans
Pásmo planétok| máfirst od= 700Donald 000 do 1,7 milióna asteroidov s priemerom 1 km a viacK.
[[Zdanlivá hviezdna| veľkosť]]date väčšiny= známychApril asteroidov26, je 11-19 s [[medián]]om okolo 16.2007

Celková hmota Pásma planétok je vypočítaná na 3,0×10²¹ až 3.6×10²¹ [[Kilogram|kg]], čo je približne 4 % hmoty [[Mesiac]]a.<ref name=Krasinskyetal2002>{{cite journal| authorlink= Georgij A. Krasinsky | first=G. A. | last= Krasinsky | coauthors=[[Elena V. Pitjeva|Pitjeva, E. V.]]; Vasilyev, M. V.; Yagudina, E. I. | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002Icar..158...98K| title=Hidden Mass in the Asteroid Belt| journal=Icarus| volume=158| issue=1| pages=98–105| month= July| year= 2002| doi=10.1006/icar.2002.6837}}</ref><ref name=Pitjeva2005>{{cite journal | last= Pitjeva | first=E. V. | authorlink= Elena V. Pitjeva | title= High-Precision Ephemerides of Planets—EPM and Determination of Some Astronomical Constants | journal= Solar System Research | year= 2005 | volume= 39 | issue= 3 | pages= 176 | url= http://iau-comm4.jpl.nasa.gov/EPM2004.pdf | format= [[PDF]] | doi= 10.1007/s11208-005-0033-2}}</ref> Štyri najväčšie objekty [[1 Ceres]], [[4 Vesta]], [[2 Pallas]] a [[10 Hygiea]] tvoria viac ako polovicu celkovej hmoty Pásma asteroidov, pričom takmer jednu tretinu tvorí 1 Ceres sám.<ref name=halfmass>For recent estimates of the masses of [[Ceres (dwarf planet)|Ceres]], [[4 Vesta]], [[2 Pallas]] and [[10 Hygiea]], see the references in the infoboxes of their respective articles.</ref> 1 Ceres má obežnú vzdialenosť 2,8 AU, ktorá je tiež vzdialenosťou centra hmoty Pásma planétok.<ref name="mnras244">{{cite journal

Uhlíkaté asteroidy, ako napovedá názov, sú bohaté na uhlík a prevažujú vo vonkajších oblastiach pásma.<ref Vname="ApJ133">{{cite tejto skupine sa nachádza približne 75 % viditeľných asteroidov. Sú viac [[červená|červené]] ako ostatné asteroidy a majú veľmi nízke [[albedo]]. Ich povrchové zloženie je podobné ako pri uhlíkato-chondritových [[meteorit]]och. Chemicky je ich [[spektrum]] podobné prvotnej kompozícii Slnečnej sústavy, s absenciou ľahkých a prchavých prvkov.journal

S-typy alebo kremičité asteroidy sa častejšie nachádzajú smerom k vnútorným oblastiam pásma, vo vnútri 2,5 AU Slnka.<ref Spektrumname="ApJ133" ich/><ref>{{cite povrchu prezrádza prítomnosť kremičitanov a nejakého kovu, ale bez významného obsahu uhlíka. Toto naznačuje výraznú zmenu od prvotného zloženia, pravdepodobne cez [[tavenie]]. Majú relatívne vysoké albedo a tvoria približne 17 % celkovej populácie asteroidov Pásma planétok.journal

M-typy (bohaté na kovy) tvoria približne 10 % celkovej populácie asteroidov, ich spektrum pripomína železo-niklové spektrum. Predpokladá sa, že niektoré vznikli z kovových jadier telies zničených pri kolízii. Nachádza sa tu však aj silikátová zložka, ktorá vytvára podobný vzhľad. Napríklad, zloženie veľké asteroidu typu M [[22 Kalliope]] sa nejaví ako kovové.<ref>{{cite Niejournal
je úplne| jasnéauthor=Margot, čiJ. súL.; všetkyBrown, M-typy zložením rovnaké alebo či je tu niekoľko podskupín, ktoré sa nedajú zaradiť ani do C- a. S-typovE.

Záhadou Pásma planétok sú relatívne vzácne [[Planétka typu V|V-typy]] alebo [[bazalt]]ické asteroidy.<ref name=Duffard>{{cite web|title=Two new basaltic asteroids in the Outer Main Belt|author=Duffard, R.; Roig, F.|year=2007|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0704.0230D|accessdate=2007-10-14}}</ref> Teórie formovania asteroidov predpokladajú, že objekty veľkosti 4 Vesta alebo väčšie sa sformovali z [[Planetárna kôra|kôry]] a plášťa, ktoré sa skladajú prevažne z bazaltických hornín, čo vyplýva z faktu, že viac ako polovica asteroidov je zložená z bazaltu alebo [[olivín]]u. Pozorovania ale zistili, že 99 % predpokladaného bazaltického materiálu chýba.<ref name=olivine>{{cite web|title=Strange Asteroids Baffle Scientists |author=Ker Than|year=2007|work=space.com|url=http://www.space.com/scienceastronomy/070821_basalt_asteroid.html|accessdate=2007-10-14}}</ref> Do roku [[2001]] sa verilo, že väčšina bazaltických telies objavených vo vnútri Pásma planétok pochádza z 4 Vesty (odtiaľ je odvodené aj písmeno "V" vo V-typoch). Avšak objav asteroidu [[1459 Magnya]] odhalil mierne rozdiely chemického zloženia, čo naznačuje odlišný pôvod.<ref name=olivine /> Táto hypotéza bola posilnená ďalším v roku [[2007]] objavom dvoch asteroidov [[7472 Kumakiri]] a [[(10537) 1991 RY16]] s rozdielnym bazaltickým zložením, ktoré nemôže pochádzať od 4 Vesty. Tieto dva asteroidy sú jediné V-typy objavené vo vnútornom Pásme planétok.<ref name=Duffard />

Teplota Pásma asteroidov sa mení v závislosti od vzdialenosti od Slnka. Pre prachové častice vo vnútri pásma je typické teplotné rozhranie od −73 °C (200 K) na 2,2 [[AU]] nadol až po −108 [[°C]] (165 K) vo vzdialenosti 3,2 AU.<ref>{{cite Kvôli [[rotácia|rotácii]] sa môže povrchová teplota asteroidov podstatne meniť, čo závisí od toho či je daná oblasť vystavená Slnku alebo hviezdnemu pozadiu.journal

Niekoľko na prvý pohľad obyčajných objektov vo vonkajšej oblasti pásma vykazuje [[Kométa|kométarnu]] aktivitu. Pretože ich [[obežná dráha]] sa nedá vysvetliť pomocou správania klasických komét, predpokladá sa, že mnohé z asteroidov pásma môžu byť ľadového zloženia s občasným roztápaním sa pri malých zrážkach. Kométy Pásma planétok môžu byť hlavným zdrojom vody pozemských [[oceán]]ov, pretože [[deutérium|deutério]]-[[vodík]]ové percento klasických komét je príliš nízke aby mohli byť hlavným zdrojom.<ref>[http://www.youtube.com/watch?v=B1W4NTmI5Bk Interview with David Jewitt]</ref>

Väčšina asteroidov Pásma planétok má obežnú [[Excentricita|excentricitu]] menšiu ako 0,4 a [[Inklinácia|inklináciu]] menšiu ako 30°. Rozdelenie [[Obežná dráha|obežných dráh]] asteroidov dosahuje maximum s excentricitou približne 0,07 a inklináciou pod 4°.<ref name="mpc">{{cite web
| last = Williams
| first = Gareth
|date=April 3, 2007
| url = http://cfa-www.harvard.edu/iau/lists/MPDistribution.html
| title = Distribution of the Minor Planets
| publisher = Minor Planets Center
| accessdate = 2007-04-15
}}</ref> Zatiaľ čo klasické asteroidy majú relatívne [[kruh]]ovú obežnú dráha a ležia v blízkosti roviny ekliptiky, niektoré obežné dráhy môžu byť vysoko excentrické alebo sa môžu nachádzať mimo roviny ekliptiky.

Názov ''hlavný pás'' sa niekedy používa na ohraničenie ''hlavnej'' oblasti s vysokou koncentráciou telies. Táto oblasť sa nachádza medzi 4:1 a 2:1 [[Kirkwoodova medzera]] na 2,6 až 3,27 [[AU]] s excentricitou menej ako 0,33 a inklináciou pod 20°. Táto "hlavná" oblasť obsahuje približne 93,4 % všetkých [[Planétka|planétok]] v Slnečnej sústave.<ref name="basedon1">This value was obtained by a simple count up of all bodies in that region using data for 120437 numbered minor planets from the [http://cfa-www.harvard.edu/iau/MPCORB.html Minor Planet Center orbit database], dated February 8, 2006.</ref>

Merania doby rotácie veľkých asteroidov v Pásme planétok zistili, že tu existuje dolná hranica. Žiaden asteroid s priemerom väčším ako 100 [[Meter|m]] nemá periódu otáčania menšiu ako 2,2 hodiny. Pre asteroidy otáčajúce sa rýchlejšie ako je približné táto hranica platí, že [[odstredivá sila]] na povrchu je väčšia ako [[gravitácia]], takže každý voľný materiál bude odhodený do priestoru. Avšak pevné objekty môžu byť schopné ešte rýchlejšieho otáčania. Z toho vyplýva, že väčšina asteroidov s priemerom väčším ako 100 m sú hromady suti vytvorené akumuláciou úlomkov a odpadu po zrážkach medzi asteroidmi.<ref>{{cite web

[[Veľká polos]] asteroidov slúži na popísanie rozmerov obežnej dráhy okolo Slnka, a jej hodnoty určujú [[Doba obehu|dobu obehu]]. V roku [[1866]] [[Daniel Kirkwood]] zverejnil objav medzier vo vzdialenosti týchto obežných dráh od Slnka. Nachádzajú sa v miestach, kde doba otáčania asteroidov okolo Slnka je celočíselným zlomkom obežnej doby [[Jupitera]]. Podľa Kirkwooda, gravitačné poruchy planét viedli k vyčisteniu týchto regiónov od asteroidov.<ref>{{cite journal

Ak stredná doba obehu asteroidu je celočíselným [[zlomok|zlomkom]] obežnej doby Jupitera, vzniká dráhová rezonancia s [[Plynový obor|plynovým obrom]], ktorá je schopná zmeniť [[elementy dráhy]] asteroidu. Asteroidy, ktoré sa dostanú na obežnú dráhu v medzere,<ref>{{cite sú postupne vtláčané do iných obežných dráh s väčšou alebo menšou polosou obehu.journal

Hlavné medzery sa nachádzajú na 3:1, 5:2, 7:3 a 2:1 rezonancii s Jupiterom. Napríklad asteroid v 3:1 Kirkwoodovej medzere bude obiehať okolo Slnka trikrát pre každú joviálnu obežnú dráhu. Slabšie rezonancie nastávajú na polosiach s menším počtom asteroidov v okolí, ako je 8:3 rezonancia pre asteroidy s polosou 2,71 [[AU]].<ref name="iau160">{{cite web

Hlavná populácia asteroidov Pásma planétok je niekedy rozdelená do troch zón, čoho základom sú hlavné Kirkwoodove medzery. '''Zóna I''' leží medzi 4:1 rezonanciou (2,06 AU) a 3:1 rezonanciou (2,5 AU) Kirkwoodovych medzier. '''Zóna II''' pokračuje od konca zóny I až po 5:2 rezonancie medzery (2,82 AU). '''Zóna III''' sa ďalej tiahne od konca vonkajšej hrany zóny II až po 2:1 rezonanciu medzery (3,28 AU).<ref>{{cite journal | last=Klacka

V Pásme planétok kvôli väčšej hustote telies dochádza častejšie ku kolíziám asteoridov, ako v iných oblastiach slnečnej sústavy. Napriek tomu sú veľmi zriedkavé. Zrážky medzi telesami pásma so stredným polomerom 10 [[Kilometer|km]] sa vyskytujú približne raz za 10 miliónov rokov.<ref name="backman_report">{{cite web
| last=Backman
| first=D. E.
| date=March 6, 1998
| url=http://astrobiology.arc.nasa.gov/workshops/zodiac/backman/backman_toc.html
| title=Fluctuations in the General Zodiacal Cloud Density
| work=Backman Report
| publisher=NASA Ames Research Center
| accessdate=2007-04-04
}}</ref> Kolízia môže roztrhať asteroid na viac menších kusov (čo môže viesť k vytvoreniu novej [[Rodina planétok|rodiny planétok]]). Pri relatívne malých rýchlostiach môže kolízia naopak spojiť dve telesá, z ktorých sa vytvorí jeden väčší asteroid. Po viac ako 4 miliardách rokov takýchto procesov sa členovia Pásma asteroidov len veľmi málo podobajú pôvodným telesám.

Pásmo planétok tiež obsahuje veľké množstvo častíc veľkosti [[medziplanetárny prach|prachu]]. Tento materiál z časti vzniká pri kolíziách medzi asteroidmi a pri dopade [[miktometeorit]]ov na asteroidy. Vzhľadom na [[Poyntingov-Robertsonov efekt]], tlak [[Slnečná radiácia|slnečnej radiácie]] spôsobuje [[špirála|špirálové]] stáčanie tohto prachu smerom k Slnku.<ref name="apj392">{{cite journal

Kombinácia prachu asteroidov podobne ako aj vyvrhnutý materiál komét je zdrojom [[Zodiakálne svetlo|zodiakálneho svetla]]. Toto ružovkasté svetlo sa dá pozorovať v noci zo smeru Slnka v rovine ekliptiky. Častice, ktoré vytvárajú viditeľné zodiakálne svetlo majú veľkosť v priemere približne 40 μm. životnosť týchto častíc je približne 700 000 rokov. Pre zachovanie množstva častíc musia vznikať nové vo vnútri Pásma planétok.<ref name="apj392" />

1 Ceres je jediný objekt v Pásme planétok s dostatočne veľkou gravitáciou na to, aby ho vymodelovala do [[guľa]]tého tvaru. Preto je podľa rozhodnutia [[IAU]] z roku [[2006]] o definícii planéty dnes zaraďovaný medzi [[Trpasličia planéta|trpasličie planéty]]. Tri ďalšie veľké objekty budú v budúcnosti možno tiež preklasifikované. Ceres má oveľa väčšiu zdanlivú hviezdnu veľkosť ako ostatné, približne 3,32<!--ref>{{cite Totoweb sa mi nezdá, keby bol| Ceresdate naozaj= takýAugust jasný24, tak2006 by| smeurl ho= bez problémov videli aj bez ďalekohľaduhttp://www. Okrem toho, nie je najjasnejšia Vesta, či to sa mi iba zdá? -->iau2006. Dôvodom tohto môže byť povrchová pokrývka [[ľad]]uorg/mirror/www.iau.org/iau0602/index.html Podobne ako planéty je Ceres rozdelený, obsahuje [[Planetárna kôra|kôru]], [[planetárnytitle plášť|plášť]]= aThe [[JadroFinal planéty|jadro]].IAU VestaResolution jeon podobnethe rozdelená,Definition avšak vznikla vo vnútriof "snežnej líniePlanet", čoReady znamená,for žeVoting neobsahuje| žiadnupublisher vodu.= SkladáIAU sa| hlavneaccessdate z= [[čadič]]ových2007-03-02 minerálov}}</ref> akoTri jeďalšie [[olivín]].veľké Pallasobjekty jebudú nezvyčajný,v pretožebudúcnosti podobnemožno akotiež planétapreklasifikované.<ref>{{cite [[Urán (planéta)web|Urán]],title=IAU rotujedraft na strane, jedným [[Pól (vesmírne teleso)resolution|pólom]] otočeným k Slnku a druhým smerom von zo slnečnej sústavyyear=2006|url=http://www. Zložený je prevažne z [[uhlík]]a a [[kremík]]a (podobne ako Ceres)iau.org/iau0601.424.0.html|accessdate=2007-10-20}}</ref><ref Hygiea je uhlíkatý asteroid, ale na rozdiel od ostatných veľkých asteroidov leží relatívne blízko k rovine ekliptiky.name=dwarf>

V roku [[1918]] japonský [[astronóm]] [[Kiyotsugu Hirayama]] zistil, že obežné dráhy niektorých asteroidov majú podobné vlastnosti, čo z nich vytvára rodiny a skupiny.<ref>{{cite web

Približne jedna tretina všetkých asteroidov Pásma planétok je členom niektorej rodiny planétok. Tieto podobné obežné vlastnosti, ako sú stredná polos, [[excentricita]], obežná [[inklinácia]] ako aj spektrálne vlastnosti, naznačujú rovnaký pôvod vo väčšom telese, ktoré bolo zničené pri zrážke. Existuje 20-30 zoskupení, kde sa takmer určite jedná o rodiny. Rodiny planétok môžu byť potvrdené až vtedy keď sú určené ich rovnaké črty.<ref>{{cite Menšie zoskupenia asteroidov sa nazývajú skupiny alebo kopy.book

Niektoré z najväčších rodín v Pásme planétok (postupne podľa zväčšujúcej sa hlavnej polosi) sú [[rodina Flora]], [[rodina Eunoma]], [[rodina Koronis]], [[rodina Eos]] a [[rodina Themis]]. Rodina Flora, jedna z najväčších, s viac ako 800 známymi členmi sa mohla sformovať pri zrážke menej ako pred 1 miliardou rokov.<ref>{{cite web
| last = Martel
| first = Linda M. V.
| date = March 9, 2004
| url = http://www.psrd.hawaii.edu/Mar04/fossilMeteorites.html
| title = Tiny Traces of a Big Asteroid Breakup
| publisher = Planetary Science Research Discoveries
| accessdate = 2007-04-02
}}</ref> Najväčším asteroidom, ktorý je skutočným členom rodiny je [[4 Vesta]]. [[1 Ceres]] je iba votrelcom v [[Rodina Gefion|rodine Gefion]]. [[Rodina Vesta]] vznikla pri zrážke, po ktorej ostal na 4 Veste veľký kráter. [[HED meteorit]]y môžu mať tiež pôvod v tejto kolízii.<ref>{{cite journal

V Pásme planétok boli objavené tri hlavné skupiny prachu. Majú podobné sklony dráh ako rodiny Eos, Koronis a Themis a pravdepodobne sú spojené s týmito rodinami.<ref>{{cite journal

Okraj vnútornej hrany Pásma asteroidov (medzi 1,78 a 2,0 AU, so strednou polosou 1,9 AU) tvorí [[Maďarská rodina (astronómia)|Maďarská rodina]] planétok. Sú pomenované po hlavnom členovi [[434 Hungaria]] a táto rodina obsahuje najmenej 52 pomenovaných členov. Maďarská rodina je od zvyšku Pásma asteroidov oddelená 4:1 Kirkwoodovou medzerou a obežné dráhy týchto asteroidov majú vysokú inklináciu. Niektorí členovia patria medzi [[Mars križujúce asteroidy]] a gravitačné poruchy vytvárané Marsom sú pravdepodobne dôvodom zmenšovania tejto rodiny.<ref>{{cite journal

Ďalšou skupinou Pásma planétok s vysokou inklináciou je [[rodina Phocaea]], ktorá sa skladá prevažne z [[Planétka typu S|S-typov]] asteroidov, zatiaľ čo susediaca Maďarská rodina obsahuje aj nejaké [[Planétka typu E|E-typy]].<ref>{{cite Rodina Phocaea obieha medzi 2,25 a 2,5 AU od Slnka.journal

Okraj vonkajšej hrany Pásma asteroidov tvorí [[65 Cybele|skupina Cybele]] obiehajúca medzi 3,3 a 3,5 AU, ktorá má 7:4 rezonanciu s Jupiterom. [[Skupina Hilda]] sa nachádza medzi 3,5 a 4,2 AU, má relatívne kruhovú obežnú dráhu a stabilnú 3:2 dráhovú rezonanciu s Jupiterom. Nachádza sa tu niekoľko asteroidov aj za vzdialenosťou 4,2 AU až po Jupiterovu obežnú dráhu. Na samotnej Jupiterovej dráhe sa nachádzajú dve rodiny [[libračný bod|zvláštnym spôsobom]] stabilných planétok, tzv. [[Trójan (planétka)|Trójan]]ov, ktoré sa počtom približujú množstvu asteroidov Pásma planétok.<ref>[http://www.dtm.ciw.edu/users/sheppard/satellites/trojan.html ''The Trojan Page''] (Scott Sheppard)</ref>

Niektoré rodiny planétok sa sformovali v astronomickom merítku len nedávno. [[Kopa Karin]] vznikla približne pred 5,7 miliónmi rokov pri kolízii asteroidu s polomerom 16 [[Kilometer|km]].<ref>{{cite [[490 Veritas|Rodina Veritas]] vznikla pred 8,3 miliónmi rokov, čoho dôkazom sú [[sediment]]y získané z usadenín na [[ocenánske dno|dne oceánov]].news

Vo vzdialenejšej minulosti, pred 450 miliónmi rokov, sa pravdepodobne sformovala [[1270 Datura|kopa Datura]] pri kolízii s asteroidom Pásma planétok. Tento vek sa viac odhaduje na základe ich dnešných obežných dráh ako z ich zloženia. Táto kopa bola zdrojom zodiakálneho prachového materiálu.<ref>{{cite Ďalšie nedávno sformované kopy, ako je [[4652 Iannini|kopa Iannini]] (približne pred 1-5 miliónmi rokov), mohli byť tiež zdrojom prachového materiálu.journal

Prvou [[Vesmírna sonda|vesmírnou sondou]], ktorá križovala Pásmo planétok bol [[Pioneer 10]], ktorý do tejto oblasti vstúpil [[16. júl]]a [[1972]]. V tej dobe prevládala obava, že úlomky v pásme môžu predstavovať veľké nebezpečenstvo pre sondu, ale odvtedy tadiaľ preletelo 9 sond bez nehody. [[Pioneer 11]], [[Voyager 1]], [[Voyager 2]] a [[Ulysses (sonda)|Ulysses]] preleteli cez pásmo bez fotografovania asteroidov. [[Galileo (kozmická sonda)|Galileo]] v roku [[1991]] vyfotografoval asteroid [[951 Gaspra]] a v roku [[1993]] asteroid [[243 Ida]], [[NEAR Shoemaker]] v roku [[1997]] vyfotografoval [[253 Mathilde]], [[Cassini-Huygens]] v roku [[2000]] vyfotografoval [[2685 Masursky]], [[Stardust]] v roku [[2002]] vyfotografoval [[5535 Annefrank]], [[New Horizons]] v roku [[2006]] vyfotografoval [[APL (planétka)|132524 APL]] a sonda [[Rosetta (sonda)|Rosetta]] v roku [[2008]] vyfotografovala asteroid [[2867 Šteins]].<ref>{{cite Vďakajournal malej hustote materiálu vo vnútri pásma, šanca, že sa sonda s niektorým asteroidom zrazí je menšia ako jedna k miliarde.