thumb|Planetoida Ida sfotografowana przez sondę kosmiczną Galileo w czasie podróży do Jowisza. Zdjęcie odkryło księżyc planetoidy – Daktyl. thumb|Planetoida 2004 FH w ruchu Planetoida (planeta + – postać), asteroida ( – gwiaździsty), planetka () – ciało niebieskie, niebędące planetą, księżycem planety, kometą lub meteoroidem, o zazwyczaj małych rozmiarach (od kilku metrów do czasem ponad 1000 km), obiegające gwiazdę (w szczególności Słońce). Ma 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 styczniu 2026 roku znanych było ponad 1,4 mln planetoid (w tym ponad 870 tys. ponumerowanych, z czego ponad 25 tys. ma także nazwy własne), 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 oraz dziesiątki milionów mniejszych.
W październiku 2017 odkryto 1I/ʻOumuamua, pierwszy obiekt, który początkowo został uznany za planetoidę pochodzącą spoza Układu Słonecznego. Zaobserwowane później niegrawitacyjne przyśpieszanie obiektu wskazuje, że jest on jednak kometą.
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. 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). 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: Wulkanoidy – hipotetyczne planetoidy, które mają krążyć wokół Słońca po orbitach wewnątrz trajektorii Merkurego. Dotychczas nie zaobserwowano żadnych takich ciał. Planetoidy bliskie Ziemi, których orbity przecinają orbitę Ziemi, bądź zbliżają się do niej: 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. 89%), np. (4) Westa. Często występują w rodzinach planetoid o podobnych parametrach orbit i właściwościach fizycznych. Trojańczycy – planetoidy krążące po orbitach planet, w pobliżu tzw. punktów Lagrange’a. Najwięcej takich planetoid towarzyszy Jowiszowi, znane są także obiekty na orbitach Neptuna, Marsa, Ziemi i Urana. Do trojańczyków Jowisza należy np. (588) Achilles. Centaury – krążą przeważnie pomiędzy orbitami Saturna i Neptuna. Do tej grupy należy np. (2060) Chiron. Obiekty transneptunowe; wyróżnia się 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. . Cubewano – planetoidy, które krążąc w Pasie Kuipera, nie wykazują żadnych rezonansów orbitalnych, np. (15760) Albion, (50000) Quaoar, (20000) Waruna. Obiekty z dysku rozproszonego – np. (136199) Eris czy . Obiekty odłączone – przedstawicielką tej grupy jest (90377) Sedna; przypuszczalnie pochodzą z wewnętrznego Obłoku Oorta. mały|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 1 stycznia 2026 roku:
Występowanieplanetoid Liczbanazwanych Liczbaponumerowanych Liczba wszystkichw bazie JPL Grupa Atiry 2 9 37 Grupa Atena 14 276 3266 Grupa Apolla 80 1883 22 966 Grupa Amora 86 1505 14 241 Przecinające orbitę Marsa 282 8701 28 996 wewnętrzna część pasa planetoid 285 16 266 31 951 główny pas planetoid 23 790 807 005 1 316 191 zewnętrzna część pasa planetoid 847 27 814 46 967 Trojańczycy Jowisza 335 10 427 15 723 Centaury 24 207 976 Obiekty transneptunowe 49 1037 5594 planetoidy o orbicie hiperbolicznej 1 0 6 inne 2 20 148 RAZEM PLANETOID 25 797 875 150 1 487 062 w tym NEA (4 pierwsze grupy) 182 3673 40 510 w tym PHA z różnych grup 50 928 2527
Cechy fizyczne planetoid mały|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 rozpadają 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 thumb|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 planetoidMarek Żbik, Meteory i meteoryty, 2020
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, są bardzo ciemne, najczęściej spotykane klasa S – planetoidy, na których powierzchni stwierdza się występowanie dużej ilości materiału krzemianowego i pyłu, najbliższe Słońcu, ich albedo to 0,07-0,23, stanowią 15% planetoid klasa M – planetoidy o składzie niklowo-żelazowym, metaliczne, najprawdopodobniej odsłonięte w wyniku kolizji jąder starych planetoid klasa E – planetoidy, w których widmach występuje minerał enstatyt, rzadkie