thumb|right|Pásmo planétok (biela) sa nachádza medzi obežnými dráhami Marsu a Jupitera
Pásmo planétok (správ. hlavný pás planétok alebo hlavný pás asteroidov) je oblasť v slnečnej sústave, ktorá sa nachádza približne medzi obežnými dráhami planét Mars a Jupiter. Nachádza sa tu množstvo nepravidelných telies nazývaných asteroidy alebo planétky. Tento región je často označovaný aj ako Hlavné pásmo a Pásmo asteroidov pre rozlíšenie od iných oblastí s vyššou koncentráciou planétok vo vnútri slnečnej sústavy, ako sú Kuiperov pás a rozptýlený disk.
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 , okrem 1 Ceres, ktorý je jedinou trpasličou planétou v Pásme planétok, a jeho priemer je približne . Veľkosť ostatných telies sa zmenšuje až po častice prachu. Asteroidy v tejto oblasti sú natoľko roztiahnuté, že zatiaľ všetky vesmírne sondy vyslané do týchto oblastí tadiaľ preleteli bez problémov. Napriek tomu občas nastávajú kolízie medzi väčšími asteroidmi, pričom sa môžu vytvoriť rodiny planétok, ktorých členovia majú rovnaké obežné charakteristiky a zloženie. Zrážky sú tiež zdrojom prachu, ktorý spôsobuje vznik zodiakálneho svetla. Jednotlivé asteroidy vo vnútri Pásma planétok sú kategorizované podľa spektra, pričom väčšina z nich spadá do troch základných skupín: uhlíkaté (C-typy), kremičité (S-typy) a bohaté na kovy (M-typy).
Pásmo planétok vzniklo z prvotnej slnečnej hmloviny ako skupina planetezimál, malých predchodcov planét. Gravitačné poruchy, ktoré spôsobovali plynné obry, pohltili planetezimály s príliš veľkou obežnou energiou. Kolízie začali byť príliš silné a namiesto spájania sa začali planetezimály trhať. Dôsledkom bola strata väčšiny hmoty Pásma planétok od vzniku slnečnej sústavy. Niektoré úlomky je možné nájsť vo vnútornej časti slnečnej sústavy, pričom často končia ako meteority na niektorej z vnútorných planét. Obežné dráhy asteroidov sú aj naďalej značne rušené vždy, keď sa nachádzajú v dráhovej rezonancii s Jupiterom. V tejto oblasti vzniká Kirkwoodova medzera pri presúvaní asteroidov na iné obežné dráhy.
Pôvod Formovanie thumb|right|Pásmo asteroidov (zobrazenie inklinácií) v červenej a modrej (hlavná oblasť modrou) V roku 1802, krátko po objavení 2 Pallas, Heinrich Wilhelm Olbers navrhol Frederickovi Williamovi Herschelovi hypotézu, že planétky Ceres a Pallas sú úlomkami väčšieho telesa, ktoré sa kedysi nachádzalo v oblasti medzi Marsom a Jupiterom, pričom ho pred mnohými miliónmi rokov zasiahla vnútorná explózia alebo utrpelo povrchový náraz. Po čase sa však od tejto hypotézy upustilo. Na zničenie takejto planéty by bolo potrebné obrovské množstvo energie a celková hmotnosť Pásma planétok je približne iba 4 % hmotnosti zemského Mesiaca. Tieto fakty sú v protiklade s vyslovenou hypotézou. Jednotlivé asteroidy majú tiež výrazné rozdiely v chemickom zložení, čo nepodporuje teóriu, že pochádzajú z jednej veľkej planéty. Dnes sa väčšina vedcov zhoduje v názore, že tieto asteroidy nikdy netvorili jednu väčšiu planétu.
Slnečná sústava sa kedysi pravdepodobne sformovala zo slnečnej hmloviny, mraku medzihviezdneho prachu a plynu stlačeného vplyvom gravitácie. Z neho sa utvoril rotujúci disk materiálu, tzv. protoplanetárny disk, z ktorého neskôr vzniklo Slnko a planéty. Počas prvých niekoľkých miliónov rokov histórie slnečnej sústavy nastával proces akrécie, čiže zhlukovanie spôsobované kolíziami malých častíc, pričom vznikali väčšie. Keď zhluky získali dostatočnú hmotu, vyformovali sa z nich pôsobením gravitácie telesá planetezimál. Takáto gravitačná akrécia viedla k vytvoreniu kamenných planét a plynných obrov.
Planetezimály vo vnútri oblasti, z ktorej vzniklo Pásmo planétok, boli príliš silne rušené gravitáciou Jupitera, aby sa z nich sformovali planéty. Namiesto toho pokračovali v obehu okolo Slnka s občasnými kolíziami. V oblastiach, kde bola priemerná rýchlosť kolízií príliš vysoká, sa planetezimály viac trhali ako vznikali, čo zamedzovalo vzniku planétam podobných telies. Dráhová rezonancia nastávala tam, kde obežná doba telesa sformovaného v Pásme planétok bola len zlomkom obežnej doby Jupitera, čím sa zmenila obežná dráha takéhoto telesa. Oblasť medzi Marsom a Jupiterom obsahuje množstvo takýchto dráhových rezonancií.
Počas skorej histórie slnečnej sústavy sa asteroidy roztavili, čím sa umožnilo čiastočné alebo úplné rozlíšenie jednotlivých prvkov v ich hmote. Niektoré z prvotných telies mohli prejsť periódou vulkanizmu, pričom sa vytvorili magmatické oceány. Kvôli relatívne malej veľkosti týchto telies bola doba tavenia nevyhnutne krátka (v porovnaní s väčšími planétami) a skončila približne pred 4,5 miliardami rokov, v niekoľkých prvých desiatkach miliónoch rokov formovania. V auguste 2007 štúdium zirkónových kryštálov v antarktickom meteorite, o ktorom sa predpokladá, že pochádza z asteroidu 4 Vesta, poukázalo na to, že rozšírenie zvyšku Pásma planétok prebehlo celkom rýchlo, už v prvých desiatkach miliónoch rokov slnečnej sústavy.
Vývoj 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 mikrometeoritmi. Niektorí vedci pokladajú asteroidy za pozostatky planetezimál, iní ich pokladajú za odlišné.
Predpokladá sa, že dnešné Pásmo planétok obsahuje iba zlomok hmoty prvotného pásma. Počítačové simulácie ukazujú, že prvotné Pásmo asteroidov mohlo obsahovať hmotu zodpovedajúcu hmote Zeme. Hlavne kvôli gravitačným poruchám bola väčšina materiálu vyvrhnutá z tejto oblasti počas miliónov rokov formovania, pričom v pásme ostalo menej ako 0,1 % pôvodnej hmoty.
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 veľkú polos 1,5 AU, alebo vyvrhnutá gravitačnými poruchami v skorej histórii slnečnej sústavy. Asteroidy Maďarskej rodiny ležia bližšie k Slnku ako je dráhová rezonancia 4:1, ale pred poruchami sú chránené ich vysokou inklináciou (sklonom dráhy k rovine ekliptiky).
Keď sa Pásmo planétok prvýkrát sformovalo, teplota vo vzdialenosti 2,7 AU od Slnka vytvorila tzv. „snežnú líniu“ pod bodom kondenzácie vody. Planetezimály za týmto bodom boli schopné kumulovať ľad. V roku 2006 bol zverejnený objav populácie komét za „snežnou líniou“, ktoré môžu byť zdrojom vody pozemských oceánov. Podľa niektorých modelov v dobách formovania Zeme nemala Zem dostatočné množstvo vody v plynnom skupenstve na to, aby sa z nej vytvorili oceány. To si vyžadovalo vonkajší zdroj, akým môže byť bombardovanie kométami.
Charakteristika thumb|right|Planétka 951 Gaspra, úplne prvá planétka vyfotografovaná vesmírnou sondou. Obrázok od sondy Galileo z roku 1991 v nepravých farbách. 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 . — search for asteroids in the main belt regions with a diameter >100. Infračervené pozorovanie naznačuje, že Pásmo planétok má od 700 000 do 1,7 milióna asteroidov s priemerom a viac. Zdanlivá hviezdna veľkosť väčšiny známych asteroidov je 11 – 19 s mediánom okolo 16.
Celková hmota Pásma planétok je vypočítaná na 3,0×1021 až 3.6×1021 kg, čo je približne 4 % hmoty Mesiaca. Štyri najväčšie objekty 1 Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas a 10 Hygiea tvoria viac ako polovicu celkovej hmotnosti Pásma asteroidov, pričom takmer jednu tretinu tvorí Ceres sám.For recent estimates of the masses of Ceres, 4 Vesta, 2 Pallas and 10 Hygiea, see the references in the infoboxes of their respective articles. Obežná vzdialenosť Ceresu 2,8 AU je rovnaká ako obežná vzdialenosť ťažiska Pásma planétok.
Zloženie Dnešné Pásmo planétok pozostáva prevažne z troch hlavných skupín asteroidov: uhlíkaté (C-typy), kremičité (S-typy) a bohaté na kovy (M-typy).
Uhlíkaté asteroidy, ako napovedá názov, sú bohaté na uhlík a prevažujú vo vonkajších oblastiach pásma. V tejto skupine sa nachádza približne 75 % viditeľných asteroidov. Sú viac červené ako ostatné asteroidy a majú veľmi nízke albedo. Ich povrchové zloženie je podobné ako pri uhlíkato-chondritových meteoritoch. Chemicky je ich spektrum podobné protoplanetárnemu disku, z ktorého sa formovala slnečná sústava, s absenciou ľahkých a prchavých prvkov.
S-typy alebo kremičité asteroidy sa častejšie nachádzajú smerom k vnútorným oblastiam pásma, vo vnútri hranice 2,5 AU od Slnka. Spektrum ich povrchu prezrádza prítomnosť kremičitanov a nejakého kovu, ale bez významného obsahu uhlíka. Toto naznačuje, že ich prvotné zloženie bolo významne zmenené, pravdepodobne cez tavenie. Majú relatívne vysoké albedo a tvoria približne 17 % celkovej populácie asteroidov Pásma planétok.
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 veľkého asteroidu typu M 22 Kalliope sa nejaví ako kovové. Nie je úplne jasné, či sú všetky M-typy zložením rovnaké, alebo či je tu niekoľko podskupín, ktoré sa nedajú zaradiť ani do C- a S-typov.
Záhadou Pásma planétok sú relatívne vzácne V-typy alebo bazaltické asteroidy. Teórie formovania asteroidov predpokladajú, že objekty veľkosti 4 Vesta alebo väčšie pozostávajú z kôry a plášťa, ktoré sa skladajú prevažne z bazaltických hornín. Toto vyplýva z faktu, že viac ako polovica asteroidov je zložená z bazaltu (živcov) alebo olivínu. Pozorovania ale zistili, že 99 % predpokladaného bazaltického materiálu chýba. Do roku 2001 sa verilo, že väčšina bazaltických telies objavených vo vnútri Pásma planétok pochádza z Vesty (odtiaľ je odvodené aj písmeno „V“ vo V-typoch). Ale objav asteroidu 1459 Magnya odhalil mierne rozdiely chemického zloženia, čo naznačuje odlišný pôvod. Táto hypotéza bola posilnená ďalším objavom dvoch asteroidov 7472 Kumakiri a (10537) 1991 RY16 v roku 2007 s rozdielnym bazaltickým zložením, ktoré nemôže pochádzať od Vesty. Tieto dva asteroidy sú jediné V-typy objavené vo vnútornom Pásme planétok.
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. Kvôli rotácii sa môže povrchová teplota asteroidov podstatne meniť, čo závisí od toho či je daná oblasť vystavená Slnku alebo hviezdnemu pozadiu.
Kométy Pásma planétok thumb|right|Znázornenie excentricít Pásma planétok, hlavná oblasť je znázornená červenou
Niekoľko na prvý pohľad obyčajných objektov vo vonkajšej oblasti pásma vykazuje kométarnu aktivitu. Pretože ich obežná dráha sa nepodobá dráham klasických komét, predpokladá sa, že mnohé z asteroidov pásma môžu mať ľadové zloženie s občasným roztápaním sa pri malých zrážkach. Kométy Pásma planétok môžu byť hlavným zdrojom vody pozemských oceánov, pretože deutério-vodíkové percento klasických komét je príliš nízke na to, aby mohli byť ich hlavným zdrojom. Astronómovia túto skupinu telies zatiaľ neoficiálne nazývajú „kométy hlavného pásu“.
Obežná dráha a rotácia