ดาวเคราะห์น้อย

• ชื่อดาวเคราะห์  ดาวเคราะห์น้อย (Asteroid)

• ขนาด/ผ่านศูนย์กลาง ขนาดเล็กกว่าดาวเคราะห์ แต่ใหญ่กว่าสะเก็ดดาว (ซึ่งโดยปกติมักมีขนาดราว 10 เมตรหรือน้อยกว่า) เส้นผ่านศูนย์กลางราว 1,000 กิโลเมตร

• บริวาล ดวงจันทร์

• ตำแหน่งห่างจากพระอาทิตย์ อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 2.0 –3.3 au.

• สมบัติของดาว 

          - ลักษณะพื้นผิว ดาวเคราะห์น้อยมีรูปร่างไม่แน่นอน มีหลากหลายรูปร่า

 และเต็มไปด้วยหลุมบ่อ ซึ่งบ่งบอกว่าพวกมันมาจากชิ้นส่วนของหินที่ภายหลังแตกกระจายออก

        - ดาวเคราะห์น้อย (Asteroid) คือก้อนหินขนาดเล็กซึ่งรวมอยู่ด้วยกันจำนวนหลายพันก้อนในระบบสุริยะ  รายล้อมดวงอาทิตย์และโคจรรอบดวงอาทิตย์คล้ายดาวเคราะห์  อยู่ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี  เรียกบริเวณนี้ว่า “แถบดาวเคราะห์น้อย(Asteroid Belt)”  ซึ่งอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 2.0 –3.3 au.  ดาวเคราะห์น้อยดวงที่ใหญ่ที่สุดคือ  ดารเคราะห์น้อยซีเรส(Ceres)  มีความยาวประมาณ 1,000 กิโลเมตร  ถ่ายภาพไว้ได้โดยยานอวกาศกาลิเลโอ(Galileo Space Probe)  

    - ดาวเคราะห์น้อยจำแนกออกได้เป็น 3 ประเภท โดยพิจารณาจากการสะท้อนแสงอาทิตย์ คือ

         1. C-type Asteroid (Cabonaceous Asteroid)  เป็นดาวเคราะห์น้อยที่สะท้อนแสงได้น้อยมาก  มองดูมืดที่สุด องค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นคาร์บอน(ถ่าน) เป็นดาวเคราะห์น้อยกลุ่มนี้มีจำนวนประมาณ 75%ของเป็นดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด

      2. S-type Asteroid (Silicaceous Asteroid)  เป็นดาวเคราะห์น้อยที่สะท้อนแสงได้ปานกลางมองดูเป็นสีเทา องค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นซิลิกา(Silica) เป็นดาวเคราะห์น้อยกลุ่มนี้มีจำนวนประมาณ 15%ของเป็นดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด

3. M-type Asteroid (Metaliceous Asteroid)  เป็นดาวเคราะห์น้อยที่สะท้อนแสงได้มากที่สุดมองดูสว่าง องค์ประกอบส่วนใหญ่เป็นโลหะ(Metal) เป็นดาวเคราะห์น้อยกลุ่มนี้มีจำนวนประมาณ 10%ของเป็นดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด

- เมื่อราว 225 ปีมาแล้ว ได้มีนักดาราศาสตร์ชาวเยอรมันผู้หนึ่งชื่อ Titius ท่านผู้นี้ได้คาดคิดว่า สุริยจักรวาลของเราน่าจะมีดาวเคราะห์อีกดวงหนึ่ง โคจรอยู่ระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี

แต่เมื่อ G. Piazzi แห่งอิตาลี ได้ใช้กล้องโทรทรรศน์ส่องฟ้าหาดาวดวงนั้น เขากลับได้เห็นดาวเล็กๆ จำนวนมากมาย ดาวเหล่านี้มีขนาดจิ๋วกว่าดาวเคราะห์ทั่วไป William Hershel แห่งอังกฤษจึงเรียกดาวเคราะห์ขนาดเล็กๆ เหล่านี้ว่า ดาวเคราะห์น้อย (asteroid)

ตราบเท่าทุกวันนี้ นักดาราศาสตร์ได้แล้วพบว่า สุริยจักรวาลมีดาวเคราะห์น้อย จำนวนนับ 2 หมื่นดวง ที่กำลังโคจรอยู่ระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี ดาวน้อยๆ เหล่านี้ขนาดและชื่อต่างๆ กันเช่น Ceres, Ida, Juno และ Pallas เป็นต้น และถึงแม้จำนวนดาวเคราะห์น้อยจะมีมาก แต่ในหัวข้ออวกาศที่กว้างใหญ่ไพศาลการที่ดาวแต่ละดวงอยู่ห่างกันหลายล้านกิโลเมตร ทำให้โอกาสที่ดาวเหล่านี้จะชนกันเองแทบจะไม่มีดาวเคราะห์น้อยมาจากไหน

        
- ในอดีตนักดาราศาสตร์เคยคิดกันว่า ดาวเคราะห์น้อยเป็นชิ้นส่วนของดาวเคราะห์ที่ถูกอุกกาบาตชนจนแตกสลาย แต่ในปัจจุบันนักดาราศาสตร์ส่วนมากคิดว่า ดาวเหล่านี้เป็นเพียงก้อนดินที่ไม่ประสบความสำเร็จในการเกาะรวมกันเป็นดาวเคราะห์เท่านั้นเอง นอกจากนี้นักดาราศาสตร์ยังพบอีกว่า ดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีเส้นทางโคจรตัดกับเส้นทางโคจรของโลกอีกด้วย และนั่นก็หมายความว่า โอกาสที่ดาวเคราะห์น้อยจะชนโลกนั้นก็มีอยู่

เพราะเหตุว่าจากการที่ดาวเคราะห์น้อย มีขนาดเล็ก และอยู่ไกลจากโลกมาก การศึกษาดาวเหล่านี้จึงกระทำได้ยาก ขณะนี้นักดาราศาสตร์มีข้อมูลเกี่ยวกับดาวเคราะห์น้อยแล้วประมาณ 5,000 ดวงโดยได้ใช้กล้องโทรทรรศน์ส่องดูจากโลก แต่การได้ศึกษาดาวเคราะห์น้อยในระยะใกล้นั้นยังมิได้กระทำ NASA เองได้เคยคิดที่จะบังคับให้ยานอวกาศชื่อ Galileo โคจรผ่านดาวเคราะห์น้อยที่มีขนาดใหญ่ ชื่อ Amphitrite แต่เมื่อเกิดอุบัติเหตุกระสวยอวกาศ Challenger ระเบิด NASAจึงเปลี่ยนแผนโดยส่งยาน Galileo โคจรผ่านดาวเคราะห์น้อยอีกดวงหนึ่งชื่อ Gaspra แทน

         - ดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่มีการตั้งชื่อคือ ซีรีส ค้นพบในปี พ.ศ. 2344 โดย จูเซปเป ปิอาซซีซึ่งในช่วงแรกคิดว่าได้ค้นพบดาวเคราะห์ดวงใหม่ และกำหนดประเภทให้มันว่าเป็นดาวเคราะห์แคระ ซีรีสนับเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงใหญ่ที่สุดเท่าที่เป็นที่รู้จักกันในปัจจุบัน และจัดอยู่ในประเภทดาวเคราะห์แคระ ส่วนดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นๆ จัดเป็นวัตถุในระบบสุริยะขนาดเล็ก เซอร์วิลเลียม เฮอร์เชล (พ.ศ. 2281 - 2365 ผู้ค้นพบดาวยูเรนัส เมื่อ พ.ศ. 2324) เป็นผู้ประดิษฐ์คำศัพท์ "asteroid" ให้แก่วัตถุอวกาศชุดแรก ๆ ที่ค้นพบในคริสต์ศตวรรษที่ 19 ซึ่งทั้งหมดมีวงโคจรรอบดวงอาทิตย์อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี โดยส่วนใหญ่วงโคจรมักบิดเบี้ยวไม่เป็นวงรี แต่หลังจากนั้นมีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวเคราะห์ต่างๆ นับตั้งแต่ดาวพุธไปจนถึงดาวเนปจูน และอีกหลายร้อยดวงอยู่พ้นจากดาวเนปจูนออกไป
ดาวเคราะห์น้อยส่วนมากพบอยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อย ซึ่งมีวงโคจรเป็นวงรีอยู่ระหว่างดาวอังคารกับดาวพฤหัสบดี เชื่อว่าดาวเคราะห์น้อยส่วนใหญ่เป็นซากที่หลงเหลือในจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด ซึ่งไม่สามารถรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ได้ระหว่างการก่อกำเนิดระบบสุริยะเนื่องจากแรงโน้มถ่วงรบกวนจากดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์น้อยบางดวงมีดาวบริวาร หรือโคจรระหว่างกันเองเป็นคู่ เรียกว่า ระบบดาวเคราะห์น้อยคู่

-        เมื่อวันที่ 29 ตุลาคม พ.ศ.2534 ยานกาลิเลโอเดินทางมุ่งหน้าไปสำรวจดาวพฤหัสบดี ในระหว่างทาง ยานโคจร ผ่านเข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อย แกสปรา (Gaspra) และถ่ายภาพระยะใกล้ได้เป็นครั้งแรก แกสปรามีรูปร่าง คล้ายมันฝรั่ง ขนาดประมาณ 19 x12 x11 กิโลเมตร เป็นดาวเคราะห์น้อย ชนิดหินผสมโลหะ แกสปราจึงเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่ถ่ายภาพโดยยานอวกาศ
และเมื่อวันที่ 28 สิงหาคม พ.ศ.2536 ยานกาลิเลโอเคลื่อน เข้าใกล้ดาวเคราะห์น้อย ไอดา (Ida) พบว่าเป็น ดาวเคราะห์น้อยชนิดหินผสมโลหะ มีรูปร่างคล้ายมันฝรั่ง ขนาดประมาณ 52 x 23 กิโลเมตร พื้นผิวมี หลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่ และพบว่าไอดามีบริวารเล็ก ๆ 1 ดวง ชื่อ แดกทิล (Dactyl) ขนาดกว้างประมาณ 1.5 กิโลมตร จึงเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่ค้นพบว่ามี ดวงจันทร์บริวาร

          -   การสังเกตดาวเคราะห์น้อยเวสต้า ปี พศ.2553

             ความโดดเด่นอย่างหนึ่งของดาวเคราะห์น้อยเวสต้าคือมีความสว่างค่อนข้างมากเมื่อเทียบกับ ดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นๆ ทำให้เป็นที่นิยมในการสังเกต ซึ่งสามารถมองได้ด้วยกล้องโทรทัศน์ขนาดเล็ก หรือกล้องสองตา หรือด้วยตาเปล่าในคืนท้องฟ้าที่มืดสนิท ค่าโชติมาตรอยู่ระหว่าง +5.4 ซึ่งเคยสว่างสุดขนาดนี้เมื่อปี พศ.2532 และสว่างน้อยสุด +7
   ในช่วงปี พศ.2553 ดาวเคราะห์น้อยเวสต้าจะอยู่ที่ตำแหน่ง opposition หรือ อยู่ตรงข้ามกับดวงอาทิตย์ ในวันที่ 17-18 กุมภาพันธ์ ทำให้เป็นช่วงที่เวสต้าอยู่ใกล้โลกอีกครั้ง ซึ่งมีค่าความสว่างสูงสุดคือ 6.1 อยู่บริเวรกลุ่มดาวสิงโต ใกล้กับดาว Algiaba หรือ Gamma Leonis
   ที่ระดับความสว่างขนาดนี้หากจะมีโอกาสก็ต้องเป็นคืนที่ฟ้ามืดสนิท เราก็จะมองเห็นดาวดวงอื่นเต็มฟ้าไปด้วย ดังนั้นการมองหาเวสต้าไม่ใช่เรื่องง่าย เพราะจะมองเห็นเป็นจุดสว่างคล้ายกับดาวฤกษ์ทั่วไป ซึ่งจะไม่มีขนาดเมื่อมองด้วยกล้องกำลังขยายต่ำๆ จนอาจจะคิดไปว่านั่นเป็นแค่ดาวฤกษ์ทั่วๆไป
   ความแตกต่างระหว่างเวสต้า กับดาวฤกษ์ทั่วไปคือ เวสต้าเป็นดาวเคราะห์ที่ไม่มีแสงในตัวเอง แสงจึงสว่างนวลๆไม่ใส และไม่กระพริบเหมือนดาวฤกษ์ทั่วไป ประกอบกับมีการเคลื่อนที่เร็วในแต่ละคืน จึงมีการเปลี่ยนตำแหน่งตลอดเวลา (เช่นเดียวกับดาวหาง หรือดาวเคราะห์อย่างดาวพฤหัสและดาวเสาร์)  ดังนั้นการสังเกตเวสต้าเรามักจะสังเกตกันหลายๆคืนติดต่อกัน เพื่อดูดาวที่เปลี่ยนตำแหน่ง หรือใช้วิธีถ่ายรูปแล้วเทียบกับดาวฤกษ์ฉากหลัง
    ช่วงเดือนมีนาคม-เมษายน เวสต้าจะอยู่บริเวรหัวสิงโตเป็นส่วนใหญ่ ความสว่างจะลดลงไปอยู่ที่ +6.5 และลดลงเรื่อยๆ  หลังจากนั้นเราจะกลับมาเห็นเวสต้าสุกสว่างอีกครั้งเดือนสิงหาคม ปี พศ.2554 ในกลุ่มดาวแพะทะเล

         -  ซี รีส และเวสตาเป็นวัตถุที่มีขนาดใหญ่ที่สุดในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักระหว่าง ดาวเคราะห์น้อยคู่นี้นักดาราศาสตร์พบว่ามันมีลักษณะทางธรรมชาติในแง่ ของพื้นผิวและวิวัฒนาการที่แตกต่างกันอย่างสิ้นเชิง ซีรีสเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงแรกที่นักดาราศาสตร์ค้นพบ (พบเมื่อวันปีใหม่ของปี ค.ศ. 1801) มันมีรูปร่างเกือบเป็นทรงกลม เส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 950 กิโลเมตร โคจรรอบดวงอาทิตย์ด้วยคาบ 4.6 ปี เชื่อว่าเนื้อของดาวมีส่วนประกอบของน้ำแข็งและน่าจะมีน้ำแข็งซ่อนอยู่ใต้ พื้นดินของซีรีสคล้ายกับดวงจันทร์บางดวงของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ รวมทั้งอาจมีน้ำแข็งปกคลุมที่ขั้วทั้งสอง

         -  เวสตา มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 530 กิโลเมตร ขนาดราวครึ่งหนึ่งของซีรีส ถูกค้นพบหลังจากซีรีส 6 ปี พื้นผิวของเวสตาแห้งแล้ง โคจรรอบดวงอาทิตย์ด้วยคาบ 3.6 ปี องค์ประกอบมีส่วนผสมของแร่ธาตุจำพวกโลหะ เชื่อว่าเคยชนกับดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นจนทำให้รูปร่างบิดเบี้ยวไม่เป็นทรง กลม พบหลักฐานของการชนอยู่ในรูปของหลุมอุกกาบาตขนาดใหญ่ นอกจากนี้เวสตายังเป็นดาวเคราะห์น้อยดวงเดียวในแถบดาวเคราะห์น้อยหลักที่ สว่างพอจะเห็นได้ด้วยตาเปล่าเมื่อมันโคจรเข้าใกล้โลกมากที่สุด คะเนว่าซีรีสและเวสตาน่าจะถือกำเนิดขึ้นเมื่อราว 5-10 ล้านปีหลังระบบสุริยะเริ่มก่อตัว ไม่เหมือนกับดาวอังคารกับโลกที่เกิดขึ้นหลังจากนั้น คือเมื่อประมาณ 30 และ 50 ล้านปีหลังระบบสุริยะเริ่มก่อตัว ภาพจากกล้องฮับเบิลทำให้เราได้รู้จักดาวเคราะห์น้อยเวสต้าดีขึ้น โลกโบราณของธารลาวาเผยให้เห็นลักษณะที่แตกต่างกัน ของบริเวณที่เป็นสีเข้มและ สีอ่อน เหมือนอย่างดวงจันทร์ของเรา  พื้นผิวของเวสต้ามีลักษณะคล้ายกับโลกของเรา หรือดาวอังคาร ที่เป็นดาวหินแข็ง หินบะซอลทหรือหินภูเขาไฟบนเวสต้ายอมแสดงให้เห็นว่า ครั้งหนึ่งภายในแกนของเวสต้าต้องเป็นหินหลอมเหลวมาก่อนคล้ายกับโลกของเรา และนั่นก็เป็นการเปลี่ยนแนวความคิดที่เคยคิดว่าดาวเคราะห์น้อยคือเศษก้อน เห็นเย็นเฉียบที่หลงเหลือจากการสร้างตัวเป็นดาวเคราะห์

   - ชิ้นส่วนของเวสต้ามาถึงโลก
  ดาวเคราะห์น้อยเวสต้า สูญเสียมวลไปราว 1% จากการชนกันเมื่อราวพันล้านปีก่อน ชิ้นส่วนที่หายไปนี้ได้เคยตกลงมายังโลกด้วย  เมื่อเดือนตุลาคม คศ.1960 คนงานชาวออสเตรเลีย 2 คนเห็นการตกของชิ้นส่วนไฟบอลตกลงพื้น แต่อีก 10 ปีต่อมาถึงจะพบชิ้นอุกกาบาตชิ้นนั้น  อุกกาบาตชิ้นนี้ไม่เหมือนกับอุกกาบาตชิ้นอื่นๆที่เคยพบ จากการสันนิฐานเบี้องต้นทำให้รู้ว่าต้นกำเนิดของอุกกาบาตชิ้นนี้มาจากดาวเคราะห์น้อยเวสต้า เนื่องจากโครงสร้างทางเคมีของอุกกาบาตชิ้นนี้ชี้ไปที่เวสต้า ซึ่งมีไพร๊อกซีนสเปคตรัมที่โดดเด่นเหมือนกัน ไพร็อกซีนเป็นสิ่งพื้นฐานที่มีอยู่ในสารธารลาวา และหมายความว่าอุกกาบาตชิ้นนี้ถูกสร้างจากธารลาวาเก่าแก่บนพื้นผิวของเวสต้า ซึ่งเมื่อเร็วๆนี้ ได้มีการค้นพบชิ้นส่วนที่อยู่ใกล้กับเวสต้าซึ่งน่าจะเป็นส่วนที่แตกออกมาจากผิวเวสต้าเช่นกัน ชิ้นส่วนเหล่านี้สามารถแผ่ขยายกว้างขึ้นและหลุดรอดมาจากสนามดาวเคราะห์น้อยได้ ที่เรียกกันว่า ช่องว่างเคิร์กวูด (Kirkwood gap) บริเวณนี้จะเป็นอิสระจากสนามดาวเคราะห์น้อย เพราะแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสดึงวัตถุเหล่านี้ออกมาจากสนามหลัก เกิดวงโคจรใหม่รอบดวงอาทิตย์ ซึ่งบางครั้งก็ตัดผ่านวงโคจรของโลกด้วย

     - หลังการค้นพบเซเรสไม่นานก็ได้มีผู้คนพบดาวเคราะห์น้อยดวงอื่นๆ ตามมาในเวลาอันสั้น เช่น พาลาส (Pallas) ใน ค.ศ.1802 จูโน (Juno) ในปี ค.ศ.1804 เวสตา (Vesta) ในปี
ค.ศ.1807 ฯลฯ

      เมื่อส่องด้วยกล้องโทรทรรศน์ ดาวเคราะห์น้อยก็ปรากฏให้เห็นเป็นจุดคล้ายดาวฤกษ์ดวงหนึ่ง ต่างกันเพียงดาวเคราะห์น้อยจะเคลื่อนที่ไปเรื่อยๆ เนื่องจากอยู่ห่างออกไปไม่ไกลนัก ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุดยังห่างออกไปกว่าหนึ่งแสนเท่า จึงปรากฏเสมือนอยู่กับที่หรือเปลี่ยนตำแหน่งไปน้อยมากในชั่วชีวิตของคนเรา หลักการของวิธีที่นักดาราศาสตร์ใช้ค้นหาดาวเคราะห์น้อยจึงเป็นการหา "ดาว" ที่เคลื่อนที่ไปในหมู่ดาวฉากหลัง และหลักการนี้ไม่ได้เปลี่ยนแปลงไปเลยตั้งแต่ปี ค.ศ.1801 จนถึงปัจจุบัน

      การพัฒนาคุณภาพของกล้องโทรทรรศน์ (ใช้ในการส่องค้นหา) และแผนที่ดาว (ใช้ในการระบุว่าดาวดวงใดคือดาวฤกษ์ และดาวดวงใดคือดาวเคราะห์น้อย) ในช่วงคริสต์ศตวรรษที่ 16 เป็นต้นมา ทำให้อัตราการค้นพบดาวเคราะห์น้อยเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว ช่วงปลายของคริสต์ศตวรรษที่ 19 มีการค้นพบดาวเคราะห์น้อยหลายร้อยดวงแต่ก็ยังเป็นอัตราที่น้อยมากเมื่อเทียบ กับปัจจุบัน

      ตั้งแต่ระบบคอมพิวเตอร์เริ่มพัฒนาขึ้นจนมีความเร็วสูง และราคาถูกในทศวรรษ 1980 เป็นต้นมา การค้นหาดาวเคราะห์น้อยสามารถทำได้สะดวกรวดเร็วยิ่งขึ้น โดยการใช้กล้องโทรทรรศน์ที่ปรับเล็งอัตโนมัติด้วยระบบคอมพิวเตอร์ส่องสำรวจ ท้องฟ้าและใช้กล้องซีซีดี ซึ่งควบคุมการถ่ายภาพโดยคอมพิวเตอร์ ถ่ายภาพดาวไปตามรายทาง จากนั้นกล้องโทรทรรศน์จะหันกลับถ่ายภาพในบริเวณเดิมซ้ำอีกในเวลา 15-20 นาที เมื่อกล้องส่งภาพอิเล็กทรอนิกส์มายังคอมพิวเตอร์ คอมพิวเตอร์จะนำภาพทั้งสองมาเปรียบเทียบกันเพื่อหาวัตถุเคลื่อนที่ไป กระบวนการทั้งหมดที่กล่าวมาสามารถทำงานได้อย่างเป็นเอกเทศโดยไม่จำเป็นต้อง มีนัก
ดาราศาตร์เป็นผู้ควบคุมเลย

      ในปี ค.ศ.1995 องค์การดาราศาสตร์สากลมีจำนวนดาวเคราะห์น้อยที่ค้นพบแล้วบันทึกไว้ทั้งสิ้น 28,112 ดวง (10 สิงหาคม ค.ศ.1995) แต่หลังจากนั้นไม่นานความสนใจของเหล่านักดาราศาสตร์สมัครเล่นที่ต้องการค้น พบดาวเคราะห์น้อยเป็นของตัวเอง ได้ผลักดันให้ระบบการค้นหาดาวเคราะห์น้อยครั้งนี้ (4 พฤษภาคม ค.ศ.2004) องค์การดาราศาสตร์สากลมีจำนวนดาวเคราะห์น้อยบันทึกไว้แล้วถึง 251,002 ดวง และมีแนวโน้มที่จะเพิ่มขึ้นเรื่อยๆอย่างรวดเร็ว

         แถบดาวเคราะห์น้อย

 

ดาวเคราะห์น้อยพุ่งชนโลก