thumb|Pas planetoid (białe plamki) znajduje się między orbitami Marsa i Jowisza Pas planetoid – obszar Układu Słonecznego, znajdujący się między orbitami Marsa i Jowisza. Krąży w nim wiele ciał różnej wielkości, nazywanych planetoidami. Region ten nazywany jest też głównym pasem planetoid, gdyż w Układzie Słonecznym istnieją również inne zbiory małych ciał: Pas Kuipera, dysk rozproszony i hipotetyczny Obłok Oorta, oraz wiele mniejszych skupisk, w tym planetoidy bliskie Ziemi, centaury i trojańczycy.

Ponad połowę całkowitej masy pasa planetoid zawierają cztery największe znajdujące się w nim ciała: Ceres, Westa, Pallas i Hygiea. Mają one średnice większe niż 400 kilometrów, a największa z nich, Ceres, ma średnicę około 950 kilometrów i jest zaliczana do planet karłowatych. Pas planetoid jest tak rzadki, że wiele sond kosmicznych przelatywało przez niego bez natrafienia na żaden obiekt. Zderzenia planetoid jednak się zdarzają, co prowadzi do ich kruszenia i powstawania rodzin planetoid o podobnych parametrach orbit i składzie chemicznym. Zderzenia takie powodują również powstawanie pyłu, który można obserwować w nocy jako światło zodiakalne. Skład chemiczny planetoid można określać, badając ich widmo optyczne. Dzięki temu wiadomo, że większość z nich można zaliczyć do trzech grup: węglowych (klasy C), krzemowych (klasy S) i metalicznych (klasy M).

Pas planetoid uformował się z mgławicy przedsłonecznej jako grupa planetozymali, małych prekursorów planet. Między Marsem a Jowiszem zaburzenia grawitacyjne nadawały tym planetozymalom zbyt duże prędkości, żeby mogły się one połączyć w wyniku akrecji w planetę. Planetozymale zderzały się z taką siłą, że zamiast łączyć się w większe obiekty, kruszyły się na mniejsze. Powstałe odłamki miały inne orbity niż ciała przed zderzeniem, często spadając potem na wewnętrzne planety Układu w postaci meteorytów. W ten sposób pas stracił większość swojej pierwotnej masy. Orbity planetoid wciąż ulegają perturbacjom, zwłaszcza gdy ich orbity wokół Słońca wchodzą w rezonans orbitalny z Jowiszem. Wtedy parametry ich orbit ulegają stosunkowo szybkiej zmianie, co prowadzi do usunięcia ich z tych orbit, co jest przyczyną powstania przerw Kirkwooda w pasie planetoid.

Historia obserwacji thumb|Giuseppe Piazzi, odkrywca Ceres, która przez wiele lat była nazywana planetą, później planetoidą numer 1, a obecnie zwana jest planetą karłowatą

W 1766 roku, w anonimowym przypisie do przekładu Contemplation de la Nature Charlesa Bonneta, astronom Johann Daniel Titius von Wittenburg zauważył pewną prawidłowość dotyczącą odległości kolejnych planet od Słońca. Jeśli zacząć od 0, potem użyć liczb 3, 6, 12, 24, 48 itd., podwajając za każdym razem, do wyniku dodać 4 i podzielić przez 10, otrzymuje się ciąg niemal dokładnie odpowiadający odległościom kolejnych planet od Słońca, wyrażonych w jednostkach astronomicznych. Ta prawidłowość, znana obecnie jako reguła Titiusa-Bodego, zgadzała się dla sześciu znanych wtedy planet: Merkurego, Wenus, Ziemi, Marsa, Jowisza i Saturna, pod warunkiem, że zostawiło się dodatkowe puste miejsce pomiędzy Marsem i Jowiszem. W przypisie Titius zanotował „Czy jednak Wielki Architekt zostawiłby to miejsce puste? Wcale nie.”. W 1768 roku astronom Johann Elert Bode zacytował tę regułę w swoim dziele Anleitung zur Kenntniss des gestirnten Himmels, nie podając jednak jej oryginalnego autora, co sprawiło, że przez długi czas była znana jako „prawo Bodego”. Kiedy William Herschel odkrył Urana w 1781 roku, okazało się, że znajduje się on prawie dokładnie w odległości przewidzianej przez tę regułę. To sprawiło, że astronomowie zaczęli poszukiwać planety między Marsem a Jowiszem.

W 1800 roku Franz Xaver von Zach zaprosił 24 astronomów do nieformalnego klubu „Lilienthal Society”, którego celem miało być uporządkowanie wiedzy o Układzie Słonecznym. Klub ten był potem nazywany „Himmelspolizei” (Policją Nieba). Wśród jego członków znaleźli się William Herschel, Nevil Maskelyne, Charles Messier i Heinrich Wilhelm Olbers. Każdy z nich miał za zadanie obserwować 15° ekliptyki w poszukiwaniu brakującej planety.

Już kilka miesięcy później astronom nienależący do Policji Nieba dokonał oczekiwanego odkrycia. 1 stycznia 1801 roku Giuseppe Piazzi, główny astronom Uniwersytetu w Palermo na Sycylii, znalazł mały poruszający się obiekt w odległości dokładnie przewidzianej przez regułę Titusa-Bodego. Nazwał go Ceres, od imienia rzymskiej bogini urodzaju będącej patronką Sycylii. Piazzi początkowo myślał, że jest to kometa, ale brak komy sugerował, że jest to planeta. Piętnaście miesięcy później Heinrich Olbers odkrył kolejny obiekt w tym samym obszarze i nazwał go Pallas. W przeciwieństwie do planet te obiekty pozostawały punktami nawet w największych powiększeniach, co sprawiało, że od gwiazd odróżniało je jedynie ich przemieszczanie się po nieboskłonie. Dlatego w 1802 roku Hershel zasugerował, żeby stworzyć dla nich nową kategorię asteroid, z greckiego asteroeides („podobne gwiazdom”). Po wykonaniu szeregu obserwacji Ceres i Pallas, napisał:

Ani określenie „planety”, ani „komety” nie może zgodnie z zasadami języka być nadane tym dwóm gwiazdom. Przypominają małe gwiazdy tak bardzo, że trudno je od nich odróżnić. Z tego ich przypominania gwiazd nazywam je asteroidami; zastrzegam jednak możliwość zmiany tej nazwy, jeśli inna, lepiej je określająca, się pojawi.

Mimo to przez kolejne kilkadziesiąt lat nazywano je zwykle planetami. Do 1807 roku dalsze obserwacje pozwoliły wykryć kolejne dwa obiekty w tym regionie, nazwane (3) Juno i (4) Westa. Wojny napoleońskie przerwały okres odkryć na pewien czas i kolejna planetoida, (5) Astraea, została odkryta dopiero w 1845 roku. Wkrótce potem zaczęto odkrywać kolejne obiekty coraz szybciej i zaliczanie ich do planet stało się niewygodne. W latach 50. XIX wieku Alexander von Humboldt rozpowszechnił wprowadzoną przez Herschela nazwę, która jest używana do dzisiaj w krajach anglosaskich.

Odkrycie Neptuna w 1846 roku doprowadziło do zdyskredytowania reguły Titiusa-Bodego w oczach naukowców, ponieważ jego orbita nie była nawet blisko jej przewidywań. Do dzisiaj nie wiadomo, dlaczego ta reguła jest spełniana przez większość planet Układu Słonecznego, i astronomowie uznają to raczej za zbieg okoliczności.

Określenie „pas planetoid” zaczęło być używane w połowie XIX wieku, ale nie jest łatwo określić, kto był jego autorem. Do 1868 roku odkryto 100 planetoid, a wprowadzenie astrofotografii w 1891 roku przez Maxa Wolfa przyśpieszyło jeszcze bardziej te odkrycia. Do 1921 roku odkryto 1000 planetoid, a do 1981 roku 10 000. Pod koniec XX wieku zaczęto używać matryc CCD i komputerów do automatycznego znajdowania planetoid. Do roku 2000 skatalogowano ich ponad 100 000. W maju 2022 roku skatalogowanych było ponad 1 000 000 – baza danych małych ciał Układu Słonecznego Jet Propulsion Laboratory..

Pochodzenie thumb|Inklinacja orbit planetoid głównego pasa (czerwone i niebieskie) w zależności od półosi wielkiej

Powstawanie W 1802 roku, wkrótce po odkryciu Pallas, Heinrich Olbers zasugerował Herschelowi, że Ceres i Pallas to fragmenty większej planety, która kiedyś znajdowała się między Marsem a Jowiszem, i która rozpadła się miliony lat wcześniej. Z czasem jednak ta hipoteza stała się coraz mniej popularna. Podważały ją szacunki gigantycznej ilości energii, jakiej wymagałoby zniszczenie planety, oraz fakt, że całkowita masa pasa planetoid to zaledwie 4% masy Księżyca. Ponadto duże różnice w składzie chemicznym planetoid trudno byłoby wytłumaczyć, gdyby kiedyś stanowiły jedną planetę. Obecnie uważa się, że planetoidy nie są częścią istniejącej kiedyś planety, ale raczej budulcem, z którego planeta nigdy nie powstała.

Ogólnie rzecz ujmując, proces powstawania planet jest ściśle związany z powstawaniem gwiazd: obłok molekularny zapada się pod wpływem grawitacji, tworząc dysk, w którego centrum powstaje gwiazda. W ciągu kilku milionów lat w procesie akrecji małe obiekty zderzają się i zlepiają w większe, stopniowo rosnąc. Gdy mają wystarczającą masę, zaczynają grawitacyjnie przyciągać inne obiekty i stają się planetozymalami. Z takich planetozymali powstały zarówno gazowe giganty, jak i planety skaliste.

Grawitacja Jowisza wywoływała zbyt duże perturbacje w obszarze obecnie zajmowanym przez pas, aby mogła tam powstać planeta. Planetozymale zderzały się ze zbyt dużą energią i zamiast łączyć się, kruszyły się na mniejsze fragmenty. Na orbitach, na których czas obiegu wokół Słońca synchronizował się z obiegiem Jowisza, dochodziło do rezonansu orbitalnego. Wpływ grawitacyjny Jowisza nakładał się na siebie przy każdym obiegu, co powodowało nadanie obiektom dodatkowej prędkości. Gdy Jowisz migrował na bliższą Słońcu orbitę, jego orbity rezonansowe przemieszczały się w obrębie pasa, rozpędzając chaotycznie obiekty na wszystkich orbitach.

We wczesnym okresie powstawania Układu Słonecznego wiele planetoid zostało stopionych, co pozwoliło pierwiastkom w ich wnętrzu uporządkować się ze względu na gęstość. Niektóre pierwotne ciała mogły nawet posiadać wulkany i być pokryte lawą. Ze względu na małe rozmiary planetoidy stygły jednak o wiele szybciej niż planety i większość z nich zestaliła się około 4,5 miliarda lat temu, w ciągu pierwszych kilkudziesięciu milionów lat swojego istnienia.

W sierpniu 2007 roku badanie kryształów cyrkonu w meteorycie znalezionym na Antarktydzie, uważanym za fragment Westy, pokazało, że musiał on zestalić się w ciągu co najwyżej dziesięciu milionów lat.

Ewolucja Planetoidy podlegają ciągłej ewolucji i nie mają obecnie takiej postaci, jak na początku istnienia Układu Słonecznego. W ciągu miliardów lat nastąpiły w nich duże zmiany, między innymi wywołane przez stapianie (w pierwszych milionach lat istnienia), zderzenia, erozję powodowaną przez promieniowanie kosmiczne i bombardowanie mikrometeorytami. Aktualnie pas planetoid zawiera jedynie ułamek masy, którą zawierał pierwotnie. Symulacje komputerowe sugerują, że jego masa mogła być podobna do masy Ziemi. Z powodu zaburzeń grawitacyjnych ponad 99,9% tej masy zostało z niego wyrzuconych w ciągu pierwszego miliona lat. Od powstania rozkład wielkości planetoid pozostawał mniej więcej stały.

Rezonans orbitalny 4:1 z Jowiszem, w odległości 2,06 au od Słońca, można uznać za wewnętrzną granicę pasa. Zaburzenia wywołane przez Jowisza wysyłają znajdujące się tam ciała na niestabilne orbity. Większość ciał uformowanych bliżej Słońca została wchłonięta przez Marsa (który znajduje się w odległości 1,67 au od Słońca) lub wyrzucona przez jego grawitacyjne zaburzenia we wczesnym okresie istnienia Układu Słonecznego. Istnieją tylko niewielkie grupy planetoid znajdujące się bliżej Słońca, chronione przed zaburzeniami przez dużą inklinację swoich orbit.

Gdy pas planetoid powstawał, temperatura w odległości 2,7 au od Słońca odpowiadała punktowi sublimacji lodu. Dlatego tylko planetozymale znajdujące się w większej odległości mogły gromadzić na swojej powierzchni lód. W 2006 roku odkryto grupę komet znajdujących się w tym obszarze. Mogły one w przeszłości być źródłem wody dla dzisiejszych ziemskich oceanów. Zgodnie z niektórymi modelami atmosfera pierwotnej Ziemi nie mogła zawierać wystarczająco dużo wody, a jej dzisiejsze zasoby musiały wziąć się z innego źródła, jak na przykład spadające na Ziemię komety.

Charakterystyka thumb|Planetoida (951) Gaspra, pierwsza sfotografowana z bliska. Zdjęcie zrobiła sonda Galileo w 1991 roku thumb|Meteoryt Allende, chondryt węglisty, który spadł na terytorium Meksyku w 1969 roku