Геология солнечных планет земной группы в основном занимается геологическими аспектами четырех планет земной группы Солнечной системы — Меркурия , Венеры , Земли и Марса — и одной карликовой планеты земной группы : Цереры . Земля — единственная известная планета земной группы, имеющая активную гидросферу .
Планеты земной группы существенно отличаются от планет-гигантов , которые могут не иметь твердой поверхности и состоят в основном из некоторой комбинации водорода , гелия и воды , находящихся в различных физических состояниях . Планеты земной группы имеют компактную каменистую поверхность, а Венера, Земля и Марс также имеют атмосферу . Их размер, радиус и плотность одинаковы.
Планеты земной группы во многом похожи на карликовые планеты (такие объекты, как Плутон ), которые также имеют твердую поверхность, но в основном состоят из ледяных материалов. Во время формирования Солнечной системы их, вероятно, было гораздо больше ( планетезималей ), но все они слились с четырьмя оставшимися мирами в солнечной туманности или были уничтожены ими .
Все планеты земной группы имеют примерно одинаковую структуру: центральное металлическое ядро, в основном железное , с окружающей его силикатной мантией . Луна похожа на нее , но у нее нет существенного железного ядра. [1] Три из четырех солнечных планет земной группы (Венера, Земля и Марс) имеют твердую атмосферу ; все они имеют ударные кратеры и тектонические особенности поверхности, такие как рифтовые долины и вулканы .
Термин «внутренняя планета» не следует путать с «нижней планетой» , которая относится к любой планете, которая находится ближе к Солнцу, чем планета наблюдателя, но обычно относится к Меркурию и Венере.
Считается, что Солнечная система образовалась согласно небулярной гипотезе , впервые предложенной в 1755 году Иммануилом Кантом и независимо сформулированной Пьером-Симоном Лапласом . [2] Эта теория утверждает, что 4,6 миллиарда лет назад Солнечная система образовалась в результате гравитационного коллапса гигантского молекулярного облака . Это первоначальное облако, вероятно, имело диаметр несколько световых лет и, вероятно, породило несколько звезд. [3]
Первые твердые частицы были микроскопических размеров. Эти частицы вращались вокруг Солнца по почти круговым орбитам рядом друг с другом, как газ, из которого они конденсировались. Постепенно мягкие столкновения позволили хлопьям слипнуться и образовать более крупные частицы, которые, в свою очередь, привлекли к себе более твердые частицы. Этот процесс известен как аккреция . Объекты, образовавшиеся в результате аккреции, называются планетезималями — они действуют как зародыши для формирования планет. Первоначально планетезимали были плотно упакованы. Они объединились в более крупные объекты, образовав скопления размером до нескольких километров в поперечнике за несколько миллионов лет, небольшой срок по сравнению с возрастом Солнечной системы. [3] После того, как планетезимали стали больше в размерах, столкновения стали очень разрушительными, что затруднило дальнейший рост. Только самые крупные планетезимали пережили процесс фрагментации и продолжили медленно превращаться в протопланеты за счет аккреции планетезималей аналогичного состава. [3] После формирования протопланеты накопление тепла от радиоактивного распада короткоживущих элементов расплавило планету, позволив материалам дифференцироваться (т.е. разделяться в зависимости от их плотности ). [3]
В более теплой внутренней части Солнечной системы планетезимали образовались из камней и металлов , приготовленных миллиарды лет назад в ядрах массивных звезд . Эти элементы составляли лишь 0,6% вещества солнечной туманности . Вот почему планеты земной группы не могли вырасти очень большими и не могли оказывать сильное притяжение к газообразным водороду и гелию. [3] Кроме того, более быстрые столкновения между частицами, близкими к Солнцу, в среднем были более разрушительными. Даже если бы на планетах земной группы были водород и гелий , Солнце нагрело бы эти газы и заставило бы их выйти наружу. [3] Следовательно, солнечные планеты земной группы, такие как Меркурий , Венера , Земля и Марс , представляют собой плотные маленькие миры, состоящие в основном из 2% более тяжелых элементов, содержащихся в солнечной туманности.
Четыре внутренние планеты, или земной группы, имеют плотный, скалистый состав, мало или совсем не имеют спутников и не имеют систем колец . Они состоят в основном из минералов с высокими температурами плавления, таких как силикаты , которые образуют их твердые корки и полужидкие мантии , и металлов, таких как железо и никель , которые образуют их ядра .
Миссия «Маринер-10» (1974 г.) нанесла на карту около половины поверхности Меркурия. На основе этих данных учёные получили первоклассное понимание геологии и истории планеты. [4] [5] На поверхности Меркурия видны межкратерные равнины, впадины , гладкие равнины , кратеры и тектонические особенности.
Самая старая поверхность Меркурия — это межкратерные равнины, [4] [6] которые присутствуют (но гораздо менее обширны) на Луне . Межкратерные равнины представляют собой ровную или слегка холмистую местность , которая встречается между большими кратерами и вокруг них. Равнины возникли раньше, чем сильно кратерированная местность, и стерли с лица земли многие ранние кратеры и бассейны Меркурия; [4] [7] они, вероятно, образовались в результате широко распространенного вулканизма в начале истории Меркурия.
Кратеры Меркурия имеют морфологические элементы лунных кратеров: меньшие кратеры имеют форму чаши, и с увеличением размера у них появляются зубчатые края, центральные пики и террасы на внутренних стенках. [6] Листы выброса имеют холмистую, линейчатую текстуру и множество вторичных ударных кратеров. Свежие кратеры всех размеров имеют темные или яркие ореолы и хорошо развитую лучевую систему. Хотя меркурианские и лунные кратеры внешне похожи, между ними есть тонкие различия, особенно в размерах отложений. Непрерывные выбросы и поля вторичных кратеров на Меркурии гораздо менее обширны (примерно в 0,65 раза) для данного диаметра края, чем у сопоставимых лунных кратеров. Эта разница обусловлена тем, что гравитационное поле на Меркурии в 2,5 раза выше, чем на Луне. [6] Как и на Луне, ударные кратеры на Меркурии постепенно разрушаются в результате последующих ударов. [4] [7] Самые свежие кратеры имеют лучевую систему и четкую морфологию. По мере дальнейшего разрушения кратеры теряют свою четкую морфологию, а лучи и особенности непрерывных выбросов становятся более размытыми, пока узнаваемым не остается только приподнятый край возле кратера. Поскольку кратеры со временем постепенно разрушаются, степень разрушения дает приблизительное представление об относительном возрасте кратера. [7] Предполагая, что кратеры одинакового размера и морфологии имеют примерно один и тот же возраст, можно наложить ограничения на возраст других нижележащих или вышележащих образований и, таким образом, составить глобальную карту относительного возраста кратеров.
На Меркурии обнаружено по меньшей мере 15 древних бассейнов. [7] Толстой представляет собой настоящий многокольцевой бассейн , имеющий как минимум два, а возможно и четыре концентрических кольца. [7] [8] Он имеет хорошо сохранившееся одеяло выброса, простирающееся на 500 километров (311 миль) от его края. Внутренняя часть бассейна затоплена равнинами, которые явно датируются отложениями выбросов. У Бетховена есть только один, приглушенный, похожий на массив край диаметром 625 километров (388 миль), но он демонстрирует впечатляющее, хорошо очерченное одеяло выбросов, простирающееся на 500 километров (311 миль). Как и у Толстого, выброс Бетховена асимметричен. Бассейн Калорис представляет собой горное кольцо диаметром 1300 километров (808 миль). [7] [9] [10] Отдельные массивы обычно имеют длину от 30 километров (19 миль) до 50 километров (31 миль); внутренний край пачки отмечен уступами, обращенными к котловине. [10] Линейная местность простирается примерно на 1000 километров (621 миль) от подножия слабого прерывистого уступа на внешнем краю гор Калорис; эта местность похожа на скульптуру , окружающую бассейн Имбриума на Луне. [7] [10] Торосистый материал образует широкое кольцевое пространство примерно в 800 километрах (497 миль) от гор Калорис . Он состоит из невысоких, близко расположенных или разбросанных холмов диаметром от 0,3 до 1 километра (1 мили) и высотой от десятков до нескольких сотен метров. Внешняя граница этого подразделения проходит постепенно с (более молодыми) гладкими равнинами, встречающимися в том же регионе. Холмистая и изрытая местность находится напротив бассейна Калорис, вероятно, созданная в результате антиподальной конвергенции интенсивных сейсмических волн, возникших в результате удара Калориса. [11]
Дно бассейна Калорис деформировано извилистыми хребтами и трещинами, что придает заполнению бассейна сильно полигональный рисунок. Эти равнины могут быть вулканическими, образовавшимися в результате выброса магмы в результате ударного события, или толстым слоем ударного расплава. Обширные области Меркурия покрыты относительно плоскими, редко кратерированными равнинами. [7] [12] Они заполняют впадины, размер которых варьируется от региональных впадин до дна кратеров. Гладкие равнины похожи на моря Луны, с очевидным отличием в том, что гладкие равнины имеют то же альбедо, что и равнины между кратерами. Гладкие равнины наиболее ярко обнажены в широком кольце вокруг бассейна Калорис. Никаких однозначных вулканических особенностей, таких как лепестки потока, дамбовые каналы, купола или конусы, не видно. Плотность кратеров указывает на то, что гладкие равнины значительно моложе, чем выбросы из бассейна Калорис. [7] Кроме того, во вновь обработанных цветовых данных наблюдаются отдельные цветовые единицы, некоторые из которых имеют дольчатую форму. [13] Такие отношения убедительно подтверждают вулканическое происхождение меркурианских гладких равнин, даже при отсутствии диагностических форм рельефа. [7] [12] [13]
Лопастные уступы широко распространены на Меркурии [7] [12] [14] и состоят из извилистых или дугообразных уступов, пересекающих ранее существовавшие равнины и кратеры. Наиболее убедительно они интерпретируются как надвиги , указывающие на период глобального сжатия. [14] Лопастные уступы обычно пересекают гладкие равнинные породы (раннего калорийского возраста) на дне кратеров, но кратеры пост-Калориса накладываются на них. Эти наблюдения позволяют предположить, что формирование лопастно-уступчатого уступа ограничивалось относительно узким интервалом времени, начиная с позднего дотолстовского периода и заканчивая средним-концом калорийского периода. Помимо уступов, в гладких равнинных материалах встречаются морщинистые гряды. Эти хребты, вероятно, образовались в результате локального или регионального сжатия поверхности, вызванного нагрузкой на литосферу плотными стопками вулканической лавы, как это предполагается для лунных морей. [7] [14]
Поверхность Венеры сравнительно очень плоская. Когда 93% топографии было нанесено на карту «Пионером Венеры» , [15] ученые обнаружили, что общее расстояние от самой низкой точки до самой высокой точки на всей поверхности составляло около 13 километров (8 миль), тогда как на Земле расстояние от бассейнов до Гималаев составляет около 20 километров (12,4 миль). Согласно данным высотомеров « Пионера » , почти 51% поверхности находится в пределах 500 метров (1640 футов) от медианного радиуса 6052 км (3760 миль); только 2% поверхности расположено на высоте более 2 километров (1 мили) от срединного радиуса.
На Венере нет признаков активной тектоники плит. Существуют спорные свидетельства активной тектоники в далеком прошлом планеты; однако события, произошедшие с тех пор (например, правдоподобная и общепринятая гипотеза о том, что венерианская литосфера значительно утолщалась в течение нескольких сотен миллионов лет), затруднили определение хода ее геологической летописи. Однако многочисленные хорошо сохранившиеся ударные кратеры использовались в качестве метода датирования для приблизительного датирования поверхности Венеры (поскольку до сих пор не известно образцов венерианских пород, которые можно было бы датировать более надежными методами). Полученные даты преимущественно находятся в диапазоне ~ 500–750 млн лет назад, хотя были рассчитаны возрасты до ~ 1,2 млн лет назад. Это исследование привело к довольно широко принятой гипотезе о том, что Венера по крайней мере однажды в своем далеком прошлом претерпела практически полное вулканическое обновление поверхности, причем последнее событие произошло примерно в пределах предполагаемого возраста поверхности. Хотя механизм такого впечатляющего теплового явления остается дискуссионным вопросом в венерианских геолого-научных исследованиях, некоторые ученые в некоторой степени являются сторонниками процессов, связанных с движением плит. На Венере имеется почти 1000 ударных кратеров, более или менее равномерно распределенных по ее поверхности.
Наземные радиолокационные исследования позволили выявить некоторые топографические закономерности, связанные с кратерами , а зонды «Венера-15» и «Венера-16» выявили почти 150 таких особенностей вероятного ударного происхождения. Глобальное покрытие Магеллана впоследствии позволило идентифицировать около 900 ударных кратеров.
Подсчеты кратеров дают важную оценку возраста поверхности планеты. С течением времени тела Солнечной системы подвергаются случайным воздействиям, поэтому чем больше кратеров имеет поверхность, тем она старше. По сравнению с Меркурием , Луной и другими подобными телами, на Венере очень мало кратеров. Частично это связано с тем, что плотная атмосфера Венеры сжигает более мелкие метеориты до того, как они упадут на поверхность. Данные Венеры и Магеллана совпадают: существует очень мало ударных кратеров диаметром менее 30 километров (19 миль), а данные Магеллана показывают отсутствие кратеров диаметром менее 2 километров (1 мили) . Однако крупных кратеров меньше, и они кажутся относительно молодыми; они редко заполняются лавой, что указывает на то, что они возникли после вулканической активности в этом районе, а радар показывает, что они неровные и не успели размыться.
Большая часть поверхности Венеры, по-видимому, сформировалась в результате вулканической активности. В целом на Венере вулканов в несколько раз больше, чем на Земле, и на ней находится около 167 гигантских вулканов диаметром более 100 километров (62 мили). Единственный вулканический комплекс такого размера на Земле — Большой остров Гавайи . Однако это происходит не потому, что Венера более вулканически активна, чем Земля, а потому, что ее кора старше. Земная кора постоянно перерабатывается путем субдукции на границах тектонических плит , ее средний возраст составляет около 100 миллионов лет, а возраст поверхности Венеры оценивается примерно в 500 миллионов лет. [16] Венерианские кратеры имеют диаметр от 3 до 280 километров (174 миль). Кратеров размером менее 3 км нет из-за воздействия плотной атмосферы на приближающиеся объекты. Объекты с кинетической энергией меньше определенной настолько замедляются атмосферой, что не создают ударного кратера. [17]
Рельеф Земли сильно варьируется от места к месту. Около 70,8% [18] поверхности покрыто водой. Морское дно имеет гористые особенности, в том числе охватывающую весь земной шар систему срединно-океанических хребтов , а также подводные вулканы , [19] океанические впадины , подводные каньоны , океанические плато и абиссальные равнины . Остальные 29,2%, не покрытые водой, состоят из гор , пустынь , равнин , плато и других геоморфологических образований .
Поверхность планеты претерпевает изменения в течение геологических периодов времени из-за воздействия тектоники и эрозии . Поверхностные элементы, созданные или деформированные в результате тектоники плит, подвержены устойчивому выветриванию из-за осадков , термических циклов и химических воздействий. Оледенение , береговая эрозия , образование коралловых рифов и падения крупных метеоритов [20] также приводят к изменению ландшафта.
По мере того как континентальные плиты мигрируют по планете, дно океана погружается под передние края. В то же время апвеллинги мантийного материала создают расходящиеся границы вдоль срединно-океанических хребтов . Комбинация этих процессов постоянно перерабатывает материал океанской плиты. Возраст большей части дна океана составляет менее 100 миллионов лет. Самая старая океанская плита расположена в западной части Тихого океана, ее предполагаемый возраст составляет около 200 миллионов лет. Для сравнения: возраст самых старых окаменелостей, найденных на суше, составляет около 3 миллиардов лет. [21] [22]
Континентальные плиты состоят из материала меньшей плотности, такого как магматические породы , гранит и андезит . Реже встречается базальт , более плотная вулканическая порода, которая является основным компонентом дна океана. [23] Осадочная порода образуется из скопления отложений, которые уплотняются. Около 75% поверхности континентов покрыто осадочными породами, хотя они образуют лишь около 5% земной коры. [24] Третьей формой горного материала, обнаруженного на Земле, является метаморфическая порода , которая создается в результате трансформации ранее существовавших типов горных пород под воздействием высокого давления, высоких температур или того и другого. Наиболее распространенные силикатные минералы на поверхности Земли включают кварц , полевые шпаты , амфибол , слюду , пироксен и оливин . [25] Общие карбонатные минералы включают кальцит (найденный в известняке ), арагонит и доломит . [26]
Педосфера — самый внешний слой Земли, состоящий из почвы и подверженный процессам почвообразования . Он существует на стыке литосферы , атмосферы , гидросферы и биосферы . В настоящее время общая площадь пахотных земель составляет 13,31% площади суши, и только 4,71% используются для выращивания многолетних культур. [27] Около 40% поверхности Земли в настоящее время используется под пахотные земли и пастбища, или, по оценкам, 13 миллионов квадратных километров (5,0 миллионов квадратных миль) пахотных земель и 34 миллиона квадратных километров (13 миллионов квадратных миль) пастбищ. [28]
Физические характеристики суши чрезвычайно разнообразны. Крупнейшие горные хребты — Гималаи в Азии и Анды в Южной Америке — простираются на тысячи километров. Самыми длинными реками являются река Нил в Африке (6695 километров или 4160 миль) и река Амазонка в Южной Америке (6437 километров или 4000 миль). Пустыни занимают около 20% всей площади суши. Самая большая из них — Сахара , занимающая почти треть Африки.
Высота земной поверхности Земли варьируется от нижней точки -418 м (-1371 фут) на Мертвом море до максимальной высоты, оцененной в 2005 году, в 8848 м (29 028 футов) на вершине Эвереста . Средняя высота суши над уровнем моря составляет 686 м (2250 футов). [29]
Геологическую историю Земли можно разделить на два периода, а именно:
На основании наблюдаемых потоков лавы из вулканов, коллекции марсианских метеоритов , а также данных спускаемых аппаратов и орбитальных наблюдений считается, что поверхность Марса в основном состоит из базальта . Потоки лавы из марсианских вулканов показывают, что эта лава имеет очень низкую вязкость, типичную для базальта. [30] Анализ образцов почвы, собранных посадочными модулями «Викинг» в 1976 году, указывает на наличие богатых железом глин , соответствующих выветриванию базальтовых пород. [30] Есть некоторые свидетельства того, что некоторая часть марсианской поверхности может быть более богата кремнеземом, чем типичный базальт , возможно, похожий на андезитовые породы на Земле, хотя эти наблюдения также можно объяснить кварцевым стеклом, слоистыми силикатами или опалом. Большая часть поверхности глубоко покрыта пылью, мелкой, как тальк. Красно-оранжевый цвет поверхности Марса вызван оксидом железа (III) (ржавчиной). [31] [32] Марс имеет в два раза больше оксида железа во внешнем слое, чем Земля, несмотря на их предполагаемое одинаковое происхождение. Считается, что Земля, будучи более горячей, транспортировала большую часть железа вниз в лавовые моря ранней планеты глубиной 1800 километров (1118 миль) и температурой 3200 ° C (5792 ° F ), в то время как Марс с более низкой температурой лавы Температура 2200 °C (3992 °F) была слишком низкой для этого. [31]
Ядро окружено силикатной мантией , которая сформировала многие тектонические и вулканические образования на планете. Средняя толщина коры планеты составляет около 50 км и не превышает 125 километров (78 миль), [33] что намного толще земной коры, толщина которой колеблется от 5 километров (3 миль) до 70 километров (43 мили). ). В результате кора Марса нелегко деформируется, как показала недавняя радиолокационная карта южной полярной ледяной шапки, которая не деформирует кору, несмотря на то, что ее толщина составляет около 3 км. [34]
Морфология кратера дает информацию о физической структуре и составе поверхности. Ударные кратеры позволяют нам заглянуть глубоко под поверхность и в геологическое прошлое Марса. Лопастные покрытия выбросов (на фото слева) и кратеры в центральной яме распространены на Марсе, но редко встречаются на Луне , что может указывать на присутствие приповерхностных летучих веществ (льда и воды) на Марсе. Деградированные ударные структуры фиксируют вариации вулканической , речной и эоловой активности. [35]
Кратер Юты является примером кратера Рампарт , названного так из-за валообразного края выброса. В кратере Юты выбросы полностью покрывают более старый кратер сбоку, показывая, что выброшенный материал представляет собой лишь тонкий слой. [36]
Геологическую историю Марса можно разделить на множество эпох, но можно выделить три основные из них:
Геология карликовой планеты Церера была в значительной степени неизвестна до тех пор, пока космический корабль Dawn не исследовал ее в начале 2015 года. Однако некоторые особенности поверхности, такие как «Пиацци», названные в честь первооткрывателя карликовых планет, были выяснены. соответствует дифференцированному телу, каменистому ядру, покрытому ледяной мантией. Эта мантия толщиной 100 километров (23–28% Цереры по массе; 50% по объему) содержит 200 миллионов кубических километров воды, что больше, чем количество пресной воды на Земле. Этот результат подтверждается наблюдениями телескопа Кека в 2002 году и эволюционным моделированием. Кроме того, некоторые характеристики его поверхности и истории (например, расстояние от Солнца, которое ослабило солнечное излучение настолько, что во время его формирования могли включиться некоторые компоненты с довольно низкой температурой замерзания) указывают на присутствие летучих материалов в интерьер Цереры. Было высказано предположение, что под слоем льда до наших дней мог сохраниться оставшийся слой жидкой воды. Состав поверхности Цереры во многом аналогичен составу астероидов C-типа. Некоторые различия действительно существуют. Повсеместные особенности ИК-спектров Церериана характерны для гидратированных материалов, что указывает на наличие значительного количества воды внутри. Другие возможные компоненты поверхности включают богатые железом глинистые минералы (кронстедтит) и карбонатные минералы (доломит и сидерит), которые являются обычными минералами в углеродистых хондритовых метеоритах. Спектральные особенности карбонатов и глинистых минералов обычно отсутствуют в спектрах других астероидов С-типа. Иногда Цереру относят к астероидам G-типа.
Поверхность Церериана относительно теплая. Максимальная температура над головой Солнца была оценена по измерениям в 235 К (около -38 ° C, -36 ° F) 5 мая 1991 года.
До миссии Dawn было однозначно обнаружено лишь несколько особенностей поверхности Цереры. Снимки высокого разрешения, сделанные космическим телескопом Хаббл в 1995 году, показали темное пятно на ее поверхности, получившее прозвище «Пиацци» в честь первооткрывателя Цереры. Считалось, что это кратер. Более поздние изображения в ближнем инфракрасном диапазоне с более высоким разрешением, полученные за весь оборот телескопа Кека с использованием адаптивной оптики, показали несколько ярких и темных деталей, движущихся вместе с вращением Цереры. Две темные детали имели круглую форму и предположительно являются кратерами; у одного из них была яркая центральная область, тогда как другой был идентифицирован как особенность «Пиацци». Более поздние изображения полного вращения космического телескопа Хаббла в видимом свете, полученные в 2003 и 2004 годах, показали 11 узнаваемых особенностей поверхности, природа которых в настоящее время неизвестна. Одна из этих особенностей соответствует наблюдаемой ранее особенности «Пиацци».
Эти последние наблюдения также определили, что северный полюс Цереры указывает в направлении прямого восхождения 19 часов 24 минут (291°), склонения +59°, в созвездии Дракона. Это означает, что осевой наклон Цереры очень мал — около 3°.
Атмосфера Есть признаки того, что Церера может иметь разреженную атмосферу и водяной иней на поверхности. Поверхностный водяной лед нестабилен на расстояниях менее 5 а.е. от Солнца, поэтому ожидается, что он возвысится, если подвергнется прямому воздействию солнечной радиации. Водяной лед может мигрировать из глубоких слоев Цереры на поверхность, но уходит за очень короткое время. В результате трудно обнаружить испарение воды. Выход воды из полярных областей Цереры, возможно, наблюдался в начале 1990-х годов, но это не было однозначно продемонстрировано. Возможно, удастся обнаружить вытекающую воду из окрестностей свежего ударного кратера или из трещин в подземных слоях Цереры. Ультрафиолетовые наблюдения космического корабля IUE обнаружили вблизи северного полюса Цереры статистически значимое количество гидроксид-ионов, которые являются продуктом диссоциации водяного пара под действием ультрафиолетового солнечного излучения.
В начале 2014 года с использованием данных космической обсерватории «Гершель» было обнаружено, что на Церере имеется несколько локализованных (диаметром не более 60 км) среднеширотных источников водяного пара, каждый из которых выделяет около 10 26 молекул (или 3 кг) воды в секунду. Две области потенциальных источников, обозначенные Пьяцци (123° в.д., 21° с.ш.) и Область А (231° в.д., 23° с.ш.), были визуализированы в ближнем инфракрасном диапазоне как темные области (область А также имеет яркий центр) с помощью Обсерватория В.М.Кека. Возможными механизмами выделения пара являются сублимация примерно 0,6 км2 обнаженного поверхностного льда или криовулканические извержения, возникающие в результате радиогенного внутреннего тепла или повышения давления в подземном океане из-за роста вышележащего слоя льда. Ожидается, что поверхностная сублимация будет снижаться по мере удаления Цереры от Солнца по своей эксцентричной орбите, тогда как на выбросы с внутренней энергией не должно влиять орбитальное положение. Имеющиеся ограниченные данные больше соответствуют сублимации кометного типа. Космический корабль Dawn приближается к Церере в афелии, что может ограничить возможность Dawn наблюдать это явление.
Примечание. Эта информация взята непосредственно из основной статьи, туда же включены источники материала.
Астероиды, кометы и метеороиды — это остатки туманности, в которой сформировалась Солнечная система 4,6 миллиарда лет назад.
Пояс астероидов расположен между Марсом и Юпитером . Он состоит из тысяч скалистых планетезималей диаметром от 1000 километров (621 миль) до нескольких метров. Считается, что это остатки формирования Солнечной системы, которые не смогли сформировать планету из-за гравитации Юпитера. Когда астероиды сталкиваются, они образуют небольшие фрагменты, которые иногда падают на Землю. Эти камни называются метеоритами и предоставляют информацию о первичной солнечной туманности. Большинство этих фрагментов имеют размер песчинок. Они сгорают в атмосфере Земли, заставляя их светиться, как метеоры .
Комета — это небольшое тело Солнечной системы , которое вращается вокруг Солнца и (по крайней мере иногда) имеет кому (или атмосферу) и/или хвост — и то и другое в первую очередь из-за воздействия солнечной радиации на ядро кометы , которое само по себе является второстепенным телом. состоит из камня, пыли и льда.
Пояс Койпера , иногда называемый поясом Эджворта-Койпера, представляет собой область Солнечной системы за пределами планет, простирающуюся от орбиты Нептуна (на расстоянии 30 а.е. ) [37] примерно до 55 а.е. от Солнца . [38] Он похож на пояс астероидов , хотя и намного больше; В 20 раз шире и в 20–200 раз массивнее. [39] [40] Как и пояс астероидов, он состоит в основном из небольших тел (остатков формирования Солнечной системы) и по крайней мере одной карликовой планеты — Плутона , которая может быть геологически активной. [41] Но в то время как пояс астероидов состоит в основном из камня и металла , пояс Койпера состоит в основном из льдов , таких как метан , аммиак и вода . Объекты в поясе Койпера вместе с членами рассеянного диска и любыми потенциальными объектами облака Хиллса или облака Оорта вместе называются транснептуновыми объектами (ТНО). [42] Два ТНО были посещены и изучены с близкого расстояния: Плутон и 486958 Аррокот .