Геология 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 твердых поверхностей и состоят в основном из некоторой комбинации водорода , гелия и воды, существующих в различных физических состояниях . Планеты земной группы имеют компактную, каменистую поверхность, а Венера, Земля и Марс также имеют атмосферу . Их размер, радиус и плотность все похожи.
Планеты земной группы имеют многочисленные сходства с карликовыми планетами (объектами типа Плутона ), 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 ими уничтожены .
Планеты земной группы имеют примерно одинаковую структуру: центральное металлическое ядро, в основном железное , с окружающей силикатной мантией . Луна похожа, но у нее нет существенного железного ядра. [1] Три из четырех планет солнечной земной группы (Венера, Земля и Марс) имеют существенные атмосферы ; все они имеют ударные кратеры и тектонические особенности поверхности, такие как рифтовые долины и вулканы .
Термин «внутренняя планета» не следует путать с термином «нижняя планета» , который относится к любой планете, которая находится ближе к Солнцу, чем планета наблюдателя, но обычно относится к Меркурию и Венере.
Считается, что Солнечная система образовалась в соответствии с небулярной гипотезой , 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 несколько световых лет в поперечнике и, вероятно, породило несколько звезд. [3]
Первые твердые частицы были микроскопическими по размеру. Эти частицы вращались вокруг Солнца по почти круговым орбитам прямо рядом друг с другом, как и газ, из которого они конденсировались. Постепенно, мягкие столкновения позволили хлопьям слипнуться и образовать более крупные частицы, которые, в свою очередь, притянули к себе более твердые частицы. Этот процесс известен как аккреция . Объекты, образованные аккрецией, называются планетезималями — они действуют как семена для формирования планет. Первоначально планетезимали были плотно упакованы. Они объединялись в более крупные объекты, образуя комки до нескольких километров в поперечнике за несколько миллионов лет, что было небольшим временем по сравнению с возрастом Солнечной системы. [3] После того, как планетезимали стали больше в размерах, столкновения стали крайне разрушительными, что затруднило дальнейший рост. Только самые большие планетезимали пережили процесс фрагментации и продолжили медленно расти в протопланеты путем аккреции планетезималей схожего состава. [3] После того, как образовалась протопланета, накопление тепла от радиоактивного распада короткоживущих элементов расплавило планету, что позволило материалам дифференцироваться (т.е. разделиться в соответствии с их плотностью ). [3]
В более теплой внутренней Солнечной системе планетезимали образовались из камней и металлов , сваренных миллиарды лет назад в ядрах массивных звезд . Эти элементы составляли всего 0,6% материала в солнечной туманности . Вот почему планеты земной группы не могли вырасти очень большими и не могли оказывать сильное притяжение на водород и гелий. [3] Кроме того, более быстрые столкновения между частицами, близкими к Солнцу, были в среднем более разрушительными. Даже если бы планеты земной группы имели водород и гелий , Солнце нагрело бы газы и заставило бы их вырваться. [3] Следовательно, солнечные планеты земной группы, такие как Меркурий , Венера , Земля и Марс, являются плотными маленькими мирами, состоящими в основном из 2% более тяжелых элементов, содержащихся в солнечной туманности.
Четыре внутренние или земные планеты имеют плотный, каменистый состав, мало или совсем нет лун и нет кольцевых систем . Они состоят в основном из минералов с высокими температурами плавления, таких как силикаты , которые образуют их твердые коры и полужидкие мантии , и металлов, таких как железо и никель , которые образуют их ядра .
Миссия Mariner 10 (1974) картировала около половины поверхности Меркурия. На основе этих данных ученые получили первостепенное понимание геологии и истории планеты. [4] [5] Поверхность Меркурия показывает межкратерные равнины, бассейны , гладкие равнины , кратеры и тектонические особенности.
Самая старая поверхность Меркурия — это его межкратерные равнины, [4] [6], которые присутствуют (но гораздо менее обширны) на Луне . Межкратерные равнины — это ровные или слегка холмистые ландшафты , которые встречаются между и вокруг крупных кратеров. Равнины появились раньше сильно кратерированной местности и уничтожили многие из ранних кратеров и бассейнов Меркурия; [4] [7] они, вероятно, образовались в результате широко распространенного вулканизма в начале истории Меркурия.
Кратеры Меркурия имеют морфологические элементы лунных кратеров — кратеры меньшего размера имеют форму чаши, и с увеличением размера они развивают фестончатые края, центральные пики и террасы на внутренних стенках. [6] Выброшенные пласты имеют холмистую, линейную текстуру и рои вторичных ударных кратеров. Свежие кратеры всех размеров имеют темные или яркие ореолы и хорошо развитые лучевые системы. Хотя меркурианские и лунные кратеры внешне похожи, они демонстрируют тонкие различия, особенно в объеме 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. Это различие является результатом того, что гравитационное поле на Меркурии в 2,5 раза сильнее, чем на Луне. [6] Как и на Луне, ударные кратеры на Меркурии постепенно разрушаются последующими ударами. [4] [7] Самые свежие кратеры имеют лучевые системы и четкую морфологию. С дальнейшей деградацией кратеры теряют свою четкую морфологию, а лучи и особенности на непрерывных выбросах становятся более размытыми, пока только приподнятый край около кратера не останется узнаваемым. Поскольку кратеры постепенно деградируют со временем, степень деградации дает грубое представление об относительном возрасте кратера. [7] Предположив, что кратеры схожего размера и морфологии имеют примерно одинаковый возраст, можно наложить ограничения на возраст других нижележащих или вышележащих единиц и, таким образом, составить глобальную карту относительного возраста кратеров.
На Меркурии было обнаружено не менее 15 древних бассейнов. [7] Толстой — настоящий многокольцевой бассейн , в котором имеется не менее двух, а возможно, и четырех концентрических колец. [7] [8] Он имеет хорошо сохранившийся слой выброса, простирающийся наружу на расстояние до 500 километров (311 миль) от его края. Внутренняя часть бассейна затоплена равнинами, которые явно появились позже отложений выброса. Бетховен имеет только один, сглаженный, похожий на массив, ободок диаметром 625 километров (388 миль), но демонстрирует впечатляющий, хорошо очерченный слой выброса, простирающийся на расстояние до 500 километров (311 миль). Как и в Толстом, выброс Бетховена асимметричен. Бассейн Калорис определяется кольцом гор диаметром 1300 километров (808 миль). [7] [9] [10] Отдельные массивы обычно имеют длину от 30 до 50 километров (31 миля); внутренний край единицы отмечен уступами, обращенными к бассейну. [10] Линейный рельеф простирается примерно на 1000 километров (621 милю) от подножия слабого прерывистого уступа на внешнем краю гор Калорис; этот рельеф похож на скульптуру, окружающую бассейн Дождей на Луне. [7] [10] Бугристый материал образует широкое кольцо примерно в 800 километрах (497 миль) от гор Калорис . Он состоит из низких, близко расположенных или разбросанных холмов примерно от 0,3 до 1 километра (1 миля) в поперечнике и от десятков метров до нескольких сотен метров в высоту. Внешняя граница этой единицы постепенная с (более молодыми) гладкими равнинами, которые встречаются в том же регионе. Холмистая и изрезанная местность находится на противоположной стороне от бассейна Калорис и, вероятно, образовалась в результате антиподальной конвергенции интенсивных сейсмических волн, вызванных ударом Калорис. [11]
Дно бассейна Калорис деформировано извилистыми хребтами и трещинами, что придает заполнению бассейна грубо полигональный рисунок. Эти равнины могут быть вулканическими, образованными выбросом магмы в ходе ударного события или толстым слоем ударного расплава. Обширные области Меркурия покрыты относительно плоскими, редко кратерированными равнинными материалами. [7] [12] Они заполняют впадины, которые варьируются по размеру от региональных впадин до дна кратеров. Гладкие равнины похожи на моря Луны, очевидное отличие состоит в том, что гладкие равнины имеют такое же альбедо, как и межкратерные равнины. Гладкие равнины наиболее ярко проявляются в широком кольце вокруг бассейна Калорис. Не видно никаких однозначных вулканических особенностей, таких как потоковые доли, каналы с насыпями, купола или конусы. Плотность кратеров указывает на то, что гладкие равнины значительно моложе, чем выбросы из бассейна Калорис. [7] Кроме того, в недавно 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 и дугообразных уступов, пересекающих ранее существовавшие равнины и кратеры. Они наиболее убедительно интерпретируются как сбросовые сбросы , указывающие на период глобального сжатия. [14] Лопастные уступы обычно пересекают гладкие равнинные материалы (ранний калорийский век) на дне кратеров, но кратеры после калорийского периода накладываются на них. Эти наблюдения предполагают, что формирование лопастных уступов было ограничено относительно узким интервалом времени, начиная с позднего дотолстовского периода и заканчивая средним и поздним калорийским периодом. В дополнение к уступам, в гладких равнинных материалах встречаются морщинистые гребни. Эти гребни, вероятно, были образованы локальным или региональным поверхностным сжатием, вызванным литосферной нагрузкой плотными стопками вулканических лав, как это предполагалось для лунных морей. [7] [14]
Поверхность Венеры сравнительно очень плоская. Когда 93% топографии было нанесено на карту Pioneer Venus , [15] ученые обнаружили, что общее расстояние от самой низкой точки до самой высокой точки на всей поверхности составило около 13 километров (8 миль), в то время как на Земле расстояние от впадин до Гималаев составляет около 20 километров (12,4 мили). Согласно данным высотомеров Pioneer , почти 51% поверхности находится в пределах 500 метров (1640 футов) от срединного радиуса 6052 км (3760 миль); только 2% поверхности находится на высотах, превышающих 2 километра (1 милю) от срединного радиуса .
Венера не показывает никаких свидетельств активной тектоники плит. Существуют спорные свидетельства активной тектоники в далеком прошлом планеты; однако события, происходящие с тех пор (например, правдоподобная и общепринятая гипотеза о том, что венерианская литосфера значительно утолщилась в течение нескольких сотен миллионов лет), затруднили ограничение хода ее геологической летописи. Однако многочисленные хорошо сохранившиеся ударные кратеры использовались в качестве метода датирования для приблизительной датировки поверхности Венеры (поскольку до сих пор нет известных образцов венерианских пород, которые можно было бы датировать более надежными методами). Полученные даты в основном находятся в диапазоне ~500–750 млн лет назад, хотя были рассчитаны возрасты до ~1,2 млрд лет назад. Это исследование привело к довольно хорошо принятой гипотезе о том, что Венера претерпела по существу полную вулканическую перестройку поверхности по крайней мере один раз в далеком прошлом, причем последнее событие произошло примерно в пределах диапазона предполагаемых возрастов поверхности. Хотя механизм такого впечатляющего термического события остается спорным вопросом в венерианских геонауках, некоторые ученые являются сторонниками процессов, в некоторой степени связанных с движением плит. На Венере насчитывается около 1000 ударных кратеров, более или менее равномерно распределенных по ее поверхности.
Наземные радиолокационные исследования позволили выявить некоторые топографические закономерности, связанные с кратерами , а зонды Venera 15 и Venera 16 выявили почти 150 таких особенностей вероятного ударного происхождения. Глобальное покрытие Magellan впоследствии позволило выявить около 900 ударных кратеров.
Подсчет кратеров дает важную оценку возраста поверхности планеты. Со временем тела в Солнечной системе подвергаются случайным ударам, поэтому чем больше кратеров на поверхности, тем она старше. По сравнению с Меркурием , Луной и другими подобными телами, на Венере очень мало кратеров. Отчасти это связано с тем, что плотная атмосфера Венеры сжигает более мелкие метеориты до того, как они ударяются о поверхность. Данные Венеры и Магеллана совпадают: ударных кратеров диаметром менее 30 километров (19 миль) очень мало, а данные Магеллана показывают отсутствие каких-либо кратеров диаметром менее 2 километров (1 мили). Однако крупных кратеров также меньше, и они кажутся относительно молодыми; они редко заполнены лавой, что показывает, что они образовались после вулканической активности в этом районе, а радар показывает, что они неровные и не успели разрушиться.
Большая часть поверхности Венеры, по-видимому, была сформирована вулканической активностью. В целом, на Венере в несколько раз больше вулканов, чем на Земле, и на ней находится около 167 гигантских вулканов, которые имеют более 100 километров (62 мили) в поперечнике. Единственный вулканический комплекс такого размера на Земле — Большой остров Гавайи . Однако это 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 и имеет средний возраст около 100 миллионов лет, в то время как поверхность Венеры оценивается примерно в 500 миллионов лет. [16] Венерианские кратеры имеют диаметр от 3 километров (2 мили) до 280 километров (174 мили). Кратеров размером менее 3 км нет из-за воздействия плотной атмосферы на входящие объекты. Объекты с кинетической энергией ниже определенного значения настолько замедляются атмосферой, что не создают ударного кратера. [17]
Рельеф Земли сильно различается от места к месту. Около 70,8% [18] поверхности покрыто водой. Морское дно имеет горные особенности, включая систему срединно-океанических хребтов , охватывающую весь земной шар , а также подводные вулканы , [19] океанические впадины , подводные каньоны , океанические плато и абиссальные равнины . Оставшиеся 29,2% не покрытые водой состоят из гор , пустынь , равнин , плато и других геоморфологий .
Поверхность планеты претерпевает изменения в течение геологических периодов времени из-за воздействия тектоники и эрозии . Поверхностные особенности, созданные или деформированные в результате тектоники плит, подвергаются постоянному выветриванию от осадков , термических циклов и химических воздействий. Оледенение , прибрежная эрозия , образование коралловых рифов и крупные метеоритные удары [20] также влияют на изменение ландшафта.
По мере того, как континентальные плиты мигрируют по планете, дно океана погружается под передовые края. В то же время, подъемы мантийного материала создают расходящиеся границы вдоль срединно-океанических хребтов . Сочетание этих процессов непрерывно перерабатывает материал океанической плиты. Большая часть океанического дна имеет возраст менее 100 миллионов лет. Самая старая океаническая плита расположена в западной части Тихого океана и имеет предполагаемый возраст около 200 миллионов лет. Для сравнения, самые старые ископаемые останки, найденные на суше, имеют возраст около 3 миллиардов лет. [21] [22]
Континентальные плиты состоят из материала с меньшей плотностью, такого как магматические породы гранит и андезит . Менее распространен базальт , более плотная вулканическая порода, которая является основным компонентом океанического дна. [23] Осадочные породы образуются из накопления осадков, которые уплотняются вместе. Почти 75% континентальных поверхностей покрыты осадочными породами, хотя они образуют только около 5% земной коры. [24] Третья форма каменного материала, обнаруженного на Земле, — это метаморфические породы , которые создаются в результате преобразования ранее существовавших типов пород под воздействием высоких давлений, высоких температур или и того, и другого. Наиболее распространенные силикатные минералы на поверхности Земли включают кварц , полевые шпаты , амфибол , слюду , пироксен и оливин . [25] Распространенные карбонатные минералы включают кальцит (встречается в известняке ), арагонит и доломит . [26]
Педосфера — это самый внешний слой Земли, состоящий из почвы и подверженный процессам почвообразования . Он существует на границе литосферы , атмосферы , гидросферы и биосферы . В настоящее время общая площадь пахотных земель составляет 13,31% поверхности суши, и только 4,71% поддерживают постоянные культуры. [27] Около 40% поверхности суши 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. Самые длинные реки — Нил в Африке (6695 километров или 4160 миль) и Амазонка в Южной Америке (6437 километров или 4000 миль). Пустыни занимают около 20% от общей площади суши. Самая большая — Сахара , которая занимает почти треть Африки.
Высота поверхности суши Земли варьируется от самой низкой точки -418 м (-1371 фут) у Мёртвого моря до максимальной высоты 8848 м (29028 футов) на вершине горы Эверест , оцененной в 2005 году . Средняя высота земли над уровнем моря составляет 686 м (2250 футов). [29]
Геологическую историю Земли можно условно разделить на два периода:
Поверхность Марса , как полагают, в основном состоит из базальта , основываясь на наблюдаемых потоках лавы из вулканов, коллекции марсианских метеоритов и данных спускаемых аппаратов и орбитальных наблюдений. Потоки лавы из марсианских вулканов показывают, что лава имеет очень низкую вязкость, типичную для базальта. [30] Анализ образцов почвы, собранных спускаемыми аппаратами Viking в 1976 году, указывает на богатые железом глины, соответствующие выветриванию базальтовых пород. [30] Есть некоторые свидетельства того, что некоторая часть марсианской поверхности может быть более богата кремнеземом, чем типичный базальт , возможно, подобно андезитовым породам на Земле, хотя эти наблюдения также могут быть объяснены кварцевым стеклом, филлосиликатами или опалом. Большая часть поверхности глубоко покрыта пылью, такой же мелкой, как тальк. Красно-оранжевый вид 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 схожее происхождение. Считается, что Земля, будучи более горячей, перенесла большую часть железа вниз в 1800-километровые (1118 миль) глубиной, 3200 °C (5792 °F ), лавовые моря ранней планеты, в то время как Марс, с более низкой температурой лавы 2200 °C (3992 °F), был слишком холодным, чтобы это произошло. [31]
Ядро окружено силикатной мантией , которая сформировала многие тектонические и вулканические особенности на планете. Средняя толщина коры планеты составляет около 50 км, и она не толще 125 километров (78 миль), [33] что намного толще земной коры, которая колеблется от 5 километров (3 мили) 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 толщину около 3 км. [34]
Морфология кратеров дает информацию о физической структуре и составе поверхности. Ударные кратеры позволяют нам заглянуть глубоко под поверхность и в геологическое прошлое Марса. Дольчатые выбросы (на фото слева) и центральные кратеры с ямами обычны на Марсе, но не обычны на Луне , что может указывать на присутствие летучих веществ вблизи поверхности (льда и воды) на Марсе. Деградированные ударные структуры регистрируют изменения в вулканической , речной и эоловой активности. [35]
Кратер Юти является примером кратера Рампарт, так называемого из-за похожего на вал края выброса. В кратере Юти выброс полностью покрывает более старый кратер сбоку, показывая, что выброшенный материал представляет собой всего лишь тонкий слой. [36]
Геологическую историю Марса можно условно разделить на множество эпох, но вот три основные из них:
Геология карликовой планеты Церера была в значительной степени неизвестна, пока космический аппарат Dawn не исследовал ее в начале 2015 года. Однако некоторые особенности поверхности, такие как «Пиацци», названный в честь первооткрывателя карликовых планет, были разрешены.[a] Сплющенность Цереры согласуется с дифференцированным телом, каменистым ядром, покрытым ледяной мантией. Эта 100-километровая мантия (23%–28% Цереры по массе; 50% по объему) содержит 200 миллионов кубических километров воды, что превышает количество пресной воды на Земле. Этот результат подтверждается наблюдениями, сделанными телескопом Кека в 2002 году, и эволюционным моделированием. Кроме того, некоторые характеристики ее поверхности и истории (например, ее расстояние от Солнца, которое ослабило солнечное излучение достаточно, чтобы позволить некоторым компонентам с довольно низкой точкой замерзания быть включенными во время ее формирования), указывают на присутствие летучих материалов во внутренних частях Цереры. Было высказано предположение, что остаточный слой жидкой воды мог сохраниться до настоящего времени под слоем льда. Состав поверхности Цереры в целом похож на состав астероидов C-типа. Некоторые различия все же существуют. Повсеместные особенности ИК-спектров Цереры — это особенности гидратированных материалов, которые указывают на присутствие значительного количества воды внутри. Другие возможные поверхностные компоненты включают богатые железом глинистые минералы (кронштедтит) 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 C-типа. Иногда Цереру классифицируют как астероид G-типа.
Поверхность Церерианы относительно теплая. Максимальная температура при Солнце над головой оценивалась 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 с высоким разрешением в ультрафиолетовом диапазоне, сделанные космическим телескопом Хаббл в 1995 году, показали темное пятно на ее поверхности, которое было названо «Пиацци» в честь первооткрывателя Цереры. Считалось, что это кратер. Более поздние изображения в ближнем инфракрасном диапазоне с более высоким разрешением, полученные за весь оборот с помощью 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 одной из них наблюдалась яркая центральная область, тогда как другая была идентифицирована как деталь «Пиацци». Более поздние изображения в видимом свете, сделанные космическим телескопом Хаббл за полный оборот в 2003 и 2004 годах, показали 11 узнаваемых деталей поверхности, природа которых в настоящее время неизвестна. Одна из этих деталей соответствует детали «Пиацци», наблюдавшейся ранее.
Эти последние наблюдения также определили, что северный полюс Цереры указывает в направлении прямого восхождения 19 ч 24 мин (291°), склонения +59°, в созвездии Дракона. Это означает, что наклон оси Цереры очень мал — около 3°.
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 испарится, если подвергнется прямому воздействию солнечной радиации. Водяной лед может мигрировать из глубоких слоев Цереры на поверхность, но ускользает за очень короткое время. В результате трудно обнаружить испарение воды. Утечка воды из полярных регионов Цереры, возможно, наблюдалась в начале 1990-х годов, но это не было однозначно продемонстрировано. Возможно, удастся обнаружить утечку воды из окрестностей свежего ударного кратера или из трещин в подповерхностных слоях Цереры. Ультрафиолетовые наблюдения космического аппарата IUE обнаружили статистически значимые количества гидроксид-ионов вблизи северного полюса Цереры, что является продуктом диссоциации водяного пара под действием ультрафиолетового солнечного излучения.
В начале 2014 года с использованием данных космической обсерватории Herschel было обнаружено, что на Церере есть несколько локализованных (не более 60 км в диаметре) среднеширотных источников водяного пара, каждый из которых выделяет около 1026 молекул (или 3 кг) воды в секунду. Две потенциальные области источника, обозначенные как Пиацци (123° в. д., 21° с. ш.) и Регион A (231° в. д., 23° с. ш.), были визуализированы в ближнем инфракрасном диапазоне как темные области (Регион A также имеет яркий центр) обсерваторией WM Keck. Возможными механизмами высвобождения пара являются сублимация примерно из 0,6 км2 открытого поверхностного льда или криовулканические извержения, возникающие в результате радиогенного внутреннего тепла или из-за повышения давления подповерхностного океана из-за роста вышележащего слоя льда. Поверхностная сублимация, как ожидается, будет снижаться по мере удаления Цереры от Солнца по ее эксцентричной орбите, тогда как внутренние выбросы не должны зависеть от орбитального положения. Ограниченные доступные данные больше соответствуют сублимации кометного типа. Космический аппарат Dawn приближается к Церере в афелии, что может ограничить способность Dawn наблюдать это явление.
Примечание: эта информация взята непосредственно из основной статьи, источники материала указаны там же.
Астероиды, кометы и метеороиды — это обломки туманности, в которой 4,6 миллиарда лет назад образовалась Солнечная система.
Пояс астероидов расположен между Марсом и Юпитером . Он состоит из тысяч скалистых планетезималей размером от 1000 километров (621 миль) до нескольких метров в поперечнике. Считается, что это обломки формирования Солнечной системы, которые не смогли сформировать планету из-за гравитации Юпитера. Когда астероиды сталкиваются, они производят 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 — небольшое тело Солнечной системы , вращающееся вокруг Солнца и (по крайней мере иногда) имеющее кому (или атмосферу) и/или хвост — оба эти явления в основном являются результатом воздействия солнечной радиации на ядро кометы , которое само по себе является малым телом, состоящим из камней, пыли и льда.
Пояс Койпера, иногда называемый поясом Эджворта-Койпера, представляет собой область Солнечной системы за пределами планет, простирающуюся от орбиты Нептуна (в 30 а. е. ) [37] примерно до 55 а. е. от Солнца . [38] Он похож на пояс астероидов , хотя он гораздо больше : в 20 раз шире и в 20–200 раз массивнее. [39] [40] Как и пояс астероидов, он состоит в основном из малых тел (остатков от 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 камней и металлов , пояс Койпера состоит в основном из льдов , таких как метан , аммиак и вода . Объекты в пределах пояса Койпера, вместе с членами рассеянного диска и любыми потенциальными объектами облака Хиллса или облака Оорта , совместно называются транснептуновыми объектами (ТНО). [42] Два ТНО были посещены и изучены с близкого расстояния: Плутон и 486958 Аррокот .