Войти
Внутренние планеты. Слева направо: Меркурий, Венера, Земля, Марс и земная карликовая планета, Церера (размеры в масштабе) геология солнечных планет земной группы в основном связана с геологическими аспектами четырех планет земной группы из Солнечная система - Меркурий, Венера, Земля и Марс - и одна земная карликовая планета : Церера. Земля - единственная известная планета земного типа, имеющая активную гидросферу.
Планеты земной группы существенно отличаются от планет-гигантов, которые могут не иметь твердых поверхностей и в основном состоят из некоторой комбинации водорода, гелия и воды, существующих в различных физических состояниях. Планеты земной группы имеют компактную скалистую 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 намного больше (планетезимали ), но все они слились с четырьмя оставшимися мирами в солнечной туманности или были уничтожены ими.
Планеты земной группы все они имеют примерно одинаковую структуру: центральное металлическое ядро, в основном железо, с окружающей силикатной мантией. Луна похожа, но не имеет прочного железного ядра. Три из четырех солнечных планет земной группы (Венера, Земля и Марс) имеют существенные атмосферы ; у всех есть ударные кратеры и тектонические особенности поверхности, такие как рифтовые долины и вулканы.
Термин внутренняя планета не следует путать с нижняя планета, которая относится к любой планете, которая находится ближе к Солнцу, чем планета наблюдателя, но обычно относится к Меркурию и Венере.
Представление художника о протопланетном диске Считается, что Солнечная система сформировалась в соответствии с гипотезой туманностей, впервые предложенной в 1755 году Иммануилом Кантом и независимо сформулированы Пьером-Симоном Лапласом. Эта теория утверждает, что 4,6 миллиарда лет назад Солнечная система образовалась в результате гравитационного коллапса гигантского молекулярного облака. Это первоначальное облако, вероятно, имело в поперечнике несколько световых лет и, вероятно, породило несколько звезд.
Первые твердые частицы были микроскопическими по размеру. Эти частицы вращались вокруг Солнца по почти круговым орбитам рядом друг с другом, как газ, из которого они конденсировались. Постепенно мягкие столкновения позволили хлопьям слипаться и образовывать более крупные частицы, которые, в свою очередь, притягивали к себе больше твердых частиц. Этот процесс известен как аккреция. Объекты, образованные в результате аккреции, называются планетезимали - они действуют как семена для формирования планет. Первоначально планетезимали были плотно упакованы. Они объединились в более крупные объекты, образуя сгустки размером до нескольких километров в течение нескольких миллионов лет - небольшой срок по сравнению с возрастом Солнечной системы. После того, как планетезимали стали больше в размерах, столкновения стали очень разрушительными, что затруднило дальнейший рост. Только самые большие планетезимали пережили процесс фрагментации и продолжили медленно расти в протопланеты за счет аккреции планетезималей аналогичного состава. После того, как протопланета сформировалась, накопление тепла в результате радиоактивного распада короткоживущих элементов расплавило планету, что позволило материалам дифференцироваться (т.е. разделяться в соответствии с их плотностью ).
В более теплом внутреннем Солнечная система, планетезимали образовались из горных пород и металлов, приготовленных миллиарды лет назад в ядрах массивных звезд. Эти элементы составляли только 0,6% вещества в солнечная туманность. Вот почему планеты земной группы не могли вырасти очень большими и не могли оказывать большое притяжение на водород и газообразный гелий. Кроме того, более быстрые столкновения между частицами, близкими к Солнцу, в среднем были более разрушительными. если бы на планетах земной группы было водород и гелий, Солнце нагревало бы газы и заставляло их улетучиваться. Следовательно, такие солнечные планеты земной группы, как Меркурий, Венера, Земля и Марс - это плотные маленькие миры, состоящие в основном из 2% из более тяжелых элементов, содержащихся в солнечной туманности.
Четыре внутренние или планеты земной группы имеют плотный, скалистый состав, мало или совсем не лун и никаких кольцевых систем. Они состоят в основном из минералов с высокими температурами плавления, таких как силикаты, которые образуют их твердые корки и полужидкие мантии, а также металлы, такие как железо и никель, которые образуют их ядра.
Миссия Mariner 10 (1974) нанесла на карту примерно половину поверхности Меркурия. На основе этих данных ученые имеют первоклассное понимание геологии и истории планеты. На поверхности Меркурия видны межкратерные равнины, бассейны, гладкие равнины, кратеры и тектонические особенности.
Самая старая поверхность Меркурия - это межкратерные равнины, которые присутствуют (но гораздо менее обширны) на Луне. Равнины между кратерами представляют собой ровную или пологую местность, которые встречаются между крупными кратерами и вокруг них. Равнины предшествовали сильно изрезанной кратерами местности и стерли с лица земли многие ранние кратеры и бассейны Меркурия; они, вероятно, образовались в результате широко распространенного вулканизма в начале истории Меркурия.
Меркурианские кратеры имеют морфологические элементы лунных кратеров - более мелкие кратеры имеют форму чаши, и с увеличением размера они образуют зубчатые края, центральные вершины и террасы на внутренних стенках. Листы выброса имеют холмистую линейчатую текстуру и скопления вторичных ударных кратеров. Свежие кратеры всех размеров имеют темные или светлые ореолы и хорошо развитые системы лучей. Хотя меркурианские и лунные кратеры внешне похожи, между ними есть небольшие различия, особенно в размерах отложений. Сплошные выбросы и поля вторичных кратеров на Меркурии гораздо менее обширны (примерно в 0,65 раза) для данного диаметра обода, чем у сопоставимых лунных кратеров. Эта разница возникает из-за того, что на Меркурии гравитационное поле в 2,5 раза выше, чем на Луне. Как и на Луне, ударные кратеры на Меркурии постепенно разрушаются в результате последующих ударов. Самые свежие кратеры имеют лучевую систему и четкую морфологию. При дальнейшей деградации кратеры теряют свою четкую морфологию, а лучи и детали на непрерывных выбросах становятся более размытыми, пока не останется распознаваемым только приподнятый край возле кратера. Поскольку кратеры со временем постепенно разрушаются, степень деградации дает приблизительное представление об относительном возрасте кратера. Предполагая, что кратеры схожего размера и морфологии примерно одного возраста, можно наложить ограничения на возраст других нижележащих или вышележащих единиц и, таким образом, составить глобальную карту относительного возраста кратеров.
Бассейн Калориса Меркурия - одно из самых больших ударных объектов в Солнечной системе. На Меркурии обнаружено не менее 15 древних бассейнов. Толстой - настоящая мультикольцевая чаша, имеющая как минимум два, а возможно, и четыре концентрических кольца. У него есть хорошо сохранившееся одеяло выброса, простирающееся наружу на целых 500 километров (311 миль) от его края. Внутренняя часть бассейна затоплена равнинами, которые явно предшествуют отложениям выброса. У Бетховена есть только один, подобный массиву обод диаметром 625 километров (388 миль), но он демонстрирует впечатляющее, хорошо очерченное одеяло выброса, которое простирается на 500 километров (311 миль). Как и у Толстого, выброс Бетховена асимметричен. Бассейн Калорис определяется кольцом гор диаметром 1300 километров (808 миль). Отдельные массивы обычно имеют длину от 30 километров (19 миль) до 50 километров (31 милю); Внутренний край агрегата отмечен уступами, обращенными к бассейну. Линейный рельеф 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. Бугристый материал образует широкое кольцо примерно в 800 километрах (497 миль) от гор Калорис. Он состоит из невысоких, близко расположенных к разбросанным холмам от 0,3 до 1 километра (1 мили) в поперечнике и от десятков до нескольких сотен метров в высоту. Внешняя граница этой единицы постепенна с (более молодыми) гладкими равнинами, которые встречаются в том же регионе. Холмистая и бороздчатая местность находится на противоположной стороне бассейна Калорис, вероятно, созданная противоположным конвергенцией интенсивных сейсмических волн, порожденных ударом Калориса.
Так называемый «странный ландшафт» был сформирован бассейном Калорис удар в его противоположной точке. Дно бассейна Калорис деформировано извилистыми гребнями и трещинами, что придает заполнению бассейна сильно многоугольный узор. Эти равнины могут быть вулканическими, образованными выбросом магмы в результате удара, или толстым слоем ударного расплава. Широко распространенные области Меркурия покрыты относительно плоскими, редко кратерами равнинных материалов. Они заполняют впадины, размер которых варьируется от региональных впадин до дна кратеров. Гладкие равнины подобны морям Луны, с очевидной разницей в том, что гладкие равнины имеют такое же альбедо, что и равнины между кратерами. Гладкие равнины наиболее ярко обнажаются в широком кольцевом пространстве вокруг бассейна Калорис. Никаких однозначных вулканических особенностей, таких как лопасти потока, выровненные каналы, купола или конусы, не видно. Плотность кратеров указывает на то, что гладкие равнины значительно моложе выбросов из бассейна Калорис. Кроме того, во вновь обработанных данных о цвете наблюдаются отчетливые цветовые единицы, некоторые из которых имеют лопастную форму. Такие отношения убедительно подтверждают вулканическое происхождение меркурианских гладких равнин, даже в отсутствие диагностических форм рельефа.
Лопастные уступы широко распространены на Меркурии и состоят из извилистых и дугообразных уступов, которые пересекают существовавшие ранее равнины и кратеры. Наиболее убедительно они интерпретируются как надвиги, указывающие на период глобального сжатия. Лопастные уступы обычно пересекают гладкие равнинные материалы (ранний калорианский возраст) на дне кратеров, но посткалорийные кратеры накладываются на них. Эти наблюдения предполагают, что формирование лопаточно-уступов было ограничено относительно узким интервалом времени, начиная с позднего доболстовского периода и заканчивая средним и поздним калорианским периодом. Помимо уступов, на гладких равнинах встречаются гребни морщин. Эти хребты, вероятно, были образованы локальным или региональным сжатием поверхности, вызванным нагрузкой на литосферу плотными слоями вулканической лавы, как предполагалось для лунных морей.
Поверхность Венеры сравнительно сравнительно высока. очень плоский. Когда 93% топографии было нанесено на карту Pioneer Venus, ученые обнаружили, что общее расстояние от самой низкой точки до самой высокой точки на всей поверхности составляло около 13 километров (8 миль), в то время как на Земле расстояние от бассейнов до Гималаев составляет около 20 километров (12,4 мили). Согласно данным высотомеров компании Pioneer, почти 51% поверхности находится в пределах 500 метров (1640 футов) от среднего радиуса 6052 км (3760 миль); только 2% поверхности расположены на высоте более 2 км (1 миль) от среднего радиуса.
Кратер Данилова в рельефе На Венере нет признаков активной тектоники плит. Существуют спорные свидетельства активной тектоники в далеком прошлом планеты; однако события, происходящие с тех пор (такие как правдоподобная и общепринятая гипотеза о том, что литосфера Венеры сильно 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 приблизительного датирования поверхности Венеры (поскольку до сих пор нет известных образцов венерианской породы, которые можно было бы датировать по более надежные методы). Полученные даты преимущественно лежат в диапазоне ~ 500–750 млн лет назад, хотя были вычислены возрасты до ~ 1,2 млрд лет назад. Это исследование привело к довольно хорошо принятой гипотезе о том, что Венера претерпела практически полное вулканическое всплытие, по крайней мере, однажды в своем далеком прошлом, причем последнее событие произошло примерно в пределах диапазона предполагаемых возрастов поверхности. Хотя механизм такого впечатляющего теплового события остается предметом споров в венерианских науках о Земле, некоторые ученые в некоторой степени выступают за процессы, связанные с движением плит. На Венере почти 1000 ударных кратеров, более или менее равномерно распределенных по ее поверхности.
Радиолокационные исследования Земли позволили идентифицировать некоторые топографические схемы, относящиеся к кратерам, и идентифицированы зонды Венера 15 и Венера 16 почти 150 таких объектов вероятного происхождения удара. Глобальное покрытие Magellan впоследствии позволило идентифицировать около 900 ударных кратеров.
Кратеры Данилова, Аглаонице и Саскья Подсчет кратеров дает важную оценку возраста поверхности планеты. Со временем тела в Солнечной системе случайно подвергаются 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 упадут на поверхность. Данные Венеры и Магеллана совпадают: существует очень мало ударных кратеров диаметром менее 30 километров (19 миль), а данные Магеллана показывают отсутствие каких-либо кратеров диаметром менее 2 километров (1 мили). Однако крупных кратеров тоже меньше, и они кажутся относительно молодыми; они редко заполнены лавой, показывая, что они возникли после вулканической активности в этом районе, а радар показывает, что они грубые и не успели разрушиться.
Сгенерированный компьютером перспективный вид блинных куполов в Alpha Regio Венеры, по-видимому, большая часть поверхности Венеры была сформирована вулканической активностью. В целом, на Венере вулканов в несколько раз больше, чем на Земле, и на ней находится около 167 гигантских вулканов, которые имеют диаметр более 100 километров (62 мили). Единственный вулканический комплекс такого размера на Земле - это Большой остров на Гавайях. Однако это не потому, что Венера более вулканически активна, чем Земля, а потому, что ее кора более древняя. Земная кора постоянно перерабатывается посредством 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.. Венерианские кратеры имеют диаметр от 3 километров (2 мили) до 280 километров (174 мили). Кратеров размером менее 3 км не бывает из-за воздействия плотной атмосферы на приближающиеся объекты. Объекты с кинетической энергией менее определенной настолько сильно замедляются атмосферой, что не образуют ударного кратера.
Современная Земля альтиметрия и батиметрия. Данные Национального центра геофизических данных цифровой модели местности TerrainBase.Рельеф Земли сильно варьируется от места к месту. Около 70,8% поверхности покрыто водой, при этом большая часть континентального шельфа находится ниже уровня моря. Подводная поверхность имеет гористые особенности, включая охватывающую весь земной шар срединно-океанический хребет, а также подводные вулканы, океанические желоба, подводные каньоны., океанические плато и абиссальные равнины. Остальные 29,2%, не покрытые водой, составляют горы, пустыни, равнины, плато и другие геоморфологии.
Поверхность планеты претерпевает изменения в течение геологических периодов времени из-за эффектов тектоники и эрозии. Элементы поверхности, образованные или деформированные в результате тектоники плит, подвержены устойчивому выветриванию из-за осадков, тепловым циклам и химическим воздействиям. Оледенение, прибрежная эрозия, нарастание коралловых рифов и удары крупных метеоритов также влияют на изменение ландшафта.
Поскольку континентальные плиты мигрируют по планете, дно океана погружается под передние края. В то же время апвеллинги мантийного материала создают расходящуюся границу вдоль срединно-океанических хребтов. Комбинация этих процессов постоянно перерабатывает материал океанической плиты. Возраст большей части дна океана составляет менее 100 миллионов лет. Самая старая океаническая плита расположена в западной части Тихого океана, и ее возраст оценивается примерно в 200 миллионов лет. Для сравнения: самые старые окаменелости, обнаруженные на суше, имеют возраст около 3 миллиардов лет.
Континентальные плиты состоят из материала с более низкой плотностью, такого как магматические породы гранит и андезит. Менее распространенным является базальт, более плотная вулканическая порода, которая является основным компонентом дна океана. Осадочная порода образуется в результате скопления осадка, который уплотняется вместе. Около 75% континентальной поверхности покрыто осадочными породами, хотя они образуют лишь около 5% коры. Третья форма горного материала, обнаруженного на Земле, - это метаморфическая порода, которая создается в результате преобразования ранее существовавших типов горных пород под действием высокого давления, высоких температур или того и другого. Наиболее распространенные силикатные минералы на поверхности Земли включают кварц, полевые шпаты, амфибол, слюду, пироксен и оливин. Обычные карбонатные минералы включают кальцит (обнаруженный в известняке ), арагонит и доломит.
Elevation гистограмма поверхности. Земли - примерно 71% поверхности Земли покрыто водой. педосфера - это самый внешний слой Земли, состоящий из почвы и подверженный процессы почвообразования. Он существует на границе литосферы, атмосферы, гидросферы и биосферы. В настоящее время общая пахотная земля составляет 13,31% поверхности земли, и только 4,71% служат многолетним культурам. Около 40% поверхности Земли в настоящее время используется под пахотные земли и пастбища, или примерно 13 миллионов квадратных километров (5,0 миллионов квадратных миль) пахотных земель и 34 миллиона квадратных километров (13 миллионов квадратных миль) пастбищ.
Физические характеристики земли очень разнообразны. Самые большие горные цепи - Гималаи в Азии и Анды в Южной Америке - простираются на тысячи километров. Самые длинные реки - это река Нил в Африке (6695 километров или 4160 миль) и река Амазонка в Южной Америке (6437 километров или 4000 миль). Пустыни занимают около 20% общей площади суши. Самая большая из них - Сахара, которая покрывает почти треть Африки.
Высота поверхности Земли колеблется от нижней точки -418 м (-1,371 фут) в Мертвом море до максимальной расчетной высоты в 8,848 м в 2005 году. (29 028 футов) на вершине горы Эверест. Средняя высота суши над уровнем моря составляет 686 м (2250 футов).
геологическая история Земли может быть разделена на два периода, а именно:
Поверхность, усыпанная камнями, изображенная Марсом Pathfinder Предполагается, что поверхность Марса в основном состоит из базальта на основании наблюдаемых потоков лавы из вулканов, коллекции марсианских метеоритов и данные спускаемых аппаратов и орбитальных наблюдений. Лавовые потоки из марсианских вулканов показывают, что эта лава имеет очень низкую вязкость, типичную для базальта. Анализ образцов почвы, собранных десантными кораблями «Викинг» в 1976 году, показывает, что богатые железом глины соответствуют выветриванию базальтовых пород. Есть некоторые свидетельства того, что некоторая часть поверхности Марса может быть более богата кремнеземом, чем типичный базальт, возможно, похожа на андезитовые породы на Земле, хотя эти наблюдения также могут быть объяснены кремнеземом. стекло, филлосиликаты или опал. Большая часть поверхности покрыта пылью, мелкой, как тальк. Красный / оранжевый вид поверхности Марса вызван оксидом железа (III) (ржавчиной). Во внешнем слое Марса вдвое больше оксида железа, чем на Земле, несмотря на их предполагаемое схожее происхождение. Считается, что Земля, будучи более горячей, перенесла большую часть железа вниз на глубину 1800 километров (1118 миль), 3200 ° C (5792 ° F ), лавовые моря ранняя планета, в то время как Марс с более низкой температурой лавы 2200 ° C (3992 ° F) был слишком холодным, чтобы это произошло.
Ядро окружено силикатной мантией, которая образовалась многие тектонические и вулканические особенности на планете. Средняя толщина коры планеты составляет около 50 км, и она не толще 125 километров (78 миль), что намного толще земной коры, которая колеблется от 5 километров (3 мили) до 70 километров (43 мили). В результате корка Марса не деформируется легко, как было показано на недавней радиолокационной карте южной полярной ледяной шапки, которая не деформирует кору, несмотря на ее толщину около 3 км.
Ударный кратер Юты с типичным выбросом вала Морфология кратера дает информацию о физической структуре и составе поверхности. Ударные кратеры позволяют нам заглянуть глубоко под поверхность в геологическое прошлое Марса. Лопастные выбросы (на фото слева) и центральные кратеры ямы обычны на Марсе, но нечасты на Луне, что может указывать на присутствие приповерхностных летучих ( лед и вода) на Марсе. Деградированные ударные структуры фиксируют изменения вулканической, речной и эоловой активности.
Кратер Юти является примером кратера Rampart, названного так из-за того, что край выброса похож на вал. В кратере Юти выброс полностью покрывает более старый кратер на его стороне, показывая, что выброшенный материал представляет собой всего лишь тонкий слой.
Геологическую историю Марса можно в общих чертах разделить на многие эпохи, но следующие: три основных:
Геология карликовой планеты Церера в значительной степени была неизвестно, пока космический корабль Dawn не исследовал его в начале 2015 года. Однако некоторые особенности поверхности, такие как "Пьяцци", названная в честь первооткрывателя карликовых планет, были обнаружены. [a] Сплющенность Цереры согласуется с дифференцированным телом, скалистым ядром, покрытым ледяная мантия. 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 история (например, расстояние от Солнца, которое ослабило солнечное излучение настолько, чтобы позволить некоторым компонентам с довольно низкой точкой замерзания быть включенными во время его формирования), указывают на присутствие летучих веществ в интерьер Цереры. Было высказано предположение, что оставшийся слой жидкой воды, возможно, сохранился до настоящего времени под слоем льда. Состав поверхности Цереры в целом аналогичен составу астероидов С-типа. Некоторые различия действительно существуют. Вездесущие особенности ИК-спектров Церериана - это характеристики гидратированных материалов, которые указывают на присутствие 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 Церерианы относительно теплая. Максимальная температура в небе над Солнцем, по оценкам измерений, составляла 235 К (около -38 ° C, -36 ° F) 5 мая 1991 года.
До миссии «Рассвет» лишь несколько особенностей поверхности Церерии были однозначно обнаружены. Ультрафиолетовые изображения с высоким разрешением, сделанные космическим телескопом Хаббл, сделанные в 1995 году, показали темное пятно на его поверхности, которое в честь первооткрывателя Цереры прозвали "Пьяцци". Считалось, что это кратер. Более поздние изображения в ближнем инфракрасном диапазоне с более высоким разрешением, сделанные за весь оборот телескопом 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, а у другого была определена особенность "площади Пьяцци". Более свежие изображения полного вращения, сделанные космическим телескопом Хаббла в видимом свете, сделанные в 2003 и 2004 годах, показали 11 узнаваемых поверхностных особенностей, природа которых в настоящее время неизвестна. Одна из этих особенностей соответствует наблюдаемой ранее особенности «площади».
Эти последние наблюдения также определили, что северный полюс Цереры указывает в направлении прямого восхождения 19 ч 24 мин (291 °), склонение + 59 ° в созвездии Дракона. Это означает, что наклон оси Цереры очень мал - около 3 °.
Атмосфера Есть признаки того, что на Церере может быть разреженная атмосфера и водяной иней на поверхности. Поверхностный водный лед нестабилен на расстоянии менее 5 а.е. от Солнца, поэтому ожидается, что он станет возвышенным, 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. Утечка воды из полярных областей 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 с помощью космического аппарата IUE обнаружили статистически значимые количества гидроксид-ионов вблизи северного полюса Церереи, которые являются продуктом диссоциации водяного пара под действием ультрафиолетового солнечного излучения.
В начале 2014 года с использованием данных космической обсерватории Гершеля было обнаружено несколько локализованных (не более 60 км в диаметре) среднеширотных источников водяного пара на Церере, каждый из которых выделяет около 10 молекул (или 3 кг) воды в секунду. Две области потенциальных источников, обозначенные Piazzi (123 ° E, 21 ° N) и Область A (231 ° E, 23 ° N), были визуализированы в ближнем инфракрасном диапазоне как темные области (Область A также имеет яркий центр). Обсерватория WM Keck. Возможные механизмы выделения пара - это сублимация из около 0,6 км2 обнаженного поверхностного льда или криовулканические извержения в результате радиогенного внутреннего тепла или повышения давления в подземном океане из-за роста вышележащего слоя льда. Ожидается, что сублимация поверхности будет снижаться, когда Церера удаляется от Солнца по своей эксцентрической орбите, тогда как на выбросы с внутренним питанием не должно влиять орбитальное положение. Доступные ограниченные данные больше соответствуют сублимации в стиле комет. Космический корабль Dawn приближается к Церере в афелии, что может ограничить способность Dawn наблюдать это явление.
Примечание: эта информация была взята непосредственно из основной статьи, источники материалов включены туда.
Астероиды, кометы и метеороиды - все это обломки туманности, в которой Солнечная система образовалась 4,6 миллиарда лет назад.
Изображение главного пояса астероидов и троянских астероидов Пояс астероидов расположен между Марсом и Юпитером. Он состоит из тысяч скалистых планетезималей от 1000 километров (621 мили) до нескольких метров в поперечнике. Считается, что это обломки образования Солнечной системы, которые не смогли сформировать планету из-за гравитации Юпитера. Когда астероиды сталкиваются, они производят небольшие фрагменты, которые иногда падают на Землю. Эти породы называются метеоритами и предоставляют информацию о изначальной солнечной туманности. Большинство этих обломков 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) демонстрирует кому (или атмосферу) и / или хвост - оба в основном из-за воздействия солнечного излучения на ядро кометы, которое само по себе является второстепенным. тело, состоящее из камня, пыли и льда.
Пояс Койпера, иногда называемый поясом Эджворта-Койпера, является областью Солнечной системы за пределами планет, простирающихся с орбиты из Нептуна (на 30 а.е. ) примерно до 55 а.е. от Солнца. Он похож на пояс астероидов , но намного больше; В 20 раз шире и в 20–200 раз массивнее. Like the asteroid belt, it consists mainly of small bodies (remnants from the Solar System's formation) and at least one dwarf planet —Pluto, which may be geologically active. But while the asteroid belt is composed primarily of rock and metal, the Kuiper belt is composed largely of ices, such as methane, ammonia, and water. The objects within the Kuiper belt, together with the members of the scattered disc and any potential Hills cloud or Oort cloud objects, are collectively referred to as trans-Neptunian objects (TNOs). Two TNOs have been visited and studied at close range, Pluto and 486958 Arrokoth.
