| Часть серии по |
| Геология |
|---|
 |
|
Геологии солнечных планет земной в основном имеет дело с геологическими аспектами четырех планет земной группы в Солнечной системе - Меркурия , Венеры , Земли и Марса - и один земной карликовой планеты : Церера . Земля - единственная планета земного типа, 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, находящихся в различных физических состояниях . Планеты земной группы имеют компактную каменистую поверхность, а у Венеры, Земли и Марса также есть атмосфера . 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 силикатной мантией . Луна похожа, но не имеет существенный железный сердечник. [1] 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 « низшей планетой» , который относится к любой планете, которая находится ближе к Солнцу, чем планета наблюдателя, но обычно относится к Меркурию и Венере.
Формирование солнечных планет [ править ]
Считается, что Солнечная система сформировалась 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 в поперечнике несколько световых лет и, вероятно, породило несколько звезд. [3]
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 планетезималиями - они действуют как семена для формирования планет. Первоначально планетезимали были плотно упакованы. Они объединились в более крупные объекты, образуя сгустки размером до нескольких километров 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 большие планетезимали пережили процесс фрагментации и продолжили медленно расти в протопланеты за счет аккреции планетезималей аналогичного состава. [3] После того, как протопланета сформировалась, накопление тепла от радиоактивного распада короткоживущих элементов расплавило планету, что позволило материалам дифференцироваться (то есть разделяться в зависимости от их плотности ). [3]
Планеты земной группы [ править ]
В более теплой внутренней части Солнечной системы планетезимали сформировались из горных пород и металлов, приготовленных миллиарды лет назад в ядрах массивных звезд . Эти элементы составляли всего 0,6% вещества солнечной туманности . Вот почему планеты земной группы не могли вырасти очень большими и не могли оказывать сильное притяжение на водород и газообразный гелий. [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 нагрел бы газы и заставило бы их улетучиваться. [3] Следовательно, солнечные планеты земной группы, такие как Меркурий ,Венера , Земля и Марс - это маленькие плотные миры, состоящие в основном из 2% более тяжелых элементов, содержащихся в солнечной туманности.
Геология поверхности внутренних планет Солнца [ править ]
Четыре внутренние планеты , или планеты земной группы, имеют плотный скалистый состав, несколько лун или их нет , а также системы 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 .
Меркурий [ править ]
Миссия Маринер-10 (1974 г.) нанесла на карту примерно половину поверхности Меркурия. На основе этих данных ученые имеют первоклассное понимание геологии и истории планеты. [4] [5] Поверхность Меркурия показывает межкратерные равнины, бассейны , гладкие равнины , кратеры и тектонические особенности.
Самая старая поверхность Меркурия - это межкратерные равнины [4] [6], которые присутствуют (но гораздо менее обширны) на Луне . Равнины между кратерами представляют собой ровную или слегка холмистую местность, которые встречаются между большими кратерами и вокруг них. Равнины предшествуют сильно изрезанной кратерами местности и уничтожили 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 - более мелкие кратеры имеют форму чаши, и с увеличением размера они образуют зубчатые края, центральные пики и террасы на внутренних стенках. [6] 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, они обнаруживают 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. [6]Как и на Луне, ударные кратеры на Меркурии постепенно разрушаются в результате последующих ударов. [4] [7] Самые свежие кратеры имеют систему лучей 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 около кратера. Поскольку кратеры со временем постепенно разрушаются, степень деградации дает приблизительное представление об относительном возрасте кратера. [7] Исходя из предположения, 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.
На Меркурии обнаружено не менее 15 древних бассейнов. [7] Толстой - настоящая чаша с несколькими кольцами , в которой есть как минимум два, а возможно, и четыре концентрических кольца. [7] [8] Он имеет хорошо сохранившееся одеяло выброса, простирающееся наружу на целых 500 километров (311 миль) от его края. Внутренняя часть бассейна затоплена равнинами, которые явно возникли после отложений 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). [7] [9][10] Отдельные массивы обычно имеют длину от 30 километров (19 миль) до 50 километров (31 милю); внутренний край агрегата отмечен уступами, обращенными к тазу. [10] 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. [7] [10] Бугристый материал образует широкое кольцо примерно в 800 километрах (497 миль) от Калориса.горы. 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 от бассейна Калорис, вероятно, созданная противоположным конвергенцией интенсивных сейсмических волн, порожденных ударом Калорис. [11]
Дно бассейна Caloris 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 покрытыми кратерами равнинами. [7] [12]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. [7] Кроме того, во вновь обработанных данных о цвете наблюдаются отчетливые цветовые единицы, некоторые из которых имеют лопастную форму. [13] Такие отношения убедительно подтверждают вулканическое происхождение меркурийских гладких равнин, даже в отсутствие диагностических форм рельефа. [7][12] [13]
Лопастные уступы широко распространены на Меркурии [7] [12] [14] и состоят из извилистых и дугообразных уступов, пересекающих существовавшие ранее равнины и кратеры. Наиболее убедительно они интерпретируются как надвиговые разломы , свидетельствующие о периоде глобального сжатия. [14]Лопастные уступы обычно пересекают гладкие равнинные материалы (ранний калорианский возраст) на дне кратеров, но посткалорийские кратеры накладываются на них. Эти наблюдения предполагают, что формирование лопастных 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 сформированы локальным или региональным сжатием поверхности, вызванным нагрузкой на литосферу плотными слоями вулканической лавы, как предполагалось для лунных морей. [7] [14]
Венера [ править ]
Поверхность Венеры сравнительно очень плоская. Когда 93% топографии было нанесено на карту Венеры-пионера , [15] 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 котловины к Гималаям составляют около 20 км (12,4 миль). По данным высотомеров в Pioneer , почти 51% поверхности находятся находятся в пределах 500 метров (1 640 футов) от медианного радиуса 6,052 км (3760 миль); только 2% поверхности расположены на высоте более 2 км (1 миль) от среднего радиуса.
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. Тем не менее, многочисленные хорошо сохранившиеся ударные кратеры использовались в качестве метода датировки.приблизительно датировать поверхность Венеры (поскольку до сих пор нет известных образцов венерианской породы, которые можно было бы датировать более надежными методами). Полученные даты в основном находятся 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 выявить некоторые топографические закономерности, связанные с кратерами , а зонды « Венера 15» и « Венера 16» выявили почти 150 таких объектов вероятного происхождения удара. Впоследствии глобальное покрытие от Magellan позволило идентифицировать около 900 ударных кратеров.
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 у Венеры 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 Магелланапоказать 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 произошли после вулканической активности в этом районе, а радар показывает, что они грубые и не успели разрушиться.
Похоже, что большая часть поверхности Венеры сформировалась в результате вулканической активности. В целом на Венере вулканов в несколько раз больше, чем на Земле, и около 167 гигантских вулканов имеют диаметр более 100 километров (62 мили). Единственный вулканический комплекс этого размера на Земле является 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 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 меньше 3 км нет из-за воздействия плотной атмосферы на приближающиеся объекты. Объекты с меньшей кинетической энергией настолько замедляются атмосферой, что не образуют ударного кратера. [17]
Земля [ править ]
Рельеф Земли сильно варьируется от места к месту. Около 70,8% [18] поверхности покрыто водой, при этом большая часть континентального шельфа находится ниже уровня моря. Погружной поверхность имеет горные особенности, в том числе глобуса остовного срединно-океанического системы, а также подводные вулканы , [19] океанические впадины , подводные каньоны , океанические плато и глубоководные равнины . Остальные 29,2%, не покрытые водой, составляют горы , пустыни , равнины , плато и др.геоморфологии .
Поверхность планеты претерпевает изменение в течение геологических периодов времени из-за эффектов тектоники и эрозии . Поверхностные элементы, образованные или деформированные в результате тектоники плит, подвержены устойчивому выветриванию в результате атмосферных осадков , тепловых циклов и химических воздействий. Оледенение , прибрежная эрозия , образование коралловых рифов и удары крупных метеоритов [20] также влияют на изменение ландшафта.
По мере того как 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 океанской 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, найденные на суше, имеют возраст около 3 миллиардов лет. [21] [22]
Континентальные плиты состоят из материала с более низкой плотностью, 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 наносов, которые уплотняются вместе. Почти 75% континентальной поверхности покрыто осадочными породами, хотя они составляют лишь около 5% коры. [24] Третья форма горного материала, обнаруженного на Земле, - это метаморфическая порода., который создается в результате преобразования ранее существовавших типов горных пород под воздействием высокого давления, высоких температур или того и другого. Самые распространенные силикатные минералы на поверхности Земли включают кварц , полевые шпаты , амфибол , слюду , пироксен и оливин . [25] Общие карбонатные минералы включают кальцит (обнаруженный в известняке ), арагонит и доломит . [26]
Педосфера является внешним слоем Земли , который состоит из почвы и с учетом процессов формирования почв . Он существует на границе литосферы , атмосферы , гидросферы и биосферы . В настоящее время общая площадь пахотных земель составляет 13,31% поверхности земли, из которых только 4,71% служат многолетним культурам. [27] Около 40% поверхности суши 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. [28]
Физические характеристики земель 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 земной поверхности колеблется от нижней точки -418 м (-1 371 фут) на Мертвом море до максимальной, по оценкам 2005 г., высоты 8 848 м (29 028 футов) на вершине Эвереста . Средняя высота суши над уровнем моря составляет 686 м (2250 футов). [29]
Геологической истории Земли можно подразделить на два периода , а именно:
- Докембрий : включает примерно 90% геологического времени. Он простирается от 4,6 миллиарда лет назад до начала кембрийского периода (около 570 млн лет назад ). Обычно считается, что небольшие протоконтиненты существовали до 3000 млн лет назад, и что большая часть суши Земли собралась в единый суперконтинент около 1000 млн лет назад.
- Фанерозой : текущий эон в геологической шкале времени. Он охватывает примерно 545 миллионов лет. В течение рассматриваемого периода континенты дрейфовали, в конечном итоге собирались в единый массив суши, известный как Пангея, а затем разделились на нынешние континентальные массивы суши.
Марс [ править ]
Считается, что поверхность Марса в основном состоит из базальта , что основано на наблюдаемых потоках лавы из вулканов, коллекции марсианских метеоритов , а также данных с посадочных устройств и орбитальных наблюдений. Лавовые потоки из марсианских вулканов показывают, что эта лава имеет очень низкую вязкость, типичную для базальта. [30] Анализ образцов почвы, собранных десантными кораблями «Викинг» в 1976 году, показывает, что глины, богатые железом, соответствуют выветриванию базальтовых пород. [30] Есть некоторые свидетельства того, что некоторая часть поверхности Марса может быть более богата кремнеземом, чем типичный базальт , возможно, подобна андезитовой.горных пород на Земле, хотя эти наблюдения также можно объяснить кварцевым стеклом, филлосиликатами или опалом. Большая часть поверхности покрыта пылью, мелкой, как тальк. Красный / 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 схожее происхождение. Считается, что Земля, будучи более горячей, перенесла большую часть железа вниз на глубину 1800 километров (1118 миль ), лавовые моря ранней планеты с температурой 3200 ° C (5792 ° F ), в то время как Марс с более низкой температурой лавы 2200 ° C (3992 ° F) было слишком прохладно, чтобы это произошло. [31]
Ядро окружено силикатной мантией, которая сформировала многие тектонические и вулканические образования 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 не деформируется легко, как показала недавняя радиолокационная карта южной полярной ледяной шапки, которая не деформирует кору, несмотря на ее толщину около 3 км. [34]
Морфология кратера дает информацию о физической структуре и составе поверхности. Ударные кратеры позволяют 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 веществ (льда и воды) на Марсе. Деградированные ударные структуры фиксируют вариации вулканической , речной и эоловой активности. [35]
Кратер Yuty является примером кратера Rampart так называемым из - за завал , как край эжекта. В кратере Юти выброс полностью покрывает более старый кратер на его стороне, показывая, что выброшенный материал представляет собой всего лишь тонкий слой. [36]
Геологическую историю Марса можно в общих чертах разделить на множество эпох, но следующие три основные из них:
- Ноевская эпоха (названная в честь Ноя Терра ): образование самых старых из сохранившихся поверхностей Марса, от 3,8 до 3,5 миллиардов лет назад. Поверхности эпохи Ноаха покрыты множеством крупных ударных кратеров. Тарсис выпуклость вулканические возвышенности , как полагают, формируются в течение этого периода, с обширным затопления жидкой воды в конце эпохи.
- Гесперианская эпоха (названная в честь Hesperia Planum): от 3,5 миллиардов лет назад до 1,8 миллиарда лет назад. Эпоха Геспера отмечена образованием обширных лавовых равнин.
- Амазонская эпоха (названная в честь Amazonis Planitia ): 1,8 миллиарда лет назад по настоящее время. В регионах Амазонки мало кратеров от удара метеорита, но в остальном они весьма разнообразны. Олимп Монс , крупнейший вулкан в известной Вселенной, образовался в этот период вместе с потоками лавы в других местах на Марсе.
Церера [ править ]
 | Этот раздел необходимо обновить . ( Октябрь 2015 г. ) |
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 "Пьяцци", названная в честь первооткрывателя карликовых планет, были обнаружены. в соответствии с дифференцированным телом, скалистое ядро перекрывается 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 г. и эволюционным моделированием. Кроме того, некоторые характеристики его поверхности и история (такие как расстояние от Солнца, которое ослабило солнечную радиацию настолько, чтобы позволить некоторым компонентам с довольно низкой точкой замерзания быть включенными во время его формирования),указывают на присутствие летучих веществ в интерьере 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. Повсеместные 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.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. Повсеместные 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.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. Повсеместные 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.Состав поверхности Цереры в целом аналогичен составу астероидов С-типа. Некоторые различия действительно существуют. Повсеместные 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.Состав поверхности Цереры в целом аналогичен составу астероидов С-типа. Некоторые различия действительно существуют. Повсеместные 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.которые указывают на наличие значительного количества воды в интерьере. 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.которые указывают на наличие значительного количества воды в интерьере. 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 была оценена по измерениям и составила 235 К (около -38 ° C, -36 ° F) 5 мая 1991 года.
До миссии "Рассвет" однозначно были обнаружены только несколько особенностей поверхности Церерианы. Ультрафиолетовые изображения с высоким разрешением, сделанные космическим телескопом Хаббл, сделанные в 1995 году, показали темное пятно на его поверхности, получившее прозвище «Пьяцци» в честь первооткрывателя Цереры. 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 снимки полного вращения космического телескопа Хаббла в видимом свете, сделанные в 2003 и 2004 годах, показали 11 узнаваемых деталей поверхности,природа которых в настоящее время неизвестна. Одна из этих черт соответствует наблюдаемой ранее особенности "площади".
Эти последние наблюдения также определили, что северный полюс Цереры указывает направление прямого восхождения 19 ч 24 мин (291 °), склонение + 59 ° в созвездии Дракона. Это означает, что осевой наклон 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 космического корабля IUE обнаружили статистически значимые количества гидроксид-ионов вблизи северного полюса Церереи.который является продуктом диссоциации водяного пара ультрафиолетовым солнечным излучением.
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 26молекул (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 выброса пара - это сублимация из примерно 0,6 км2 обнаженного поверхностного льда или криовулканические извержения в результате внутреннего радиогенного тепла или повышения давления в подземном океане из-за роста вышележащего слоя льда. Ожидается, что сублимация поверхности будет уменьшаться, поскольку Церера удаляется от Солнца по своей эксцентрической орбите, тогда как на выбросы с внутренним питанием не должно влиять орбитальное положение. Имеющиеся ограниченные данные больше соответствуют сублимации в стиле комет. Космический корабль Dawn приближается к Церере в афелии, что может сдерживать Dawn 'способность наблюдать это явление.
Примечание: эта информация была взята непосредственно из основной статьи, источники материала включены в нее.
Малые тела Солнечной системы [ править ]
Астероиды, кометы и метеороиды - все это обломки туманности, в которой Солнечная система образовалась 4,6 миллиарда лет назад.
Пояс астероидов [ править ]
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 светиться, как метеоры .
Кометы [ править ]
Комета - это небольшое тело Солнечной системы, которое вращается вокруг Солнца и (по крайней мере, иногда) демонстрирует кому (или атмосферу) и / или хвост - и то и другое в основном из-за воздействия солнечного излучения на ядро кометы , которое само по себе является второстепенным телом. состоит из камня, пыли и льда.
Пояс Койпера [ править ]
Пояс Койпера, иногда называемый пояс Эджворта-Койпера, это область Солнечной системы за пределами планет , простирающихся от орбиты с Нептуном (на 30 а.е. ) [37] примерно 55 а.е. от Солнца . [38] Он похож на пояс астероидов , но 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 образования 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 горных пород и металлов , пояс Койпера состоит в основном из льдов , таких как метан , аммиак и вода . Объекты в поясе Койпера вместе с элементами рассеянного диска и любыми потенциальными облаками Холмов или облаками Оорта все вместе называются транснептуновыми объектами (TNO). [42] Два TNO были посещены и изучены с близкого расстояния: Плутон и 486958 Аррокот .
См. Также [ править ]
- Лунный грунт
- Марсианский грунт
- Вода на планетах земной группы
Ссылки [ править ]
- ^ Вебер, RC; Lin, PY; Гарнеро, Э.Дж.; Уильямс, Q; Логноне, П. (январь 2011 г.). «Сейсмическое обнаружение ядра Луны» . Наука . 331 (6015): 309–12. Bibcode : 2011Sci ... 331..309W . DOI : 10.1126 / science.1199375 . PMID 21212323 . S2CID 206530647 .
- ^ См. TJJ (1909). «Прошлая история Земли, как вывод из способа формирования Солнечной системы». Труды Американского философского общества . Американское философское общество . 48 (191): 119–28. ISSN 0003-049X . JSTOR 983817 .
- ^ a b c d e f "Лекция 13: Небулярная теория происхождения Солнечной системы" . Университет Аризоны . Проверено 27 декабря 2006 .
- ^ a b c d Специальный выпуск Mariner 10 (1975) JGR 80.
- ^ Вилас Ф. и др., Ред. (1988) Меркурий. Univ. Аризона Пресс, 794 стр.
- ^ a b c Gault DE et al. (1975) JGR 80, 2444.
- ^ a b c d e f g h i j k l Spudis PD и Guest JE (1988) в Mercury, 118–164.
- ^ Schaber GG et al. (1977) ПЭПИ 15, 189.
- ^ МакКоли JF (1977) PEPI 15, 220.
- ^ а б в Макколи Дж. Ф. и др. (1981) Икар 47, 184
- ↑ Schultz, PH и Gault, DE (1975) The Moon 12, 159-177.
- ^ а б в Стром, Р.Г. и др. (1975) JGR 80, 2478.
- ^ a b Робинсон М.Р. и Люси П.Г. (1997) Science 275, 197-200.
- ^ a b c Мелош Х. Дж. и Маккиннон В. Б. (1988) In Mercury, 374-400.
- ^ Петтенгилл, GH; Eliason, E .; Ford, PG; Лорио, Великобритания; Масурский, Х .; Макгилл, GE (1980). «Результаты РЛС Pioneer Venus - Альтиметрия и свойства поверхности». Журнал геофизических исследований . Система астрофизических данных САО / НАСА. 85 : 8261. Bibcode : 1980JGR .... 85.8261P . DOI : 10.1029 / JA085iA13p08261 .
- Перейти ↑ Frankel C. (1996), Volcanoes of the Solar System , Cambridge University Press, Cambridge, New York
- ↑ Herrick RR, Phillips RJ (1993), Влияние атмосферы Венеры на прибывающие метеороиды и население ударных кратеров , Icarus, v. 112, p. 253–281
- ^ Pidwirny, Майкл (2006). «Основы физической географии» (2-е изд.). PhysicalGeography.net . Проверено 19 марта 2007 .
- ^ Сандвелл, ДТ; Смит, WHF (26 июля 2006 г.). «Изучение бассейнов океана по данным спутникового альтиметра» . NOAA / NGDC . Проверено 21 апреля 2007 .
- ^ Кринг, Дэвид А. "Кратер от столкновения с землей и его воздействие на окружающую среду" . Лунно-планетная лаборатория. Архивировано из оригинала на 2007-02-06 . Проверено 22 марта 2007 .
- ^ Duennebier, Фред (12 августа 1999). «Движение Тихоокеанской плиты» . Гавайский университет . Проверено 14 марта 2007 .
- ^ Мюллер, RD; Roest, WR; Royer, J.-Y .; Гахаган, Л. М.; Склейтер, JG (7 марта 2007 г.). Плакат "Эпоха дна океана" . NOAA . Проверено 14 марта 2007 .
- ^ Персонал. «Слои Земли» . Мир вулканов. Архивировано из оригинала на 2007-02-24 . Проверено 11 марта 2007 .
- ^ Джесси, Дэвид. «Породы выветривания и осадочные породы» . Cal Poly Pomona. Архивировано из оригинала на 2007-07-21 . Проверено 20 марта 2007 .
- ^ Персонал. «Минералы» . Музей естественной истории, Орегон. Архивировано из оригинала на 2007-07-03 . Проверено 20 марта 2007 .
- ^ Кокс, Ronadh (2003). «Карбонатные отложения» . Колледж Уильямса. Архивировано из оригинала на 2009-04-05 . Проверено 21 апреля 2007 .
- ↑ Персонал (8 февраля 2007 г.). «Всемирная книга фактов» . USCIA . Проверено 25 февраля 2007 .
- ^ Персонал ФАО (1995). Производственный ежегодник ФАО за 1994 год ( выпуск 48). Рим, Италия: Продовольственная и сельскохозяйственная организация Объединенных Наций. ISBN 92-5-003844-5.
- ^ Милл, Хью Роберт (1893). «Постоянство океанических бассейнов» . Географический журнал . 1 (3): 230–4. DOI : 10.2307 / 1773821 . ISSN 1475-4959 . JSTOR 1773821 .
- ^ a b "Марсианская страница НАСА" . Вулканология Марса . Архивировано из оригинального 29 сентября 2006 года . Проверено 13 июня 2006 года .
- ^ a b Пеплоу, Марк, «Как на Марсе появилась ржавчина» - статья на сайте Nature.com от 6 мая 2004 года . URL, по состоянию на 18 апреля 2006 г.
- ^ Пеплоу, Марк. «Как на Марсе появилась ржавчина» . Проверено 3 марта 2007 года .
- ^ Дэйв Жак (2003-09-26). «Рентгеновские лучи APS раскрывают тайны ядра Марса» . Аргоннская национальная лаборатория. Архивировано из оригинала на 2009-02-21 . Проверено 1 июля 2006 .
- ^ Данэм, Уилл (2007-03-15). «На южном полюсе Марса обнаружены огромные залежи льда» . Yahoo! Новости . Yahoo !, Inc. Архивировано из оригинала на 2007-03-17 . Проверено 16 марта 2007 .
- ^ Надин Барлоу. «Камни, ветер и лед» . Лунно-планетный институт . Проверено 15 марта 2007 .
- ^ "Виды Марса орбитальным аппаратом викингов" . НАСА . Проверено 16 марта 2007 .
- ^ Одна а.е., или « астрономическая единица », - это среднее расстояние между Землей и Солнцем, или примерно 149 597 870 691 метр. Это стандартная единица измерения межпланетных расстояний.
- ^ Стерн, С. Алан; Колвелл, Джошуа (1997). «Коллизионная эрозия в первичном поясе Эджворта-Койпера и формирование промежутка Койпера 30-50 а.е.» . Астрофизический журнал . Американское астрономическое общество . 490 (2): 879–82. Bibcode : 1997ApJ ... 490..879S . DOI : 10.1086 / 304912 . ISSN 0004-637X .
- ^ Одри Delsanti; Дэвид Джуитт. «Солнечная система за пределами планет» (PDF) . Институт астрономии Гавайского университета . Архивировано из оригинального (PDF) 29 января 2007 года . Проверено 9 марта 2007 .
- ^ Красинский, Г. А .; Питьева, Е.В .; Васильев М.В.; Ягудина Е.И. (июль 2002 г.). «Скрытая масса в поясе астероидов». Икар . 158 (1): 98–105. Bibcode : 2002Icar..158 ... 98K . DOI : 10.1006 / icar.2002.6837 .
- ^ http://news.sciencemag.org/space/2015/07/pluto-alive-where-heat-coming?rss=1
- ^ Жерар ФОР (2004). «ОПИСАНИЕ СИСТЕМЫ АСТЕРОИДОВ НА 20 МАЯ 2004 ГОДА» . Архивировано из оригинала на 2007-05-29 . Проверено 1 июня 2007 .
Внешние ссылки [ править ]
- Международный астрономический союз
- Solar System Live (интерактивный зал )
- Средство просмотра солнечной системы (анимация)
- Снимки Солнечной системы
- Изображения планет
- НАСА Planet Quest
- Иллюстрация сравнения размеров планет друг с другом, с солнцем и другими звездами
- Вопросы и ответы: определение планеты, предложенное МАС
- Вопросы и ответы Предложение по новым планетам
- Солнечная система - О космосе
- Атлас Меркурия - НАСА
- Информация о девяти планетах
- Информационный бюллетень НАСА
- Открытия в исследованиях планетарной науки
| vтеЗемля | ||
|---|---|---|
| Континенты |
| |
| Океаны |
| |
| Геология |
| |
| Атмосфера |
| |
| Среда |
| |
| Картография |
| |
| Культура и общество |
| |
| Планетарная наука |
| |
| ||
Книга
Категория
Очертание Земли
Портал наук о Земле| vтеСолнечная система | |||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||
Солнечная система → Локальное межзвездное облако → Локальный пузырь → Пояс Гулда → Рукав Ориона → Млечный Путь → Подгруппа Млечного Пути → Локальная группа → Локальный лист → Сверхскопление Девы → Сверхскопление Ланиакеи → Наблюдаемая вселенная → Вселенная | |||||||||||||||||||
