La geología de los planetas solares terrestres se ocupa principalmente de los aspectos geológicos de los cuatro planetas terrestres del Sistema Solar ( Mercurio , Venus , Tierra y Marte ) y de un planeta enano terrestre : Ceres . La Tierra es el único planeta terrestre conocido que tiene una hidrosfera activa .
Los planetas terrestres son sustancialmente diferentes de los planetas gigantes , que pueden no tener superficies sólidas y están compuestos principalmente de una combinación de hidrógeno , helio y agua que existen en varios estados físicos . Los planetas terrestres tienen superficies compactas y rocosas, y Venus, la Tierra y Marte también tienen atmósfera . Su tamaño, radio y densidad son todos similares.
Los planetas terrestres tienen numerosas similitudes con los planetas enanos (objetos como Plutón ), que también tienen una superficie sólida, pero están compuestos principalmente de materiales helados. Durante la formación del Sistema Solar, probablemente hubo muchos más ( planetesimales ), pero todos se han fusionado con los cuatro mundos restantes de la nebulosa solar o han sido destruidos por ellos .
Todos los planetas terrestres tienen aproximadamente la misma estructura: un núcleo metálico central, principalmente de hierro , con un manto de silicato circundante . La Luna es similar, pero carece de un núcleo de hierro sustancial. [1] Tres de los cuatro planetas solares terrestres (Venus, la Tierra y Marte) tienen atmósferas sustanciales ; todos tienen cráteres de impacto y características tectónicas en la superficie, como valles de rift y volcanes .
El término planeta interior no debe confundirse con planeta inferior , que se refiere a cualquier planeta que esté más cerca del Sol que el planeta del observador, pero normalmente se refiere a Mercurio y Venus.
Se cree que el Sistema Solar se formó según la hipótesis nebular , propuesta por primera vez en 1755 por Immanuel Kant y formulada de forma independiente por Pierre-Simon Laplace . [2] Esta teoría sostiene que hace 4.600 millones de años el Sistema Solar se formó a partir del colapso gravitacional de una nube molecular gigante . Esta nube inicial probablemente tenía varios años luz de diámetro y probablemente dio origen a varias estrellas. [3]
Las primeras partículas sólidas eran de tamaño microscópico. Estas partículas orbitaban alrededor del Sol en órbitas casi circulares una al lado de la otra, como el gas del que se condensaban. Gradualmente, las colisiones suaves permitieron que los copos se pegaran entre sí y formaran partículas más grandes que, a su vez, atrajeron más partículas sólidas hacia ellas. Este proceso se conoce como acreción . Los objetos formados por acreción se llaman planetesimales : actúan como semillas para la formación de planetas. Inicialmente, los planetesimales estaban muy juntos. Se fusionaron en objetos más grandes, formando grupos de hasta unos pocos kilómetros de diámetro en unos pocos millones de años, un tiempo pequeño en comparación con la edad del Sistema Solar. [3] Después de que los planetesimales crecieran en tamaño, las colisiones se volvieron altamente destructivas, lo que dificultó un mayor crecimiento. Solo los planetesimales más grandes sobrevivieron al proceso de fragmentación y continuaron creciendo lentamente hasta convertirse en protoplanetas por acreción de planetesimales de composición similar. [3] Después de formarse el protoplaneta, la acumulación de calor proveniente de la desintegración radiactiva de elementos de vida corta derritió el planeta, lo que permitió que los materiales se diferenciaran (es decir, se separaran según su densidad ). [3]
En el Sistema Solar interior, más cálido, los planetesimales se formaron a partir de rocas y metales cocidos hace miles de millones de años en los núcleos de estrellas masivas . Estos elementos constituían solo el 0,6% del material de la nebulosa solar . Es por eso que los planetas terrestres no podían crecer mucho y no podían ejercer una fuerte atracción sobre el gas hidrógeno y helio. [3] Además, las colisiones más rápidas entre partículas cercanas al Sol fueron más destructivas en promedio. Incluso si los planetas terrestres hubieran tenido hidrógeno y helio , el Sol habría calentado los gases y los habría hecho escapar. [3] Por lo tanto, los planetas solares terrestres como Mercurio , Venus , la Tierra y Marte son pequeños mundos densos compuestos principalmente por un 2% de elementos más pesados contenidos en la nebulosa solar.
Los cuatro planetas interiores o terrestres tienen composiciones rocosas densas , pocas o ninguna luna y ningún sistema de anillos . Están compuestos en gran parte de minerales con puntos de fusión altos, como los silicatos que forman sus cortezas sólidas y mantos semilíquidos , y metales como el hierro y el níquel , que forman sus núcleos .
La misión Mariner 10 (1974) cartografió aproximadamente la mitad de la superficie de Mercurio. Sobre la base de esos datos, los científicos tienen una comprensión de primer orden de la geología y la historia del planeta. [4] [5] La superficie de Mercurio muestra llanuras intercráteres, cuencas , llanuras lisas , cráteres y características tectónicas .
La superficie más antigua de Mercurio son sus llanuras intercráteres, [4] [6] que están presentes (pero mucho menos extensas) en la Luna . Las llanuras intercráteres son terrenos planos o suavemente ondulados que se encuentran entre y alrededor de los grandes cráteres. Las llanuras son anteriores al terreno con muchos cráteres y han borrado muchos de los primeros cráteres y cuencas de Mercurio; [4] [7] probablemente se formaron por un vulcanismo generalizado en los inicios de la historia de Mercurio.
Los cráteres mercurianos tienen los elementos morfológicos de los cráteres lunares: los cráteres más pequeños tienen forma de cuenco y, a medida que aumentan de tamaño, desarrollan bordes festoneados, picos centrales y terrazas en las paredes internas. [6] Las capas de eyección tienen una textura accidentada y lineal y enjambres de cráteres de impacto secundarios. Los cráteres recientes de todos los tamaños tienen halos oscuros o brillantes y sistemas de rayos bien desarrollados. Aunque los cráteres mercurianos y lunares son superficialmente similares, muestran diferencias sutiles, especialmente en la extensión del depósito. La eyección continua y los campos de cráteres secundarios en Mercurio son mucho menos extensos (por un factor de aproximadamente 0,65) para un diámetro de borde dado que los de cráteres lunares comparables. Esta diferencia resulta del campo gravitatorio 2,5 veces mayor en Mercurio en comparación con la Luna. [6] Al igual que en la Luna, los cráteres de impacto en Mercurio se degradan progresivamente por impactos posteriores. [4] [7] Los cráteres más recientes tienen sistemas de rayos y una morfología nítida. A medida que se produce una mayor degradación, los cráteres pierden su morfología definida y los rayos y las características de la eyección continua se vuelven más borrosos hasta que solo se puede reconocer el borde elevado cerca del cráter. Debido a que los cráteres se degradan progresivamente con el tiempo, el grado de degradación da una indicación aproximada de la edad relativa del cráter. [7] Suponiendo que los cráteres de tamaño y morfología similares tienen aproximadamente la misma edad, es posible establecer restricciones sobre las edades de otras unidades subyacentes o suprayacentes y, de este modo, mapear globalmente la edad relativa de los cráteres.
Se han identificado al menos 15 cuencas antiguas en Mercurio. [7] Tolstoj es una verdadera cuenca de múltiples anillos , que muestra al menos dos, y posiblemente hasta cuatro, anillos concéntricos. [7] [8] Tiene un manto de eyección bien conservado que se extiende hacia afuera hasta 500 kilómetros (311 millas) desde su borde. El interior de la cuenca está inundado con llanuras que claramente son posteriores a los depósitos de eyección. Beethoven tiene solo un borde similar a un macizo tenue de 625 kilómetros (388 millas) de diámetro, pero muestra un impresionante manto de eyección bien alineado que se extiende hasta 500 kilómetros (311 millas). Al igual que en Tolstoj, la eyección de Beethoven es asimétrica. La cuenca de Caloris está definida por un anillo de montañas de 1.300 kilómetros (808 millas) de diámetro. [7] [9] [10] Los macizos individuales tienen típicamente de 30 kilómetros (19 mi) a 50 kilómetros (31 mi) de largo; el borde interior de la unidad está marcado por escarpes que miran hacia la cuenca. [10] El terreno lineal se extiende por unos 1.000 kilómetros (621 mi) desde el pie de un escarpe discontinuo débil en el borde exterior de las montañas Caloris; este terreno es similar a la escultura que rodea la cuenca Imbrium en la Luna. [7] [10] El material montañoso forma un amplio anillo a unos 800 kilómetros (497 mi) de las montañas Caloris . Consiste en colinas bajas, muy espaciadas o dispersas, de aproximadamente 0,3 a 1 kilómetro (1 mi) de ancho y de decenas de metros a unos pocos cientos de metros de altura. El límite exterior de esta unidad es gradual con las llanuras suaves (más jóvenes) que se encuentran en la misma región. En la antípoda de la cuenca de Caloris se encuentra un terreno accidentado y accidentado, probablemente creado por la convergencia antípoda de intensas ondas sísmicas generadas por el impacto de Caloris. [11]
El suelo de la cuenca Caloris está deformado por crestas sinuosas y fracturas, lo que le da al relleno de la cuenca un patrón groseramente poligonal. Estas llanuras pueden ser volcánicas, formadas por la liberación de magma como parte del evento de impacto, o una gruesa capa de material fundido por impacto. Amplias áreas de Mercurio están cubiertas por materiales de llanuras relativamente planas y escasamente craterizadas. [7] [12] Rellenan depresiones que varían en tamaño desde depresiones regionales hasta suelos de cráteres. Las llanuras lisas son similares a los mares de la Luna, una diferencia obvia es que las llanuras lisas tienen el mismo albedo que las llanuras intercráteres. Las llanuras lisas están expuestas de manera más llamativa en un amplio anillo alrededor de la cuenca Caloris. No son visibles características volcánicas inequívocas, como lóbulos de flujo, canales con diques, domos o conos. Las densidades de cráteres indican que las llanuras lisas son significativamente más jóvenes que los eyectados de la cuenca Caloris. [7] Además, se observan unidades de color distintas, algunas de forma lobulada, en los datos de color recién procesados. [13] Estas relaciones respaldan firmemente un origen volcánico para las llanuras suaves mercurianas, incluso en ausencia de accidentes geográficos diagnósticos. [7] [12] [13]
Las escarpaduras lobuladas están ampliamente distribuidas sobre Mercurio [7] [12] [14] y consisten en escarpaduras sinuosas a arqueadas que atraviesan llanuras y cráteres preexistentes. Se interpretan de manera más convincente como fallas de empuje , lo que indica un período de compresión global. [14] Las escarpaduras lobuladas típicamente atraviesan materiales de llanuras lisas (edad Caloriana temprana) en los pisos de los cráteres, pero los cráteres post-Caloris se superponen a ellos. Estas observaciones sugieren que la formación de escarpes lobuladas se limitó a un intervalo de tiempo relativamente estrecho, comenzando en el período pretolstoyano tardío y terminando en el período Caloriano medio a tardío. Además de las escarpaduras, se encuentran crestas arrugadas en los materiales de llanuras lisas. Estas crestas probablemente se formaron por compresión local a regional de la superficie causada por la carga litosférica por pilas densas de lavas volcánicas, como se sugiere para las de los mares lunares. [7] [14]
La superficie de Venus es comparativamente muy plana. Cuando el 93% de la topografía fue cartografiada por el Pioneer Venus , [15] los científicos descubrieron que la distancia total desde el punto más bajo hasta el punto más alto en toda la superficie era de unos 13 kilómetros (8 mi), mientras que en la Tierra la distancia desde las cuencas hasta el Himalaya es de unos 20 kilómetros (12,4 mi). Según los datos de los altímetros del Pioneer , casi el 51% de la superficie se encuentra ubicada dentro de los 500 metros (1.640 ft) del radio medio de 6.052 km (3760 mi); solo el 2% de la superficie se encuentra a elevaciones mayores de 2 kilómetros (1 mi) del radio medio.
Venus no muestra evidencia de tectónica de placas activa. Hay evidencia discutible de tectónica activa en el pasado distante del planeta; sin embargo, los eventos que han tenido lugar desde entonces (como la hipótesis plausible y generalmente aceptada de que la litosfera venusiana se ha engrosado mucho en el transcurso de varios cientos de millones de años) han dificultado la delimitación del curso de su registro geológico. Sin embargo, los numerosos cráteres de impacto bien conservados se han utilizado como método de datación para datar aproximadamente la superficie venusiana (ya que hasta ahora no se conocen muestras de roca venusiana que se puedan datar con métodos más confiables). Las fechas derivadas están principalmente en el rango de ~500 a 750 millones de años, aunque se han calculado edades de hasta ~1,2 millones de años. Esta investigación ha llevado a la hipótesis bastante aceptada de que Venus ha experimentado una renovación volcánica esencialmente completa al menos una vez en su pasado distante, y que el último evento tuvo lugar aproximadamente dentro del rango de las edades estimadas de la superficie. Si bien el mecanismo de un fenómeno térmico tan impactante sigue siendo un tema de debate en las geociencias venusianas, algunos científicos son partidarios de procesos que involucran en cierta medida el movimiento de las placas. Hay casi 1.000 cráteres de impacto en Venus, distribuidos más o menos uniformemente a lo largo de su superficie.
Los estudios de radar desde la Tierra permitieron identificar algunos patrones topográficos relacionados con los cráteres , y las sondas Venera 15 y Venera 16 identificaron casi 150 de esas características de probable origen por impacto. La cobertura global del Magallanes permitió posteriormente identificar casi 900 cráteres de impacto.
El recuento de cráteres proporciona una estimación importante de la edad de la superficie de un planeta. Con el tiempo, los cuerpos del Sistema Solar sufren impactos aleatorios, por lo que cuantos más cráteres tenga una superficie, más antigua será. En comparación con Mercurio , la Luna y otros cuerpos similares, Venus tiene muy pocos cráteres. En parte, esto se debe a que la densa atmósfera de Venus quema los meteoritos más pequeños antes de que impacten en la superficie. Los datos de Venera y Magellan coinciden: hay muy pocos cráteres de impacto con un diámetro inferior a 30 kilómetros (19 millas), y los datos de Magellan muestran la ausencia de cráteres de menos de 2 kilómetros (1 milla) de diámetro. Sin embargo, también hay menos cráteres grandes, y estos parecen relativamente jóvenes; rara vez están llenos de lava, lo que demuestra que se produjeron después de la actividad volcánica en el área, y el radar muestra que son rugosos y no han tenido tiempo de erosionarse.
Gran parte de la superficie de Venus parece haber sido moldeada por la actividad volcánica. En total, Venus tiene varias veces más volcanes que la Tierra, y posee unos 167 volcanes gigantes que tienen más de 100 kilómetros (62 millas) de diámetro. El único complejo volcánico de este tamaño en la Tierra es la Gran Isla de Hawái . Sin embargo, esto no se debe a que Venus sea más activo volcánicamente que la Tierra, sino a que su corteza es más antigua. La corteza terrestre se recicla continuamente por subducción en los límites de las placas tectónicas , y tiene una edad media de unos 100 millones de años, mientras que se estima que la superficie de Venus tiene unos 500 millones de años. [16] Los cráteres venusianos varían de 3 kilómetros (2 millas) a 280 kilómetros (174 millas) de diámetro. No hay cráteres más pequeños de 3 km, debido a los efectos de la densa atmósfera sobre los objetos entrantes. Los objetos con menos de una cierta energía cinética son ralentizados tanto por la atmósfera que no crean un cráter de impacto. [17]
El terreno de la Tierra varía mucho de un lugar a otro. Alrededor del 70,8% [18] de la superficie está cubierta de agua. El fondo marino tiene características montañosas, incluido un sistema de dorsales oceánicas que se extiende por todo el globo , así como volcanes submarinos , [19] fosas oceánicas , cañones submarinos , mesetas oceánicas y llanuras abisales . El 29,2% restante no cubierto por agua consiste en montañas , desiertos , llanuras , mesetas y otras geomorfologías .
La superficie planetaria sufre una remodelación a lo largo de períodos geológicos debido a los efectos de la tectónica y la erosión . Las características de la superficie creadas o deformadas por la tectónica de placas están sujetas a una erosión constante causada por las precipitaciones , los ciclos térmicos y los efectos químicos. La glaciación , la erosión costera , la formación de arrecifes de coral y los grandes impactos de meteoritos [20] también actúan para remodelar el paisaje.
A medida que las placas continentales migran a través del planeta, el fondo oceánico se hunde bajo los bordes delanteros. Al mismo tiempo, las afloraciones de material del manto crean un límite divergente a lo largo de las dorsales oceánicas . La combinación de estos procesos recicla continuamente el material de las placas oceánicas. La mayor parte del fondo oceánico tiene menos de 100 millones de años. La placa oceánica más antigua se encuentra en el Pacífico occidental y tiene una edad estimada de unos 200 millones de años. En comparación, los fósiles más antiguos encontrados en la tierra tienen una edad de unos 3 mil millones de años. [21] [22]
Las placas continentales están formadas por materiales de menor densidad, como las rocas ígneas granito y andesita . Menos común es el basalto , una roca volcánica más densa que es el componente principal de los fondos oceánicos. [23] La roca sedimentaria se forma a partir de la acumulación de sedimentos que se compactan. Casi el 75% de las superficies continentales están cubiertas por rocas sedimentarias, aunque forman solo alrededor del 5% de la corteza. [24] La tercera forma de material rocoso que se encuentra en la Tierra es la roca metamórfica , que se crea a partir de la transformación de tipos de rocas preexistentes a través de altas presiones, altas temperaturas o ambas. Los minerales de silicato más abundantes en la superficie de la Tierra incluyen cuarzo , feldespatos , anfíboles , mica , piroxeno y olivino . [25] Los minerales de carbonato comunes incluyen calcita (que se encuentra en la piedra caliza ), aragonito y dolomita . [26]
La pedosfera es la capa más externa de la Tierra que está compuesta de suelo y sujeta a procesos de formación de suelo . Existe en la interfaz de la litosfera , la atmósfera , la hidrosfera y la biosfera . Actualmente, la tierra cultivable total es el 13,31% de la superficie terrestre, y solo el 4,71% admite cultivos permanentes. [27] Cerca del 40% de la superficie terrestre de la Tierra se utiliza actualmente para tierras de cultivo y pastos, o un estimado de 13 millones de kilómetros cuadrados (5,0 millones de millas cuadradas) de tierras de cultivo y 34 millones de kilómetros cuadrados (13 millones de millas cuadradas) de pastizales. [28]
Las características físicas de la tierra son notablemente variadas. Las mayores cadenas montañosas (el Himalaya en Asia y los Andes en América del Sur) se extienden por miles de kilómetros. Los ríos más largos son el río Nilo en África (6.695 kilómetros o 4.160 millas) y el río Amazonas en América del Sur (6.437 kilómetros o 4.000 millas). Los desiertos cubren alrededor del 20% de la superficie total del territorio. El más grande es el Sahara , que cubre casi un tercio de África.
La elevación de la superficie terrestre de la Tierra varía desde el punto más bajo de -418 m (-1.371 pies) en el Mar Muerto , hasta una altitud máxima estimada en 2005 de 8.848 m (29.028 pies) en la cima del Monte Everest . La altura media de la tierra sobre el nivel del mar es de 686 m (2.250 pies). [29]
La historia geológica de la Tierra se puede clasificar en dos períodos, a saber:
Se cree que la superficie de Marte está compuesta principalmente de basalto , basándose en los flujos de lava observados de los volcanes, la colección de meteoritos marcianos y los datos de los módulos de aterrizaje y las observaciones orbitales. Los flujos de lava de los volcanes marcianos muestran que la lava tiene una viscosidad muy baja, típica del basalto. [30] El análisis de las muestras de suelo recogidas por los módulos de aterrizaje Viking en 1976 indica arcillas ricas en hierro consistentes con la erosión de las rocas basálticas. [30] Hay alguna evidencia de que alguna parte de la superficie marciana podría ser más rica en sílice que el basalto típico , tal vez similar a las rocas andesíticas de la Tierra, aunque estas observaciones también pueden explicarse por el vidrio de sílice, los filosilicatos o el ópalo. Gran parte de la superficie está profundamente cubierta por polvo tan fino como el talco. El aspecto rojo/naranja de la superficie de Marte es causado por el óxido de hierro (III) (óxido). [31] [32] Marte tiene el doble de óxido de hierro en su capa exterior que la Tierra, a pesar de su supuesto origen similar. Se cree que la Tierra, al ser más caliente, transportó gran parte del hierro hacia abajo, a los mares de lava de 1.800 kilómetros (1.118 millas) de profundidad y 3.200 °C (5.792 °F ) del planeta primitivo, mientras que Marte, con una temperatura de lava más baja de 2.200 °C (3.992 °F), era demasiado frío para que esto sucediera. [31]
El núcleo está rodeado por un manto de silicato que formó muchas de las características tectónicas y volcánicas del planeta. El espesor medio de la corteza del planeta es de unos 50 km, y no supera los 125 kilómetros (78 mi), [33] lo que es mucho más grueso que la corteza terrestre, que varía entre 5 y 70 kilómetros (43 mi). Como resultado, la corteza de Marte no se deforma fácilmente, como lo demuestra el reciente mapa de radar del manto glaciar del polo sur, que no deforma la corteza a pesar de tener unos 3 km de espesor. [34]
La morfología de los cráteres proporciona información sobre la estructura física y la composición de la superficie. Los cráteres de impacto nos permiten observar las profundidades de la superficie y el pasado geológico de Marte. Los mantos de eyección lobulados (en la imagen de la izquierda) y los cráteres de foso central son comunes en Marte, pero poco comunes en la Luna , lo que puede indicar la presencia de volátiles cerca de la superficie (hielo y agua) en Marte. Las estructuras de impacto degradadas registran variaciones en la actividad volcánica , fluvial y eólica . [35]
El cráter Yuty es un ejemplo de cráter Rampart, llamado así por el borde en forma de muralla del material expulsado. En el cráter Yuty, el material expulsado cubre por completo un cráter más antiguo que se encuentra a un lado, lo que demuestra que el material expulsado es solo una capa delgada. [36]
La historia geológica de Marte se puede clasificar en muchas épocas, pero las siguientes son las tres principales:
La geología del planeta enano Ceres era en gran parte desconocida hasta que la sonda Dawn lo exploró a principios de 2015. Sin embargo, se habían resuelto ciertas características de la superficie, como "Piazzi", llamada así en honor al descubridor de los planetas enanos.[a] La achatación de Ceres es consistente con un cuerpo diferenciado, un núcleo rocoso cubierto con un manto helado. Este manto de 100 kilómetros de espesor (23%–28% de Ceres en masa; 50% en volumen) contiene 200 millones de kilómetros cúbicos de agua, que es más que la cantidad de agua dulce en la Tierra. Este resultado está respaldado por las observaciones realizadas por el telescopio Keck en 2002 y por el modelado evolutivo. Además, algunas características de su superficie e historia (como su distancia del Sol, que debilitó la radiación solar lo suficiente como para permitir que algunos componentes de punto de congelación bastante bajo se incorporaran durante su formación), apuntan a la presencia de materiales volátiles en el interior de Ceres. Se ha sugerido que una capa remanente de agua líquida puede haber sobrevivido hasta el presente bajo una capa de hielo. La composición de la superficie de Ceres es en líneas generales similar a la de los asteroides de tipo C. Existen algunas diferencias. Las características omnipresentes de los espectros IR de Ceres son las de los materiales hidratados, que indican la presencia de cantidades significativas de agua en el interior. Otros posibles componentes de la superficie incluyen minerales arcillosos ricos en hierro (cronstedtita) y minerales carbonatados (dolomita y siderita), que son minerales comunes en los meteoritos de condrita carbonácea. Las características espectrales de los carbonatos y los minerales arcillosos suelen estar ausentes en los espectros de otros asteroides de tipo C. A veces, Ceres se clasifica como un asteroide de tipo G.
La superficie de Cererian es relativamente cálida. La temperatura máxima con el Sol sobre la superficie se estimó en 235 K (unos -38 °C, -36 °F) el 5 de mayo de 1991.
Antes de la misión Dawn, sólo se habían detectado de forma inequívoca unas pocas características superficiales de Ceres. Las imágenes ultravioleta de alta resolución del Telescopio Espacial Hubble tomadas en 1995 mostraron una mancha oscura en su superficie, apodada "Piazzi" en honor al descubridor de Ceres. Se pensaba que se trataba de un cráter. Imágenes posteriores en el infrarrojo cercano con una resolución más alta tomadas a lo largo de una rotación completa con el telescopio Keck utilizando óptica adaptativa mostraron varias características brillantes y oscuras que se movían con la rotación de Ceres. Dos características oscuras tenían formas circulares y presumiblemente son cráteres; se observó que una de ellas tenía una región central brillante, mientras que otra fue identificada como la característica "Piazzi". Imágenes más recientes en luz visible del Telescopio Espacial Hubble de una rotación completa tomadas en 2003 y 2004 mostraron 11 características superficiales reconocibles, cuya naturaleza se desconoce actualmente. Una de estas características corresponde a la característica "Piazzi" observada anteriormente.
Estas últimas observaciones también determinaron que el polo norte de Ceres apunta en la dirección de ascensión recta 19 h 24 min (291°), declinación +59°, en la constelación de Draco. Esto significa que la inclinación axial de Ceres es muy pequeña, de unos 3°.
Existen indicios de que Ceres puede tener una atmósfera tenue y escarcha de agua en la superficie. El hielo de agua superficial es inestable a distancias inferiores a 5 UA del Sol, por lo que se espera que se vaporice si se expone directamente a la radiación solar. El hielo de agua puede migrar desde las capas profundas de Ceres a la superficie, pero escapa en un tiempo muy corto. Como resultado, es difícil detectar la vaporización de agua. Es posible que se haya observado agua escapando de las regiones polares de Ceres a principios de la década de 1990, pero esto no se ha demostrado de forma inequívoca. Es posible que sea posible detectar agua escapando de los alrededores de un cráter de impacto reciente o de grietas en las capas subterráneas de Ceres. Las observaciones ultravioletas realizadas por la sonda espacial IUE detectaron cantidades estadísticamente significativas de iones de hidróxido cerca del polo norte de Ceres, que es un producto de la disociación del vapor de agua por la radiación solar ultravioleta.
A principios de 2014, utilizando datos del Observatorio Espacial Herschel, se descubrió que hay varias fuentes localizadas (no más de 60 km de diámetro) de vapor de agua en latitudes medias en Ceres, cada una de las cuales emite alrededor de 10 26 moléculas (o 3 kg) de agua por segundo. Dos regiones de fuente potenciales, designadas Piazzi (123° E, 21° N) y Región A (231° E, 23° N), han sido visualizadas en el infrarrojo cercano como áreas oscuras (la Región A también tiene un centro brillante) por el Observatorio WM Keck. Los posibles mecanismos para la liberación de vapor son la sublimación de alrededor de 0,6 km2 de hielo superficial expuesto, o erupciones criovolcánicas resultantes del calor interno radiogénico o de la presurización de un océano subterráneo debido al crecimiento de una capa de hielo suprayacente. Se esperaría que la sublimación de la superficie disminuya a medida que Ceres se aleja del Sol en su órbita excéntrica, mientras que las emisiones alimentadas internamente no deberían verse afectadas por la posición orbital. Los datos limitados disponibles son más consistentes con la sublimación de tipo cometario. La sonda espacial Dawn se está acercando a Ceres en el afelio, lo que puede limitar la capacidad de Dawn para observar este fenómeno.
Nota: Esta información fue tomada directamente del artículo principal, las fuentes del material están incluidas allí.
Los asteroides, cometas y meteoroides son restos de la nebulosa en la que se formó el Sistema Solar hace 4.600 millones de años.
El cinturón de asteroides se encuentra entre Marte y Júpiter . Está formado por miles de planetesimales rocosos de entre 1.000 kilómetros (621 mi) y unos pocos metros de diámetro. Se cree que son restos de la formación del Sistema Solar que no pudieron formar un planeta debido a la gravedad de Júpiter. Cuando los asteroides chocan producen pequeños fragmentos que ocasionalmente caen sobre la Tierra. Estas rocas se llaman meteoritos y brindan información sobre la nebulosa solar primigenia. La mayoría de estos fragmentos tienen el tamaño de granos de arena. Se queman en la atmósfera de la Tierra, lo que hace que brillen como meteoritos .
Un cometa es un cuerpo pequeño del Sistema Solar que orbita alrededor del Sol y (al menos ocasionalmente) exhibe una coma (o atmósfera) y/o una cola, ambas principalmente debido a los efectos de la radiación solar sobre el núcleo del cometa , que es un cuerpo menor compuesto de roca, polvo y hielo.
El cinturón de Kuiper, a veces llamado cinturón de Edgeworth-Kuiper, es una región del Sistema Solar más allá de los planetas que se extiende desde la órbita de Neptuno (a 30 UA ) [37] hasta aproximadamente 55 UA del Sol . [38] Es similar al cinturón de asteroides , aunque es mucho más grande; 20 veces más ancho y 20-200 veces más masivo. [39] [40] Al igual que el cinturón de asteroides, se compone principalmente de cuerpos pequeños (restos de la formación del Sistema Solar) y al menos un planeta enano , Plutón , que puede ser geológicamente activo. [41] Pero mientras que el cinturón de asteroides está compuesto principalmente de roca y metal , el cinturón de Kuiper está compuesto en gran parte de hielos , como metano , amoníaco y agua . Los objetos dentro del cinturón de Kuiper, junto con los miembros del disco disperso y cualquier posible nube de Hills o nube de Oort , se denominan colectivamente objetos transneptunianos (TNO). [42] Se han visitado y estudiado a corta distancia dos TNO: Plutón y 486958 Arrokoth .