La geología de los planetas solares terrestres se ocupa principalmente de los aspectos geológicos de los cuatro planetas terrestres del Sistema Solar ( Mercurio , Venus , la Tierra y Marte ) y de un planeta enano terrestre : Ceres . La Tierra es el único planeta terrestre que se sabe 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 por alguna combinación de hidrógeno , helio y agua que existen en varios estados físicos . Los planetas terrestres tienen superficies rocosas y compactas, 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 fusionaron con los cuatro mundos restantes de la nebulosa solar o fueron destruidos por ellos .
Todos los planetas terrestres tienen aproximadamente la misma estructura: un núcleo metálico central, principalmente 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 de 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 suele referirse 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. Poco a poco, las suaves colisiones permitieron que las escamas se pegaran y formaran partículas más grandes que, a su vez, atraían más partículas sólidas hacia ellas. Este proceso se conoce como acreción . Los objetos formados por acreción se llaman planetesimales y 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 crecieron en tamaño, las colisiones se volvieron altamente destructivas, lo que dificultó un mayor crecimiento. Sólo los planetesimales más grandes sobrevivieron al proceso de fragmentación y continuaron creciendo lentamente hasta convertirse en protoplanetas mediante la acumulación de planetesimales de composición similar. [3] Después de que se formó el protoplaneta, la acumulación de calor procedente de la desintegración radiactiva de elementos de vida corta derritió el planeta, permitiendo 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 sólo 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 hidrógeno y el 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 provocado su fuga. [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 densas y rocosas , pocas o ninguna luna y ningún sistema de anillos . Están compuestos en gran parte por minerales con altos puntos de fusión, 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 entre cráteres, cuencas , llanuras lisas , cráteres y características tectónicas .
La superficie más antigua de Mercurio son sus llanuras entre cráteres, [4] [6] que están presentes (pero mucho menos extensas) en la Luna . Las llanuras entre cráteres son terrenos nivelados o suavemente ondulados que se encuentran entre y alrededor de grandes cráteres. Las llanuras son anteriores al terreno lleno de cráteres y han destruido muchos de los primeros cráteres y cuencas de Mercurio; [4] [7] probablemente se formaron por vulcanismo generalizado a principios de la historia de Mercurio.
Los cráteres de Mercurio tienen los elementos morfológicos de los cráteres lunares: los cráteres más pequeños tienen forma de cuenco y, al aumentar de tamaño, desarrollan bordes festoneados, picos centrales y terrazas en las paredes interiores. [6] Las láminas eyectadas tienen una textura montañosa 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 de los depósitos. Las eyecciones continuas y los campos de cráteres secundarios de Mercurio son mucho menos extensos (por un factor de aproximadamente 0,65) para un diámetro de borde determinado que los de cráteres lunares comparables. Esta diferencia se debe al campo gravitacional de Mercurio 2,5 veces mayor que el de 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. Con una mayor degradación, los cráteres pierden su morfología nítida y los rayos y características de la eyección continua se vuelven más borrosos hasta que sólo el borde elevado cerca del cráter permanece reconocible. 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 tengan aproximadamente la misma edad, es posible imponer restricciones a las edades de otras unidades subyacentes o superpuestas y así 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 una capa de eyección bien conservada que se extiende hasta 500 kilómetros (311 millas) desde su borde. El interior de la cuenca está inundado de llanuras que son claramente posteriores a los depósitos de eyecciones. Beethoven tiene solo un borde tenue similar a un macizo de 625 kilómetros (388 millas) de diámetro, pero muestra una impresionante y bien delineada capa de eyección que se extiende hasta 500 kilómetros (311 millas). Como en Tolstoj, las eyecciones de Beethoven son asimétricas. 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 suelen tener entre 30 kilómetros (19 millas) y 50 kilómetros (31 millas) de largo; el borde interior de la unidad está marcado por escarpes que dan al lavabo. [10] El terreno lineado se extiende por unos 1.000 kilómetros (621 millas) desde el pie de una débil escarpa discontinua 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 hummocky forma un amplio anillo a unos 800 kilómetros (497 millas) de las montañas Caloris . Consiste en colinas bajas, poco espaciadas o dispersas, de aproximadamente 0,3 a 1 kilómetro (1 milla) de ancho y de decenas de metros a unos pocos cientos de metros de altura. El límite exterior de esta unidad es gradacional con las llanuras suaves (más jóvenes) que se encuentran en la misma región. En las antípodas de la cuenca de Caloris se encuentra un terreno montañoso y surcado, probablemente creado por la convergencia antípoda de intensas ondas sísmicas generadas por el impacto de Caloris. [11]
El suelo de la cuenca de 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 fusión del impacto. Amplias áreas de Mercurio están cubiertas por materiales llanos relativamente planos y con escasos cráteres. [7] [12] Llenan depresiones que varían en tamaño desde depresiones regionales hasta pisos de cráteres. Las llanuras lisas son similares a los mares de la Luna, con la diferencia obvia de que las llanuras lisas tienen el mismo albedo que las llanuras entre cráteres. Las llanuras lisas están más sorprendentemente expuestas en un amplio anillo alrededor de la cuenca de Caloris. No se ven características volcánicas inequívocas, como lóbulos de flujo, canales de diques, cúpulas o conos. Las densidades de cráteres indican que las llanuras lisas son significativamente más jóvenes que los eyectados de la cuenca de Caloris. [7] Además, se observan unidades de color distintas, algunas de forma lobulada, en los datos de color recién procesados. [13] Tales relaciones apoyan firmemente un origen volcánico de las llanuras lisas de Mercurio, incluso en ausencia de accidentes geográficos de diagnóstico. [7] [12] [13]
Los escarpes lobulados están ampliamente distribuidos sobre Mercurio [7] [12] [14] y consisten en escarpes sinuosos a arqueados que atraviesan llanuras y cráteres preexistentes. Se interpretan de manera más convincente como fallas de cabalgamiento , que indican un período de compresión global. [14] Las escarpas lobuladas típicamente atraviesan materiales lisos de las llanuras (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 escarpas lobuladas se limitó a un intervalo de tiempo relativamente estrecho, comenzando a finales del período pre-Tolstojano y terminando entre mediados y finales del período Caloriano. Además de las escarpas, en los materiales lisos y lisos se producen crestas de arrugas. Estas crestas probablemente se formaron por compresión superficial local a regional causada por la carga litosférica por densas pilas 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 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 millas), mientras que en la Tierra la distancia desde el cuencas hasta el Himalaya es de unos 20 kilómetros (12,4 millas). Según los datos de los altímetros del Pioneer , casi el 51% de la superficie se encuentra ubicada dentro de los 500 metros (1.640 pies) del radio medio de 6.052 km (3.760 mi); sólo el 2% de la superficie se encuentra a elevaciones superiores a 2 kilómetros (1 mi) del radio medio.
Venus no muestra evidencia de placas tectónicas activas. Existe evidencia discutible de tectónica activa en el pasado distante del planeta; sin embargo, los acontecimientos que han tenido lugar desde entonces (como la hipótesis plausible y generalmente aceptada de que la litosfera venusina se ha engrosado enormemente en el transcurso de varios cientos de millones de años) han dificultado la limitación del curso de su registro geológico. Sin embargo, los numerosos cráteres de impacto bien conservados se han utilizado como método de datación para fechar aproximadamente la superficie de Venus (ya que hasta el momento no se conocen muestras de roca de Venus que puedan fecharse mediante métodos más fiables). Las fechas obtenidas se encuentran principalmente en el rango de ~500 Ma a 750 Ma, aunque se han calculado edades de hasta ~1,2 Gya. Esta investigación ha llevado a la hipótesis bastante aceptada de que Venus ha experimentado un resurgimiento volcánico esencialmente completo al menos una vez en su pasado distante, y que el último evento tuvo lugar aproximadamente dentro del rango de edades superficiales estimadas. Si bien el mecanismo de un evento térmico tan impresionable sigue siendo un tema debatido en las geociencias venusinas, algunos científicos defienden hasta cierto punto los procesos que involucran el movimiento de las placas. Hay casi 1.000 cráteres de impacto en Venus, distribuidos más o menos uniformemente por su superficie.
Los estudios de radar terrestres permitieron identificar algunos patrones topográficos relacionados con los cráteres , y las sondas Venera 15 y Venera 16 identificaron casi 150 de estas características de probable origen de impacto. Posteriormente, la cobertura global de Magallanes permitió identificar cerca de 900 cráteres de impacto.
Los recuentos de cráteres dan 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 tiene una superficie, más antigua es. 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 golpeen la superficie. Los datos de Venera y Magallanes coinciden: hay muy pocos cráteres de impacto con un diámetro inferior a 30 kilómetros (19 millas), y los datos de Magallanes muestran la ausencia de cráteres de menos de 2 kilómetros (1 mi) de diámetro. Sin embargo, también hay menos cráteres grandes y parecen relativamente jóvenes; rara vez están llenos de lava, lo que demuestra que ocurrieron después de la actividad volcánica en el área, y el radar muestra que son ásperos y no han tenido tiempo de ser erosionados.
Gran parte de la superficie de Venus parece haber sido moldeada por la actividad volcánica. En general, 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 Isla Grande de Hawaii . 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 promedio 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 tienen entre 3 kilómetros (2 millas) y 280 kilómetros (174 millas) de diámetro. No hay cráteres de menos de 3 km, debido a los efectos de la densa atmósfera sobre los objetos entrantes. Los objetos con menos de cierta energía cinética son tan frenados por la atmósfera que no crean un cráter de impacto. [17]
El terreno de la Tierra varía mucho de un lugar a otro. Aproximadamente el 70,8% [18] de la superficie está cubierta por agua. El fondo del mar tiene características montañosas, incluido un sistema de dorsales en medio del océano que se extiende por todo el mundo , así como volcanes submarinos , [19] fosas oceánicas , cañones submarinos , mesetas oceánicas y llanuras abisales . El 29,2% restante no cubierto por agua está formado por montañas , desiertos , llanuras , mesetas y otras geomorfologías .
La superficie planetaria sufre remodelaciones a lo largo de períodos de tiempo geológicos debido a los efectos de la tectónica y la erosión . Las características de la superficie construidas o deformadas a través de la tectónica de placas están sujetas a una erosión constante debido a las precipitaciones , los ciclos térmicos y los efectos químicos. La glaciación , la erosión costera , la acumulación 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 del océano se subduce debajo de los bordes de ataque. Al mismo tiempo, los afloramientos 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 la placa oceánica. La mayor parte del fondo del océano 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 constituyente 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 la superficie continental está cubierta por rocas sedimentarias, aunque sólo forman 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 terrestre incluyen el cuarzo , los feldespatos , los anfíboles , la mica , el piroxeno y el olivino . [25] Los minerales carbonatados comunes incluyen la calcita (que se encuentra en la piedra caliza ), la aragonita y la dolomita . [26]
La pedosfera es la capa más externa de la Tierra que está compuesta por suelo y sujeta a procesos de formación del 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 sólo el 4,71% sustenta cultivos permanentes. [27] Cerca del 40% de la superficie terrestre de la Tierra se utiliza actualmente para tierras de cultivo y pastos, o aproximadamente 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 cadenas montañosas más grandes (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 aproximadamente el 20% de la superficie terrestre total. 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 (-1371 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 (2250 pies). [29]
La historia geológica de la Tierra se puede clasificar en términos generales en dos períodos, a saber:
Se cree que la superficie de Marte está compuesta principalmente de basalto , según 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 esa lava tiene una viscosidad muy baja, típica del basalto. [30] El análisis de las muestras de suelo recolectadas por los módulos de aterrizaje Viking en 1976 indican arcillas ricas en hierro consistentes con la erosión de rocas basálticas. [30] Existe cierta evidencia de que alguna porción de la superficie marciana podría ser más rica en sílice que el basalto típico , quizás 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 un polvo tan fino como talco. El aspecto rojo/naranja de la superficie de Marte es causado por el óxido de hierro (III) . [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 en los 1.800 kilómetros (1.118 millas) de profundidad, 3.200 °C (5.792 °F ), mares de lava del planeta primitivo, mientras que Marte, con una temperatura de lava más baja de 2200 °C (3992 °F) era demasiado frío para que esto sucediera. [31]
El núcleo está rodeado por un manto de silicato que formó muchas de las estructuras tectónicas y volcánicas del planeta. El espesor promedio de la corteza del planeta es de unos 50 km, y no supera los 125 kilómetros (78 millas), [33] que es mucho más gruesa que la corteza terrestre, que varía entre 5 kilómetros (3 millas) y 70 kilómetros (43 millas). ). Como resultado, la corteza de Marte no se deforma fácilmente, como lo demuestra el reciente mapa de radar de la capa de hielo del polo sur, que no deforma la corteza a pesar de tener unos 3 km de espesor. [34]
La morfología del cráter proporciona información sobre la estructura física y la composición de la superficie. Los cráteres de impacto nos permiten mirar profundamente debajo de la superficie y en el pasado geológico de Marte. Las mantas de eyecciones de lóbulos (en la foto de la izquierda) y los cráteres centrales 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 debido al borde en forma de muralla de la eyección. En el cráter Yuty, el material eyectado cubre completamente un cráter más antiguo en su costado, lo que demuestra que el material expulsado es sólo una capa delgada. [36]
La historia geológica de Marte se puede clasificar en términos generales en muchas épocas, pero las siguientes son las tres principales:
La geología del planeta enano Ceres era en gran parte desconocida hasta que la nave espacial Dawn lo exploró a principios de 2015. Sin embargo, ciertas características de la superficie como "Piazzi", que lleva el nombre del descubridor de los planetas enanos, se habían resuelto. consistente con un cuerpo diferenciado, un núcleo rocoso cubierto por 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 de la Tierra. Este resultado está respaldado por las observaciones realizadas por el telescopio Keck en 2002 y por modelos evolutivos. Además, algunas características de su superficie e historia (como su distancia al Sol, que debilitó la radiación solar lo suficiente como para permitir que se incorporaran durante su formación algunos componentes con puntos de congelación bastante bajos), apuntan a la presencia de materiales volátiles en la superficie. Interior de Ceres. Se ha sugerido que una capa remanente de agua líquida pudo haber sobrevivido hasta el presente bajo una capa de hielo. La composición de la superficie de Ceres es muy similar a la de los asteroides de tipo C. Existen algunas diferencias. Las características omnipresentes de los espectros IR de Cererian son las de materiales hidratados, que indican la presencia de cantidades significativas de agua en el interior. Otros posibles constituyentes de la superficie incluyen minerales arcillosos ricos en hierro (cronstedtita) y minerales de carbonato (dolomita y siderita), que son minerales comunes en los meteoritos de condritas carbonosas. 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 encima se estimó a partir de mediciones en 235 K (aproximadamente −38 °C, −36 °F) el 5 de mayo de 1991.
Antes de la misión Dawn, sólo se habían detectado inequívocamente unas pocas características de la superficie de Cererian. Las imágenes ultravioleta de alta resolución del Telescopio Espacial Hubble tomadas en 1995 mostraron una mancha oscura en su superficie, que recibió el sobrenombre de "Piazzi" en honor al descubridor de Ceres. Se pensaba que se trataba de un cráter. Posteriormente, imágenes del infrarrojo cercano con mayor resolución tomadas durante una rotación completa con el telescopio Keck usando óptica adaptativa mostraron varias características brillantes y oscuras que se movían con la rotación de Ceres. Dos rasgos oscuros tenían formas circulares y presumiblemente son cráteres; Se observó que uno de ellos tenía una región central brillante, mientras que otro fue identificado como el rasgo "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 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: unos 3°.
Atmósfera Hay indicios de que Ceres puede tener una atmósfera tenue y agua helada en la superficie. El hielo de agua superficial es inestable a distancias inferiores a 5 AU del Sol, por lo que se espera que se sublime 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 muy poco tiempo. Como resultado, es difícil detectar la vaporización del agua. Posiblemente se observó agua escapando de las regiones polares de Ceres a principios de la década de 1990, pero esto no se ha demostrado de manera inequívoca. Quizás sea posible detectar agua que se escapa de los alrededores de un cráter de impacto reciente o de grietas en las capas subterráneas de Ceres. Las observaciones ultravioleta realizadas por la nave espacial IUE detectaron cantidades estadísticamente significativas de iones de hidróxido cerca del polo norte cereriano, que es 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 (de 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 posibles regiones fuente, 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 aproximadamente 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 disminuyera a medida que Ceres se alejara del Sol en su órbita excéntrica, mientras que las emisiones alimentadas internamente no deberían verse afectadas por la posición orbital. Los limitados datos disponibles son más consistentes con la sublimación de estilo cometario. La nave espacial Dawn se acerca a Ceres en el afelio, lo que puede limitar la capacidad de Dawn para observar este fenómeno.
Nota: Esta información se tomó directamente del artículo principal; las fuentes del material se incluyen 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 desde 1.000 kilómetros (621 millas) hasta unos pocos metros de diámetro. Se cree que son restos de la formación del Sistema Solar que no pudo 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 proporcionan información sobre la nebulosa solar primordial. La mayoría de estos fragmentos tienen el tamaño de granos de arena. Se queman en la atmósfera terrestre, lo que hace que brillen como meteoritos .
Un cometa es un pequeño cuerpo del Sistema Solar que orbita alrededor del Sol y (al menos ocasionalmente) exhibe una coma (o atmósfera) y/o una cola, ambas principalmente por los efectos de la radiación solar sobre el núcleo del cometa , que en sí mismo es un cuerpo menor. compuesto de roca, polvo y hielo.
El cinturón de Kuiper, a veces llamado cinturón Edgeworth-Kuiper, es una región del Sistema Solar más allá de los planetas que se extiende desde la órbita de Neptuno (a 30 AU ) [37] hasta aproximadamente 55 AU del Sol . [38] Es similar al cinturón de asteroides , aunque es mucho más grande; 20 veces más ancho y entre 20 y 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 estar 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 hielo , como metano , amoníaco y agua . Los objetos dentro del cinturón de Kuiper, junto con los miembros del disco disperso y cualquier objeto potencial de nube de Hills o nube de Oort , se denominan colectivamente objetos transneptunianos (TNO). [42] Se han visitado y estudiado dos TNO a corta distancia, Plutón y 486958 Arrokoth .