Güneş karasal gezegenlerin jeolojisi - Geology of solar terrestrial planets

İç gezegenler. Soldan sağa: Merkür , Venüs , Dünya , Mars ve karasal cüce gezegen , Ceres (ölçeğe göre boyutlar)

Güneş karasal gezegenlerin jeoloji ağırlıklı ile ilgilenen jeolojik dört yönlerini karasal gezegenler arasında Güneş Sistemi'nin - Merkür , Venüs , Dünya'nın ve Mars - ve bir karasal cüce gezegen : Ceres . Dünya, aktif bir hidrosfere sahip olduğu bilinen tek karasal gezegendir .

Karasal gezegenler, katı yüzeylere sahip olmayabilecek ve çoğunlukla çeşitli fiziksel durumlarda bulunan hidrojen , helyum ve su kombinasyonundan oluşan dev gezegenlerden önemli ölçüde farklıdır . Karasal gezegenlerin kompakt, kayalık yüzeyleri vardır ve Venüs, Dünya ve Mars'ın her birinin de bir atmosferi vardır . Boyutları, yarıçapları ve yoğunlukları benzerdir.

Karasal gezegenler , aynı zamanda katı bir yüzeye sahip olan, ancak esas olarak buzlu malzemelerden oluşan cüce gezegenlere ( Plüton gibi nesneler ) çok sayıda benzerliğe sahiptir . Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında, muhtemelen çok daha fazlası ( gezegenimsiler ) vardı, ancak bunların hepsi güneş nebulasında kalan dört dünya ile birleşti veya onlar tarafından yok edildi .

Karasal gezegenlerin hepsi kabaca aynı yapıya sahiptir: çevreleyen bir silikat manto ile çoğunlukla demirden oluşan merkezi bir metalik çekirdek . Ay benzer, ancak önemli bir demir çekirdeğe sahip değildir. Dört karasal güneş gezegeninden üçünün (Venüs, Dünya ve Mars) önemli atmosferleri vardır ; hepsinin çarpma kraterleri ve yarık vadileri ve volkanlar gibi tektonik yüzey özellikleri vardır .

Vadeli iç gezegen ile karıştırılmamalıdır alt gezegen gözlemcinin gezegen daha Güneşe yakın olan herhangi bir gezegen ifade eder, fakat genellikle Merkür ve Venüs anlamına gelir.

Güneş gezegenlerinin oluşumu

Sanatçının bir protoplanetary disk anlayışı

Güneş Sistemi'nin ilk olarak 1755'te Immanuel Kant tarafından önerilen ve bağımsız olarak Pierre-Simon Laplace tarafından formüle edilen bulutsu hipotezine göre oluştuğuna inanılıyor . Bu teori, Güneş Sistemi'nin 4,6 milyar yıl önce dev bir moleküler bulutun kütleçekimsel çöküşünden oluştuğunu iddia ediyor . Bu ilk bulut muhtemelen birkaç ışıkyılı genişliğindeydi ve muhtemelen birkaç yıldız doğurdu.

İlk katı parçacıklar mikroskobik boyuttaydı. Bu parçacıklar , yoğunlaştıkları gaz olarak , Güneş'in hemen hemen yanında dairesel yörüngelerde dolandılar. Yavaş yavaş hafif çarpışmalar, pulların birbirine yapışmasına ve daha büyük parçacıklar oluşturmasına izin verdi, bu da daha fazla katı parçacığı kendilerine doğru çekti. Bu süreç toplama olarak bilinir . Toplanmayla oluşan nesnelere gezegenimsiler denir - gezegen oluşumu için tohum görevi görürler. Başlangıçta, gezegenimsiler yakından paketlendi. Güneş Sistemi'nin yaşıyla karşılaştırıldığında küçük bir sürede, birkaç milyon yıl içinde birkaç kilometreye varan kümeler oluşturarak daha büyük nesnelerde birleştiler. Gezegenler boyut olarak büyüdükten sonra, çarpışmalar son derece yıkıcı hale geldi ve daha fazla büyümeyi zorlaştırdı. Sadece en büyük gezegenimsiler parçalanma sürecinden kurtuldu ve benzer bileşime sahip gezegenlerin toplanmasıyla yavaş yavaş protoplanetlere dönüşmeye devam etti . Protoplanet oluştuktan sonra, kısa ömürlü elementlerin radyoaktif bozunmasından kaynaklanan ısı birikimi gezegeni eriterek malzemelerin farklılaşmasına (yani yoğunluklarına göre ayrılmalarına ) izin verdi.

karasal gezegenler

Daha sıcak olan Güneş Sistemi'nde, milyarlarca yıl önce devasa yıldızların çekirdeklerinde pişirilen kayalardan ve metallerden oluşan gezegenimsiler . Bu elementler güneş bulutsusundaki malzemenin sadece % 0,6'sını oluşturuyordu . Bu nedenle karasal gezegenler çok fazla büyüyemediler ve hidrojen ve helyum gazı üzerinde büyük bir çekim yapamadılar. Ayrıca, Güneş'e yakın parçacıklar arasındaki daha hızlı çarpışmalar, ortalama olarak daha yıkıcıydı. Karasal gezegenlerde hidrojen ve helyum olsa bile , Güneş gazları ısıtıp kaçmalarına neden olurdu. Bu nedenle, Merkür , Venüs , Dünya ve Mars gibi karasal güneş gezegenleri , çoğunlukla güneş bulutsusunda bulunan daha ağır elementlerin %2'sinden oluşan yoğun küçük dünyalardır.

İç güneş gezegenlerinin yüzey jeolojisi

Dört iç veya karasal gezegenin yoğun, kayalık bileşimleri vardır, ayları azdır veya yoktur ve halka sistemleri yoktur . Büyük ölçüde katı kabuklarını ve yarı sıvı mantolarını oluşturan silikatlar gibi yüksek erime noktalarına sahip minerallerden ve çekirdeklerini oluşturan demir ve nikel gibi metallerden oluşurlar .

Merkür

Mariner 10 görevi (1974), Merkür yüzeyinin yaklaşık yarısının haritasını çıkardı. Bu verilere dayanarak, bilim adamları gezegenin jeolojisi ve tarihi hakkında birinci dereceden bir anlayışa sahipler. Merkür'ün yüzeyi kraterler arası ovalar, havzalar , düz ovalar , kraterler ve tektonik özellikler gösterir.

Mercury'nin en eski yüzey üzerinde mevcut (ama çok daha az kapsamlı) vardır onun intercrater ovaları vardır Ay . Kraterler arası düzlükler, büyük kraterler arasında ve çevresinde meydana gelen hafifçe yuvarlanan arazidir . Ovalar, yoğun kraterli araziden önce gelir ve Merkür'ün ilk krater ve havzalarının çoğunu yok etmiştir; muhtemelen merkür tarihinin başlarında yaygın volkanizma tarafından oluşmuşlardır.

Merkür kraterleri, ay kraterlerinin morfolojik unsurlarına sahiptir - daha küçük kraterler kase şeklindedir ve boyutları arttıkça, iç duvarlarda deniz taraklı kenarlar, merkezi tepeler ve teraslar geliştirirler. Ejecta tabakaları tepelik, çizgili bir dokuya ve ikincil çarpma kraterleri sürülerine sahiptir. Her boyuttaki taze kraterler, karanlık veya parlak halelere ve iyi gelişmiş ışın sistemlerine sahiptir. Merkür ve Ay kraterleri yüzeysel olarak benzer olsalar da, özellikle birikinti boyutunda ince farklılıklar gösterirler. Merkür üzerindeki sürekli püskürme ve ikincil krater alanları, belirli bir çember çapı için, karşılaştırılabilir ay kraterlerininkinden çok daha az kapsamlıdır (yaklaşık 0.65 faktörü ile). Bu fark, Ay'a kıyasla Merkür'deki 2,5 kat daha yüksek yerçekimi alanından kaynaklanmaktadır. Ay'da olduğu gibi, Merkür'deki çarpma kraterleri, müteakip çarpmalarla kademeli olarak bozulur. En taze kraterler ışın sistemlerine ve keskin bir morfolojiye sahiptir. Daha fazla bozulma ile, kraterler net morfolojilerini kaybederler ve sürekli ejekta üzerindeki ışınlar ve özellikler, sadece kraterin yakınındaki yükseltilmiş kenar tanınabilir kalana kadar daha bulanık hale gelir. Kraterler zamanla kademeli olarak bozulduğundan, bozulma derecesi kraterin göreceli yaşının kaba bir göstergesidir. Benzer büyüklükte ve morfolojideki kraterlerin kabaca aynı yaşta olduğu varsayımıyla, diğer altta yatan veya üstte bulunan birimlerin yaşlarına kısıtlamalar koymak ve böylece kraterlerin göreceli yaşını küresel olarak haritalamak mümkündür.

Merkür'ün Kalori Havzası , Güneş Sistemi'ndeki en büyük etki özelliklerinden biridir.

Merkür'de en az 15 antik havza tespit edilmiştir. Tolstoj, en az iki ve muhtemelen en fazla dört eşmerkezli halka gösteren gerçek bir çok halkalı lavabodur . Kenarından 500 kilometre (311 mil) kadar dışa doğru uzanan iyi korunmuş bir ejecta örtüsüne sahiptir. Havzanın içi, ejecta çökellerinin tarihini açıkça gösteren ovalarla doludur. Beethoven'ın çapı 625 kilometre (388 mil) olan tek bir bastırılmış masif benzeri kenara sahiptir, ancak 500 kilometreye (311 mil) kadar uzanan etkileyici, iyi çizgili bir ejecta battaniyesi sergiler. Tolstoj'da olduğu gibi, Beethoven ejecta asimetriktir. Caloris havzası, çapı 1300 kilometre (808 mil) olan bir dağ halkası ile tanımlanır. Bireysel masifler tipik olarak 30 kilometre (19 mil) ila 50 kilometre (31 mil) uzunluğundadır; birimin iç kenarı, havzaya bakan uçurumlarla işaretlenmiştir. Çizgili arazi, Caloris dağlarının dış kenarındaki zayıf, süreksiz bir uçurumun eteğinden yaklaşık 1.000 kilometre (621 mil) kadar uzanır; bu arazi, Ay'daki Imbrium havzasını çevreleyen heykele benzer . Kabarık malzeme, Caloris dağlarından yaklaşık 800 kilometre (497 mil) uzaklıkta geniş bir halka oluşturur . Yaklaşık 0,3 ila 1 kilometre (1 mil) çapında ve onlarca metreden birkaç yüz metre yüksekliğe kadar alçak, birbirine yakın dağılmış tepelerden oluşur. Bu birimin dış sınırı, aynı bölgede oluşan (daha genç) düz düzlüklerle derecelidir. Muhtemelen Caloris çarpması tarafından üretilen yoğun sismik dalgaların antipodal yakınsaması tarafından yaratılan, Caloris havzasına zıt bir engebeli ve karıklı arazi bulunur.

Sözde “Tuhaf Arazi”, Caloris Havzası'nın antipodal noktasındaki etkisi ile oluşturuldu .

Caloris havzasının tabanı kıvrımlı sırtlar ve kırıklar tarafından deforme edilerek, havza dolgusuna büyük ölçüde çokgen bir desen verir. Bu ovalar, çarpma olayının bir parçası olarak magmanın serbest bırakılmasıyla oluşan volkanik olabilir veya kalın bir çarpma eriyiği tabakası olabilir. Merkür'ün geniş alanları, nispeten düz, seyrek kraterli ova malzemeleriyle kaplıdır. Bölgesel oluklardan krater tabanlarına kadar değişen büyüklükteki çöküntüleri doldururlar. Düz düzlükler, Ay'ın denizine benzer, bariz bir fark, düz düzlüklerin kraterler arası düzlüklerle aynı albedoya sahip olmasıdır. Düz ovalar en çarpıcı şekilde Caloris havzasının etrafındaki geniş bir halkada ortaya çıkar. Akış lobları, leveed kanalları, kubbeler veya koniler gibi kesin volkanik özellikler görülmez. Krater yoğunlukları, düz düzlüklerin Caloris havzasından çıkan ejektanlardan önemli ölçüde daha genç olduğunu göstermektedir. Ek olarak, yeni işlenen renk verilerinde, lobat şeklindeki farklı renk birimleri gözlemlenir. Bu tür ilişkiler, tanısal yer şekillerinin yokluğunda bile, merkür düzlüklerinin volkanik bir kökenini güçlü bir şekilde desteklemektedir.

Lobat sarplıklar Merkür üzerinde geniş bir şekilde dağılmıştır ve önceden var olan düzlükleri ve kraterleri kesen kıvrımlı ila kavisli yamaçlardan oluşur. En inandırıcı bir şekilde, küresel bir sıkıştırma dönemini gösteren bindirme fayları olarak yorumlanırlar . Lobat eğimleri tipik olarak kraterlerin zeminlerinde düz düzlük malzemeleri (erken Kaloriyen yaşı) keser, ancak Caloris sonrası kraterler üzerlerinde üst üste biner. Bu gözlemler, lobat-skarp oluşumunun, Tolstojan öncesi dönemin sonlarında başlayan ve orta ila geç Kaloriyen Dönemi'nde sona eren nispeten dar bir zaman aralığı ile sınırlı olduğunu göstermektedir. Pürüzsüz ova malzemelerinde, sarplıklara ek olarak, kırışık sırtlar meydana gelir. Bu sırtlar muhtemelen, ay denizininkiler için önerildiği gibi, yoğun volkanik lav yığınları tarafından litosferik yüklemenin neden olduğu yerel ila bölgesel yüzey sıkıştırmasıyla oluşturulmuştur.

Venüs

Venüs'ün yüzeyi nispeten çok düzdür. Topografyanın %93'ü Pioneer Venüs tarafından haritalandığında , bilim adamları tüm yüzeydeki en alçak noktadan en yüksek noktaya olan toplam mesafenin yaklaşık 13 kilometre (8 mil) olduğunu, Dünya'da ise havzalardan en yüksek noktaya olan mesafenin yaklaşık 13 kilometre olduğunu buldular . Himalayalar yaklaşık 20 kilometre (12.4 mil). Verilerine göre altimetreler arasında Pioneer , yüzeyin yaklaşık% 51 6,052 km (3760 ml) medyan yarıçapı 500 m (1.640 ft) mesafede bulunur; yüzeyin sadece %2'si, medyan yarıçaptan 2 kilometreden (1 mil) daha yüksek rakımlarda bulunur.

Danilova krateri kabartma

Venüs, aktif levha tektoniğine dair hiçbir kanıt göstermiyor. Gezegenin uzak geçmişinde aktif tektoniğin tartışılabilir kanıtları var; ancak, o zamandan beri meydana gelen olaylar (Venüs litosferinin birkaç yüz milyon yıl boyunca büyük ölçüde kalınlaştığına dair makul ve genel kabul gören hipotez gibi) jeolojik kaydının gidişatını kısıtlamayı zorlaştırdı. Bununla birlikte, çok sayıda iyi korunmuş çarpma krateri , Venüs yüzeyini yaklaşık olarak tarihlendirmek için bir tarihleme yöntemi olarak kullanılmıştır (çünkü şimdiye kadar daha güvenilir yöntemlerle tarihlendirilebilecek bilinen bir Venüs kaya örneği yoktur). ~1.2 Gya'ya kadar olan yaşlar hesaplanmış olmasına rağmen, elde edilen tarihler baskın olarak ~500 Mya–750 Mya aralığındadır. Bu araştırma, Venüs'ün uzak geçmişinde en az bir kez esasen tam bir volkanik yüzey yenilemesinden geçtiği ve son olayın yaklaşık olarak tahmin edilen yüzey yaşları aralığında gerçekleştiğine dair oldukça iyi kabul edilen hipoteze yol açmıştır. Bu tür etkilenebilir bir termal olayın mekanizması Venüs'ün yer bilimlerinde tartışılan bir konu olsa da, bazı bilim adamları bir dereceye kadar levha hareketini içeren süreçlerin savunucularıdır. Venüs'te, yüzeyi boyunca aşağı yukarı eşit olarak dağılmış yaklaşık 1.000 çarpma krateri vardır.

Dünya tabanlı radar araştırmaları, kraterlerle ilgili bazı topografik kalıpları tanımlamayı mümkün kıldı ve Venera 15 ve Venera 16 sondaları, olası çarpma kaynaklı bu tür yaklaşık 150 özellik tanımladı. Magellan'ın küresel kapsamı daha sonra yaklaşık 900 çarpma kraterini tanımlamayı mümkün kıldı.

Danilova, Aglaonice ve Saskja kraterleri

Krater sayıları, bir gezegenin yüzeyinin yaşı için önemli bir tahmin verir. Zamanla, Güneş Sistemindeki cisimler rastgele etkilenir, bu nedenle bir yüzeyde ne kadar çok krater varsa, o kadar yaşlıdır. Karşılaştırıldığında Merkür , Ay ve diğer bu tür organlar, Venüs çok az kraterleri vardır. Bunun nedeni kısmen Venüs'ün yoğun atmosferinin daha küçük göktaşlarını yüzeye çarpmadan önce yakmasıdır . Venera ve Magellan çok az etki kraterler çapı en az 30 km (19 mil) ile bulunmaktadır ve veri: verileri mutabık Magellan az çapı 2 kilometre (1 mi), daha başka kraterler yokluğunu gösterir. Bununla birlikte, büyük kraterlerin sayısı da daha azdır ve bunlar nispeten genç görünmektedir; nadiren lavla doldurulurlar, bu da bölgedeki volkanik aktiviteden sonra meydana geldiklerini gösterir ve radar, sert olduklarını ve aşınacak zamanları olmadığını gösterir.

Venüs'ün Alfa Bölgesi'ndeki gözleme kubbelerinin bilgisayar tarafından oluşturulmuş perspektif görünümü

Venüs'ün yüzeyinin çoğu volkanik aktivite ile şekillenmiş gibi görünüyor. Genel olarak, Venüs, Dünya'nın birkaç katı kadar volkana sahiptir ve 100 kilometreden (62 mil) fazla olan yaklaşık 167 dev volkana sahiptir. Dünya üzerinde bu büyüklükte tek volkanik kompleksidir Big Island of Hawaii . Ancak bunun nedeni Venüs'ün volkanik olarak Dünya'dan daha aktif olması değil, kabuğunun daha yaşlı olmasıdır. Yerkabuğu, tektonik plakaların sınırlarında yitim yoluyla sürekli olarak geri dönüştürülür ve ortalama yaşı yaklaşık 100 milyon yıllıkken, Venüs'ün yüzeyinin yaklaşık 500 milyon yaşında olduğu tahmin edilmektedir. Venüs kraterlerinin çapı 3 kilometre (2 mil) ila 280 kilometre (174 mil) arasında değişir. Yoğun atmosferin gelen nesneler üzerindeki etkisi nedeniyle 3 km'den küçük kraterler yoktur. Belirli bir kinetik enerjiden daha az olan nesneler , atmosfer tarafından o kadar yavaşlar ki, çarpma krateri oluşturmazlar.

Dünya

Günümüz Dünya altimetrisi ve batimetrisi . Elde edilen veriler Ulusal Jeofizik Veri Merkezi 'nin TerrainBase Dijital Arazi Modeli .

Dünya'nın arazisi bir yerden bir yere büyük ölçüde değişir. Yüzeyin yaklaşık %70.8'i sularla kaplıdır ve kıta sahanlığının çoğu deniz seviyesinin altındadır. Batık yüzey, dünya çapında bir okyanus ortası sırt sisteminin yanı sıra denizaltı volkanları , okyanus hendekleri , denizaltı kanyonları , okyanus platoları ve abisal ovalar dahil olmak üzere dağlık özelliklere sahiptir . Sularla kaplı olmayan kalan %29,2'lik kısım ise dağlar , çöller , ovalar , yaylalar ve diğer jeomorfolojilerden oluşmaktadır .

Gezegen yüzeyi, tektonik ve erozyonun etkileri nedeniyle jeolojik zaman dilimlerinde yeniden şekillenir . Plaka tektoniği yoluyla oluşan veya deforme olan yüzey özellikleri , yağış , termal döngüler ve kimyasal etkilerden kaynaklanan sürekli hava koşullarına maruz kalır . Buzullaşma , kıyı erozyonu , mercan resiflerinin birikmesi ve büyük göktaşı etkileri de manzarayı yeniden şekillendiriyor.

Kıtasal levhalar gezegen boyunca hareket ederken, okyanus tabanı ön kenarların altına dalar . Aynı zamanda, manto malzemesinin yukarı doğru yükselmesi, okyanus ortası sırtları boyunca farklı bir sınır oluşturur . Bu işlemlerin kombinasyonu, okyanus levha malzemesini sürekli olarak geri dönüştürür. Okyanus tabanının çoğunun yaşı 100 milyon yıldan daha azdır. En eski okyanus levhası Batı Pasifik'te bulunur ve tahmini yaşı yaklaşık 200 milyon yıldır. Karşılaştırıldığında, karada bulunan en eski fosillerin yaşı yaklaşık 3 milyar yıldır.

Kıtasal levhalar, granit ve andezit magmatik kayaçlar gibi daha düşük yoğunluklu malzemeden oluşur . Daha az yaygın olan bazalt , okyanus Kat birincil bileşeni olan yoğun bir volkanik kaya. Tortul kaya , birlikte sıkıştırılan tortu birikiminden oluşur. Kıta yüzeylerinin yaklaşık %75'i, kabuğun sadece %5'ini oluşturmasına rağmen tortul kayaçlarla kaplıdır. Yeryüzünde bulunan üçüncü kaya malzemesi türü, önceden var olan kaya türlerinin yüksek basınçlar, yüksek sıcaklıklar veya her ikisi yoluyla dönüştürülmesinden oluşturulan metamorfik kayadır . Dünya yüzeyinde en bol bulunan silikat mineralleri arasında kuvars , feldispatlar , amfibol , mika , piroksen ve olivin bulunur . Yaygın karbonat mineralleri arasında kalsit ( kireçtaşında bulunur ), aragonit ve dolomit bulunur .

Dünya yüzeyinin yükseklik histogramı —Dünya yüzeyinin yaklaşık %71'i su ile kaplıdır.

Pedosfer oluşmaktadır Dünya en dış tabakası olan toprak ve konu toprak oluşumu süreçlerine . Litosfer , atmosfer , hidrosfer ve biyosferin ara yüzeyinde bulunur . Halihazırda toplam ekilebilir arazi, arazi yüzeyinin %13,31'i olup, yalnızca %4,71'i kalıcı mahsulleri desteklemektedir. Dünya'nın kara yüzeyinin yaklaşık %40'ı şu anda ekili alanlar ve meralar veya tahminen 13 milyon kilometre kare (5,0 milyon mil kare) ekili alan ve 34 milyon kilometre kare (13 milyon mil kare) mera alanı için kullanılmaktadır.

Arazinin fiziksel özellikleri oldukça çeşitlidir. En büyük sıradağlar -Asya'daki Himalayalar ve Güney Amerika'daki And Dağları- binlerce kilometre boyunca uzanır. En uzun nehirler Afrika'daki Nil nehri (6,695 kilometre veya 4,160 mil) ve Güney Amerika'daki Amazon nehridir (6,437 kilometre veya 4,000 mil). Çöller, toplam kara alanının yaklaşık %20'sini kaplar. En büyüğüdür Sahara Afrika'nın neredeyse üçte birini kapsar.

Dünya'nın kara yüzeyinin yüksekliği, Ölü Deniz'deki -418 m (-1,371 ft) alçak noktadan Everest Dağı'nın zirvesinde 2005 yılında tahmini maksimum 8,848 m (29.028 ft) yüksekliğe kadar değişmektedir . Karanın deniz seviyesinden ortalama yüksekliği 686 m'dir (2,250 ft).

Dünya'nın jeolojik tarihinin geniş yani iki dönem halinde sınıflandırılabilir:

Prekambriyen : Jeolojik zamanın yaklaşık %90'ını içerir. O (570 hakkında Kambriyen Dönemi başlangıcına 4,6 milyar yıl önce uzanır Ma ). Genellikle 3000 milyon yıl önce küçük proto-kıtaların var olduğuna ve Dünya'nın kara kütlelerinin çoğunun 1000 milyon yıl önce tek bir süper kıtada toplandığına inanılır .
Fanerozoik : jeolojik zaman ölçeğinde mevcut eon. Kabaca 545 milyon yılı kapsar. Kapsanan süre boyunca, kıtalar sürüklendi, sonunda Pangea olarak bilinen tek bir kara kütlesinde toplandı ve ardından mevcut kıta kara kütlelerine ayrıldı.

Mars

Mars Pathfinder tarafından görüntülenen kaya saçılmış yüzey

Mars yüzeyinin, volkanlardan gözlemlenen lav akışlarına, Marslı göktaşı koleksiyonuna ve iniş ve yörünge gözlemlerinden elde edilen verilere dayanarak, esas olarak bazalttan oluştuğu düşünülmektedir . Mars volkanlarından akan lavlar, bu lavın, bazalt için tipik olan çok düşük bir viskoziteye sahip olduğunu gösteriyor. 1976 yılında Viking iniş tarafından toplanan toprak örneklerinin analizi demir açısından zengin belirten kil bazaltik kayaçların ayrışması ile tutarlı. Mars yüzeyinin bir kısmının tipik bazalttan daha fazla silika açısından zengin olabileceğine dair bazı kanıtlar vardır , belki de Dünya'daki andezitik kayalara benzer , ancak bu gözlemler silika camı, fillosilikatlar veya opal ile de açıklanabilir. Yüzeyin çoğu, talk pudrası kadar ince tozla derinden kaplanmıştır. Mars yüzeyinin kırmızı/turuncu görünümüne demir(III) oksit (pas) neden olur. Mars'ın dış katmanında, benzer kökenlerine rağmen, Dünya'nın sahip olduğundan iki kat daha fazla demir oksit vardır. Daha sıcak olan Dünya'nın, demirin çoğunu 1.800 kilometre (1.118 mil) derinlikte, 3.200 ° C (5.792 ° F ), erken gezegenin lav denizlerinde aşağı doğru taşıdığı , Mars'ın ise daha düşük lav sıcaklığına sahip olduğu düşünülmektedir . 2.200 °C (3.992 °F) bunun gerçekleşmesi için fazla soğuktu.

Çekirdek, gezegendeki tektonik ve volkanik özelliklerin çoğunu oluşturan silikat bir manto ile çevrilidir . Gezegenin kabuğunun ortalama kalınlığı yaklaşık 50 km'dir ve 125 kilometreden (78 mi) daha kalın değildir; bu, 5 kilometre (3 mi) ile 70 kilometre (43 mi) arasında değişen Yerkabuğundan çok daha kalındır. Sonuç olarak, yaklaşık 3 km kalınlığında olmasına rağmen kabuğu deforme etmeyen güney kutup buzulunun son radar haritasının gösterdiği gibi, Mars'ın kabuğu kolayca deforme olmuyor.

Tipik sur ejecta ile Yuty çarpma krateri

Krater morfolojisi, yüzeyin fiziksel yapısı ve bileşimi hakkında bilgi sağlar. Çarpma kraterleri, yüzeyin derinliklerine ve Mars'ın jeolojik geçmişine bakmamızı sağlar. Lobat ejecta battaniyeleri (soldaki resimde) ve merkezi çukur kraterleri Mars'ta yaygındır, ancak Ay'da nadirdir; bu, Mars'ta yüzeye yakın uçucu maddelerin (buz ve su) varlığını gösterebilir . Bozulmuş darbe yapıları, volkanik , akarsu ve rüzgar aktivitesindeki değişiklikleri kaydeder .

Yuty krater bir örneğidir Rampart krater yüzden, çünkü ejecta kenarına gibi setin adı. Yuty kraterinde ejecta, yan tarafındaki daha eski bir krateri tamamen kaplar ve bu da fırlatılan malzemenin sadece ince bir tabaka olduğunu gösterir.

Mars'ın jeolojik tarihi genel olarak birçok döneme ayrılabilir, ancak aşağıdakiler üç ana dönemdir:

Noachian dönemi (adını Noachis Terra'dan alır ): 3,8 milyar yıldan 3,5 milyar yıl öncesine kadar Mars'ın mevcut en eski yüzeylerinin oluşumu. Noachian yaş yüzeyleri birçok büyük çarpma krateri tarafından yaralanmıştır. Tharsis çıkıntı volkanik yayla geç evrede sıvı su ile geniş sel ile, bu süre esnasında oluşmuş olduğu düşünülmektedir.
Hesperian dönemi (Adını Hesperia Planum'dan almıştır): 3.5 milyar yıl öncesinden 1.8 milyar yıl öncesine kadar. Hesperian dönemi, geniş lav ovalarının oluşumu ile işaretlenir.
Amazon dönemi (adını Amazonis Planitia'dan almıştır ): 1,8 milyar yıl öncesinden günümüze. Amazon bölgelerinde az sayıda göktaşı çarpma krateri vardır, ancak bunun dışında oldukça çeşitlidir. Bilinen Evrendeki en büyük yanardağ olan Olympus Mons , bu dönemde Mars'ın başka yerlerindeki lav akıntılarıyla birlikte oluştu.

Ceres

Cüce gezegen Ceres'in jeolojisi, Dawn uzay aracı onu 2015'in başlarında keşfedene kadar büyük ölçüde bilinmiyordu. Bununla birlikte, adını cüce gezegenleri keşfeden kişinin adını taşıyan "Piazzi" gibi bazı yüzey özellikleri çözülmüştü. buzlu bir manto ile kaplanmış kayalık bir çekirdek, farklılaşmış bir gövde ile tutarlıdır. 100 kilometre kalınlığındaki bu manto (Ceres'in kütlece %23-28'i; hacimce %50) 200 milyon kilometreküp su içerir ki bu, Dünya'daki tatlı su miktarından fazladır. Bu sonuç, 2002 yılında Keck teleskobu tarafından yapılan gözlemler ve evrimsel modelleme ile desteklenmektedir. Ayrıca, yüzeyinin ve geçmişinin bazı özellikleri (güneş radyasyonunu oluşumu sırasında oldukça düşük donma noktalı bileşenlerin katılmasına izin verecek kadar zayıflatan Güneş'ten uzaklığı gibi), içinde uçucu maddelerin varlığına işaret eder. Ceres'in iç kısmı. Bir buz tabakasının altında kalan sıvı su tabakasının günümüze kadar gelebilmiş olabileceği öne sürülmüştür. Ceres'in yüzey bileşimi büyük ölçüde C tipi asteroitlerinkine benzer. Bazı farklılıklar mevcuttur. Cererian IR spektrumlarının her yerde bulunan özellikleri, iç kısımda önemli miktarda suyun varlığını gösteren hidratlı materyallerin özellikleridir. Diğer olası yüzey bileşenleri arasında, karbonlu kondrit meteoritlerinde yaygın mineraller olan demir açısından zengin kil mineralleri (kronstedtit) ve karbonat mineralleri (dolomit ve siderit) bulunur. Karbonatların ve kil minerallerinin tayfsal özellikleri genellikle diğer C-tipi asteroitlerin tayflarında yoktur. Bazen Ceres, G tipi bir asteroit olarak sınıflandırılır.

Cererian yüzeyi nispeten sıcaktır. 5 Mayıs 1991'de, ölçümlerden Güneş tepesi ile maksimum sıcaklığın 235 K (yaklaşık −38 °C, −36 °F) olduğu tahmin edildi.

Şafak görevinden önce, sadece birkaç Cererian yüzey özelliği açık bir şekilde tespit edilmişti. 1995 yılında çekilen yüksek çözünürlüklü ultraviyole Hubble Uzay Teleskobu görüntüleri, yüzeyinde Ceres'i keşfeden kişinin onuruna "Piazzi" lakaplı karanlık bir nokta gösterdi. Bunun bir krater olduğu düşünülüyordu. Daha sonra, daha yüksek çözünürlüklü, Keck teleskobu ile uyarlanabilir optik kullanan tam bir dönüş boyunca alınan yakın kızılötesi görüntüler, Ceres'in dönüşü ile hareket eden birkaç parlak ve karanlık özellik gösterdi. İki karanlık özellik dairesel şekillere sahipti ve muhtemelen kraterlerdir; birinin parlak bir merkezi bölgeye sahip olduğu gözlenirken, diğeri "Piazzi" özelliği olarak tanımlandı. 2003 ve 2004'te çekilen daha yakın tarihli Hubble Uzay Teleskobu'nun tam dönüşlü görüntüleri, doğası şu anda bilinmeyen 11 tanınabilir yüzey özelliği gösterdi. Bu özelliklerden biri daha önce gözlemlenen "Piazzi" özelliğine karşılık gelir.

Bu son gözlemler ayrıca Ceres'in kuzey kutbunun Draco takımyıldızında 19 saat 24 dakika (291°) sağa yükseliş, +59° sapma yönüne işaret ettiğini de belirledi. Bu, Ceres'in eksenel eğiminin çok küçük olduğu anlamına gelir - yaklaşık 3°.

Atmosfer Ceres'in zayıf bir atmosfere ve yüzeyde su donlarına sahip olabileceğine dair işaretler var. Yüzey suyu buzu Güneş'ten 5 AU'dan daha yakın mesafelerde kararsızdır, bu nedenle doğrudan güneş radyasyonuna maruz kalırsa süblimleşmesi beklenir. Su buzu, Ceres'in derin katmanlarından yüzeye göç edebilir, ancak çok kısa sürede kaçar. Sonuç olarak, su buharlaşmasını tespit etmek zordur. Ceres'in kutup bölgelerinden kaçan su muhtemelen 1990'ların başında gözlemlendi, ancak bu kesin olarak kanıtlanamadı. Yeni bir çarpma kraterinin çevresinden veya Ceres'in yüzey altı katmanlarındaki çatlaklardan sızan suyu tespit etmek mümkün olabilir. IUE uzay aracı tarafından yapılan ultraviyole gözlemleri, Cererean kuzey kutbu yakınında, ultraviyole güneş radyasyonu ile su buharı ayrışmasının bir ürünü olan istatistiksel olarak önemli miktarda hidroksit iyonu tespit etti.

2014'ün başlarında, Herschel Uzay Gözlemevi'nden alınan veriler kullanılarak, Ceres'te her biri yaklaşık 10 ²⁶ molekül (veya 3 molekül ) yayan birkaç lokalize (çapı 60 km'den fazla olmayan) orta enlemde su buharı kaynakları olduğu keşfedildi. kg) saniyede su. Piazzi (123°E, 21°K) ve Bölge A (231°E, 23°K) olarak adlandırılan iki potansiyel kaynak bölgesi, yakın kızılötesinde karanlık alanlar olarak görselleştirildi (A Bölgesi ayrıca parlak bir merkeze sahiptir). WM Keck Gözlemevi. Buhar salımı için olası mekanizmalar, yaklaşık 0,6 km2 açıkta kalan yüzey buzundan süblimleşme veya radyojenik iç ısıdan veya üstteki bir buz tabakasının büyümesi nedeniyle bir yeraltı okyanusunun basınçlandırılmasından kaynaklanan kriyovolkanik püskürmelerdir. Ceres eksantrik yörüngesinde Güneş'ten uzaklaştıkça yüzey süblimasyonunun azalması beklenirken, dahili olarak çalışan emisyonların yörünge konumundan etkilenmemesi gerekir. Mevcut sınırlı veriler, kuyruklu yıldız tarzı süblimasyon ile daha tutarlıdır. Dawn uzay aracı, aphelion'da Ceres'e yaklaşıyor, bu da Dawn'ın bu fenomeni gözlemleme yeteneğini kısıtlayabilir.

Not: Bu bilgi doğrudan ana makaleden alınmıştır, materyal için kaynaklar oraya dahil edilmiştir.

Küçük Güneş Sistemi cisimleri

Asteroitler, kuyruklu yıldızlar ve meteoroidler, Güneş Sistemi'nin 4.6 milyar yıl önce oluştuğu bulutsudan kalan enkazlardır.

asteroit kuşağı

Ana asteroit kuşağının ve Truva asteroitlerinin görüntüsü

Asteroit kuşağı Mars ve Jüpiter arasında bulunur . 1000 kilometreden (621 mil) birkaç metreye kadar binlerce kayalık gezegenden oluşur. Bunların Jüpiter'in yerçekimi nedeniyle bir gezegen oluşturamayan Güneş Sistemi'nin oluşumunun enkazı olduğu düşünülüyor. Asteroitler çarpıştığında, ara sıra Dünya'ya düşen küçük parçalar üretirler. Bu kayalara meteoritler denir ve ilkel güneş bulutsusu hakkında bilgi sağlar. Bu parçaların çoğu kum taneleri boyutundadır. Dünya atmosferinde yanarlar ve meteorlar gibi parlamalarına neden olurlar .

Kuyruklu yıldızlar

Bir kuyruklu olan küçük Güneş sistemi gövde yörünge bu güneş ve (en azından zaman zaman) bir sergileyen koma (ya da ortam) ve / veya bir kuyruk-iki esas kuyrukluyýldýzýn üzerine güneş radyasyonunun etkilerine karşı çekirdeğin kendisi küçük bir gövde olan, kaya, toz ve buzdan oluşur.

Kuiper kuşağı

Bazen Edgeworth-Kuiper kuşağı olarak adlandırılan Kuiper kuşağı, bir bölgedir Güneş Sistemi uzanan gezegen ötesinde yörünge arasında Neptün (30 AU yaklaşık 55 AU) güneş . Çok daha büyük olmasına rağmen asteroit kuşağına benzer ; 20 kat daha geniş ve 20-200 kat daha büyük. Asteroit kuşağı gibi, esas olarak küçük cisimlerden (Güneş Sistemi'nin oluşumundan kalanlar) ve jeolojik olarak aktif olabilecek en az bir cüce gezegen - Plüton'dan oluşur. Ancak asteroit kuşağı esas olarak kaya ve metalden oluşurken, Kuiper kuşağı büyük ölçüde metan , amonyak ve su gibi buzlardan oluşur . Kuiper kuşağı içindeki nesneler, saçılmış diskin üyeleri ve olası Hills bulutu veya Oort bulutu nesneleri ile birlikte topluca trans-Neptün nesneleri (TNO'lar) olarak adlandırılır. Yakın mesafeden iki TNO ziyaret edildi ve incelendi, Pluto ve 486958 Arrokoth .

Languages

In other projects