太陽系地球型惑星の地質学
内惑星。左から右へ：水星、金星、地球、火星、そして地球型準惑星ケレス（縮尺どおり）

太陽系地球型惑星の地質学は、主に太陽系の4つの地球型惑星（水星、金星、地球、火星）と、1つの地球型準惑星（ケレス）の地質学的側面を扱います。地球は、活発な水圏を持つことが知られている唯一の地球型惑星です。

地球型惑星は巨大惑星とは大きく異なります。巨大惑星は固体表面を持たない場合があり、主に水素、ヘリウム、水が様々な物理的状態で存在する組み合わせで構成されています。地球型惑星は緻密で岩石質の表面を持ち、金星、地球、火星にはそれぞれ大気があります。大きさ、半径、密度はすべてほぼ同じです。

地球型惑星は、準惑星（冥王星のような天体）と多くの類似点を持っています。準惑星も固体表面を持ちますが、主に氷の物質で構成されています。太陽系の形成期には、おそらくさらに多くの微惑星が存在していましたが、それらはすべて太陽系星雲に残る4つの惑星と合体するか、破壊されました。

地球型惑星はすべて、おおよそ同じ構造をしています。中心の金属核（主に鉄）と、それを取り囲むケイ酸塩マントルです。月も同様の構造ですが、十分な鉄核がありません。[ 1 ] 4つの太陽系地球型惑星のうち3つ（金星、地球、火星）には、十分な大気があります。また、いずれも衝突クレーターや、地溝帯、火山などの地殻構造が見られます。

内惑星という用語は、観測者の惑星よりも太陽に近い惑星を指す 「内惑星」と混同しないでください。通常は水星と金星を指します。

太陽系惑星の形成

原始惑星系円盤の想像図

太陽系は、1755年にイマヌエル・カントによって初めて提唱され、ピエール＝シモン・ラプラスによって独自に定式化された星雲仮説に基づいて形成されたと考えられています。[ 2 ]この理論によれば、46億年前、太陽系は巨大分子雲の重力崩壊によって形成されました。この初期の分子雲はおそらく数光年の幅を持ち、おそらく複数の恒星を生み出しました。[ 3 ]

最初の固体粒子は顕微鏡的サイズでした。これらの粒子は、それらが凝縮したガスとして、互いに隣接したほぼ円軌道で太陽の周りを回っていました。徐々に、穏やかな衝突によって薄片がくっついてより大きな粒子になり、今度はより多くの固体粒子をそれらの方に引き寄せました。このプロセスは集積として知られています。集積によって形成された天体は微惑星と呼ばれ、惑星形成の種子の役割を果たします。最初は、微惑星は密集していました。それらはより大きな天体へと合体し、太陽系の年齢と比較すればわずかな時間である数百万年で、直径数キロメートルにも及ぶ塊を形成しました。[ 3 ]微惑星のサイズが大きくなると、衝突は非常に破壊的になり、それ以上の成長は困難になりました。最も大きな微惑星だけが断片化のプロセスを生き残り、同様の構成の微惑星の集積によってゆっくりと原始惑星へと成長し続けました。[ 3 ]原始惑星が形成された後、短寿命元素の放射性崩壊による熱の蓄積によって惑星が溶け、物質が分化（密度に応じて分離）することができました。[ 3 ]

地球型惑星

より暖かい内部太陽系では、数十億年前に大質量星の中心核で加熱された岩石や金属から微惑星が形成されました。これらの元素は、原始太陽系星雲の物質のわずか0.6%を占めていました。そのため、地球型惑星はあまり大きく成長できず、水素とヘリウムのガスを強く引っ張ることができませんでした。[ 3 ]また、太陽に近い粒子間の衝突は平均してより高速で、より破壊的でした。たとえ地球型惑星に水素とヘリウムがあったとしても、太陽がガスを加熱して放出したでしょう。[ 3 ]したがって、水星、金星、地球、火星などの太陽系地球型惑星は、主に原始太陽系星雲に含まれる2%のより重い元素で構成された高密度の小型惑星です。

太陽系内惑星の表層地質

4つの内惑星、すなわち地球型惑星は、密度の高い岩石で構成され、衛星はほとんどないか全くなく、環系もありません。これらは主に、固体の地殻と半液体のマントルを形成するケイ酸塩などの高融点鉱物と、核を形成する鉄やニッケルなどの金属で構成されています。

水銀

マリナー10号ミッション（1974年）は、水星の表面の約半分の地図を作成しました。このデータに基づいて、科学者たちは水星の地質と歴史に関する第一義的な理解を得ています。[ 4 ] [ 5 ]水星の表面には、クレーター間平原、盆地、滑らかな平原、クレーター、そして地殻構造が 見られます。

水星最古の地表はクレーター間平原[ 4 ] [ 6 ]であり、月にも存在する（ただし、その範囲ははるかに狭い）。クレーター間平原は、大きなクレーターの間やその周囲に広がる平坦または緩やかな起伏のある地形である。この平原は、クレーターが密集した地形よりも古く、水星の初期のクレーターや盆地の多くを消滅させている。[ 4 ] [ 7 ]おそらく水星史初期の広範囲にわたる火山活動によって形成されたと考えられる。

水星のクレーターは月のクレーターの形態的要素を備えている。つまり、小さなクレーターは椀形で、サイズが大きくなるにつれて、波状の縁、中央のピーク、内壁に段丘が発達する。[ 6 ]噴出物シートは丘陵状の線状の質感と、多数の二次衝突クレーターがある。あらゆるサイズの新しいクレーターは、暗いまたは明るいハローと、よく発達した放射状構造を持つ。水星と月のクレーターは表面上は似ているが、特に堆積物の広がりにおいて微妙な違いが見られる。水星上の連続的な噴出物と二次クレーター域は、同じ縁の直径に対して、同等の月のクレーターのそれらよりもはるかに小さい (約 0.65 倍)。この違いは、水星の重力場が月よりも 2.5 倍高いことに起因している。[ 6 ]月と同様に、水星の衝突クレーターはその後の衝突によって次第に劣化していく。[ 4 ] [ 7 ]最も新しいクレーターは放射状の構造と鮮明な形態を示す。さらに劣化が進むと、クレーターは鮮明な形態を失い、放射状の構造や連続噴出物の特徴はますますぼやけていき、クレーター近くの隆起した縁だけが認識できるようになる。クレーターは時間とともに徐々に劣化するため、劣化の程度はクレーターの相対的な年代を大まかに示す指標となる。[ 7 ]同様の大きさと形態のクレーターはほぼ同じ年代であると仮定すると、その下層または上層にある他のクレーターの年代に制約を設け、クレーターの相対的な年代を地球規模でマッピングすることが可能である。

水星のカロリス盆地は、太陽系最大の衝突地形の一つです。

水星では少なくとも15の古代盆地が確認されている。[ 7 ]トルストイ盆地は真の多重リング盆地であり、少なくとも2つ、おそらくは4つの同心円状のリングを示している。[ 7 ] [ 8 ]盆地の縁から500キロメートル（311マイル）も外側に広がる保存状態のよい噴出物ブランケットを持っている。盆地の内部は、噴出物堆積よりも明らかに後の時代の平野で浸水している。ベートーベン盆地には直径625キロメートル（388マイル）の控えめな山塊状の縁が1つしかないが、500キロメートル（311マイル）にも及ぶ印象的で線状のはっきりした噴出物ブランケットを示している。トルストイと同様に、ベートーベンの噴出物は非対称である。カロリス盆地は直径1,300キロメートル（808マイル）の山脈のリングで定義されている。[ 7 ] [ 9 ] [ 10 ]個々の山塊は通常30キロメートル（19マイル）から50キロメートル（31マイル）の長さで、ユニットの内側の縁は盆地に面した崖で特徴付けられます。[ 10 ]線状の地形は、カロリス山脈の外縁にある弱い不連続な崖の麓から約1,000キロメートル（621マイル）にわたって広がっています。この地形は、月のインブリウム盆地を取り囲む彫刻に似ています。 [ 7 ] [ 10 ]カロリス山脈から約800キロメートル（497マイル）のところで、丘陵状の物質が広い環状地帯を形成しています。それは、幅約0.3〜1キロメートル（1マイル）、高さ数十メートル〜数百メートルの低く密集したまたは散在した丘で構成されています。このユニットの外側の境界は、同じ地域に広がる（より新しい）滑らかな平野と漸次的に変化している。カロリス盆地の反対側には、丘陵と溝のある地形が見られる。これはおそらく、カロリス衝突によって発生した強力な地震波が反対側に収束することによって形成されたと考えられる。[ 11 ]

いわゆる「奇妙な地形」は、カロリス盆地の対蹠点への衝突によって形成されました。

カロリス盆地の底は曲がりくねった尾根や断裂によって変形しており、盆地を埋める物質は大まかに多角形の模様を呈している。これらの平野は、衝突イベントの一環としてマグマが放出されて形成された火山性か、または衝突によってできた厚い溶融物である可能性がある。水星の広範囲にわたる地域は、比較的平坦でクレーターがまばらな平野物質で覆われている。[ 7 ] [ 12 ]これらは、地域的な谷からクレーター底までの大きさに及ぶ窪地を埋めている。滑らかな平野は月の海に似ているが、明らかな違いは、滑らかな平野はクレーター間平野と同じアルベドを持っているということである。滑らかな平野は、カロリス盆地を囲む広い環状部で最も顕著に露出している。フローローブ、盛土チャネル、ドーム、円錐などの明白な火山性特徴は見られない。クレーター密度は、滑らかな平原がカロリス盆地からの噴出物よりもかなり新しいことを示している。[ 7 ]さらに、新たに処理されたカラーデータでは、いくつかは葉状の形をした明確なカラーユニットが観察されている。[ 13 ]このような関係は、診断的な地形がない場合でも、水銀の滑らかな平原が火山起源であることを強く支持している。[ 7 ] [ 12 ] [ 13 ]

ローブ状崖は水星上に広く分布しており[ 7 ] [ 12 ] [ 14 ]、既存の平原やクレーターを横切る湾曲から弓状の崖で構成されています。これらは逆断層であると最も説得力のある解釈がなされており、地球全体が圧縮されていた時代を示しています。[ 14 ]ローブ状崖は典型的にはクレーター底の滑らかな平原の物質（初期カロリアン期）を横切っていますが、ポストカロリアン期のクレーターはその上に重ねられています。これらの観察結果はローブ状崖の形成がプレトルストイ期後期に始まり、中期から後期カロリアン期に終わる比較的狭い期間に限定されたことを示唆しています。滑らかな平原の物質には崖に加えてしわの尾根が見られます。これらの尾根は、月の海の尾根と同様に、火山溶岩の密集によるリソスフェアの荷重によって引き起こされた局所的から広域的な地表圧縮によって形成されたと考えられます。[ 7 ] [ 14 ]

金星

金星の表面は比較的平坦である。パイオニア・ヴィーナス号によって地形の93%が測量されたとき[ 15 ]、科学者たちは金星全体の最低地点から最高地点までの総距離が約13キロメートル(8マイル)であることを発見した。一方、地球上では盆地からヒマラヤ山脈までの距離は約20キロメートル(12.4マイル)である。パイオニア号の高度計のデータによると、表面の約51%が半径6,052キロメートル(3,760マイル)の中央値から500メートル(1,640フィート)以内にあり、中央値から2キロメートル(1マイル)を超える標高に位置する表面はわずか2%である。

ダニロヴァクレーターの起伏

金星には活発なプレートテクトニクスの証拠は見られない。惑星の遠い過去に活発なテクトニクスの証拠は議論の余地があるものの、それ以降に起こった出来事（例えば、金星のリソスフェアが数億年かけて大きく厚くなったという、妥当かつ一般的に受け入れられている仮説など）により、地質学的記録の変遷を限定することが困難になっている。しかしながら、多数の良好な保存状態の衝突クレーターは、金星表面のおおよその年代を決定するための年代測定法として利用されてきた（より信頼性の高い方法で年代測定可能な金星の岩石サンプルがこれまで知られていないため）。得られた年代は主に約5億年前から7億5000万年前の範囲であるが、最大約12億年前までの年代も算出されている。この研究から、金星は遠い過去に少なくとも一度、ほぼ完全な火山活動による表面再形成を経験し、その最後の出来事は推定される表面年代の範囲内で発生したという、かなり広く受け入れられている仮説が導かれた。このような印象的な熱的現象のメカニズムは金星の地球科学において依然として議論の的となっているが、一部の科学者は、ある程度プレート運動が関与するプロセスを支持する。金星には約1,000個の衝突クレーターがあり、地表全体にほぼ均等に分布している。

地上レーダー調査により、クレーターに関連する地形パターンを特定することが可能となり、ベネラ15号とベネラ16号は衝突起源と考えられる地形を約150個特定しました。その後、マゼラン探査機による全球観測により、衝突クレーターを約900個特定することが可能になりました。

ダニロバ、アグラオニツェ、サスクヤのクレーター

クレーターの数は、惑星表面の年齢に関する重要な推定値を与える。長い年月の間に、太陽系の天体はランダムに衝突を受けるため、表面のクレーターの数が多いほど、その天体は古い。水星、月、その他の同様の天体と比較すると、金星にはクレーターが非常に少ない。これは一部には、金星の濃い大気が小さな隕石を地表に衝突する前に燃やしてしまうためである。ベネラとマゼランのデータは一致している。直径30キロメートル（19マイル）未満の衝突クレーターは非常に少なく、マゼランのデータでは直径2キロメートル（1マイル）未満のクレーターが存在しないことがわかった。しかし、大きなクレーターも少なく、それらは比較的新しいようである。クレーターが溶岩で満たされることはめったになく、その地域の火山活動の後に形成されたことを示し、レーダーはそれらが粗く浸食される時間がなかったことを示している。

金星のアルファ領域にあるパンケーキドームのコンピューター生成透視図

金星の表面の多くは火山活動によって形成されたと思われる。全体として、金星には地球の数倍の火山があり、直径100キロメートル（62マイル）を超える巨大な火山が167個ある。地球上でこの規模の火山群はハワイ島のみである。しかし、これは金星の火山活動が地球より活発だからではなく、地殻が地球より古いためである。地球の地殻はプレートの境界での沈み込みによって絶えず再生されており、平均年齢は約1億年である。一方、金星の表面は約5億年前と推定されている。[ 16 ] 金星のクレーターは直径3キロメートル（2マイル）から280キロメートル（174マイル）の範囲である。密度の高い大気が飛来する物体に影響を及ぼすため、3km未満のクレーターは存在しない。一定の運動エネルギー以下の物体は大気の影響で非常に減速されるため、衝突クレーターは形成されません。[ 17 ]

地球

現在の地球の高度測定と水深測定。国立地球物理データセンターのTerrainBaseデジタル地形モデルのデータ。

地球の地形は場所によって大きく異なります。表面の約70.8% [ 18 ]は水で覆われています。海底には、地球を横断する中央海嶺系を含む山岳地帯、海底火山[ 19 ] 、海溝、海底峡谷、海台、深海平原などが含まれます。残りの29.2%は水に覆われておらず、山岳地帯、砂漠、平原、台地、その他の地形で構成されています。

惑星の表面は、地質学的時間経過とともに、テクトニクスと侵食の影響を受けて変化してきました。プレートテクトニクスによって形成または変形された地表地形は、降水、熱サイクル、そして化学的影響による着実な風化を受けています。氷河作用、海岸侵食、サンゴ礁の形成、そして巨大隕石の衝突[ 20 ]も、地形を変化させています。

大陸プレートが地球上を移動するにつれ、海底はプレートの先端の下に沈み込みます。同時に、マントル物質の湧昇によって中央海嶺に沿って発散型境界が形成されます。これらのプロセスの組み合わせにより、海洋プレートの物質は絶えず循環しています。海底の大部分は1億年未満しか形成されていません。最も古い海洋プレートは西太平洋に位置し、推定約2億年前のものです。比較すると、陸上で発見された最古の化石は約30億年前のものです。[ 21 ] [ 22 ]

大陸プレートは、火成岩の花崗岩や安山岩などの密度の低い物質で構成されています。それほど一般的ではないのは玄武岩で、密度の高い火山岩であり、海底の主成分です。[ 23 ]堆積岩 は、堆積物が蓄積して圧縮されて形成されます。大陸表面の約75％は堆積岩で覆われていますが、堆積岩は地殻の約5％にすぎません。[ 24 ]地球上で見つかる岩石物質の3番目の形態は変成岩で、これは既存の岩石の種類が高圧、高温、またはその両方によって変化して生成されます。地球の表面で最も豊富なケイ酸塩鉱物には、石英、長石、角閃石、雲母、輝石、かんらん石があります。[ 25 ]一般的な炭酸塩鉱物には方解石（石灰岩に含まれる）、アラゴナイト、ドロマイトなどがある。[ 26 ]

地球表面の標高ヒストグラム。地球の表面の約 71% は水で覆われています。

ペドスフェアは地球の最外層であり、土壌で構成され、土壌形成過程の影響を受ける。ペドスフェアは、リソスフェア、大気圏、水圏、生物圏の境界に存在する。現在、耕作可能な土地は陸地面積の13.31%を占め、そのうち永久作物が栽培されているのはわずか4.71%である。[ 27 ]地球の陸地面積の約40%が現在、耕作地と牧草地に利用されており、推定1,300万平方キロメートル（500万平方マイル）の耕作地と3,400万平方キロメートル（1,300万平方マイル）の牧草地が利用されている。[ 28 ]

陸地の物理的特徴は驚くほど多様です。最大の山脈であるアジアのヒマラヤ山脈と南アメリカのアンデス山脈は、数千キロメートルにわたって伸びています。最長の河川は、アフリカのナイル川（6,695キロメートル、4,160マイル）と南アメリカのアマゾン川（6,437キロメートル、4,000マイル）です。砂漠は陸地総面積の約20%を占めています。最大の砂漠はサハラ砂漠で、アフリカのほぼ3分の1を占めています。

地球の陸地の標高は、死海の最低標高-418メートル（-1,371フィート）から、2005年の推定最高標高であるエベレスト山頂の8,848メートル（29,028フィート）まで変化しています。海抜平均高度は686メートル（2,250フィート）です。[ 29 ]

地球の地質学的歴史は、大きく分けて次の 2 つの期間に分類できます。

  • 先カンブリア時代：地質年代の約90%、46億年前からカンブリア紀初頭（5億3900万年前）までの範囲。一般的には、3000万年前以前には小さな原大陸が存在し、1000万年前頃には地球の陸地の大部分が単一の超大陸に集まったと考えられています。
  • 顕生代：地質学的時間スケールにおける現在の時代。5億3900万年をカバーします。この時代、大陸は移動し、最終的にパンゲアとして知られる単一の陸塊を形成し、その後、現在の大陸へと分裂しました。

火星

火星探査機マーズ・パスファインダーが撮影した岩だらけの表面

火星の表面は、火山から流れる溶岩の観測、火星隕石の収集、着陸機や軌道観測のデータに基づき、主に玄武岩でできていると考えられている。火星の火山から流れる溶岩は、玄武岩に典型的な非常に低い粘度を持っていることを示している。[ 30 ] 1976年にバイキング着陸機によって収集された土壌サンプルの分析は、玄武岩の風化と一致する鉄を豊富に含む粘土を示している。 [ 30 ]火星の表面の一部は、地球の安山岩に似ているかもしれないが、一般的な玄武岩よりもシリカを豊富に含む可能性があるという証拠がいくつかある。ただし、これらの観測は、シリカガラス、フィロケイ酸塩、またはオパールによって説明されることもできる。表面の大部分は、タルク粉と同じくらい細かい塵で深く覆われている。火星の表面の赤/オレンジ色は、酸化鉄(III) (錆) によるものである。[ 31 ] [ 32 ]火星の外層には、起源が地球と似ているとされるにもかかわらず、地球の2倍の量の酸化鉄が含まれています。地球はより高温であったため、初期の惑星の深さ1,800キロメートル（1,118マイル）  、温度3,200 ℃ （ 5,792  °F）の溶岩海で多くの鉄が下層に運ばれたと考えられています。一方、火星の溶岩温度は2,200℃（3,992°F）と低く、このようなことは起こり得ませんでした。[ 31 ]

核は、惑星の地殻構造や火山活動の多くを形成した珪酸塩マントルに囲まれています。火星の地殻の平均厚さは約50kmで、最大でも125km（78マイル）です。 [ 33 ]これは、5km（3マイル）から70km（43マイル）の範囲で変化する地球の地殻よりもはるかに厚いです。その結果、火星の地殻は容易に変形しません。これは、南極の氷床の最近のレーダーマップからも明らかです。氷床は約3kmの厚さにもかかわらず、地殻は変形しません。[ 34 ]

典型的な城壁噴出物を伴うユティ衝突クレーター

クレーターの形態は、表面の物理的構造と組成に関する情報を提供します。衝突クレーターは、火星の地質学的過去や地質学的深部を観察することを可能にします。ロベート状の噴出物ブランケット（左の写真）と中央ピットクレーターは火星では一般的ですが、月ではまれであり、火星の地表付近に揮発性物質（氷と水）が存在していたことを示唆している可能性があります。劣化した衝突構造は、火山活動、河川活動、風成活動の変動を記録しています。[ 35 ]

ユティ・クレーターは、噴出物の縁が城壁状であることからランパート・クレーターと呼ばれるクレーターの一例です。ユティ・クレーターでは、噴出物が側面にある古いクレーターを完全に覆っており、噴出した物質が薄い層に過ぎないことを示しています。[ 36 ]

火星の地質学的な歴史は、大きく分けて多くの時代区分に分けられますが、主なものとしては以下の 3 つが挙げられます。

  • ノアキアン期（ノアキス・テラにちなんで名付けられた）：38億年前から35億年前にかけて、火星の現存する最古の地表が形成された時代。ノアキアン期の地表には、多数の巨大な衝突クレーターが刻まれている。タルシス隆起火山台地はこの時期に形成されたと考えられており、この時代の後期には液体の水による大規模な洪水が発生した。
  • ヘスペリア時代（ヘスペリア平原にちなんで名付けられた）：35億年前から18億年前。ヘスペリア時代は、広大な溶岩平原の形成によって特徴づけられる。
  • アマゾン時代（アマゾニス平原にちなんで名付けられた）：18億年前から現在まで。アマゾン地域には隕石衝突クレーターは少ないものの、それ以外は非常に多様性に富んでいます。宇宙最大の火山であるオリンポス山は、この時期に火星の他の場所で溶岩流とともに形成されました。

セレス

準惑星ケレスの地質は、2015年初頭にドーン探査機が探査するまで、ほとんど解明されていませんでした。しかし、準惑星の発見者にちなんで名付けられた「ピアッツィ」など、いくつかの表面特徴は解明されていました。[a] ケレスの扁平形状は、分化した天体、つまり岩石質の核と氷のマントルが重なった構造と一致しています。厚さ100キロメートルのこのマントル（ケレスの質量の23～28%、体積の50%を占める）には、2億立方キロメートルの水が含まれており、これは地球上の淡水の量よりも多くなっています。この結果は、2002年のケック望遠鏡による観測と進化モデルによって裏付けられています。また、表面や歴史の特徴（例えば、太陽からの距離が太陽放射を弱め、形成時に比較的低い凝固点を持つ成分が取り込まれるのを可能にしたなど）は、ケレス内部に揮発性物質が存在することを示唆しています。氷層の下に、液体の水の残余層が現在まで残っている可能性が示唆されている。ケレスの表面構成は、C型小惑星のそれと概ね類似しているが、いくつかの違いも存在する。ケレスのIRスペクトルに共通する特徴は、水和物質の特徴であり、内部に相当量の水が存在することを示唆している。その他の表面構成物質としては、鉄を豊富に含む粘土鉱物（クロンステッタイト）や炭酸塩鉱物（ドロマイトおよびシデライト）が挙げられ、これらは炭素質コンドライト隕石によく見られる鉱物である。炭酸塩鉱物や粘土鉱物のスペクトル特徴は、他のC型小惑星のスペクトルには通常見られない。ケレスはG型小惑星に分類されることもある。

セレリアンの表面は比較的暖かい。1991年5月5日の観測では、太陽が真上にあるときの最高気温は235 K（約-38 °C、-36 °F）と推定された。

ドーン計画以前、ケレスの表面特徴は明確に検出されていたもののごくわずかでした。1995年に撮影された高解像度のハッブル宇宙望遠鏡による紫外線画像には、表面に暗い点が写っており、ケレスの発見者にちなんで「ピアッツィ」という愛称が付けられました。これはクレーターであると考えられていました。その後、ケック望遠鏡が補償光学を用いてケレスの自転に合わせて撮影した、より高解像度の近赤外線画像には、複数の明るい特徴と暗い特徴が写っていました。2つの暗い特徴は円形で、おそらくクレーターです。そのうち1つは明るい中央領域を持つことが観測され、もう1つは「ピアッツィ」特徴と特定されました。より最近の2003年と2004年に撮影された、ケレスの自転を撮影した可視光ハッブル宇宙望遠鏡の画像には、11の識別可能な表面特徴が写っていましたが、その性質は現在も不明です。これらの特徴の1つは、以前に観測された「ピアッツィ」特徴と一致しています。

これらの最新の観測により、ケレスの北極はりゅう座の赤経19時24分（291°）、赤緯+59°の方向を向いていることも判明しました。これは、ケレスの軸の傾きが非常に小さいこと、つまり約3°であることを意味します。

雰囲気

ケレスには希薄な大気と表面に水の霜がある兆候がある。表面の水氷は太陽から5 AU未満の距離では不安定なので、太陽放射に直接さらされると蒸発すると予想される。水氷はケレスの深層から表面に移動することができるが、非常に短時間で逃げてしまう。結果として、水の蒸発を検出することは困難である。ケレスの極域からの水の逃げ出しは1990年代初頭に観測された可能性があるが、明確に実証されていない。新しい衝突クレーターの周囲やケレスの地下層の亀裂から逃げ出す水を検出できる可能性がある。IUE宇宙船による紫外線観測では、ケレスの北極付近で統計的に有意な量の水酸化物イオンが検出されましたが、これは紫外線太陽放射による水蒸気解離の産物です。

2014年初頭、ハーシェル宇宙望遠鏡のデータを使用して、ケレスの中緯度に局所的な（直径60 km以下）水蒸気源がいくつかあり、それぞれが毎秒約10 26分子（または3 kg）の水を放出していることが発見されました。ピアッツィ（東経123°、北緯21°）と領域A（東経231°、北緯23°）と指定された2つの潜在的な発生源領域は、WMケック宇宙望遠鏡によって近赤外線で暗い領域（領域Aには明るい中心もあります）として視覚化されました。蒸気放出の考えられるメカニズムは、約0.6 km2の露出した表面氷からの昇華、または放射性内部熱または上部の氷層の成長による地下海の加圧によって生じる氷火山噴火です。ケレスが太陽から遠ざかるにつれて、表面昇華は減少すると予想されるが、内部エネルギー放出は軌道位置の影響を受けないはずである。入手可能なデータは限られており、彗星型の昇華とより整合している。探査機ドーンは遠日点でケレスに接近しており、この現象の観測能力が制限される可能性がある。

注: この情報はメイン記事から直接取得したもので、資料のソースはそこに含まれています。

太陽系の小天体

小惑星、彗星、流星体はすべて、46 億年前に太陽系が形成された星雲から残った残骸です。

小惑星帯

主小惑星帯とトロヤ群小惑星の画像

小惑星帯は火星と木星の間に位置しています。直径1,000キロメートル（621マイル）から数メートルまでの数千個の岩石微惑星で構成されています。これらは、木星の重力によって惑星を形成できなかった太陽系形成時の残骸であると考えられています。小惑星同士が衝突すると、小さな破片が生成され、時折地球に落下します。これらの岩石は隕石と呼ばれ、原始太陽系星雲に関する情報を提供します。これらの破片のほとんどは砂粒ほどの大きさで、地球の大気圏で燃え尽き、流星のように輝きます。

彗星

彗星は太陽系の小天体であり、太陽の周りを公転し、（少なくとも時々）コマ（または大気）や尾を示します。どちらも主に、彗星の核（それ自体は岩石、塵、氷で構成された小天体）に対する太陽放射の影響によるものです。

カイパーベルト

カイパーベルトは、エッジワース・カイパーベルトとも呼ばれ、太陽系の惑星の外側の領域であり、海王星の軌道（30 AU）[ 37 ]から太陽から約55 AU [ 38 ]まで広がっています。これは小惑星帯に似ていますが、はるかに大きく、幅は20倍、質量は20～200倍です。[ 39 ] [ 40 ]小惑星帯と同様に、主に小天体（太陽系の形成からの残骸）と、地質学的に活動している可能性のある少なくとも1つの準惑星である冥王星で構成されています。[ 41 ]しかし、小惑星帯が主に岩石と金属で構成されているのに対し、カイパーベルトは主にメタン、アンモニア、水などの氷で構成カイパーベルト内の天体は、散乱円盤を構成する天体やヒルズ雲、オールトの雲に含まれる可能性のある天体とともに、太陽系外縁天体（TNO）と総称されます。[ 42 ]冥王星と486958アロコスという2つのTNOが近距離から観測され、研究されています。

参照

参考文献

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