태양계 행성의 지질학

Geology of solar terrestrial planets
이 기사는 우리 태양계에 있는 지구 행성의 지질학에 관한 것이다.다른 행성의 지질학적 측면은 태양계의 지질학적 특징 목록을 참조하십시오.
내면의 행성들.왼쪽에서 오른쪽으로: 수성, 금성, 지구, 화성 및 지상 왜성 케레스(크기에 따라 크기)
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태양 지상 행성의 지질학은 주로 태양계의 네 개의 지상 행성인 수성, 금성, 지구, 화성과 하나의 지상 왜성 행성의 지질학적 측면을 다룹니다.케레스, 지구는 수구가 활발한 것으로 알려진 유일한 지구 행성이다.

지구형 행성은 단단한 표면을 가지고 있지 않을 수도 있고 대부분 다양한 물리적 상태에 존재하는 수소, 헬륨, 물의 조합으로 구성되어 있는 거대 행성들과는 상당히 다르다.지구형 행성들은 작고 바위투성이의 표면을 가지고 있으며 금성, 지구, 화성 또한 각각 대기를 가지고 있다.크기, 반지름, 밀도가 모두 비슷합니다.

지구형 행성은 단단한 표면을 가지고 있지만 주로 얼음 물질로 구성되어 있는 왜행성(명왕성과 같은 물체)과 많은 유사성을 가지고 있다.태양계가 형성되는 동안, 아마도 더 많은 행성들이 있었을 것입니다. 하지만 그것들은 모두 태양 성운의 나머지 네 개의 세계와 합쳐졌거나 파괴되었습니다.

지구형 행성들은 모두 거의 같은 구조를 가지고 있다: 규산염 맨틀을 둘러싼 중심 금속핵, 대부분 철이다.달은 비슷하지만 실질적인 철심이 [1]없다.네 개의 태양 지상 행성 중 세 개(금성, 지구, 화성)는 실질적인 대기를 가지고 있다; 모두 충돌 크레이터와 균열 계곡과 화산과 같은 구조적인 표면 특징을 가지고 있다.

내행성이라는 용어는 관측자의 행성보다 태양에 더 가까운 행성을 가리키지만 보통 수성과 금성을 가리키는 열등행성과 혼동해서는 안 된다.

태양계 행성 형성

원시 행성계 원반에 대한 아티스트의 개념

태양계는 1755년 임마누엘 칸트에 의해 처음 제안되고 피에르 시몬 라플라스에 [2]의해 독립적으로 공식화된 성운 가설에 따라 형성되었다고 믿어진다.이 이론은 46억 년 전 태양계가 거대한 분자 구름의 중력 붕괴로 형성되었다고 주장한다.이 초기 구름은 지름이 수 광년이고 아마도 여러 개의 별을 [3]낳았을 것입니다.

최초의 고체 입자는 크기가 아주 작았다.이 입자들은 서로 바로 옆에 있는 거의 원형의 궤도를 그리며 태양의 주위를 돌았고, 이 입자들이 응축한 기체가 되었다.서서히 약한 충돌은 플레이크가 서로 달라붙어 더 큰 입자를 만들 수 있게 했고, 이는 다시 더 많은 고체 입자를 그들 쪽으로 끌어당겼다.이 프로세스를 부가라고 합니다.강착에 의해 형성된 물체는 미행성이라고 불리며 행성 형성의 씨앗 역할을 한다.처음에는 미행성들이 빽빽이 들어차 있었다.그것들은 더 큰 물체로 합쳐져서, 태양계의 [3]나이와 비교해 볼 때, 몇 백만 년 안에 지름 수 킬로미터의 덩어리를 형성했습니다.미행성들의 크기가 커진 후, 충돌은 매우 파괴적이 되었고, 더 이상의 성장을 어렵게 만들었다.가장 큰 미행성만이 조각화 과정에서 살아남았고,[3] 유사한 구성의 미행성들이 추가되면서 원시행성으로 서서히 성장하였다.원시 행성이 형성된 후, 단수명 원소의 방사성 붕괴로 인한 열 축적은 행성을 녹여 물질이 분화할 수 있게 했다(즉,[3] 밀도에 따라 분리된다).

지구형 행성

따뜻한 태양계 내부에서는 암석과 금속으로 형성된 미행성들이 수십억 년 전에 거대한 별들의 중심에서 요리되었다.이 원소들은 태양 성운 내 물질의 0.6%에 불과했다.그렇기 때문에 지구형 행성들은 크게 자라지 못하고 수소와 헬륨 [3]가스에 큰 힘을 발휘할 수 없었다.또한, 태양에 가까운 입자들 사이의 충돌이 더 빠를수록 평균적으로 더 파괴적이었다.지구형 행성들이 수소와 헬륨을 가지고 있었다고 해도, 태양은 가스를 가열하여 [3]탈출시켰을 것이다.따라서 수성, 금성, 지구, 화성과 같은 태양 지상 행성은 태양 성운에 포함된 무거운 원소의 2%로 구성된 밀도가 높은 작은 세계입니다.

태양계 내부 행성의 표면 지질학

네 개의 내행성 또는 지구행성은 밀도가 높고 바위가 많고, 달이 거의 없거나, 고리계가 없습니다.그것들은 주로 고체 지각과 반액상 맨틀을 형성하는 규산염과 같은 높은 녹는점을 가진 광물들과 철과 니켈과 같은 금속들로 구성되어 있습니다.

수성.

주요 기사:수성의 지질학

Mariner 10 미션(1974)은 수성 표면의 약 절반을 지도화했다.그 데이터를 바탕으로 과학자들은 행성의 [4][5]지질학과 역사에 대한 1차적인 이해를 하고 있다.수성의 표면은 분화구 사이의 평원, 분지, 매끄러운 평원, 분화구, 그리고 구조적인 특징을 보여준다.

수성의 가장 오래된 표면은 달 표면에 존재하는 크레이터 간 평야입니다.[4][6]크레이터 간 평야는 큰 크레이터 사이와 그 주변에서 발생하는 완만하게 구르는 지형과 수평입니다.이 평원은 크레이터가 많은 지형보다 앞서 [4][7]수성의 초기 크레이터와 분지 중 많은 부분을 말살했습니다; 그것들은 아마도 수성 역사 초기에 널리 퍼진 화산 활동에 의해 형성되었을 것입니다.

메르쿠리안 크레이터는 달 크레이터의 형태학적 요소를 가지고 있습니다.작은 크레이터는 그릇 모양이며 크기가 커짐에 따라 내벽에 [6]스캘프형 테두리, 중앙 봉우리, 테라스가 발달합니다.이젝트 시트는 구릉의 선 모양의 질감과 2차 충격 크레이터의 무리를 가지고 있습니다.모든 크기의 신선한 크레이터는 어둡거나 밝은 할로겐화염과 잘 발달된 광선 시스템을 가지고 있습니다.수은 크레이터와 달의 크레이터는 표면적으로는 비슷하지만, 특히 퇴적 범위에서는 미묘한 차이를 보입니다.수성에 있는 2차 크레이터의 연속적인 분출과 장은 동일한 달 크레이터보다 주어진 림 직경에서 훨씬 덜 넓다(약 0.65배).이러한 차이는 수성의 중력장이 [6]달에 비해 2.5배 높기 때문이다.달과 마찬가지로 수성의 충돌 크레이터는 후속 [4][7]충돌에 의해 점차적으로 분해된다.가장 신선한 크레이터는 광선 시스템과 선명한 형태를 가지고 있다.분화구는 더욱 분해되면서 선명한 형태와 광선을 잃고 분화구 근처의 융기된 테두리만 인식할 수 있을 때까지 연속 분출물의 특징이 더 흐려집니다.크레이터는 시간이 지남에 따라 점차적으로 분해되기 때문에 분해 정도를 통해 크레이터의 상대적 [7]나이를 대략적으로 알 수 있습니다.유사한 크기와 형태를 가진 크레이터가 대략적으로 같은 연령이라고 가정하면, 다른 기초 단위나 기초 단위의 연령에 제약을 가할 수 있으며, 따라서 크레이터의 상대 연령을 전지구적으로 매핑할 수 있다.

수성의 칼로리스 분지는 태양계에서 가장 큰 충돌 특성 중 하나이다.

수성에서는 적어도 15개의 [7]고대 분지가 확인되었다.Tolstoj는 최소 2개에서 최대 4개의 동심원 [7][8]고리를 표시하는 진정한 다중 고리 분지입니다.그것은 잘 보존된 이젝트 담요가 가장자리에서 500킬로미터 (311 mi)만큼 바깥쪽으로 뻗어 있다.분지 내부는 분출 퇴적물 이후가 분명한 평야로 범람하고 있다.베토벤은 직경 625km(388mi)의 부드러운 마시프 모양의 테두리 하나만 가지고 있지만, 500km(311mi)에 이르는 인상적인 이젝트 담요를 보여준다.톨스토이처럼 베토벤 이젝타는 비대칭이다.칼로리스 분지는 [7][9][10]지름이 1,300km(808mi)인 산맥의 고리로 정의된다.개별 매시프의 길이는 일반적으로 30km(19mi)에서 50km(31mi)입니다. 장치의 안쪽 가장자리는 분지를 향한 [10]스카프로 표시되어 있습니다.선으로 된 지형은 칼로리스 산맥의 바깥쪽 가장자리에 있는 약하고 불연속적인 스카프 기슭에서 약 1,000킬로미터(621 mi)에 걸쳐 뻗어 있습니다; 이 지형은 달의 [7][10]임브리움 분지를 둘러싼 조각과 비슷합니다.험모키 물질은 칼로리스 산맥에서 약 800km(497mi) 떨어진 넓은 고리를 형성합니다.수십 미터에서 수백 미터 높이에 걸쳐 0.3에서 1 킬로미터(1 mi) 정도 떨어진 낮은 언덕으로 이루어져 있습니다.이 유닛의 외부 경계는 같은 지역에서 발생하는 (젊은) 매끄러운 평야와의 단계적 경계입니다.구릉지대와 이랑지대는 칼로리스 분지와 반대되는 것으로 확인되는데, 칼로리스 [11]분지에 의해 생성된 강력한 지진파의 대척점 수렴에 의해 형성되었을 것이다.

이른바 "이상한 지형"은 대척점에 있는 칼로리스 분지의 충돌에 의해 형성되었다.

칼로리스 분지의 바닥은 구불구불한 능선과 파열에 의해 변형되어 분지 가득 채워지는 대략적인 다각형 패턴을 제공합니다.이러한 평원은 충돌 사건의 일부로 마그마가 방출되어 형성된 화산이거나 두꺼운 충격 시트가 녹는 것일 수 있습니다.수성의 광범위한 지역은 비교적 평평하고 크레이터가 드문 평야 [7][12]물질로 덮여 있다.지역 기압골에서 분화구 바닥까지 다양한 크기의 움푹 패인 곳을 채웁니다.평탄한 평원은 달의 마리아와 비슷하며, 평탄한 평원은 평원간 평원과 같은 알베도를 가지고 있다는 것이 분명한 차이점이다.매끄러운 평원은 칼로리스 분지 주변의 넓은 고리 모양으로 가장 두드러지게 드러난다.플로우 로브, 수평화된 수로, 돔 또는 원추형 화산과 같은 명확한 화산 특성은 보이지 않는다.분화구 밀도는 매끄러운 평원이 칼로리스 [7]분지에서 분출하는 것보다 훨씬 젊다는 것을 나타냅니다.또한 새로 처리된 색 데이터에서 [13]엽상 형상의 일부인 다른 색 단위가 관찰된다.이러한 관계는 진단 지형이 [7][12][13]없는 경우에도 수은 평원의 화산 기원을 강하게 뒷받침한다.

낙엽성 스칼프는 수성에[7][12][14] 널리 분포하고 있으며 기존의 평원과 크레이터를 가로지르는 구불구불한 호 모양의 스칼프로 구성되어 있습니다.이는 스러스트 단층으로 가장 설득력 있게 해석되며, 이는 전지구 [14]압축 기간을 나타냅니다.엽상 스카프는 일반적으로 분화구 바닥에서 매끄러운 평원 물질(콜로리아 시대 초기)을 가로지르지만, 그 위에 Caloris 이후의 분화구가 겹쳐집니다.이러한 관찰에 따르면, 엽산-스카프 형성은 톨스토잔 전기에 시작하여 콜로리아 중기에서 후기에 끝나는 비교적 좁은 시간 간격으로 제한되었다.스칼프뿐만 아니라 매끄러운 플레인 소재에서도 주름의 굴곡이 발생합니다.이러한 능선은 아마도 달 [7][14]마리아에서 제시된 바와 같이 고밀도 화산 라바에 의한 암석권 하중에 의해 야기된 국소적-지역적 표면 압축에 의해 형성되었을 것이다.

금성

주요 기사:금성의 지질학

금성의 표면은 비교적 매우 평평하다.지형의 93%가 파이오니어 [15]비너스에 의해 지도화 되었을 때, 과학자들은 전체 지표면에서 가장 낮은 지점에서 가장 높은 지점까지의 총 거리가 약 13km인 반면, 지구의 경우 분지에서 히말라야 산맥까지의 거리가 약 20km인 것을 발견했다.파이오니어 고도 데이터에 따르면 표면의 거의 51%가 중앙 반지름 6,052km(3,760mi)의 500m(1,640ft) 이내에 위치해 있으며, 표면의 2%만이 중앙 반지름으로부터 2km(1mi)보다 높은 고도에 위치해 있다.

다닐로바 분화구

금성은 활발한 판구조론의 증거를 보이지 않는다.행성의 먼 과거에 활발한 구조론에 대한 논란의 여지가 있는 증거가 있다; 하지만, 그 이후로 일어난 사건들 (금성 암석권이 수억 년 동안 엄청나게 두꺼워졌다는 그럴듯하고 일반적으로 받아들여진 가설과 같은)은 지질학적 기록의 과정을 제약하는 것을 어렵게 만들었다.그러나 잘 보존된 수많은 충돌 크레이터는 금성 표면의 대략적인 연대를 추정하기 위한 연대 측정 방법으로 사용되었습니다(아직까지 금성 암석의 알려진 표본이 더 신뢰할 수 있는 방법으로 추정되지 않았기 때문입니다).도출된 날짜는 주로 약 500Mya ~ 750Mya 범위이지만, 최대 1.2Gya의 나이가 계산되었다.이 연구는 금성이 먼 과거에 적어도 한 번은 완전한 화산 재표면을 거쳤으며, 마지막 사건은 추정 표면 나이 범위 내에서 발생했다는 꽤 잘 받아들여지는 가설을 이끌어냈다.이처럼 영향을 받기 쉬운 열적 사건의 메커니즘은 금성 지질학에서 여전히 논의되고 있는 문제이지만, 일부 과학자들은 판의 움직임을 포함한 과정을 어느 정도 옹호하고 있다.금성에는 거의 1,000개의 충돌 크레이터가 있으며, 표면 전체에 거의 균등하게 분포되어 있다.

지구를 기반으로 한 레이더 조사를 통해 크레이터와 관련된 지형 패턴을 확인할 수 있었고, 베네라 15호와 베네라 16호 탐사선은 충돌 발생 가능성이 있는 거의 150개의 특징을 확인했다.마젤란으로부터의 전지구적인 취재로 900개에 가까운 충돌 크레이터를 확인할 수 있었다.

다닐로바, 아글레오니체, 사스카 크레이터

분화구 수는 행성 표면의 나이를 추정하는 중요한 자료이다.시간이 지남에 따라, 태양계의 물체들은 무작위로 충돌하게 되고, 그래서 표면에 더 많은 크레이터가 있을수록, 그것은 더 오래되었다.수성, 달, 그리고 다른 천체들과 비교했을 때, 금성에는 크레이터가 매우 적다.부분적으로, 이것은 금성의 밀도가 높은 대기가 작은 운석들을 표면에 충돌하기 전에 태워버리기 때문이다.베네라와 마젤란의 데이터는 일치한다: 직경이 30km 미만인 충돌 크레이터는 거의 없으며, 마젤란의 데이터는 직경이 2km 미만인 크레이터가 없음을 보여준다.그러나 대형 크레이터도 적고 비교적 젊어 보인다. 용암으로 채워진 경우는 드물어 화산활동 후 발생했다는 것을 알 수 있으며 레이더는 그것들이 거칠어서 침식될 시간이 없었다는 것을 보여준다.

금성 알파 레지오에 있는 팬케이크 돔의 컴퓨터 생성 원근법

금성 표면의 대부분은 화산 활동에 의해 형성된 것으로 보인다.전체적으로 금성에는 지구보다 몇 배 많은 화산이 있으며 지름 100킬로미터(62마일)가 넘는 167개의 거대한 화산이 있다.지구상에서 이 크기의 유일한 화산단지는 하와이 큰 섬이다.하지만, 이것은 금성이 지구보다 화산 활동이 활발하기 때문이 아니라 금성의 지각이 오래되었기 때문이다.지구의 지각은 지각판의 경계에서 침강으로 인해 지속적으로 재활용되며 평균 나이는 약 1억 년이며 금성의 표면은 [16]약 5억 년으로 추정된다.금성 크레이터의 지름은 3킬로미터에서 280킬로미터입니다.유입되는 물체에 대한 밀도 높은 대기의 영향 때문에 3km 미만의 크레이터는 없습니다.특정 운동 에너지보다 적은 물체는 대기에 의해 속도가 느려져 충돌 [17]크레이터를 만들지 않는다.

지구

주요 기사:지구, 지구의 구조 및 지구의 지질사
오늘날의 지구 고도 측정과 수심 측정.국립지질물리데이터센터의 TerronyBase 디지털 지형모델로부터의 데이터.

지구의 지형은 장소에 따라 크게 다르다.표면의 약 70.[18]8%가 물로 덮여 있으며 대륙붕의 대부분은 해수면 아래에 있다.수몰된 표면은 해저 화산,[19] 해양 참호, 해저 협곡, 해양 고원, 그리고 심해 평야뿐만 아니라 지구상에 걸쳐 있는 중앙해령 시스템을 포함한 산악 지형을 가지고 있다.물로 덮이지 않은 나머지 29.2%는 산, 사막, 평원, 고원 및 기타 지형학으로 구성되어 있다.

행성 표면은 지질학적 기간에 걸쳐 지각론과 침식의 영향으로 다시 형성된다.플레이트 구조학을 통해 쌓이거나 변형된 표면 특성은 강수, 열 주기 및 화학적 효과로 인해 지속적인 풍화를 겪습니다.빙하화, 해안 침식, 산호초의 축척, 그리고 큰 운석[20] 충돌도 경관을 재정비하는 역할을 한다.

대륙판이 행성을 가로질러 이동할 때, 해저는 맨 앞 가장자리로 침하됩니다.동시에, 맨틀 물질의 융기들은 중간 해양의 능선을 따라 발산적인 경계를 형성합니다.이러한 공정의 조합은 해양 플레이트 재료를 지속적으로 재활용합니다.해저의 대부분은 1억 년 미만이다.가장 오래된 해양 판은 서태평양에 위치해 있으며, 약 2억 년 전의 것으로 추정됩니다.그에 비해 육지에서 발견된 가장 오래된 화석의 나이는 약 30억 년이다.[21][22]

대륙판은 화성암 화강암과 안데스석과 같은 저밀도 물질로 구성되어 있다.덜 흔한 것은 해저의 [23]주요 성분인 밀도가 높은 화산암인 현무암이다.퇴적암은 함께 뭉쳐진 침전물이 축적되어 형성된다.대륙 표면의 거의 75%가 퇴적암으로 덮여 있지만,[24] 그것들은 지각의 약 5%만을 형성한다.지구에서 발견된 암석 물질의 세 번째 형태는 변성암으로, 기존의 암석 유형이 고압, 고온, 또는 둘 다로 변형되면서 만들어집니다.지구 표면에 가장 풍부한 규산염 광물은 석영, 장석, 양서류, 운모, 피록센,[25] 그리고 올리빈을 포함한다.일반적인 탄산염 광물은 석회암에서 발견되는 칼칼라이트, 아라고나이트,[26] 그리고 돌로마이트를 포함합니다.

지구 표면의 고도 히스토그램—지구 표면의 약 71%가 물로 덮여 있습니다.

소아권은 흙으로 구성되어 있고 토양 형성 과정을 거치는 지구의 가장 바깥쪽 층이다.그것은 암석권, 대기권, 수구, 생물권의 경계에 존재한다.현재 전체 경작지는 지표면의 13.31%이며 영구 [27]작물을 지원하는 비율은 4.71%에 불과하다.현재 지구 육지의 거의 40%가 경작지와 목초지로 사용되고 있습니다. 즉, 약 1,300만 평방 킬로미터의 경작지와 3,400만 평방 킬로미터의 [28]목초지가 사용됩니다.

토지의 물리적 특징은 현저하게 다양하다.아시아의 히말라야 산맥과 남아메리카의 안데스 산맥 등 가장 큰 산맥은 수천 킬로미터에 이른다.가장 긴 강은 아프리카의 나일강과 남아메리카의 아마존강이다.사막은 전체 육지 면적의 약 20%를 차지한다.가장 큰 곳은 아프리카의 거의 3분의 1을 차지하는 사하라입니다.

지구의 지표면 고도는 사해의 -418m(-1,371ft)에서 에베레스트 산의 정상의 2005년 추정 최대 고도 8,848m(29,028ft)까지 다양하다.평균 해발 높이는 686m(2,250ft)[29]입니다.

지구의 지질 역사는 크게 두 시기로 분류할 수 있다.

  • 선캄브리아기: 46억 년 전부터 캄브리아기(539 Ma) 초기까지 지질 시간의 약 90%에 걸쳐 확장된다.일반적으로 3000 Ma 이전에 작은 원시 대륙이 존재했으며, 지구의 육지 대부분은 1000 Ma 전후로 단일 초대륙으로 수집되었다고 여겨진다.
  • 광생대: 지질학적 시간 척도의 현재 환경.그것은 5억 3,900만 년을 차지한다.이 기간 동안, 대륙들은 표류했고, 결국 판게아라고 알려진 하나의 대륙 덩어리로 모였고, 그리고 나서 현재의 대륙 대륙 덩어리로 나뉘었다.

화성

주요 기사:화성의 지질학
Mars Pathfinder가 촬영한 바위 표면

화성의 표면은 화산에서 관측된 용암 흐름, 화성 운석 수집, 착륙선 및 궤도 관측 데이터에 기초해 주로 현무암으로 구성되어 있는 것으로 생각된다.화성 화산의 용암 흐름은 용암이 현무암의 [30]전형적인 점도가 매우 낮다는 것을 보여준다.바이킹호가 1976년에 채취한 토양 샘플을 분석한 결과 철분이 풍부한 점토가 현무암 [30]풍화 현상과 일치하는 것으로 나타났다.화성 표면의 일부가 전형적인 현무암보다 실리카가 풍부할 수 있다는 증거가 있는데, 아마도 지구의 안데스암 암석과 비슷할 것이다. 그러나 이러한 관찰은 실리카 유리, 필로규산염 또는 오팔로도 설명될 수 있다.표면의 많은 부분이 탈쿰 파우더처럼 미세한 먼지로 깊이 덮여 있다.화성 표면의 붉은색/주황색 외관은 산화철(III)[31][32]에 의해 발생합니다.화성은 비슷한 기원으로 추정됨에도 불구하고 바깥 층에 지구보다 두 배 더 많은 산화 철을 가지고 있다.지구의 온도가 더 높기 때문에 철의 대부분은 초기 행성의 용암 바다인 3,200°C(5,792°F) 깊이의 1,800km(1,118mi) 아래쪽으로 이동했을 것으로 생각됩니다. 반면 용암 온도가 2,200°C(3,992°F)로 낮았던 화성은 너무 차가웠기 때문에 이러한 [31]일이 일어나지 않았습니다.

중심부는 행성의 많은 구조 및 화산 특성을 형성한 규산염 맨틀로 둘러싸여 있습니다.이 행성의 지각의 평균 두께는 약 50 킬로미터이고 125 킬로미터(78 [33]mi)보다 두껍지 않습니다. 이것은 5 킬로미터에서 70 킬로미터(43 mi) 사이의 지각보다 훨씬 더 두껍습니다.그 결과, 최근 남극 만년설의 레이더 지도에서 알 수 있듯이, 화성의 지각은 약 3km [34]두께에도 불구하고 지각이 변형되지 않는다.

전형적인 성벽 분출이 있는 유티 임팩트 크레이터

크레이터 형태학은 표면의 물리적 구조와 구성에 대한 정보를 제공합니다.충돌 크레이터는 우리가 지표면 아래 깊은 곳과 화성의 지질학적 과거를 볼 수 있게 해준다.낙엽성 이젝트 담요(왼쪽 사진)와 중앙 구덩이 크레이터는 화성에서는 흔하지만 달에서는 흔치 않은 것으로, 화성에서 지표면 근처의 휘발성 물질(얼음과 물)이 존재함을 나타낼 수 있습니다.저하된 충격 구조는 화산,[35] 하천 및 풍류 활동의 변화를 기록한다.

유티 크레이터는 이젝타의 가장자리와 같은 성벽 때문에 불리는 람파르트 크레이터의 예입니다.Yuty 분화구에서는 분출물이 그 측면에 있는 오래된 분화구를 완전히 덮고 있어 분출된 물질이 얇은 [36]층에 불과하다는 것을 알 수 있습니다.

화성의 지질학적 역사는 크게 여러 시기로 분류될 수 있지만, 세 가지 주요 시기로 분류할 수:

  • Noachian epoch(Noachis Terra의 이름을 따서 명명):38억 년 전에서 35억 년 전 화성의 가장 오래된 표면 형성.노아키아의 나이 표면은 많은 큰 충돌 크레이터에 의해 흉터가 남는다.타르시스 융기 화산 고지는 이 시기에 형성된 것으로 보이며, 이 시기 후반에 액체 상태의 물에 의해 광범위하게 홍수가 발생했다.
  • 헤스페리아 시대(Hesperia Planum의 이름을 따서 명명): 35억 년 전에서 18억 년 전.헤스페리아 시대는 광활한 용암 평원의 형성이 특징입니다.
  • 아마존 시대(아마조니스 플라니티아의 이름을 따서 명명): 18억 년 전부터 현재까지.아마존 지역에는 운석 충돌 크레이터가 거의 없지만 그 외에는 상당히 다양합니다.알려진 우주에서 가장 큰 화산인 올림푸스 몬스는 이 기간 동안 화성의 다른 곳에서 용암 흐름과 함께 형성되었다.

케레스

주요 기사:케레스(난쟁이 행성)

왜행성 케레스의 지질은 2015년 초 던 우주선이 탐사할 때까지 거의 알려지지 않았다.그러나 왜성 발견자의 이름을 딴 "피아지"와 같은 특정 표면 특징들은 해결되었다.[a] 케레스의 편평성은 얼음 맨틀로 덮인 암석 핵과 일치합니다.이 100km 두께의 맨틀(질량 기준 케레스의 23%-28%, 부피 기준 50%)에는 지구상의 담수 양보다 많은 2억 입방 킬로미터의 물이 포함되어 있습니다.이 결과는 2002년 멕 망원경의 관측과 진화적 모델링에 의해 뒷받침된다.또한 표면과 역사의 일부 특성(태양으로부터의 거리 등)은 케레스 내부에 휘발성 물질이 존재함을 나타낸다.액체 상태의 물의 잔여층이 얼음층 아래에서 현재까지 생존했을 수도 있다는 주장이 제기되었다.케레스의 표면 구성은 C형 소행성과 대체로 유사하다.몇 가지 차이가 있습니다.세레리아 IR 스펙트럼의 유비쿼터스 특징은 내부에 상당한 양의 물이 존재함을 나타내는 수화물질의 특성이다.다른 가능한 표면 성분으로는 철분이 풍부한 점토 광물(크론스테타이트)과 탄소질 콘드라이트 운석에 흔한 광물인 탄산염 광물(돌로마이트 및 사이더라이트)이 있습니다.탄산염과 점토 광물의 스펙트럼 특성은 보통 다른 C형 소행성의 스펙트럼에는 없다.때때로 세레스는 G형 소행성으로 분류된다.

세레리아의 표면은 비교적 따뜻하다.태양 머리 위의 최대 온도는 1991년 5월 5일 측정 결과 235K(약 -38°C, -36°F)로 추정되었다.

여명 탐사 전에는 세레리아 표면의 일부 특징만 명확하게 포착되었다.1995년에 촬영된 고해상도 허블 우주 망원경 사진은 케레스의 발견자를 기리기 위해 "피아찌"라는 별명을 가진 표면에 어두운 점이 있는 것을 보여주었다.이것은 분화구라고 생각되었다.적응광학을 사용한 멕 망원경으로 전체 회전에 걸쳐 촬영한 고해상도 근적외선 이미지는 케레스의 회전에 따라 움직이는 밝고 어두운 특징을 보여주었다.두 개의 어두운 지형은 원형으로 크레이터로 추정되며, 그 중 하나는 밝은 중앙 영역을 가진 것으로 관찰되었고, 다른 하나는 "피아지" 지형으로 식별되었다.2003년과 2004년에 촬영된 허블 우주 망원경의 가장 최근의 가시광선 사진들은 11개의 눈에 띄는 표면 특징을 보여주었는데, 그 성질은 현재 알려져 있지 않다.이러한 기능 중 하나는 앞에서 관찰한 "피아찌" 기능에 해당합니다.

이러한 마지막 관측 결과, 세레스의 북극은 용골자리에서 적경 19시간 24분(291°), 편위 +59°의 방향을 가리키고 있는 것으로 밝혀졌다.이는 Ceres의 축 경사가 약 3°로 매우 작다는 것을 의미합니다.

대기 케레스는 약한 대기와 표면에 서리가 내릴 수 있다는 징후가 있다.지표수 얼음은 태양으로부터 5AU 미만의 거리에서는 불안정하기 때문에 태양 방사선에 직접 노출되면 승화될 것으로 예상된다.물 얼음은 케레스의 깊은 층에서 표면으로 이동할 수 있지만, 매우 짧은 시간 안에 빠져나갑니다.그 결과 수증기 검출이 어렵다.1990년대 초에 케레스 극지방에서 물이 빠져나가는 것이 관측되었을 가능성이 있지만, 이는 명확하게 증명되지 않았다.신선한 충격 분화구 주변이나 세레스 지표면 아래 층의 균열에서 물이 빠져나가는 것을 탐지할 수 있을 것이다.IUE 우주선의 자외선 관측 결과 세레아 북극 근처에서 통계적으로 유의미한 양의 수산화 이온이 검출되었는데, 세레아 북극은 자외선 태양 복사에 의한 수증기 해리의 산물이다.

2014년 초, 허셜 우주 관측소의 데이터를 사용하여, 케레스에는 여러 개의 국부적인(지름 60km 이하) 중위도 수증기 소스가 있으며, 각각 초당 약 10분자26(3kg)의 물을 방출한다는 것이 발견되었다.W. M. Keck 천문대에 의해 근적외선 영역인 피아찌(123°E, 21°N)와 영역 A(231°E, 23°N)의 두 가지 잠재적 소스 영역이 어두운 영역(지역 A에도 밝은 중심이 있음)으로 시각화되었다.증기 방출의 가능한 메커니즘은 노출된 표면 얼음의 약 0.6km2로부터의 승화 또는 방사능 내부 열 또는 표면 아래 얼음 층의 성장에 의한 해저 압력에 의한 저온 분출이다.표면 승화는 Ceres가 태양으로부터 편심 궤도로 후퇴함에 따라 감소할 것으로 예상되지만, 내부 동력 방출은 궤도 위치의 영향을 받지 않아야 한다.이용 가능한 제한된 데이터는 혜성 스타일의 승화와 더 일치합니다.우주선 던이 케레스에게 접근하고 있어 던이 이 현상을 관찰할 수 있는 능력을 제약할 수 있다.

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소형 태양계 천체

소행성, 혜성, 유성체는 모두 46억 년 전 태양계가 형성되었던 성운에서 남은 잔해들이다.

소행성대

주요 기사:소행성대
주요 소행성대와 트로이 소행성 이미지

소행성대는 화성과 목성 사이에 위치해 있다.그것은 1,000킬로미터(621마일)에서 몇 미터 지름에 이르는 수천 개의 암석 미행성들로 이루어져 있다.이것들은 목성의 중력 때문에 행성을 형성할 수 없었던 태양계의 잔해로 생각된다.소행성이 충돌할 때, 그들은 가끔 지구에 떨어지는 작은 파편들을 만들어냅니다.이 암석들은 운석이라고 불리며 원시 태양 성운에 대한 정보를 제공한다.이 파편들은 대부분 모래알만한 크기를 가지고 있다.그것들은 지구의 대기권에서 타오르며 유성처럼 빛나게 한다.

혜성

주요 기사:혜성

혜성은 태양 주위를 도는 작은 태양계 천체이며 (적어도 가끔) 혼수(또는 대기) 및/또는 꼬리를 나타냅니다. 둘 다 주로 혜성의 핵에 대한 태양 복사의 영향에서 비롯됩니다. 혜성은 그 자체가 암석, 먼지, 얼음으로 이루어진 작은 물체입니다.

카이퍼 벨트

주요 기사 : 카이퍼 벨트

엣지워스-카이퍼 벨트로 불리기도 하는 카이퍼 벨트는 해왕성 궤도(30AU)[37][38]에서 태양으로부터 약 55AU 떨어진 행성들 너머의 태양계 영역입니다.그것은 훨씬 크지만 소행성대와 비슷하다; 넓이는 20배, [39][40]질량은 20배이다.소행성대와 마찬가지로, 그것은 주로 작은 물체(태양계 형성의 잔여물)와 지질학적으로 [41]활동적일 수 있는 최소 한 개의 왜행성 플루토(Pluto)로 구성되어 있다.그러나 소행성대가 주로 암석과 금속으로 구성되어 있는 반면 카이퍼대는 메탄, 암모니아, 그리고 물과 같은 얼음으로 구성되어 있다.카이퍼 벨트 내의 물체는 산란 원반의 구성원 및 잠재적인 힐스 구름 또는 오르트 구름 개체와 함께 TNO(Trans-Neptunian Objects)[42]라고 합니다.명왕성과 486958 Arrokoth라는 두 개의 TNO가 근접 거리에서 조사되었다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크