太陽系地球型惑星の地質学

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、活動的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ず、さまざまな物理的状態で存在する水素、ヘリウム、水の組み合わせで大部分を構成してい ます。地球型惑星は緻密な岩石質の表面を持ち、金星、地球、火星にはそれぞれ大気もあります。大きさ、半径、密度はすべて同様です。

地球型惑星は、固体表面を持つものの主に氷質の物質で構成されている準惑星（冥王星のような天体）と多くの類似点がある。太陽系の形成中には、おそらくさらに多くの微惑星が存在したが、それらはすべて太陽系星雲に残る4つの世界と融合するか、破壊された。

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。月も同様ですが、大きな鉄の核はありません。^[1] 4つの太陽系地球型惑星のうち3つ（金星、地球、火星）には大きな大気があり、すべて衝突クレーターと地溝帯や火山などの地殻構造が存在します。

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が、通常は水星と金星を指す、 内惑星と混同しないでください。

太陽系は、1755年にイマヌエル・カントが初めて提唱し、ピエール・シモン・ラプラスが独自に定式化した星雲仮説に従って形成されたと考えられています。^[2]この理論では、46億年前に太陽系は巨大な分子雲の重力崩壊によって形成されたとされています。この最初の雲はおそらく直径数光年あり、いくつかの星を生み出したと考えられます。^[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、穏やかな衝突により、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物体は微惑星と呼ばれ、惑星形成の種子として機能します。最初、微惑星は密集していました。それらはより大きな物体に凝集し、太陽系の年齢と比較すると短い時間である数百万年で、直径数キロメートルに達する塊を形成しました。^[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、それ以上の成長が困難になりました。最大の微惑星だけが断片化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に成長し続けました。 ^{[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り惑星が溶け、物質が分化（}密度に応じて分離）することができました。^[3]

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き付け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逃がしてしまったでしょう。^{[3]そのため、}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。

4つの内惑星または地球型惑星は、密度の高い岩石組成で、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や、核を形成する鉄やニッケルなどの金属など、融点の高い鉱物で構成されています。

マリナー10号ミッション（1974年）では、水星の表面の約半分の地図が作成されました。そのデータに基づいて、科学者は惑星の地質と歴史に関する第一次の理解を得ました。^{[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、および地殻構造が見られます。

水星の最も古い表面はクレーター間平原^{[4] [6]で、これは}月にも存在する（ただし、はるかに小さい） 。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生じ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の多い地形よりも古く、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]}これらはおそらく水星の歴史の初期に広範囲に渡る火山活動によって形成されたものと考えられる。

水星のクレーターは月のクレーターの形態的要素を持っている。つまり、小さなクレーターは椀型で、サイズが大きくなるにつれて、波型の縁、中央のピーク、内壁にテラスが形成される。^[6]噴出物シートは丘陵状の線状の質感を持ち、二次衝突クレーターが群がっている。あらゆるサイズの新しいクレーターには、暗いまたは明るいハローとよく発達した放射状システムがある。水星と月のクレーターは表面的には似ているが、特に堆積物の広がりにおいて微妙な違いが見られる。水星の連続噴出物と二次クレーターの領域は、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、水星の重力場が月と比較して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徐々に劣化している。^{[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持っている。さらに劣化が進むと、クレーターは鮮明な形態を失い、放射状の構造と連続噴出物の特徴はよりぼやけていき、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齢の大まかな指標となる。^[7]同様のサイズと形態のクレーターはほぼ同じ年齢であると仮定すると、その下にある、または上にある他のユニットの年齢に制約を設け、クレーターの相対的な年齢を世界的にマッピングすることが可能になる。

水星には少なくとも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がある。^{[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、保存状態の良い噴出物層がある。盆地の内部は、噴出物堆積より明らかに後の時代の平野で溢れている。ベートーベン盆地には、直径625キロメートル（388マイル）の控えめな山塊のような縁が1つしかないが、500キロメートル（311マイル）も広がる、印象的で線状のはっきりした噴出物層がある。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）の山の輪で定義されている。^{[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断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断崖の麓から約1,000キロメートル（621マイル）伸びています。この地形は、月のインブリウム盆地を囲む彫刻に似ています。 [ ^{7] [10]丘陵物質は、}カロリス山脈から約800キロメートル（497マイル）の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）、高さ数十メートルから数百メートルの、低く密集または散在する丘で構成されています。このユニットの外側の境界は、同じ地域に発生する（より新しい）滑らかな平野と段階的に変化しています。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、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して形成されたものと考えられる。^[11]

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、盆地の充填物は大まかに多角形のパターンを呈している。これらの平原は、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、または衝突溶融物の厚い層である可能性がある。水星の広範囲にわたる領域は、比較的平坦で、まばらにクレーターのある平原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の窪地を埋めている。滑らかな平原は月の海に似ているが、明らかな違いは、滑らかな平原はクレーター間平原と同じアルベドを持っていることである。滑らかな平原は、カロリス盆地の周りの広い環状部で最も顕著に露出している。フローローブ、堤防チャネル、ドーム、または円錐などの明白な火山の特徴は見られない。クレーターの密度は、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、新たに処理された色データでは、いくつかの葉状の形をした明確な色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解釈するのが最も説得力があり、地球全体の圧縮期間を示しています。^[14]ローブ状崖は通常、クレーターの底にある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がその上に重ねられています。これらの観察は、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ていたことを示唆しています。崖に加えて、しわのある尾根が滑らかな平原の物質に発生します。これらの尾根は、月の海の尾根で示唆されているように、火山性溶岩の密な堆積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地域的な表面圧縮によって形成された可能性があります。^{[7] [14]}

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]、科学者らは、金星全体の最低地点から最高地点までの総距離は約13キロメートル(8マイル)であるのに対し、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)であることを発見した。パイオニア号の高度計のデータによると、表面の約51%が中央半径6,052キロメートル(3,760マイル)の500メートル(1,640フィート)以内に位置し、表面のわずか2%が中央半径から2キロメートル(1マイル)を超える標高に位置している。

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が、それ以降に起こった出来事（金星の岩石圏が数億年の間に大きく厚くなったという、もっともらしく一般に受け入れられている仮説など）により、金星の地質学的記録の経過を限定することが困難になっている。しかし、多数のよく保存された衝突クレーターは、金星表面のおおよその年代を算定する年代測定方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される金星の岩石のサンプルがこれまで知られていないため）。算出された年代は主に約 5 億～ 7 億 5 千万年前の範囲であるが、最大で約 12 億年前の年代も計算されている。この研究により、金星は遠い過去に少なくとも 1 回は基本的に完全な火山活動による表面再形成を経験しており、最後のイベントは推定表面年齢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、科学者の中には、ある程度はプレート運動が関与するプロセスであると主張する者もいる。金星には衝突クレーターが約 1,000 個あり、表面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号の探査機は、衝突起源と思われる地形を約150個特定した。その後、マゼランによる地球全体の調査により、衝突クレーターを約900個特定することが可能となった。

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。時間とともに、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古いということになる。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。これは部分的には、金星の濃い大気が小さな隕石を表面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おり、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ている。しかし、大きなクレーターの数も少なく、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ており、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約167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、金星の地殻が地球より古いためである。地球の地殻はプレート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1億年であるのに対し、金星の表面は約5億年前と推定されている。^[16] 金星のクレーターの直径は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。高密度の大気が飛来物に及ぼす影響のため、3キロメートル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によって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、地球全体に広がる中央海嶺システムを含む山岳地帯や、海底火山[ ^{19] 、} 海溝、海底峡谷、海洋台地、深海平原があります。水に覆われていない残りの29.2%は、山、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、地質学的に長い期間にわたって、地質構造と浸食の影響により再形成されます。プレートテクトニクスによって形成または変形された表面の特徴は、降水、熱サイクル、および化学的影響による着実な風化の影響を受けます。氷河作用、海岸浸食、サンゴ礁の形成、および大きな隕石の衝突^[20]も、地形を再形成する働きをします。

大陸プレートが地球上を移動すると、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り、中央海嶺に沿って発散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、海洋プレート物質は継続的にリサイクルされます。海底の大部分は1億年未満です。最も古い海洋プレートは西太平洋にあり、推定年齢は約2億年です。比較すると、陸上で発見された最も古い化石の年齢は約30億年です。^{[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、海底の主成分である密度の高い火山岩である玄武岩です。[ ^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3番目の岩石物質は変成岩で、高圧、高温、またはその両方による既存の岩石タイプの変化から生成されます。地球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、およびカンラン石があります。^[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、およびドロマイトがあります。^[26]

土壌圏は、土壌で構成され、土壌形成プロセスの影響を受ける地球の最外層です。これは、岩石圏、大気圏、水圏、生物圏の境界にあります。現在、耕作可能な土地は陸地表面の13.31％で、永久作物を栽培しているのはわずか4.71％です。^[27]現在、地球の陸地表面の約40％が耕作地と牧草地に使用されており、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）の牧草地です。^[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。最長の川は、アフリカのナイル川（6,695キロメートルまたは4,160マイル）と南アメリカのアマゾン川（6,437キロメートルまたは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。最大のものはサハラ砂漠で、アフリカのほぼ3分の1を占めています。

地球の陸地表面の標高は、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。海抜の陸地の平均高度は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の始まり (5 億 3900万年前) までの範囲です。一般的に、3000 万年前以前には小さな原始大陸が存在し、1000 万年前頃には地球の陸地のほとんどが 1 つ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。5億3900万年にわたります。この期間中、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地に集まり、その後現在の大陸に分裂しました。

火星の表面は、火山からの溶岩流の観測、火星隕石コレクション、着陸機と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。火星の火山からの溶岩流は、溶岩が玄武岩に典型的な非常に低い粘性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、典型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が、これらの観察は、シリカガラス、フィロケイ酸塩、またはオパールによっても説明できるかもしれない。表面の大部分は、タルクパウダーほどの細かい塵で深く覆われている。火星の表面の赤/オレンジ色に見えるのは、酸化鉄(III) (錆) によるものである。^{[31] [32]}火星は起源が地球と似ているにもかかわらず、外層に地球の2倍の鉄酸化物を持っています。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）、3,200  ℃（5,792  °F）の溶岩海で鉄の多くを下方に運びましたが、火星の溶岩の温度は2,200℃（3,992°F）と低く、これが起こるには冷たすぎたと考えられています。^[31]

核は、惑星の地殻構造や火山活動の多くを形成したケイ酸塩マントルに囲まれている。惑星の地殻の平均厚さは約50kmで、125km（78マイル）を超えることはない。 ^[33]これは、5km（3マイル）から70km（43マイル）の間で変化する地球の地殻よりもはるかに厚い。その結果、火星の地殻は簡単に変形しない。これは、厚さが約3kmであるにもかかわらず、地殻が変形していない南極の氷冠の最近のレーダーマップによって示されている。^[34]

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。衝突クレーターにより、火星の表面下深くや火星の地質学的過去を調べることができます。ロベート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、月では珍しく、火星の地表近くに揮発性物質（氷と水）が存在することを示している可能性があります。劣化した衝突構造は、火山、河川、風の活動の変化を記録しています。^[35]

ユティクレーターは、噴出物の縁が城壁状になってい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ある。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がわかる。 ^[36]

火星の地質学的な歴史は、大まかに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表面が形成された時期。ノアキアン期の表面には、多数の大きな衝突クレーターの跡が残っている。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、この時代の後半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ました): 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ます。
• 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がほとんどないが、それ以外は非常に多様である。既知の宇宙で最大の火山であるオリンポス山は、火星の他の場所での溶岩流とともにこの時期に形成された。

準惑星ケレスの地質は、2015 年初頭にドーン宇宙船が探査するまでほとんど知られていなかった。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、特定の表面特徴は解明されていた。[a] ケレスの扁平形状は、分化した天体、つまり岩石の核に氷のマントルが重なった構造と一致している。この 100 キロメートルの厚さのマントル (質量でケレ​​スの 23%～28%、体積で 50%) には 2 億立方キロメートルの水が含まれており、これは地球の淡水の量よりも多い。この結果は、2002 年にケック望遠鏡が行った観測と進化モデルによって裏付けられている。また、表面と歴史のいくつかの特徴 (太陽からの距離など、太陽放射が弱まり、形成中にかなり低い凝固点の成分が組み込まれるなど) は、ケレスの内部に揮発性物質が存在することを示している。氷の層の下に液体の水の残留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 型小惑星のものと大体似ている。ただし、いくつかの違いもある。ケレスの IR スペクトルに広く見られる特徴は、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している。その他の考えられる表面構成物質には、鉄分を多く含む粘土鉱物 (クロンステッタイト) や炭酸塩鉱物 (ドロマイトとシデライト) があり、これらは炭素質コンドライト隕石によく含まれる鉱物である。炭酸塩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。

セレリアの表面は比較的暖かい。太陽が頭上にあるときの最高気温は、1991 年 5 月 5 日の測定から 235 K (約 -38 °C、-36 °F) と推定された。

ドーン計画以前には、ケレスの表面の特徴はほんのわずかしか明確に検出されていませんでした。1995 年に撮影された高解像度の紫外線ハッブル宇宙望遠鏡の画像には、表面に暗い点が写っていました。この暗い点は、ケレスの発見者にちなんで「ピアッツィ」と呼ばれていました。これはクレーターであると考えられていました。その後、ケック望遠鏡で補償光学を使用して 1 回転にわたって撮影された高解像度の近赤外線画像には、ケレスの自転とともに移動するいくつか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。そのうちの 1 つは明るい中央領域があることが観測され、もう 1 つは「ピアッツィ」の特徴であると特定されました。2003 年と 2004 年に撮影された、より最近の可視光ハッブル宇宙望遠鏡による 1 回転の画像には、現在その性質が不明である 11 の認識可能な表面の特徴が写っていました。これらの特徴の 1 つは、以前に観測された「ピアッツィ」の特徴に対応しています。

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 時間 24 分 (291°)、赤緯 +59° の方向を指し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 (約 3°) ことを意味します。

ケレスには希薄な大気と表面に水の霜があるという兆候がある。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あるが、非常に短時間で逃げてしまう。その結果、水の蒸発を検出することは困難である。ケレスの極地から逃げる水は 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る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ており、これは紫外線太陽放射による水蒸気の解離の産物である。

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 度、北緯 21 度) と領域 A (東経 231 度、北緯 23 度) と指定された 2 つの潜在的な発生源領域は、WM ケック天文台によって近赤外線で暗い領域として視覚化されています (領域 A には明るい中心もあります)。蒸気放出の考えられるメカニズムは、露出した表面氷の約 0.6 km2 からの昇華、または放射性内部熱または上にある氷層の成長による地下海の加圧によって生じる氷火山の噴火です。表面昇華は、ケレスが偏心軌道で太陽から遠ざかるにつれて減少すると予想されますが、内部で発生する放射は軌道位置の影響を受けないはずです。入手可能な限られたデータは、彗星型の昇華とより一致しています。探査機ドーンは遠日点でケレスに接近しており、この現象を観測するドーンの能力が制限される可能性があります。

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。

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破片です。

小惑星帯は火星と木星の間にあり、直径1,000キロメートル（621マイル）から数メートルまでの何千もの岩石微惑星でできています。これらは、木星の重力のために惑星を形成できなかった太陽系形成の残骸であると考えられています。小惑星が衝突すると小さな破片が生じ、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す。地球の大気圏で燃え尽き、流星のように輝きます。

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。これらはどちらも主に、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（太陽系の形成時の残骸）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、水などの氷で構成されています。カイパーベルト内の天体は、散乱円盤のメンバーやヒルズ雲やオールトの雲の潜在的な天体とともに、総称して太陽系外天体（TNO）と呼ばれます。 ^[42]冥王星と486958アロコスの2つのTNOが近距離で訪問され、研究されています。

• 月の土
• 火星の土壌
• 地球型惑星の水

• 国際天文学連合
• 太陽系ライブ（インタラクティブな天体儀）
• 太陽系ビューアー（アニメーション）
• 太陽系の写真 2008-02-16 にWayback Machineでアーカイブされました
• 惑星のレンダリング
• NASA プラネットクエスト
• 惑星同士、太陽、その他の恒星の大きさを比較したイラスト
• Q&A: IAU の惑星定義案
• Q&A 新しい惑星の提案
• 太陽系 – 宇宙について
• 水星の地図 – NASA
• ナイン・プラネット情報
• NASAのファクトシート
• 惑星科学研究の発見