Ceres (cüce gezegen) -Ceres (dwarf planet)

1 Ceres⚳
Ceres - RC3 - ​​Haulani Krateri (22381131691) (kırpılmış).jpg
Ceres 2015'te gerçek renginde
keşif
Tarafından keşfedildi Giuseppe Piazzi
keşif tarihi 1 Ocak 1801
atamalar
1 Ceres
Telaffuz / ˈ ɪər z / _
Adını
Ceres
sıfatlar Cererian, -ean ( / s ɪ ˈ r ɪər i ə n / )
yörünge özellikleri
Dönem 21 Ocak 2022 ( JD 2459600.5 )
günötesi 2,98  AB (446 milyon  km )
Günberi 2,55 AB (381 milyon km)
2,77 AB (414 milyon km)
eksantriklik 0,0785
17,9 km/s
291,4 °
Eğim
80.3°
7 Aralık 2022
73.6°
Uygun yörünge elemanları
2,77  AB
0,116
uygun eğim
9.65°
78.2  derece  / yıl
4.60358 yıl
(1681.458 gün )
günberi presesyonu
54,1  ark saniye  / yıl
−59,2 ark  saniye  / yıl
Fiziksel özellikler
boyutlar (964,4 × 964,2 × 891,8) ± 0,2 km
Ortalama çap
939,4 ± 0,2 km
ortalama yarıçap
469,73 km
2.770.000 km2
Ses 434.000.000 km3
Yığın
ortalama yoğunluk
2,162 ± 0,008 g/ cm3
0,36 ± 0,15 (tahmini)
ekvatoral kaçış hızı
0,51 km/s
9,074 170 ± 0,000 001  saat
ekvator dönüş hızı
92,61 m/s
≈4°
Kuzey kutbu sağ yükselişi
291,42744°
Kuzey kutbu eğimi
66,76033°
0,090 ± 0,0033 (V-bandı)
Yüzey sıcaklığı dakika kastetmek maks.
Kelvin ≈110 235±4
C
3.34
0,854" ila 0,339"

Ceres ( / ˈsɪər iːz / ; küçük gezegen tanımı : 1 Ceres ), Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasındaki asteroit kuşağında bulunan bir cüce gezegendir . 1 Ocak 1801'de Giuseppe Piazzi tarafından Sicilya'daki Palermo Astronomik Gözlemevinde keşfedilen ve yeni bir gezegen olarak ilan edilen ilk asteroiddi . Ceres daha sonra bir asteroit ve ardından bir cüce gezegen olarak sınıflandırıldı - her zaman Neptün'ün yörüngesinde olan tek gezegen .

Ceres'in küçük boyutu, en parlak halinde bile, aşırı karanlık gökyüzü dışında çıplak gözle görülemeyecek kadar loş olduğu anlamına gelir. Görünür büyüklüğü 6,7 ila 9,3 arasında değişir ve her 15 ila 16 aylık sinodik dönemde bir kez (Dünya'ya en yakın olduğu zaman) muhalefette zirve yapar . Sonuç olarak, yüzey özellikleri en güçlü teleskoplarla bile zar zor görülebiliyor ve robotik NASA uzay aracı Dawn 2015'te yörünge görevi için Ceres'e yaklaşana kadar hakkında çok az şey biliniyordu.

Dawn , Ceres'in yüzeyinin bir su buzu ve karbonatlar ve kil gibi hidratlı mineraller karışımı olduğunu buldu . Yerçekimi verileri, Ceres'in kısmen çamurlu (buz-kaya) bir manto/çekirdek ve hacimce en fazla %30 buz olan daha az yoğun ama daha güçlü bir kabuğa farklılaştığını gösteriyor. Ceres'te muhtemelen sıvı sudan oluşan bir iç okyanus bulunmamakla birlikte, tuzlu sular hala dış mantodan akarak yüzeye ulaşarak Ahuna Mons gibi kriyovolkanların kabaca her elli milyon yılda bir oluşmasına izin verir. Bu, Ceres'i Güneş'e en yakın bilinen kriyovolkanik cisim yapar ve tuzlu sular mikrobiyal yaşam için potansiyel bir yaşam alanı sağlar.

Ocak 2014'te, Ceres çevresinde ekzosfer olarak bilinen hafif, geçici bir atmosfer yaratan su buharı emisyonları tespit edildi . Bu beklenmedik bir durumdu çünkü buhar genellikle asteroitlerin değil , kuyruklu yıldızların ayırt edici özelliğidir.

Tarih

keşif

18. yüzyılda günmerkezciliğin kabulü ile 1846'da Neptün'ün keşfi arasındaki yıllarda, birkaç astronom, matematiksel yasaların Mars ve Jüpiter'in yörüngeleri arasında gizli veya kayıp bir gezegenin varlığını öngördüğünü savundu . 1596'da teorik astronom Johannes Kepler , gezegen yörüngeleri arasındaki oranların ancak iki gezegenin eklenmesiyle " Tanrı'nın tasarımına " uygun olacağına inanıyordu : biri Jüpiter ile Mars arasında ve diğeri Venüs ile Merkür arasında. Immanuel Kant gibi diğer teorisyenler, boşluğun Jüpiter'in yerçekimi tarafından yaratılıp yaratılmadığını düşündüler; 1761'de astronom ve matematikçi Johann Heinrich Lambert , "Mars ve Jüpiter arasındaki geniş boşluktan ayrılan gezegenlerin şimdiden kayıp olup olmadığını kim bilebilir? O halde, daha güçlü olanın Dünya'yı rahatsız ettiği kadar gök cisimleri için de geçerli mi?" daha zayıf ve Jüpiter ve Satürn'ün kaderi sonsuza dek yağmalamak mı?"

1772'de Johann Daniel Titius'tan alıntı yapan Alman astronom Johann Elert Bode , daha sonra Titius-Bode yasası olarak bilinen ve bilinen gezegenlerin yörüngelerini tahmin ediyor gibi görünen, ancak Mars ile Jüpiter arasındaki açıklanamayan bir boşluk için bir formül yayınladı. Bu formül , Güneş'ten 2,8 astronomik birim (AU) veya 420 milyon km yakınında yörünge yarıçapına sahip başka bir gezegen olması gerektiğini öngördü . Titius-Bode yasası, William Herschel'in 1781'de Uranüs'ü Satürn'ün ötesindeki bir gezegen için tahmin edilen uzaklığa yakın bir mesafede keşfetmesiyle daha fazla güven kazandı . 1800 yılında, Alman astronomi dergisi Monatliche Correspondenz  [ de ] ("Aylık Yazışmalar") editörü Franz Xaver von Zach liderliğindeki bir grup , " gök polisi " adını verdiği 24 deneyimli gökbilimciye talepler göndererek kendi güçlerini birleştirmelerini istedi. çabalar ve beklenen gezegen için metodik bir aramaya başlayın. Ceres'i keşfetmemelerine rağmen, daha sonra Pallas , Juno ve Vesta asteroitlerini buldular .   

Arama için seçilen gökbilimcilerden biri , Sicilya'daki Palermo Akademisi'nde Katolik bir rahip olan Giuseppe Piazzi idi. Piazzi, gruba katılma davetini almadan önce 1 Ocak 1801'de Ceres'i keşfetti. " Bay la Caille'in Zodyak yıldızları Kataloğunun 87. [yıldızını]" arıyordu , ancak "öncesinde başka birinin olduğunu" buldu. . Piazzi, bir yıldız yerine, önce kuyruklu yıldız olduğunu düşündüğü, hareket eden yıldız benzeri bir nesne bulmuştu. Piazzi, Ceres'i 24 kez gözlemledi, son kez 11 Şubat 1801'de hastalık işini kesintiye uğrattığında. Keşfini 24 Ocak 1801'de iki astronom arkadaşına, hemşerisi Milano'dan Barnaba Oriani'ye ve Berlin'den Bode'ye yazdığı mektuplarda duyurdu. Bunu bir kuyruklu yıldız olarak bildirdi, ancak "hareketi çok yavaş ve oldukça tekdüze olduğu için, bunun bir kuyruklu yıldızdan daha iyi bir şey olabileceği birkaç kez aklıma geldi". Nisan ayında Piazzi tüm gözlemlerini Oriani, Bode ve Fransız astronom Jérôme Lalande'ye gönderdi . Bilgi, Monatliche Correspondenz'in Eylül 1801 sayısında yayınlandı .

Bu zamana kadar, Ceres'in görünen konumu değişmişti (esas olarak Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketi nedeniyle) ve diğer gökbilimcilerin Piazzi'nin gözlemlerini doğrulaması için Güneş'in parlaklığına çok yakındı. Yıl sonuna doğru Ceres'in tekrar görünür olması gerekirdi ama bu kadar uzun bir süre sonra tam olarak konumunu tahmin etmek zordu. Ceres'i kurtarmak için , o zamanlar 24 yaşında olan matematikçi Carl Friedrich Gauss , etkili bir yörünge belirleme yöntemi geliştirdi . Birkaç hafta içinde Ceres'in yolunu tahmin etti ve sonuçlarını von Zach'e gönderdi. 31 Aralık 1801'de von Zach ve gök polisi arkadaşı Heinrich WM Olbers , Ceres'i tahmin edilen konumun yakınında buldu ve konumunu kaydetmeye devam etti. Güneş'ten 2,8 AU uzaklıkta Ceres, Titius-Bode yasasına neredeyse mükemmel bir şekilde uyuyor gibi görünüyordu; Neptün 1846'da tahmin edilenden sekiz AU daha yakın keşfedildiğinde, çoğu gökbilimci yasanın bir tesadüf olduğu sonucuna vardı.

İlk gözlemciler, Ceres'in boyutunu yalnızca bir büyüklük sırasına göre hesaplayabildiler . Herschel, 1802'de çapını 260 km (160 mil) olarak hafife aldı; 1811'de Alman astronom Johann Hieronymus Schröter , 2.613 km (1.624 mil) olarak fazla tahmin etti. 1970'lerde kızılötesi fotometri , albedo'sunun daha doğru ölçümlerini sağladı ve Ceres'in çapı, 939  km'lik gerçek değerinin %10'u içinde belirlendi .

İsim ve sembol

Piazzi'nin keşfi için önerdiği isim Ceres Ferdinandea idi : Dünyevi evi ve en eski tapınağı Sicilya'da bulunan Roma tarım tanrıçasından sonra Ceres ; ve Piazzi'nin hükümdarı ve hamisi Sicilya Kralı III . Ferdinand'ın onuruna Ferdinandea . İkincisi, diğer uluslar için kabul edilebilir değildi ve düştü. Von Zach'in Aralık 1801'de Ceres'i kurtarmasından önce, von Zach gezegenden Hera olarak bahsetti ve Bode ondan Juno olarak bahsetti . Piazzi'nin itirazlarına rağmen, nesnenin varlığı onaylanmadan önce bu isimler Almanya'da geçerlilik kazandı. Bir zamanlar astronomlar Piazzi'nin ismine karar verdiler.  

Ceres'in sıfat biçimleri Cererian ve Cerean'dır , her ikisi de / s ɪ ˈ r ɪər i ə n / olarak telaffuz edilir . 1803'te keşfedilen nadir bir toprak elementi olan seryum , adını cüce gezegen Ceres'ten almıştır.

Hala astrolojide kullanılan Ceres'in eski astronomik sembolü bir oraktır⚳ . Orak, tanrıça Ceres'in klasik sembollerinden biriydi ve görünüşe göre bağımsız olarak 1802'de von Zach ve Bode tarafından önerildi. Venüs gezegeni, ancak çemberde bir kırılma ile. Artı işaretiyle 'C' ( CeresCeres 'C' sembolü.svg adının ilk harfi ) olarak ters çevrilmiş bir dizgi de dahil olmak üzere çeşitli küçük grafik varyantları vardı . Numaralandırılmış bir diskin jenerik asteroit sembolü olan ①, 1867'de tanıtıldı ve hızla norm haline geldi.

sınıflandırma

Ceres (sol altta), Ay ve Dünya, ölçekli olarak gösteriliyor
Ceres (sol altta), Ay ve Dünya, ölçekli olarak gösteriliyor
En büyük dört asteroitin göreli boyutları.  Ceres en solda.
Asteroit kuşağındaki en büyük dört küçük gezegenin göreli boyutları ( solda cüce gezegen Ceres)
Diğer büyük asteroitlere kıyasla 1 Ceres (mavi) kütlesi: 4 Vesta , 2 Pallas , 10 Hygiea , 704 Interamnia , 15 Eunomia ve Ana Kuşağın geri kalanı. Kütle birimi × 10'dur18 kilo

Ceres'in kategorizasyonu birden fazla kez değişti ve bazı anlaşmazlıkların konusu oldu. Bode, Ceres'in Mars ve Jüpiter arasında var olduğunu öne sürdüğü "kayıp gezegen" olduğuna inanıyordu. Ceres'e bir gezegen sembolü verildi ve yarım yüzyıldan fazla bir süredir astronomi kitaplarında ve tablolarında (Pallas, Juno ve Vesta ile birlikte) bir gezegen olarak listelenmeye devam etti.

Ceres civarında başka nesneler keşfedildikçe, gökbilimciler bunun yeni bir nesne sınıfının ilkini temsil ettiğinden şüphelenmeye başladılar. Pallas 1802'de keşfedildiğinde, Herschel bu cisimler için asteroid ("yıldız benzeri") terimini icat etti ve "çok iyi teleskoplarla bile onlardan ayırt edilemeyecek kadar küçük yıldızlara benziyorlar" diye yazdı. 1852'de Johann Franz Encke , Berliner Astronomisches Jahrbuch'ta , geleneksel gezegen sembolleri verme sisteminin bu yeni nesneler için çok hantal olduğunu ilan etti ve sayıları keşif sırasına göre adlarının önüne yerleştirmek için yeni bir yöntem tanıttı. Başlangıçta, numaralandırma sistemi beşinci asteroit olan 5 Astraea ile 1 numara olarak başladı, ancak 1867'de Ceres, 1 Ceres adı altında yeni sisteme  uyarlandı .  

1860'lara gelindiğinde, gökbilimciler büyük gezegenler ile Ceres gibi asteroitler arasında temel bir fark olduğunu kabul ettiler, ancak "gezegen" kelimesi henüz tam olarak tanımlanmadı . 1950'lerde bilim adamları genellikle asteroitlerin çoğunu gezegen olarak kabul etmeyi bıraktılar, ancak Ceres gezegen benzeri jeofizik karmaşıklığı nedeniyle bazen statüsünü korudu. Daha sonra, 2006'da, Pluto'yu çevreleyen tartışma , "gezegen" tanımı ve Ceres'in olası yeniden sınıflandırılması, hatta belki de genel olarak bir gezegen olarak eski durumuna getirilmesi çağrılarına yol açtı. Astronomik terminoloji ve sınıflandırmadan sorumlu küresel kuruluş olan Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) önündeki bir öneri , gezegeni "(a) katı cisim kuvvetlerinin üstesinden gelmek için kendi yerçekimi için yeterli kütleye sahip olan bir gök cismi" olarak tanımladı. hidrostatik denge (neredeyse yuvarlak) bir şekil alır ve (b) bir yıldızın etrafında yörüngededir ve ne bir yıldız ne de bir gezegenin uydusu değildir". Bu karar kabul edilmiş olsaydı, Ceres'i Güneş'ten sonraki beşinci gezegen yapacaktı, ancak 24 Ağustos 2006'da meclis, bir gezegenin " yörüngesinin etrafındaki mahalleyi temizlemiş " olması gerektiği şeklindeki ek şartı kabul etti. Ceres bir gezegen değildir çünkü yörüngesine hakim değildir, asteroit kuşağındaki diğer binlerce asteroit gibi onu paylaşır ve kuşağın toplam kütlesinin yalnızca yaklaşık %40'ını oluşturur. Ceres gibi ilk önerilen tanıma uyan ancak ikinci tanıma uymayan cisimler, bunun yerine cüce gezegenler olarak sınıflandırıldı . Gezegen jeologları hala bu tanımı görmezden geliyor ve Ceres'i yine de bir gezegen olarak görüyor.

Ceres bir cüce gezegendir, ancak aynı zamanda bir asteroit olup olmadığı konusunda bazı kafa karışıklıkları vardır. Bir NASA web sayfası, kuşağın ikinci en büyük nesnesi olan Vesta'nın en büyük asteroit olduğunu belirtiyor. IAU, bu tür nesneleri kataloglamakla görevli kuruluş olan Küçük Gezegen Merkezi , cüce gezegenlerin ikili atamalara sahip olabileceğini ve ortak IAU/ USGS /NASA Gazetesi'nin Ceres'i hem asteroit hem de cüce gezegen olarak kategorize etmesine rağmen, bu konuda belirsizdir. .

yörünge

Jüpiter ve iç gezegenlerle (beyaz ve gri) birlikte Ceres'in yörüngeleri (kırmızı, eğimli). Üstteki diyagram, Ceres'in yörüngesini yukarıdan aşağıya gösterir. Alttaki şema, Ceres'in ekliptiğe olan yörünge eğimini gösteren yandan bir görünüştür . Daha açık gölgeler ekliptiğin yukarısını gösterir; daha koyu aşağıda belirtin.

Ceres, Mars ve Jüpiter arasında, asteroit kuşağının ortasına yakın bir yerde , 4.6 Dünya yılı yörünge periyoduyla (yıl) bir yörüngeyi takip eder. Diğer gezegenler ve cüce gezegenlerle karşılaştırıldığında, Ceres'in yörüngesi Dünya'nınkine göre orta derecede eğimlidir; eğimi ( i ), Merkür için 7° ve Plüton için 17° ile karşılaştırıldığında 10,6°'dir . Ayrıca, Mars için 0,09 olan eksantriklik ( e ) = 0,08 ile biraz uzamıştır.

Ceres, aynı bileşime sahip daha küçük cisimler Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca hiçbir şeye süblimleşmeyeceğinden , muhtemelen büyük oranda buz nedeniyle bir asteroit ailesinin parçası değildir . Bir zamanlar , üyeleri benzer uygun yörünge öğelerini paylaşan Gefion ailesinin bir üyesi olduğu düşünülüyordu, bu da geçmişte bir asteroit çarpışmasıyla ortak bir kökene işaret ediyor. Ceres'in daha sonra Gefion ailesinden farklı bir bileşime sahip olduğu bulundu ve benzer yörünge öğelerine sahip ancak ortak bir kökene sahip olmayan bir interloper gibi görünüyor.

rezonanslar

Küçük kütleleri ve büyük ayrımları nedeniyle, asteroit kuşağı içindeki nesneler nadiren birbirleriyle yerçekimi rezonanslarına girerler . Yine de Ceres, diğer asteroitleri birkaç yüz bin ila iki milyon yıldan daha uzun süreler boyunca geçici 1:1 rezonanslarla yakalayabilir (bunları geçici truva atları yapar). Bu tür elli nesne tanımlanmıştır. Ceres, Pallas ile 1:1 ortalama hareket yörünge rezonansına yakındır (uygun yörünge periyotları %0,2 farklılık gösterir), ancak astronomik zaman ölçeklerinde önemli olacak kadar yakın değildir.

Dönme ve eksenel eğim

Yüzey buzunu biriktirebilen kalıcı gölgeli bölgeler

Ceres'in (Cerrian günü) dönüş süresi 9  saat 4  dakikadır; Kait'in küçük ekvator krateri başlangıç ​​meridyeni olarak seçilmiştir . Ceres'in eksenel eğimi 4°'dir ve kutup bölgeleri, Ay ve Merkür'de meydana gelenlere benzer şekilde, soğuk tuzak görevi görmesi ve zamanla su buzu biriktirmesi beklenen kalıcı gölgeli kraterler içerecek kadar küçüktür . Yüzeyden salınan su moleküllerinin yaklaşık %0,14'ünün, kaçmadan veya tuzağa düşmeden önce ortalama üç kez zıplayarak tuzaklarda son bulması bekleniyor.

Ceres'in yörüngesine giren ilk uzay aracı olan Dawn , kuzey kutup ekseninin 19 sa 25 m 40,3 s (291,418°) sağ yükselişi, +66° 45' 50" ( Delta Draconis'ten yaklaşık 1,5 derece) eğimi gösterdiğini belirledi ; 4°'lik eksen eğimi. Bu, Ceres'in şu anda enlemlere göre güneş ışığında çok az veya hiç mevsimsel değişiklik görmediği anlamına gelir. Üç milyon yıl boyunca, Jüpiter ve Satürn'ün yerçekimi etkisi, Ceres'in eksen eğikliğinde iki ila yirmi arasında değişen döngüsel kaymaları tetikledi. 14.000 yıl önce olduğu tahmin edilen son mevsimsel aktivite dönemi ile güneşe maruz kalmada mevsimsel değişimin geçmişte meydana geldiği anlamına gelir.Maksimum eksenel eğim dönemlerinde gölgede kalan bu kraterler, patlamalardan su buzu tutma olasılığı en yüksektir. veya Güneş Sisteminin yaşı üzerindeki kuyruklu yıldız etkileri.

Jeoloji

Ceres, ana asteroit kuşağındaki en büyük asteroittir. C tipi veya karbonlu asteroit olarak ve kil minerallerinin varlığı nedeniyle G tipi asteroit olarak sınıflandırılmıştır . Karbonlu kondrit göktaşlarınınkine benzer, ancak aynı olmayan bir bileşime sahiptir . Ekvatoral çapı kutup çapından %8 daha büyük olan yassı bir küreseldir. Dawn uzay aracından yapılan ölçümler, ortalama 939,4 km (583,7 mil) çap ve bir kütle buldu.9,38 × 10 20  kg . Bu, Ceres'e bir yoğunluk verir.2,16 g/cm 3 , kütlesinin dörtte birinin su buzu olduğunu düşündürür.

Ceres, tahmin edilenin %40'ını oluşturur.(2394 ± 5) × 10 asteroit kuşağının kütlesi 18  kg'dır ve 3'e sahiptir.+Bir sonraki asteroid Vesta'nın kütlesinin 1⁄ 2 katı , ancak Ay'ın kütlesinin yalnızca %1,3'ü kadar. Hidrostatik dengede olmaya yakındır, ancak denge şeklinden bazı sapmalar henüz açıklanmamıştır. Dengede olduğu varsayıldığında, Ceres her zaman Neptün'ün yörüngesinde olan tek cüce gezegendir. Modelleme , Ceres'in kayalık malzemesinin kısmen farklılaştığını ve küçük bir çekirdeğe sahip olabileceğini, ancak veriler aynı zamandahidratlı silikatlardan oluşan bir örtü ile tutarlı ve çekirdeksiz. Dawn'da manyetometre olmadığıiçin Ceres'in manyetik alanı olup olmadığı bilinmiyor; olmayacağına inanılır. Ana kuşak asteroitlerinin uydularının çoğunlukla çarpışma parçalanmasından oluştuğuna ve farklılaşmamış, moloz yığını bir yapı oluşturduğuna inanıldığından, Ceres'in içsel farklılaşması, doğal bir uydunun olmamasıyla ilgili olabilir

Yüzey

Kompozisyon

Ceres'in yüzey bileşimi küresel ölçekte homojendir ve su ile değiştirilmiş karbonatlar ve amonyaklanmış fillosilikatlar açısından zengindir, ancak regolitteki su buzu kutup enlemlerinde yaklaşık %10'dan çok daha kuru, hatta buzsuz olarak değişir. ekvatoral bölgelerde.

Hubble Uzay Teleskobu kullanılarak yapılan araştırmalar , Ceres'in yüzeyinde grafit , kükürt ve kükürt dioksit olduğunu gösteriyor . Grafit, açıkça, Ceres'in eski yüzeylerindeki uzay ayrışmasının sonucudur ; son ikisi Cererian koşulları altında uçucudur ve ya hızla kaçmaları ya da soğuk tuzaklara yerleşmeleri beklenir ve bu nedenle açıkça nispeten yeni jeolojik aktiviteye sahip alanlarla ilişkilidir.

Ernutet Krateri'nde organik bileşikler tespit edildi ve gezegenin yakın yüzeyinin çoğu, kütlece yaklaşık %20 oranında karbon açısından zengin. Karbon içeriği, Dünya'da analiz edilen karbonlu kondrit göktaşlarından beş kattan daha fazladır. Yüzey karbonu, killer gibi kaya-su etkileşimlerinin ürünleriyle karıştırıldığına dair kanıtlar gösterir. Bu kimya, Ceres'in soğuk bir ortamda, belki de Jüpiter'in yörüngesinin dışında oluştuğunu ve organik kimya için elverişli koşullar sağlayabilecek, suyun varlığında ultra-karbon açısından zengin malzemelerden oluştuğunu öne sürüyor.

Kraterler

Ceres'in topografik haritası.  En düşük krater zeminleri (indigo) ve en yüksek tepeler (beyaz), 15 km (10  mil) yükseklik farkını temsil eder . "Ysolo Mons", "Yamor Mons" olarak yeniden adlandırıldı.

Dawn , Ceres'in beklenenden daha az sayıda büyük krater olmasına rağmen oldukça kraterli bir yüzeye sahip olduğunu ortaya çıkardı. Mevcut asteroit kuşağının oluşumuna dayanan modeller, Ceres'in çapı 400 km'den (250 mil) daha büyük on ila on beş kratere sahip olması gerektiğini tahmin etmişti. Ceres'te teyit edilen en büyük krater olan Kerwan Havzası 284 km (176 mil) çapındadır. Bunun en olası nedeni , kabuğun viskoz gevşemesinin daha büyük darbeleri yavaşça düzleştirmesidir.

Ceres'in kuzey kutup bölgesi, ekvatoral bölgeden çok daha fazla krater gösterir, özellikle doğu ekvator bölgesi nispeten hafif kraterlidir. Yirmi ila yüz kilometre (10-60 mil) arasındaki kraterlerin genel boyut sıklığı , Geç Ağır Bombardıman'da  ortaya çıkmalarıyla tutarlıdır ve eski kutup bölgelerinin dışındaki kraterler muhtemelen erken kriyovolkanizma tarafından silinmiştir . Kenarları aşınmış üç büyük sığ havzanın (planitiae) muhtemelen aşınmış kraterler olması muhtemeldir. En büyüğü, 800 km (500 mil) çapındaki Vendimia Planitia , aynı zamanda Ceres'teki en büyük tek coğrafi özelliktir. Üçünden ikisi, ortalamadan daha yüksek amonyum konsantrasyonlarına sahiptir.

Dawn , Ceres yüzeyinde çapı 105 m'den (344 ft) büyük 4.423 kaya gözlemledi. Bu kayalar büyük olasılıkla darbeler yoluyla oluşmuştur ve kraterlerin içinde veya yakınında bulunur, ancak tüm kraterlerde kayalar bulunmaz. Büyük kayalar daha yüksek enlemlerde daha fazladır. Ceres üzerindeki kayalar kırılgandır ve termal stres (şafak ve alacakaranlıkta, yüzey sıcaklığı hızla değişir) ve göktaşı etkileri nedeniyle hızla bozulur.  Maksimum yaşlarının, Vesta'daki kayaların ömründen çok daha kısa olan 150 milyon yıl olduğu tahmin ediliyor .

tektonik özellikler

Ceres , yüzey özelliklerinin büyük çoğunluğu ya darbelere ya da kriyovolkanik aktiviteye bağlı olan plaka tektoniğinden yoksun olsa da, yüzeyinde, özellikle doğu yarım küresinde, potansiyel olarak birkaç tektonik özellik geçici olarak tanımlanmıştır. Ceres'in yüzeyindeki kilometre ölçeğindeki lineer kırıklar olan Samhain Catenae, darbelerle herhangi bir görünür bağlantıdan yoksundur ve gömülü normal fayların göstergesi olan çukur krater zincirlerine daha güçlü bir benzerlik taşır . Ayrıca, Ceres'teki birkaç krater, kriyomagmatik saldırı ile uyumlu, sığ, kırık zeminlere sahiptir.

Kriyovolkanizma

Gri bir yüzeyden yükselen düz kenarlı bir dağ
Ahuna Mons , en dik tarafında tahmini 5 km (3 mil) yüksekliğindedir.
Gri, düz bir arka planda buzlu yamalar
Cerealia ve Vinalia Faculae

Ceres'in önemli bir dağı vardır, Ahuna Mons ; bu bir kriyovolkan gibi görünüyor ve birkaç krateri var, bu da maksimum yaşının 240  milyon yıl olduğunu gösteriyor. Nispeten yüksek yerçekimi alanı, yoğun olduğunu ve bu nedenle buzdan çok kayadan oluştuğunu ve yerleşiminin muhtemelen mantonun tepesinden bir tuzlu su ve silikat parçacıkları bulamacının diyapirizminden kaynaklandığını gösteriyor. Kerwan Havzası'na kabaca antipodaldır. Kerwan oluşturan etkiden gelen sismik enerji, Ceres'in karşı tarafına odaklanmış, kabuğun dış katmanlarını kırmış ve yüksek viskoziteli kriyomagmanın (tuz içeriğiyle yumuşatılmış çamurlu su buzu) yüzeye hareketini tetiklemiş olabilir. Kerwan da, yüzey altı buzunun darbeyle erimesi nedeniyle sıvı suyun etkilerinin kanıtlarını gösteriyor.

2018'de yapılan bir bilgisayar simülasyonu , Ceres'teki kriyovolkanların bir kez oluştuktan sonra birkaç yüz milyon yıl boyunca viskoz gevşeme nedeniyle geri çekildiğini öne sürüyor. Ekip, Ceres'in yüzeyinde rahat kriyovolkanlar için güçlü adaylar olarak 22 özellik belirledi. Eski, çarpma kraterli bir zirve olan Yamor Dağı, Ceres'in düşük sıcaklıkların kabuğun viskoz gevşemesini önlediği kuzey kutup bölgesinde yer alması nedeniyle çok daha eski olmasına rağmen Ahuna Dağı'na benziyor. Modeller, geçtiğimiz milyar yılda Ceres'te ortalama olarak her elli milyon yılda bir kriyovolkan oluştuğunu öne sürüyor. Püskürmeler Ceres üzerinde eşit olarak dağılmamıştır, ancak eski çarpma havzalarıyla bağlantılı olabilir. Model, Ahuna Mons'taki bulguların aksine, Cererian kriyovolkanlarının Ceres'in kabuğu için ortalamadan çok daha az yoğun malzemeden oluşması gerektiğini, aksi takdirde gözlemlenen viskoz gevşemenin oluşamayacağını öne sürüyor.

Beklenmedik bir şekilde çok sayıda Cererian krateri, belki de kriyovolkanik süreçler nedeniyle merkezi çukurlara sahiptir; diğerleri merkezi zirvelere sahiptir. 80 km'lik (50 mil) Occator Krateri'nin ortasındaki en parlak olan Dawn tarafından yüzlerce parlak nokta ( faculae ) gözlemlendi . Occator'un merkezindeki parlak nokta Cerealia Facula , doğusundaki parlak noktalar grubu ise Vinalia Faculae olarak adlandırılıyor. Occator, kısmen merkezi bir kubbe ile doldurulmuş 9-10 km genişliğinde bir çukura sahiptir. Kubbe, faculae'den sonraya tarihleniyor ve muhtemelen Dünya'nın Arktik bölgesindeki pingolarla karşılaştırılabilir bir yer altı rezervuarının donmasından kaynaklanıyor. Cerealia'nın üzerinde periyodik olarak bir pus beliriyor ve bu da, parlak noktaların bir tür gaz çıkışı veya süblimleşen buz oluşturduğu hipotezini destekliyor. Mart 2016'da Dawn , Oxo kraterinde Ceres'in yüzeyinde su buzu olduğuna dair kesin kanıtlar buldu .

9 Aralık 2015'te NASA bilim adamları, Ceres'teki parlak noktaların, magnezyum sülfat hekzahidrat (MgS04 · 6H20 ) içeren buharlaştırılmış tuzlu sudan gelen bir tür tuzdan kaynaklanabileceğini bildirdi ; lekelerin ayrıca amonyak açısından zengin killerle ilişkili olduğu bulundu. Bu parlak alanların yakın kızılötesi spektrumlarının 2017'de büyük miktarda sodyum karbonat ( Na
2
CO
3
) ve daha az miktarda amonyum klorür ( NH
4
Cl
) veya amonyum bikarbonat ( NH
4
HCO
3
). Bu malzemelerin yüzeye ulaşan tuzlu suların kristalleşmesinden kaynaklandığı ileri sürülmüştür. Ağustos 2020'de NASA, Ceres'in, Occator Krateri'ndekiler de dahil olmak üzere yüzlerce yerde yüzeye sızan ve "parlak noktalara" neden olan derin bir tuzlu su rezervuarına sahip su açısından zengin bir cisim olduğunu doğruladı.

İç yapı

Ceres'in içinin kesit görüntüsü
Ceres'in iç yapısının üç katmanlı modeli:
  • Kalın dış kabuk (buz, tuzlar, hidratlı mineraller)
  • Tuz açısından zengin sıvı ( tuzlu su ) ve kaya
  • "Manto" (hidratlı kaya)

Ceres'in aktif jeolojisi buz ve tuzlu sular tarafından yönlendirilir. Kayadan sızan suyun yaklaşık %5 tuzluluğa sahip olduğu tahmin edilmektedir. Toplamda Ceres, hacimce yaklaşık %50 su (Dünya için %0,1'e kıyasla) ve kütle olarak %73 kayadır.

Ceres'in en büyük kraterleri birkaç kilometre derinliğindedir ve bu, buz zengini sığ bir yüzey altıyla tutarsızdır. Yüzeyin yaklaşık 300 km (200 mil) çapında kraterleri korumuş olması, Ceres'in en dış tabakasının kabaca su buzundan 1000 kat daha güçlü olduğunu gösteriyor. Bu, hacimce %30'dan fazla meyve buzu içermeyen silikatlar , hidratlı tuzlar ve metan klatratların bir karışımı ile tutarlıdır .

Dawn'dan alınan yerçekimi ölçümleri, Ceres'in iç mekanı için üç rakip model üretti. Üç katmanlı modelde Ceres'in 40 km (25 mil) kalınlığında bir buz kabuğu, tuzlar ve hidratlı minerallerden ve 60 km'lik bir boşlukla ayrılmış killer gibi hidratlı kayadan oluşan iç çamurlu " manto "dan oluştuğu düşünülmektedir. (60 mi) çamurlu bir tuzlu su ve kaya karışımı tabakası. Ceres'in derin iç kısmının sıvı mı yoksa metal açısından zengin yoğun bir madde çekirdeği mi içerdiğini söylemek mümkün değil, ancak düşük merkezi yoğunluk, gözenekliliğin yaklaşık %10'unu koruyabileceğini gösteriyor . Bir çalışma, çekirdek ve manto/kabuğun yoğunluklarının sırasıyla 2,46–2,90 ve 1,68–1,95  g/cm3 olduğunu , manto ve kabuğun birlikte 70–190 km (40–120 mi) kalınlığında olduğunu tahmin etmiştir. Çekirdekten yalnızca kısmi dehidrasyon (buzun dışarı atılması) bekleniyor, ancak mantonun su buza göre yüksek yoğunluğu onun silikatlar ve tuzlardaki zenginleşmesini yansıtıyor. Yani çekirdek (varsa), manto ve kabuk, farklı oranlarda da olsa, kaya ve buzdan oluşur.

Ceres'in mineral bileşimi (dolaylı olarak) yalnızca dış 100 km'si (60 mil) için belirlenebilir. 40 km (25 mil) kalınlığındaki katı dış kabuk, buz, tuzlar ve hidratlı minerallerin bir karışımıdır. Bunun altında az miktarda tuzlu su içerebilen bir katman bulunur. Bu, en az 100 km (60 mil) algılama sınırı derinliğine kadar uzanır. Bunun altında killer gibi hidratlı kayaların hakim olduğu bir manto olduğu düşünülmektedir.

İki katmanlı bir modelde Ceres, bir kondrül çekirdeği ve karışık buz ve mikron boyutlu katı parçacıklardan ("çamur") oluşan bir örtüden oluşur. Yüzeydeki buzun süblimleşmesi, muhtemelen yirmi metre kalınlığında bir hidratlanmış parçacık tortusu bırakacaktır. Farklılaşma kapsamının aralığı, %75 kondrüller ve %25 parçacıklardan oluşan büyük, 360 km'lik (220 mi) bir çekirdekten ve %75 buz ve %25 parçacıklardan oluşan bir mantodan 85 km'lik küçük bir alana kadar verilerle tutarlıdır. (55 mil) neredeyse tamamen parçacıklardan ve %30 buz ve %70 parçacıklardan oluşan bir mantodan oluşan çekirdek. Büyük bir çekirdekle, çekirdek-manto sınırı tuzlu su cepleri için yeterince sıcak olmalıdır. Küçük bir çekirdeğe sahip olan manto, 110 km'nin (68 mil) altında sıvı kalmalıdır. İkinci durumda, sıvı rezervuarının %2'lik bir donması sıvıyı yeterince sıkıştırarak bir kısmını yüzeye çıkmaya zorlar ve kriyovolkanizma üretir.

İkinci bir iki katmanlı model, Ceres'in uçucu açıdan zengin bir kabuğa ve daha yoğun bir hidratlı silikat mantosuna kısmi farklılaşmasını önerir. Kabuk ve manto için bir dizi yoğunluk, Ceres'i etkilediği düşünülen göktaşı türlerinden hesaplanabilir. CI-sınıfı meteoritlerle (yoğunluk 2,46 g/cm3 ) , kabuk yaklaşık 70 km (40 mi) kalınlığında ve 1,68 g/cm3 yoğunluğa sahip olacaktır ; CM-sınıfı meteoritlerde (yoğunluk 2,9 g/cm3 ) , kabuk yaklaşık 190 km (120 mi) kalınlığında ve 1,9 g/cm3 yoğunluğa sahip olacaktır . En uygun modelleme, yaklaşık 1,25 g/ cm3 yoğunluğa ve yaklaşık 2,4 g/ cm3 manto/çekirdek yoğunluğuna sahip yaklaşık 40 km (25 mi) kalınlığında bir kabuk verir .

Atmosfer

2017'de Dawn , Ceres'in geçici bir su buharı atmosferine sahip olduğunu doğruladı. 2014'ün başlarında Herschel Uzay Gözlemevi , Ceres'te çapı 60 km'den (40 mil) fazla olmayan ve her biri yaklaşık olarak yayılan yerel orta enlem su buharı kaynakları tespit ettiğinde bir atmosferin ipuçları ortaya çıkmıştı. Saniyede 10 26 molekül (3 kg) su. Piazzi (123°D, 21°K) ve Bölge A (231°D, 23°K) olarak adlandırılan iki potansiyel kaynak bölgesi, Keck tarafından yakın kızılötesinde karanlık alanlar (Bölge A'nın da parlak bir merkezi vardır) olarak görselleştirildi. gözlemevi _ Buhar salımı için olası mekanizmalar, yaklaşık 0,6 km 2 (0,2 sq mi) açığa çıkan yüzey buzundan süblimleşme, radyojenik iç ısıdan kaynaklanan kriyovolkanik patlamalar veya üstteki buz tabakasının kalınlaşması nedeniyle bir yeraltı okyanusunun basınçlandırılmasıdır. 2015 yılında David Jewitt , Ceres'i aktif asteroitler listesine dahil etti . Yüzey suyu buzu, Güneş'ten 5 AU'dan daha kısa mesafelerde kararsızdır, bu nedenle doğrudan güneş radyasyonuna maruz kalırsa süblimleşmesi beklenir. Su buzu, Ceres'in derin katmanlarından yüzeye geçebilir, ancak kısa sürede kaçar. Ceres yörüngesinde Güneş'ten daha uzaktayken yüzey süblimasyonunun daha düşük olması beklenir ve dahili olarak çalışan emisyonların yörünge konumundan etkilenmemesi gerekir. Daha önce mevcut olan sınırlı veriler, kuyruklu yıldız tarzı süblimleşmeyi öneriyordu, ancak Dawn'dan elde edilen kanıtlar , jeolojik aktivitenin en azından kısmen sorumlu olabileceğini öne sürüyor.

Dawn'ın gama ışını ve nötron detektörü (GRaND) ​​kullanılarak yapılan araştırmalar, Ceres'in güneş rüzgarından gelen elektronları hızlandırdığını; En çok kabul edilen hipotez, bu elektronların güneş rüzgarı ile zayıf bir su buharı ekzosfer arasındaki çarpışmalarla hızlandığıdır. Bunun gibi pruva şokları , geçici bir manyetik alanla da açıklanabilir, ancak Ceres'in iç kısmının elektriksel olarak yeterince iletken olmadığı düşünüldüğünden, bunun daha az olası olduğu düşünülmektedir.

Köken ve evrim

Ceres, 4,56 milyar yıl önce oluşan , hayatta kalan bir protogezegendir ;  iç Güneş Sisteminde kalan yalnızca üç kişiden biri olan Pallas ve Vesta ile birlikte, geri kalanı ya karasal gezegenler oluşturmak için birleşiyor , çarpışmalarda parçalanıyor ya da Jüpiter tarafından fırlatılıyor. Ceres'in şu anki konumuna rağmen, bileşimi asteroit kuşağı içinde oluşmasıyla tutarlı değil. Görünüşe göre Jüpiter ve Satürn'ün yörüngeleri arasında oluşmuş ve Jüpiter dışa doğru göç ederken asteroit kuşağına sapmış. Occator Krateri'ndeki amonyum tuzlarının keşfi, amonyak bu bölgede çok daha bol olduğundan, dış Güneş Sistemi'ndeki bir kökeni destekler.

Ceres'in erken jeolojik evrimi, oluşumu sırasında ve sonrasında mevcut olan ısı kaynaklarına bağlıydı: radyonüklidlerin (muhtemelen alüminyum-26 gibi kısa ömürlü soyu tükenmiş radyonüklidler dahil) gezegenimsi birikimden ve bozunmasından gelen darbe enerjisi . Bunlar, Ceres'in oluşumundan kısa bir süre sonra kayalık bir çekirdeğe ve buzlu bir mantoya, hatta sıvı bir su okyanusuna farklılaşmasına izin vermek için yeterli olmuş olabilir . Bu okyanus donarken yüzeyin altında buz tabakası bırakmış olmalıydı. Dawn'ın böyle bir katmana dair hiçbir kanıt bulamamış olması , Ceres'in orijinal kabuğunun en azından kısmen, buzu eski deniz tabanının tuzları ve silikat bakımından zengin malzemesi ve altındaki malzeme ile iyice karıştırarak daha sonraki çarpmalarla yok edildiğini gösteriyor.

Ceres'in şaşırtıcı derecede az sayıda büyük kratere sahip olması, viskoz gevşeme ve kriyovolkanizmanın eski jeolojik özellikleri sildiğini düşündürür. Killerin ve karbonatların varlığı,  hidrotermal aktivite ile tutarlı olarak 50 °C'nin üzerindeki sıcaklıklarda kimyasal reaksiyonlar gerektirir.

Çarpma kraterlerinin hakim olduğu bir yüzeyle, zamanla jeolojik olarak önemli ölçüde daha az aktif hale geldi ; yine de Dawn'dan elde edilen kanıtlar, Ceres'in küçük boyutunun tarihinin başlarında dahili jeolojik aktiviteyi durduracağına dair tahminlerin aksine, içsel süreçlerin Ceres'in yüzeyini önemli ölçüde şekillendirmeye devam ettiğini ortaya koyuyor.

yaşanabilirlik

kuzey yarım küre boyunca koyu maviyi gösteren Ceres'in kutupsal bir görüntüsü
Regolith'in üst metresindeki hidrojen konsantrasyonu (mavi), su buzunun varlığını gösterir.

Ceres, mikrobiyal dünya dışı yaşam için potansiyel bir yuva olarak Mars , Europa , Enceladus veya Titan kadar aktif bir şekilde tartışılmasa da , Dünya'dan sonra iç Güneş Sisteminde en fazla suya ve yüzeyinin altında muhtemelen tuzlu su ceplerine sahiptir. yaşam için yaşam alanları sağlayabilir. Europa veya Enceladus gibi gelgit ısınmasına maruz kalmaz , ancak Güneş'e yeterince yakındır ve yüzeyindeki sıvı suyu uzun süre muhafaza etmeye yetecek kadar uzun ömürlü radyoaktif izotop içerir. Organik bileşiklerin uzaktan saptanması ve yakın yüzeyinde kütlece %20 karbonla karışmış suyun bulunması, organik kimya için elverişli koşullar sağlayabilir. Biyokimyasal elementlerden Ceres, karbon, hidrojen , oksijen ve nitrojen bakımından zengindir , ancak fosfor henüz tespit edilememiştir ve Hubble UV gözlemleri tarafından öne sürülmesine rağmen kükürt, Dawn tarafından tespit edilmemiştir .

Gözlem ve keşif

Gözlem

bazı bulanık parlak ve karanlık noktalara sahip kahverengi bulanık bir küre
Ceres'in en iyi teleskopla elde edilen, 2004'te çekilmiş, geliştirilmiş Hubble görüntüsü

Ceres, günberisinin yakınında karşıt konumdayken görünürdeki +6,7 büyüklüğe ulaşabilir . Bu, ortalama çıplak gözle görülemeyecek kadar loştur , ancak ideal izleme koşullarında, keskin gözler bunu görebilir. Vesta, düzenli olarak benzer şekilde parlak bir büyüklüğe ulaşabilen diğer tek asteroitken, Pallas ve 7 Iris bunu yalnızca hem karşıt hem de günberi yakınındayken yapıyor. Ceres birlikteyken +9.3 civarında bir büyüklüğe sahiptir, bu da 10×50 dürbünle görülebilen en sönük nesnelere karşılık gelir; bu nedenle, yeni ayın etrafındaki doğal olarak karanlık ve açık bir gece gökyüzünde bu tür dürbünlerle görülebilir .

13 Kasım 1984'te Meksika, Florida ve Karayipler'de Ceres tarafından BD+8°471 yıldızının örtülmesi gözlemlendi ve bu , büyüklüğünün, şeklinin ve albedo'sunun daha iyi ölçülmesini sağladı. 25 Haziran 1995'te Hubble, Ceres'in 50 km (30 mil) çözünürlüklü ultraviyole görüntülerini elde etti. 2002'de Keck Gözlemevi , uyarlanabilir optik kullanarak 30 km (20 mil) çözünürlüklü kızılötesi görüntüler elde etti .

Şafak görevinden önce Ceres'te yalnızca birkaç yüzey özelliği açık bir şekilde tespit edilmişti. 1995'teki yüksek çözünürlüklü ultraviyole Hubble görüntüleri, yüzeyinde Ceres'i keşfeden onuruna "Piazzi" lakaplı karanlık bir nokta gösterdi. Bir krater olduğu düşünülüyordu. Hubble tarafından 2003 ve 2004'te çekilen tam bir dönüşün görünür ışık görüntüleri, doğaları belirlenemeyen on bir adet tanınabilir yüzey özelliği gösterdi. Bunlardan biri Piazzi özelliğine karşılık geldi. 2012'de Keck Gözlemevi tarafından uyarlanabilir optiklerle çekilen, tam bir dönüş boyunca yakın kızılötesi görüntüler, Ceres'in dönüşüyle ​​hareket eden parlak ve karanlık özellikler gösterdi. İki karanlık özellik daireseldi ve krater oldukları varsayıldı; birinin parlak bir orta bölgeye sahip olduğu gözlemlendi, diğeri ise Piazzi özelliği olarak tanımlandı. Şafak sonunda Piazzi'nin Vendimia Planitia'nın ortasında, Dantu kraterine yakın karanlık bir bölge olduğunu ve diğer karanlık özelliğin Hanami Planitia içinde ve Occator Krateri'ne yakın olduğunu ortaya çıkardı .

Şafak görevi

Yavaş yavaş mat pembe bir hale ile çevrelenen küçük yeşil bir noktanın etrafında büyük bir pembe elips oluşur.
Dawn'ın 1 Şubat 2015'ten 1 Şubat 2025'e kadar Ceres etrafındaki yörüngesinin animasyonu
   Şafak  ·   Ceres

1990'ların başında NASA , bir dizi düşük maliyetli bilimsel görev olması amaçlanan Keşif Programını başlattı. 1996'da programın çalışma ekibi, iyon motorlu bir uzay aracı kullanarak asteroit kuşağını keşfetmek için yüksek öncelikli bir görev önerdi . Finansman yaklaşık on yıl boyunca sorunlu kaldı, ancak 2004'te Dawn aracı kritik tasarım incelemesini geçti.

Vesta'yı veya Ceres'i ziyaret eden ilk uzay görevi olan Dawn , 27 Eylül 2007'de başlatıldı. 3 Mayıs 2011'de Dawn , Vesta'dan 1.200.000 km (750.000 mil) uzaklıkta ilk hedefleme görüntüsünü aldı. Vesta'nın yörüngesinde on üç ay kaldıktan sonra Dawn , iyon motorunu Ceres'e gitmek için kullandı ve yerçekimi yakalaması 6 Mart 2015'te 61.000 km'lik (38.000 mil) bir mesafede, Yeni Ufuklar'ın Plüton'un yakınından geçmesinden dört ay önce gerçekleşti.

Uzay aracı enstrümantasyonu, bir çerçeveleme kamerası, görsel ve kızılötesi bir spektrometre ve bir gama ışını ve nötron detektörü içeriyordu. Bu aletler, Ceres'in şeklini ve temel bileşimini inceledi. 13 Ocak 2015'te Dawn , Ceres'e yaklaşırken, uzay aracı Hubble'a yakın çözünürlükte ilk görüntülerini aldı ve çarpma kraterlerini ve yüzeyde yüksek albedolu küçük bir noktayı ortaya çıkardı. Giderek daha iyi çözünürlükte ek görüntüleme seansları Şubat'tan Nisan'a kadar gerçekleştirildi.

Dawn'ın görev profili, Ceres'i art arda daha düşük irtifalarda bir dizi dairesel kutup yörüngesinden incelemesini gerektiriyordu. İlk gözlemsel yörüngesine ("RC3") 23 Nisan 2015'te 13.500 km (8.400 mil) yükseklikte Ceres çevresinde girdi ve yalnızca bir yörüngede (15 gün) kaldı. Uzay aracı daha sonra ikinci gözlemsel yörüngesi ("araştırma") için yörünge mesafesini üç hafta boyunca 4.400 km'ye (2.700 mil), ardından iki ay boyunca 1.470 km'ye (910 mil) ("HAMO;" yüksek irtifa haritalama yörüngesi) düşürdü. ve ardından en az üç ay boyunca 375 km'deki (233 mil) son yörüngesine ("LAMO;" alçak irtifa haritalama yörüngesi). Ekim 2015'te NASA, Dawn tarafından yapılmış Ceres'in gerçek renkli bir portresini yayınladı . 2017'de Dawn'ın görevi, yörüngesini korumak için kullanılan hidrazin bitene kadar Ceres çevresinde bir dizi yakın yörünge gerçekleştirmek üzere genişletildi .

Dawn kısa süre sonra kriyovolkanizmanın kanıtlarını keşfetti. 19 Şubat 2015 tarihli bir görüntüde bir kraterin içinde (önceki Hubble görüntülerinde gözlemlenen parlak noktalardan farklı) iki farklı parlak nokta (veya yüksek albedo özelliği) görüldü ve bu, olası bir kriyovolkanik köken veya gaz çıkışı hakkında spekülasyonlara yol açtı. 2 Eylül 2016'da Dawn ekibinden bilim adamları bir Science makalesinde Ahuna Mons'un Ceres'teki kriyovolkanik özellikler için şimdiye kadarki en güçlü kanıt olduğunu savundu. 11 Mayıs 2015'te NASA, noktaların birden çok küçük noktadan oluştuğunu gösteren daha yüksek çözünürlüklü bir görüntü yayınladı. 9 Aralık 2015'te NASA bilim adamları, Ceres'teki parlak noktaların bir tür tuzla, özellikle magnezyum sülfat hekzahidrat (MgS04 ·6H20) içeren bir tuzlu su biçimiyle ilişkili olabileceğini bildirdi ; lekelerin ayrıca amonyak açısından zengin killerle ilişkili olduğu bulundu . Haziran 2016'da bu parlak alanların yakın kızılötesi spektrumlarının büyük miktarda sodyum karbonat ( Na
2
CO
3
), parlak noktaların oluşumunda muhtemelen son jeolojik aktivitenin rol oynadığını ima ediyor.

Haziran'dan Ekim 2018'e kadar Dawn , Ceres'in 35 km (22 mil) kadar yakından ve 4.000 km (2.500 mil) kadar uzağa yörüngesinde döndü. Şafak görevi, uzay aracının yakıtının bitmesinin ardından 1 Kasım 2018'de sona erdi.

Gelecek görevler

2020'de bir ESA ekibi , parlak karbonat faculae ve karanlık organiklerin bir örneğini Dünya'ya döndürmek için Occator Crater'e bir takip görevi olan Calathus Misyonu konseptini önerdi. Çin Uzay Ajansı , Ceres'ten 2020'lerde gerçekleşecek bir örnek iade görevi tasarlıyor.

Ayrıca bakınız

notlar

Referanslar

Dış bağlantılar