Геологія планет земної групи Сонячної системи в основному займається геологічними аспектами чотирьох планет земного типу у Сонячній системі – Меркурія, Венери, Землі та Марса – та однієї карликової планети земного типу: Церери. Земля є єдиною відомою планетою земного типу, яка має активну гідросферу.
Планети земного типу суттєво відрізняються від планет-гігантів, які можуть не мати твердих поверхонь і складаються здебільшого з певної комбінації водню, гелію та води, що існують у різних агрегатних станах. Планети земного типу мають компактні, кам'янисті поверхні, а Венера, Земля та Марс також мають атмосферу. Їхні розміри, радіус і щільність однакові.
Планети земної групи мають численні подібності з карликовими планетами (об'єктами, подібними до Плутона), які також мають тверду поверхню, але переважно складаються з крижаних матеріалів. Під час формування Сонячної системи, ймовірно, було набагато більше планетезималей, але всі вони злилися або були знищені чотирма рештою світів у сонячній туманності.
Усі планети земного типу мають приблизно однакову структуру: центральне металеве ядро, переважно залізне, з навколишньою силікатною мантією. Місяць схожий, але йому бракує значного залізного ядра. Три з чотирьох планет земної групи сонячного типу (Венера, Земля та Марс) мають суттєві атмосфери; всі вони мають метеоритні кратери та тектонічні поверхневі особливості, такі як рифтові долини та вулкани.
Термін «внутрішня планета» не слід плутати з «нижньою планетою», що стосується будь-якої планети, що знаходиться ближче до Сонця, ніж планета спостерігача, але зазвичай це стосується Меркурія та Венери.
Формування сонячних планет
Вважається, що Сонячна система сформувалася відповідно до небулярної гіпотези, вперше запропонованої в 1755 році Іммануїлом Кантом і незалежно сформульованої П'єром-Сімоном Лапласом. Згідно з цією теорією, 4,6 мільярда років тому Сонячна система утворилася внаслідок гравітаційного колапсу гігантської молекулярної хмари. Ця початкова хмара, ймовірно, мала кілька світлових років у поперечнику та, ймовірно, породила кілька зір.
Перші тверді частинки мали мікроскопічні розміри. Вони оберталися навколо Сонця майже по кругових орбітах, розташованих близько одна до одної, подібно до газу, з якого ці частинки конденсувалися. Поступово внаслідок слабких зіткнень частинки почали злипатися, утворюючи більші частинки, які, своєю чергою, притягували до себе інші тверді частинки. Цей процес називають акрецією. Об’єкти, сформовані внаслідок акреції, називають планетезималями; вони слугують зародками для формування планет. Спочатку планетезималі були щільно упаковані. Вони об’єднувалися у більші об’єкти, формуючи скупчення розміром до кількох кілометрів протягом кількох мільйонів років, що є коротким періодом порівняно з віком Сонячної системи. Після того як планетезималі збільшилися в розмірах, зіткнення між ними стали значно руйнівнішими, що ускладнило подальше зростання. Лише найбільші планетезималі пережили процес фрагментації та продовжили повільно перетворюватися на протопланети шляхом акреції планетезималей подібного складу. Після формування протопланети накопичення тепла внаслідок радіоактивного розпаду короткоживучих елементів спричинило її плавлення, що дозволило матеріалам диференціюватися, тобто розділитися відповідно до їхньої щільності.
Планети земної групи У теплішій внутрішній частині Сонячної системи планетезималі сформувалися з гірських порід та металів, які нагрівалися мільярди років тому в ядрах масивних зір. Ці елементи становили лише 0,6% речовини сонячної туманності. Саме тому планети земного типу не могли досягти значних розмірів і не мали достатнього притягання, щоб утримувати водень та гелій. Крім того, швидші зіткнення між частинками поблизу Сонця в середньому були більш руйнівними. Навіть якби планети земної групи містили водень і гелій, Сонце нагріло б ці гази та спричинило їхній витік. Отже, планети земного типу, такі як Меркурій, Венера, Земля та Марс, є щільними малими планетами, що складаються переважно з 2% важчих елементів, які містяться в сонячній туманності.
Геологія поверхні планет внутрішнього сонячного простору Чотири внутрішні або земні планети мають щільний, кам'янистий склад, мало або взагалі не мають супутників і не мають систем кілець . Вони складаються переважно з мінералів з високими температурами плавлення, таких як силікати, що утворюють їхні тверді кірки та напіврідкі мантії, та металів, таких як залізо та нікель, що утворюють їхні ядра.
Меркурій Місія «Марінер-10» (1974) склала карту приблизно половини поверхні Меркурія. На основі цих даних вчені мають ґрунтовне розуміння геології та історії планетиMariner 10 Special Issue (1975) JGR 80.Vilas F. та ін., eds. (1988) Mercury. Univ. Arizona Press, с. 794. Поверхня Меркурія демонструє міжкратерні рівнини, улоговини, гладкі рівнини, кратери та тектонічні особливості.
Найдавнішою поверхнею Меркурія є його міжкратерні рівниниGault D. E. et al. (1975) JGR 80, 2444., які присутні (але значно менш поширені) на Місяці. Міжкратерні рівнини — це рівна або пологих горбиста місцевість, що розташована між великими кратерами та навколо них. Рівнини виникли раніше за сильно порізану кратерами місцевість і знищили багато ранніх кратерів та улоговин МеркуріяMariner 10 Special Issue (1975) JGR 80., вони, ймовірно, утворилися внаслідок широкого вулканізму на початку історії Меркурія.
Кратери Меркурію мають морфологічні характеристики, подібні до місячних кратерів: менші кратери мають чашоподібну форму, а зі збільшенням їхнього розміру набувають фестончастих країв, центральних вершин і терас на внутрішніх стінках. Покрив викидів має горбисту, лінійну текстуру та численні вторинні ударні кратери. Свіжі кратери всіх розмірів мають темні або яскраві ореоли та добре розвинені променеві системи.
Хоча кратери на Місяці та Меркурії ззовні подібні, вони мають незначні відмінності, зокрема у ступені залягання відкладень. Безперервні викиди та поля вторинних кратерів на Меркурії для заданого діаметра краю є значно меншими (приблизно у 0,65 раза), ніж у відповідних місячних кратерів. Ця відмінність зумовлена гравітаційним полем Меркурія, яке у 2,5 рази сильніше, ніж на Місяці. Як і на Місяці, ударні кратери на Меркурії поступово руйнуються внаслідок подальших зіткнень.
Найсвіжіші кратери мають променеві системи та чітко виражену морфологію. У міру подальшої деградації кратери втрачають чіткість морфологічних ознак, а промені та структури безперервних викидів стають дедалі більш розмитими, доки розпізнаваним не залишається лише піднятий край кратера. Оскільки кратери з часом поступово руйнуються, ступінь їхньої деградації дає приблизне уявлення про відносний вік кратера.
Якщо припустити, що кратери подібного розміру та морфології мають приблизно однаковий вік, можна встановити вікові обмеження для інших одиниць, які підстилають або перекривають, і таким чином глобально визначити відносний вік кратерів.
На Меркурії було виявлено щонайменше 15 стародавніх басейнів.
Толстой — це справжній імпактний басейн, що демонструє щонайменше два, а можливо, й чотири концентричні кільцяSpudis P.D. and Guest J.E. (1988) in Mercury, 118-164.. Він має добре збережену ковдру викидів, що простягається на цілих від його краю. Внутрішня частина басейну затоплена рівнинами, які явно утворилися після відкладень викидів.
<i>Бетховен</i> має лише один, приглушений масивоподібний край довжиною у діаметрі, але демонструє вражаючий, добре окреслений покрив викидів, який простягається на . Як і у Толстого, викиди Бетховена асиметричні. Басейн Калоріс обмежений кільцем гір у діаметріMcCauley J.F. (1977) PEPI 15, 220.McCauley J.F. et al. (1981) Icarus 47, 184.
Окремі масиви зазвичай мають до завдовжки; внутрішній край одиниці позначений уступами, що звернені до улоговини.
Лінійчаста місцевість простягається приблизно на виходять з підніжжя слабкого переривчастого уступу на зовнішньому краю гір Калоріс; цей рельєф схожий на скульптуру, що оточує басейн Імбріум на Місяці.
Горбистий матеріал утворює широке кільце розміром близько з гір Калоріс. Він складається з низьких, близько розташованих або розсіяних пагорбів завширшки приблизно від 0,3 до 1 кілометра та заввишки від десятків до кількох сотень метрів. Зовнішня межа цієї одиниці є поступовою, переходячи до (молодших) гладких рівнин, поширених у тому самому регіоні. Антиподально до басейну Калоріс розташована горбиста та борозниста місцевість, яка, ймовірно, утворилася внаслідок антиподальної конвергенції інтенсивних сейсмічних хвиль, спричинених ударом, що сформував басейн КалорісSchultz, P.H. and Gault, D.E. (1975) The Moon 12, 159-177..
Дно басейну Калоріс деформоване звивистими хребтами та тріщинами, що надає заповненню басейну грубого полігонального візерунка. Ці рівнини можуть бути вулканічними, утвореними внаслідок вивільнення магми в результаті удару, або товстим шаром розплаву, отриманого внаслідок удару.
Широко поширені області Меркурія вкриті відносно плоскими, рідко кратерованими рівнинними матеріаламиStrom, R.G. et al. (1975) JGR 80, 2478.. Вони заповнюють западини, розміри яких варіюються від регіональних западин до дна кратерів. Гладкі рівнини схожі на моря Місяця, очевидною відмінністю є те, що гладкі рівнини мають таке ж альбедо, як і міжкратерні рівнини. Гладкі рівнини найяскравіше оголені в широкому кільці навколо басейну Калоріс. Жодних однозначних вулканічних особливостей, таких як частки потоку, дамбові канали, куполи чи конуси, не видно. Щільність кратерів вказує на те, що гладкі рівнини значно молодші за викиди з басейну Калоріс. Крім того, у щойно оброблених кольорових даних спостерігаються окремі кольорові одиниці, деякі з яких мають лопатеподібну формуRobinson M.R. and Lucey P.G. (1997) Science 275, 197-200.. Такі зв'язки переконливо підтверджують вулканічне походження меркурійських гладких рівнин, навіть за відсутності характерних форм рельєфу.
Лопатеподібні уступи широко поширені на МеркуріїMelosh H.J. and McKinnon W.B. (1988) In Mercury, 374-400. і складаються з звивистих до дугоподібних уступів, що перетинають раніше існуючі рівнини та кратери. Найбільш переконливо їх інтерпретують як насувні розломи, що вказує на період глобального стиснення.
Лопатеві уступи зазвичай перетинають гладкі рівнинні матеріали (ранній калорійський вік) на дні кратерів, але посткалорійські кратери накладаються на них. Ці спостереження свідчать про те, що формування лопатевого уступу було обмежене відносно вузьким проміжком часу, починаючи з кінця дотолстовського періоду і закінчуючи серединою-кінцем калорійського періоду. Окрім уступів, на гладких рівнинних матеріалах зустрічаються зморшкуваті гребені. Ці хребти, ймовірно, утворилися внаслідок локального або регіонального поверхневого стиснення, спричиненого літосферним навантаженням щільними скопищами вулканічних лав, як це передбачається для місячних морів.
Венера Поверхня Венери відносно (дуже) плоска. Коли зонд Pioneer Venus наніс на карту 93% рельєфу вчені виявили, що загальна відстань від найнижчої до найвищої точки на всій поверхні становила близько 13 кілометрів (8 миль). Для порівняння, на Землі відстань від котловин до Гімалаїв становить близько 20 кілометрів (12,4 миль).
Згідно з даними альтиметрів апарата Pioneer, майже 51% поверхні знаходиться в межах 500 метрів (1640 футів) медіанного радіуса 6052 км (3760 миль); лише 2% поверхні розташоване на висоті понад від медіанного радіуса.