Geology of solar terrestrial planets
સૌર પાર્થિવ ગ્રહોની ભૂસ્તરશાસ્ત્ર મુખ્યત્વે સૌરમંડળના ચાર પાર્થિવ ગ્રહો-બુધ, શુક્ર, પૃથ્વી અને મંગળ-અને એક પાર્થિવ દ્વાર્ફ ગ્રહઃ સેરેસના ભૌગોલિક પાસાઓ સાથે વ્યવહાર કરે છે. પૃથ્વી એકમાત્ર પાર્થિવ ગ્રહ છે જે સક્રિય જળક્ષેત્ર માટે જાણીતો છે. સ્થલીય ગ્રહો વિશાળ ગ્રહોથી નોંધપાત્ર રીતે અલગ છે, જેમાં નક્કર સપાટીઓ ન હોઈ શકે અને મોટે ભાગે વિવિધ ભૌતિક સ્થિતિઓમાં અસ્તિત્વ ધરાવતા હાઇડ્રોજન, હિલીયમ અને પાણીના કેટલાક સંયોજનથી બનેલા હોય છે. પાર્થિવ ગ્રહો સઘન, ખડકાળ સપાટીઓ ધરાવે છે, અને શુક્ર, પૃથ્વી અને મંગળ દરેકનું વાતાવરણ પણ છે. તેમનું કદ, ત્રિજ્યા અને ઘનતા બધા સમાન છે. પાર્થિવ ગ્રહોમાં દ્વાર્ફ ગ્રહો (પ્લુટો જેવા પદાર્થો) સાથે અસંખ્ય સામ્યતા છે, જે પણ નક્કર સપાટી ધરાવે છે, પરંતુ મુખ્યત્વે બરફીલા પદાર્થોથી બનેલા છે. સૌર મંડળની રચના દરમિયાન, કદાચ ઘણા વધુ (ગ્રહો) હતા, પરંતુ તે બધા સૌર નિહારિકામાં બાકી રહેલા ચાર વિશ્વો સાથે ભળી ગયા છે અથવા નાશ પામ્યા છે. પાર્થિવ ગ્રહો બધા લગભગ સમાન માળખું ધરાવે છેઃ કેન્દ્રિય ધાતુ કોર, મોટે ભાગે લોખંડ, આસપાસના સિલિકેટ આવરણ સાથે. ચંદ્ર સમાન છે, પરંતુ તેમાં નોંધપાત્ર આયર્ન કોરનો અભાવ છે. ચારમાંથી ત્રણ સૌર પાર્થિવ ગ્રહો (શુક્ર, પૃથ્વી અને મંગળ) નોંધપાત્ર વાતાવરણ ધરાવે છે; બધામાં ક્રેટર અને ટેકટોનિક સપાટીની લાક્ષણિકતાઓ છે જેમ કે રીફ્ટ વેલીઝ અને જ્વાળામુખી. આંતરિક ગ્રહ શબ્દને હલકી કક્ષાના ગ્રહ સાથે ભેળસેળ ન કરવો જોઈએ, જે નિરીક્ષકના ગ્રહ કરતાં સૂર્યની નજીક હોય તેવા કોઈપણ ગ્રહનો ઉલ્લેખ કરે છે, પરંતુ સામાન્ય રીતે બુધ અને શુક્રનો ઉલ્લેખ કરે છે. સૌર ગ્રહોની રચના સૌર મંડળની રચના નેબ્યુલર પૂર્વધારણા અનુસાર થઈ હોવાનું માનવામાં આવે છે, જે સૌપ્રથમ 1755 માં ઈમેન્યુઅલ કેન્ટ દ્વારા પ્રસ્તાવિત કરવામાં આવી હતી અને સ્વતંત્ર રીતે પિયર-સિમોન લેપલેસ દ્વારા ઘડવામાં આવી હતી. આ સિદ્ધાંત માને છે કે 4.6 અબજ વર્ષો પહેલા સૌર મંડળ એક વિશાળ પરમાણુ વાદળના ગુરુત્વાકર્ષણીય પતનથી રચાયું હતું. આ પ્રારંભિક વાદળ સંભવતઃ ઘણા પ્રકાશ-વર્ષો સુધી ફેલાયેલું હતું અને સંભવતઃ ઘણા તારાઓને જન્મ આપ્યો હતો. પ્રથમ ઘન કણો કદમાં સૂક્ષ્મ હતા. આ કણો એકબીજાની બાજુમાં લગભગ ગોળાકાર ભ્રમણકક્ષામાં સૂર્યની પરિક્રમા કરતા હતા, જેમ કે ગેસ જેમાંથી તેઓ ઘનીકરણ કરે છે. ધીમે ધીમે હળવી અથડામણોએ ટુકડાઓને એક સાથે વળગી રહેવાની અને મોટા કણો બનાવવાની મંજૂરી આપી, જે બદલામાં, તેમની તરફ વધુ નક્કર કણોને આકર્ષિત કરે છે. આ પ્રક્રિયાને સંચય તરીકે ઓળખવામાં આવે છે. સંચય દ્વારા રચાયેલી વસ્તુઓને ગ્રહો કહેવાય છે-તેઓ ગ્રહની રચના માટે બીજ તરીકે કામ કરે છે. શરૂઆતમાં, ગ્રહો નજીકથી ભરેલા હતા. તેઓ મોટા પદાર્થોમાં એકીકૃત થયા, થોડા મિલિયન વર્ષોમાં થોડા કિલોમીટર સુધીના ઝુંડની રચના કરી, જે સૌર મંડળની ઉંમરની તુલનામાં થોડો સમય છે. ગ્રહો કદમાં મોટા થયા પછી, અથડામણ અત્યંત વિનાશક બની હતી, જેનાથી વધુ વૃદ્ધિ વધુ મુશ્કેલ બની હતી. માત્ર સૌથી મોટા ગ્રહો વિખંડન પ્રક્રિયામાં બચી ગયા હતા અને સમાન રચનાના ગ્રહોની વૃદ્ધિ દ્વારા ધીમે ધીમે પ્રોટોપ્લેનેટમાં વૃદ્ધિ કરવાનું ચાલુ રાખ્યું હતું. પ્રોટોપ્લેનેટની રચના પછી, ટૂંકા ગાળાના તત્વોના કિરણોત્સર્ગી ક્ષયમાંથી ગરમીના સંચયથી ગ્રહ ઓગળી ગયો, જેનાથી સામગ્રીને અલગ પાડવાની મંજૂરી મળી (એટલે કે. તેમની ઘનતા અનુસાર અલગ કરવા). ધરતી પરના ગ્રહો ગરમ આંતરિક સૌરમંડળમાં, ખડકો અને ધાતુઓથી બનેલા ગ્રહોની રચના અબજો વર્ષો પહેલા વિશાળ તારાઓના કેન્દ્રમાં રાંધવામાં આવી હતી. આ તત્વો સૌર નિહારિકામાં માત્ર 0.6 ટકા સામગ્રી ધરાવે છે. તેથી જ પાર્થિવ ગ્રહો ખૂબ મોટા થઈ શક્યા ન હતા અને હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ ગેસ પર મોટું ખેંચાણ કરી શક્યા ન હતા. ઉપરાંત, સૂર્યની નજીકના કણો વચ્ચે ઝડપી અથડામણ સરેરાશ વધુ વિનાશક હતી. જો પાર્થિવ ગ્રહોમાં હાઇડ્રોજન અને હિલીયમ હોત, તો પણ સૂર્ય વાયુઓને ગરમ કરતો અને તેમને બહાર કાઢતો. તેથી, બુધ, શુક્ર, પૃથ્વી અને મંગળ જેવા સૌર પાર્થિવ ગ્રહો ગાઢ નાના ગ્રહો છે જે મોટે ભાગે સૌર નિહારિકામાં રહેલા 2 ટકા ભારે તત્વોથી બનેલા છે. આંતરિક સૌર ગ્રહોની સપાટીનું ભૂસ્તરશાસ્ત્ર ચાર આંતરિક અથવા પાર્થિવ ગ્રહો ગાઢ, ખડકાળ રચનાઓ ધરાવે છે, થોડા અથવા કોઈ ચંદ્ર નથી, અને કોઈ રિંગ સિસ્ટમ નથી. તેઓ મોટાભાગે ઉચ્ચ ગલન બિંદુઓ ધરાવતા ખનિજોથી બનેલા હોય છે, જેમ કે સિલિકેટ્સ જે તેમના નક્કર પોપડાની અને અર્ધ-પ્રવાહી આવરણની રચના કરે છે, અને આયર્ન અને નિકલ જેવી ધાતુઓ, જે તેમના કોર બનાવે છે. મર્ક્યુરી ધ મેરિનર 10 મિશન (1974) એ બુધની લગભગ અડધી સપાટીનો નકશો બનાવ્યો હતો. તે માહિતીના આધારે, વૈજ્ઞાનિકો પાસે ગ્રહના ભૂસ્તરશાસ્ત્ર અને ઇતિહાસની પ્રથમ ક્રમની સમજ છે. બુધની સપાટી આંતરખંડીય મેદાનો, તટપ્રદેશો, સુંવાળા મેદાનો, ખાડાઓ અને વિવર્તનિક લક્ષણો દર્શાવે છે. બુધની સૌથી જૂની સપાટી તેના આંતરગ્રાહક મેદાનો છે, જે ચંદ્ર પર હાજર છે (પરંતુ ઘણા ઓછા વ્યાપક). આંતર-ખાડાના મેદાનો મોટા ખાડાઓ વચ્ચે અને તેની આસપાસ જોવા મળતા સપાટથી હળવા વળાંકવાળા ભૂપ્રદેશ છે. મેદાનો ભારે ખાડાઓવાળા ભૂપ્રદેશની આગાહી કરે છે, અને બુધના ઘણા પ્રારંભિક ખાડાઓ અને તટપ્રદેશોને નાબૂદ કરી દીધા છે; તેઓ કદાચ મર્ક્યુરિયન ઇતિહાસની શરૂઆતમાં વ્યાપક જ્વાળામુખી દ્વારા રચાયા હતા. મર્ક્યુરિયન ખાડાઓ ચંદ્રના ખાડાઓના આકારશાસ્ત્રીય તત્વો ધરાવે છે-નાના ખાડાઓ બાઉલ આકારના હોય છે, અને વધતા કદ સાથે, તેઓ આંતરિક દિવાલો પર સ્કેલોપેડ રિમ્સ, કેન્દ્રીય શિખરો અને ટેરેસ વિકસાવે છે. ઇજેક્ટા શીટ્સમાં ડુંગરાળ, રેખીય રચના અને ગૌણ અસર ખાડાઓના ઝુંડ હોય છે. તમામ કદના તાજા ખાડાઓમાં ઘેરા અથવા તેજસ્વી પ્રભામંડળ અને સારી રીતે વિકસિત કિરણોત્સર્ગ પ્રણાલીઓ હોય છે. મર્ક્યુરિયન અને ચંદ્રના ખાડાઓ ઉપરછલ્લી રીતે સમાન હોવા છતાં, તેઓ સૂક્ષ્મ તફાવતો દર્શાવે છે, ખાસ કરીને થાપણની હદમાં. બુધ પરના ગૌણ ખાડાઓના સતત ઇજેક્ટા અને ક્ષેત્રો ચંદ્રના તુલનાત્મક ખાડાઓની સરખામણીમાં આપેલ કિનારી વ્યાસ માટે ઘણા ઓછા વ્યાપક (આશરે 0.65 ના પરિબળ દ્વારા) છે. આ તફાવત ચંદ્રની સરખામણીમાં બુધ પર 2.5 ગણા વધુ ગુરુત્વાકર્ષણ ક્ષેત્રના પરિણામે થાય છે. ચંદ્રની જેમ, બુધ પરના અસરના ખાડાઓ અનુગામી અસરો દ્વારા ક્રમશઃ અધોગતિ પામે છે. સૌથી તાજા ખાડાઓમાં કિરણોત્સર્ગ પ્રણાલીઓ અને ચપળ આકારવિજ્ઞાન હોય છે. વધુ અધોગતિ સાથે, ખાડાઓ તેમની ચપળ આકારવિજ્ઞાન ગુમાવે છે અને સતત ઇજેક્ટા પરના કિરણો અને લક્ષણો વધુ અસ્પષ્ટ બની જાય છે જ્યાં સુધી ખાડોની નજીક માત્ર ઊભા રિમ ઓળખી શકાય નહીં. કારણ કે સમયની સાથે ખાડાઓ ક્રમશઃ અધોગતિ પામે છે, તેથી અધોગતિની માત્રા ખાડાની સંબંધિત ઉંમરનો રફ સંકેત આપે છે. સમાન કદ અને આકારવિજ્ઞાનના ખાડાઓ લગભગ સમાન ઉંમરના છે એવી ધારણા પર, અન્ય અંતર્ગત અથવા ઉપરના એકમોની ઉંમર પર પ્રતિબંધ મૂકવો શક્ય છે અને આમ વૈશ્વિક સ્તરે ખાડાઓની સંબંધિત ઉંમરનો નકશો બનાવવો શક્ય છે. બુધ પર ઓછામાં ઓછા 15 પ્રાચીન તટપ્રદેશોની ઓળખ કરવામાં આવી છે. તોલ્સટોજ એક સાચું બહુ-વીંટીવાળું તટપ્રદેશ છે, જે ઓછામાં ઓછી બે અને સંભવતઃ ચાર જેટલી સાંદ્ર વીંટીઓ પ્રદર્શિત કરે છે. તેમાં સારી રીતે સચવાયેલો ઇજેક્ટા ધાબળો છે જે તેના કિનારેથી બહાર સુધી વિસ્તરે છે. તટપ્રદેશનો આંતરિક ભાગ મેદાનોથી ભરાઈ ગયો છે જે સ્પષ્ટપણે ઇજેક્ટા થાપણો પછીની તારીખ દર્શાવે છે. બીથોવન પાસે માત્ર એક જ છે, જે વ્યાસમાં દળ જેવું છે, પરંતુ તે એક પ્રભાવશાળી, સારી રીતે દોરવામાં આવેલ ઇજેક્ટા ધાબળો દર્શાવે છે જે દૂર સુધી વિસ્તરે છે. ટોલસ્ટોજની જેમ, બીથોવન ઇજેક્ટા અસમપ્રમાણ છે. કેલોરીસ તટપ્રદેશને વ્યાસમાં પર્વતોની વીંટી દ્વારા વ્યાખ્યાયિત કરવામાં આવે છે. વ્યક્તિગત માઝિફ સામાન્ય રીતે ખૂબ લાંબા હોય છે; એકમની આંતરિક ધાર બેસિન-ફેસિંગ સ્કાર્પ્સ દ્વારા ચિહ્નિત થયેલ છે. રેખાયુક્ત ભૂપ્રદેશ કેલોરિસ પર્વતોની બાહ્ય ધાર પર નબળા અસંગત સ્કાર્પના પગથી લગભગ બહાર સુધી વિસ્તરે છે; આ ભૂપ્રદેશ ચંદ્ર પર ઇમ્બ્રિયમ તટપ્રદેશની આસપાસના શિલ્પ જેવું જ છે. હમમોકી સામગ્રી કેલોરીસ પર્વતોમાંથી એક વ્યાપક વલયાકાર રચના કરે છે. તેમાં નીચી, નજીકથી ફેલાયેલી અને વેરવિખેર ટેકરીઓનો સમાવેશ થાય છે, જે આશરે 0.3 મીટરથી લઈને 10 મીટરથી લઈને 100 મીટર સુધી ઊંચી હોય છે. આ એકમની બાહ્ય સીમા એ જ પ્રદેશમાં જોવા મળતા (નાના) સુંવાળા મેદાનો સાથે ક્રમિક છે. એક ડુંગરાળ અને ખાડાવાળો ભૂપ્રદેશ કેલોરિસ તટપ્રદેશના પ્રતિકૃતિ તરીકે જોવા મળે છે, જે કદાચ કેલોરિસની અસર દ્વારા પેદા થયેલા તીવ્ર ધરતીકંપના મોજાઓના પ્રતિકૃતિ અભિસરણ દ્વારા બનાવવામાં આવ્યો છે. કેલોરિસ તટપ્રદેશની સપાટી પાતળા પર્વતમાળાઓ અને અસ્થિભંગ દ્વારા વિકૃત થાય છે, જેનાથી તટપ્રદેશ સંપૂર્ણ રીતે બહુકોણીય પેટર્નથી ભરાય છે. આ મેદાનો જ્વાળામુખી હોઈ શકે છે, જે અસરની ઘટનાના ભાગરૂપે મેગ્માના પ્રકાશન દ્વારા રચાય છે, અથવા અસર ઓગળવાની જાડી શીટ હોઈ શકે છે. બુધના વ્યાપક વિસ્તારો પ્રમાણમાં સપાટ, વિરલ ખાડાઓવાળા મેદાની પદાર્થોથી ઢંકાયેલા છે. તેઓ પ્રાદેશિક ગર્તથી માંડીને ખાડાના માળ સુધીના કદના દબાણને ભરે છે. આ સુંવાળા મેદાનો ચંદ્રના મારિયા જેવા જ છે, એક સ્પષ્ટ તફાવત એ છે કે સુંવાળા મેદાનો આંતરખંડીય મેદાનો જેવા જ આલ્બેડો ધરાવે છે. સરળ મેદાનો કેલોરિસ તટપ્રદેશની આસપાસ વ્યાપક વલયાકારમાં સૌથી વધુ આશ્ચર્યજનક રીતે ખુલ્લા પડે છે. કોઈ સ્પષ્ટ જ્વાળામુખીની લાક્ષણિકતાઓ દેખાતી નથી, જેમ કે ફ્લો લોબ્સ, લેવીડ ચેનલો, ગુંબજો અથવા શંકુ. ખાડાની ગીચતા સૂચવે છે કે સરળ મેદાનો કેલોરિસ તટપ્રદેશમાંથી નીકળતા ઇજેક્ટા કરતાં નોંધપાત્ર રીતે નાના છે. વધુમાં, અલગ રંગ એકમો, કેટલાક લોબેટ આકારના, નવા પ્રક્રિયા કરેલા રંગ ડેટામાં જોવા મળે છે. નિદાનાત્મક જમીન સ્વરૂપોની ગેરહાજરીમાં પણ આવા સંબંધો મર્ક્યુરિયન સરળ મેદાનો માટે જ્વાળામુખીના મૂળને મજબૂત રીતે ટેકો આપે છે. લોબેટ સ્કાર્પ્સ બુધ પર વ્યાપકપણે વહેંચાયેલા છે અને તેમાં સિનુઅસથી આર્ક્યુએટ સ્કાર્પ્સનો સમાવેશ થાય છે જે પહેલાથી અસ્તિત્વમાં રહેલા મેદાનો અને ખાડાઓને પાર કરે છે. તેમને સૌથી વધુ વિશ્વાસપાત્ર રીતે થ્રસ્ટ ફોલ્ટ તરીકે અર્થઘટન કરવામાં આવે છે, જે વૈશ્વિક સંકોચનના સમયગાળાને સૂચવે છે. લોબેટ સ્કાર્પ્સ સામાન્ય રીતે ખાડાઓના માળ પર સરળ મેદાનોની સામગ્રી (પ્રારંભિક કેલોરિયન યુગ) નું પરિવહન કરે છે, પરંતુ કેલોરિસ પછીના ખાડાઓ તેમના પર સુપરપોઝ્ડ હોય છે. આ અવલોકનો સૂચવે છે કે લોબેટ-સ્કાર્પની રચના સમયના પ્રમાણમાં સાંકડા અંતરાલ સુધી મર્યાદિત હતી, જે પૂર્વ-ટોલ્સટોજન સમયગાળાના અંતમાં શરૂ થઈ હતી અને મધ્યથી અંતમાં કેલોરિયન સમયગાળામાં સમાપ્ત થઈ હતી. સ્કાર્પ્સ ઉપરાંત, સુંવાળા મેદાનોની સામગ્રીમાં કરચલીઓ પડે છે. ચંદ્ર મારિયાના સૂચવ્યા મુજબ, આ પર્વતમાળાઓ કદાચ જ્વાળામુખીના લાવાના ગાઢ ઢગલાઓ દ્વારા લિથોસ્ફેરિક લોડિંગને કારણે સ્થાનિકથી પ્રાદેશિક સપાટીના સંકોચન દ્વારા બનાવવામાં આવી હતી. શુક્રની સપાટી તુલનાત્મક રીતે ખૂબ સપાટ છે. પાયોનિયર વીનસ દ્વારા જ્યારે 93 ટકા ભૌગોલિક સ્થિતિનો નકશો તૈયાર કરવામાં આવ્યો હતો, ત્યારે વૈજ્ઞાનિકોએ શોધી કાઢ્યું હતું કે સમગ્ર સપાટી પરના સૌથી નીચા બિંદુથી સૌથી ઊંચા બિંદુ સુધીનું કુલ અંતર લગભગ 13 કિલોમીટર (8 માઇલ) હતું, જ્યારે પૃથ્વી પર તટપ્રદેશોથી હિમાલયનું અંતર લગભગ 20 કિલોમીટર (12 માઇલ) છે. પાયોનિયરની ઊંચાઈની માહિતી અનુસાર, સપાટીનો લગભગ 51 ટકા ભાગ 6,052 કિમી (3760 માઇલ) ની મધ્ય ત્રિજ્યાના 500 મીટર (1,640 ફૂટ) ની અંદર સ્થિત છે; સપાટીનો માત્ર 2 ટકા ભાગ મધ્ય ત્રિજ્યા કરતાં વધુ ઊંચાઈ પર સ્થિત છે. શુક્ર સક્રિય પ્લેટ ટેકટોનિક્સનો કોઈ પુરાવો દર્શાવતો નથી. ગ્રહના દૂરના ભૂતકાળમાં સક્રિય ટેકટોનિક્સના વિવાદાસ્પદ પુરાવા છે; જો કે, ત્યારથી થતી ઘટનાઓએ (જેમ કે બુદ્ધિગમ્ય અને સામાન્ય રીતે સ્વીકૃત પૂર્વધારણા કે શુક્રના લિથોસ્ફિયરમાં સેંકડો મિલિયન વર્ષો દરમિયાન મોટા પ્રમાણમાં જાડાઈ આવી છે) તેના ભૂસ્તરીય રેકોર્ડના માર્ગને અવરોધિત કરવાનું મુશ્કેલ બનાવ્યું છે. જો કે, સંખ્યાબંધ સારી રીતે સચવાયેલા અસરના ખાડાઓનો ઉપયોગ શુક્રની સપાટીની તારીખ નક્કી કરવાની પદ્ધતિ તરીકે કરવામાં આવ્યો છે (કારણ કે વધુ વિશ્વસનીય પદ્ધતિઓ દ્વારા તારીખ નક્કી કરવા માટે શુક્રના ખડકના અત્યાર સુધી કોઈ જાણીતા નમૂના નથી). તારવેલી તારીખો મુખ્યત્વે ~ 500 Mya-750Mya શ્રેણીમાં હોય છે, જો કે ~ 1.2 Gya સુધીની ઉંમરની ગણતરી કરવામાં આવી છે. આ સંશોધન એકદમ સારી રીતે સ્વીકૃત પૂર્વધારણા તરફ દોરી ગયું છે કે શુક્ર તેના દૂરના ભૂતકાળમાં ઓછામાં ઓછું એક વાર આવશ્યકપણે સંપૂર્ણ જ્વાળામુખીના પુનરુત્થાનમાંથી પસાર થયું છે, જેમાં છેલ્લી ઘટના અંદાજે સપાટીની વયની શ્રેણીમાં થઈ છે. જ્યારે આવી પ્રભાવશાળી થર્મલ ઇવેન્ટની પદ્ધતિ શુક્રના ભૂસ્તરશાસ્ત્રમાં એક વિવાદાસ્પદ મુદ્દો છે, ત્યારે કેટલાક વૈજ્ઞાનિકો અમુક અંશે પ્લેટ ગતિને લગતી પ્રક્રિયાઓના હિમાયતી છે. શુક્ર પર લગભગ 1,000 અસર ખાડાઓ છે, જે તેની સપાટી પર લગભગ સમાનરૂપે વહેંચાયેલા છે. પૃથ્વી આધારિત રડાર સર્વેક્ષણોએ ખાડાઓ સાથે સંબંધિત કેટલીક ભૌગોલિક પેટર્નને ઓળખવાનું શક્ય બનાવ્યું હતું અને વેનેરા 15 અને વેનેરા 16 પ્રોબ્સે સંભવિત અસર મૂળના લગભગ 150 આવા લક્ષણોની ઓળખ કરી હતી. ત્યારબાદ મેગેલનના વૈશ્વિક પ્રસારને કારણે લગભગ 900 અસરગ્રસ્ત ખાડાઓને ઓળખવાનું શક્ય બન્યું. ક્રેટરની ગણતરીઓ ગ્રહની સપાટીની ઉંમર માટે મહત્વપૂર્ણ અંદાજ આપે છે. સમય જતાં, સૌર મંડળમાં પદાર્થો અવ્યવસ્થિત રીતે પ્રભાવિત થાય છે, તેથી સપાટી પર જેટલા વધુ ખાડા હોય છે, તે તેટલા જૂના હોય છે. બુધ, ચંદ્ર અને આવા અન્ય પદાર્થોની સરખામણીમાં શુક્ર ગ્રહમાં ખૂબ ઓછા ખાડાઓ છે. અંશતઃ, આનું કારણ એ છે કે શુક્રનું ગાઢ વાતાવરણ સપાટી પર અથડાતા પહેલા નાના ઉલ્કાઓને બાળી નાખે છે. વેનેરા અને મેગેલનની માહિતી સંમત થાય છેઃ તેના કરતા ઓછા વ્યાસવાળા બહુ ઓછા અસરવાળા ખાડાઓ છે, અને મેગેલનની માહિતી વ્યાસ કરતા ઓછા કોઈપણ ખાડાઓની ગેરહાજરી દર્શાવે છે. જો કે, ત્યાં મોટા ખાડાઓ પણ ઓછા છે, અને તે પ્રમાણમાં નાના દેખાય છે; તેઓ ભાગ્યે જ લાવાથી ભરેલા હોય છે, જે દર્શાવે છે કે તેઓ આ વિસ્તારમાં જ્વાળામુખીની પ્રવૃત્તિ પછી થયા હતા, અને રડાર દર્શાવે છે કે તેઓ ખરબચડા છે અને તેમની પાસે ક્ષીણ થવાનો સમય નથી. શુક્રની મોટાભાગની સપાટીને જ્વાળામુખીની પ્રવૃત્તિ દ્વારા આકાર આપવામાં આવ્યો હોવાનું જણાય છે. એકંદરે, શુક્રમાં પૃથ્વી કરતા ઘણા ગણા જ્વાળામુખી છે, અને તેમાં લગભગ 167 વિશાળ જ્વાળામુખી છે. પૃથ્વી પર આ કદનું એકમાત્ર જ્વાળામુખી સંકુલ હવાઈનું મોટું ટાપુ છે. જો કે, આનું કારણ એ નથી કે શુક્ર પૃથ્વી કરતાં જ્વાળામુખીની રીતે વધુ સક્રિય છે, પરંતુ તેનું પોપડું જૂનું છે. પૃથ્વીના પોપડાને ટેકટોનિક પ્લેટની સીમાઓ પર સબડક્શન દ્વારા સતત રિસાયકલ કરવામાં આવે છે, અને તેની સરેરાશ ઉંમર આશરે 10 કરોડ વર્ષ છે, જ્યારે શુક્રની સપાટી આશરે 50 કરોડ વર્ષ જૂની હોવાનો અંદાજ છે. શુક્રના ખાડાઓ વ્યાસમાં હોય છે. આવતા પદાર્થો પર ગાઢ વાતાવરણની અસરને કારણે 3 કિમી કરતા નાના કોઈ ખાડા નથી. ચોક્કસ ગતિ ઊર્જા કરતાં ઓછી ઊર્જા ધરાવતી વસ્તુઓ વાતાવરણ દ્વારા એટલી ધીમી થઈ જાય છે કે તેઓ અસર ખાડો બનાવતા નથી. પૃથ્વી પૃથ્વીનો ભૂપ્રદેશ દરેક સ્થળે ઘણો બદલાય છે. સપાટીનો લગભગ 70.8% ભાગ પાણીથી ઢંકાયેલો છે, જેમાં ખંડીય છાજલીનો મોટાભાગનો ભાગ દરિયાની સપાટીથી નીચે છે. ડૂબી ગયેલી સપાટીમાં પર્વતીય લાક્ષણિકતાઓ છે, જેમાં ગોળાકાર મધ્ય-મહાસાગર પર્વતમાળા પ્રણાલી, તેમજ અન્ડરસી જ્વાળામુખી, દરિયાઈ ખાઈઓ, સબમરીન ખીણો, દરિયાઈ ઉચ્ચપ્રદેશો અને ભૂગર્ભ મેદાનોનો સમાવેશ થાય છે. બાકીના 29.2% જે પાણીથી ઢંકાયેલા નથી તેમાં પર્વતો, રણ, મેદાનો, ઉચ્ચપ્રદેશો અને અન્ય ભૌગોલિક રચનાઓનો સમાવેશ થાય છે. ટેકટોનિક્સ અને ધોવાણની અસરોને કારણે ગ્રહોની સપાટી ભૌગોલિક સમયગાળા દરમિયાન પુનઃરચનામાંથી પસાર થાય છે. પ્લેટ ટેકટોનિક્સ દ્વારા રચાયેલી અથવા વિકૃત સપાટીની લાક્ષણિકતાઓ વરસાદ, થર્મલ ચક્ર અને રાસાયણિક અસરોથી સ્થિર હવામાનને આધિન છે. હિમપ્રપાત, દરિયાકાંઠાનું ધોવાણ, કોરલ રીફનું નિર્માણ અને મોટા ઉલ્કાના પ્રભાવો પણ લેન્ડસ્કેપને ફરીથી આકાર આપવાનું કામ કરે છે. જેમ જેમ ખંડીય પ્લેટો ગ્રહ પર સ્થળાંતર કરે છે, તેમ તેમ સમુદ્રની સપાટી અગ્રણી ધારની નીચે દબાવી દેવામાં આવે છે. તે જ સમયે, મેન્ટલ સામગ્રીની ઉપરની બાજુઓ મધ્ય સમુદ્રની પર્વતમાળાઓ સાથે એક અલગ સીમા બનાવે છે. આ પ્રક્રિયાઓનું સંયોજન દરિયાઈ પ્લેટ સામગ્રીને સતત રિસાયકલ કરે છે. મોટાભાગની દરિયાની સપાટી 10 કરોડ વર્ષ કરતાં ઓછી જૂની છે. સૌથી જૂની દરિયાઈ પ્લેટ પશ્ચિમ પેસિફિકમાં સ્થિત છે, અને તેની અંદાજિત ઉંમર આશરે 20 કરોડ વર્ષ છે. તુલનાત્મક રીતે, જમીન પર મળેલા સૌથી જૂના અવશેષોની ઉંમર લગભગ 3 અબજ વર્ષ છે. ખંડીય પ્લેટમાં ગ્રેનાઇટ અને એન્ડેસાઇટ જેવા અગ્નિકૃત ખડકો જેવી ઓછી ઘનતા ધરાવતી સામગ્રી હોય છે. બેસાલ્ટ ઓછું સામાન્ય છે, જે એક ગીચ જ્વાળામુખી ખડક છે જે દરિયાની સપાટીનો પ્રાથમિક ઘટક છે. કાંપના સંચયથી કાંપ ખડક રચાય છે જે એકસાથે સઘન બને છે. લગભગ 75 ટકા ખંડીય સપાટીઓ કાંપવાળી ખડકોથી ઢંકાયેલી છે, જો કે તે પોપડાની માત્ર 5 ટકા જ રચના કરે છે. પૃથ્વી પર જોવા મળતી ખડક સામગ્રીનું ત્રીજું સ્વરૂપ મેટામોર્ફિક રોક છે, જે ઊંચા દબાણ, ઊંચા તાપમાન અથવા બંને દ્વારા પહેલાથી અસ્તિત્વમાં રહેલા ખડકના પ્રકારોના પરિવર્તનથી બનાવવામાં આવે છે. પૃથ્વીની સપાટી પર સૌથી વધુ વિપુલ પ્રમાણમાં સિલિકેટ ખનિજોમાં ક્વાર્ટઝ, ફેલ્ડસ્પાર્સ, એમ્ફીબોલે, માઇકા, પાયરોક્સિન અને ઓલિવાઇનનો સમાવેશ થાય છે. સામાન્ય કાર્બોનેટ ખનિજોમાં કેલ્સાઇટ (ચૂનાના પથ્થરોમાં જોવા મળે છે), એરેગોનાઇટ અને ડોલોમાઇટનો સમાવેશ થાય છે. પીડોસ્ફિયર એ પૃથ્વીનું સૌથી બાહ્ય સ્તર છે જે માટીથી બનેલું છે અને માટી બનાવવાની પ્રક્રિયાઓને આધિન છે. તે લિથોસ્ફિયર, વાતાવરણ, જળમંડળ અને જીવમંડળનાં આંતરપૃષ્ઠ પર અસ્તિત્વ ધરાવે છે. હાલમાં કુલ ખેતીલાયક જમીન જમીનની સપાટીની 13.31% છે, જેમાં માત્ર 4.71% કાયમી પાકને ટેકો આપે છે. પૃથ્વીની જમીનની સપાટીનો લગભગ 40 ટકા હિસ્સો હાલમાં પાકની જમીન અને ગોચર માટે અથવા અંદાજિત પાકની જમીન અને ગોચર જમીન માટે વપરાય છે. જમીનની ભૌતિક લાક્ષણિકતાઓ નોંધપાત્ર રીતે વૈવિધ્યસભર છે. સૌથી મોટી પર્વતમાળાઓ-એશિયામાં હિમાલય અને દક્ષિણ અમેરિકામાં એન્ડીઝ-હજારો કિલોમીટર સુધી વિસ્તરે છે. સૌથી લાંબી નદીઓ આફ્રિકાની નાઇલ નદી અને દક્ષિણ અમેરિકાની એમેઝોન નદી છે. રણપ્રદેશો કુલ જમીન વિસ્તારના લગભગ 20 ટકા વિસ્તારને આવરી લે છે. સૌથી મોટો સહારા છે, જે આફ્રિકાના લગભગ એક તૃતીયાંશ ભાગને આવરી લે છે. પૃથ્વીની જમીનની સપાટીની ઊંચાઈ મૃત સમુદ્રના નીચલા બિંદુ −418 મીટર (−1,371 ફૂટ) થી માઉન્ટ એવરેસ્ટની ટોચ પર 2005-અંદાજિત મહત્તમ ઊંચાઈ 8,848 મીટર (29,028 ફૂટ) સુધી બદલાય છે. દરિયાની સપાટીથી જમીનની સરેરાશ ઊંચાઈ 686 મીટર (2,250 ફૂટ) છે. પૃથ્વીના ભૂસ્તરશાસ્ત્રીય ઇતિહાસને વ્યાપક રીતે બે સમયગાળામાં વર્ગીકૃત કરી શકાય છેઃ પ્રિકેમ્બ્રિયનઃ આશરે 90 ટકા ભૂસ્તરીય સમય માટે વિસ્તરે છે, 4.6 અબજ વર્ષો પહેલાથી કેમ્બ્રિયન સમયગાળા (539 એમએ) ની શરૂઆત સુધી. સામાન્ય રીતે એવું માનવામાં આવે છે કે નાના પ્રોટો-ખંડો 3000 Ma પહેલા અસ્તિત્વમાં હતા, અને પૃથ્વીના મોટાભાગના ભૂભાગો 1000 Ma ની આસપાસ એક જ સુપરકોન્ટિનેન્ટમાં એકત્રિત થયા હતા. ફેનેરોઝોઇકઃ ભૂસ્તરીય સમયગાળામાં વર્તમાન યુગ. તે 539 મિલિયન વર્ષ આવરી લે છે. આ સમય દરમિયાન, ખંડો આસપાસ ફર્યા, આખરે એક જ જમીન સમૂહમાં એકત્રિત થયા જે પેંજિયા તરીકે ઓળખાય છે અને પછી વર્તમાન ખંડીય જમીન સમૂહમાં વિભાજિત થયા. મંગળની સપાટી મુખ્યત્વે બેસાલ્ટથી બનેલી હોવાનું માનવામાં આવે છે, જે જ્વાળામુખીમાંથી જોવા મળતા લાવા પ્રવાહ, મંગળના ઉલ્કાના સંગ્રહ અને લેન્ડર્સ અને ભ્રમણકક્ષાના અવલોકનોના ડેટા પર આધારિત છે. મંગળના જ્વાળામુખીમાંથી લાવાનો પ્રવાહ દર્શાવે છે કે લાવામાં ખૂબ ઓછી સ્નિગ્ધતા છે, જે બેસાલ્ટની લાક્ષણિકતા છે. 1976માં વાઇકિંગ લેન્ડર્સ દ્વારા એકત્રિત કરવામાં આવેલા માટીના નમૂનાઓનું વિશ્લેષણ બેસાલ્ટિક ખડકોના હવામાન સાથે સુસંગત આયર્નથી સમૃદ્ધ માટી સૂચવે છે. કેટલાક પુરાવા છે કે મંગળની સપાટીનો અમુક ભાગ લાક્ષણિક બેસાલ્ટ કરતાં વધુ સિલિકા-સમૃદ્ધ હોઈ શકે છે, જે કદાચ પૃથ્વી પરના એન્ડેસીટિક ખડકો જેવો જ છે, જોકે આ અવલોકનોને સિલિકા ગ્લાસ, ફીલોસિલિકેટ્સ અથવા ઓપલ દ્વારા પણ સમજાવી શકાય છે. મોટાભાગની સપાટી ટેલ્કમ પાવડર જેટલી જ પાતળી ધૂળથી ઢંકાયેલી છે. મંગળની સપાટીનો લાલ/નારંગી દેખાવ આયર્ન (III) ઓક્સાઇડ (રસ્ટ) ને કારણે થાય છે. મંગળ ગ્રહ તેના બાહ્ય સ્તરમાં પૃથ્વી કરતાં બમણું આયર્ન ઓક્સાઇડ ધરાવે છે, તેમ છતાં તેનું મૂળ સમાન હોવાનું માનવામાં આવે છે. એવું માનવામાં આવે છે કે પૃથ્વી, વધુ ગરમ હોવાથી, પ્રારંભિક ગ્રહના લાવા સમુદ્રના ઊંડાણમાં મોટાભાગના લોખંડને નીચે તરફ પરિવહન કરે છે, જ્યારે મંગળ, નીચા લાવા તાપમાન સાથે આવું થવા માટે ખૂબ ઠંડી હતી. કોર સિલિકેટ આવરણથી ઘેરાયેલું છે જેણે ગ્રહ પર ઘણા ટેકટોનિક અને જ્વાળામુખીની લાક્ષણિકતાઓ બનાવી છે. ગ્રહના પોપડાની સરેરાશ જાડાઈ લગભગ 50 કિમી છે, અને તે તેના કરતા વધુ જાડી નથી, જે પૃથ્વીના પોપડાની તુલનામાં ઘણી જાડી છે જે અને વચ્ચે બદલાય છે. પરિણામે, મંગળનું પોપડું સરળતાથી વિકૃત થતું નથી, જેમ કે દક્ષિણ ધ્રુવીય બરફના ઢગલાના તાજેતરના રડાર નકશા દ્વારા દર્શાવવામાં આવ્યું છે, જે લગભગ 3 કિમી જાડું હોવા છતાં પોપડાને વિકૃત કરતું નથી. ક્રેટર મોર્ફોલોજી સપાટીની ભૌતિક રચના અને રચના વિશે માહિતી પૂરી પાડે છે. અસર ખાડાઓ આપણને સપાટીની નીચે અને મંગળના ભૌગોલિક ભૂતકાળમાં ઊંડાણપૂર્વક જોવાની મંજૂરી આપે છે. લોબેટ ઇજેક્ટા ધાબળા (ડાબે ચિત્રમાં) અને કેન્દ્રીય ખાડાના ખાડાઓ મંગળ પર સામાન્ય છે પરંતુ ચંદ્ર પર અસામાન્ય છે, જે મંગળ પર નજીકની સપાટીના વોલેટાઇલ્સ (બરફ અને પાણી) ની હાજરી સૂચવી શકે છે. અધોગતિગ્રસ્ત અસર માળખાં જ્વાળામુખી, નદી અને એઓલિયન પ્રવૃત્તિમાં ફેરફારો નોંધે છે. યુટી ક્રેટર એ ઇજેક્ટાની રેમ્પાર્ટ જેવી ધારને કારણે કહેવાતા રેમ્પાર્ટ ક્રેટરનું ઉદાહરણ છે. યુટી ખાડામાં ઇજેક્ટા તેની બાજુના જૂના ખાડાને સંપૂર્ણપણે આવરી લે છે, જે દર્શાવે છે કે બહાર નીકળેલી સામગ્રી માત્ર એક પાતળું સ્તર છે. મંગળના ભૌગોલિક ઇતિહાસને વ્યાપક રીતે ઘણા યુગમાં વર્ગીકૃત કરી શકાય છે, પરંતુ નીચે આપેલા ત્રણ મુખ્ય યુગ છેઃ નોઆચિયન યુગ (નોઆચિસ ટેરાના નામ પરથી નામ આપવામાં આવ્યું છે): મંગળની સૌથી જૂની અસ્તિત્વ ધરાવતી સપાટીઓની રચના, 3.8 અબજ વર્ષ પહેલાંથી 3.5 અબજ વર્ષ પહેલાં. નોઆચિયન યુગની સપાટીઓ ઘણા મોટા અસરવાળા ખાડાઓ દ્વારા ડાઘવાળી હોય છે. થાર્સિસ ઉભું જ્વાળામુખી આ સમયગાળા દરમિયાન રચાયું હોવાનું માનવામાં આવે છે, જેમાં યુગના અંતમાં પ્રવાહી પાણી દ્વારા વ્યાપક પૂર આવ્યું હતું. હેસ્પેરિયન યુગ (હેસ્પેરિયા પ્લાનમ પરથી નામ આપવામાં આવ્યું છે): 3.5 અબજ વર્ષો પહેલા થી 1.8 અબજ વર્ષો પહેલા. હેસ્પેરિયન યુગ વ્યાપક લાવા મેદાનોની રચના દ્વારા ચિહ્નિત થયેલ છે. એમેઝોનિયન યુગ (એમેઝોનિસ પ્લેનિટિયા પરથી નામ આપવામાં આવ્યું છે): 1.8 અબજ વર્ષ પહેલાંથી અત્યાર સુધી. એમેઝોનિયન પ્રદેશોમાં થોડા ઉલ્કાના અસરવાળા ખાડાઓ છે પરંતુ અન્યથા તે તદ્દન વૈવિધ્યસભર છે. ઓલિમ્પસ મોન્સ, જાણીતા બ્રહ્માંડનો સૌથી મોટો જ્વાળામુખી, આ સમયગાળા દરમિયાન રચાયો હતો અને મંગળ પર અન્યત્ર લાવા વહેતો હતો. ડ્વાર્ફ ગ્રહ, સેરેસનું ભૂસ્તરશાસ્ત્ર, 2015 ની શરૂઆતમાં ડોન અવકાશયાને તેની શોધ કરી ત્યાં સુધી મોટાભાગે અજ્ઞાત હતું. જો કે, "પિયાઝી" જેવી કેટલીક સપાટીની લાક્ષણિકતાઓ, જેને દ્વાર્ફ ગ્રહોના શોધકના નામ પરથી નામ આપવામાં આવ્યું હતું, તેનું સમાધાન કરવામાં આવ્યું હતું. [એ] સેરેસની અસ્પષ્ટતા એક અલગ શરીર સાથે સુસંગત છે, જે બરફીલા આવરણ સાથે ખડકાળ કોર ઓવરલેન છે. આ 100 કિલોમીટર જાડા આવરણમાં (દ્રવ્યમાન દ્વારા સેરેસનું 23%-28%; કદ દ્વારા 50 ટકા) 20 કરોડ ઘન કિલોમીટર પાણી છે, જે પૃથ્વી પરના તાજા પાણીની માત્રા કરતાં વધારે છે. આ પરિણામ 2002માં કેક ટેલિસ્કોપ દ્વારા કરવામાં આવેલા અવલોકનો અને ઉત્ક્રાંતિ મોડેલિંગ દ્વારા સમર્થિત છે. ઉપરાંત, તેની સપાટી અને ઇતિહાસની કેટલીક લાક્ષણિકતાઓ (જેમ કે સૂર્યથી તેનું અંતર, જેણે સૌર કિરણોત્સર્ગને એટલું નબળું પાડ્યું હતું કે તેની રચના દરમિયાન કેટલાક એકદમ નીચા-ફ્રીઝિંગ-પોઇન્ટ ઘટકોને સામેલ કરી શકાય), સેરેસના આંતરિક ભાગમાં અસ્થિર સામગ્રીની હાજરી તરફ નિર્દેશ કરે છે. એવું સૂચવવામાં આવ્યું છે કે પ્રવાહી પાણીનું અવશેષ સ્તર બરફના સ્તર હેઠળ અત્યાર સુધી ટકી રહ્યું હશે. સેરેસની સપાટીની રચના મોટે ભાગે સી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સ જેવી જ છે. કેટલાક તફાવતો અસ્તિત્વ ધરાવે છે. સેરેરિયન આઈઆર સ્પેક્ટ્રાની સર્વવ્યાપક લાક્ષણિકતાઓ હાઇડ્રેટેડ સામગ્રીની છે, જે આંતરિક ભાગમાં નોંધપાત્ર માત્રામાં પાણીની હાજરી સૂચવે છે. અન્ય સંભવિત સપાટીના ઘટકોમાં આયર્નથી સમૃદ્ધ માટીના ખનિજો (ક્રોન્સ્ટેડાઇટ) અને કાર્બોનેટ ખનિજો (ડોલોમાઇટ અને સાઇડરાઇટ) નો સમાવેશ થાય છે, જે કાર્બોનેસિયસ કોન્ડ્રાઇટ ઉલ્કામાં સામાન્ય ખનિજો છે. કાર્બોનેટ અને માટીના ખનિજોની વર્ણપટ લાક્ષણિકતાઓ સામાન્ય રીતે અન્ય સી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ્સના વર્ણપટમાં ગેરહાજર હોય છે. કેટલીકવાર સેરેસને જી-પ્રકારનાં એસ્ટરોઇડ તરીકે વર્ગીકૃત કરવામાં આવે છે. સેરેરિયન સપાટી પ્રમાણમાં ગરમ છે. 5 મે 1991ના રોજ સૂર્યની ઉપરની બાજુએ મહત્તમ તાપમાન 235 K (લગભગ −38 °C, −36 °F) હોવાનો અંદાજ હતો. ડોન મિશન પહેલાં, માત્ર થોડા જ સેરેરિયન સપાટીના લક્ષણો સ્પષ્ટ રીતે શોધી કાઢવામાં આવ્યા હતા. 1995 માં લેવામાં આવેલી ઉચ્ચ-રીઝોલ્યુશન અલ્ટ્રાવાયોલેટ હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપ છબીઓએ તેની સપાટી પર એક શ્યામ સ્થળ દર્શાવ્યું હતું, જેને સેરેસના શોધકના સન્માનમાં "પિયાઝી" ઉપનામ આપવામાં આવ્યું હતું. આ ખાડો હોવાનું માનવામાં આવતું હતું. પાછળથી અનુકૂલનશીલ ઓપ્ટિક્સનો ઉપયોગ કરીને કેક ટેલિસ્કોપ સાથે સંપૂર્ણ પરિભ્રમણ પર લેવામાં આવેલા ઉચ્ચ રીઝોલ્યુશન સાથેની નજીકના ઇન્ફ્રારેડ છબીઓએ સેરેસના પરિભ્રમણ સાથે આગળ વધતા ઘણા તેજસ્વી અને શ્યામ લક્ષણો દર્શાવ્યા. બે શ્યામ લક્ષણો ગોળાકાર આકાર ધરાવતા હતા અને સંભવતઃ તે ખાડાઓ છે; તેમાંથી એક તેજસ્વી મધ્ય પ્રદેશ હોવાનું જોવા મળ્યું હતું, જ્યારે બીજાને "પિયાઝી" લક્ષણ તરીકે ઓળખવામાં આવ્યું હતું. 2003 અને 2004માં લેવામાં આવેલી સંપૂર્ણ પરિભ્રમણની વધુ તાજેતરની દૃશ્યમાન-પ્રકાશ હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપ છબીઓએ 11 ઓળખી શકાય તેવી સપાટીની લાક્ષણિકતાઓ દર્શાવી હતી, જેની પ્રકૃતિ હાલમાં અજ્ઞાત છે. આમાંની એક વિશેષતા અગાઉ જોવા મળેલા "પિયાઝી" લક્ષણને અનુરૂપ છે. આ છેલ્લા અવલોકનોએ એ પણ નક્કી કર્યું હતું કે સેરેસનું ઉત્તર ધ્રુવ ડ્રેકો નક્ષત્રમાં જમણા આરોહણ 19 કલાક 24 મિનિટ (291 °), ઘટાડા + 59 ° ની દિશામાં નિર્દેશ કરે છે. આનો અર્થ એ છે કે સેરેસનો અક્ષીય ઝુકાવ ખૂબ જ નાનો છે-લગભગ 3°. વાતાવરણ એવા સંકેતો છે કે સેરેસમાં સપાટી પર નબળું વાતાવરણ અને પાણીનો હિમ હોઈ શકે છે. સપાટી પરના પાણીનો બરફ સૂર્યથી 5 એ. યુ. કરતા ઓછા અંતરે અસ્થિર છે, તેથી જો તે સીધા સૌર કિરણોત્સર્ગના સંપર્કમાં આવે તો તે ઉત્કૃષ્ટ થવાની અપેક્ષા છે. પાણીનો બરફ સેરેસના ઊંડા સ્તરોમાંથી સપાટી પર સ્થળાંતર કરી શકે છે, પરંતુ ખૂબ જ ટૂંકા સમયમાં છટકી જાય છે. પરિણામે, પાણીના બાષ્પીભવનને શોધવું મુશ્કેલ છે. સેરેસના ધ્રુવીય પ્રદેશોમાંથી પાણી બહાર નીકળવાનું સંભવતઃ 1990ના દાયકાની શરૂઆતમાં જોવા મળ્યું હતું, પરંતુ આ સ્પષ્ટ રીતે દર્શાવવામાં આવ્યું નથી. તાજા અસરવાળા ખાડાની આસપાસના વિસ્તારમાંથી અથવા સેરેસના ઉપ-સપાટીના સ્તરોમાં તિરાડોમાંથી બહાર નીકળતા પાણીને શોધવું શક્ય બની શકે છે. IUE અવકાશયાન દ્વારા અલ્ટ્રાવાયોલેટ અવલોકનોએ સેરેઅન ઉત્તર ધ્રુવની નજીક આંકડાકીય રીતે નોંધપાત્ર માત્રામાં હાઇડ્રોક્સાઇડ આયનો શોધી કાઢ્યા, જે અલ્ટ્રાવાયોલેટ સૌર કિરણોત્સર્ગ દ્વારા જળ-વરાળના વિયોજનનું ઉત્પાદન છે. 2014 ની શરૂઆતમાં, હર્શેલ સ્પેસ ઓબ્ઝર્વેટરીની માહિતીનો ઉપયોગ કરીને, એવું જાણવા મળ્યું હતું કે સેરેસ પર પાણીની વરાળના ઘણા સ્થાનિક (વ્યાસમાં 60 કિમીથી વધુ નહીં) મધ્ય-અક્ષાંશ સ્ત્રોતો છે, જે દરેક પ્રતિ સેકંડ લગભગ 1026 અણુઓ (અથવા 3 કિલો) પાણી આપે છે. ડબલ્યુ. એમ. કેક ઓબ્ઝર્વેટરી દ્વારા બે સંભવિત સ્ત્રોત પ્રદેશો, નિયુક્ત પિયાઝી (123°ઇ, 21°એન) અને પ્રદેશ એ (232°ઇ, 23°એન), નજીકના ઇન્ફ્રારેડમાં શ્યામ વિસ્તારો (પ્રદેશ એ પણ તેજસ્વી કેન્દ્ર ધરાવે છે) તરીકે જોવામાં આવ્યા છે. વરાળ છોડવા માટેની સંભવિત પદ્ધતિઓ લગભગ 0.6 કિમી2 ખુલ્લા સપાટીના બરફમાંથી ઉષ્ણતામાન, અથવા કિરણોત્સર્ગી આંતરિક ગરમીના પરિણામે ક્રાયોવોલ્કેનિક વિસ્ફોટો અથવા બરફના ઉપરના સ્તરની વૃદ્ધિને કારણે ઉપ-સપાટીના સમુદ્રના દબાણને કારણે છે. જેમ જેમ સેરેસ તેની વિચિત્ર ભ્રમણકક્ષામાં સૂર્યથી પીછેહઠ કરે છે તેમ તેમ સપાટીના ઉષ્ણતામાનમાં ઘટાડો થવાની અપેક્ષા છે, જ્યારે આંતરિક રીતે સંચાલિત ઉત્સર્જનને ભ્રમણકક્ષાની સ્થિતિથી અસર થવી જોઈએ નહીં. ઉપલબ્ધ મર્યાદિત માહિતી ધૂમકેતુ-શૈલીના ઉષ્ણતામાન સાથે વધુ સુસંગત છે. અવકાશયાન ડોન એફેલિયન ખાતે સેરેસની નજીક આવી રહ્યું છે, જે આ ઘટનાનું નિરીક્ષણ કરવાની ડોનની ક્ષમતાને અવરોધે છે. નોંધઃ આ માહિતી સીધા મુખ્ય લેખમાંથી લેવામાં આવી હતી, સામગ્રી માટેના સ્રોતો ત્યાં શામેલ છે. લઘુગ્રહ, ધૂમકેતુઓ અને ઉલ્કાપિંડ એ બધા અવશેષો છે જે નિહારિકામાંથી બાકી છે જેમાં સૌર મંડળની રચના 4.6 અબજ વર્ષો પહેલા થઈ હતી. એસ્ટરોઇડ પટ્ટો એસ્ટરોઇડ પટ્ટો મંગળ અને ગુરુની વચ્ચે સ્થિત છે. તે હજારો ખડકાળ ગ્રહોથી બનેલો છે, જેની પહોળાઈ થોડા મીટર સુધીની છે. આ સૌરમંડળની રચનાનો કાટમાળ હોવાનું માનવામાં આવે છે જે ગુરુના ગુરુત્વાકર્ષણને કારણે ગ્રહની રચના કરી શક્યો ન હતો. જ્યારે એસ્ટરોઇડ્સ ટકરાય છે ત્યારે તેઓ નાના ટુકડાઓ ઉત્પન્ન કરે છે જે ક્યારેક ક્યારેક પૃથ્વી પર પડે છે. આ ખડકોને ઉલ્કા કહેવામાં આવે છે અને તે આદિકાળનાં સૌર નિહારિકા વિશે માહિતી પૂરી પાડે છે. આમાંના મોટાભાગના ટુકડાઓ રેતીના દાણાના કદના હોય છે. તેઓ પૃથ્વીના વાતાવરણમાં બળી જાય છે, જેના કારણે તેઓ ઉલ્કાઓની જેમ ચમકવા લાગે છે. ધૂમકેતુ એ સૂર્યમંડળનું એક નાનું શરીર છે જે સૂર્યની પરિક્રમા કરે છે અને (ઓછામાં ઓછું પ્રસંગોપાત) કોમા (અથવા વાતાવરણ) અને/અથવા પૂંછડી દર્શાવે છે-બંને મુખ્યત્વે ધૂમકેતુના કેન્દ્ર પર સૌર કિરણોત્સર્ગની અસરોથી, જે પોતે એક નાનું શરીર છે જે ખડક, ધૂળ અને બરફથી બનેલું છે. કુઇપર પટ્ટો, જેને કેટલીકવાર એજવર્થ-કુઇપર પટ્ટો પણ કહેવામાં આવે છે, તે નેપ્ચ્યુનની ભ્રમણકક્ષા (30 એ. યુ. પર) થી સૂર્યથી આશરે 55 એ. યુ. સુધી વિસ્તરેલો ગ્રહોની બહારનો સૌરમંડળનો પ્રદેશ છે. તે એસ્ટરોઇડ બેલ્ટ જેવું જ છે, જો કે તે ઘણું મોટું છે; 20 ગણું પહોળું અને 20-200 ગણું વિશાળ છે. એસ્ટરોઇડ પટ્ટાની જેમ, તેમાં મુખ્યત્વે નાના પદાર્થો (સૌરમંડળની રચનાના અવશેષો) અને ઓછામાં ઓછો એક દ્વાર્ફ ગ્રહ-પ્લુટોનો સમાવેશ થાય છે, જે ભૌગોલિક રીતે સક્રિય હોઈ શકે છે. પરંતુ જ્યારે એસ્ટરોઇડ પટ્ટો મુખ્યત્વે ખડક અને ધાતુથી બનેલો છે, ત્યારે કુઇપર પટ્ટો મોટાભાગે મિથેન, એમોનિયા અને પાણી જેવા બરફથી બનેલો છે. કુઇપર પટ્ટાની અંદરની વસ્તુઓ, વેરવિખેર ડિસ્કના સભ્યો અને કોઈપણ સંભવિત હિલ્સ ક્લાઉડ અથવા ઊર્ટ ક્લાઉડ ઓબ્જેક્ટ્સ સાથે, સામૂહિક રીતે ટ્રાન્સ-નેપ્ચ્યુનિયન ઓબ્જેક્ટ્સ (ટી. એન. ઓ.) તરીકે ઓળખાય છે. બે ટી. એન. ઓ. ની મુલાકાત લેવામાં આવી છે અને નજીકથી અભ્યાસ કરવામાં આવ્યો છે, પ્લુટો અને 486958 એરોકોથ. આ પણ જુઓ ચંદ્રની માટી પાર્થિવ ગ્રહો પર મંગળની માટીનું પાણી સંદર્ભો બાહ્ય કડીઓ આંતરરાષ્ટ્રીય ખગોળશાસ્ત્રીય સંઘ સૌર મંડળ જીવંત (એક સંવાદાત્મક ઓરીરી) સૌર મંડળ દર્શક (એનિમેશન) સૌર મંડળની છબીઓ ગ્રહોની પ્રસ્તુતિઓ નાસા પ્લેનેટ ક્વેસ્ટ ચિત્ર ગ્રહોના કદની એકબીજા, સૂર્ય અને અન્ય તારાઓ સાથે સરખામણી પ્રશ્નોત્તરઃ આઇએયુની પ્રસ્તાવિત ગ્રહ વ્યાખ્યા પ્રશ્નોત્તર નવા ગ્રહોની દરખાસ્ત સૌર મંડળ-બુધના અવકાશ એટલાસ વિશે-નાસા નવ ગ્રહોની શોધ માહિતી ગ્રહ ભૂસ્તરશાસ્ત્ર