Geology of solar terrestrial planets
सौर स्थलीय ग्रहों का भूविज्ञान मुख्य रूप से सौर मंडल के चार स्थलीय ग्रहों-बुध, शुक्र, पृथ्वी और मंगल-और एक स्थलीय बौने ग्रहः सेरेस के भूवैज्ञानिक पहलुओं से संबंधित है। पृथ्वी एकमात्र स्थलीय ग्रह है जिसे सक्रिय जलमंडल के रूप में जाना जाता है। स्थलीय ग्रह विशाल ग्रहों से काफी अलग हैं, जिनमें ठोस सतह नहीं हो सकती हैं और ये ज्यादातर विभिन्न भौतिक अवस्थाओं में मौजूद हाइड्रोजन, हीलियम और पानी के कुछ संयोजन से बने होते हैं। स्थलीय ग्रहों की एक सघन, चट्टानी सतह होती है, और शुक्र, पृथ्वी और मंगल में से प्रत्येक में एक वातावरण भी होता है। इनका आकार, त्रिज्या और घनत्व सभी समान हैं। स्थलीय ग्रहों में बौने ग्रहों (प्लूटो जैसी वस्तुओं) के साथ कई समानताएं हैं, जिनकी सतह भी ठोस होती है, लेकिन वे मुख्य रूप से बर्फीले पदार्थों से बने होते हैं। सौर मंडल के निर्माण के दौरान, शायद कई और (ग्रहों) थे, लेकिन वे सभी सौर नीहारिका में चार शेष दुनियाओं के साथ विलय हो गए हैं या नष्ट हो गए हैं। सभी स्थलीय ग्रहों की संरचना लगभग एक ही हैः एक केंद्रीय धातु का केंद्र, ज्यादातर लोहा, जिसके आसपास सिलिकेट आवरण है। चंद्रमा समान है, लेकिन इसमें पर्याप्त लोहे का कोर नहीं है। चार सौर स्थलीय ग्रहों (शुक्र, पृथ्वी और मंगल) में से तीन में पर्याप्त वायुमंडल हैं; सभी में प्रभाव वाले गड्ढे और विवर्तनिक सतह की विशेषताएं हैं जैसे कि दरार घाटियाँ और ज्वालामुखी। आंतरिक ग्रह शब्द को निम्न ग्रह के साथ भ्रमित नहीं किया जाना चाहिए, जो किसी भी ग्रह को संदर्भित करता है जो पर्यवेक्षक के ग्रह की तुलना में सूर्य के करीब है, लेकिन आमतौर पर बुध और शुक्र को संदर्भित करता है। ऐसा माना जाता है कि सौर मंडल नेबुलर परिकल्पना के अनुसार बना है, जिसे पहली बार 1755 में इमैनुएल कांट द्वारा प्रस्तावित किया गया था और स्वतंत्र रूप से पियरे-साइमन लाप्लास द्वारा तैयार किया गया था। इस सिद्धांत का मानना है कि 4.6 अरब साल पहले सौर मंडल एक विशाल आणविक बादल के गुरुत्वाकर्षण पतन से बना था। यह प्रारंभिक बादल संभवतः कई प्रकाश-वर्षों तक फैला हुआ था और संभवतः इसने कई सितारों को जन्म दिया। पहले ठोस कण आकार में सूक्ष्म थे। ये कण एक दूसरे के ठीक बगल में लगभग गोलाकार कक्षाओं में सूर्य की परिक्रमा करते थे, जिस गैस से वे संघनित हुए थे। धीरे-धीरे हल्की टक्करों ने गुच्छे को एक साथ चिपकने और बड़े कण बनाने की अनुमति दी, जो बदले में, उनकी ओर अधिक ठोस कणों को आकर्षित करते थे। इस प्रक्रिया को वृद्धि के रूप में जाना जाता है। वृद्धि से बनने वाली वस्तुओं को ग्रहीय कहा जाता है-वे ग्रह निर्माण के लिए बीज के रूप में कार्य करते हैं। प्रारंभ में, ग्रहों को बारीकी से पैक किया गया था। वे बड़ी वस्तुओं में एकजुट हो गए, कुछ मिलियन वर्षों में कुछ किलोमीटर तक के गुच्छे बना दिए, जो सौर मंडल की उम्र की तुलना में एक छोटा सा समय है। ग्रहों के आकार में बड़े होने के बाद, टकराव अत्यधिक विनाशकारी हो गए, जिससे आगे का विकास और अधिक कठिन हो गया। केवल सबसे बड़े ग्रह विखंडन प्रक्रिया से बच गए और समान संरचना के ग्रहों के संचय से धीरे-धीरे प्रोटोप्लानेट में विकसित होते रहे। प्रोटोप्लानेट के बनने के बाद, अल्पकालिक तत्वों के रेडियोधर्मी क्षय से गर्मी के संचय ने ग्रह को पिघला दिया, जिससे सामग्री को अंतर करने की अनुमति मिली (यानी। उनके घनत्व के अनुसार अलग करना)। स्थलीय ग्रह गर्म आंतरिक सौर मंडल में, अरबों साल पहले विशाल सितारों के कोर में पकाई गई चट्टानों और धातुओं से बने ग्रह। इन तत्वों ने सौर नीहारिका में सामग्री का केवल 0.6% हिस्सा बनाया। यही कारण है कि स्थलीय ग्रह बहुत बड़े नहीं हो सकते थे और हाइड्रोजन और हीलियम गैस पर बड़ा खिंचाव नहीं कर सकते थे। इसके अलावा, सूर्य के करीब कणों के बीच तेजी से टकराव औसतन अधिक विनाशकारी थे। भले ही स्थलीय ग्रहों में हाइड्रोजन और हीलियम होते, सूर्य ने गैसों को गर्म किया होता और उन्हें बाहर निकलने के लिए प्रेरित किया होता। इसलिए, बुध, शुक्र, पृथ्वी और मंगल जैसे सौर स्थलीय ग्रह घने छोटे ग्रह हैं जो ज्यादातर सौर नीहारिका में निहित भारी तत्वों के 2 प्रतिशत से बने हैं। आंतरिक सौर ग्रहों का सतह भूविज्ञान चार आंतरिक या स्थलीय ग्रहों में घने, चट्टानी संरचनाएं हैं, कुछ या कोई चंद्रमा नहीं हैं, और कोई वलय प्रणाली नहीं है। वे बड़े पैमाने पर उच्च पिघलने वाले बिंदुओं वाले खनिजों से बने होते हैं, जैसे कि सिलिकेट जो उनके ठोस परत और अर्ध-तरल आवरण बनाते हैं, और लोहे और निकल जैसी धातुएं, जो उनके कोर बनाते हैं। मरकरी द मेरिनर 10 मिशन (1974) ने बुध की लगभग आधी सतह का मानचित्रण किया। उस डेटा के आधार पर, वैज्ञानिकों को ग्रह के भूविज्ञान और इतिहास की प्रथम श्रेणी की समझ है। बुध की सतह अंतर-गर्त मैदान, बेसिन, चिकने मैदान, गर्त और विवर्तनिक विशेषताओं को दर्शाती है। बुध की सबसे पुरानी सतह इसके अंतरग्राहक मैदान हैं, जो चंद्रमा पर मौजूद हैं (लेकिन बहुत कम व्यापक)। इंटरक्रेटर मैदान समतल से लेकर धीरे-धीरे लुढ़कने वाले इलाके हैं जो बड़े गड्ढों के बीच और उनके आसपास होते हैं। मैदान भारी गड्ढों वाले इलाके से पहले के हैं, और बुध के कई शुरुआती गड्ढों और बेसिनों को मिटा दिया है; वे शायद मरक्यूरियन इतिहास की शुरुआत में व्यापक ज्वालामुखी से बने थे। मर्क्यूरियन गड्ढों में चंद्र गड्ढों के रूपात्मक तत्व होते हैं-छोटे गड्ढे कटोरे के आकार के होते हैं, और बढ़ते आकार के साथ, वे भीतरी दीवारों पर स्कैलॉप्ड रिम्स, केंद्रीय चोटियों और छतों का विकास करते हैं। इजेक्टा शीट्स में एक पहाड़ी, पंक्तिबद्ध बनावट और द्वितीयक प्रभाव वाले गड्ढों के झुंड होते हैं। सभी आकारों के ताजे गड्ढों में गहरे या चमकीले प्रभामंडल और अच्छी तरह से विकसित किरण प्रणालियाँ होती हैं। यद्यपि मरक्यूरियन और चंद्र गर्त सतही रूप से समान हैं, वे सूक्ष्म अंतर दिखाते हैं, विशेष रूप से जमा सीमा में। बुध पर द्वितीयक गड्ढों के निरंतर निकास और क्षेत्र एक दिए गए रिम व्यास के लिए तुलनीय चंद्र गड्ढों की तुलना में बहुत कम व्यापक (लगभग 0.65 के कारक द्वारा) हैं। यह अंतर चंद्रमा की तुलना में बुध पर ढाई गुना अधिक गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के कारण होता है। चंद्रमा पर, बुध पर प्रभाव वाले गड्ढों का बाद के प्रभावों से उत्तरोत्तर क्षरण होता है। सबसे नए गड्ढों में किरण प्रणाली और एक कुरकुरा आकृति विज्ञान होता है। आगे के क्षरण के साथ, गड्ढे अपनी कुरकुरा आकृति विज्ञान खो देते हैं और निरंतर इजेक्टा पर किरणें और विशेषताएं अधिक धुंधली हो जाती हैं जब तक कि गड्ढे के पास केवल उठाए गए किनारे को पहचाना नहीं जा सकता है। क्योंकि समय के साथ गड्ढे उत्तरोत्तर खराब हो जाते हैं, क्षरण की डिग्री गड्ढे की सापेक्ष आयु का एक मोटा संकेत देती है। इस धारणा पर कि समान आकार और आकृति विज्ञान के गड्ढे लगभग एक ही उम्र के हैं, अन्य अंतर्निहित या ऊपरी इकाइयों की उम्र पर प्रतिबंध लगाना संभव है और इस प्रकार विश्व स्तर पर गड्ढों की सापेक्ष उम्र का नक्शा बनाना संभव है। बुध पर कम से कम 15 प्राचीन घाटियों की पहचान की गई है। टॉलस्टोज एक वास्तविक बहु-रिंग बेसिन है, जो कम से कम दो, और संभवतः चार, संकेंद्रित रिंग प्रदर्शित करता है। इसमें एक अच्छी तरह से संरक्षित इजेक्टा कंबल है जो इसके किनारे से बाहर की ओर फैला हुआ है। बेसिन का आंतरिक भाग मैदानों से भरा हुआ है जो स्पष्ट रूप से इजेक्टा जमा के बाद के हैं। बीथोवेन के पास व्यास में केवल एक, कम द्रव्यमान जैसा रिम है, लेकिन एक प्रभावशाली, अच्छी तरह से पंक्तिबद्ध इजेक्टा कंबल प्रदर्शित करता है जो यहाँ तक फैला हुआ है। टॉल्स्टोज के अनुसार, बीथोवेन इजेक्टा असममित है। कैलोरिस बेसिन को व्यास में पहाड़ों के एक वलय द्वारा परिभाषित किया गया है। अलग-अलग पिण्ड आम तौर पर लंबे होते हैं; इकाई के आंतरिक किनारे को बेसिन-फेसिंग स्कार्प्स द्वारा चिह्नित किया जाता है। रेखाबद्ध भूभाग कैलोरिस पहाड़ों के बाहरी किनारे पर एक कमजोर असंतत स्कार्प के पैर से लगभग बाहर तक फैला हुआ है; यह भूभाग चंद्रमा पर इम्ब्रियम बेसिन के आसपास की मूर्तिकला के समान है। हममॉकी सामग्री कैलोरिस पहाड़ों से एक व्यापक वलयाकार बनाती है। इसमें कम दूरी से लेकर बिखरे हुए पहाड़ियां हैं जो लगभग 3 मीटर से लेकर 10 मीटर से लेकर 100 मीटर तक ऊँची हैं। इस इकाई की बाहरी सीमा उसी क्षेत्र में पाए जाने वाले (छोटे) चिकने मैदानों के साथ क्रमिक है। एक पहाड़ी और खारे इलाके में कैलोरिस बेसिन के लिए एंटीपोडल पाया जाता है, जो संभवतः कैलोरिस प्रभाव से उत्पन्न तीव्र भूकंपीय लहरों के एंटीपोडल अभिसरण द्वारा बनाया गया है। कैलोरिस बेसिन का तल पापपूर्ण कटकों और फ्रैक्चर से विकृत हो जाता है, जिससे बेसिन एक सकल बहुभुज पैटर्न से भर जाता है। ये मैदान ज्वालामुखीय हो सकते हैं, जो प्रभाव घटना के हिस्से के रूप में मैग्मा के निकलने से बनते हैं, या प्रभाव पिघलने की एक मोटी चादर हो सकती है। बुध के व्यापक क्षेत्र अपेक्षाकृत सपाट, विरल गड्ढों वाले मैदानी पदार्थों से ढके हुए हैं। वे दबावों को भरते हैं जो क्षेत्रीय गर्त से लेकर गड्ढे के फर्श तक के आकार में होते हैं। चिकने मैदान चंद्रमा के मारिया के समान हैं, एक स्पष्ट अंतर यह है कि चिकने मैदानों में इंटरक्रेटर मैदानों के समान एल्बिडो है। चिकने मैदान कैलोरिस बेसिन के आसपास एक व्यापक वलय में सबसे अधिक उजागर होते हैं। प्रवाह खंड, तटबंध चैनल, गुंबद या शंकु जैसी कोई स्पष्ट ज्वालामुखीय विशेषताएँ दिखाई नहीं देती हैं। गड्ढों के घनत्व से पता चलता है कि चिकने मैदान कैलोरिस बेसिन के इजेक्टा की तुलना में काफी छोटे हैं। इसके अलावा, अलग-अलग रंग इकाइयाँ, कुछ लोबेट आकार की, नए संसाधित रंग डेटा में देखी जाती हैं। नैदानिक भू-आकृतियों के अभाव में भी इस तरह के संबंध मरक्यूरियन चिकने मैदानों के लिए ज्वालामुखीय उत्पत्ति का दृढ़ता से समर्थन करते हैं। लोबेट स्कार्प्स व्यापक रूप से बुध पर वितरित किए जाते हैं और इसमें सिनुअस से आर्क्यूएट स्कार्प्स होते हैं जो पहले से मौजूद मैदानों और गड्ढों को पार करते हैं। उन्हें सबसे अधिक विश्वसनीय रूप से थ्रस्ट फॉल्ट के रूप में व्याख्या की जाती है, जो वैश्विक संपीड़न की अवधि का संकेत देता है। लोबेट स्कार्प्स आम तौर पर गड्ढों के फर्श पर चिकनी मैदानी सामग्री (प्रारंभिक कैलोरियन युग) को पार करते हैं, लेकिन कैलोरिस के बाद के गड्ढों को उन पर सुपरपोज़ किया जाता है। इन टिप्पणियों से पता चलता है कि लोबेट-स्कार्प का गठन समय के अपेक्षाकृत संकीर्ण अंतराल तक सीमित था, जो पूर्व-टॉल्स्टोजन अवधि के अंत में शुरू हुआ और मध्य से अंत में कैलोरियन अवधि में समाप्त हुआ। स्कार्प्स के अलावा, चिकनी मैदानी सामग्रियों में शिकन कटकियाँ होती हैं। ये कटक शायद ज्वालामुखीय लावा के घने ढेर द्वारा स्थलमंडलीय भार के कारण स्थानीय से क्षेत्रीय सतह संपीड़न के कारण बने थे, जैसा कि चंद्र मारिया के लिए सुझाव दिया गया था। शुक्र की सतह तुलनात्मक रूप से बहुत सपाट है। जब पायनियर वीनस द्वारा स्थलाकृति का 93 प्रतिशत मानचित्रण किया गया था, तो वैज्ञानिकों ने पाया कि पूरी सतह पर सबसे निचले बिंदु से उच्चतम बिंदु तक की कुल दूरी लगभग 13 किलोमीटर (8 मील) थी, जबकि पृथ्वी पर बेसिन से हिमालय की दूरी लगभग 20 किलोमीटर (12.4 मील) है। पायनियर की ऊंचाई के आंकड़ों के अनुसार, सतह का लगभग 51 प्रतिशत हिस्सा 6,052 किमी (3760 मील) के मध्य त्रिज्या के 500 मीटर (1,640 फीट) के भीतर स्थित है; सतह का केवल 2 प्रतिशत मध्य त्रिज्या की तुलना में अधिक ऊंचाई पर स्थित है। शुक्र सक्रिय प्लेट विवर्तनिकी का कोई प्रमाण नहीं दिखाता है। ग्रह के दूर के अतीत में सक्रिय विवर्तनिकी के विवादास्पद प्रमाण हैं; हालाँकि, तब से होने वाली घटनाओं (जैसे कि प्रशंसनीय और आम तौर पर स्वीकृत परिकल्पना कि शुक्र के स्थलमंडल कई सौ मिलियन वर्षों के दौरान बहुत मोटा हो गया है) ने अपने भूवैज्ञानिक रिकॉर्ड के पाठ्यक्रम को बाधित करना मुश्किल बना दिया है। हालाँकि, कई अच्छी तरह से संरक्षित प्रभाव वाले गड्ढों का उपयोग शुक्र की सतह की लगभग तिथि निर्धारित करने के लिए एक डेटिंग विधि के रूप में किया गया है (क्योंकि अब तक अधिक विश्वसनीय तरीकों से दिनांकित करने के लिए शुक्र की चट्टान के कोई ज्ञात नमूने नहीं हैं)। प्राप्त तिथियाँ प्रमुख रूप से ~ 500 Mya-750Mya की सीमा में हैं, हालाँकि ~ 1.2 Gya तक की उम्र की गणना की गई है। इस शोध ने काफी अच्छी तरह से स्वीकृत परिकल्पना को जन्म दिया है कि शुक्र अपने दूर के अतीत में कम से कम एक बार अनिवार्य रूप से पूर्ण ज्वालामुखीय पुनरुत्थान से गुजरा है, जिसमें अंतिम घटना लगभग अनुमानित सतह की उम्र की सीमा के भीतर हुई है। जबकि इस तरह की प्रभावशाली तापीय घटना का तंत्र शुक्र के भूविज्ञान में एक बहस का मुद्दा बना हुआ है, कुछ वैज्ञानिक कुछ हद तक प्लेट गति से जुड़ी प्रक्रियाओं के समर्थक हैं। शुक्र पर लगभग 1,000 प्रभाव वाले गड्ढे हैं, जो कमोबेश इसकी सतह पर समान रूप से फैले हुए हैं। पृथ्वी-आधारित रडार सर्वेक्षणों ने गड्ढों से संबंधित कुछ स्थलाकृतिक पैटर्न की पहचान करना संभव बना दिया, और वेनेरा 15 और वेनेरा 16 जांचों ने संभावित प्रभाव उत्पत्ति की लगभग 150 ऐसी विशेषताओं की पहचान की। मैगलन से वैश्विक कवरेज ने बाद में लगभग 900 प्रभाव वाले गड्ढों की पहचान करना संभव बना दिया। गर्तों की गिनती ग्रह की सतह की उम्र के लिए एक महत्वपूर्ण अनुमान देती है। समय के साथ, सौर मंडल में पिंड यादृच्छिक रूप से प्रभावित होते हैं, इसलिए एक सतह में जितने अधिक गड्ढे होते हैं, वे उतने ही पुराने होते हैं। बुध, चंद्रमा और ऐसे अन्य पिंडों की तुलना में शुक्र में बहुत कम गड्ढे हैं। आंशिक रूप से, ऐसा इसलिए है क्योंकि शुक्र का घना वायुमंडल सतह से टकराने से पहले छोटे उल्कापिंडों को जला देता है। वेनेरा और मैगेलन डेटा सहमत हैंः व्यास से कम वाले बहुत कम प्रभाव वाले गड्ढे हैं, और मैगेलन से डेटा व्यास से कम किसी भी गड्ढे की अनुपस्थिति दिखाता है। हालाँकि, बड़े गड्ढे भी कम हैं, और वे अपेक्षाकृत छोटे दिखाई देते हैं; वे शायद ही कभी लावा से भरे होते हैं, जो दर्शाता है कि वे क्षेत्र में ज्वालामुखी गतिविधि के बाद हुए थे, और रडार से पता चलता है कि वे खुरदरे हैं और उनके पास नष्ट होने का समय नहीं है। ऐसा प्रतीत होता है कि शुक्र की सतह का अधिकांश हिस्सा ज्वालामुखी गतिविधि से बना है। कुल मिलाकर, शुक्र में पृथ्वी से कई गुना अधिक ज्वालामुखी हैं, और इसमें लगभग 167 विशाल ज्वालामुखी हैं जो इसके पार हैं। पृथ्वी पर इस आकार का एकमात्र ज्वालामुखीय परिसर हवाई का बड़ा द्वीप है। हालाँकि, ऐसा इसलिए नहीं है क्योंकि शुक्र पृथ्वी की तुलना में ज्वालामुखीय रूप से अधिक सक्रिय है, बल्कि इसलिए है क्योंकि इसकी परत पुरानी है। पृथ्वी की परत को विवर्तनिक प्लेटों की सीमाओं पर सबडक्शन द्वारा लगातार पुनर्नवीनीकरण किया जाता है, और इसकी औसत आयु लगभग 10 करोड़ वर्ष है, जबकि शुक्र की सतह लगभग 50 करोड़ वर्ष पुरानी होने का अनुमान है। शुक्र के गड्ढे व्यास में होते हैं। आने वाली वस्तुओं पर घने वातावरण के प्रभाव के कारण 3 किमी से छोटे कोई गड्ढे नहीं हैं। एक निश्चित गतिज ऊर्जा से कम वाली वस्तुओं को वायुमंडल द्वारा इतना धीमा कर दिया जाता है कि वे एक प्रभाव गड्ढा नहीं बनाते हैं। पृथ्वी पृथ्वी का भूभाग एक स्थान से दूसरे स्थान पर बहुत भिन्न होता है। सतह का लगभग 70.8% पानी से ढका हुआ है, जिसमें महाद्वीपीय शेल्फ का अधिकांश हिस्सा समुद्र तल से नीचे है। जलमग्न सतह में पहाड़ी विशेषताएं हैं, जिनमें एक ग्लोब-फैलाव मध्य-महासागर रिज प्रणाली के साथ-साथ समुद्र के नीचे के ज्वालामुखी, समुद्री खाइयाँ, पनडुब्बी घाटी, समुद्री पठार और अथाह मैदान शामिल हैं। शेष 29.2% जो पानी से ढका नहीं है, उसमें पहाड़, रेगिस्तान, मैदान, पठार और अन्य भू-आकृति विज्ञान शामिल हैं। ग्रहों की सतह भूवैज्ञानिक समय अवधि में विवर्तन और क्षरण के प्रभावों के कारण पुनः आकार लेती है। प्लेट विवर्तनिकी के माध्यम से निर्मित या विकृत सतह की विशेषताएँ वर्षा, तापीय चक्र और रासायनिक प्रभावों से स्थिर अपक्षय के अधीन हैं। हिमनद, तटीय कटाव, प्रवाल भित्तियों का निर्माण और बड़े उल्कापिंड प्रभाव भी परिदृश्य को नया रूप देने का काम करते हैं। जैसे-जैसे महाद्वीपीय प्लेटें ग्रह के पार जाती हैं, समुद्र का तल प्रमुख किनारों के नीचे दब जाता है। उसी समय, मेंटल सामग्री के ऊपर की ओर बढ़ने से मध्य-महासागर की कटकों के साथ एक अलग सीमा बनती है। इन प्रक्रियाओं का संयोजन लगातार महासागर प्लेट सामग्री का पुनर्चक्रण करता है। अधिकांश महासागर तल 10 करोड़ वर्ष से कम पुराना है। सबसे पुरानी महासागर प्लेट पश्चिमी प्रशांत में स्थित है, और इसकी अनुमानित आयु लगभग 20 करोड़ वर्ष है। तुलनात्मक रूप से, भूमि पर पाए जाने वाले सबसे पुराने जीवाश्मों की आयु लगभग 3 अरब वर्ष है। महाद्वीपीय प्लेटों में कम घनत्व वाली सामग्री होती है जैसे कि आग्नेय चट्टानें ग्रेनाइट और एंडेसाइट। बेसाल्ट कम आम है, एक घनी ज्वालामुखीय चट्टान जो समुद्र तल का प्राथमिक घटक है। तलछटी चट्टान तलछट के संचय से बनती है जो एक साथ संकुचित हो जाती है। महाद्वीपीय सतहों का लगभग 75 प्रतिशत तलछटी चट्टानों से ढका हुआ है, हालांकि वे परत का केवल 5 प्रतिशत बनाते हैं। पृथ्वी पर पाई जाने वाली चट्टान सामग्री का तीसरा रूप रूपांतरित चट्टान है, जो उच्च दबाव, उच्च तापमान या दोनों के माध्यम से पहले से मौजूद चट्टानों के प्रकारों के परिवर्तन से बनाई गई है। पृथ्वी की सतह पर सबसे प्रचुर मात्रा में सिलिकेट खनिजों में क्वार्ट्ज, फेल्डस्पार्स, एम्फ़िबोल, अभ्रक, पायरॉक्सिन और ओलिविन शामिल हैं। आम कार्बोनेट खनिजों में कैल्साइट (चूना पत्थर में पाया जाने वाला), एरागोनाइट और डोलोमाइट शामिल हैं। पीडोस्फेयर पृथ्वी की सबसे बाहरी परत है जो मिट्टी से बनी है और मिट्टी निर्माण प्रक्रियाओं के अधीन है। यह स्थलमण्डल, वायुमंडल, जलमंडल और जीवमंडल के अंतःस्थल पर मौजूद है। वर्तमान में कुल कृषि योग्य भूमि भूमि की सतह का 13.31% है, जिसमें केवल 4.71% स्थायी फसलों का समर्थन करती है। पृथ्वी की भूमि सतह का लगभग 40 प्रतिशत वर्तमान में कृषि भूमि और चरागाह, या अनुमानित कृषि भूमि और चरागाह के लिए उपयोग किया जाता है। भूमि की भौतिक विशेषताएँ उल्लेखनीय रूप से विविध हैं। सबसे बड़ी पर्वत श्रृंखलाएँ-एशिया में हिमालय और दक्षिण अमेरिका में एंडीज-हजारों किलोमीटर तक फैली हुई हैं। सबसे लंबी नदियाँ अफ्रीका में नील नदी और दक्षिण अमेरिका में अमेज़न नदी हैं। रेगिस्तान कुल भूमि क्षेत्र के लगभग 20 प्रतिशत को कवर करते हैं। सबसे बड़ा सहारा है, जो अफ्रीका के लगभग एक तिहाई हिस्से को कवर करता है। पृथ्वी की भूमि की सतह की ऊँचाई मृत सागर में-418 मीटर (-1,371 फीट) के निचले बिंदु से लेकर माउंट एवरेस्ट के शीर्ष पर 2005-अनुमानित अधिकतम ऊँचाई 8,848 मीटर (29,028 फीट) तक भिन्न होती है। समुद्र तल से भूमि की औसत ऊँचाई 686 मीटर (2,250 फीट) है। पृथ्वी के भूवैज्ञानिक इतिहास को मोटे तौर पर दो अवधियों में वर्गीकृत किया जा सकता हैः प्रीकैम्ब्रियनः भूवैज्ञानिक समय का लगभग 90 प्रतिशत, 4.6 अरब वर्ष पहले से लेकर कैम्ब्रियन काल (539 एमए) की शुरुआत तक फैला हुआ है। आम तौर पर यह माना जाता है कि छोटे प्रोटो-महाद्वीप 3000 Ma से पहले मौजूद थे, और पृथ्वी के अधिकांश भूभाग 1000 Ma के आसपास एक ही सुपरकॉन्टिनेंट में एकत्रित हो गए थे। फनेरोज़ोइकः भूवैज्ञानिक समय-सीमा में वर्तमान युग। यह 53.9 करोड़ वर्षों तक फैला हुआ है। इस समय के दौरान, महाद्वीप लगभग बह गए, अंततः एक ही भू-भाग में एकत्रित हो गए जिसे पैंजिया के नाम से जाना जाता है और फिर वर्तमान महाद्वीपीय भू-भागों में विभाजित हो गए। मंगल ग्रह की सतह को मुख्य रूप से बेसाल्ट से बना माना जाता है, जो ज्वालामुखी से देखे गए लावा प्रवाह, मंगल ग्रह के उल्कापिंड संग्रह और लैंडरों और कक्षीय टिप्पणियों के आंकड़ों पर आधारित है। मंगल के ज्वालामुखी से लावा के प्रवाह से पता चलता है कि लावा में बहुत कम चिपचिपाहट होती है, जो बेसाल्ट की विशेषता है। 1976 में वाइकिंग लैंडरों द्वारा एकत्र किए गए मिट्टी के नमूनों के विश्लेषण से पता चलता है कि लोहे से भरपूर मिट्टी बेसाल्टिक चट्टानों के अपक्षय के अनुरूप है। इस बात के कुछ प्रमाण हैं कि मंगल की सतह का कुछ हिस्सा विशिष्ट बेसाल्ट की तुलना में अधिक सिलिका-समृद्ध हो सकता है, शायद पृथ्वी पर एंडेसिटिक चट्टानों के समान, हालांकि इन टिप्पणियों को सिलिका ग्लास, फाइलोसिलिकेट्स या ओपल द्वारा भी समझाया जा सकता है। अधिकांश सतह टैल्कम पाउडर के रूप में महीन धूल से गहराई से ढकी हुई है। मंगल की सतह का लाल/नारंगी रूप आयरन (III) ऑक्साइड (जंग) के कारण होता है। मंगल ग्रह की बाहरी परत में पृथ्वी की तुलना में दोगुना आयरन ऑक्साइड है, इसके बावजूद कि उनकी अनुमानित उत्पत्ति समान है। ऐसा माना जाता है कि पृथ्वी, गर्म होने के कारण, प्रारंभिक ग्रह के गहरे, लावा समुद्रों में अधिकांश लोहे को नीचे की ओर ले जाती है, जबकि मंगल, कम लावा तापमान के साथ ऐसा होने के लिए बहुत ठंडा था। कोर एक सिलिकेट मेंटल से घिरा हुआ है जिसने ग्रह पर कई विवर्तनिक और ज्वालामुखीय विशेषताओं का निर्माण किया है। ग्रह की पपड़ी की औसत मोटाई लगभग 50 कि. मी. है, और यह उससे अधिक मोटी नहीं है, जो पृथ्वी की पपड़ी की तुलना में बहुत मोटी है जो और के बीच भिन्न होती है। नतीजतन, मंगल की परत आसानी से विकृत नहीं होती है, जैसा कि दक्षिण ध्रुवीय बर्फ की टोपी के हाल के रडार मानचित्र से दिखाया गया है जो लगभग 3 किमी मोटी होने के बावजूद परत को विकृत नहीं करती है। क्रेटर मॉर्फोलॉजी सतह की भौतिक संरचना और संरचना के बारे में जानकारी प्रदान करती है। प्रभाव वाले गड्ढे हमें सतह के नीचे और मंगल ग्रह के भूवैज्ञानिक अतीत में गहराई से देखने की अनुमति देते हैं। लोबेट इजेक्टा कंबल (बाएं चित्र में) और केंद्रीय गड्ढे मंगल ग्रह पर आम हैं लेकिन चंद्रमा पर असामान्य हैं, जो मंगल ग्रह पर निकट-सतह वाष्पशील (बर्फ और पानी) की उपस्थिति का संकेत दे सकते हैं। अवक्रमित प्रभाव संरचनाएँ ज्वालामुखीय, नदी और एयोलियन गतिविधि में भिन्नताएँ दर्ज करती हैं। यूटी क्रेटर एक रैंपार्ट क्रेटर का एक उदाहरण है जिसे इजेक्टा के रैंपार्ट जैसे किनारे के कारण कहा जाता है। यूटी गड्ढे में इजेक्टा पूरी तरह से अपने किनारे पर एक पुराने गड्ढे को ढकता है, जिससे पता चलता है कि बाहर निकलने वाली सामग्री सिर्फ एक पतली परत है। मंगल के भूवैज्ञानिक इतिहास को व्यापक रूप से कई युगों में वर्गीकृत किया जा सकता है, लेकिन निम्नलिखित तीन प्रमुख युग हैंः नोआचियन युग (नोआचिस टेरा के नाम पर): मंगल की सबसे पुरानी मौजूदा सतहों का गठन, 3.8 अरब साल पहले से 3.5 अरब साल पहले। नोआचियन युग की सतहों पर कई बड़े प्रभाव वाले गड्ढों के निशान हैं। ऐसा माना जाता है कि इस अवधि के दौरान थार्सिस उभरा ज्वालामुखीय उच्च भूमि का निर्माण हुआ था, जिसमें युग के अंत में तरल पानी से व्यापक बाढ़ आई थी। हेस्पेरियन युग (हेस्पेरिया प्लैनम के नाम पर): 3.5 अरब साल पहले से 1.8 अरब साल पहले। हेस्पेरियन युग व्यापक लावा मैदानों के निर्माण से चिह्नित है। अमेज़ोनियन युग (अमेज़ोनीस प्लैनिटिया के नाम पर): 1.8 अरब साल पहले से वर्तमान तक। अमेज़ोनियन क्षेत्रों में कुछ उल्कापिंड प्रभाव वाले गड्ढे हैं लेकिन अन्यथा काफी भिन्न हैं। ओलंपस मॉन्स, ज्ञात ब्रह्मांड का सबसे बड़ा ज्वालामुखी, इस अवधि के दौरान बना, साथ ही लावा मंगल ग्रह पर कहीं और बहता है। बौने ग्रह, सेरेस का भूविज्ञान काफी हद तक अज्ञात था जब तक कि डॉन अंतरिक्ष यान ने 2015 की शुरुआत में इसका पता नहीं लगाया था। हालांकि, बौने ग्रहों की खोजकर्ता के नाम पर रखे गए "पियाज़ी" जैसी कुछ सतह विशेषताओं को हल कर लिया गया था। [ए] सेरेस की गुमनामी एक अलग शरीर के अनुरूप है, एक चट्टानी कोर एक बर्फीले आवरण के साथ आच्छादित है। इस 100 किलोमीटर मोटी आवरण (द्रव्यमान के हिसाब से सेरेस का 23%-28%; आयतन के हिसाब से 50 प्रतिशत) में 20 करोड़ घन किलोमीटर पानी है, जो पृथ्वी पर ताजे पानी की मात्रा से अधिक है। इस परिणाम का समर्थन 2002 में केक दूरबीन द्वारा किए गए अवलोकनों और विकासवादी प्रतिरूपण द्वारा किया गया है। इसके अलावा, इसकी सतह और इतिहास की कुछ विशेषताएं (जैसे कि सूर्य से इसकी दूरी, जिसने सौर विकिरण को इतना कमजोर कर दिया कि इसके गठन के दौरान कुछ काफी कम-हिमांक-बिंदु घटकों को शामिल किया जा सके), सेरेस के आंतरिक भाग में अस्थिर पदार्थों की उपस्थिति की ओर इशारा करती हैं। यह सुझाव दिया गया है कि तरल पानी की एक अवशेष परत बर्फ की एक परत के नीचे वर्तमान तक जीवित रह सकती है। सेरेस की सतह संरचना मोटे तौर पर सी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों के समान है। कुछ अंतर भी हैं। सेरेरियन आई. आर. स्पेक्ट्रा की सर्वव्यापी विशेषताएँ हाइड्रेटेड सामग्री की हैं, जो आंतरिक भाग में पानी की महत्वपूर्ण मात्रा की उपस्थिति का संकेत देती हैं। अन्य संभावित सतह घटकों में लोहे से भरपूर मिट्टी के खनिज (क्रोनस्टेडाइट) और कार्बोनेट खनिज (डोलोमाइट और साइडराइट) शामिल हैं, जो कार्बोनेसियस कोंड्राइट उल्कापिंडों में आम खनिज हैं। कार्बोनेट और मिट्टी के खनिजों की वर्णक्रमीय विशेषताएं आमतौर पर अन्य सी-प्रकार के क्षुद्रग्रहों के वर्णक्रमीय में अनुपस्थित होती हैं। कभी-कभी सेरेस को जी-प्रकार के क्षुद्रग्रह के रूप में वर्गीकृत किया जाता है। सेरेरियन सतह अपेक्षाकृत गर्म है। 5 मई 1991 को माप से सूर्य के ऊपर अधिकतम तापमान 235 केल्विन (लगभग-38 डिग्री सेल्सियस,-36 डिग्री फारेनहाइट) होने का अनुमान लगाया गया था। डॉन मिशन से पहले, केवल कुछ सेरेरियन सतह विशेषताओं का स्पष्ट रूप से पता लगाया गया था। 1995 में ली गई उच्च-रिज़ॉल्यूशन पराबैंगनी हबल अंतरिक्ष दूरबीन छवियों ने इसकी सतह पर एक काला धब्बा दिखाया, जिसे सेरेस की खोजकर्ता के सम्मान में "पियाज़ी" उपनाम दिया गया था। इसे एक गड्ढा माना जाता था। बाद में अनुकूली प्रकाशिकी का उपयोग करके केक दूरबीन के साथ एक पूरे घूर्णन पर ली गई उच्च रिज़ॉल्यूशन के साथ निकट-अवरक्त छवियों ने सेरेस के घूर्णन के साथ कई उज्ज्वल और गहरे रंग की विशेषताओं को दिखाया। दो गहरे रंग की विशेषताओं में गोलाकार आकार थे और संभवतः गड्ढे हैं; उनमें से एक को एक उज्ज्वल केंद्रीय क्षेत्र के रूप में देखा गया था, जबकि दूसरे को "पियाज़ी" विशेषता के रूप में पहचाना गया था। 2003 और 2004 में ली गई पूर्ण घूर्णन की हाल की दृश्य-प्रकाश हबल अंतरिक्ष दूरबीन छवियों ने 11 पहचानने योग्य सतह विशेषताओं को दिखाया, जिनकी प्रकृति वर्तमान में अज्ञात है। इनमें से एक विशेषता पहले देखी गई "पियाज़ी" विशेषता से मेल खाती है। इन अंतिम अवलोकनों ने यह भी निर्धारित किया कि सेरेस का उत्तरी ध्रुव ड्रेको नक्षत्र में 19 घंटे 24 मिनट (291 डिग्री), गिरावट + 59 डिग्री की दिशा में इंगित करता है। इसका मतलब है कि सेरेस का अक्षीय झुकाव बहुत छोटा है-लगभग 3°। वायुमंडल इस बात के संकेत हैं कि सेरेस की सतह पर एक कमजोर वातावरण और पानी का पाला हो सकता है। सतही जल बर्फ सूर्य से 5 ए. यू. से कम दूरी पर अस्थिर है, इसलिए यदि यह सीधे सौर विकिरण के संपर्क में आता है तो इसके उदात्त होने की उम्मीद है। पानी की बर्फ सेरेस की गहरी परतों से सतह पर स्थानांतरित हो सकती है, लेकिन बहुत कम समय में निकल जाती है। नतीजतन, जल वाष्पीकरण का पता लगाना मुश्किल है। सेरेस के ध्रुवीय क्षेत्रों से निकलने वाले पानी को संभवतः 1990 के दशक की शुरुआत में देखा गया था, लेकिन यह स्पष्ट रूप से प्रदर्शित नहीं किया गया है। ताजा प्रभाव वाले गड्ढे के आसपास या सेरेस की उपसतह परतों में दरारों से निकलने वाले पानी का पता लगाना संभव हो सकता है। आई. यू. ई. अंतरिक्ष यान द्वारा पराबैंगनी टिप्पणियों ने सेरेयन उत्तरी ध्रुव के पास सांख्यिकीय रूप से महत्वपूर्ण मात्रा में हाइड्रॉक्साइड आयनों का पता लगाया, जो पराबैंगनी सौर विकिरण द्वारा जल-वाष्प पृथक्करण का एक उत्पाद है। 2014 की शुरुआत में, हर्शल अंतरिक्ष वेधशाला के आंकड़ों का उपयोग करते हुए, यह पता चला कि सेरेस पर जल वाष्प के कई स्थानीय (60 किमी व्यास से अधिक नहीं) मध्य-अक्षांश स्रोत हैं, जो प्रत्येक प्रति सेकंड लगभग 1026 अणु (या 3 किलोग्राम) पानी छोड़ते हैं। डब्ल्यू. एम. केक वेधशाला द्वारा दो संभावित स्रोत क्षेत्रों, नामित पियाज़ी (123°ई, 21°एन) और क्षेत्र ए (232°ई, 23°एन) को निकट अवरक्त में काले क्षेत्रों (क्षेत्र ए में एक उज्ज्वल केंद्र भी है) के रूप में देखा गया है। वाष्प छोड़ने के लिए संभावित तंत्र लगभग 0.6 वर्ग कि. मी. उजागर सतह बर्फ से उत्प्लावन, या रेडियोजेनिक आंतरिक गर्मी के परिणामस्वरूप क्रायोवोल्कैनिक विस्फोट या बर्फ की एक ऊपरी परत के विकास के कारण एक उपसतह महासागर के दबाव से हैं। सीरेस के अपनी विलक्षण कक्षा में सूर्य से पीछे हटने के कारण सतह के उदात्तीकरण में गिरावट आने की उम्मीद है, जबकि आंतरिक रूप से संचालित उत्सर्जन कक्षीय स्थिति से प्रभावित नहीं होना चाहिए। उपलब्ध सीमित डेटा धूमकेतु-शैली के उत्प्लावन के साथ अधिक सुसंगत हैं। अंतरिक्ष यान डॉन एफेलियन में सेरेस के पास आ रहा है, जो डॉन की इस घटना को देखने की क्षमता को बाधित कर सकता है। नोटः यह जानकारी सीधे मुख्य लेख से ली गई थी, सामग्री के स्रोत वहाँ शामिल हैं। लघु सौर मंडल निकाय क्षुद्रग्रह, धूमकेतु और उल्कापिंड सभी उस नीहारिका से बचे हुए मलबे हैं जिसमें सौर मंडल 4.6 अरब साल पहले बना था। क्षुद्रग्रह बेल्ट क्षुद्रग्रह बेल्ट मंगल और बृहस्पति के बीच स्थित है। यह हजारों चट्टानी ग्रहों से बना है जो कुछ मीटर तक फैले हुए हैं। इन्हें सौर मंडल के गठन का मलबा माना जाता है जो बृहस्पति के गुरुत्वाकर्षण के कारण ग्रह नहीं बना सका। जब क्षुद्रग्रह टकराते हैं तो वे छोटे टुकड़े पैदा करते हैं जो कभी-कभी पृथ्वी पर गिरते हैं। इन चट्टानों को उल्कापिंड कहा जाता है और ये आदिम सौर नीहारिका के बारे में जानकारी प्रदान करते हैं। इनमें से अधिकांश टुकड़ों का आकार रेत के कणों के बराबर होता है। वे पृथ्वी के वायुमंडल में जल जाते हैं, जिससे वे उल्काओं की तरह चमकते हैं। धूमकेतु एक छोटा सौर मंडल निकाय है जो सूर्य की परिक्रमा करता है और (कम से कम कभी-कभी) एक कोमा (या वायुमंडल) और/या एक पूंछ प्रदर्शित करता है-दोनों मुख्य रूप से धूमकेतु के केंद्रक पर सौर विकिरण के प्रभाव से, जो स्वयं चट्टान, धूल और बर्फ से बना एक छोटा शरीर है। कुइपर बेल्ट, जिसे कभी-कभी एजवर्थ-कुइपर बेल्ट कहा जाता है, नेपच्यून की कक्षा (30 ए. यू. पर) से सूर्य से लगभग 55 ए. यू. तक फैले ग्रहों से परे सौर मंडल का एक क्षेत्र है। यह क्षुद्रग्रह बेल्ट के समान है, हालांकि यह बहुत बड़ा है; 20 गुना चौड़ा और 20-200 गुना विशाल है। क्षुद्रग्रह बेल्ट की तरह, इसमें मुख्य रूप से छोटे पिंड (सौर मंडल के गठन के अवशेष) और कम से कम एक बौना ग्रह-प्लूटो होता है, जो भूवैज्ञानिक रूप से सक्रिय हो सकता है। लेकिन जबकि क्षुद्रग्रह बेल्ट मुख्य रूप से चट्टान और धातु से बना है, कुइपर बेल्ट बड़े पैमाने पर बर्फ से बना है, जैसे कि मीथेन, अमोनिया और पानी। कुइपर बेल्ट के भीतर की वस्तुओं, बिखरे हुए डिस्क के सदस्यों और किसी भी संभावित पहाड़ी बादल या ऊर्ट बादल वस्तुओं के साथ, सामूहिक रूप से ट्रांस-नेप्च्यूनियन वस्तुओं (टी. एन. ओ.) के रूप में संदर्भित किए जाते हैं। दो टी. एन. ओ. का निकट दूरी पर दौरा किया गया है और अध्ययन किया गया है, प्लूटो और 486958 एरोकोथ। यह भी देखें चंद्र मिट्टी स्थलीय ग्रहों पर मंगल की मिट्टी का पानी संदर्भ बाहरी लिंक अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ सौर मंडल लाइव (एक इंटरैक्टिव ऑरेरी) सौर मंडल दर्शक (एनीमेशन) सौर मंडल की तस्वीरें ग्रहों की प्रस्तुतियाँ नासा प्लैनेट क्वेस्ट इलस्ट्रेशन ग्रहों के आकार की एक दूसरे, सूर्य और अन्य सितारों के साथ तुलना करना क्यू एंड एः आई. ए. यू. का प्रस्तावित ग्रह परिभाषा क्यू एंड ए नए ग्रह प्रस्ताव सौर मंडल-बुध के अंतरिक्ष एटलस के बारे में-नासा नाइन प्लैनेटरी साइंस रिसर्च डिस्कवरीज प्लैनेटरी जियोलॉजी जानकारी