Geology of solar terrestrial planets
சூரிய நிலப்பரப்பு கிரகங்களின் புவியியல் முக்கியமாக சூரிய மண்டலத்தின் நான்கு நிலப்பரப்பு கிரகங்களின் புவியியல் அம்சங்களைக் கையாள்கிறது-புதன், வீனஸ், பூமி மற்றும் செவ்வாய்-மற்றும் ஒரு நிலப்பரப்பு குள்ள கிரகம்ஃ செரெஸ். சுறுசுறுப்பான நீர்நிலையைக் கொண்ட ஒரே நிலப்பரப்பு கிரகம் பூமி மட்டுமே. நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் மாபெரும் கிரகங்களிலிருந்து கணிசமாக வேறுபடுகின்றன, அவை திடமான மேற்பரப்புகளைக் கொண்டிருக்காது மற்றும் பெரும்பாலும் ஹைட்ரஜன், ஹீலியம் மற்றும் பல்வேறு இயற்பியல் நிலைகளில் இருக்கும் நீரின் சில கலவையால் ஆனவை. நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் ஒரு சிறிய, பாறை மேற்பரப்புகளைக் கொண்டுள்ளன, மேலும் வீனஸ், பூமி மற்றும் செவ்வாய் கிரகங்கள் ஒவ்வொன்றும் ஒரு வளிமண்டலத்தைக் கொண்டுள்ளன. அவற்றின் அளவு, ஆரம் மற்றும் அடர்த்தி அனைத்தும் ஒரே மாதிரியானவை. நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் குள்ள கிரகங்களுடன் (புளூட்டோ போன்ற பொருள்கள்) ஏராளமான ஒற்றுமைகளைக் கொண்டுள்ளன, அவை திடமான மேற்பரப்பைக் கொண்டுள்ளன, ஆனால் அவை முதன்மையாக பனிக்கட்டி பொருட்களால் ஆனவை. சூரியக் குடும்பம் உருவானபோது, இன்னும் பல (கிரகங்கள்) இருந்திருக்கலாம், ஆனால் அவை அனைத்தும் சூரிய நெபுலாவில் மீதமுள்ள நான்கு உலகங்களுடன் ஒன்றிணைந்துள்ளன அல்லது அழிக்கப்பட்டுள்ளன. நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் அனைத்தும் தோராயமாக ஒரே கட்டமைப்பைக் கொண்டுள்ளனஃ ஒரு மைய உலோக மையப்பகுதி, பெரும்பாலும் இரும்பு, சுற்றியுள்ள சிலிக்கேட் கவசத்துடன். சந்திரன் ஒத்திருக்கிறது, ஆனால் கணிசமான இரும்பு மையப்பகுதி இல்லை. நான்கு சூரிய நிலப்பரப்பு கிரகங்களில் மூன்று (வீனஸ், பூமி மற்றும் செவ்வாய்) கணிசமான வளிமண்டலங்களைக் கொண்டுள்ளன; இவை அனைத்தும் பிளவு பள்ளத்தாக்குகள் மற்றும் எரிமலைகள் போன்ற தாக்க பள்ளங்கள் மற்றும் டெக்டோனிக் மேற்பரப்பு அம்சங்களைக் கொண்டுள்ளன. உள் கிரகம் என்ற சொல்லை தாழ்ந்த கிரகத்துடன் குழப்பக்கூடாது, இது பார்வையாளரின் கிரகத்தை விட சூரியனுக்கு நெருக்கமாக இருக்கும் எந்த கிரகத்தையும் குறிக்கிறது, ஆனால் பொதுவாக புதன் மற்றும் வீனஸைக் குறிக்கிறது. 1755 ஆம் ஆண்டில் இம்மானுவேல் கான்ட் முன்மொழிந்த மற்றும் பியர்-சைமன் லாப்லேஸால் சுயாதீனமாக வடிவமைக்கப்பட்ட நெபுலர் கருதுகோளின் படி சூரிய குடும்பம் உருவானதாக நம்பப்படுகிறது. இந்தக் கோட்பாடு 4.6 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு ஒரு மாபெரும் மூலக்கூறு மேகத்தின் ஈர்ப்பு விசை சரிவிலிருந்து சூரிய குடும்பம் உருவானது என்று கூறுகிறது. இந்த ஆரம்ப மேகம் பல ஒளி ஆண்டுகள் குறுக்கே இருந்திருக்கலாம் மற்றும் அநேகமாக பல நட்சத்திரங்களைப் பெற்றிருக்கலாம். முதல் திடத் துகள்கள் நுண்ணோக்கி அளவில் இருந்தன. இந்த துகள்கள் சூரியனைச் சுற்றி கிட்டத்தட்ட ஒருவருக்கொருவர் வட்ட சுற்றுப்பாதையில், அவை ஒடுக்கப்பட்ட வாயுவாக இருந்தன. படிப்படியாக மென்மையான மோதல்கள் செதில்களை ஒன்றாக ஒட்டிக்கொண்டு பெரிய துகள்களை உருவாக்க அனுமதித்தன, அவை அவற்றை நோக்கி அதிக திடமான துகள்களை ஈர்த்தன. இந்த செயல்முறை சேர்க்கை என்று அழைக்கப்படுகிறது. பெருக்கத்தால் உருவாகும் பொருள்கள் கிரகங்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன-அவை கிரகம் உருவாவதற்கான விதைகளாக செயல்படுகின்றன. ஆரம்பத்தில், கிரகங்கள் நெருக்கமாக நிரம்பியிருந்தன. அவை பெரிய பொருட்களாக ஒன்றிணைந்து, சில மில்லியன் ஆண்டுகளில் சில கிலோமீட்டர்கள் வரை திரள்களை உருவாக்குகின்றன, இது சூரிய மண்டலத்தின் வயதை ஒப்பிடும்போது ஒரு சிறிய நேரமாகும். கிரகங்கள் அளவில் பெரியதாக வளர்ந்த பிறகு, மோதல்கள் மிகவும் அழிவுகரமானவையாக மாறின, மேலும் வளர்ச்சியை மேலும் கடினமாக்கியது. மிகப்பெரிய கிரகங்கள் மட்டுமே துண்டு துண்டான செயல்முறையிலிருந்து தப்பித்தன, மேலும் ஒத்த கலவையின் கிரகங்களின் திரட்சியின் மூலம் மெதுவாக புரோட்டோபிளானெட்டுகளாக வளர்ந்தன. புரோட்டோபிளானட் உருவான பிறகு, குறுகிய கால உறுப்புகளின் கதிரியக்க சிதைவிலிருந்து வெப்பத்தின் குவிப்பு கிரகத்தை உருக்கி, பொருட்களை வேறுபடுத்த அனுமதிக்கிறது (அதாவது. அவற்றின் அடர்த்திக்கு ஏற்ப பிரிக்க வேண்டும்). வெப்பமான உள் சூரிய மண்டலத்தில், பில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு முன்பு பெரிய நட்சத்திரங்களின் மையங்களில் சமைக்கப்பட்ட பாறைகள் மற்றும் உலோகங்களிலிருந்து கிரகங்கள் உருவாகின. இந்த தனிமங்கள் சூரியக் கண்ணோட்டத்தில் உள்ள மூலப்பொருளில் 0.6 சதவீதம் மட்டுமே உள்ளன. அதனால்தான் நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் மிகப் பெரியதாக வளர முடியவில்லை மற்றும் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் வாயுவில் பெரிய இழுவை செலுத்த முடியவில்லை. மேலும், சூரியனுக்கு நெருக்கமான துகள்களுக்கு இடையிலான வேகமான மோதல்கள் சராசரியாக மிகவும் அழிவுகரமானவை. நிலப்பரப்பு கிரகங்களில் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் இருந்திருந்தாலும், சூரியன் வாயுக்களை சூடாக்கி அவற்றை தப்பிக்க வைத்திருக்கும். எனவே, புதன், வீனஸ், பூமி மற்றும் செவ்வாய் போன்ற சூரிய நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் சூரிய நெபுலாவில் உள்ள கனமான தனிமங்களில் 2 சதவீதத்திலிருந்து பெரும்பாலும் உருவாக்கப்பட்ட அடர்த்தியான சிறிய உலகங்கள் ஆகும். உள் சூரிய கிரகங்களின் மேற்பரப்பு புவியியல் நான்கு உள் அல்லது நிலப்பரப்பு கிரகங்கள் அடர்த்தியான, பாறை கலவைகளைக் கொண்டுள்ளன, சில அல்லது சந்திரன்கள் இல்லை மற்றும் வளைய அமைப்புகள் இல்லை. அவை பெரும்பாலும் அதிக உருகுதல் புள்ளிகளைக் கொண்ட தாதுக்களால் ஆனவை, சிலிகேட்டுகள் அவற்றின் திடமான மேலோடு மற்றும் அரை திரவ கவசங்களை உருவாக்குகின்றன, மேலும் இரும்பு மற்றும் நிக்கல் போன்ற உலோகங்கள் அவற்றின் மையங்களை உருவாக்குகின்றன. மெர்குரி தி மரைனர் 10 மிஷன் (1974) புதனின் மேற்பரப்பில் பாதியை வரைபடமாக்கியது. அந்த தரவுகளின் அடிப்படையில், விஞ்ஞானிகள் கிரகத்தின் புவியியல் மற்றும் வரலாறு பற்றிய முதல் வரிசை புரிதலைக் கொண்டுள்ளனர். புதனின் மேற்பரப்பு இடைநிலை சமவெளிகள், வடிநிலங்கள், மென்மையான சமவெளிகள், பள்ளங்கள் மற்றும் டெக்டோனிக் அம்சங்களைக் காட்டுகிறது. புதனின் மிகப் பழமையான மேற்பரப்பு அதன் இடைநிலை சமவெளியாகும், அவை சந்திரனில் உள்ளன (ஆனால் மிகவும் குறைவான விரிவானவை). பெரிய பள்ளங்களுக்கு இடையேயும் அதைச் சுற்றியும் நிலப்பரப்பு சமமாக இருந்து மெதுவாக உருண்டு செல்கிறது. இந்த சமவெளிகள் அதிகப்படியான பள்ளங்கள் நிறைந்த நிலப்பரப்புக்கு முந்தையவை, மேலும் புதனின் ஆரம்பகால பள்ளங்கள் மற்றும் வடிநிலங்களில் பலவற்றை அழித்துவிட்டன; அவை அநேகமாக மெர்குரியன் வரலாற்றின் ஆரம்பத்தில் பரவலான எரிமலை வெடிப்பால் உருவாக்கப்பட்டிருக்கலாம். மெர்குரியன் பள்ளங்கள் சந்திர பள்ளங்களின் உருவவியல் கூறுகளைக் கொண்டுள்ளன-சிறிய பள்ளங்கள் கிண்ண வடிவத்தில் உள்ளன, மேலும் அவை அதிகரிக்கும் அளவுடன், அவை உள் சுவர்களில் செதுக்கப்பட்ட விளிம்புகள், மைய சிகரங்கள் மற்றும் மொட்டை மாடிகள் ஆகியவற்றை உருவாக்குகின்றன. வெளியேற்றும் தாள்கள் ஒரு மலைப்பாங்கான, வரிசைப்படுத்தப்பட்ட அமைப்பு மற்றும் இரண்டாம் நிலை தாக்க பள்ளங்களின் திரள்களைக் கொண்டுள்ளன. அனைத்து அளவிலான புதிய பள்ளங்களும் இருண்ட அல்லது பிரகாசமான ஒளிவட்டம் மற்றும் நன்கு வளர்ந்த கதிர் அமைப்புகளைக் கொண்டுள்ளன. மெர்குரியன் மற்றும் சந்திர பள்ளங்கள் மேலோட்டமாக ஒத்திருந்தாலும், அவை நுட்பமான வேறுபாடுகளைக் காட்டுகின்றன, குறிப்பாக வைப்பு அளவில். மெர்குரி மீது தொடர்ச்சியான வெளியேற்றம் மற்றும் இரண்டாம் நிலை பள்ளங்களின் புலங்கள் ஒப்பிடக்கூடிய சந்திர பள்ளங்களை விட கொடுக்கப்பட்ட விளிம்பு விட்டத்திற்கு மிகக் குறைவான விரிவானவை (சுமார் 0.65 காரணி மூலம்). சந்திரனுடன் ஒப்பிடும்போது புதனில் உள்ள ஈர்ப்பு விசை இரண்டரை மடங்கு அதிகமாக இருப்பதால் இந்த வேறுபாடு ஏற்படுகிறது. சந்திரனைப் பொறுத்தவரை, புதன் மீது தாக்கத்தை ஏற்படுத்தும் பள்ளங்கள் அடுத்தடுத்த தாக்கங்களால் படிப்படியாக சீரழிகின்றன. புதிய பள்ளங்கள் கதிர் அமைப்புகள் மற்றும் ஒரு மிருதுவான உருவவியல் ஆகியவற்றைக் கொண்டுள்ளன. மேலும் சீரழிவுடன், பள்ளங்கள் அவற்றின் மிருதுவான உருவ அமைப்பை இழக்கின்றன, மேலும் தொடர்ச்சியான வெளியேற்றத்தில் உள்ள கதிர்கள் மற்றும் அம்சங்கள் பள்ளத்திற்கு அருகில் உயர்த்தப்பட்ட விளிம்பு மட்டுமே அடையாளம் காணும் வரை மேலும் மங்கலாக மாறும். பள்ளங்கள் காலப்போக்கில் படிப்படியாக சீரழிந்து வருவதால், சீரழிவின் அளவு பள்ளத்தின் ஒப்பீட்டு வயதின் தோராயமான அறிகுறியைத் தருகிறது. ஒத்த அளவு மற்றும் உருவவியல் கொண்ட பள்ளங்கள் தோராயமாக ஒரே வயதுடையவை என்ற அனுமானத்தின் அடிப்படையில், பிற அடிப்படை அல்லது மேற்புற அலகுகளின் வயதிற்கு கட்டுப்பாடுகளை விதிக்க முடியும், இதனால் உலகளவில் பள்ளங்களின் ஒப்பீட்டு வயதை வரைபடமாக்க முடியும். புதனில் குறைந்தது 15 பண்டைய வடிநிலங்கள் அடையாளம் காணப்பட்டுள்ளன. டால்ஸ்டோஜ் ஒரு உண்மையான பல வளையப் படுகை ஆகும், இது குறைந்தது இரண்டு, மற்றும் நான்கு, செறிவு வளையங்களைக் காட்டுகிறது. இது நன்கு பாதுகாக்கப்பட்ட எஜெக்டா போர்வையைக் கொண்டுள்ளது, இது அதன் விளிம்பிலிருந்து வெளிப்புறமாக நீண்டுள்ளது. வடிநிலத்தின் உட்புறம் சமவெளிகளால் நிரம்பி வழிகிறது, அவை வெளிப்படையாக எஜெக்டா வைப்புகளுக்கு பிந்தைய காலத்தைச் சேர்ந்தவை. பீத்தோவன் விட்டம் கொண்ட ஒரே ஒரு, அடக்கப்பட்ட மாஸ்ஸிஃப் போன்ற விளிம்பைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் ஒரு ஈர்க்கக்கூடிய, நன்கு வரிசைப்படுத்தப்பட்ட எஜெக்டா போர்வையைக் காட்டுகிறது. டால்ஸ்டோஜைப் போலவே, பீத்தோவன் எஜெக்டா சமச்சீரற்றது. கலோரிஸ் படுகை விட்டம் கொண்ட மலைகளின் வளையத்தால் வரையறுக்கப்படுகிறது. தனிப்பட்ட மாஸ்ஸிஃப்கள் பொதுவாக நீளமாக இருக்கும்; அலகின் உள் விளிம்பு படுகை எதிர்கொள்ளும் ஸ்கார்ப்களால் குறிக்கப்படுகிறது. வரிசைப்படுத்தப்பட்ட நிலப்பரப்பு கலோரிஸ் மலைகளின் வெளிப்புற விளிம்பில் ஒரு பலவீனமான தொடர்ச்சியற்ற ஸ்கார்பின் அடிவாரத்திலிருந்து சுமார் வெளியே நீண்டுள்ளது; இந்த நிலப்பரப்பு சந்திரனில் உள்ள இம்ப்ரியம் படுகைச் சுற்றியுள்ள சிற்பத்தைப் போன்றது. ஹம்மோக்கி பொருள் கலோரிஸ் மலைகளில் இருந்து ஒரு பரந்த வருடாந்திரத்தை உருவாக்குகிறது. இது குறைந்த, நெருக்கமான இடைவெளி முதல் சிதறிய மலைகள் வரை சுமார் 0.3 முதல் குறுக்கே மற்றும் பல்லாயிரக்கணக்கான மீட்டர்கள் முதல் சில நூறு மீட்டர்கள் வரை உயரத்தைக் கொண்டுள்ளது. இந்த அலகின் வெளிப்புற எல்லை அதே பிராந்தியத்தில் நிகழும் (இளைய) மென்மையான சமவெளிகளுடன் படிப்படியாக உள்ளது. ஒரு மலைப்பாங்கான மற்றும் ஆழமான நிலப்பரப்பு கலோரிஸ் படுகையில் எதிர்ப்புள்ளியாகக் காணப்படுகிறது, இது கலோரிஸ் தாக்கத்தால் உருவாக்கப்பட்ட தீவிர நில அதிர்வு அலைகளின் எதிர்ப்புள்ள ஒருங்கிணைப்பால் உருவாக்கப்பட்டிருக்கலாம். கலோரிஸ் வடிநிலத்தின் தரை சைனஸ் முகடுகள் மற்றும் எலும்பு முறிவுகளால் சிதைந்துள்ளது, இதனால் வடிநிலம் மொத்தமாக பலகோண வடிவத்தை நிரப்புகிறது. இந்த சமவெளிகள் எரிமலைகளாக இருக்கலாம், தாக்க நிகழ்வின் ஒரு பகுதியாக மாக்மா வெளியிடப்படுவதன் மூலம் உருவாகலாம் அல்லது தாக்க உருகலின் அடர்த்தியான தாள் இருக்கலாம். புதனின் பரந்த பகுதிகள் ஒப்பீட்டளவில் தட்டையான, அரிதான பள்ளங்கள் கொண்ட சமவெளிகளால் மூடப்பட்டுள்ளன. அவை பிராந்திய தொட்டிகள் முதல் பள்ளம் தளங்கள் வரை அளவு கொண்ட தாழ்வுகளை நிரப்புகின்றன. மென்மையான சமவெளிகள் சந்திரனின் மரியாவைப் போலவே உள்ளன, ஒரு வெளிப்படையான வேறுபாடு என்னவென்றால், மென்மையான சமவெளிகள் இடைநிலை சமவெளிகளைப் போலவே ஆல்பிடோவைக் கொண்டுள்ளன. கலோரிஸ் வடிநிலத்தைச் சுற்றியுள்ள பரந்த வளையத்தில் மென்மையான சமவெளிகள் மிகவும் வியக்கத்தக்க வகையில் வெளிப்படுகின்றன. ஃப்லோ லோப்ஸ், லீவ் கால்வாய்கள், குவிமாடங்கள் அல்லது கூம்புகள் போன்ற சந்தேகத்திற்கு இடமில்லாத எரிமலை அம்சங்கள் எதுவும் தெரியவில்லை. கலோரிஸ் வடிநிலத்தில் இருந்து வெளியேறும் ஈஜெக்டாவை விட மென்மையான சமவெளிகள் கணிசமாக இளையவை என்பதை க்ரேட்டர் அடர்த்திகள் சுட்டிக்காட்டுகின்றன. கூடுதலாக, தனித்துவமான வண்ண அலகுகள், சில லோபேட் வடிவம், புதிதாக செயலாக்கப்பட்ட வண்ணத் தரவுகளில் காணப்படுகின்றன. இத்தகைய உறவுகள் மெர்குரியன் மென்மையான சமவெளிகளுக்கான எரிமலை தோற்றத்தை வலுவாக ஆதரிக்கின்றன, நோயறிதல் நில வடிவங்கள் இல்லாதபோதும் கூட. லோபேட் ஸ்கார்ப்ஸ் புதன் மீது பரவலாக விநியோகிக்கப்படுகின்றன மற்றும் முன்பே இருக்கும் சமவெளிகள் மற்றும் பள்ளங்களை மாற்றும் சைனஸ் முதல் வளைந்த ஸ்கார்ப்ஸ் வரை உள்ளன. அவை மிகவும் நம்பத்தகுந்த வகையில் உந்துதல் பிழைகள் என்று விளக்கப்பட்டுள்ளன, இது உலகளாவிய சுருக்கத்தின் காலத்தைக் குறிக்கிறது. லோபேட் ஸ்கார்ப்ஸ் பொதுவாக பள்ளங்களின் தரையில் மென்மையான சமவெளிப் பொருட்களை (ஆரம்ப காலோரியன் காலம்) கடத்துகின்றன, ஆனால் காலோரிஸுக்குப் பிந்தைய பள்ளங்கள் அவற்றின் மீது மிகைப்படுத்தப்படுகின்றன. இந்த அவதானிப்புகள், லோபேட்-ஸ்கார்ப் உருவாக்கம் ஒப்பீட்டளவில் குறுகிய கால இடைவெளியில் மட்டுப்படுத்தப்பட்டிருந்தது, இது டால்ஸ்டோஜனுக்கு முந்தைய காலத்தின் பிற்பகுதியில் தொடங்கி கலோரியன் காலத்தின் நடுப்பகுதி முதல் பிற்பகுதி வரை முடிவடைந்தது. ஸ்கார்ப்ஸுக்கு கூடுதலாக, மென்மையான சமவெளிப் பொருட்களில் சுருக்க முகடுகள் ஏற்படுகின்றன. சந்திர மரியாவைப் பொறுத்தவரை பரிந்துரைக்கப்பட்டபடி, எரிமலை லாவாக்களின் அடர்த்தியான அடுக்குகளால் லித்தோஸ்ஃபெரிக் ஏற்றுதலால் ஏற்படும் உள்ளூர் முதல் பிராந்திய மேற்பரப்பு சுருக்கத்தால் இந்த முகடுகள் உருவாக்கப்பட்டிருக்கலாம். வீனஸ் வீனஸின் மேற்பரப்பு ஒப்பீட்டளவில் மிகவும் தட்டையானது. புவியியலாளர் வீனஸால் நிலப்பரப்பின் 93 சதவீதம் வரைபடமாக்கப்பட்டபோது, விஞ்ஞானிகள் முழு மேற்பரப்பிலும் மிகக் குறைந்த புள்ளியில் இருந்து மிக உயர்ந்த புள்ளிக்கு மொத்த தூரம் சுமார் 13 கிலோமீட்டர் (8 மைல்) என்றும், பூமியில் வடிநிலங்களிலிருந்து இமயமலையின் தூரம் சுமார் 20 கிலோமீட்டர் (12 மைல்) என்றும் கண்டறிந்தனர். முன்னோடியின் உயர அளவீடுகளின் தரவுகளின்படி, மேற்பரப்பில் கிட்டத்தட்ட 51 சதவீதம் 6,052 கிமீ (3760 மைல்) சராசரி ஆரத்தில் இருந்து 500 மீட்டருக்குள் (1,640 அடி) அமைந்துள்ளது; மேற்பரப்பில் 2 சதவீதம் மட்டுமே சராசரி ஆரத்தை விட அதிக உயரத்தில் அமைந்துள்ளது. வீனஸ் செயலில் உள்ள தட்டு டெக்டோனிக்ஸின் எந்த ஆதாரத்தையும் காட்டவில்லை. கிரகத்தின் தொலைதூர கடந்த காலத்தில் செயலில் உள்ள டெக்டோனிக்ஸ் பற்றிய விவாதத்திற்குரிய சான்றுகள் உள்ளன; இருப்பினும், அப்போதிருந்து நிகழும் நிகழ்வுகள் (பல நூறு மில்லியன் ஆண்டுகளின் போக்கில் வீனஸ் லித்தோஸ்பியர் பெரிதும் தடிமனாக உள்ளது என்ற நம்பத்தகுந்த மற்றும் பொதுவாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட கருதுகோள் போன்றவை) அதன் புவியியல் பதிவின் போக்கைக் கட்டுப்படுத்துவதை கடினமாக்கியுள்ளது. இருப்பினும், ஏராளமான நன்கு பாதுகாக்கப்பட்ட தாக்க பள்ளங்கள் வீனஸ் மேற்பரப்பை தோராயமாக தேதி குறிப்பிடும் முறையாகப் பயன்படுத்தப்பட்டுள்ளன (ஏனெனில் இதுவரை வீனஸ் பாறையின் அறியப்பட்ட மாதிரிகள் எதுவும் மிகவும் நம்பகமான முறைகளால் தேதி குறிப்பிடப்படவில்லை). பெறப்பட்ட தேதிகள் ~ 500 மியா-750 மியா வரம்பில் ஆதிக்கம் செலுத்துகின்றன, இருப்பினும் ~ 1.2 கியா வரையிலான வயது கணக்கிடப்பட்டுள்ளது. வீனஸ் அதன் தொலைதூர கடந்த காலத்தில் ஒரு முறையாவது அடிப்படையில் முழுமையான எரிமலை மறுமலர்ச்சிக்கு உட்பட்டுள்ளது என்ற நன்கு ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட கருதுகோளுக்கு இந்த ஆராய்ச்சி வழிவகுத்துள்ளது, கடைசி நிகழ்வு தோராயமாக மதிப்பிடப்பட்ட மேற்பரப்பு வயதின் வரம்பிற்குள் நடைபெறுகிறது. இத்தகைய ஈர்க்கக்கூடிய வெப்ப நிகழ்வின் வழிமுறை வீனஸ் புவி அறிவியலில் ஒரு விவாதப் பிரச்சினையாக இருந்தாலும், சில விஞ்ஞானிகள் ஓரளவுக்கு தட்டு இயக்கத்தை உள்ளடக்கிய செயல்முறைகளை ஆதரிக்கின்றனர். வீனஸ் மீது கிட்டத்தட்ட 1,000 தாக்க பள்ளங்கள் உள்ளன, அவை அதன் மேற்பரப்பு முழுவதும் ஏறக்குறைய சமமாக விநியோகிக்கப்படுகின்றன. பூமியை அடிப்படையாகக் கொண்ட ரேடார் ஆய்வுகள் பள்ளங்கள் தொடர்பான சில நிலப்பரப்பு வடிவங்களை அடையாளம் காண முடிந்தது, மேலும் வெனேரா 15 மற்றும் வெனேரா 16 ஆய்வுகள் சாத்தியமான தாக்கத்தின் தோற்றத்தின் கிட்டத்தட்ட 150 அம்சங்களை அடையாளம் கண்டன. மகெல்லனில் இருந்து உலகளாவிய கவரேஜ் பின்னர் கிட்டத்தட்ட 900 தாக்க பள்ளங்களை அடையாளம் காண முடிந்தது. பள்ளங்களின் எண்ணிக்கை ஒரு கிரகத்தின் மேற்பரப்பின் வயதிற்கான முக்கியமான மதிப்பீட்டை அளிக்கிறது. காலப்போக்கில், சூரிய மண்டலத்தில் உள்ள உடல்கள் தோராயமாக பாதிக்கப்படுகின்றன, எனவே ஒரு மேற்பரப்பில் அதிக பள்ளங்கள் இருப்பதால், அது பழையது. புதன், சந்திரன் மற்றும் பிற உடல்களுடன் ஒப்பிடும்போது, வீனஸ் மிகவும் குறைவான பள்ளங்களைக் கொண்டுள்ளது. ஓரளவு, வீனஸின் அடர்த்தியான வளிமண்டலம் சிறிய விண்கற்களை மேற்பரப்பைத் தாக்கும் முன் எரிக்கிறது. வெனேரா மற்றும் மகெல்லன் தரவுகள் ஒப்புக்கொள்கின்றனஃ அதற்கும் குறைவான விட்டம் கொண்ட தாக்கப் பள்ளங்கள் மிகக் குறைவாகவே உள்ளன, மேலும் மகெல்லனில் இருந்து பெறப்பட்ட தரவுகள் விட்டத்திற்கும் குறைவான பள்ளங்கள் எதுவும் இல்லை என்பதைக் காட்டுகின்றன. இருப்பினும், பெரிய பள்ளங்களும் குறைவாகவே உள்ளன, அவை ஒப்பீட்டளவில் இளமையாகத் தோன்றுகின்றன; அவை அரிதாகவே எரிமலைகளால் நிரப்பப்படுகின்றன, அவை இப்பகுதியில் எரிமலை நடவடிக்கைக்குப் பிறகு நிகழ்ந்தன என்பதைக் காட்டுகின்றன, மேலும் ரேடார் அவை கடினமானவை மற்றும் அழிக்க நேரம் இல்லை என்பதைக் காட்டுகிறது. வீனஸின் மேற்பரப்பின் பெரும்பகுதி எரிமலை நடவடிக்கைகளால் வடிவமைக்கப்பட்டதாகத் தெரிகிறது. ஒட்டுமொத்தமாக, வீனஸ் பூமியை விட பல மடங்கு அதிகமான எரிமலைகளைக் கொண்டுள்ளது, மேலும் இது சுமார் 167 மாபெரும் எரிமலைகளைக் கொண்டுள்ளது. பூமியில் இந்த அளவிலான ஒரே எரிமலை வளாகம் ஹவாய் பெரிய தீவு ஆகும். இருப்பினும், இது பூமியை விட வீனஸ் அதிக எரிமலை சுறுசுறுப்பாக இருப்பதால் அல்ல, ஆனால் அதன் மேலோடு பழையது என்பதால். பூமியின் மேலோடு தொடர்ந்து டெக்டோனிக் தகடுகளின் எல்லைகளில் அடிபணிதல் மூலம் மறுசுழற்சி செய்யப்படுகிறது, மேலும் சராசரி வயது சுமார் 100 மில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும், அதே நேரத்தில் வீனஸின் மேற்பரப்பு சுமார் 500 மில்லியன் ஆண்டுகள் பழமையானது என்று மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது. வீனஸ் பள்ளங்கள் விட்டம் வரை இருக்கும். உள்வரும் பொருட்களின் மீது அடர்த்தியான வளிமண்டலத்தின் விளைவுகள் காரணமாக 3 கிமீக்கு சிறிய பள்ளங்கள் எதுவும் இல்லை. ஒரு குறிப்பிட்ட இயக்க ஆற்றலை விட குறைவான பொருள்கள் வளிமண்டலத்தால் மிகவும் மெதுவாக உள்ளன, அவை ஒரு தாக்க பள்ளத்தை உருவாக்காது. பூமியின் நிலப்பரப்பு இடத்துக்கு இடம் பெரிதும் மாறுபடுகிறது. மேற்பரப்பில் சுமார் 70.8% தண்ணீரால் மூடப்பட்டுள்ளது, கான்டினென்டல் அலமாரியின் பெரும்பகுதி கடல் மட்டத்திற்கு கீழே உள்ளது. நீரில் மூழ்கிய மேற்பரப்பு மலைப்பாங்கான அம்சங்களைக் கொண்டுள்ளது, இதில் உலகளாவிய நடுத்தர கடல் முகடு அமைப்பு, அத்துடன் கடலுக்கடியில் எரிமலைகள், கடல் அகழிகள், நீர்மூழ்கிக் பள்ளத்தாக்குகள், கடல் பீடபூமிகள் மற்றும் ஆழ்கடல் சமவெளிகள் ஆகியவை அடங்கும். தண்ணீரால் மூடப்படாத மீதமுள்ள 29.2% மலைகள், பாலைவனங்கள், சமவெளிகள், பீடபூமிகள் மற்றும் பிற புவி வடிவங்களைக் கொண்டுள்ளது. டெக்டோனிக்ஸ் மற்றும் அரிப்பு விளைவுகளால் புவியியல் காலக்கட்டங்களில் கிரக மேற்பரப்பு மறுவடிவமைக்கப்படுகிறது. தட்டு டெக்டோனிக்ஸ் மூலம் கட்டமைக்கப்பட்ட அல்லது சிதைந்த மேற்பரப்பு அம்சங்கள் மழைப்பொழிவு, வெப்ப சுழற்சிகள் மற்றும் இரசாயன விளைவுகளால் நிலையான வானிலைக்கு உட்பட்டவை. பனிப்பாறை மாற்றம், கடலோர அரிப்பு, பவளப்பாறைகள் உருவாக்கம் மற்றும் பெரிய விண்கல் தாக்கங்களும் நிலப்பரப்பை மறுவடிவமைக்க செயல்படுகின்றன. கண்டத் தட்டுகள் கிரகத்தின் குறுக்கே இடம்பெயரும்போது, கடல் தளம் முன்னணி விளிம்புகளின் கீழ் அடக்கப்படுகிறது. அதே நேரத்தில், மேன்டில் பொருளின் எழுச்சிகள் மத்திய கடல் முகடுகளில் ஒரு மாறுபட்ட எல்லையை உருவாக்குகின்றன. இந்த செயல்முறைகளின் கலவையானது தொடர்ந்து கடல் தட்டு பொருளை மறுசுழற்சி செய்கிறது. கடல் தளத்தின் பெரும்பகுதி 100 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் குறைவான வயதுடையது. மிகப் பழமையான கடல் தட்டு மேற்கு பசிபிக் பகுதியில் அமைந்துள்ளது, அதன் வயது சுமார் 200 மில்லியன் ஆண்டுகள் என்று மதிப்பிடப்பட்டுள்ளது. ஒப்பிடுகையில், நிலத்தில் காணப்படும் மிகப் பழமையான புதைபடிவங்கள் சுமார் 3 பில்லியன் ஆண்டுகள் பழமையானவை. கான்டினென்டல் பிளேட்டுகள் கிரானைட் மற்றும் ஆண்டசைட் போன்ற குறைந்த அடர்த்தி கொண்ட பொருட்களைக் கொண்டுள்ளன. குறைவான பொதுவானது பசால்ட், ஒரு அடர்த்தியான எரிமலை பாறை, இது கடல் தளங்களின் முதன்மை அங்கமாகும். செடிமென்டரி பாறை செடிமெண்ட்டின் குவிப்பிலிருந்து உருவாகிறது, அது ஒன்றாக சுருங்குகிறது. கண்டத்தின் மேற்பரப்பில் சுமார் 75 சதவீதம் வண்டல் பாறைகளால் மூடப்பட்டுள்ளது, இருப்பினும் அவை மேலோட்டத்தில் சுமார் 5 சதவீதம் மட்டுமே உள்ளன. பூமியில் காணப்படும் பாறைப் பொருட்களின் மூன்றாவது வடிவம் உருமாற்ற பாறை ஆகும், இது ஏற்கனவே இருக்கும் பாறை வகைகளை அதிக அழுத்தங்கள், அதிக வெப்பநிலை அல்லது இரண்டின் மூலம் மாற்றுவதன் மூலம் உருவாக்கப்படுகிறது. பூமியின் மேற்பரப்பில் மிகுதியாக உள்ள சிலிக்கேட் தாதுக்களில் குவார்ட்ஸ், ஃபெல்ட்ஸ்பார்ஸ், ஆம்பிபோல், மைக்கா, பைரோக்சின் மற்றும் ஆலிவைன் ஆகியவை அடங்கும். பொதுவான கார்பனேட் தாதுக்களில் கால்சைட் (சுண்ணாம்புக்கல்), அரகோனைட் மற்றும் டோலோமைட் ஆகியவை அடங்கும். பெடோஸ்பியர் என்பது பூமியின் வெளிப்புற அடுக்கு ஆகும், இது மண்ணால் ஆனது மற்றும் மண் உருவாக்கும் செயல்முறைகளுக்கு உட்பட்டது. இது லித்தோஸ்பியர், வளிமண்டலம், ஹைட்ரோஸ்பியர் மற்றும் உயிர்க்கோளம் ஆகியவற்றின் இடைமுகத்தில் உள்ளது. தற்போது மொத்த சாகுபடி செய்யக்கூடிய நிலம் நிலப்பரப்பில் 13.31% ஆகும், 4.71% மட்டுமே நிரந்தர பயிர்களை ஆதரிக்கிறது. பூமியின் நிலப்பரப்பில் சுமார் 40 சதவீதம் தற்போது பயிர் நிலம் மற்றும் மேய்ச்சல் நிலங்களுக்கு அல்லது பயிர் நிலம் மற்றும் மேய்ச்சல் நிலங்களுக்கு பயன்படுத்தப்படுகிறது. நிலத்தின் இயற்பியல் அம்சங்கள் குறிப்பிடத்தக்க வகையில் வேறுபட்டவை. மிகப்பெரிய மலைத்தொடர்கள்-ஆசியாவில் உள்ள இமயமலை மற்றும் தென் அமெரிக்காவில் உள்ள ஆண்டிஸ்-ஆயிரக்கணக்கான கிலோமீட்டர் நீளம் கொண்டவை. ஆப்பிரிக்காவில் உள்ள நைல் ஆறு மற்றும் தென் அமெரிக்காவில் உள்ள அமேசான் ஆறு ஆகியவை மிக நீளமான ஆறுகளாகும். பாலைவனங்கள் மொத்த நிலப்பரப்பில் சுமார் 20 சதவீதத்தை உள்ளடக்கியது. மிகப் பெரியது சஹாரா ஆகும், இது ஆப்பிரிக்காவின் மூன்றில் ஒரு பகுதியை உள்ளடக்கியது. பூமியின் நிலப்பரப்பின் உயரம் சவக்கடலின் தாழ்ந்த புள்ளியான −418 மீ (−1,371 அடி) முதல் எவரெஸ்ட் சிகரத்தின் உச்சியில் 2005-மதிப்பிடப்பட்ட அதிகபட்ச உயரமான 8,848 மீ (29,028 அடி) வரை வேறுபடுகிறது. கடல் மட்டத்திலிருந்து நிலத்தின் சராசரி உயரம் 686 மீ (2,250 அடி) ஆகும். பூமியின் புவியியல் வரலாற்றை பரவலாக இரண்டு காலகட்டங்களாக வகைப்படுத்தலாம்ஃ ப்ரீகேம்ப்ரியன்ஃ புவியியல் நேரத்தின் சுமார் 90 சதவீதம், 4.6 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு முதல் கேம்ப்ரியன் காலத்தின் தொடக்கம் வரை (539 மா). 3000 Ma க்கு முன்னர் சிறிய புரோட்டோ-கண்டங்கள் இருந்ததாகவும், பூமியின் பெரும்பாலான நிலப்பரப்புகள் 1000 Ma இல் ஒரே சூப்பர் கண்டமாக சேகரிக்கப்பட்டதாகவும் பொதுவாக நம்பப்படுகிறது. ஃபானெரோசோயிக்ஃ புவியியல் கால அளவுகோலில் தற்போதைய ஈயோன். இது 539 மில்லியன் ஆண்டுகளை உள்ளடக்கியது. இந்த நேரத்தில், கண்டங்கள் நகர்ந்து, இறுதியில் பாங்கியா என்று அழைக்கப்படும் ஒரே நிலப்பரப்பாக சேகரிக்கப்பட்டு, பின்னர் தற்போதைய கண்ட நிலப்பரப்புகளாக பிரிந்தன. செவ்வாய் கிரகத்தின் மேற்பரப்பு முதன்மையாக பசால்ட்டால் ஆனது என்று கருதப்படுகிறது, இது எரிமலைகளிலிருந்து காணப்பட்ட எரிமலை ஓட்டங்கள், செவ்வாய் கிரக விண்கல் சேகரிப்பு மற்றும் லேண்டர்கள் மற்றும் சுற்றுப்பாதை அவதானிப்புகளின் தரவுகளின் அடிப்படையில் அமைந்துள்ளது. செவ்வாய் எரிமலைகளிலிருந்து வரும் எரிமலை ஓட்டம், அந்த எரிமலை மிகவும் குறைந்த பாகுத்தன்மையைக் கொண்டுள்ளது என்பதைக் காட்டுகிறது, இது பசால்ட்டின் பொதுவானது. 1976 ஆம் ஆண்டில் வைக்கிங் லேண்டர்களால் சேகரிக்கப்பட்ட மண் மாதிரிகளின் பகுப்பாய்வு, இரும்பால் நிறைந்த களிமண் பசால்டிக் பாறைகளின் வானிலை மாற்றத்துடன் ஒத்துப்போகிறது என்பதைக் குறிக்கிறது. செவ்வாய் கிரகத்தின் மேற்பரப்பின் ஒரு பகுதி வழக்கமான பசால்ட்டை விட சிலிக்கா நிறைந்ததாக இருக்கலாம் என்பதற்கு சில சான்றுகள் உள்ளன, ஒருவேளை பூமியில் உள்ள ஆண்டெசிடிக் பாறைகளைப் போலவே இருக்கலாம், இருப்பினும் இந்த அவதானிப்புகள் சிலிக்கா கண்ணாடி, பைலோசிலிகேட்டுகள் அல்லது ஓபல் ஆகியவற்றால் விளக்கப்படலாம். மேற்பரப்பின் பெரும்பகுதி டால்கம் பவுடர் போன்ற நுண்ணிய தூசியால் ஆழமாக மூடப்பட்டுள்ளது. செவ்வாய் கிரகத்தின் மேற்பரப்பின் சிவப்பு/ஆரஞ்சு தோற்றம் இரும்பு (III) ஆக்சைடு (துரு) காரணமாக ஏற்படுகிறது. செவ்வாய் கிரகத்தின் வெளிப்புற அடுக்கில் பூமியை விட இரண்டு மடங்கு அதிக இரும்பு ஆக்சைடு உள்ளது, அவற்றின் தோற்றம் ஒத்ததாக இருந்தபோதிலும். பூமி, வெப்பமாக இருப்பதால், ஆரம்பகால கிரகத்தின் ஆழமான, எரிமலை கடல்களில் இரும்பின் பெரும்பகுதியை கீழ்நோக்கி கொண்டு சென்றதாக கருதப்படுகிறது, அதே நேரத்தில் செவ்வாய், குறைந்த எரிமலை வெப்பநிலையுடன் இது நடக்க மிகவும் குளிராக இருந்தது. மையப்பகுதி ஒரு சிலிக்கேட் கவசத்தால் சூழப்பட்டுள்ளது, இது கிரகத்தின் பல டெக்டோனிக் மற்றும் எரிமலை அம்சங்களை உருவாக்கியது. கிரகத்தின் மேலோட்டத்தின் சராசரி தடிமன் சுமார் 50 கிமீ ஆகும், மேலும் இது அதை விட தடிமனாக இல்லை, இது பூமியின் மேலோட்டத்தை விட மிகவும் தடிமனாக உள்ளது. இதன் விளைவாக, செவ்வாய் கிரகத்தின் மேற்பரப்பு எளிதில் சிதைவடையாது, இது தென் துருவ பனிக்கட்டியின் சமீபத்திய ரேடார் வரைபடத்தால் காட்டப்பட்டுள்ளது, இது சுமார் 3 கிமீ தடிமனாக இருந்தபோதிலும் மேலோட்டத்தை சிதைக்காது. க்ரேட்டர் உருவவியல் மேற்பரப்பின் இயற்பியல் அமைப்பு மற்றும் கலவை பற்றிய தகவல்களை வழங்குகிறது. தாக்க பள்ளங்கள் மேற்பரப்புக்குக் கீழே ஆழமாகவும் செவ்வாய் கிரகத்தின் புவியியல் கடந்த காலத்தையும் பார்க்க அனுமதிக்கின்றன. லோபேட் எஜெக்டா போர்வைகள் (இடதுபுறம் படம்) மற்றும் மைய குழி பள்ளங்கள் செவ்வாய் கிரகத்தில் பொதுவானவை, ஆனால் சந்திரனில் அசாதாரணமானவை, இது செவ்வாய் கிரகத்தில் மேற்பரப்புக்கு அருகிலுள்ள ஆவியாதல்கள் (பனி மற்றும் நீர்) இருப்பதைக் குறிக்கலாம். சீரழிந்த தாக்க கட்டமைப்புகள் எரிமலை, நீர்நிலைகள் மற்றும் எயோலியன் செயல்பாடுகளில் உள்ள மாறுபாடுகளைப் பதிவு செய்கின்றன. யூட்டி பள்ளம் ஒரு ராம்பார்ட் பள்ளத்திற்கு ஒரு எடுத்துக்காட்டு, இது எஜெக்டாவின் ராம்பார்ட் போன்ற விளிம்பின் காரணமாக அழைக்கப்படுகிறது. யூட்டி பள்ளத்தில் எஜெக்டா அதன் பக்கத்தில் ஒரு பழைய பள்ளத்தை முழுமையாக உள்ளடக்கியது, இது வெளியேற்றப்பட்ட பொருள் ஒரு மெல்லிய அடுக்கு என்பதைக் காட்டுகிறது. செவ்வாய் கிரகத்தின் புவியியல் வரலாற்றை பரவலாக பல சகாப்தங்களாக வகைப்படுத்தலாம், ஆனால் பின்வருவன மூன்று முக்கிய சகாப்தங்களாகும்ஃ நோச்சியன் சகாப்தம் (நோச்சிஸ் டெர்ராவின் பெயரால் பெயரிடப்பட்டது): செவ்வாய் கிரகத்தின் மிகப் பழமையான மேற்பரப்புகளின் உருவாக்கம், 3.8 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு முதல் 3.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு வரை. நோச்சியன் வயது மேற்பரப்புகள் பல பெரிய தாக்க பள்ளங்களால் வடுக்கள் உள்ளன. தார்சிஸ் வீங்கிய எரிமலை மேட்டுநிலம் இந்த காலகட்டத்தில் உருவானதாக கருதப்படுகிறது, சகாப்தத்தின் பிற்பகுதியில் திரவ நீரால் விரிவான வெள்ளம் ஏற்பட்டது. ஹெஸ்பெரியன் சகாப்தம் (ஹெஸ்பெரியா பிளானம் பெயரிடப்பட்டது): 3.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு முதல் 1.8 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு வரை. ஹெஸ்பெரிய சகாப்தம் விரிவான எரிமலை சமவெளிகளின் உருவாக்கத்தால் குறிக்கப்படுகிறது. அமேசானிய சகாப்தம் (அமேசானிஸ் பிளானிஷியாவின் பெயரால் பெயரிடப்பட்டது): 1.8 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு இருந்து தற்போது வரை. அமேசானிய பிராந்தியங்களில் சில விண்கல் தாக்க பள்ளங்கள் உள்ளன, ஆனால் அவை மிகவும் மாறுபட்டவை. அறியப்பட்ட பிரபஞ்சத்தின் மிகப்பெரிய எரிமலையான ஒலிம்பஸ் மோன்ஸ், இந்த காலகட்டத்தில் உருவானது, மேலும் செவ்வாய் கிரகத்தின் பிற இடங்களில் எரிமலை பாய்கிறது. 2015 ஆம் ஆண்டின் தொடக்கத்தில் டான் விண்கலம் அதை ஆராயும் வரை குள்ள கிரகமான செரெஸின் புவியியல் பெரும்பாலும் அறியப்படவில்லை. இருப்பினும், குள்ள கிரகங்களைக் கண்டுபிடித்தவரின் பெயரால் பெயரிடப்பட்ட "பியாசி" போன்ற சில மேற்பரப்பு அம்சங்கள் தீர்க்கப்பட்டன. [அ] செரெஸின் அலட்சியம் ஒரு வேறுபட்ட உடலுடன் ஒத்துப்போகிறது, ஒரு பனிக்கட்டி கவசத்துடன் ஒரு பாறை மையப்பகுதி. இந்த 100 கிலோமீட்டர் தடிமனான கவசத்தில் (நிறை அடிப்படையில் செரெஸின் 23%-28%; அளவு அடிப்படையில் 50 சதவீதம்) 200 மில்லியன் கன கிலோமீட்டர் நீர் உள்ளது, இது பூமியில் உள்ள நன்னீரின் அளவை விட அதிகமாகும். இந்த முடிவை 2002 ஆம் ஆண்டில் கெக் தொலைநோக்கி செய்த அவதானிப்புகள் மற்றும் பரிணாம மாதிரிகள் ஆதரிக்கின்றன. மேலும், அதன் மேற்பரப்பு மற்றும் வரலாற்றின் சில பண்புகள் (சூரியனில் இருந்து அதன் தூரம் போன்றவை, இது சூரிய கதிர்வீச்சை பலவீனப்படுத்தி, அதன் உருவாக்கத்தின் போது சில குறைந்த உறைபனி-புள்ளி கூறுகளை இணைக்க அனுமதிக்கிறது), உட்புறத்தில் கொந்தளிப்பான பொருட்கள் இருப்பதை சுட்டிக்காட்டுகின்றன. திரவ நீரின் எஞ்சிய அடுக்கு பனி அடுக்கின் கீழ் தற்போது வரை உயிர் பிழைத்திருக்கலாம் என்று பரிந்துரைக்கப்படுகிறது. செரெஸின் மேற்பரப்பு அமைப்பு பரவலாக சி-வகை சிறுகோள்களைப் போன்றது. சில வேறுபாடுகள் உள்ளன. செர்ரியன் ஐஆர் ஸ்பெக்ட்ராவின் எங்கும் நிறைந்த அம்சங்கள் ஹைட்ரேட்டட் செய்யப்பட்ட பொருட்களாகும், இது உட்புறத்தில் குறிப்பிடத்தக்க அளவு நீர் இருப்பதைக் குறிக்கிறது. பிற சாத்தியமான மேற்பரப்பு கூறுகளில் இரும்பு நிறைந்த களிமண் தாதுக்கள் (குரோன்ஸ்டெடைட்) மற்றும் கார்பனேட் தாதுக்கள் (டோலோமைட் மற்றும் சைடரைட்) ஆகியவை அடங்கும், அவை கார்பனேசிய காண்ட்ரைட் விண்கற்களில் பொதுவான தாதுக்களாகும். கார்பனேட்டுகள் மற்றும் களிமண் தாதுக்களின் நிறமாலை அம்சங்கள் பொதுவாக மற்ற சி-வகை சிறுகோள்களின் நிறமாலையில் இல்லை. சில நேரங்களில் செரஸ் ஒரு ஜி-வகை சிறுகோள் என வகைப்படுத்தப்படுகிறது. செர்ரியன் மேற்பரப்பு ஒப்பீட்டளவில் வெப்பமாக உள்ளது. சூரியனின் மேற்புறத்தில் அதிகபட்ச வெப்பநிலை அளவீடுகளிலிருந்து 5 மே 1991 அன்று 235 K (சுமார் −38 °C, −36 °F) என மதிப்பிடப்பட்டது. டான் பணிக்கு முன்பு, ஒரு சில செர்ரியன் மேற்பரப்பு அம்சங்கள் மட்டுமே சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி கண்டறியப்பட்டன. 1995 ஆம் ஆண்டில் எடுக்கப்பட்ட உயர் தெளிவுத்திறன் கொண்ட புற ஊதா ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கி படங்கள் அதன் மேற்பரப்பில் ஒரு இருண்ட புள்ளியைக் காட்டின, இது செரெஸைக் கண்டுபிடித்தவரின் நினைவாக "பியாசி" என்று செல்லப்பெயர் பெற்றது. இது ஒரு பள்ளம் என்று கருதப்பட்டது. பின்னர் உயர் தெளிவுத்திறனுடன் கூடிய அகச்சிவப்பு அருகிலுள்ள படங்கள் தழுவல் ஒளியியலைப் பயன்படுத்தி கெக் தொலைநோக்கி மூலம் ஒரு முழு சுழற்சியில் எடுக்கப்பட்டன, இது செரெஸின் சுழற்சியுடன் நகரும் பல பிரகாசமான மற்றும் இருண்ட அம்சங்களைக் காட்டியது. இரண்டு இருண்ட அம்சங்கள் வட்ட வடிவங்களைக் கொண்டிருந்தன, அவற்றில் ஒன்று பிரகாசமான மையப் பகுதியைக் கொண்டிருப்பது கண்டறியப்பட்டது, மற்றொன்று "பியாசி" அம்சம் என அடையாளம் காணப்பட்டது. 2003 மற்றும் 2004 ஆம் ஆண்டுகளில் எடுக்கப்பட்ட முழு சுழற்சியின் சமீபத்திய புலப்படும்-ஒளி ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கி படங்கள் 11 அடையாளம் காணக்கூடிய மேற்பரப்பு அம்சங்களைக் காட்டின, அவற்றின் இயல்புகள் தற்போது அறியப்படவில்லை. இந்த அம்சங்களில் ஒன்று முன்பு காணப்பட்ட "பியாசி" அம்சத்துடன் ஒத்திருக்கிறது. இந்த கடைசி அவதானிப்புகள், செரெஸின் வட துருவமானது டிராகோ விண்மீன் குழுவில் வலது ஏற்றம் 19 மணி 24 நிமிடங்கள் (291 டிகிரி), சரிவு + 59 டிகிரி திசையில் சுட்டிக்காட்டுகிறது என்பதையும் தீர்மானித்தது. இதன் பொருள் செரெஸின் அச்சு சாய்வு மிகவும் சிறியது-சுமார் 3 டிகிரி. வளிமண்டலம் செரெஸ் ஒரு மெல்லிய வளிமண்டலத்தையும் மேற்பரப்பில் நீர் உறைபனியையும் கொண்டிருக்கலாம் என்பதற்கான அறிகுறிகள் உள்ளன. சூரியனில் இருந்து 5 AU க்கும் குறைவான தூரத்தில் மேற்பரப்பு நீர் பனி நிலையற்றது, எனவே சூரிய கதிர்வீச்சுக்கு நேரடியாக வெளிப்பட்டால் அது உயர்ந்ததாக இருக்கும் என்று எதிர்பார்க்கப்படுகிறது. நீர் பனிக்கட்டி செரெஸின் ஆழமான அடுக்குகளிலிருந்து மேற்பரப்புக்கு இடம்பெயரலாம், ஆனால் மிகக் குறுகிய காலத்தில் தப்பிக்கிறது. இதன் விளைவாக, நீர் ஆவியாக்கத்தை கண்டறிவது கடினம். செரெஸின் துருவப் பகுதிகளிலிருந்து நீர் வெளியேறுவது 1990 களின் முற்பகுதியில் காணப்பட்டிருக்கலாம், ஆனால் இது சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி நிரூபிக்கப்படவில்லை. ஒரு புதிய தாக்க பள்ளத்தின் சுற்றுப்புறங்களிலிருந்தோ அல்லது செரெஸின் மேற்பரப்பு அடுக்குகளில் உள்ள விரிசல்களிலிருந்தோ தண்ணீர் வெளியேறுவதைக் கண்டறிய முடியும். IUE விண்கலத்தின் புற ஊதா அவதானிப்புகள் செர்ரியன் வட துருவத்திற்கு அருகே புள்ளிவிவர ரீதியாக குறிப்பிடத்தக்க அளவு ஹைட்ராக்சைடு அயனிகளைக் கண்டறிந்தன, இது புற ஊதா சூரிய கதிர்வீச்சின் மூலம் நீர்-நீராவி பிரிவின் விளைவாகும். 2014 ஆம் ஆண்டின் தொடக்கத்தில், ஹெர்ஷல் விண்வெளி ஆய்வகத்தின் தரவைப் பயன்படுத்தி, செரெஸில் பல உள்ளூர்மயமாக்கப்பட்ட (60 கிமீ விட்டம் கொண்டவை அல்ல) நடுத்தர அட்சரேகை நீராவி ஆதாரங்கள் இருப்பது கண்டுபிடிக்கப்பட்டது, அவை ஒவ்வொன்றும் வினாடிக்கு சுமார் 1026 மூலக்கூறுகளை (அல்லது 3 கிலோ) வெளியிடுகின்றன. பியாஸ்ஸி (123°இ, 21°என்) மற்றும் பிராந்தியம் ஏ (232°இ, 23°என்) என பெயரிடப்பட்ட இரண்டு சாத்தியமான மூலப் பகுதிகள், டபிள்யூ. எம். கெக் ஆய்வகத்தால் அருகிலுள்ள அகச்சிவப்பு பகுதியில் இருண்ட பகுதிகளாக (பிராந்தியம் ஏ ஒரு பிரகாசமான மையத்தையும் கொண்டுள்ளது) காட்சிப்படுத்தப்பட்டுள்ளன. நீராவி வெளியீட்டிற்கான சாத்தியமான வழிமுறைகள் சுமார் 0.6 கிமீ2 வெளிப்படும் மேற்பரப்பு பனிக்கட்டியிலிருந்து பதங்கமாதல், அல்லது கதிரியக்க உள் வெப்பத்தின் விளைவாக ஏற்படும் கிரையோவோல்கானிக் வெடிப்புகள் அல்லது மேற்பரப்பு பனிக்கட்டி அடுக்கின் வளர்ச்சியின் காரணமாக மேற்பரப்பு கடலின் அழுத்தம் ஆகியவை ஆகும். சூரியனில் இருந்து செரஸ் அதன் விசித்திரமான சுற்றுப்பாதையில் பின்வாங்குவதால் மேற்பரப்பு பதங்கமாதல் குறையும் என்று எதிர்பார்க்கப்படுகிறது, அதே நேரத்தில் உள் ஆற்றல் உமிழ்வுகள் சுற்றுப்பாதை நிலையால் பாதிக்கப்படக்கூடாது. கிடைக்கக்கூடிய வரையறுக்கப்பட்ட தரவு வால்மீன் பாணி பதங்கமாதலுடன் மிகவும் சீராக உள்ளது. டான் விண்கலம் அபெலியனில் உள்ள செரெஸை நெருங்குகிறது, இது இந்த நிகழ்வைக் கவனிப்பதற்கான டானின் திறனைக் கட்டுப்படுத்தலாம். குறிப்புஃ இந்த தகவல் பிரதான கட்டுரையிலிருந்து நேரடியாக எடுக்கப்பட்டது, பொருள் ஆதாரங்கள் அங்கு சேர்க்கப்பட்டுள்ளன. சிறிய சூரிய மண்டல உடல்கள் சிறுகோள்கள், வால்மீன்கள் மற்றும் விண்கற்கள் அனைத்தும் சூரிய குடும்பம் 4.6 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு உருவான நெபுலாவிலிருந்து மீதமுள்ள குப்பைகள் ஆகும். சிறுகோள் பெல்ட் சிறுகோள் பெல்ட் செவ்வாய் மற்றும் வியாழன் இடையே அமைந்துள்ளது. இது சில மீட்டர் குறுக்கே ஆயிரக்கணக்கான பாறை கிரகங்களால் ஆனது. இவை வியாழனின் ஈர்ப்பு விசை காரணமாக ஒரு கிரகத்தை உருவாக்க முடியாத சூரிய மண்டலத்தின் உருவாக்கத்தின் குப்பைகள் என்று கருதப்படுகிறது. விண்கற்கள் மோதும்போது அவை அவ்வப்போது பூமியில் விழும் சிறிய துண்டுகளை உருவாக்குகின்றன. இந்த பாறைகள் விண்கற்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன, மேலும் அவை ஆரம்பகால சூரிய நெபுலாவைப் பற்றிய தகவல்களை வழங்குகின்றன. இந்த துண்டுகளில் பெரும்பாலானவை மணல் தானியங்களின் அளவைக் கொண்டுள்ளன. அவை பூமியின் வளிமண்டலத்தில் எரிந்து, விண்கற்களைப் போல பிரகாசிக்கின்றன. ஒரு வால் நட்சத்திரம் என்பது சூரியனைச் சுற்றி வரும் ஒரு சிறிய சூரிய மண்டல உடல் மற்றும் (குறைந்தபட்சம் எப்போதாவது) கோமா (அல்லது வளிமண்டலம்) மற்றும்/அல்லது ஒரு வால் ஆகியவற்றை வெளிப்படுத்துகிறது-இவை இரண்டும் முதன்மையாக வால் நட்சத்திரத்தின் கருவின் மீது சூரிய கதிர்வீச்சின் விளைவுகளால் ஏற்படுகின்றன, இது பாறை, தூசி மற்றும் பனிக்கட்டியால் ஆன ஒரு சிறிய உடலாகும். கைப்பர் பெல்ட் சில நேரங்களில் எட்ஜ்வொர்த்-கைப்பர் பெல்ட் என்று அழைக்கப்படும் கைப்பர் பெல்ட், சூரிய மண்டலத்திற்கு அப்பால் உள்ள ஒரு பகுதியாகும், இது நெப்டியூனின் சுற்றுப்பாதையில் (30 ஏ. யூ. இல்) இருந்து சூரியனில் இருந்து சுமார் 55 ஏ. யூ. வரை நீண்டுள்ளது. இது சிறுகோள் பெல்ட்டைப் போன்றது, இருப்பினும் இது மிகப் பெரியது; 20 மடங்கு அகலம் மற்றும் 20-200 மடங்கு பெரியது. சிறுகோள் பெல்ட்டைப் போலவே, இது முக்கியமாக சிறிய உடல்கள் (சூரிய மண்டலத்தின் உருவாக்கத்திலிருந்து எச்சங்கள்) மற்றும் குறைந்தபட்சம் ஒரு குள்ள கிரகம்-புளூட்டோவைக் கொண்டுள்ளது, இது புவியியல் ரீதியாக சுறுசுறுப்பாக இருக்கலாம். ஆனால் சிறுகோள் பெல்ட் முதன்மையாக பாறை மற்றும் உலோகத்தால் ஆனாலும், கைப்பர் பெல்ட் பெரும்பாலும் மீத்தேன், அம்மோனியா மற்றும் நீர் போன்ற பனிக்கட்டிகளால் ஆனது. கைப்பர் பெல்ட்டுக்குள் உள்ள பொருள்கள், சிதறிய வட்டு உறுப்பினர்கள் மற்றும் எந்தவொரு சாத்தியமான மலைகள் மேகம் அல்லது ஊர்ட் மேகம் பொருள்கள், கூட்டாக டிரான்ஸ்-நெப்டியூனியன் பொருள்கள் (டிஎன்ஓக்கள்) என்று குறிப்பிடப்படுகின்றன. புளூட்டோ மற்றும் 486958 அரோகோத் ஆகிய இரண்டு டிஎன்ஓக்கள் நெருக்கமான வரம்பில் பார்வையிடப்பட்டு ஆய்வு செய்யப்பட்டுள்ளன. மேலும் காண்க சந்திர மண் நிலப்பரப்பு கிரகங்களில் செவ்வாய் மண் நீர் குறிப்புகள் வெளிப்புற இணைப்புகள் சர்வதேச வானியல் யூனியன் சூரிய மண்டலம் நேரடி (ஒரு ஊடாடும் ஆரரி) சூரிய மண்டல பார்வையாளர் (அனிமேஷன்) சூரிய மண்டலத்தின் படங்கள் கிரகங்களின் விளக்கங்கள் நாசா பிளானட் குவெஸ்ட் விளக்கப்படம் கிரகங்களின் அளவுகளை ஒருவருக்கொருவர் ஒப்பிடுவது, சூரியன் மற்றும் பிற நட்சத்திரங்கள் கேள்வி பதில்ஃ ஐ. ஏ. யுவின் முன்மொழியப்பட்ட கிரக வரையறை கேள்வி பதில் புதிய கிரகங்கள் முன்மொழிவு சூரிய மண்டலம்-புதனின் விண்வெளி அட்லஸ் பற்றி-நாசா ஒன்பது கிரகங்கள் தகவல் நாசாவின் கிரக அறிவியல் ஆராய்ச்சி கண்டுபிடிப்புகள் கிரக புவியியல்