كوكب قزم (dwarf planet)

سيريس (تسمية الكوكب الصغير: 1 سيريس) يُصنف على أنه كوكب قزم يقع ضمن حزام الكويكبات الأساسي، الواقع بين المسارات المدارية للمريخ والمشتري. تم اكتشافه في 1 يناير 1801 من قبل جوزيبي بيازي في مرصد باليرمو الفلكي في صقلية، وتم تحديده في البداية على أنه أول كويكب ثم تم الإعلان عنه لاحقًا ككوكب جديد. مع مرور الوقت، خضع سيريس لإعادة التصنيف، في البداية باعتباره كويكبًا ومؤخرًا باعتباره كوكبًا قزمًا، ولا سيما كونه الكوكب القزم الوحيد الذي لا يدور حول نبتون والأكبر بينها بدون قمر صناعي طبيعي.

سيريس (تسمية الكوكب الصغير: 1 سيريس) هو كوكب قزم يقع في حزام الكويكبات الرئيسي بين مداري المريخ والمشتري. كان هذا أول كويكب معروف، اكتشفه جوزيبي بيازي في 1 يناير 1801 في مرصد باليرمو الفلكي في صقلية، وتم إعلانه ككوكب جديد. تم تصنيف سيريس لاحقًا على أنه كويكب ومؤخرًا على أنه كوكب قزم، وهو الكوكب الوحيد الذي لا يقع خارج مدار نبتون والأكبر الذي لا يحتوي على قمر.

يبلغ قطر سيريس حوالي ربع قطر القمر. نظرًا لأبعاده المتواضعة، يظل سيريس غير محسوس بالعين المجردة، حتى في أقصى سطوع له، إلا في ظل ظروف السماء المظلمة بشكل استثنائي. ويتراوح حجمه الظاهري بين 6.7 و9.3، ويصل إلى ذروته أثناء التقابل - نقطة أقرب نقطة له من الأرض - والذي يحدث مرة كل 15 إلى 16 شهرًا. وبالتالي، كانت خصائص سطحه غير قابلة للتمييز إلى حد كبير، حتى مع التلسكوبات المتقدمة، حتى بدأت المركبة الفضائية الروبوتية التابعة لناسا Dawn مهمتها المدارية حول سيريس في عام 2015.

كشفت مهمة Dawn عن أن تكوين سطح سيريس عبارة عن مزيج من الجليد المائي والمعادن المائية، بما في ذلك الكربونات والطين. تشير بيانات الجاذبية إلى أن سيريس متمايز جزئيًا، ويتكون من دثار/لب موحل (صخر جليدي) وقشرة أقل كثافة ولكنها أكثر قوة، والتي تحتوي على جليد يصل إلى ثلاثين بالمائة كحد أقصى من حيث الحجم. في حين أنه من المحتمل وجود محيط داخلي من الماء السائل، تستمر المحاليل الملحية في الدوران عبر الوشاح الخارجي وتظهر على السطح، مما يسهل تكوين البراكين الجليدية، مثل أهونا مونس، كل خمسين مليون سنة تقريبًا. هذه الظاهرة تجعل سيريس أقرب جرم سماوي نشط بركانيًا باردًا إلى الشمس. علاوة على ذلك، يمتلك سيريس غلافًا جويًا هشًا وسريع الزوال يتكون من بخار الماء المنبعث من مصادر سطحية محلية.

السياق التاريخي

الاكتشاف الأولي

خلال الفترة التي امتدت من اعتماد نظرية مركزية الشمس في القرن الثامن عشر واكتشاف نبتون في عام 1846، افترض العديد من علماء الفلك أن المبادئ الرياضية تشير إلى وجود كوكب غير مكتشف أو كوكب غائب يقع بين مداري المريخ والمشتري. في وقت مبكر من عام 1596، افترض عالم الفلك النظري يوهانس كيبلر أن النسب المدارية للكواكب ستتوافق مع "تصميم الله" فقط في حالة وجود كوكبين إضافيين: أحدهما يقع بين المشتري والمريخ، والآخر بين الزهرة وعطارد. علماء آخرون، بما في ذلك إيمانويل كانط، فكروا فيما إذا كان تأثير جاذبية المشتري قد خلق هذا الفراغ المداري. في عام 1761، تساءل عالم الفلك والرياضيات يوهان هاينريش لامبرت: "ومن يدري ما إذا كانت الكواكب مفقودة بالفعل والتي غادرت الفضاء الشاسع بين المريخ والمشتري؟ فهل يعتبر الأجرام السماوية وكذلك الأرض أن الأقوى يغضب الأضعف، وهل من المقرر أن ينهب المشتري وزحل إلى الأبد؟"

في عام 1772، قام عالم الفلك الألماني يوهان إليرت بودي، بالرجوع إلى يوهان دانيال تيتيوس، بنشر صيغة رياضية أطلق عليها فيما بعد قانون تيتيوس-بودي. ويبدو أن هذا القانون تنبأ بالمسافات المدارية للكواكب المعروفة آنذاك، مع استثناء ملحوظ وهو الفراغ غير المبرر بين المريخ والمشتري. وتوقعت الصيغة وجود كوكب إضافي يبلغ نصف قطر مداره حوالي 2.8 وحدة فلكية (AU)، أي ما يعادل 420 مليون كيلومتر، من الشمس. اكتسب قانون تيتيوس-بودي مصداقية متزايدة بعد اكتشاف ويليام هيرشل عام 1781 لأورانوس، والذي تم العثور عليه على مسافة تتفق مع تنبؤات القانون بوجود كوكب خارج زحل. بحلول عام 1800، قامت مجموعة بقيادة فرانز زافير فون زاك، محرر المجلة الفلكية الألمانية المراسلات الشهرية، بإرسال طلبات إلى أربعة وعشرين من علماء الفلك المتمرسين، الذين أطلق عليهم اسم "الشرطة السماوية". وحثتهم هذه الطلبات على التعاون في بحث منهجي عن الكوكب المرتقب. على الرغم من أن هذه المجموعة لم تكتشف سيريس في نهاية المطاف، إلا أنها تعرفت لاحقًا على الكويكبات بالاس، وجونو، وفيستا.

كان جوزيبي بيازي، وهو قس كاثوليكي تابع لأكاديمية باليرمو في صقلية، من بين علماء الفلك الذين تم اختيارهم للبحث السماوي. قبل دعوته للانضمام إلى هذه المجموعة، اكتشف بيازي سيريس بشكل مستقل في الأول من يناير عام 1801. وكان هدفه الأولي هو تحديد موقع "[النجم] رقم 87 في كتالوج نجوم البروج للسيد لا كايل"، لكنه لاحظ بدلاً من ذلك جسمًا "مسبوقًا بجسم آخر". كان هذا الكيان المتحرك الشبيه بالنجم، والذي كان يُفترض في البداية أنه مذنب، هو سيريس. أجرى بيازي أربعًا وعشرين ملاحظة لسيريس، واختتمها في 11 فبراير 1801، عندما توقف عمله بسبب المرض. أعلن اكتشافه رسميًا في 24 يناير 1801، من خلال مراسلات مع زميلين: برنابا أورياني من ميلانو وبودي في برلين. وعلى الرغم من وصفه بالمذنب، أشار بيازي إلى أنه "بما أن حركته بطيئة جدًا وموحدة إلى حد ما، فقد خطر ببالي عدة مرات أنه قد يكون شيئًا أفضل من المذنب". وبحلول إبريل/نيسان، كان بيازي قد أرسل ملاحظاته الشاملة إلى أورياني، وبودي، وعالم الفلك الفرنسي جيروم لالاند. نُشرت هذه النتائج لاحقًا في طبعة سبتمبر 1801 من Monatliche Correspondenz.

وبعد ذلك، تغير الموقع الظاهري لسيريس، متأثرًا في المقام الأول بالحركة المدارية للأرض، مما جعله قريبًا جدًا من وهج الشمس بحيث لم يتمكن علماء الفلك الآخرون من تأكيد نظرية بيازي الأولية. الملاحظات. على الرغم من أنه كان من المتوقع أن يعود سيريس للظهور مرة أخرى قرب نهاية العام، إلا أن التنبؤ الدقيق بموقعه بعد هذه الفترة الطويلة كان أمرًا صعبًا. لتسهيل استعادة سيريس، ابتكر عالم الرياضيات كارل فريدريش غاوس، البالغ من العمر أربعة وعشرين عامًا، طريقة فعالة لتحديد المدار. وفي غضون أسابيع، نجح في التنبؤ بمسار سيريس وأرسل حساباته إلى فون زاك. في 31 ديسمبر 1801، حدد فون زاك، جنبًا إلى جنب مع هاينريش دبليو إم أولبرز، موقع سيريس على مقربة من الإحداثيات المتوقعة وشرع في توثيق موقعه. يقع سيريس على بعد 2.8 وحدة فلكية من الشمس، ويبدو أنه يتوافق تمامًا تقريبًا مع قانون تيتيوس-بودي. ومع ذلك، فإن الاكتشاف اللاحق لنبتون في عام 1846، والذي وجد أنه أقرب بثمانية وحدات فلكية مما توقعه القانون، دفع معظم علماء الفلك إلى استنتاج أن قانون تيتيوس-بودي كان مجرد صدفة.

قدمت الملاحظات الفلكية المبكرة فقط تقديرًا لحجم سيريس. في عام 1802، قلل هيرشل من تقدير قطره عند 260 كيلومترًا (160 ميلًا)، بينما في عام 1811، بالغ الفلكي الألماني يوهان هيرونيموس شروتر في تقديره بشكل كبير حيث بلغ 2613 كيلومترًا (1624 ميلًا). بحلول سبعينيات القرن العشرين، سهّل تطبيق قياس الضوء بالأشعة تحت الحمراء قياسات البياض الأكثر دقة، مما سمح بتحديد قطر سيريس في حدود عشرة بالمائة من قيمته الفعلية البالغة 939 كيلومترًا (583 ميلًا).

التسميات والرمزية

اقترح بيازي في البداية اسم سيريس فردينانديا لاكتشافه. الجزء سيريس يكرم إلهة الزراعة الرومانية، التي يقع معبدها الأساسي ومسكنها الأرضي في صقلية. كان الهدف من إضافة فردينانديا هو الاعتراف بملك بيازي وفاعله، الملك فرديناند الثالث ملك صقلية. ومع ذلك، ثبت أن الجزء الأخير من الاسم غير مقبول بالنسبة للدول الأخرى وتم حذفه لاحقًا. قبل إعادة رصد فون زاك الناجحة لسيريس في ديسمبر 1801، أشار فون زاك نفسه إلى الجرم السماوي باسم هيرا، بينما أطلق عليه بود اسم جونو. اكتسبت هذه الأسماء البديلة بعض الاهتمام في ألمانيا، على الرغم من اعتراضات بيازي، قبل التأكد من وجود القطعة بشكل نهائي. بعد التأكيد، تبنى علماء الفلك في النهاية تسمية بيازي الأصلية.

تشمل الاشتقاقات الصفية لـ سيريس سيريريان وسيريريان، وكلاهما مفصل كـ . تم تسمية العنصر الأرضي النادر السيريوم، الذي تم التعرف عليه عام 1803، على اسم سيريس لاحقًا.

الرمز الفلكي التاريخي لسيريس، والذي لا يزال قائمًا في السياقات الفلكية، هو المنجل، ⟨⚳⟩. هذا الشعار، وهو سمة كلاسيكية للإلهة سيريس، تم اقتراحه بشكل مستقل من قبل فون زاك وبودي في عام 1802. ويحمل تصميمه تشابهًا مع الرمز الكوكبي لكوكب الزهرة، ⟨♀⟩ (دائرة يعلوها صليب صغير)، ولكنه يتميز بوجود انقطاع في الدائرة. توجد العديد من الاختلافات الرسومية البسيطة، بما في ذلك النموذج المعكوس الذي تم تقديمه على شكل "C" (الحرف الأول من Ceres) معزز بعلامة زائد. تم تقديم رمز الكويكب الموحد، وهو قرص مرقم مثل ①، في عام 1867 وسرعان ما أصبح التمثيل التقليدي.

التصنيف

لقد خضع تصنيف سيريس لمراجعات متعددة وكان موضوعًا لنقاش كبير. على سبيل المثال، افترض بودي أن سيريس هو "الكوكب المفقود" الذي افترض أنه يقع بين المريخ والمشتري. وبالتالي، تم تخصيص سيريس كرمز كوكبي وحافظ على تسميته ككوكب في النصوص والجداول الفلكية، إلى جانب بالاس، وجونو، وفيستا، لأكثر من خمسين عامًا.

مع تحديد المزيد من الأجسام في محيط سيريس، بدأ علماء الفلك في افتراض أنه يمثل العضو الأولي لفئة جديدة من الأجرام السماوية. بعد اكتشاف بالاس في عام 1802، قدم هيرشل مصطلح الكويكب ("الشبيه بالنجوم") لهذه الكيانات، ملاحظًا أنها "تشبه النجوم الصغيرة إلى حد يصعب تمييزها عنها، حتى عن طريق التلسكوبات الجيدة جدًا". في عام 1852، أعلن يوهان فرانز إنكي، في مجلة برلينر لعلم الفلك ياهربوخ، أن النظام التقليدي لتعيين رموز الكواكب مرهق للغاية بالنسبة لهذه الأجسام الجديدة. قام بعد ذلك بتنفيذ منهجية جديدة، والتي تضمنت وضع بادئة لأسمائهم بأرقام بناءً على تسلسل اكتشافهم. حدد نظام الترقيم هذا في البداية الكويكب الخامس، 5 أستريا، بالرقم 1. ومع ذلك، في عام 1867، تم دمج سيريس في هذا الإطار الجديد وتم تعيينه رسميًا بـ 1 سيريس.

بحلول ستينيات القرن التاسع عشر، ظهر إجماع بين علماء الفلك بشأن التمييز الأساسي بين الكواكب الكبرى والكويكبات مثل سيريس، على الرغم من عدم وجود تعريف دقيق لمصطلح "كوكب". خلال الخمسينيات، توقف المجتمع العلمي إلى حد كبير عن تصنيف معظم الكويكبات على أنها كواكب. ومع ذلك، حافظ سيريس أحيانًا على وضعه الكوكبي بسبب تعقيده الجيوفيزيائي، الذي يشبه تعقيد الكواكب. لاحقًا، في عام 2006، أدى الخطاب المحيط ببلوتو إلى مطالبات بوضع تعريف رسمي لكلمة "كوكب"، مما أدى إلى إعادة تصنيف محتملة لسيريس، وحتى إمكانية إعادته ككوكب. تم تقديم اقتراح إلى الاتحاد الفلكي الدولي (IAU)، وهو السلطة العالمية المشرفة على التسميات والتصنيفات الفلكية، يعرّف الكوكب بأنه "جرم سماوي (أ) لديه كتلة كافية لجاذبيته الذاتية للتغلب على قوى الجسم الصلبة بحيث يتخذ شكل التوازن الهيدروستاتيكي (تقريبًا مستديرًا)، و (ب) يدور حول نجم، وهو ليس نجمًا ولا قمرًا صناعيًا لكوكب". ولو تم صدور هذا القرار، لكان سيريس قد تم تصنيفه على أنه الكوكب الخامس من الشمس. ومع ذلك، في 24 أغسطس 2006، أدرجت الجمعية معيارًا إضافيًا: يجب أن يكون الكوكب قد "طهر المنطقة المحيطة بمداره". يفشل سيريس في تلبية هذا التعريف المنقح لأنه لا يهيمن على مساره المداري بسبب الجاذبية؛ وهي تشترك في هذه المنطقة مع آلاف الكويكبات الأخرى داخل حزام الكويكبات، والتي تشكل حوالي أربعين بالمائة فقط من كتلة الحزام الإجمالية. الأجرام السماوية التي استوفت التعريف الأولي المقترح ولكن ليس المتطلبات اللاحقة، مثل سيريس، تم تصنيفها بالتالي على أنها كواكب قزمة. على الرغم من هذا التصنيف الرسمي، كثيرًا ما يتجاهل علماء جيولوجيا الكواكب هذا التعريف ويستمرون في اعتبار سيريس كوكبًا.

تم تصنيف سيريس رسميًا على أنه كوكب قزم وكويكب. وفقًا لصفحة ويب ناسا، يتميز فيستا، وهو ثاني أكبر جسم في حزام الكويكبات، بكونه أكبر كويكب. وقد حافظ الاتحاد الفلكي الدولي على موقف غامض بشأن هذه المسألة. ومع ذلك، فإن مركز الكواكب الصغيرة التابع لها، وهو الكيان المسؤول عن فهرسة هذه الأجرام السماوية، يعترف بأن الكواكب القزمة يمكن أن تمتلك تسميات مزدوجة. علاوة على ذلك، يصنف المعجم الجغرافي التعاوني بين IAU/USGS/NASA سيريس على أنه كويكب وكوكب قزم.

المدار

يجتاز سيريس مدارًا يقع بين المريخ والمشتري، تقريبًا في المنطقة الوسطى من حزام الكويكبات، ويكمل فترة مدارية كل 4.6 سنة أرضية. بالمقارنة مع الكواكب الأخرى والكواكب القزمة، يُظهر المستوى المداري لسيريس ميلًا معتدلًا مقارنةً بمدار الأرض، بميل (i) قدره 10.6°. وهذا يتناقض مع 7 درجات لعطارد و17 درجة لبلوتو. بالإضافة إلى ذلك، فإن مداره بيضاوي الشكل قليلاً، ويمتلك انحرافًا مركزيًا (e) يبلغ 0.08، وهو ما يشبه انحراف مركزية المريخ البالغ 0.09.

لا ينتمي سيريس إلى أي عائلة كويكب معترف بها، وهي خاصية من المحتمل أن تعزى إلى محتواه الجليدي الكبير. كان من الممكن أن تتسامى الأجرام السماوية الأصغر ذات التركيبة المماثلة بالكامل على مدار عمر النظام الشمسي. في السابق، كان من المفترض أن يكون سيريس أحد مكونات عائلة جيفيون، التي يظهر أعضاؤها عناصر مدارية مناسبة قابلة للمقارنة، مما يشير إلى أصل مشترك من اصطدام كويكب سابق. ومع ذلك، كشفت التحقيقات اللاحقة أن سيريس يمتلك تركيبة متميزة عن عائلة جيفيون. وبالتالي، فهو يعتبر الآن دخيلًا، ويظهر عناصر مدارية متشابهة ولكنه يفتقر إلى نشأة مشتركة.

الرنين

بسبب كتلتها الضئيلة وتباعدها المكاني الكبير، نادرًا ما تحدث الأجسام الموجودة داخل حزام الكويكبات رنينًا جاذبيًا مع بعضها البعض. على الرغم من ذلك، يمتلك سيريس القدرة على التقاط الكويكبات الأخرى عن طريق الجاذبية وتحويلها إلى رنينات عابرة بنسبة 1:1، مما يجعلها أحصنة طروادة مؤقتة. يمكن أن تتراوح فترات الالتقاط هذه من عدة مئات الآلاف إلى أكثر من مليوني سنة. تم التعرف على خمسين من كائنات طروادة المؤقتة بالتعاون مع سيريس. يظهر سيريس أيضًا قربه من رنين مداري متوسط ​​الحركة 1:1 مع بالاس، مع اختلاف فتراتهما المدارية المناسبة بنسبة 0.2% فقط. ومع ذلك، فإن هذا القرب غير كافٍ لإحداث تأثيرات كبيرة على النطاقات الزمنية الفلكية.

الدوران والإمالة المحورية

يُظهر سيريس فترة دورانية، تُعرف باليوم السيريري، مدتها 9 ساعات و4 دقائق، مع تحديد فوهة كايت الاستوائية الصغيرة كخط الطول الرئيسي لها. مع ميل محوري قدره 4 درجات، يمتلك سيريس مناطق قطبية تتميز بفوهات مظللة بشكل دائم. ومن المتوقع أن تعمل هذه الحفر كمصائد باردة، مما يسهل تراكم الجليد المائي على المدى الطويل، وهي ظاهرة لوحظت على كل من القمر وعطارد. من المتوقع أن يستقر ما يقرب من 0.14% من جزيئات الماء المنبعثة من السطح في هذه الفخاخ، وتخضع عادةً لثلاث قفزات قبل الهروب أو الوقوع في شرك بشكل دائم.

ملاحظات Dawn، أول مركبة فضائية تدور حول سيريس، حددت اتجاه المحور القطبي الشمالي عند صعود يمين لمدة 19 ساعة و25 دقيقة و40.3 ثانية. (291.418°) وانحراف قدره +66° 45' 50" (حوالي 1.5 درجة من دلتا دراكونيس)، مما يؤكد ميلًا محوريًا قدره 4 درجات. وبالتالي، يواجه سيريس حاليًا تغيرات موسمية عرضية ضئيلة أو معدومة في الإضاءة الشمسية. على مدى الثلاثة ملايين سنة الماضية، تسببت قوى الجاذبية التي يمارسها المشتري وزحل في حدوث تقلبات دورية في الميل المحوري لسيريس، والذي يتراوح بين درجتين وعشرين درجة، يشير إلى حدوث تغيرات موسمية كبيرة في التعرض لأشعة الشمس تاريخيًا، حيث تشير التقديرات إلى أن أحدث فترة من هذا النشاط كانت قبل 14000 عام. تعتبر الفوهات التي استمرت في الظل خلال هذه الفترات من الميل المحوري الأقصى هي المواقع الأكثر احتمالًا للاحتفاظ بالجليد المائي، والتي نشأت من الانفجارات أو تأثيرات المذنبات طوال تاريخ النظام الشمسي.

الجيولوجيا

يمثل سيريس أكبر كويكب ضمن حزام الكويكبات الرئيسي. يتم تصنيفه على أنه كويكب من النوع C أو كويكب كربوني، بالإضافة إلى كويكب من النوع G بسبب وجود معادن طينية. ويحمل تركيبها تشابهًا، وإن لم يكن مطابقًا تمامًا، لنيازك الكوندريت الكربونية. من الناحية الشكلية، فهو كروي مفلطح، يتميز بقطر استوائي أكبر بنسبة 8% من قطره القطبي. تشير البيانات التي حصلت عليها المركبة الفضائية Dawn إلى متوسط قطر يبلغ 939.4 كيلومتر (583.7 ميل) وكتلة 9.38×10²⁰ كجم. تعطي هذه القياسات كثافة 2.16 g/cm§1314§، مما يعني أن حوالي ربع كتلته الإجمالية يتكون من جليد الماء.

يشكل سيريس 40% من الكتلة الإجمالية المقدرة لحزام الكويكبات (2394±5)×10¹⁸ كجم، تمتلك §1011§+§1314§⁄§1516§ ضعف كتلة فيستا، وهو الأكبر لاحقًا كويكب. ومع ذلك، فإن كتلته §1920§⁄78 فقط من كتلة القمر، وتقيس جاذبية سطحه §2526§⁄35 من جاذبية الأرض (§3132§⁄§3334§ من القمر). أثناء اقترابه من التوازن الهيدروستاتيكي، يُظهر سيريس انحرافات معينة عن شكل التوازن المثالي والتي تظل غير مفسرة. والجدير بالذكر أن سيريس هو الكوكب القزم الوحيد المعترف به على نطاق واسع والذي يتمتع بفترة مدارية أقصر من فترة مدار نبتون. تشير النمذجة الحسابية إلى أن مادة سيريس الصخرية متمايزة جزئيًا ومن المحتمل أن تحتوي على نواة صغيرة؛ ومع ذلك، فإن البيانات المتاحة تتفق أيضًا مع التركيبة التي تتميز بغطاء من السيليكات المائية ولا يوجد نواة مميزة. نظرًا لعدم وجود مقياس مغناطيسي على Dawn، يظل وجود مجال مغناطيسي على سيريس غير مؤكد، على الرغم من أنه يُفترض عمومًا عدم وجوده. قد يكون تمايز سيريس الداخلي مرتبطًا بافتقاره إلى قمر صناعي طبيعي، نظرًا لأنه يُعتقد في الغالب أن أقمار الحزام الرئيسي للكويكبات تنشأ من اضطراب تصادمي، والذي يؤدي عادةً إلى بنية غير متمايزة من كومة الركام.

السطح

التركيب

على الصعيد العالمي، يعتبر تكوين سطح سيريس متجانسًا، ويتميز بوفرة من الكربونات والرقائق السيليكات الأمونية، مما يدل على وجود تغير مائي. ومع ذلك، فإن تركيز الجليد المائي داخل الثرى يظهر تباينًا في خطوط العرض، يتراوح من حوالي 10% في المناطق القطبية إلى ظروف أكثر جفافًا أو حتى خالية من الجليد بالقرب من خط الاستواء.

حددت التحقيقات التي أجريت باستخدام تلسكوب هابل الفضائي الجرافيت والكبريت وثاني أكسيد الكبريت على سطح سيريس. يُعزى وجود الجرافيت إلى عمليات التجوية الفضائية التي تؤثر على مناطق سطح سيريس القديمة. على العكس من ذلك، يعتبر الكبريت وثاني أكسيد الكبريت من المواد المتطايرة في ظل الظروف البيئية السيريرية وعادةً ما يتصاعد بسرعة أو يتم احتجازه في مصائد باردة، مما يشير إلى وجود ارتباط بنشاط جيولوجي حديث نسبيًا.

تم التعرف على المركبات العضوية داخل فوهة إرنوتيت، مع وجود إحدى عشرة منطقة إضافية تظهر خصائص تتوافق مع وجودها. إن المناطق القريبة من سطح سيريس غنية بالكربون بشكل ملحوظ، إذ تشكل حوالي 20% من كتلتها. ويتجاوز تركيز الكربون هذا بشكل كبير ذلك الموجود في نيازك الكوندريت الكربونية التي تم تحليلها على الأرض، بأكثر من خمسة أضعاف. تشير الأدلة إلى أن الكربون السطحي مختلط بمنتجات التفاعلات بين الصخور والمياه، بما في ذلك الطين. يشير هذا التركيب الكيميائي إلى أن سيريس نشأ في بيئة شديدة البرودة، ربما خارج مدار المشتري، وتراكم من مواد غنية بالكربون بشكل استثنائي في وجود الماء، وبالتالي خلق ظروف مواتية للكيمياء العضوية.

الفوهات الناتجة عن الارتطام

أظهرت ملاحظات Dawn أن سيريس يمتلك سطحًا مليئًا بالفوهات، وإن كانت وفرة الفوهات الكبيرة أقل مما كان متوقعًا. قدرت النماذج التنبؤية، المستمدة من ديناميكيات تكوين حزام الكويكبات المعاصر، أن سيريس يجب أن يستضيف ما بين عشرة إلى خمسة عشر حفرة يتجاوز قطرها 400 كيلومتر (250 ميل). أكبر هيكل تم التحقق منه على سيريس، حوض كيروان، يبلغ عرضه 284 كم (176 ميل). يُعزى هذا التناقض بشكل معقول إلى الاسترخاء اللزج للقشرة، والذي يؤدي تدريجيًا إلى تسطيح معالم التأثير الأكبر بمرور الوقت.

تُظهر المنطقة القطبية الشمالية لسيريس المزيد من الفوهات بشكل ملحوظ مقارنة بنظيرتها الاستوائية، مع ظهور المنطقة الاستوائية الشرقية بشكل خاص قليلة الفوهات. يتوافق التوزيع الملحوظ لحجم وتكرار الحفر التي تتراوح بين عشرين إلى مائة كيلومتر (10-60 ميل) مع الأصل خلال القصف الثقيل المتأخر. من المحتمل أن تكون الفوهات الموجودة خارج المناطق القطبية القديمة قد تم طمسها بسبب النشاط البركاني الجليدي المبكر. بالإضافة إلى ذلك، يتم تفسير ثلاثة أحواض ضحلة وواسعة (بلانيتيا) ذات حواف متآكلة على أنها حفر صدمية شديدة التدهور. تمثل فينديميا بلانيتيا، الأكبر منها بقطر 800 كيلومتر (500 ميل)، الميزة الجغرافية الفريدة الأكثر شمولاً على سيريس. يعرض اثنان من هذه الأحواض الثلاثة تركيزات مرتفعة من الأمونيوم.

حددت مهمة Dawn 4,423 صخرة يتجاوز قطرها 105 أمتار (344 قدمًا) على سطح سيريس. يُفترض أن هذه المعالم قد نشأت من أحداث الارتطام وعادةً ما تقع داخل الفوهات أو بجوارها، على الرغم من أنه لا تحتوي كل فوهة على مثل هذه الصخور. ولوحظ وجود وفرة أكبر من الصخور الكبيرة عند خطوط العرض العليا. تظهر الصخور السيريزية خصائص هشة وتخضع للتحلل السريع، ويرجع ذلك في المقام الأول إلى الإجهاد الحراري الناتج عن التقلبات الكبيرة في درجة حرارة السطح عند الفجر والغسق والتأثيرات النيزكية. الحد الأقصى لعمرها المقدر هو 150 مليون سنة، وهو أقصر بكثير من طول عمر الصخور الموجودة على فيستا.

الخصائص التكتونية

على الرغم من أن سيريس لا يُظهر صفائح تكتونية، ومعظم سمات سطحه تُعزى إما إلى أحداث الارتطام أو العمليات البركانية الجليدية، فقد تم تحديد العديد من الهياكل التكتونية المحتملة بشكل مؤقت، خاصة داخل نصف الكرة الشرقي. لا تُظهر سلسلة Samhain Catenae، وهي عبارة عن كسور خطية يبلغ حجمها كيلومترًا على سطح سيريسيا، أي ارتباط واضح مع التأثيرات. وبدلا من ذلك، فهي تشبه إلى حد كبير سلاسل الحفر، وهو شكل يشير إلى العيوب الطبيعية الأساسية. علاوة على ذلك، تظهر بعض الفوهات على سيريس أرضيات ضحلة ومكسورة، بما يتوافق مع تسلل الصهارة الجليدية.

البراكين الجليدية

يحتوي سيريس على جبل بارز فريد من نوعه، وهو جبل أهونا مونس، والذي يتم تفسيره على أنه بركان جليدي. تشير الحفرة المتناثرة إلى أن الحد الأقصى لعمرها هو 240 مليون سنة. يشير مجال الجاذبية القوي نسبيًا المرتبط بجبل أهونا إلى كثافة عالية، مما يشير إلى تكوين أكثر ثراءً في الصخور من الجليد. من المحتمل أن يُعزى تكوينها إلى الصعود الجانبي لملاط يتكون من محلول ملحي وجزيئات سيليكات من الوشاح العلوي. هذه الميزة تتعارض تقريبًا مع حوض كيروان. من المفترض أن الطاقة الزلزالية الناتجة عن تصادم كيروان ربما تكون قد تقاربت على الجانب المقابل من سيريس، مما تسبب في كسر في طبقات القشرة الخارجية وبدء قذف الصهارة الجليدية عالية اللزوجة - والتي تُعرف بأنها جليد الماء الموحل الملدن بمحتواه الملحي - على السطح. يُظهر حوض كيروان نفسه أيضًا أدلة على تأثيرات الماء السائل، الناتجة عن ذوبان الجليد تحت السطح الناجم عن التأثير.

تشير محاكاة حاسوبية أجريت عام 2018 إلى أن البراكين الجليدية في سيريس، بعد تكوينها، تمر بالركود على مدى عدة مئات الملايين من السنين بسبب الاسترخاء اللزج. حدد الباحثون 22 سمة سطحية كمرشحين مقنعين للبراكين الجليدية التي خضعت للاسترخاء اللزج على سيريس. تُظهر قمة يامور مونس، وهي قمة قديمة تتميز بفوهات تصادمية، تشابهًا مع مونس أهونا، على الرغم من عمرها الأكبر بكثير. ويعزى هذا التشابه إلى موقعها في المنطقة القطبية الشمالية لسيريس، حيث تمنع درجات الحرارة الباردة الاسترخاء اللزج للقشرة. تقترح النماذج أنه خلال المليار سنة الماضية، شهد سيريس تكوين بركان جليد واحد تقريبًا كل خمسين مليون سنة. قد تكون هذه الانفجارات مرتبطة بأحواض تصادمية قديمة، إلا أن توزيعها عبر سيريس ليس موحدًا. ويشير النموذج كذلك إلى أنه، على النقيض من الملاحظات في أهونا مونس، يجب أن تتكون البراكين الجليدية السيريريانية من مادة أقل كثافة بكثير من متوسط ​​المواد القشرية لسيريس؛ وإلا فإن الاسترخاء اللزج المرصود لن يكون ممكنًا.

تتميز نسبة عالية بشكل مدهش من الحفر على سيريس بحفر مركزية، من المحتمل أن تكون ناتجة عن عمليات بركانية جليدية، بينما تظهر بعضها الآخر قمم مركزية. تمت ملاحظة المئات من النقاط المضيئة، والتي يطلق عليها اسم البقع، بواسطة Dawn، وتقع أكثرها سطوعًا داخل حفرة أوكاتور التي يبلغ عرضها 80 كيلومترًا (50 ميلًا). البقعة المضيئة البارزة في مركز أوكاتور تسمى Cerealia Facula، ومجموعة النقاط المضيئة الواقعة إلى الشرق منها تسمى Vinalia Faculae. تحتوي حفرة أوكاتور على حفرة يبلغ عرضها من 9 إلى 10 كيلومترات، وتشغلها جزئيًا قبة مركزية. تشكلت هذه القبة بعد تشكيل الوجه ومن المحتمل أن تعزى إلى تجميد خزان جوفي، مشابه لحيوان البينجو الموجود في مناطق القطب الشمالي للأرض. إن الظهور الدوري للضباب فوق سيرياليا يدعم الفرضية القائلة بأن النقاط المضيئة تشكلت من خلال عملية تنطوي على إطلاق الغازات أو تسامي الجليد. في مارس 2016، حددت Dawn بشكل قاطع الجليد المائي على سطح سيريس داخل فوهة أوكسو.

في 9 ديسمبر 2015، أفاد علماء وكالة ناسا أن النقاط المضيئة على سيريس قد تنشأ من نوع من الملح مشتق من محلول ملحي متبخر، وتحديدًا سداسي هيدرات كبريتات المغنيسيوم (MgSO₄·6H₂O)؛ وقد لوحظت هذه البقع أيضًا مع الطين الغني بالأمونيا. في عام 2017، تم الإبلاغ عن أن أطياف الأشعة تحت الحمراء القريبة لهذه المناطق المضيئة تتوافق مع وجود كميات كبيرة من كربونات الصوديوم (Na
§10_11§CO
§1920§) وكميات أقل من كلوريد الأمونيوم (NH
§3031§Cl) أو بيكربونات الأمونيوم (NH
§4142§HCO
§5051§). وقد اقترح أن هذه المواد نشأت من تبلور المحاليل الملحية التي صعدت إلى السطح. في أغسطس 2020، أكدت وكالة ناسا أن سيريس هو جرم سماوي غني بالمياه يمتلك خزانًا عميقًا من المحلول الملحي الذي تسرب إلى السطح في العديد من المواقع، مما أدى إلى إنشاء "نقاط مضيئة"، بما في ذلك تلك التي لوحظت داخل فوهة أوكاتور.

البنية الداخلية

ترجع العمليات الجيولوجية النشطة في سيريس في المقام الأول إلى وجود الجليد والمحلول الملحي. وتقدر نسبة ملوحة المياه المتسربة من الصخور بحوالي 5%. بشكل عام، يتكون سيريس من حوالي 50% من الماء من حيث الحجم (على عكس الأرض التي تبلغ 0.1%) و73% من الصخور من حيث الكتلة.

تتعارض أكبر الفوهات على سيريس، التي يبلغ عمقها عدة كيلومترات، مع وجود طبقة تحت سطحية غنية بالجليد. يشير الحفاظ على الفوهات التي يبلغ قطرها حوالي 300 كيلومتر (200 ميل) على سطحه إلى أن الطبقة الخارجية لسيريس أقوى بحوالي 1000 مرة من الجليد المائي. تتوافق هذه الملاحظة مع التركيبة التي تتكون من السيليكات والأملاح المائية ومركبات الميثان، حيث لا يشكل جليد الماء أكثر من 30% من حيث الحجم.

أدت قياسات الجاذبية التي تم الحصول عليها من Dawn إلى تطوير ثلاثة نماذج متنافسة تصف البنية الداخلية لسيريس. وفقًا للنموذج المكون من ثلاث طبقات، يُفترض أن سيريس يتكون من قشرة خارجية يبلغ سمكها 40 كيلومترًا (25 ميلًا)، وتتكون من الجليد والأملاح والمعادن المائية، و"وشاح" داخلي من الصخور المائية، مثل الطين. يتم فصل هذه الطبقات بطبقة سميكة تبلغ 60 كم (37 ميل) تتكون من خليط موحل من الماء المالح والصخور. في حين أنه لم يتم تحديد ما إذا كان باطن سيريس العميق يحتوي على سائل أو نواة كثيفة وغنية بالمعادن، فإن كثافته المركزية المنخفضة تشير إلى احتمال احتفاظه بمسامية تبلغ حوالي 10٪. قدرت دراسة معينة كثافة اللب والوشاح/القشرة مجتمعة بـ 2.46-2.90 جم/سم³ و1.68-1.95 جم/سم³، على التوالي، ويبلغ سمك الوشاح والقشرة معًا 70-190 كم (40-120 ميل). من المتوقع حدوث جفاف جزئي فقط، أو طرد الجليد، من القلب، على الرغم من أن كثافة الوشاح العالية مقارنة بجليد الماء تشير إلى غناها بالسيليكات والأملاح. وبالتالي فإن اللب (إن وجد)، والوشاح، والقشرة كلها مكونة من الصخور والجليد، ولكن بنسب متفاوتة.

لا يمكن التحقق من التركيب المعدني لسيريس إلا من مسافة 100 كيلومتر (60 ميل) الخارجية فقط من خلال طرق غير مباشرة. تتكون هذه القشرة الخارجية الصلبة، التي يبلغ سمكها حوالي 40 كيلومترًا (25 ميلًا)، من مزيج من الجليد وأملاح مختلفة ومعادن رطبة. تحت هذه القشرة توجد طبقة يحتمل أن تحتوي على كمية صغيرة من المحلول الملحي، والتي تمتد إلى أدنى عمق يتوافق مع حد الكشف البالغ 100 كيلومتر (60 ميل). وفي الأسفل، يُفترض وجود وشاح يتكون أساسًا من صخور رطبة، مثل الطين.

يفترض نموذج هيكلي محدد مكون من طبقتين أن سيريس يتكون من نواة بشكل أساسي من الكوندرولات ووشاح يتكون من خليط من الجليد والجسيمات الصلبة بحجم ميكرون، والتي يشار إليها غالبًا باسم "الطين". يمكن أن يؤدي تسامي الجليد السطحي إلى ظهور طبقة متبقية من الجسيمات المائية، والتي من المحتمل أن يصل سمكها إلى عشرين مترًا. تتوافق البيانات المرصودة مع مجموعة من نطاقات التمايز، تتراوح من نواة كبيرة يبلغ طولها 360 كيلومترًا (220 ميلًا) تتكون من 75% كوندرولات و25% جسيمات، ومحاطة بغطاء مكون من 75% جليد و25% جسيمات، إلى نواة أصغر يبلغ طولها 85 كيلومترًا (55 ميلًا) تتكون بالكامل تقريبًا من جسيمات، ومحاطة بغطاء مكون من 30% جليد و70% الجسيمات. في السيناريوهات التي تتميز بنواة كبيرة، من المتوقع أن تمتلك الواجهة الأساسية والوشاح طاقة حرارية كافية للحفاظ على جيوب المحلول الملحي الموضعية. على العكس من ذلك، إذا كان اللب صغيرًا، فمن المتوقع أن يحتفظ الوشاح بحالته السائلة تحت عمق 110 كم (68 ميل). في ظل الحالة الأخيرة، فإن مجرد تجميد هذا الخزان السائل بنسبة 2% من شأنه أن يؤدي إلى ضغط كافٍ لدفع بعض السوائل إلى السطح، وبالتالي بدء نشاط بركاني بارد.

يقترح نموذج بديل مكون من طبقتين أن سيريس خضع لتمايز جزئي، مما أدى إلى تكوين قشرة غنية بالمواد المتطايرة تغطي وشاحًا أكثر كثافة يتكون من السيليكات المائية. يمكن استخلاص الكثافات المحتملة لكل من القشرة والوشاح من خلال النظر في خصائص النيازك التي يُفترض أنها أثرت على سيريس. بافتراض أن التركيبات مشابهة للنيازك من فئة CI (كثافة 2.46 جم/سم³)، فإن سمك القشرة سيكون حوالي 70 كم (40 ميل) بكثافة 1.68 جم/سم³. على العكس من ذلك، إذا تم أخذ النيازك من فئة CM (الكثافة 2.9 جم/سم § 45§) في الاعتبار، فإن القشرة ستمتد إلى حوالي 190 كم (120 ميل) في السمك، وتمتلك كثافة 1.9 جم/سم § 67§. تشير أساليب النمذجة المثالية إلى قشرة تبلغ سماكتها حوالي 40 كم (25 ميل) بكثافة تقريبية تبلغ 1.25 جم/سم §89§، إلى جانب كثافة الوشاح/اللب تبلغ حوالي 2.4 جم/سم §1011§.

الغلاف الخارجي

في عام 2017، أكدت مهمة Dawn بشكل قاطع وجود غلاف جوي عابر لبخار الماء يحيط بسيريس. ظهرت المؤشرات الأولية للغلاف الجوي في أوائل عام 2014، عندما حدد مرصد هيرشل الفضائي مصادر محلية لبخار الماء في خطوط العرض الوسطى على سيريس، لا يزيد قطر كل منها عن 60 كيلومترًا (40 ميلًا) وينبعث منها حوالي 10²⁶ جزيء (3 كجم) من الماء في الثانية. تصور مرصد دبليو إم كيك منطقتين مصدريتين محتملتين، تدعى بيازي (123 درجة شرقًا، 21 درجة شمالًا) والمنطقة أ (231 درجة شرقًا، 23 درجة شمالًا)، كمناطق مظلمة في طيف الأشعة تحت الحمراء القريبة، مع إظهار المنطقة أ أيضًا ميزة مركزية مشرقة. تشمل الآليات المحتملة التي تساهم في إطلاق البخار هذا التسامي من حوالي 0.6 كم§89§ (0.2 ميل مربع) من الجليد السطحي المكشوف، أو الانفجارات البركانية الباردة المدفوعة بالتسخين الداخلي الإشعاعي، أو ضغط المحيط تحت السطح الناجم عن سماكة طبقة الجليد المغطاة. صنف ديفيد سي. جيويت سيريس رسميًا على أنه كويكب نشط في عام 2015. ونظرًا لأن الجليد المائي السطحي غير مستقر بطبيعته على مسافات مركزية الشمس تحت 5 وحدات فلكية، فمن المتوقع أن يؤدي التعرض المباشر للإشعاع الشمسي إلى تحفيز تساميه. إن انبعاثات البروتون الناتجة عن التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية (CMEs) قادرة على تناثر بقع الجليد المكشوفة على السطح، وبالتالي إقامة علاقة إيجابية بين اكتشافات بخار الماء المرصودة ومستويات النشاط الشمسي. في حين أن الجليد المائي يمكن أن يهاجر من طبقات سيريس العميقة إلى سطحه، فإن وقت الاحتفاظ به قصير. من المتوقع أن تنخفض معدلات التسامي السطحي عندما يكون سيريس على مسافة مدارية أكبر من الشمس، بينما من غير المتوقع أن تتأثر الانبعاثات المدفوعة داخليًا بموقعه المداري. أشارت البيانات المحدودة السابقة إلى عملية تسامي مشابهة لتلك التي لوحظت في المذنبات؛ ومع ذلك، تشير الأدلة التي جمعتها مهمة Dawn إلى أن النشاط الجيولوجي قد يساهم، جزئيًا على الأقل، في هذه الظاهرة.

تشير الأبحاث التي تستخدم كاشف أشعة غاما والنيوترونات دون (GRaND) ​​إلى أن سيريس يسرع الإلكترونات الناشئة من الرياح الشمسية. تفترض الفرضية السائدة أن هذه الإلكترونات يتم تسريعها من خلال التفاعلات بين الرياح الشمسية والغلاف الخارجي الضعيف لبخار الماء. في حين أن المجالات المغناطيسية العابرة يمكن أن تكون مسؤولة أيضًا عن مثل هذه الصدمات القوسية، إلا أن هذا التفسير يعتبر أقل احتمالًا بسبب التوصيل الكهربائي المفترض غير الكافي لداخل سيريس. يتم تجديد الغلاف الخارجي الرقيق لسيريس بشكل مستمر من خلال عدة آليات: انكشاف بقع جليد الماء من خلال الاصطدامات، وانتشار جليد الماء من خلال القشرة الجليدية المسامية، وتناثر البروتون خلال فترات النشاط الشمسي. يتناسب معدل انتشار البخار بشكل مباشر مع حجم الحبوب ويتأثر بشكل كبير بغطاء الغبار الشامل الذي يتكون من جزيئات مجمعة يبلغ حجمها 1 ميكرون تقريبًا. تجديد الغلاف الخارجي فقط عن طريق التسامي هو الحد الأدنى، مع معدل إطلاق الغازات الحالي المسجل عند 0.003 كجم / ثانية فقط. تم تطوير نماذج مختلفة لمحاكاة الغلاف الخارجي الموجود، بما في ذلك المسار الباليستي، والمحاكاة المباشرة لمونت كارلو (DSMC)، والنماذج العددية للغطاء القطبي. أشارت النتائج من نموذج المسار الباليستي إلى نصف عمر للغلاف الخارجي المائي يبلغ 7 ساعات، في حين اقترح نموذج DSMC معدل إطلاق الغازات قدره 6 كجم / ثانية مما يحافظ على جو رقيق بصريًا لعدة عشرات من الأيام. أظهر نموذج الغطاء القطبي تشكيل قبعات قطبية موسمية من توصيل المياه خارج الغلاف الجوي. تخضع حركة جزيئات الماء داخل الغلاف الخارجي في المقام الأول للقفزات الباليستية المقترنة بالتفاعلات السطحية، على الرغم من أن التفاعلات المباشرة مع الثرات الكوكبية غير مفهومة بشكل كبير.

الأصل والتطور

سيريس هو كوكب أولي بدائي تشكل قبل 4.56 مليار سنة، ويمثل واحدًا من ثلاثة فقط من هذه الأجسام، إلى جانب بالاس وفيستا، التي لا تزال موجودة في النظام الشمسي الداخلي. أما الكواكب الأولية الأخرى فقد اندمجت لتشكل كواكب أرضية، أو تجزأت بسبب الاصطدامات، أو قذفها المشتري. على الرغم من موقعه الحالي، فإن الخصائص التركيبية لسيريس لا تتفق مع أصله داخل حزام الكويكبات. بدلًا من ذلك، تشير الأدلة إلى أنها تشكلت بين مداري المشتري وزحل، ثم انحرفت لاحقًا إلى حزام الكويكبات أثناء هجرة المشتري إلى الخارج. يدعم اكتشاف أملاح الأمونيوم داخل فوهة أوكاتور أصل النظام الشمسي الخارجي، نظرًا للوفرة الأكبر للأمونيا في تلك المنطقة.

كان التطور الجيولوجي المبكر لسيريس متوقفًا على مصادر الحرارة المتاحة أثناء تكوينه وبعده مباشرة. تضمنت هذه المصادر طاقة الارتطام الناتجة عن تراكم الكواكب الصغيرة واضمحلال النويدات المشعة، والتي من المحتمل أن تشمل النويدات المشعة المنقرضة قصيرة العمر مثل الألومنيوم 26. ربما كانت هذه الطاقة الحرارية كافية لتسهيل تمايز سيريس إلى نواة كوكبية صخرية ووشاح جليدي، أو حتى محيط مائي سائل، بعد وقت قصير من تكوينه. من المفترض أن هذا المحيط الافتراضي قد ترك طبقة جليدية تحت السطح عند التجمد. ومع ذلك، فإن غياب الأدلة على وجود مثل هذه الطبقة، كما لاحظ Dawn، يعني أن قشرة سيريس الأصلية قد تعطلت جزئيًا على الأقل بسبب التأثيرات اللاحقة، مما أدى إلى اختلاط شامل للجليد بالأملاح والمواد الغنية بالسيليكات من قاع البحر القديم والمواد الأساسية.

يظهر سيريس كثافة منخفضة بشكل مدهش من الحفر الكبيرة، مما يشير إلى أن الاسترخاء اللزج والبراكين الجليدية قد طمس السمات الجيولوجية القديمة. علاوة على ذلك، فإن وجود الطين والكربونات يستلزم حدوث تفاعلات كيميائية عند درجات حرارة تتجاوز 50 درجة مئوية، وهي حالة تتفق مع النشاط الحراري المائي.

على مدى الفترات الزمنية الجيولوجية، شهد سيريس انخفاضًا كبيرًا في نشاطه الجيولوجي، مما أدى إلى تشكيل سطح في الغالب من خلال الحفر الصدمية. ومع ذلك، تشير البيانات التي حصل عليها Dawn إلى أن العمليات الداخلية استمرت في نحت سطح سيريس بشكل ملحوظ، وهو اكتشاف يتناقض مع التنبؤات السابقة التي تشير إلى أن حجم سيريس الصغير كان سيؤدي إلى توقف مبكر للنشاط الجيولوجي الداخلي.

القابلية للسكن

بينما يحظى سيريس باهتمام أقل باعتباره مضيفًا محتملاً للحياة الميكروبية خارج كوكب الأرض مقارنةً بالمريخ أو يوروبا أو إنسيلادوس أو تيتان، فإنه يمتلك أكبر خزان مياه بين أجسام النظام الشمسي الداخلية، باستثناء الأرض. علاوة على ذلك، من المحتمل أن يحتوي تحت سطحه على جيوب ملحية يمكن أن تدعم الحياة. على عكس أوروبا أو إنسيلادوس، لا يتعرض سيريس لتسخين المد والجزر؛ ومع ذلك، فإن قربها من الشمس ووجود ما يكفي من النظائر المشعة طويلة العمر يتيحان الحفاظ على الماء السائل تحت السطح لفترات طويلة. إن تحديد المركبات العضوية عن بعد ومراقبة الماء الممزوج بنسبة 20٪ من الكربون من حيث الكتلة بالقرب من سطحه يشير إلى ظروف مواتية للكيمياء العضوية. فيما يتعلق بالعناصر البيوكيميائية، يُظهر سيريس وفرة من الكربون والهيدروجين والأكسجين والنيتروجين. ومع ذلك، لا يزال الفوسفور غير مكتشف، والكبريت، على الرغم من الإشارة إليه من خلال ملاحظات هابل للأشعة فوق البنفسجية، لم يتم تأكيده بواسطة Dawn.

المراقبة والاستكشاف

الملاحظة

أثناء التقابل بالقرب من الحضيض الشمسي، يمكن أن يصل سيريس إلى قدر ظاهري قدره +6.7. على الرغم من أنه ضعيف جدًا بالنسبة للعين المجردة المتوسطة، إلا أنه قد يكون من الممكن تمييزه في ظل ظروف الرؤية المثالية من قبل الأفراد ذوي الرؤية الحادة. فيستا هو الكويكب الآخر الوحيد القادر على تحقيق سطوع مماثل باستمرار؛ بالاس و7 إيريس لا يصلان إلى مثل هذه المقادير إلا عندما يكونان في معارضة وقريبين من الحضيض الشمسي في نفس الوقت. أثناء الاقتران، يُظهر سيريس قدرًا يبلغ +9.3 تقريبًا، وهو ما يتوافق مع الأجسام الأكثر عتمة التي يمكن اكتشافها باستخدام منظار 10×50. وبالتالي، يمكن ملاحظته بمثل هذه الأدوات في سماء ليل مظلمة وواضحة بشكل طبيعي أثناء مرحلة القمر الجديد.

في 13 نوفمبر 1984، تمت ملاحظة احتجاب النجم BD+8°471 بواسطة سيريس عبر المكسيك وفلوريدا ومنطقة البحر الكاريبي، مما يسهل إجراء قياسات أكثر دقة لحجمه وشكله وبياضه. لاحقًا، في 25 يونيو 1995، التقط تلسكوب هابل الفضائي صورًا للأشعة فوق البنفسجية لسيريس، محققًا دقة تبلغ 50 كيلومترًا (30 ميلًا). بحلول عام 2002، حصل مرصد دبليو إم كيك على صور بالأشعة تحت الحمراء بدقة 30 كم (20 ميل) من خلال تطبيق البصريات التكيفية.

قبل مهمة الفجر، كان التحديد النهائي لميزات سطح سيريس محدودًا. كشفت صور الأشعة فوق البنفسجية عالية الدقة التي التقطها هابل في عام 1995 عن بقعة داكنة على سطحه، سُميت بشكل غير رسمي "بيازي" على اسم مكتشف سيريس، والتي كان من المفترض في البداية أنها فوهة بركان. أظهرت صور الضوء المرئي التي تلتقط دورانًا كاملاً، والتي حصل عليها هابل في عامي 2003 و2004، أحد عشر سمة سطحية يمكن تمييزها والتي ظلت خصائصها غير مصنفة. ترتبط إحدى هذه الميزات بمنطقة بيازي التي تم تحديدها مسبقًا. صورت الصور القريبة من الأشعة تحت الحمراء، التي تم الحصول عليها عبر دوران كامل باستخدام البصريات التكيفية في مرصد كيك في عام 2012، ميزات مشرقة ومظلمة تدور بشكل متزامن مع سيريس. ومن بين هذه المعالم، هناك ظاهرتان داكنتان دائريتان يُفترض أنهما فوهات؛ أظهر أحدهما منطقة مركزية مشرقة، بينما تم تحديد الآخر على أنه ميزة بيازي. في النهاية، حددت مهمة Dawn أن منطقة بيازي هي منطقة مظلمة تقع داخل فينديميا بلانيتيا، بالقرب من فوهة دانتو، والميزة المظلمة الأخرى تقع داخل هانامي بلانيتيا، بجوار فوهة أوكاتور.

مهمة الفجر

خلال أوائل التسعينيات، أنشأت وكالة ناسا برنامج الاكتشاف، والذي تم تصميمه كسلسلة من المهام العلمية الفعالة من حيث التكلفة. بحلول عام 1996، قدم فريق دراسة البرنامج اقتراحًا لمهمة ذات أولوية عالية للتحقيق في حزام الكويكبات باستخدام مركبة فضائية تعمل بالدفع الأيوني. على الرغم من استمرار تحديات التمويل لمدة عقد تقريبًا، أكملت المركبة الفضائية Dawn بنجاح مراجعة تصميمها الحاسمة بحلول عام 2004.

مهمة Dawn، والتي اشتهرت باعتبارها المسبار الفضائي الافتتاحي في 3 مايو 2011، التقطت Dawn صورة الاستهداف الأولية من مسافة 1,200,000 كيلومتر (750,000 ميل) من فيستا. بعد فترة مدارية مدتها ثلاثة عشر شهرًا حول فيستا، استخدمت Dawn محركها الأيوني في رحلة نحو سيريس، وحققت الاستيلاء على الجاذبية في 6 مارس 2015، على مسافة 61000 كيلومتر (38000 ميل). سبق هذا الحدث تحليق نيو هورايزنز بالقرب من بلوتو بأربعة أشهر.

تتكون الحمولة العلمية للمركبة الفضائية من كاميرا إطارية، ومطياف بصري وأشعة تحت الحمراء، وكاشف لأشعة جاما والنيوترونات. تم استخدام هذه الأدوات لتحليل مورفولوجيا سيريس وتكوينه العنصري. مع اقتراب Dawn من سيريس في 13 يناير 2015، التقطت صورها الأولية بدقة مماثلة لدقة هابل، التي كشفت عن الحفر الناتجة عن الارتطام وميزة صغيرة عالية البياض على السطح. تم إجراء جلسات تصوير لاحقة، لتعزيز الدقة تدريجيًا، في الفترة من فبراير حتى أبريل.

تضمن الملف التعريفي لمهمة Dawn دراسة منهجية لسيريس من خلال سلسلة من المدارات القطبية الدائرية ذات الارتفاعات المنخفضة تدريجيًا. في 23 أبريل 2015، بدأت المركبة الفضائية مدار المراقبة الافتتاحي ("RC3") حول سيريس على ارتفاع 13500 كيلومتر (8400 ميل)، مع الحفاظ على هذا المدار لمدة 15 يومًا. بعد ذلك، خفضت المركبة الفضائية المسافة المدارية إلى 4,400 كيلومتر (2,700 ميل) في مرحلة "مسح" مدتها ثلاثة أسابيع، تلاها هبوط إضافي إلى 1,470 كيلومتر (910 ميل) في "HAMO" (مدار رسم الخرائط على ارتفاعات عالية) لمدة شهرين. تم إنشاء مداره التشغيلي النهائي، "LAMO" (مدار رسم الخرائط على ارتفاع منخفض)، على ارتفاع 375 كم (233 ميل) لمدة لا تقل عن ثلاثة أشهر. في أكتوبر 2015، نشرت وكالة ناسا تصويرًا حقيقيًا بالألوان لكوكب سيريس، تم إنشاؤه بواسطة Dawn. حصلت مهمة Dawn على تمديد في عام 2017، مما أتاح سلسلة من الرحلات المدارية الأقرب حول سيريس حتى استنفاد وقود الهيدرازين الدافع، الضروري للصيانة المدارية.

كشفت الملاحظات المبكرة التي قامت بها Dawn عن أدلة دامغة تشير إلى نشاط بركاني بارد. أظهرت صورة تم التقاطها في 19 فبراير 2015، نقطتين مضيئتين متميزتين، تتميزان ببياض مرتفع، داخل فوهة بركان (تختلف هذه عن المعالم الساطعة التي تم رصدها سابقًا في صور هابل)، مما أثار فرضيات تتعلق بأصل بركاني بارد محتمل أو ظاهرة إطلاق الغازات. في 2 سبتمبر 2016، نشر العلماء المنتسبون إلى فريق Dawn حجة في ورقة بحثية Science، مفترضين أن Ahuna Mons يشكل أقوى دليل حتى الآن على السمات البركانية الجليدية على سيريس. وأظهرت صورة عالية الدقة أصدرتها وكالة ناسا في 11 مايو 2015، أن هذه البقع تضم عدة ميزات أصغر. بحلول 9 ديسمبر 2015، أفاد علماء ناسا أن النقاط المضيئة على سيريس قد تكون مرتبطة بنوع معين من الملح، وخاصة محلول ملحي يحتوي على سداسي هيدرات كبريتات المغنيسيوم (MgSO§67§·6H§89§O)؛ كما وجد أن هذه البقع مرتبطة بالطين الغني بالأمونيا. في يونيو 2016، تم تحديد أطياف الأشعة تحت الحمراء القريبة التي تم الحصول عليها من هذه المناطق المضيئة لتكون متسقة مع وجود كبير لكربونات الصوديوم (Na
§1617§CO
§2526§)، مما يشير إلى أن العمليات الجيولوجية الأخيرة ساهمت على الأرجح في تكوينها.

من يونيو إلى أكتوبر 2018، حافظ Dawn على مدار حول سيريس، يتراوح من نقطة حضيض يبلغ 35 كم (22 ميل) إلى أوج 4000 كم (2500 ميل). انتهت مهمة Dawn في 1 نوفمبر 2018، بعد استنفاد الوقود الدافع للمركبة الفضائية.

المهمات المستقبلية

في عام 2020، اقترح فريق من وكالة الفضاء الأوروبية (ESA) مفهوم مهمة كالاثوس، وهو مسعى لاحق يستهدف حفرة أوكاتور لاستعادة عينات من الجزيئات الكربونية اللامعة والمواد العضوية الداكنة لإعادتها إلى الأرض. وفي الوقت نفسه، تعمل إدارة الفضاء الوطنية الصينية على تطوير مهمة لإعادة العينات إلى سيريس، ومن المتوقع تنفيذها خلال عشرينيات القرن الحالي.

خلاصة وافية للكويكبات الاستثنائية

• قائمة الكويكبات الاستثنائية
• تصنيف كائنات النظام الشمسي حسب الحجم
• سجل الأجسام الكوكبية السابقة

ملاحظات

المراجع

• Ceres Trek – متصفح خرائط متكامل لمجموعات البيانات والخرائط لـ 1 Ceres
• الوجهة سيريس: الإفطار عند الفجر – ناسا
• محاكاة مدار سيريس
• كيف حدد غاوس مدار سيريس أرشفة 14 أبريل 2008 في آلة Wayback. من keplersdiscovery.com
• الفيديو (3:34): "النقاط المضيئة" على سيريس - حل اللغز (10 آب (أغسطس) 2020) على YouTube
• سيريس (كوكب قزم) في AstDyS-2، الكويكبات—الموقع الديناميكي
  • التقويم الفلكي · توقع المراقبة · المعلومات المدارية · العناصر المناسبة · معلومات المراقبة
• سيريس في قاعدة بيانات الأجسام الصغيرة بمختبر الدفع النفاث