Abstract
Ceres, das größte Objekt zwischen Mars und Jupiter, ist nicht leicht eingestuft. Seine geringe Dichte deutet auf eine signifikante Eis Bruchteil, wie die eisigen Satelliten. Es ist zu warm für Eis, um über einen Großteil seiner Oberfläche stabil zu bleiben, kann aber Eis in einer Tiefe von einigen Metern halten . Es ist groß genug, um sich im hydrostatischen Gleichgewicht zu befinden, unterscheidet sich aber wahrscheinlich eher von Eis als von der Metall-Gestein-Trennung auf den Planeten ., Es gilt im aktuellen IAU-Schema als „Zwergplanet“, der einzige, der Neptun ähnelt. Was wir über Ceres wissen, wurde bis jetzt per Fernerkundung bestimmt. Die ersten Beobachtungen von Ceres wurden in der Spektralregion visible-near IR (0.4-2.5 µm) durchgeführt und stellten eine Gesamtähnlichkeit mit kohlenstoffhaltigen Chondriten auf der Grundlage eines niedrigen Albedo und eines relativ flachen Spektrums fest. Sein sichtbares Specrtum platziert es innerhalb der C-Klasse, die die Mitte des Asteroidengürtels dominiert ., Positive Identifikationen von Absorptionen waren in diesem Spektralbereich selten, über eine Abnahme des Reflexionsvermögens von 0,4 µm aufgrund von oxidiertem Eisen hinaus. Ein breites Band, das in der Nähe von 1,1 µm zentriert ist, stimmt mit Magnetit überein, das auch in einigen kohlenstoffhaltigen Chondriten vorkommt . Längere Wellenlängen haben mehr quantitative Identifikationen zur Verfügung gestellt. Eine Reihe von Absorptionen in der 3-4 µm-Region wurde zuletzt als auf Brucit und Carbonate zurückzuführen interpretiert . Mid-IR-Beobachtungen (8-13 µm) haben inkonsistent Beweise für Carbonate gefunden, stimmen jedoch insgesamt mit den 3-4 µm-Beobachtungen überein ., Eine Liste der identifizierten und noch nicht identifizierten Absorptionen im Ceres-Spektrum ist in Tabelle 1 dargestellt. Zusätzlich zu diesen identifizierten Arten führt die Möglichkeit von oberflächennahem Eis auf Ceres in Kombination mit einer geringen Neigung und den daraus resultierenden niedrigen Temperaturen in hohen Breiten zu der Aussicht auf Polkappen, die in unseren Daten mit niedriger räumlicher Auflösung, die jedoch aus der Umlaufbahn beobachtet werden können, unentdeckt sind. Die Möglichkeit einer durch Sonnenwind verursachten OH-und Impaktkontamination auf der Oberfläche von Ceres , wie dies für den Mond und Vesta vorgeschlagen wurde, muss ebenfalls berücksichtigt werden, wenn man im Detail betrachtet, was Dawn finden kann., In den letzten 35 Jahren haben Astronomen und Geologen unsere Ideen zur Oberflächenzusammensetzung von Ceres zusammengetragen, was zusammen mit Modellierungs-und Laborbemühungen zu unserer Gesamtinterpretation dieses Körpers führt. Wir werden unsere aktuelle Synthese der Ceres-Forschung in der Zeit vor dem Morgengrauen präsentieren. Referenzen: Fanale und Salvail (1989) Icarus, 82, Schorghofer (2008) ApJ, 682. McCord und Sotin (2005) JGR, 110. Thomas et al. (2005) Nature, 437. Bus und Binzel (2002), Ikarus, 158. Johnson und Fanale (1973), JGR, 35. Larson et al. (1979) Ikarus, 39. Lebofsky et al. (1981) Ikarus, 48. König et al., (1992) Wissenschaft, 255. Rivkin et al. (2006) Icarus, 185. Milliken und Rivkin (2009) die Natur, Geo., 2. Cohen et al. (1998), AJ, 115. Lim et al. (2005) Icarus, 173. Parker et al. (2002) AJ, 123. Li et al. (2006) Icarus, 182. Clark/Sonnenschein et al./Pieters et al. (2009) Wissenschaft 326. McCord et al. (2012) LPSC 43.Identifizierte spektrale Merkmale auf Ceres