resumen
Ceres, el objeto más grande entre Marte y Júpiter, no se clasifica fácilmente. Su baja densidad sugiere una fracción de hielo significativa, como los satélites helados. Es demasiado caliente para que el hielo permanezca estable en gran parte de su superficie, pero puede mantener el hielo a una profundidad de unos pocos metros . Es lo suficientemente grande como para estar en equilibrio hidrostático, pero probablemente es roca diferenciada del hielo en lugar de la separación metal-roca vista en los planetas ., Es considerado un «planeta enano» en el esquema actual de la UAI, el único interior de Neptuno. Lo que sabemos sobre Ceres hasta este punto ha sido determinado a través de la teledetección. Las primeras observaciones de Ceres se hicieron en la región espectral visible-cercana IR (0.4-2.5 µm), y establecieron una similitud general con las condritas carbonáceas basadas en un albedo bajo y un espectro relativamente plano. Su espectro visible lo sitúa dentro de la Clase C, que domina el centro del cinturón de asteroides ., Las identificaciones positivas de absorciones han sido raras en esta región espectral, más allá de una disminución en la reflectancia a corto plazo de 0.4 µm debido al hierro oxidado. Una banda ancha centrada cerca de 1.1 µm es consistente con la magnetita, que también se encuentra en algunas condritas carbonáceas . Las longitudes de onda más largas han proporcionado identificaciones más cuantitativas. Una serie de absorciones en la región de 3-4 µm se han interpretado más recientemente como debidas a brucita y carbonatos . Las observaciones de IR medio (8-13 µm) han encontrado evidencia inconsistente de carbonatos, pero en general son consistentes con las observaciones de 3-4 µm ., En la tabla 1 se presenta una lista de absorciones identificadas y aún no identificadas en el espectro de Ceres. Además de estas especies identificadas, la posibilidad de hielo cercano a la superficie en Ceres combinado con una baja oblicuidad y las bajas temperaturas resultantes en latitudes altas conduce a la perspectiva de casquetes polares, no detectados en nuestros datos de baja resolución espacial, pero observables desde la órbita. La posibilidad de contaminación de OH y del impactador creada por el viento solar en la superficie de Ceres, como se ha sugerido para la Luna y Vesta , también debe considerarse al considerar en detalle lo que Dawn puede encontrar., Durante los últimos 35 años, astrónomos y geólogos han reunido nuestras ideas de la composición de la superficie de Ceres, que junto con los esfuerzos de modelado y laboratorio conducen a nuestra interpretación general de este cuerpo. Presentaremos nuestra síntesis actual de la investigación de Ceres tal como está en la era anterior al amanecer. Referencias: Fanale y Salvail (1989) Icarus, 82, Schorghofer (2008) ApJ, 682. McCord and Sotin (2005) JGR, 110. Thomas et al. (2005) Nature, 437. Bus y Binzel (2002), Icarus, 158. Johnson and Fanale (1973), JGR, 35. Larson et al. (1979) Icarus, 39. Lebofsky et al. (1981) Icarus, 48. King et al., (1992) Science, 255. Rivkin et al. (2006) Icarus, 185. Milliken y Rivkin (2009) Nature 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 / Sunshine et al.Pieters et al. (2009) Science 326. McCord et al. (2012) LPSC 43.Características espectrales identificadas en Ceres