Redigerer Ceres (dvergplanet) (avsnitt)

== Fysiske egenskaper ==
[[Fil:Moon and Asteroids 1 to 10.svg|thumb|left|Størrelsen til de første ti hovedbelteobjektene som ble oppdaget sammennelignet med jordens [[månen|måne]]. Ceres er helt til venstre.]]
[[Fil:Ceres Rotation.jpg|thumb|[[Hubble-teleskopet]]-bilder av Ceres, tatt i 2003–2004 med en oppløsning på ca. 30&nbsp;km. Opphavet til den lyse flekken antas å være salt.<ref>{{Kilde www|url=http://www.space.com/31323-dwarf-planet-ceres-bright-spots-likely-salt.html|tittel=Mystery Solved? Ceres' Bright Spots Likely Made of Salt|språk=engelsk|dato=2015-12-09}}</ref>]]
Ceres er det største objektet i asteroidebeltet mellom Mars og Jupiter.<ref name="Rivkin2006" group="L" /> Massen er fastsatt ut ifra analyser av påvirkningen Ceres utøver på mindre asteroider, men resultatene varierer noe mellom forskerne.<ref name="Kovacevic2007" group="L" /> Gjennomsnittet for de tre mest presise verdiene er per 2008 9,4{{E|20}}&nbsp;kg.<ref name="Carry2008" group="L" /><ref name="Kovacevic2007" group="L" /> Med denne massen utgjør Ceres ca. en tredjedel av den estimerte massen på totalt 3,0&nbsp;±&nbsp;0,2{{E|21}}&nbsp;kg i asteroidebeltet,<ref name="Pitjeva2005" group="L" /> noe som tilsvarer ca. 4 % av massen til [[månen]]. Massen til Ceres er tilsrekkelig høy til at den har en nesten sfærisk form i [[hydrostatisk likevekt]].<ref name="Thomas2005" group="L" /> I motsetning er andre store asteroider som [[2 Pallas]],<ref name="Carry2007" group="L" /> [[3 Juno]]<ref name="Kaasalainen2002" group="L" /> og spesielt [[10 Hygiea]]<ref name="Barucci" group="L" /> kjent for å være noe uregelmessige i formen.

=== Indre struktur ===
Ceres' [[flattrykthet]] er uforenlig med et udifferensiert legeme, noe som indikerer at det består av en steinete kjerne omgitt av en iskald [[mantelen|mantel]].<ref name="Thomas2005" group="L" /> Den 100&nbsp;km tykke mantelen (23–28 % av Ceres masse; 50 % av [[volum]]et){{#tag:ref|0,72–0,77 vannfritt berg etter masse.<ref name="McKinnon2008" group="L" />|name="vann"|group="lower-alpha"}} inneholder anslagsvis 200&nbsp;millioner kubikkilometer med vann – noe som er mer [[ferskvann]] enn på jorden.<ref name="Carey2006" /> Dette resultatet støttes av observasjoner utført av [[Keck-observatoriet|Keck-teleskopet]] i 2002 og evolusjonær modellering.<ref name="Carry2008" group="L" /><ref name="McCord2005" group="L" /> Også overflateegenskapene og historien (slik som avstanden fra solen) peker mot tilstedeværelsen av [[volatiler|volatile materialer]] i Ceres' indre.<ref name="Carry2008" group="L" />

Alternativt kan formen og dimensjonene til Ceres kunne forklares av et indre som er porøst og enten delvis differensiert eller fullstendig udifferensiert. Tilstedeværelsen av et lag av bergarter over is ville vært gravitasjonelt ustabilt. Hvis noe av bergartene sank ned i et lag med differensiert is ville saltavleiringer blitt dannet. Slike avleiringer har ikke blitt oppdaget. Derimot er det mulig at Ceres ikke inneholder et stort isskall, men i stedet ble dannet fra en asteroide med en vannholdig komponent. Henfallet av radioaktive isotoper kan kanskje ha vært utilstrekkelig i forhold til differensiering.<ref name="Zolotov2009" group="L" />

=== Overflate ===
Sammensetningen av overflaten ligner på [[C-type-asteroide]]r, men noen avvik finnes.<ref name="Rivkin2006" group="L" /> De utbredte formasjonene i det cereriske [[Infrarød stråling|IR]]-[[Elektromagnetisk spekter|spekteret]] kommer fra hydratmineraler, som indikerer tilstedeværelsen av betydelige megnder vann i det indre. Andre mulige overflatebestanddeler inkluderer [[jern]]rike [[leire]]r (kronstedtitt) og [[karbonat]]mineraler ([[dolomitt]] og [[jernspat]]) som er vanlige mineraler i [[Karbonholdig kondritt|karbonholdige kontriddmeteoritter]].<ref name="Rivkin2006" group="L" /> Spektralegenskapene til karbonater og leire er uvanlige i spektre av andre C-type-asteroider.<ref name="Rivkin2006" group="L" /> Enkelte ganger klassifiseres Ceres også som en [[G-type-asteroide]].<ref name="Parker2002" group="L" />

Overflaten er relativ varm. Maksimaltemperaturen når [[solen]] står rett over ble ut fra målinger estimert til å være 235&nbsp;[[Kelvin|K]] (ca. –38&nbsp;°C) den 5. mai 1991.<ref name="Saint-Pé1993" group="L" />

[[Fil:Ceres Cutaway.jpg|left|thumb|Figur som viser Ceres' mulige indre struktur.]]

Bare noen få overflateformasjoner har blitt entydig oppdaget. Høyoppløselige [[ultrafiolett stråling|ultrafiolette]] bilder tatt av [[Hubble-teleskopet]] i 1995 viste en mørk flekk på overflaten. Denne fikk tilnavnet «Piazzi» etter oppdageren.<ref name="Parker2002" group="L" /> Man trodde først dette var et krater, men senere nær-infrarøde bilder med høyere oppløsning viste flere lyse og mørke formasjoner som beveget seg med dvergplanetens rotasjon.<ref name="Carry2008" group="L" /><ref name="Keck" />

To mørke formasjoner hadde sirkulære former, og er antageligvis kratre; et av dem har en lys sentralregion, mens et annet ble identifisert som «Piazzi»-formasjonen.<ref name="Carry2008" group="L" /><ref name="Keck" /> Nyere bilder fra Hubble-teleskopet fra 2003 og 2004 (i synlig lys) viste 11 gjenkjennbare overflateformasjoner med ukjent opphav.<ref name="Li2006" group="L" /><ref name="Hubbl12003-4" /> En av disse formasjonene «Piazzi»-formasjonen observert tidligere.<ref name="Li2006" group="L" />

Disse siste observasjonene fastslo også at nordpolen peker i retning av [[rektascensjon]] {{RA|19|24|0}} (291°) og [[deklinasjon]] +59° i [[stjernebilde]]t [[Dragen]], og at [[aksehelning]]en bare er ca. 3°.<ref name="Thomas2005" group="L" /><ref name="Li2006" group="L" />

=== Atmosfære ===
Det finnes indikasjoner på en svak [[atmosfære]] og frossent vann på overflaten.<ref name="Ahearn1992" group="L" /> Vannis på overflaten er ustabil ved avstander mindre enn 5&nbsp;AE fra solen,<ref name="frost" /> så den forventes å [[sublimasjon|sublimere]] hvis den utsettes direkte for [[solstråling]]. Vannis kan migrere fra dype lag i Ceres og opp til overflaten, men den vil forsvinne etter svært kort tid. Som et resultat er det vanskelig å oppdage fordamping av vann. Vann som fordampet fra polområdene ble muligens observert tidlige på 1990-tallet, men dette har ikke blitt entydig bevist.

Det kan være mulig å oppdage vann som fordamper fra området rundt et ferskt nedslagskrater eller fra sprekker i lagene under overflaten.<ref name="Carry2008" group="L" /> Ultrafiolette observasjoner av [[International Ultraviolet Explorer|IUE]]-sonden oppdaget statistisk betydelige mengder [[hydroksid]]ioner nær den cereriske nordpolen, og som er et produkt av vanndampdisosiasjon fra ultrafiolett solstråling.<ref name="Ahearn1992" group="L" />