El cuadrilátero de Arabia es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrilátero de Arabia también se conoce como MC-12 (Mars Chart-12). [1]
Coordenadas | 15 ° 00'N 337 ° 30'W / 15 ° N 337,5 ° OCoordenadas : 15 ° 00'N 337 ° 30'W / 15 ° N 337,5 ° O |
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El cuadrilátero contiene parte del área clásica de Marte conocida como Arabia . También contiene una parte de Terra Sabaea y una pequeña parte de Meridiani Planum . Se encuentra en el límite entre las jóvenes llanuras del norte y las antiguas tierras altas del sur. El cuadrilátero cubre el área de 315 ° a 360 ° de longitud oeste y 0 ° a 30 ° de latitud norte.
Descripción
La superficie del cuadrilátero de Arabia parece ser muy antigua porque tiene una alta densidad de cráteres, pero no tiene una elevación tan alta como las típicas superficies antiguas. En Marte, las áreas más antiguas contienen la mayoría de los cráteres; el período más antiguo se llama Noachian después del cuadrilátero Noachis. [2] El área de Arabia contiene muchos montículos y crestas. Algunos creen que durante ciertos cambios climáticos se depositó una capa de polvo de hielo; más tarde, las partes se erosionaron para formar montículos. [3] Algunos canales de salida se encuentran en Arabia, a saber, Naktong Vallis, Locras Valles, Indus Vallis, Scamander Vallis y Cusus Valles. [4]
Capas
Muchos lugares de Arabia están divididos en capas. [5] Las capas pueden tener unos pocos metros de espesor o decenas de metros de espesor. Investigaciones recientes sobre estas capas realizadas por científicos del Instituto de Tecnología de California (Caltech) sugieren que el antiguo cambio climático en Marte causado por la variación regular en la inclinación del planeta o la oblicuidad puede haber causado los patrones en las capas. En la Tierra, cambios similares (forzamiento astronómico) del clima dan como resultado ciclos de glaciaciones.
Un estudio reciente de capas en cráteres en el oeste de Arabia reveló mucho sobre la historia de las capas. Aunque los cráteres en este estudio están justo fuera del límite del cuadrilátero de Arabia, los hallazgos probablemente también se aplicarían al cuadrilátero de Arabia. El espesor de cada capa puede promediar menos de 4 metros en un cráter, pero 20 metros en otro. El patrón de capas medido en el cráter Becquerel sugiere que cada capa se formó durante un período de aproximadamente 100.000 años. Además, cada 10 capas se agruparon en unidades más grandes. El patrón de 10 capas se repite al menos 10 veces. Entonces, cada patrón de 10 capas tardó un millón de años en formarse.
La inclinación del eje de la Tierra cambia solo un poco más de 2 grados; está estabilizado por la masa relativamente grande de nuestra luna. En contraste, la inclinación de Marte varía en decenas de grados. Cuando la inclinación (u oblicuidad) es baja, los polos son los lugares más fríos del planeta, mientras que el ecuador es el más cálido, como en la Tierra. Esto hace que los gases de la atmósfera, como el agua y el dióxido de carbono, migren hacia los polos, donde se congelan. Cuando la oblicuidad es mayor, los polos reciben más luz solar, lo que hace que esos materiales se alejen. Cuando el dióxido de carbono se mueve desde los polos, la presión atmosférica aumenta, lo que puede causar una diferencia en la capacidad de los vientos para transportar y depositar arena. Además, con más agua en la atmósfera, los granos de arena pueden pegarse y cementarse para formar capas. Este estudio del grosor de las capas se realizó utilizando mapas topográficos estereoscópicos obtenidos mediante el procesamiento de datos de la cámara de alta resolución a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA . [6]
Investigaciones recientes llevan a los científicos a creer que algunos de los cráteres en Arabia pueden haber albergado grandes lagos. El cráter Cassini y el cráter Tikonravov probablemente alguna vez estuvieron llenos de agua, ya que sus bordes parecen haber sido atravesados por el agua. Se han observado canales de entrada y salida en sus bordes. Cada uno de estos lagos habría contenido más agua que el lago Baikal de la Tierra, nuestro lago de agua dulce más grande por volumen. Las cuencas hidrográficas de los lagos en Arabia parecen ser demasiado pequeñas para recolectar suficiente agua solo con la precipitación; por lo tanto, se cree que gran parte de su agua proviene del agua subterránea. [7]
Otro grupo de investigadores propuso que el agua subterránea con minerales disueltos saliera a la superficie, dentro y más tarde alrededor de los cráteres, y ayudó a formar capas al agregar minerales (especialmente sulfato) y cementar sedimentos. Tras un examen detenido, las capas de Arabia parecen tener una ligera inclinación. Esta inclinación apoya la formación con la acción de un nivel freático ascendente. Una capa freática generalmente sigue la topografía. Dado que las capas se inclinan ligeramente hacia el noroeste, las capas pueden haber sido creadas por agua subterránea, en lugar de un solo mar grande que se ha sugerido.
Esta hipótesis está respaldada por un modelo de aguas subterráneas y por sulfatos descubiertos en una amplia zona. [8] [9] Al principio, al examinar los materiales de la superficie con Opportunity Rover , los científicos descubrieron que el agua subterránea había subido y depositado sulfatos repetidamente. [10] [11] [12] [13] [14] Estudios posteriores con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter mostraron que existen los mismos tipos de materiales en una gran área que incluía Arabia. [15]
Capas en el cráter Gill (cráter marciano) , visto por HiRISE bajo el programa HiWish .
Capas debajo de la roca superior de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El cráter del pedestal se encuentra dentro del cráter Tikhonravov, mucho más grande .
Capas debajo de la roca superior de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El cráter del pedestal se encuentra dentro del cráter Tikhonravov, mucho más grande .
Primer plano de algunas capas debajo de la roca superior de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE en el programa HiWish.
Primer plano de algunas capas debajo de la roca superior de un cráter de pedestal y una racha de pendiente oscura, como las ve HiRISE en el programa HiWish.
Capas en una colina en Arabia, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas en Arabia, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Amplia vista de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Al menos una capa es de tono claro, lo que puede indicar minerales hidratados.
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas de una imagen anterior, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de mesetas y lomas en capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de la colina en capas, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Butte en capas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Butte en capas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de capas y dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El material de tonos claros puede contener minerales hidratados.
Amplia vista de las capas en el cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en otras imágenes que siguen.
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Materiales de tonos claros
Ciertas áreas de Marte muestran un suelo que tiene un tono mucho más claro que la mayoría de las otras áreas. Gran parte de la superficie de Marte está oscura debido a los extensos flujos de basalto de roca oscura. Los estudios con espectroscopios desde la órbita han demostrado que muchas áreas de tonos claros contienen minerales hidratados y / o minerales arcillosos. [16] [17] [18] [19] Eso significa que el agua estuvo una vez allí para producir estas sustancias. En resumen, los materiales de tonos claros son marcadores de la presencia pasada de agua.
Amplia vista de superficies de tonos claros, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de superficies de tonos claros, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de la región que muestra algunos lugares con materiales de tonos claros, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Cráteres
Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con eyección a su alrededor, en contraste, los cráteres volcánicos generalmente no tienen un borde o depósitos de eyección. A medida que los cráteres se hacen más grandes (más de 10 km de diámetro), generalmente tienen un pico central. [20] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [21] A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, las rocas de las profundidades subterráneas se lanzan a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que hay bajo la superficie.
Algunos cráteres en Arabia se clasifican como cráteres de pedestal . Un cráter de pedestal es un cráter con su eyección sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada. Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, protegiendo así el área inmediata de la erosión. Como resultado de esta cubierta dura, el cráter y su eyección se elevan, ya que la erosión elimina el material más blando más allá de la eyección. [22] Algunos pedestales se han medido con precisión a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [22] [23] [24]
Los investigadores creen que se forman más de 200 nuevos cráteres cada año en Marte, según el estudio de años de imágenes de HiRISE. [25] [26]
Cráteres y capas de pedestal en el cráter Tikonravev en Arabia, visto por Mars Global Surveyor (MGS) con la cámara Mars Orbiter , en el marco del Programa de focalización pública del MOC . Las capas pueden formarse a partir de volcanes , el viento o por deposición bajo el agua. Algunos investigadores creen que este cráter alguna vez tuvo un lago enorme.
Los cráteres de pedestal se forman cuando la eyección de los impactos protege el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen encaramados sobre su entorno.
El dibujo muestra una idea posterior de cómo se forman algunos cráteres de pedestal. En esta forma de pensar, un proyectil impactante entra en una capa rica en hielo, pero no más. El calor y el viento del impacto endurecen la superficie contra la erosión. Este endurecimiento se puede lograr mediante el derretimiento del hielo que produce una solución de sal / mineral que cementa la superficie.
Cráter de pedestal dentro del cráter Tikonravov , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas a lo largo del borde del cráter del pedestal de la imagen anterior, como se ve por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas a lo largo del borde del cráter del pedestal de la imagen anterior, como se ve por HiRISE en el programa HiWish. Algunas vetas de pendiente oscura son visibles.
Piso del cráter Pasteur , visto por HiRISE . La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Henry Crater Mound, visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Los montículos en cráteres como Henry se forman por la erosión de capas que se depositaron después del impacto.
Cráter en el medio de Cassini , visto por HiRISE. Es posible que las capas se hayan depositado bajo el agua, ya que se cree que Cassini alguna vez tuvo un lago gigante.
Imágenes de HiRISE que muestran el descubrimiento de un nuevo cráter con el programa HiWish Un estudio de las áreas oscuras alrededor de nuevos cráteres como este reveló que los parches oscuros se desvanecen por la deposición de polvo atmosférico global y es más probable que ocurran en sitios de mayor latitud, sitios de menor elevación y en sitios con cráteres centrales más pequeños. Volver al albedo circundante lleva una media de 15 años marcianos. [27]
Nuevo cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. El nuevo cráter indicado con la flecha blanca tiene aproximadamente 10 yardas de ancho y probablemente fue creado por la colisión con un objeto del tamaño de una sandía grande. Este cráter no apareció en imágenes anteriores de la misma región.
Borde oriental del cráter Janssen , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Capas y franjas oscuras de pendiente en el borde noreste del cráter Janssen, como se ve por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Janssen.
Cráter Maggini , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter ).
Cráter Teisserenc de Bort , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter).
Pared norte del cráter Teisserenc de Bort que muestra rayas oscuras en la pendiente , como se ve por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter). Tenga en cuenta que esta es una ampliación de la imagen anterior.
Cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La eyección parece haberse erosionado parcialmente.
Vista cercana en color de la eyección del cráter, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los bancos alrededor de los montículos marcan un antiguo nivel de agua. La eyección caliente puede haber derretido hielo en el suelo formando pequeños canales.
Terreno cerebral en el suelo del cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Posible metano
Un estudio con el Espectrómetro Planetario de Fourier en la nave espacial Mars Express encontró posible metano en tres áreas de Marte, una de las cuales estaba en Arabia. Una posible fuente de metano es el metabolismo de las bacterias vivas. [28] Sin embargo, un estudio reciente indica que para coincidir con las observaciones del metano, debe haber algo que destruya rápidamente el gas, de lo contrario, se esparciría por toda la atmósfera en lugar de concentrarse en unos pocos lugares. Puede haber algo en el suelo que oxida el gas antes de que tenga la posibilidad de propagarse. Si esto es así, ese mismo químico destruiría los compuestos orgánicos, por lo que la vida sería muy difícil en Marte. [29] [30]
Bandas de deformación
El Mars Reconnaissance Orbiter mostró bandas de deformación en el cráter Capen, ubicado en el cuadrilátero Arabia. Las bandas de deformación son pequeñas fallas con desplazamientos muy pequeños. [31] A menudo proceden de grandes fallas. Se desarrollan en rocas porosas, como arenisca. Pueden restringir y / o cambiar el flujo de fluidos como agua y aceite. Son comunes en la meseta de Colorado . [32] Buenos ejemplos se forman en Entrada Sandstone en San Rafael Swell en Utah . [33] Las bandas representan fallas por deslizamiento por fricción localizado. [34] [35] Las bandas en Marte tienen unos pocos metros de ancho y hasta unos pocos kilómetros de largo. Son causadas por la compresión o estiramiento de capas subterráneas. La erosión de las capas superpuestas las hace visibles en la superficie. Capen Crater no tenía nombre antes del descubrimiento de las bandas de deformación. Fue nombrado por Charles Capen, quien estudió Marte en el Observatorio Table Mountain del JPL en California y en el Observatorio Lowell en Arizona . [36]
Se cree que el grupo de líneas que suben y bajan en la imagen son bandas de deformación. Pueden considerarse pequeñas fallas.
Historia geologica
Estudios recientes, publicados en la revista Icarus, han sugerido que el área pasó por varias fases en su formación:
- Una gran cuenca, tal vez por un impacto, se produjo a principios de la historia de Marte. Era tan temprano que Marte todavía tenía un campo magnético generado por movimientos en un núcleo líquido. La Arabia actual posee un magnetismo remanente de esa era antigua.
- Los sedimentos fluyeron hacia la cuenca. El agua entró en la palangana.
- Debido a que Tharsis, al otro lado de Marte, se volvió tan masiva, el área alrededor de Arabia fue expulsada. A medida que se abultaba hacia arriba, aumentaba la erosión que dejaba al descubierto las capas viejas. Cuando se elevan porciones de un planeta que pueden estar sujetas a erosión, la erosión aumenta considerablemente; El Gran Cañón de la Tierra se volvió muy profundo porque se erosionó hasta convertirse en una meseta alta.
- Durante los siguientes 4 mil millones de años, el área fue modificada por varios procesos geológicos. Los picos centrales y las formas de eyección indican que partes de Arabia todavía están enriquecidas con agua. [37] [38] [39]
Rayas de pendiente oscura
Las rayas son comunes en Marte. Ocurren en pendientes pronunciadas de cráteres, depresiones y valles. Las rayas son oscuras al principio. Se vuelven más ligeros con la edad. [40] A veces comienzan en un lugar diminuto, luego se extienden y recorren cientos de metros. Se ha visto que viajan alrededor de obstáculos, como rocas. [41] Se cree que son avalanchas de polvo brillante que exponen una capa subyacente más oscura. Sin embargo, se han propuesto varias ideas para explicarlas. Algunos involucran agua o incluso el crecimiento de organismos. [42] [43] [44] Aparecen rayas en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. El polvo fino se deposita en la atmósfera cubriendo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren de polvo, reduciendo así la energía eléctrica. La potencia de los Rovers ha sido restaurada muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo , limpiando los paneles y aumentando la potencia. Entonces, sabemos que el polvo de la atmósfera se deposita y luego regresa una y otra vez. [45] Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Esa es la diferencia entre el punto más alejado del sol y el punto más cercano al sol es muy grande para Marte, pero solo una pequeña cantidad para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en tormentas de polvo globales. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se pudo ver nada a través de la tormenta de polvo. [21] [46] También se han observado otras tormentas de polvo globales desde entonces.
La investigación, publicada en enero de 2012 en Icarus, encontró que las rayas oscuras fueron iniciadas por chorros de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos fue dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar del impacto de un grupo de 5 nuevos cráteres, surgieron patrones. El número de rayas fue mayor cerca del lugar del impacto. Entonces, el impacto de alguna manera probablemente causó las rayas. Además, la distribución de las rayas formaba un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvas parecían cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficientemente suelto como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las muchas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto provocó las avalanchas de polvo, pero si ese fuera el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de concentrarse en formas curvas. [47] [48]
Fondo del cráter Tikonravev , visto por Mars Global Surveyor, en el marco del Programa de focalización pública del MOC . Haga clic en la imagen para ver las rayas y capas oscuras de la pendiente.
Rayas y capas de la cuenca de Tikhonravov, como las ve HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Rayas oscuras de pendiente cerca de la parte superior de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Rayas y capas oscuras de ladera cerca de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Rayas de pendiente oscura, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Ejemplos de rayas oscuras en pendientes, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas oscuras de pendiente a lo largo del borde de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Rayas oscuras de pendiente, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas muestran cómo los cantos rodados afectaron la forma de las rayas.
Rayas oscuras de pendiente, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas muestran cómo los cantos rodados afectaron la forma de las rayas.
Las rayas oscuras de la pendiente pueden ser causadas por impactos cercanos, como se ve en la siguiente imagen de HiRISE de un nuevo impacto pequeño que desencadenó una racha de pendiente.
Nueva racha causada por un impacto reciente que creó un pequeño cráter, como lo ve HiRISE.
Redes de crestas lineales
Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [49] Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, estas fracturas luego actuaron como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás duras crestas. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador para la arcilla que requiere agua para su formación. [50] [51] [52] El agua aquí podría haber sustentado vidas pasadas en estos lugares. La arcilla también puede conservar fósiles u otros rastros de vidas pasadas.
Red de crestas lineales, como la ve HiRISE en el programa HiWish. La línea oscura no forma parte de la imagen. No se recopilaron datos para esa área.
Ampliación de la imagen anterior de la red de crestas lineales, vista por HiRISE en el programa HiWish
Diques en Arabia, visto por HiRISE, bajo el programa HiWish. Estas características directas pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar valiosos depósitos de mineral. La barra de escala es de 500 metros. Pueden ser parte de crestas lineales, por lo tanto relacionadas con cráteres de impacto.
Primer plano de un complejo grupo de crestas. Las crestas pueden ser los restos de antiguos arroyos y / o redes de crestas lineales. Imagen tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Crestas pequeñas y rectas. Imagen tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Amplia vista de crestas y capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Rayas, crestas y capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Crestas y capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Crestas y capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista de grupos de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de grupos de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las crestas y posibles fallas que son visibles como líneas rectas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a una depresión estrecha que se alinea con una cresta.
Crestas triangulares cortas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Estos pueden ser algún tipo de característica de una duna combinada con una cresta.
Vista cercana de formas triangulares cortas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Estos pueden ser algún tipo de característica de una duna combinada con una cresta.
Otras características del paisaje en el cuadrilátero de Arabia
Mapa del cuadrilátero de Arabia con los principales cráteres.
Naktong Vallis , visto por HiRISE.
Indus Vallis , visto por HiRISE.
Cantos rodados y sus huellas por rodar por una pendiente, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran dos cantos rodados al final de sus huellas.
Grietas en la superficie, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El suelo rico en hielo producirá grietas. Las grietas eventualmente se harán más y más grandes a medida que el hielo en el suelo se vaya debido al proceso de sublimación (transición de fase) en la delgada atmósfera de Marte.
Corte de cresta a través de otra cresta más grande, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Clima de Marte
- Racha de pendiente oscura
- Depósitos estratificados ecuatoriales
- Geología de Marte
- Agua subterránea en Marte
- HiRISE
- Redes de crestas lineales
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Cámara Mars Orbiter
- Cráteres de pedestal
- Vallis
- Agua en Marte
Referencias
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