El cuadrilátero Elysium 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 Elysium también se conoce como MC-15 (Mars Chart-15). [1]
Coordenadas | 15 ° 00'N 202 ° 30'W / 15 ° N 202,5 ° WCoordenadas : 15 ° 00'N 202 ° 30'W / 15 ° N 202,5 ° W |
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El nombre Elysium se refiere a un lugar de recompensa (el cielo), según Homero en la Odisea . [2]
El cuadrilátero Elysium cubre el área entre 180 ° a 225 ° de longitud oeste y 0 ° a 30 ° de latitud norte en Marte . La parte norte de Elysium Planitia , una amplia llanura, se encuentra en este cuadrilátero. El cuadrilátero Elysium incluye una parte de Lucus Planum . Una pequeña parte de la Formación Medusae Fossae se encuentra en este cuadrilátero. Los cráteres más grandes de este cuadrilátero son Eddie , Lockyer y Tombaugh . El cuadrilátero contiene los volcanes principales Elysium Mons y Albor Tholus , parte de una provincia volcánica del mismo nombre, así como valles fluviales, uno de los cuales, Athabasca Valles, puede ser uno de los más jóvenes de Marte. En el lado este hay una depresión alargada llamada Orcus Patera . Es posible que alguna vez existiera un gran lago en el sur cerca de Lethe Valles y Athabasca Valles . [3]
El módulo de aterrizaje InSight aterrizó en la parte sur de este cuadrilátero en 2018 para realizar estudios geofísicos.
Volcanes
El cuadrilátero Elysium contiene los volcanes Elysium Mons y Albor Tholus.
David Susko y sus colegas de la Universidad Estatal de Louisiana analizaron datos geoquímicos y morfológicos de superficie de Elysium utilizando instrumentos a bordo del Mars Odyssey Orbiter (2001) y Mars Reconnaissance Orbiter (2006) de la NASA. A través del recuento de cráteres, encontraron diferencias de edad entre las regiones noroeste y sureste de Elysium, alrededor de 850 millones de años de diferencia. También encontraron que las regiones más jóvenes del sureste son geoquímicamente diferentes de las regiones más antiguas, y que estas diferencias se relacionan con procesos ígneos, no con procesos secundarios como la interacción del agua o el hielo con la superficie de Elysium en el pasado. "Determinamos que si bien podría haber habido agua en esta área en el pasado, las propiedades geoquímicas en el metro superior en toda esta provincia volcánica son indicativas de procesos ígneos", dijo Susko. "Creemos que los niveles de torio y potasio aquí se agotaron con el tiempo debido a erupciones volcánicas durante miles de millones de años. Los elementos radiactivos fueron los primeros en desaparecer en las primeras erupciones. Estamos viendo cambios en la química del manto a lo largo del tiempo". "Los sistemas volcánicos de larga duración con composiciones cambiantes de magma son comunes en la Tierra, pero una historia emergente en Marte", dijo James Wray, coautor del estudio y profesor asociado en la Escuela de Ciencias de la Tierra y Atmosféricas en Georgia Tech. En general, estos hallazgos indican que Marte es un cuerpo mucho más complejo geológicamente de lo que se pensaba originalmente, quizás debido a varios efectos de carga en el manto causados por el peso de volcanes gigantes. Durante décadas, vimos a Marte como una roca sin vida, llena de cráteres con una serie de volcanes inactivos durante mucho tiempo. Teníamos una vista muy simple del planeta rojo. Encontrar una variedad de rocas ígneas demuestra que Marte tiene el potencial de utilizar recursos útiles y la capacidad de sustentar una población humana en Marte. "Es mucho más fácil sobrevivir en un cuerpo planetario complejo que lleva los productos minerales de una geología compleja que en un cuerpo más simple como la luna o los asteroides". [4] [5]
Gran parte del área cerca de los volcanes está cubierta de flujos de lava, algunos incluso se pueden mostrar acercándose y luego deteniéndose al llegar a un terreno más alto. (Vea las imágenes a continuación para ver ejemplos) A veces, cuando la lava fluye, la superficie se enfría rápidamente y se convierte en una costra sólida. Sin embargo, la lava de abajo a menudo todavía fluye, esta acción rompe la capa superior haciéndola muy áspera. [6] Este flujo brusco se denomina aa.
La investigación, publicada en enero de 2010, describió el descubrimiento de un vasto flujo de lava único, del tamaño del estado de Oregón , que "se puso en marcha turbulentamente durante el lapso de varias semanas como máximo". [7] Este flujo, cerca de Athabasca Valles , es el flujo de lava más joven de Marte. Se cree que es de finales de la Amazonía . [8] Otros investigadores no están de acuerdo con esta idea. En condiciones marcianas, la lava no debería permanecer fluida por mucho tiempo. [3]
Algunas áreas en el cuadrilátero Elysium son geológicamente jóvenes y tienen superficies que son difíciles de explicar. Algunos los han llamado terreno platy-ridged-polygonized. Se ha sugerido que la superficie es de hielo, lava basáltica o un flujo fangoso. Utilizando imágenes HiRISE se midieron las alturas de las crestas de la superficie. La mayoría medían menos de 2 metros. Esto es mucho más pequeño de lo que se espera de los flujos de lava. Las fotos de alta resolución demostraron que el material parecía fluir, lo que no ocurriría con el hielo. Entonces, los investigadores concluyeron que los flujos fangosos cubren la superficie. [9]
Mapa del cuadrilátero Elysium. Elysium Mons y Albor Tholus son grandes volcanes.
Flujo de lava en Elysium. Hay muchos flujos de lava en Elysium. En este, la lava fluyó hacia la esquina superior derecha. Imagen tomada por Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de focalización pública del MOC .
Flujo de lava, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Flujo de lava, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish También se ven rayas oscuras de pendiente
Vista cercana del flujo de lava, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish También se ven rayas oscuras de la pendiente
Pozos con flujo de lava en la parte superior de la imagen La imagen fue tomada con HiRISE , bajo el programa HiWish
Flujo de lava, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
La lava fluye en Elysium como lo ve HiRISE . La parte superior de la imagen muestra lava que se solidificó en la parte superior y luego se arrugó mientras la lava aún se movía.
Flujo de lava, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Balsas de lava, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Conos en Athabasca Vallis , visto por HiRISE. Los conos se formaron a partir de la interacción de la lava con el hielo. Los conos más grandes en la imagen superior se produjeron cuando el agua / vapor se abrió paso a través de una capa más gruesa de lava. La diferencia entre la elevación más alta (rojo) y la más baja (azul oscuro) es de 170 m (560 pies).
Conos desarraigados
Los llamados "conos sin raíces" son causados por explosiones de lava con hielo molido debajo del flujo. [10] [11] [12] El hielo se derrite y se convierte en vapor que se expande en una explosión que produce un cono o anillo. Características como estas se encuentran en Islandia, cuando las lavas cubren sustratos saturados de agua. [13] [11] [14]
Amplia vista del campo de conos desarraigados, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del campo de conos desarraigados, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Conos sin raíces, como los ve HiRISE. Se interpreta que las cadenas de anillos son causadas por la corteza que se mueve sobre una fuente de vapor. El vapor fue producido por la interacción de la lava con el hielo de agua.
Conos sin raíces, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish Se cree que estos grupos de anillos o conos son causados por la lava que fluye sobre agua helada o suelo que contiene agua helada. El hielo se convierte rápidamente en vapor que expulsa un anillo o cono.
Rootless Cones, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Se cree que este grupo de anillos o conos es causado por la lava que fluye sobre el agua helada o sobre el suelo que contiene agua helada. El hielo se convierte rápidamente en vapor que expulsa un anillo o cono. Aquí la torcedura en la cadena puede haber sido causada por el cambio de dirección de la lava.
Rootless Cones, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Se cree que este grupo de anillos o conos es causado por la lava que fluye sobre el agua helada o sobre el suelo que contiene agua helada. El hielo se convierte rápidamente en vapor que expulsa un anillo o cono. Aquí la torcedura en la cadena puede haber sido causada por el cambio de dirección de la lava. Algunas de las formas no tienen forma de anillos o conos porque quizás la lava se movió demasiado rápido; por lo tanto no permite que se forme una forma de cono completo.
Conos y posibles maars, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Amplia vista del campo de conos desarraigados en la región de Phlegra, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de conos desarraigados con colas que sugieren que la lava se estaba moviendo hacia el suroeste sobre un suelo rico en hielo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de conos con el tamaño de un campo de fútbol mostrado, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los conos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Conos y superficie de lava, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Conos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Conos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish Estos conos probablemente se formaron cuando la lava caliente fluyó sobre un suelo rico en hielo.
Vista cercana de los conos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Estos conos probablemente se formaron cuando la lava caliente fluyó sobre un suelo rico en hielo.
Capas
El Elysium Fossae contiene capas, también llamadas estratos. Muchos lugares de Marte muestran rocas dispuestas en capas. A veces, las capas son de diferentes colores. Las rocas de tonos claros de Marte se han asociado con minerales hidratados como los sulfatos . El Mars Rover Opportunity examinó estas capas de cerca con varios instrumentos. Las imágenes tomadas desde una nave espacial en órbita muestran que algunas capas de rocas parecen romperse en polvo fino; en consecuencia, estas rocas probablemente estén compuestas de pequeñas partículas. Otras capas se rompen en grandes rocas, por lo que probablemente sean mucho más duras. Se cree que el basalto , una roca volcánica, comprende las capas que forman los cantos rodados. El basalto se ha identificado en Marte en muchos lugares. Los instrumentos de las naves espaciales en órbita han detectado arcilla (también llamada filosilicatos ) en algunas capas. Los científicos están entusiasmados por encontrar minerales hidratados como sulfatos y arcillas en Marte porque generalmente se forman en presencia de agua. [15] Los lugares que contienen arcillas y / u otros minerales hidratados serían buenos lugares para buscar evidencia de vida. [dieciséis]
La roca se puede formar en capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [17] Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se movió cientos de kilómetros y en el proceso disolvió muchos minerales de la roca por la que pasó. Cuando el agua subterránea emerge en áreas bajas que contienen sedimentos, el agua se evapora en la atmósfera delgada y deja minerales como depósitos y / o agentes cementantes. En consecuencia, las capas de polvo no podrían erosionarse fácilmente más tarde, ya que estaban cementadas juntas.
,
Capas en Monument Valley. Estos se aceptan como formados, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
Disconformidad angular en Cerberus Fossae , vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver los ángulos de las capas.
Wrinkle Ridge y hoyo que muestran capas, como lo ve HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las capas. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Amplia vista de Iberus Vallis , vista por HiRISE. Imagínese dando un paseo por estos cañones y mirando las capas.
Detalle del centro de la imagen anterior, visto por HiRISE.
Capas alrededor de la perilla aerodinámica, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas alrededor de la base del montículo, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas en el borde del antiguo cráter, en Marte Vallis , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Algunas rayas oscuras de la pendiente son visibles.
Capas y rayas oscuras de pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha indica el pequeño punto donde comenzó la racha.
Capas y rayas, como las ve HiRISE en el programa HiWish Una racha es curva.
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
Montículo en capas con rayas, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Fosa / cráteres de pozo
El cuadrilátero Elysium alberga grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) llamadas fosas en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Los comederos se crean cuando la corteza se estira hasta que se rompe. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Los cráteres de fosas / fosas son comunes cerca de los volcanes en el sistema de volcanes Tharsis y Elysium. [18] Un abrevadero a menudo tiene dos roturas con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando escarpados acantilados a los lados; tal artesa se llama graben. [19] El lago George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben. Los hoyos se producen cuando el material colapsa en el vacío que resulta del estiramiento. Los cráteres de pozo no tienen bordes ni eyecta a su alrededor, como los cráteres de impacto. Los estudios han encontrado que en Marte una falla puede tener una profundidad de hasta 5 km, es decir, la ruptura en la roca desciende a 5 km. Además, la grieta o falla a veces se ensancha o dilata. Este ensanchamiento hace que se forme un vacío con un volumen relativamente alto. Cuando el material se desliza hacia el vacío, se forma un cráter de pozo o una cadena de cráter de pozo. En Marte, los cráteres de fosas individuales pueden unirse para formar cadenas o incluso para formar depresiones que a veces son festoneadas. [20] Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas y cráteres. Existe evidencia de que están asociados con diques de magma. El magma podría moverse debajo de la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante provocaría la formación de una grieta en la superficie. Los cráteres de pozo no son comunes en la Tierra. Los sumideros , donde el suelo cae en un hoyo (a veces en el medio de una ciudad) se asemejan a cráteres de pozo en Marte. Sin embargo, en la Tierra, estos agujeros son causados por la disolución de la piedra caliza del subsuelo, lo que provoca un vacío. [20] [21] [22] Las imágenes de abajo del Cerberus Fossae , el Elysium Fossae y otras depresiones, como las ve HiRISE, son ejemplos de fosas.
El conocimiento de la ubicación y los mecanismos de formación de los cráteres y las fosas es importante para la futura colonización de Marte porque pueden ser depósitos de agua. [23]
Un abrevadero en el Cerberus Fossae , visto desde THEMIS
El Cerberus Fossae, visto por HiRISE (la barra de escala es de 1,0 km)
El Elysium Fossae , visto por HiRISE (la barra de escala es de 500 m)
Abrevaderos al este de Albor Tholus, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Porción de un comedero (fosa) en Elysium , como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish (el azul indica probablemente heladas estacionales) [24]
Depresiones que muestran capas y franjas oscuras de pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Trough, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en el canal, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Canales concéntricos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del canal con capas, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de algunas capas en un canal y un cráter, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Metano
Se ha detectado metano en tres áreas de Marte; uno de los cuales está en el cuadrilátero Elysium. [25] Esto es emocionante porque una posible fuente de metano es el metabolismo de las bacterias vivas . [26] 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. [27]
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. [28] El pico es causado por un rebote del suelo del cráter después del impacto. [29] A veces, los cráteres mostrarán 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 qué hay profundo debajo de la superficie.
Una investigación publicada en la revista Icarus ha encontrado pozos en el cráter Zunil que son causados por eyecciones calientes que caen sobre un suelo que contiene hielo. Los pozos están formados por vapor formador de calor que sale de grupos de pozos simultáneamente, alejándose de la eyección del pozo. [30]
Cráter Thila , visto por HiRISE. La imagen de la derecha es una ampliación de una parte de la otra imagen. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Cráter Mohawk , visto por HiRISE. Las imágenes de la derecha son ampliaciones. La imagen del extremo izquierdo muestra la pared norte, parte del suelo del cráter y el levantamiento central. Las capas de la capa del manto son visibles en la imagen del extremo derecho.
Muro del cráter Persbo , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo. Haga clic en la imagen para ver detalles en las capas de roca en la pared.
Piso del cráter Persbo , visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo. Los impactos en el suelo alcanzaron una capa de materiales de tonos claros. Luego, estos materiales se arrojaron sobre una superficie ligeramente más oscura. Los materiales de tonos claros pueden ser minerales hidratados como el sulfato.
Lockyer Crater Central Hills, visto por HiRISE.
Capas en el cráter Lockyer , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter Dilly , visto por HiRISE.
Pico central del cráter Eddie en el cuadrilátero Elysium, visto por HiRISE
Flujo de lava y eyección del cráter, como lo ve HiRISE. El impacto penetró en el material de tonos claros y luego lo extendió sobre una superficie más oscura. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Cráter que muestra capas y pequeños cráteres en la eyección que muestran un patrón de eyección delgado Imagen tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Lado oeste de Tombaugh (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter )
Posibles cráteres en forma de anillo en el piso de un cráter grande, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de posibles cráteres en forma de anillo en el piso de un cráter grande, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Cráter con un banco, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Cráteres, capas y rayas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de cráteres que solo tienen eyección en un lado. Imagen adquirida por HiRISE bajo el programa HiWish.
Valles en el cuadrilátero Elysium
Algunos de los valles en el cuadrilátero de Elysium parecen comenzar desde grabens. Granicus Vallis y Tinjar Vallis comienzan en un graben que se encuentra justo al oeste de Elysium Mons. Ciertas observaciones sugieren que pueden haber sido la ubicación de lahares (corrientes de lodo). El graben puede haberse formado debido a diques volcánicos. El calor de los diques habría derretido una gran cantidad de hielo. [31] Dos sistemas de valles, Hephaestus Fossae y Hebrus Valles, tienen secciones que se unen y ramifican en ángulos altos. [32]
Los Athabasca Valles son quizás el sistema de canales de salida más joven de Marte. Se encuentran a 620 millas al sureste del gran volcán Elysium Mons . Athabasca se formó por el agua que brotó del Cerberus Fossae , un conjunto de grietas o fisuras en el suelo. [33] [34] El Cerberus Fossae probablemente se formó a partir de la tensión en la corteza causada por el peso de los volcanes Elysium Mons y Tharsis. La evidencia actual sugiere que las inundaciones de Cerberus probablemente estallaron en varias etapas. [35] Cerca del inicio de estos canales (en uno de los Cerberus Fossae), el sistema se llama Athabasca Valles; al sur y al este se llama Marte Vallis. Las tasas de flujo en Marte Vallis se han estimado en alrededor de 100 veces la del río Mississippi. Con el tiempo, el sistema parece desvanecerse en las llanuras de Amazonis Planitia. [36]
Forma aerodinámica en Athabasca Valles , vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las capas.
Stura Vallis , vista por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Lethe Vallis , visto por HiRISE. El flujo fue de suroeste a noreste. La mayor parte de Lethe Vallis tenía menos poder erosivo, por lo que las mesas quedan atrás del material preexistente. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Patapsco Vallis , visto por HiRISE . La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
El Rahway Valles , como se ve por la HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
Ituxi Vallis , visto por THEMIS . Ituxi Vallis es un canal de lava que se encuentra al este de Elysium Mons .
Formularios simplificados en Grjota Valles, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Funciones optimizadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas a lo largo de formas simplificadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Formas aerodinámicas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Probablemente se formaron con agua corriente.
Formas aerodinámicas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Probablemente se formaron con agua corriente.
Canales pequeños, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Red de canales, como la ve HiRISE en el programa HiWish
Suelo fracturado
Algunos lugares de Marte se rompen con grandes fracturas que crearon un terreno con mesetas y valles. Algunos de estos pueden ser bastante bonitos.
Amplia vista del suelo fracturado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del suelo fracturado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del terreno fracturado, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño del campo de fútbol. Los cantos rodados son del tamaño de casas.
Vista cercana a color del suelo fracturado, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
La superficie se fracturó en mesas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Algunas de las mesas parecen haberse separado y rotado.
Mesas
Las mesas tienen una parte superior plana y lados empinados. Las mesas a menudo se forman a partir de la erosión de una meseta . Las mesas representan los restos de una meseta, por lo que pueden mostrarnos qué tipos de rocas cubrían una amplia región. [37]
Amplia vista de Buttes y Mesas, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Buttes y mesas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Mesas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
Meseta dividida en grandes bloques, ubicada en Elysium en una gran cuenca llamada Cerberus Palus. Imagen tomada por HiRISE.
Cerberus Palus , visto por HiRISE.
Mesas y partes erosionadas de mesas que muestran capas y franjas oscuras de pendiente , como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. La imagen está ubicada en el este de Avernus Colles .
Spearhead Mesa en Monument Valley Observe la parte superior plana y las paredes empinadas que son características de las mesas.
Más funciones en el cuadrilátero Elysium
Elysium Mons, como se ve con MOLA. Elevaciones mostradas por diferentes colores.
Borde de Elysium Mons Caldera, visto por HiRISE. La barra de escala tiene 500 metros de largo.
El material arrastrado por el viento oscurece las áreas alrededor de una cubeta de Cerberus Fossae . La barra de escala para la imagen HiRISE es de 500 m.
Contacto entre diferentes materiales de superficie, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La regla puede ser una falla.
Cráter con franjas oscuras de pendiente , visto por HiRISE en el programa HiWish
Flujo de lava y vetas oscuras de pendiente , como las ve HiRISE en el programa HiWish
Canales, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Cráter con rayas, visto por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de rayas y capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Ver también
- Metano en Marte
- Clima de Marte
- Fossa (geología)
- Geología de Marte
- Agua subterránea en Marte
- HiRISE
- Cráter de impacto
- Lagos en Marte
- Lista de montañas en Marte
- Lista de cuadrángulos en Marte
- Programa de focalización pública del MOC
- Vallis
- Vulcanología de Marte
- Agua en Marte
Referencias
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enlaces externos
- Lakes on Mars - Nathalie Cabrol (conversaciones SETI)