Cuadrángulo de Oxia Palus

Oxia Paluscuadrilátero

Mapa del cuadrángulo de Oxia Palus a partir de los datos del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA). Las elevaciones más altas están en rojo y las más bajas en azul.
Coordenadas	15°00′N 22°30′O / 15°N 22.5°O / 15; -22.5

El cuadrángulo de Oxia Palus es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo de Oxia Palus también se conoce como MC-11 (carta de Marte-11). ^[1]

El cuadrángulo cubre la región de 0° a 45° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud norte en Marte . Este cuadrángulo contiene partes de muchas regiones: Chryse Planitia , Arabia Terra , Xanthe Terra , Margaritifer Terra , Meridiani Planum y Oxia Planum .

La Mars Pathfinder aterrizó en el cuadrángulo Oxia Palus a 19°08′N 33°13′O / 19.13, -33.22 , el 4 de julio de 1997, en la intersección de Tiu Valles y Ares Vallis .

Muchos cráteres de Oxia Palus llevan el nombre de científicos famosos. Además de Galileo y Da Vinci , se rinde homenaje allí a algunas de las personas que descubrieron el átomo y la radiación: Curie , Becquerel y Rutherford . ^[2]

El valle de Mawrth fue considerado seriamente como un lugar de aterrizaje para el rover Curiosity de la NASA , el Laboratorio Científico de Marte . ^[3] Llegó al menos a los dos sitios principales para la misión del rover EXoMars 2020 de la NASA. La ubicación exacta propuesta para este aterrizaje es 22,16 N y 342,05 E. ^[4]

La región de Mawrth Vallis está bien estudiada con más de 40 artículos publicados en publicaciones revisadas por pares. Cerca del canal de Mawrth hay una meseta de 200 metros de altura con muchas capas expuestas. Los estudios espectrales han detectado minerales arcillosos que se presentan como una secuencia de capas. ^{[5] [6] [7] [8] [9] [10] [ 11] [12] [13] [14] [15]} Los minerales arcillosos probablemente se depositaron en el período Noéico temprano a medio . La erosión posterior expuso una variedad de minerales como caolín , alunita y jarosita . Más tarde, material volcánico cubrió la región. Este material volcánico habría protegido cualquier posible material orgánico de la radiación. ^[16]

Otro sitio en el cuadrángulo de Oxia Palus que se ha elegido para el aterrizaje de EXoMars 2020 se encuentra a 18,14 N y 335,76 E. Este sitio es de interés debido a un sistema acuoso de larga duración que incluye un delta, posibles biofirmas y una variedad de arcillas. ^{[4] [17] [18]}

Este cuadrángulo contiene abundante evidencia de agua en el pasado en formas tales como valles fluviales, lagos, manantiales y áreas de caos donde el agua fluía del suelo. Se han encontrado una variedad de minerales arcillosos en Oxia Palus. La arcilla se forma en el agua y es buena para preservar la evidencia microscópica de vida antigua. ^[19] Recientemente, los científicos han encontrado evidencia sólida de un lago ubicado en el cuadrángulo de Oxia Palus que recibía drenaje de Shalbatana Vallis. El estudio, realizado con imágenes HiRISE, indica que el agua formó un cañón de 30 millas de largo que se abrió en un valle, depositó sedimentos y creó un delta. Este delta y otros alrededor de la cuenca implican la existencia de un lago grande y de larga vida. De especial interés es la evidencia de que el lago se formó después de que se creía que había terminado el período cálido y húmedo. Por lo tanto, los lagos pueden haber existido mucho más tiempo de lo que se pensaba anteriormente. ^{[20] [21]} En octubre de 2015, se informó que Oxia Planum , una llanura ubicada cerca de 18°16′30″N 335°22′05″E / 18.275, -335.368 , ^[22] era el lugar de aterrizaje preferido para el rover ExoMars . ^{[23] [24]} Una capa resistente a la erosión sobre unidades de arcilla puede haber preservado evidencia de vida. ^{[25] [26]}

El Mars Pathfinder descubrió que su lugar de aterrizaje contenía una gran cantidad de rocas. Los análisis muestran que la zona tiene una mayor densidad de rocas que el 90% de Marte. Algunas de las rocas se apoyaban unas contra otras de una manera que los geólogos llaman imbricadas. Se cree que las fuertes aguas de las inundaciones del pasado empujaron las rocas para que se alejaran de la corriente. Algunos guijarros eran redondeados, tal vez por haber caído en un arroyo. Algunas rocas tienen agujeros en sus superficies que parecen haber sido estriados por la acción del viento. Hay pequeñas dunas de arena. Partes del suelo son costrosas, tal vez debido a la cementación por un fluido que contiene minerales. En general, las rocas muestran un color gris oscuro con manchas de polvo rojo o apariencia erosionada en sus superficies. El polvo cubre los 5-7 cm inferiores de algunas rocas, por lo que es posible que alguna vez hayan estado enterradas, pero ahora han sido exhumadas. Tres protuberancias, un cráter grande y dos cráteres pequeños eran visibles en el horizonte. ^[27]

Los resultados del espectrómetro de rayos X de protones alfa de Mars Pathfinder indicaron que algunas rocas en el cuadrángulo de Oxia Palus son como las andesitas de la Tierra . El descubrimiento de andesitas muestra que algunas rocas marcianas han sido refundidas y reprocesadas. En la Tierra, la andesita se forma cuando el magma se asienta en bolsas de roca mientras que parte del hierro y el magnesio se depositan. En consecuencia, la roca final contiene menos hierro y magnesio y más sílice. Las rocas volcánicas generalmente se clasifican comparando la cantidad relativa de álcalis (Na ₂ O y K ₂ O) con la cantidad de sílice (SiO ₂ ). La andesita es diferente de las rocas que se encuentran en los meteoritos que provienen de Marte. ^{[27] [28] [29]}

Cuando los resultados finales de la misión fueron descritos en una serie de artículos en la revista Science (5 de diciembre de 1997), se creía que la roca Yogi contenía una capa de polvo, pero era similar a la roca Barnacle Bill. Los cálculos sugieren que las dos rocas contienen principalmente los minerales ortopiroxeno (silicato de magnesio y hierro), feldespatos (silicatos de aluminio de potasio, sodio y calcio), cuarzo (dióxido de silicio), con cantidades más pequeñas de magnetita , ilmenita , sulfuro de hierro y fosfato de calcio. ^{[27] [28] [29]}

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  Mapa de Oxia Palus etiquetado con las características principales
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  Vista desde la sonda Mars Pathfinder
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  El rover Sojourner está tomando medidas de Yogi Rock con el espectrómetro de rayos X de protones alfa ( NASA ). Nota: el rover Sojourner era el componente del explorador Mars Pathfinder. Se desprendió del módulo de aterrizaje. Esta fotografía fue tomada por el módulo de aterrizaje.

Al tomar múltiples imágenes del cielo a diferentes distancias del sol, los científicos pudieron determinar que el tamaño de las partículas en la neblina rosada era de aproximadamente 1 micrómetro de radio. El color de algunos suelos era similar al de una fase de oxihidróxido de hierro que soportaría un clima más cálido y húmedo en el pasado. ^[30] Pathfinder llevaba una serie de imanes para examinar el componente magnético del polvo. Finalmente, todos los imanes menos uno desarrollaron una capa de polvo. Dado que el imán más débil no atraía ningún tipo de suelo, se concluyó que el polvo en el aire no contenía magnetita pura ni un tipo de maghemita. El polvo probablemente era un agregado posiblemente cementado con óxido férrico (Fe ₂ O ₃ ). ^[31]

Los vientos eran generalmente inferiores a 10 m/s. Se detectaron remolinos de polvo a primera hora de la tarde. El cielo tenía un color rosa. Había indicios de nubes y tal vez niebla. ^[27]

En esta zona se encuentran muchos valles fluviales antiguos y de gran tamaño, junto con formaciones colapsadas, llamadas Caos. Las formaciones caóticas pueden haberse derrumbado cuando el agua salió a la superficie. Los ríos marcianos comienzan con una región Caótica. Una región caótica se puede reconocer por un nido de ratas de mesetas, cerros y colinas, atravesadas por valles que en algunos lugares parecen casi estampados. Algunas partes de esta área caótica no se han derrumbado por completo; todavía están formadas en grandes mesetas, por lo que aún pueden contener hielo de agua. ^[32] El terreno caótico se produce en numerosos lugares de Marte y siempre da la fuerte impresión de que algo perturbó abruptamente el suelo. Puede encontrar más información y más ejemplos de caos en Terreno caótico . Las regiones caóticas se formaron hace mucho tiempo. Al contar los cráteres (más cráteres en un área determinada significa una superficie más antigua) y al estudiar las relaciones de los valles con otras formaciones geológicas, los científicos han llegado a la conclusión de que los canales se formaron hace entre 2.000 y 3.800 millones de años. ^[33]

Una teoría generalmente aceptada sobre la formación de grandes canales de desagüe es que se formaron por inundaciones catastróficas de agua liberada desde gigantescos depósitos de agua subterránea. Quizás, el agua comenzó a salir del suelo debido a fallas o actividad volcánica. A veces, el magma caliente simplemente viaja bajo la superficie. Si ese es el caso, el suelo se calentará, pero es posible que no haya evidencia de lava en la superficie. Después de que el agua se escape, la superficie se derrumba. Al moverse por la superficie, el agua se habría congelado y evaporado simultáneamente. Los trozos de hielo que se habrían formado rápidamente pueden haber aumentado el poder erosivo de la inundación. Además, el agua puede haberse congelado en la superficie, pero seguir fluyendo por debajo, erosionando el suelo a su paso. Los ríos en climas fríos de la Tierra a menudo se cubren de hielo, pero siguen fluyendo.

En la Tierra se han producido inundaciones catastróficas de este tipo. Un ejemplo que se cita con frecuencia es el de la zona de los canales del estado de Washington , que se formó por la fuga de agua del lago Missoula del Pleistoceno . Esta región se parece a los canales de desagüe marcianos . ^[34]

Una investigación, publicada en enero de 2010, sugiere que Marte tenía lagos, cada uno de unos 20 km de ancho, a lo largo de partes del ecuador, en el cuadrángulo Oxia Palus. Aunque investigaciones anteriores mostraron que Marte tuvo una historia temprana cálida y húmeda que se secó hace mucho tiempo, estos lagos existieron en la Época Hespérica, que fue un período mucho más temprano. Utilizando imágenes detalladas del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA , los investigadores especulan que puede haber habido un aumento de la actividad volcánica, impactos de meteoritos o cambios en la órbita de Marte durante este período para calentar la atmósfera de Marte lo suficiente como para derretir el abundante hielo presente en el suelo. Los volcanes habrían liberado gases que espesaron la atmósfera durante un período temporal, atrapando más luz solar y calentándola lo suficiente para que existiera agua líquida. En este nuevo estudio, se descubrieron canales que conectaban cuencas lacustres cerca de Ares Vallis . Cuando un lago se llenaba, sus aguas desbordaban las orillas y excavaban los canales hasta una zona más baja donde se formaba otro lago. ^{[35] [36]} Estos lagos serían otro lugar para buscar evidencia de vida presente o pasada.

Aram Chaos es un antiguo cráter de impacto cerca del ecuador marciano, cerca de Ares Vallis . Aram, de unos 280 kilómetros (170 millas) de ancho, se encuentra en una región llamada Margaritifer Terra , donde muchos canales tallados por el agua muestran que las inundaciones se derramaron desde las tierras altas hacia las tierras bajas del norte hace siglos. El Sistema de Imágenes de Emisión Térmica (THEMIS) en el orbitador Mars Odyssey encontró hematita cristalina gris en el suelo de Aram. La hematita es un mineral de óxido de hierro que puede precipitar cuando el agua subterránea circula a través de rocas ricas en hierro, ya sea a temperaturas normales o en aguas termales. El suelo de Aram contiene enormes bloques de terreno colapsado o caótico que se formaron cuando el agua o el hielo se eliminaron catastróficamente. En otras partes de Marte, la liberación de agua subterránea produjo inundaciones masivas que erosionaron los grandes canales vistos en Ares Vallis y valles de salida similares. Sin embargo, en Aram Chaos, el agua liberada permaneció en su mayor parte dentro de las murallas del cráter, erosionando únicamente un pequeño canal de salida poco profundo en la pared oriental. Varios minerales, entre ellos hematita, minerales de sulfato y silicatos alterados por el agua en Aram, sugieren que probablemente alguna vez existió un lago dentro del cráter. Debido a que la formación de hematita requiere agua líquida, que no podría existir durante mucho tiempo sin una atmósfera espesa, Marte debe haber tenido una atmósfera mucho más espesa en algún momento del pasado, cuando se formó la hematita. ^[37]

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  La erosión en el Caos Aram , vista desde THEMIS
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  Bloques en Aram que muestran una posible fuente de agua, según lo visto por THEMIS

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  Valles colgantes en Aram Chaos , vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista panorámica de Aram Chaos, tal como la vio HiRISE con el programa HiWish. La franja negra es donde no se recopilaron datos.
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  Aram Chaos con un montículo de color claro, como se ve en HiRISE con el programa HiWish. El montículo probablemente contiene minerales que contienen agua.
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  Montículo de color claro visto por HiRISE en el programa HiWish. El montículo probablemente contiene minerales que contienen agua.

Oxia Palus es una zona interesante con muchos cráteres que muestran sedimentos estratificados. ^[38] Dichos sedimentos pueden haber sido depositados por el agua, el viento o los volcanes . El espesor de las capas es diferente en diferentes cráteres. En Becquerel, muchas capas tienen alrededor de 4 metros de espesor. En el cráter Crommelin, las capas tienen un espesor promedio de 20 metros. A veces, la capa superior puede ser resistente a la erosión y formará una característica llamada mensa , la palabra latina para mesa. ^[39]

El patrón de capas dentro de las 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 pueden agrupar en haces más grandes. Por lo tanto, cada patrón de 10 capas tardó un millón de años en formarse (100.000 años/capa × 10 capas). El patrón de diez capas se repite al menos diez veces, es decir, hay al menos diez haces, cada uno de ellos formado por diez capas. Se cree que las capas están relacionadas con el ciclo de cambio de inclinación de Marte.

La inclinación del eje de la Tierra cambia sólo un poco más de 2 grados. En contraste, la inclinación de Marte varía en decenas de grados. Hoy, la inclinación (u oblicuidad) de Marte es baja, por lo que los polos son los lugares más fríos del planeta, mientras que el ecuador es el más cálido. Esto hace que los gases de la atmósfera, como el agua y el dióxido de carbono , migren hacia los polos, donde se convierten en hielo. Cuando la oblicuidad es mayor, los polos reciben más luz solar y esos materiales migran hacia afuera. 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. Con más agua en la atmósfera, los granos de arena depositados en la superficie pueden pegarse y cementarse para formar capas. Este estudio 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 . ^[40]

Se puede encontrar una discusión detallada de la estratificación con muchos ejemplos marcianos en Sedimentary Geology of Mars . ^[41]

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  Buttes, como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish . Los buttes tienen rocas estratificadas con una roca resistente y dura en la parte superior que protege las rocas subyacentes de la erosión.
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  Capas de Becquerel , como las ve HiRISE . Haga clic en la imagen para ver la falla.
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  Los montículos en los cráteres que muestran capas se forman por la erosión de las capas que se depositaron después del impacto.
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  Cráter Punsk , visto por HiRISE. La barra de escala mide 500 metros de largo. Haga clic en la imagen para ver las posibles capas finas en el suelo. La imagen de la derecha es una ampliación de la pared sur (inferior) del cráter.
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  Hydraotes Chaos , visto desde HiRISE. Haz clic en la imagen para ver los canales y las capas. La barra de escala tiene una longitud de 1000 metros.
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  Cráter Grindavik , visto por HiRISE. La barra de escala mide 1000 metros de largo.
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  Capas en Monument Valley. Se acepta que se formaron, 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.
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  Mesas estratificadas, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish . Ubicación en Terra Meridiani .
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  Primer plano de una de las mesetas de la fotografía anterior, donde se muestran las capas. La meseta puede ser el resto de un lago en el que se depositaron sedimentos. Imagen obtenida con HiRISE, bajo el programa HiWish.
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  Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish

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  Vista amplia de funciones en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
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  Vista cercana de las características en capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish

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  Vista amplia de características en capas y crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas en un montículo, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Pequeños conjuntos de capas en Aram Chaos , como los ve HiRISE con el programa HiWish
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  Capas y yardangs, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan algunos yardangs.

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  Vista amplia de las capas, como las ve HiRISE. La franja negra en el medio se debe a un mal funcionamiento.
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  Capas, como las ve HiRISE. La franja negra en el medio se debe a un mal funcionamiento.
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  Capas, como las ve HiRISE. La franja negra en el medio se debe a un mal funcionamiento. La franja de color mide aproximadamente 1 km de ancho.
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  Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.

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  Vista amplia de las capas en una depresión cerca de Shalbatana Vallis , como se ve mediante HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de las capas en una depresión cerca de Shalbatana Vallis , como las vio HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas en una depresión cerca de Shalbatana Vallis , como las vio HiRISE bajo el programa HiWish

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  Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista detallada de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista detallada de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Se ve una falla.
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
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  Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista amplia de varias formas creadas por la erosión, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista en color de cerca de la meseta y el montículo estratificados, como los ve HiRISE
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  Vista cercana del borde de una meseta estratificada, como la ve HiRISE
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  Vista cercana de una meseta estratificada con formas piramidales, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
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  Vista amplia de las capas del cráter Danielson, tal como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista cercana de la parte superior de la imagen del cráter Danielson, vista por HiRISE (ESP_071634_1880)
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  Vista en primer plano de la parte superior de la imagen de Danielson. Las flechas indican las partes ampliadas.
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  Capas en el cráter Danielson con ampliaciones de algunos puntos (indicados con flechas)
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  Capas en el cráter Danielson con ampliaciones de algunos puntos (indicados con flechas)
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  Capas del cráter Danielson, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Capas del cráter Danielson, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish

En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de los cráteres. ^[42] Las crestas a menudo aparecen como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de manera reticular. 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, fracturas que luego actuaron como canales para fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador de arcilla que requiere agua para su formación. ^{[43] [44] [45]} El agua aquí podría haber sustentado la vida pasada en estos lugares. La arcilla también puede preservar fósiles u otros rastros de vida pasada.

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  Posibles diques y estructuras estratificadas, como las que se observan con HiRISE en el marco del programa HiWish. Estas pueden ser parte de redes de crestas lineales que se producen con cráteres de impacto.
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  Posible falla a lo largo de un cerro, como se observa en HiRISE en el programa HiWish. Estas pueden ser parte de redes de crestas lineales que se producen con cráteres de impacto.

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  Capas y redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Capas en redes de montículos y crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Redes de crestas de diversos tamaños, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Redes de crestas, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish

Muchas áreas de Marte presentan arrugas en la superficie, llamadas crestas arrugadas. Son alargadas y se encuentran a menudo en áreas lisas de Marte. Debido a que son elevaciones topográficas anchas y suaves, a veces son difíciles de ver. Aunque en un principio se pensó que eran causadas por flujos de lava , ahora se cree que es más probable que sean causadas por fuerzas tectónicas de compresión que causan plegamientos y fallas . Una cresta arrugada es visible en la imagen a la derecha de Ares Vallis. ^[46]

En la imagen de abajo a la derecha, tomada de las capas del cráter Becquerel, se ve una línea recta que representa una falla. ^[47] Las fallas son roturas en las rocas donde se ha producido un movimiento. El movimiento puede ser de tan solo unos centímetros o mucho más. Las fallas pueden ser muy importantes, ya que la rotura en la roca es un foco de erosión y, lo que es más importante, puede permitir que los fluidos que contienen minerales disueltos suban y luego se depositen. Algunos de los principales depósitos de minerales de la Tierra se forman mediante este proceso.

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  Fallas en el cráter Danielson, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Fallas y capas en el cráter Danielson, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Fallas en el cráter Crommelin, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Falla en el cráter Crommelin, vista por HiRISE en el marco del programa HiWish

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  Fallas en capas, como las ve HiRise con el programa HiWish Fallas en capas, como las ve HiRise con el programa HiWish La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
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  Fallas en capas, como las ve HiRise bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
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  Fallas en capas, como las ve HiRise bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
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  Fallas en capas, como las ve HiRise bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
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  Fallas en capas, como las ve HiRise bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.

Un estudio de imágenes tomadas con el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución ( HiRISE ) en el Mars Reconnaissance Orbiter sugiere firmemente que alguna vez existieron fuentes termales en el Cráter Vernal , en el cuadrángulo Oxia Palus. Estos manantiales pueden haber proporcionado un lugar de larga data para la vida. Además, los depósitos minerales asociados con estos manantiales pueden haber preservado rastros de vida marciana. En el Cráter Vernal, en una parte oscura del suelo, dos estructuras elípticas de tonos claros se parecen mucho a las fuentes termales de la Tierra. Tienen halos internos y externos, con depresiones aproximadamente circulares. Una gran cantidad de colinas se alinean cerca de las fuentes termales. Se cree que se formaron por el movimiento de fluidos a lo largo de los límites de los lechos de inmersión. Una imagen a continuación muestra estos manantiales. Una de las depresiones es visible. El descubrimiento de sílice opalina por parte de los Mars Rovers , en la superficie también sugiere la presencia de fuentes termales. La sílice opalina a menudo se deposita en fuentes termales. ^[48] ​​Los científicos propusieron que esta zona debería ser visitada por el Laboratorio Científico de Marte . ^[49]

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  Cráter Vernal, visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter )
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  Manantiales en el cráter Vernal , vistos por HIRISE

El cráter Mojave , en la región Xanthe Terra , tiene abanicos aluviales que se parecen notablemente a las formas del relieve del desierto de Mojave en el suroeste de Estados Unidos. Al igual que en la Tierra, las rocas más grandes están cerca de las bocas de los abanicos. Debido a que los canales comienzan en las cimas de las crestas, se cree que se formaron por fuertes lluvias. Los investigadores han sugerido que la lluvia puede haber sido iniciada por impactos. ^[50]

El Mojave tiene una profundidad aproximada de 2.604 metros (1.618 millas). Su profundidad en relación con su diámetro y su sistema de rayos son indicios de que es muy joven. Los recuentos de cráteres de su manto de material eyectado dan una edad de unos 3 millones de años. Se considera el cráter más reciente de su tamaño en Marte y se ha identificado como la fuente probable de los meteoritos de shergottita recogidos en la Tierra. ^[51]

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  Abanicos aluviales en Mojave, vistos por HiRISE. El borde del cráter está a la derecha. Una red ramificada de canales desciende hacia la izquierda.
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  Otra vista de Mojave desde HiRISE (el norte está en la parte inferior)

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  Mapa MOLA que muestra el cráter Firsoff y otros cráteres cercanos. Los colores indican las elevaciones.
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  Capas del cráter Firsoff vistas por HiRISE
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  Primer plano de las capas del cráter Firsoff, vistas por HiRISE Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Firsoff.
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  Parte superior de las imágenes anteriores, tal como las vio HiRISE. Nota: las partes oscuras son arena basáltica.
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  Falla a través de capas en una mesa en el cráter Firsoff, como se ve mediante HiRISE en el programa HiWish
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  Primer plano de las capas del cráter Firsoff, tal como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Vista amplia de la superficie estratificada del cráter Firsoff, como la vio HiRISE en el marco del programa HiWish
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  Capas en el cráter Firsoff con un recuadro que muestra el tamaño de un campo de fútbol. Fotografía tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Capas y fallas del cráter Firsoff, tal como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las flechas indican una falla grande, pero hay otras más pequeñas en la imagen.
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  Montículo estratificado, como se ve en HiRISE con el programa HiWish. El cuadro blanco representa el tamaño de un campo de fútbol para la escala.

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  Mesas estratificadas, como las ve HiRISE
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  Mesa estratificada, vista desde HiRISE
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  Mesa estratificada, como la ve HiRISE. La caja tiene el tamaño de un campo de fútbol.
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  Montículos estratificados
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  Capas erosionadas, como las ve HiRISE. La imagen tiene un ancho de aproximadamente 1 km.
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  Crommelin (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (en MRO )
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  El cráter Crommelin muestra las capas y las huellas de los remolinos de polvo , tal como se ven con la cámara CTX. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Crommelin.
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  El cráter Crommelin muestra capas dispuestas en forma de óvalos, como se ve con la cámara CTX. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Crommelin.
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  El cráter Crommelin muestra capas en los cerros y dentro de un pequeño cráter, como se ve con la cámara CTX. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Crommelin.
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  Cráter Crommelin, que muestra las capas, tal como las ve HiRISE
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  Butte en Crommelin (cráter marciano) , visto por HiRISE
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  Capas del cráter Crommelin, vistas por HiRISE
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  Capas del cráter Crommelin, vistas por HiRISE. La flecha indica la falla.
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  Depósito estratificado del cráter Crommelin , visto por HiRISE. El color azul en la foto es un color falso.

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  Vista amplia de las capas del cráter Crommelin, tal como las vio HiRISE. Partes de esta fotografía se amplían en las siguientes imágenes.
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  Vista cercana del montículo estratificado en el cráter Crommelin, como lo vio HiRISE. El recuadro indica el tamaño de un campo de fútbol para la escala.
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  Vista cercana de las capas del cráter Crommelin, como las vio HiRISE
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  Vista cercana de las capas del cráter Crommelin, como las vio HiRISE
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  Vista de cerca de las capas del cráter Crommelin, tal como las vio HiRISE. La flecha señala una falla.
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  Vista cercana de las capas del cráter Crommelin, como las vio HiRISE
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  Vista de cerca de las capas del cráter Crommelin, tal como las vio HiRISE. La flecha señala una falla.

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  Lado oeste del cráter Danielson , visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter ). Danielson tiene una gran cantidad de capas regulares.
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  En esta imagen CTX se ven algunas de las capas del cráter Danielson. También se ven las dunas.
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  Many layers are visible in this HiRISE image of Danielson Crater. Dark dust serves to highlight some of the layers.
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  Wide-view of layers in Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Box shows location of next image. Dark parts of image are dark, basalt sand sitting on level places.
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  Enlargement of previous image of Danielson Crater showing a fault and layers. Image taken with HiRISE, under HiWish program.
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  Wide view of part of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Enlargement of previous image of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. The box represents the size of a football field.
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  Close up of layers in Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program—boulders are visible, as well as dark sand
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  Layers in Danielson Crater with dust devil tracks at the top of the picture, as seen by HiRISE under HiWish program

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  Wide view of layers in Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Wide view of layers in Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Center color band of the HiRISE image is visible.
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  Layers in Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Scale is shown.
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  Layers and dark dust in Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Layers and dark dust in Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Layers, crater, and mounds on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of crater on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Layered mound on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close, color view of layers and dark dust on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close, color view of layers and dark dust on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Boulders are visible in the image.
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  Close, color view of layers and dark dust on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Faults are indicated with arrows.
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  Close view of layers on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Some faults are visible in image.
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  Close, color view of layers and dark dust on floor of Danielson Crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Some small faults are visible in image.

A pedestal crater is a crater with its ejecta sitting above the surrounding terrain and thereby forming a raised platform (like a pedestal). They form when an impact crater ejects material which forms an erosion-resistant layer, thus causing the immediate area to erode more slowly than the rest of the region. Some pedestals have been accurately measured to be hundreds of meters above the surrounding area. This means that hundreds of meters of material were eroded away. The result is that both the crater and its ejecta blanket stand above the surroundings. Pedestal craters were first observed during the Mariner missions.^{[52][53][54][55]}

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  Pedestal Crater and ridge in Oxia Palus quadrangle, as seen by HiRISE. Click on image to see detail of the edge of the pedestal crater. The flat-topped ridge near the top of the image was once a river that became inverted. The pedestal crater superposes the ridge, so it is younger.
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  Pedestal craters form when the ejecta from impacts protect the underlying material from erosion. As a result of this process, craters appear perched above their surroundings.
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  Drawing shows a later idea of how some pedestal craters form. In this way of thinking, an impacting projectile goes into an ice-rich layer—but no further. Heat and wind from the impact hardens the surface against erosion. This hardening can be accomplished by the melting of ice which produces a salt/mineral solution thereby cementing the surface.

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  Wide CTX image of layers under the ejecta surface of a pedestal crater
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  Layers under top layer of pedestal crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of layers under ejecta surface of pedestal crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of layers under ejecta surface of pedestal crater, as seen by HiRISE under HiWish program

Impact craters generally have rims with ejecta around them; in contrast volcanic craters usually do not have a rim or ejecta deposits. As craters get larger (greater than 10 km in diameter) they usually have a central peak.^[56] The peak is caused by a rebound of the crater floor following the impact.^[46] Sometimes craters display layers. Since the collision that produces a crater is like a powerful explosion, rocks from deep underground are tossed onto the surface. Hence, craters can show what lies deep under the surface.

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  Trouvelot Crater floor, as seen by HiRISE
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  Central peak of Radau Crater, as seen by HiRISE
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  Kipini Crater south rim, as seen by HiRISE. Scale bar is 500 meters long.
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  Sagan Crater Central Peak Ring, as seen by HiRISE. Scale bar is 500 meters long.
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  Curie Crater, as seen by HiRISE
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  Close-up of layers in central mound of Curie Crater, as seen by HiRISE. Layers may have formed in a lake.
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  Tayray Crater, as seen by HiRISE
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  Light toned rocks surrounded by dark material along wall of a crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Click on image for a better view.
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  Western side of Rutherford Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Light-toned deposits are visible.
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  Dunes on floor of Rutherford Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image.
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  Da Vinci (Martian crater), as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter)
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  Masursky Crater Floor, as seen by HiRISE
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  Marth Crater, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter).
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  Marth Crater showing dunes, as seen by CTX camera (on Mars Reconnaissance Orbiter). Note: this is an enlargement of the previous image of Marth Crater.
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  Ejecta margin of unnamed crater, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Eroded craters, as seen by HiRISE. One crater is half eroded away. Another crater has eroded to form a tall, thin rim, and its ejecta has been eroded away. This image is part of an image that was named HiRISE picture of the day.
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  One crater here has a depression on its floor. This may be due to the impacting body going down to a softer material.

Vallis (plural valles) is the Latin word for valley. It is used in planetary geology for the naming of landform features on other planets.

Vallis was used for old river valleys that were discovered on Mars, when probes were first sent to Mars. The Viking Orbiters caused a revolution in our^[who?] ideas about water on Mars; huge river valleys were found in many areas. Spacecraft cameras showed that floods of water broke through dams, carved deep valleys, eroded grooves into bedrock, and traveled thousands of kilometers.^[46][57][58]

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  Shalbatana Vallis, as seen by HiRISE. The scale bar is 500 meters long.
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  Shalbatana Vallis Floor, as seen by HiRISE. Scale bar is 1000 meters long.
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  Close-up of Simud Valles, as seen by HiRISE
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  Ares Vallis, as seen by Viking. The channel is 25 km wide and about 1 km deep.
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  Channels in Ares Vallis Region, as seen by HiRISE
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  Ares Valles, as seen by HiRISE
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  Tiu Valles Ridges, as seen by HiRISE. Ridges were probably formed by running water. Scale bar is 1 km long.
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  Teardrop-shaped islands caused by flood waters from Maja Valles, as seen by Viking Orbiter. Image is located in Oxia Palus quadrangle. The islands are formed in the ejecta of Lod Crater, Bok Crater, and Gold Crater.
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  Valley, as seen by HiRISE under HiWish program

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  Hanging valleys in Aram Chaos, as seen by HiRISE under HiWish program

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  Erosion has created huge pits with steep walls. Picture from Mars Odyssey THEMIS.
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  Eos Chasma with a Mensa, a flat topped prominence with cliff-like edges, as seen by THEMIS. In many places rock layers are visible.
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  Hydaspis Chaos, as seen by HiRISE
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  Chaos along Shalbatana Vallis as seen by HiRISE under HiWish program
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  Cyclic Bedding in Arabia Terra, as seen by HiRISE
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  Cliffs and canyons in Arabia, as seen by HiRISE
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  Cap rock breaking up into large blocks, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Rock breaking up into large blocks, as seen by HiRISE under HiWish program
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  FPyramid shapes in Oxia Palus quadrangle

A large part of the popular movie The Martian takes place in the Oxia Palus quadrangle.

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  Much of the astronaut's journey takes place in Oxia Palus quadrangle.

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