Cuadrángulo de Casius
Map of Mars
Casiocuadrilátero
Mapa del cuadrángulo Casius a partir de los datos del altímetro láser Mars Orbiter (MOLA). Las elevaciones más altas están en rojo y las más bajas en azul.
Coordenadas47°30′N 270°00′O / 47.5, -270
Cuadrángulo Casius (MC-6). El suroeste contiene Nilosyrtis Mensae (fallas, mesetas y cerros). El resto está formado principalmente por llanuras suaves.

El cuadrángulo Casius 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 cuadrángulo está ubicado en la porción norte-central del hemisferio oriental de Marte y cubre de 60° a 120° de longitud este (240° a 300° de longitud oeste) y de 30° a 65° de latitud norte. El cuadrángulo utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrángulo Casius también se conoce como MC-6 (Mars Chart-6). [1] El cuadrángulo Casius contiene parte de Utopia Planitia y una pequeña parte de Terra Sabaea . Los límites sur y norte del cuadrángulo Casius tienen aproximadamente 3.065 km y 1.500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (un poco menos que la longitud de Groenlandia). [2] El cuadrángulo cubre un área aproximada de 4,9 millones de kilómetros cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte. [3]

Origen del nombre

Casius es el nombre de una formación de albedo telescópica situada a 40° N y 100° E en Marte. La formación recibió el nombre de Schiaparelli en 1888 en honor al monte Casius en Egipto, famoso en la antigüedad por las marismas costeras cercanas en las que se decía que se habían ahogado ejércitos enteros. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (UAI) en 1958. [4]

Fisiografía y geología

El cuadrángulo Casius de alta latitud presenta varias características que se cree que indican la presencia de hielo en el suelo. El suelo con patrones es una de esas características. Por lo general, se encuentran formas poligonales hacia los polos de 55 grados de latitud. [5] Otras características asociadas con el hielo en el suelo son la topografía festoneada , [6] los cráteres con moldes anulares y el relleno de cráteres concéntricos .

  • Mapa del cuadrángulo de Casius con las características principales etiquetadas
    Mapa del cuadrángulo de Casius con las características principales etiquetadas
  • El suelo con dibujos en forma de características poligonales está asociado con el hielo. Es raro encontrarlo tan al sur (45 grados de latitud norte). Fotografía tomada por Mars Global Surveyor.
    El suelo con dibujos en forma de características poligonales está asociado con el hielo. Es raro encontrarlo tan al sur (45 grados de latitud norte). Fotografía tomada por Mars Global Surveyor .
  • Campo de polígonos bajos en el centro cerca del cráter, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Estas características son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela.
    Campo de polígonos bajos en el centro cerca del cráter, como se ve con HiRISE en el programa HiWish . Estas características son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela.
  • Formas periglaciares en Utopia, vistas por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver el suelo con patrones y la topografía festoneada.
    Formas periglaciares en Utopia, vistas por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver el suelo con patrones y la topografía festoneada .

Fondo con patrón poligonal

El suelo poligonal con dibujos es bastante común en algunas regiones de Marte, especialmente en la topografía festoneada . [7] [8] Se cree comúnmente que es causado por la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo del hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que le sucede al hielo seco en la Tierra. Los lugares en Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar hielo de agua. El suelo con dibujos se forma en una capa del manto que cayó del cielo cuando el clima era diferente. [9] El suelo poligonal generalmente se divide en dos tipos: centro alto y centro bajo. El centro de un polígono de centro alto tiene 10 metros de ancho y sus valles tienen entre 2 y 3 metros de ancho. Los polígonos de centro bajo tienen entre 5 y 10 metros de ancho y las crestas limítrofes tienen entre 3 y 4 metros de ancho. Los polígonos de centro bajo se han propuesto como un marcador para el hielo del suelo. [10]

  • Polígonos centrales bajos, mostrados con flechas, como se ven en HiRISE con el programa HiWish. La imagen se amplió con HiView.
    Polígonos centrales bajos, mostrados con flechas, como se ven en HiRISE con el programa HiWish. La imagen se amplió con HiView.
  • Polígonos centrales altos, mostrados con flechas, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Imagen ampliada con HiView.
    Polígonos centrales altos, mostrados con flechas, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Imagen ampliada con HiView.
  • Terreno ondulado etiquetado con polígonos de centro bajo y polígonos de centro alto, como se ve en HiRISE con el programa HiWish. Imagen ampliada con HiView.
    Terreno ondulado etiquetado con polígonos de centro bajo y polígonos de centro alto, como se ve en HiRISE con el programa HiWish. Imagen ampliada con HiView.
  • Polígonos centrales altos y bajos, como se ven con HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Casius. Imagen ampliada con HiView.
    Polígonos centrales altos y bajos, como se ven con HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Casius. Imagen ampliada con HiView.
  • Polígonos altos y bajos centrados en una región de terreno festoneado, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Polígonos altos y bajos centrados en una región de terreno festoneado, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Polígonos de bajo centro en una región de terreno festoneado, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Polígonos de bajo centro en una región de terreno festoneado, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Fondo del cráter con polígonos centrales bajos, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish
    Fondo del cráter con polígonos centrales bajos, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish
  • Vista en color de un terreno poligonal, como lo ve HiRISE con el programa HiWish
    Vista en color de un terreno poligonal, como lo ve HiRISE con el programa HiWish
  • Vista cercana y en color del fondo estampado, como lo ve HiRISE con el programa HiWish
    Vista cercana y en color del fondo estampado, como lo ve HiRISE con el programa HiWish
  • Vista cercana y en color del terreno poligonal, como lo ve HiRISE con el programa HiWish
    Vista cercana y en color del terreno poligonal, como lo ve HiRISE con el programa HiWish
  • Terreno poligonal grande y pequeño, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. El área con polígonos pequeños y de centro bajo está etiquetada.
    Terreno poligonal grande y pequeño, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. El área con polígonos pequeños y de centro bajo está etiquetada.

Cráteres de moldes anulares

Los cráteres en forma de molde anular se parecen a los moldes anulares que se utilizan para hornear. Se cree que son causados ​​por un impacto en el hielo. El hielo está cubierto por una capa de escombros. Se encuentran en partes de Marte que tienen hielo enterrado. Los experimentos de laboratorio confirman que los impactos en el hielo dan como resultado una "forma de molde anular". [11] [12] [13] Pueden ser una forma fácil para que los futuros colonos de Marte encuentren hielo de agua.

  • Imagen de contexto CTX para la siguiente imagen tomada con HiRISE. El recuadro indica la huella de la siguiente imagen.
    Imagen de contexto CTX para la siguiente imagen tomada con HiRISE. El recuadro indica la huella de la siguiente imagen.
  • Posible cráter en forma de anillo, como se vio con HiRISE en el programa HiWish. La forma del cráter se debe al impacto contra el hielo.
    Posible cráter en forma de anillo, como se vio con HiRISE en el programa HiWish. La forma del cráter se debe al impacto contra el hielo.
  • Los cráteres anulares se forman cuando un impacto atraviesa una capa de hielo. El rebote forma la forma anular y luego el polvo y los escombros se depositan en la parte superior para aislar el hielo.
    Los cráteres anulares se forman cuando un impacto atraviesa una capa de hielo. El rebote forma la forma anular y luego el polvo y los escombros se depositan en la parte superior para aislar el hielo.

Relleno de cráter concéntrico

El relleno de cráter concéntrico es cuando el suelo de un cráter está cubierto en su mayor parte por una gran cantidad de crestas paralelas. [14] Se cree que son el resultado de un tipo de movimiento glacial. [15] [16] A veces se encuentran rocas en el relleno de cráter concéntrico; se cree que se cayeron de la pared del cráter y luego fueron transportadas lejos de la pared con el movimiento del glaciar. [17] [18] Los erráticos en la Tierra fueron transportados por medios similares. Con base en mediciones topográficas precisas de la altura en diferentes puntos de estos cráteres y cálculos de qué tan profundos deberían ser los cráteres en función de sus diámetros, se cree que los cráteres están llenos en un 80% principalmente de hielo. Es decir, contienen cientos de metros de material que probablemente consiste en hielo con algunas decenas de metros de escombros superficiales. [19] El hielo acumulado en el cráter a partir de nevadas en climas anteriores. [20]

Las imágenes de alta resolución tomadas con HiRISE revelan que algunas de las superficies de relleno de cráteres concéntricos están cubiertas de patrones extraños llamados terreno cerebral de celdas cerradas y de celdas abiertas. El terreno se asemeja a un cerebro humano. Se cree que esto se debe a grietas en la superficie que acumulan polvo y otros desechos, junto con hielo sublimado de algunas de las superficies. [21]

  • Vista panorámica del relleno del cráter concéntrico, tal como lo vio HiRISE
    Vista panorámica del relleno del cráter concéntrico, tal como lo vio HiRISE
  • Relleno de cráter concéntrico Primer plano de la parte superior de la imagen anterior, tal como lo vio HiRISE. Los restos de la superficie cubren el hielo de agua.
    Relleno de cráter concéntrico Primer plano de la parte superior de la imagen anterior, tal como lo vio HiRISE. Los restos de la superficie cubren el hielo de agua.
  • Cráter con relleno concéntrico, visto desde el CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). La ubicación es el cuadrángulo Casius.
    Cráter con relleno concéntrico, visto desde el CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). La ubicación es el cuadrángulo Casius.
  • Huecos bien desarrollados, como los que se ven con HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Casius. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior que fue tomada con CTX.
    Huecos bien desarrollados, como los que se ven con HiRISE en el programa HiWish . La ubicación es el cuadrángulo de Casius. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior que fue tomada con CTX.
  • Primer plano que muestra grietas que contienen hoyos en el suelo de un cráter que contiene relleno de cráter concéntrico, como se ve mediante HiRISE en el programa HiWish
    Primer plano que muestra grietas que contienen hoyos en el suelo de un cráter que contiene relleno de cráter concéntrico, como se ve mediante HiRISE en el programa HiWish
  • Primer plano que muestra grietas que contienen hoyos en el fondo de un cráter, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish. Las grietas pueden comenzar como una línea de hoyos que se agrandan y luego se unen.
    Primer plano que muestra grietas que contienen hoyos en el fondo de un cráter, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish. Las grietas pueden comenzar como una línea de hoyos que se agrandan y luego se unen.
  • El fondo del cráter muestra un relleno concéntrico, como se ve con HiRISE en el programa HiWish
    El fondo del cráter muestra un relleno concéntrico, como se ve con HiRISE en el programa HiWish

Glaciares

En muchos lugares de Marte se encuentran glaciares antiguos, algunos de ellos asociados a barrancos.

  • Glaciar en el fondo de un cráter, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las grietas del glaciar pueden ser hendiduras. También hay un sistema de cárcavas en la pared del cráter.
    Glaciar en el fondo de un cráter, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las grietas del glaciar pueden ser hendiduras. También hay un sistema de cárcavas en la pared del cráter.
  • Valle que muestra un relleno lineal, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. El flujo lineal del valle es causado por los movimientos del hielo.
    Valle que muestra un relleno lineal , como se ve con HiRISE en el programa HiWish. El flujo lineal del valle es causado por los movimientos del hielo.
  • Flujo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Flujo, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

Nilosyrtis

Nilosyrtis se extiende desde aproximadamente 280 a 304 grados de longitud oeste, por lo que, al igual que muchas otras formaciones, se encuentra en más de un cuadrángulo. Parte de Nilosyrtis se encuentra en el cuadrángulo de Ismenius Lacus ; el resto se encuentra en el cuadrángulo de Casius.

  • Canal en Nilosyrtis que se formó cuando se drenó un lago en un cráter de 45 millas de ancho, como lo vio THEMIS.
    Canal en Nilosyrtis que se formó cuando se drenó un lago en un cráter de 45 millas de ancho, como lo vio THEMIS .
  • Lugar de aterrizaje en Nilosyrtis, visto por THEMIS. El lugar es plano y contiene minerales arcillosos alterados por el agua.
    Lugar de aterrizaje en Nilosyrtis , visto por THEMIS. El lugar es plano y contiene minerales arcillosos alterados por el agua.
  • Nilosyrtis, vista por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver las capas.
    Nilosyrtis , vista por HiRISE . Haga clic en la imagen para ver las capas.

El cambio climático provocó características ricas en hielo

Se cree que muchas de las formaciones de Marte, incluidas muchas del cuadrángulo de Casius, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático, provocado por grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. En ocasiones, la inclinación ha sido incluso superior a los 80 grados [22] [23]. Los grandes cambios en la inclinación explican muchas de las formaciones ricas en hielo de Marte.

Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus 25 grados actuales, el hielo ya no es estable en los polos. [24] Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Esta mayor presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad en la atmósfera caerá como nieve o como hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias. [25] [26] Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran características ricas en hielo. [27] Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja atrás un rezago de polvo. [28] [29] El depósito de rezago cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo. [30] Nótese que la capa del manto de superficie lisa probablemente represente solo material relativamente reciente.

Laboratorio de Ciencias de Marte

Nilosyrtis es uno de los sitios propuestos como lugar de aterrizaje para el Laboratorio Científico de Marte . Sin embargo, no llegó a la final. Estaba entre los 7 primeros, pero no entre los 4 primeros. El objetivo del Laboratorio Científico de Marte es buscar señales de vida antigua. Se espera que una misión posterior pueda traer muestras de sitios identificados como probablemente conteniendo restos de vida. Para hacer descender la nave de forma segura, se necesita un círculo liso y plano de 12 millas de ancho. Los geólogos esperan examinar lugares donde alguna vez hubo agua estancada. [31] Les gustaría examinar capas de sedimentos.

Capas

En muchos lugares de Marte se observan rocas dispuestas en capas. En Sedimentary Geology of Mars se puede encontrar un análisis detallado de la estratificación con muchos ejemplos marcianos. [32] Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [33] Las capas pueden formarse cuando el agua subterránea asciende y deposita minerales y sedimentos. En consecuencia, las capas endurecidas están más protegidas de la erosión. Este proceso puede ocurrir en lugar de que se formen capas bajo lagos.

  • Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • 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.
    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.
  • Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
    Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
  • Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
    Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
  • Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.
    Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.
  • Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.
    Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.
  • Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.
    Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.
  • Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Parte de la imagen está en color. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.
    Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Parte de la imagen está en color. Una cresta atraviesa las capas en un ángulo recto.

Barrancos

Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos asociados en laderas , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes de Mars Global Surveyor , se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba dendrítica en su cabeza, un delantal en forma de abanico en su base y un solo hilo de canal inciso que une los dos, lo que le da a todo el barranco una forma de reloj de arena. [34] Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. También se encuentra una subclase de barrancos cortados en las caras de las dunas de arena que se consideran bastante jóvenes. Sobre la base de su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre y aparente interacción con características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creyeron que los procesos que tallan los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, esto sigue siendo un tema de investigación activa. Tan pronto como se descubrieron los barrancos, [34] los investigadores comenzaron a fotografiarlos una y otra vez, buscando posibles cambios. Para 2006, se encontraron algunos cambios. [35] Más tarde, con un análisis más profundo, se determinó que los cambios podrían haber ocurrido por flujos granulares secos en lugar de ser impulsados ​​por agua corriente. [36] [37] [38] Con observaciones continuas, se encontraron muchos más cambios en el cráter Gasa y otros. [39] Con observaciones más repetidas, se han encontrado cada vez más cambios; dado que los cambios ocurren en invierno y primavera, los expertos tienden a creer que los barrancos se formaron a partir de hielo seco. Las imágenes de antes y después demostraron que el momento de esta actividad coincidió con la helada estacional de dióxido de carbono y temperaturas que no habrían permitido el agua líquida. Cuando la escarcha de hielo seco se convierte en gas, puede lubricar el material seco para que fluya, especialmente en pendientes pronunciadas. [40] [41] [42] En algunos años, la escarcha, tal vez tan gruesa como 1 metro.

  • Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
    Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista cercana del barranco en el cráter, como lo vio HiRISE
    Vista cercana del barranco en el cráter, como lo vio HiRISE

Cráteres de pedestal

Un cráter de pedestal es un cráter con su material eyectado sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada (como un pedestal ). Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, lo que hace que el área inmediata se erosione más lentamente que el resto de la región. [43] [44] Se ha medido con precisión que algunos pedestales están a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. El resultado es que tanto el cráter como su manto de material eyectado se encuentran por encima de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [45] [46] [47] [48]

  • Cráter con pedestal visto por la sonda HiRISE. La capa de material eyectado (asimétrica porque el asteroide llegó en un ángulo bajo desde el noreste) protegió el material subyacente de la erosión, por lo que el cráter parece elevado.
    Cráter de pedestal visto por HiRISE . La capa de material eyectado (asimétrica porque el asteroide llegó en un ángulo bajo desde el noreste) protegió el material subyacente de la erosión, por lo que el cráter parece elevado.
  • En un primer plano del lado este (derecha) de la imagen anterior, se cree que los polígonos en un lóbulo en el margen del cráter indican que hay hielo debajo de la parte superior protectora.
    En un primer plano del lado este (derecha) de la imagen anterior, se cree que los polígonos en un lóbulo en el margen del cráter indican que hay hielo debajo de la parte superior protectora.
  • Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las líneas oscuras son huellas de remolinos de polvo.
    Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las líneas oscuras son huellas de remolinos de polvo .
  • Cráter del pedestal, visto por HiRISE en el programa HiWish. Se están formando vieiras en el borde inferior del pedestal.
    Cráter del pedestal, visto por HiRISE en el programa HiWish. Se están formando vieiras en el borde inferior del pedestal.
  • Cráter con forma de pedestal y cantos rodados a lo largo del borde. Estos cráteres se denominan "cráteres de halo".[49] Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
    Cráter con forma de pedestal y cantos rodados a lo largo del borde. Estos cráteres se denominan "cráteres de halo". [49] Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
  • Vista cercana de las rocas en la parte inferior izquierda del borde del cráter. La caja tiene el tamaño de un campo de fútbol, ​​por lo que las rocas son aproximadamente del tamaño de automóviles o casas pequeñas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
    Vista cercana de las rocas en la parte inferior izquierda del borde del cráter. La caja tiene el tamaño de un campo de fútbol, ​​por lo que las rocas son aproximadamente del tamaño de automóviles o casas pequeñas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
  • Vista cercana de las rocas a lo largo del borde del cráter. Las rocas son aproximadamente del tamaño de automóviles o casas pequeñas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
    Vista cercana de las rocas a lo largo del borde del cráter. Las rocas son aproximadamente del tamaño de automóviles o casas pequeñas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
  • Cráteres de pedestal y rastros de remolinos de polvo, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
    Cráteres de pedestal y rastros de remolinos de polvo , vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista cercana del cráter del pedestal y las huellas de los remolinos de polvo, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista cercana del cráter del pedestal y las huellas de los remolinos de polvo, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
    Cráter de pedestal, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Los cráteres de pedestal se forman cuando los materiales expulsados ​​de los impactos protegen el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen en lo alto de su entorno.
    Los cráteres de pedestal se forman cuando los materiales expulsados ​​de los impactos protegen el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen en lo alto de su entorno.

Conos

En algunos lugares de Marte se observan una gran cantidad de conos. Muchos tienen hoyos en la parte superior. Se han propuesto varias ideas sobre su origen. Algunos se encuentran en el cuadrángulo de Casius, como los que se muestran a continuación.

  • Conos junto a una banda de material de origen desconocido. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
    Conos junto a una banda de material de origen desconocido. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
  • Conos junto a una banda de material de origen desconocido. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas señalan el borde de las bandas.
    Conos junto a una banda de material de origen desconocido. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas señalan el borde de las bandas.

Redes de crestas lineales

En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de cráteres. [50] 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. [51] 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. [52] [53] [54]

  • Red de crestas, como la observa HiRISE en el marco del programa HiWish. Las crestas pueden formarse de diversas maneras.
    Red de crestas, como la observa HiRISE en el marco del programa HiWish. Las crestas pueden formarse de diversas maneras.
  • Color, primer plano de las crestas vistas en la imagen anterior, tal como las ve HiRISE con el programa HiWish
    Color, primer plano de las crestas vistas en la imagen anterior, tal como las ve HiRISE con el programa HiWish
  • Más crestas del mismo lugar que las dos imágenes anteriores, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
    Más crestas del mismo lugar que las dos imágenes anteriores, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
  • Primer plano de la red de crestas, tal como la ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Primer plano de la red de crestas, tal como la ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Red de crestas lineales, como la observa HiRISE en el marco del programa HiWish
    Red de crestas lineales, como la observa HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Imagen en primer plano y en color de una imagen anterior de una red de crestas lineales, tal como la vio HiRISe con el programa HiWish
    Imagen en primer plano y en color de una imagen anterior de una red de crestas lineales, tal como la vio HiRISe con el programa HiWish
  • Primer plano de las crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Primer plano de las crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Primer plano de las crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Primer plano de las crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Redes de crestas más lineales, como las observadas por HiRISE en el marco del programa HiWish
    Redes de crestas más lineales, como las observadas por HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Estas crestas pueden ser diques o diaclasas formadas como consecuencia del impacto de un cráter, como se ha visto en HiRISE en el marco del programa HiWish.
    Estas crestas pueden ser diques o diaclasas formadas como consecuencia del impacto de un cráter, como se ha visto en HiRISE en el marco del programa HiWish.
  • Crestas, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Crestas, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista amplia de la red de dorsales, tal como la ve HiRISE con el programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en las siguientes imágenes.
    Vista amplia de la red de dorsales, tal como la ve HiRISE con el programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en las siguientes imágenes.
  • Vista de cerca de la red de dorsales, tal como la ve HiRISE con el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
    Vista de cerca de la red de dorsales, tal como la ve HiRISE con el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
  • Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE con el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
    Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE con el programa HiWish Esta es una ampliación de una imagen anterior. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
  • Vista de cerca de la red de dorsales, tal como la ve HiRISE con el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
    Vista de cerca de la red de dorsales, tal como la ve HiRISE con el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
  • Vista de cerca de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior. Una pequeña meseta en la imagen muestra las capas.
    Vista de cerca de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior. Una pequeña meseta en la imagen muestra las capas.
  • Vista cercana y en color de la red de crestas. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
    Vista cercana y en color de la red de crestas. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
  • Vista amplia de la red de crestas. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
    Vista amplia de la red de crestas. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
  • Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
    Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
  • Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
    Vista cercana de la red de crestas, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
  • Vista cercana de la red de crestas. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
    Vista cercana de la red de crestas. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
  • Vista amplia de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista amplia de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Se ven muchas rocas.
    Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Se ven muchas rocas.
  • Vista cercana de las redes de dorsales, como las ve HiRISE con el programa HiWish. En esta imagen se ven dorsales de distintos tamaños.
    Vista cercana de las redes de dorsales, como las ve HiRISE con el programa HiWish. En esta imagen se ven dorsales de distintos tamaños.
  • Vista amplia de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. También se ve un segmento de canal en la imagen.
    Vista amplia de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. También se ve un segmento de canal en la imagen.
  • Vista cercana y en color de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
    Vista cercana y en color de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish

Terreno festoneado

Se cree que las depresiones festoneadas se forman a partir de la eliminación de material del subsuelo, posiblemente hielo intersticial, por sublimación (transición directa de un material de la fase sólida a la fase gaseosa sin una etapa líquida intermedia). Este proceso puede estar ocurriendo todavía en la actualidad. [55] Esta topografía puede ser de gran importancia para la futura colonización de Marte porque puede indicar depósitos de hielo puro. [56]

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en la región Utopia Planitia de Marte. [57] Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua del Lago Superior . [58] [59] El volumen de hielo de agua en la región se basó en mediciones del instrumento de radar de penetración terrestre en Mars Reconnaissance Orbiter , llamado SHARAD . A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la " permitividad dieléctrica ", o la constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua. [60] [61] [62]

  • Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Primer plano de un terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
    Primer plano de un terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
  • Terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Primer plano de un terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
    Primer plano de un terreno ondulado, tal como lo ve HiRISE con el programa HiWish. La superficie está dividida en polígonos; estas formas son comunes en los lugares donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
  • Vista amplia de terreno festoneado que muestra depresiones fusionándose, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
    Vista amplia de terreno festoneado que muestra depresiones fusionándose, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
  • Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Terreno festoneado, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Terreno festoneado y suelo poligonal, tal como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Terreno festoneado y suelo poligonal, tal como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish

Capas en cráteres

Se cree que las capas a lo largo de las laderas, especialmente a lo largo de las paredes del cráter, son los restos de un material que alguna vez estuvo muy extendido y que en su mayor parte ha sido erosionado. [63]

  • Capas en los cráteres, como las vio HiRISE con el programa HiWish. Es probable que estas capas cubrieran la zona; ahora se han erosionado, excepto el interior protegido de los cráteres.
    Capas en los cráteres, como las vio HiRISE con el programa HiWish. Es probable que estas capas cubrieran la zona; ahora se han erosionado, excepto el interior protegido de los cráteres.
  • Capas en cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Capas en cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Capas en cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Capas en cráteres, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Vista de cerca de las capas de los cráteres, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
    Vista de cerca de las capas de los cráteres, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
  • Imagen CTX que muestra el área en la siguiente imagen
    Imagen CTX que muestra el área en la siguiente imagen
  • Vista amplia de los depósitos en los cráteres, tal como los vio HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista amplia de los depósitos en los cráteres, tal como los vio HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Depósito estratificado en cráteres, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Depósito estratificado en cráteres, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Características estratificadas en cráteres, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
    Características estratificadas en cráteres, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Características estratificadas en cráteres, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
    Características estratificadas en cráteres, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista cercana de la formación estratificada del cráter, como la vio HiRISE con el programa HiWish. La formación parece estar más alta que algunas partes del borde del cráter.
    Vista cercana de la formación estratificada del cráter, como la vio HiRISE con el programa HiWish. La formación parece estar más alta que algunas partes del borde del cráter.
  • Estructura estratificada en un cráter, como la observa HiRISE con el programa HiWish
    Estructura estratificada en un cráter, como la observa HiRISE con el programa HiWish
  • Estructura estratificada en un cráter, como la observa HiRISE con el programa HiWish
    Estructura estratificada en un cráter, como la observa HiRISE con el programa HiWish
  • Vista cercana del manto cerca de una estructura en capas, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish
    Vista cercana del manto cerca de una estructura en capas, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish

Capas de inmersión

Las capas sumergidas son comunes en algunas regiones de Marte. Podrían ser los restos de capas del manto. Un equipo internacional de investigadores presentó otra idea sobre su origen en la 55.ª LPSC (2024). Sugieren que las capas proceden de capas de hielo anteriores. [64]

  • Capas de inmersión y capas del manto, como las observa HiRISE con el programa HiWish. Las capas de inmersión se parecen a las capas del manto.
    Capas de inmersión y capas del manto, como las observa HiRISE con el programa HiWish. Las capas de inmersión se parecen a las capas del manto.
  • Vista cercana del manto cerca de las capas de inmersión, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish
    Vista cercana del manto cerca de las capas de inmersión, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish

Cráteres

Los cráteres de impacto suelen tener un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos no suelen tener un borde ni depósitos de material eyectado. A medida que los cráteres se hacen más grandes (superiores a 10 km de diámetro), suelen tener un pico central. [65] El pico se debe a un rebote del suelo del cráter tras el impacto. [66] Si se mide el diámetro de un cráter, se puede estimar la profundidad original con varias proporciones. Debido a esta relación, los investigadores han descubierto que muchos cráteres marcianos contienen una gran cantidad de material; se cree que gran parte de él es hielo depositado cuando el clima era diferente. [67] A veces, los cráteres exponen capas que estaban enterradas. Las rocas de las profundidades subterráneas son arrojadas a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos lo que se encuentra en las profundidades de la superficie.

  • Cráter en la región del laberinto de Adamas, visto por HiRISE. La imagen original muestra muchos detalles interesantes.
    Cráter en la región del laberinto de Adamas, visto por HiRISE. La imagen original muestra muchos detalles interesantes.
  • Eyección del cráter Bacolor, vista por HiRISE. La barra de escala mide 1000 metros de largo.
    Eyección del cráter Bacolor , vista por HiRISE. La barra de escala mide 1000 metros de largo.
  • Cráter Renaudot, visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Los puntos oscuros son dunas.
    Cráter Renaudot , visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter ). Los puntos oscuros son dunas.
  • Dunas y glaciares antiguos en el cráter Renaudot, vistos por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Las flechas señalan los glaciares antiguos a lo largo de la pared del cráter. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
    Dunas y glaciares antiguos en el cráter Renaudot, vistos por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Las flechas señalan los glaciares antiguos a lo largo de la pared del cráter. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
  • Cráter Baldet (cráter marciano), visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter)
    Cráter Baldet (cráter marciano) , visto por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter)
  • Canales en la pared norte del cráter Baldet, vistos por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Baldet.
    Canales en la pared norte del cráter Baldet, vistos por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Baldet.
  • Dunas en el fondo del cráter Baldet, vistas por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Baldet.
    Dunas en el fondo del cráter Baldet, vistas por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior del cráter Baldet.
  • Anillo de rocas alrededor del borde de un antiguo cráter con huellas de remolinos de polvo al fondo, como se ve desde HiRISE en el programa HiWish
    Anillo de rocas alrededor del borde de un antiguo cráter con huellas de remolinos de polvo al fondo, como se ve desde HiRISE en el programa HiWish

Huellas de remolinos de polvo

Muchas zonas de Marte experimentan el paso de remolinos de polvo gigantes . Estos remolinos de polvo dejan huellas en la superficie de Marte porque alteran una fina capa de polvo brillante que cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando un remolino de polvo pasa, arrastra la capa y expone la superficie oscura subyacente. En pocas semanas, la huella oscura asume su antiguo color brillante, ya sea porque se vuelve a cubrir por la acción del viento o debido a la oxidación de la superficie por exposición a la luz solar y al aire.

  • Huellas de remolinos de polvo, tal como las vio HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Casius.
    Huellas de remolinos de polvo, tal como las vio HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Casius.
  • Huellas de remolinos de polvo, tal como las vio HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Casius.
    Huellas de remolinos de polvo, tal como las vio HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo Casius.

Superficie picada

  • Vista amplia de una superficie con líneas de hoyos, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Vista amplia de una superficie con líneas de hoyos, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Vista cercana de líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Vista cercana de líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Vista cercana y en color de las líneas de pozos, como las ve HiRISE con el programa HiWish
    Vista cercana y en color de las líneas de pozos, como las ve HiRISE con el programa HiWish
  • Vista amplia de líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Vista amplia de líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Vista cercana de líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Vista cercana de líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Vista amplia de la superficie fracturada y los hoyos a lo largo de la pared del cráter, como se ve mediante HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista amplia de la superficie fracturada y los hoyos a lo largo de la pared del cráter, como se ve mediante HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista cercana de grietas y rocas, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista cercana de grietas y rocas, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista cercana de fosas y rocas a lo largo de la pared del cráter, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista cercana de fosas y rocas a lo largo de la pared del cráter, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Líneas de pozos, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Vista cercana de los hoyos y el terreno cerebral, como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish
    Vista cercana de los hoyos y el terreno cerebral, como los ve HiRISE en el marco del programa HiWish

Otras vistas de Casius

  • Montículos y protuberancias de Astapus Colles, vistos por HiRISE. La barra de escala mide 500 metros de largo.
    Montículos y protuberancias de Astapus Colles , vistos por HiRISE. La barra de escala mide 500 metros de largo.
  • Superficie de Nilosyrtis Mensae que muestra crestas y grietas, como se ve con HiRISE, bajo el programa HiWish
    Superficie de Nilosyrtis Mensae que muestra crestas y grietas, como se ve con HiRISE, bajo el programa HiWish
  • Otra vista de la superficie de Nilosyrtis Mensae, vista por HiRISE, bajo el programa HiWish
    Otra vista de la superficie de Nilosyrtis Mensae, vista por HiRISE, bajo el programa HiWish
  • Pozos que parecen estar formando grietas, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Pozos que parecen estar formando grietas, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Agujeros y cavidades en el suelo del cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWIsh
    Agujeros y cavidades en el suelo del cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWIsh
  • Terreno estriado, tal como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
    Terreno estriado, tal como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
  • Capas de hielo en un cráter, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
    Capas de hielo en un cráter, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
  • Vista en color y de cerca de las capas de hielo del cráter de la imagen anterior, tal como las vio HiRISE con el programa HiWish. Se ven tanto el terreno cerebral abierto como el cerrado.
    Vista en color y de cerca de las capas de hielo del cráter de la imagen anterior, tal como las vio HiRISE con el programa HiWish. Se ven tanto el terreno cerebral abierto como el cerrado.
  • Dunas vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
    Dunas vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish

Otros cuadrángulos de Marte

Mapa interactivo de Marte

Mapa de MarteAcheron FossaeAcidalia PlanitiaAlba MonsAmazonis PlanitiaAonia PlanitiaArabia TerraArcadia PlanitiaArgentea PlanumArgyre PlanitiaChryse PlanitiaClaritas FossaeCydonia MensaeDaedalia PlanumElysium MonsElysium PlanitiaGale craterHadriaca PateraHellas MontesHellas PlanitiaHesperia PlanumHolden craterIcaria PlanumIsidis PlanitiaJezero craterLomonosov craterLucus PlanumLycus SulciLyot craterLunae PlanumMalea PlanumMaraldi craterMareotis FossaeMareotis TempeMargaritifer TerraMie craterMilankovič craterNepenthes MensaeNereidum MontesNilosyrtis MensaeNoachis TerraOlympica FossaeOlympus MonsPlanum AustralePromethei TerraProtonilus MensaeSirenumSisyphi PlanumSolis PlanumSyria PlanumTantalus FossaeTempe TerraTerra CimmeriaTerra SabaeaTerra SirenumTharsis MontesTractus CatenaTyrrhena TerraUlysses PateraUranius PateraUtopia PlanitiaValles MarinerisVastitas BorealisXanthe Terra
La imagen de arriba contiene enlaces en los que se puede hacer clic.Mapa interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor your mousesobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter en el Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km). Axes are latitude and longitude; Polar regions are noted.


See also

References

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Wikimedia Commons has media related to Casius quadrangle.
  • Martian Ice - Jim Secosky - 16th Annual International Mars Society Convention
  • T. Gordon Wasilewski - Water on Mars - 20th Annual International Mars Society Convention. Describes how to get water from ice in the ground
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