Valles Marineris
Sistema de valles en Marte
Valles Marineris
Valles Marineris se extiende a lo largo de 4.000 km (2.500 millas) a través de Marte, principalmente de este a oeste, justo debajo del ecuador, como se ve en este mosaico de imágenes del orbitador Viking 1 .
Tipo de característicaSistema de fallas
Coordenadas13°54′S 59°12′O / 13.9, -59.2
LongitudMás de 4.000 km (2.500 mi)
NombramientoMarinero 9

Valles Marineris ( / ˈv æ l ɪ s m ær ɪ ˈ n ɛər ɪ s / ; [1] del latín Valles Mariner , llamado así por el orbitador marciano Mariner 9 de 1971-72 que lo descubrió) es un sistema de cañones que corre a lo largo de la superficie marciana al este de la región de Tharsis . [2] Con más de 4000 km (2500 mi) de largo, 200 km (120 mi) de ancho y hasta 7 km (23 000 ft) de profundidad, [3] [4] Valles Marineris es el cañón más grande del Sistema Solar . [5]

Valles Marineris se encuentra a lo largo del ecuador de Marte, en el lado este del bulbo de Tharsis , y se extiende por casi una cuarta parte de la circunferencia del planeta. El sistema de cañones comienza en el oeste con Noctis Labyrinthus ; avanzando hacia el este están Tithonium e Ius chasmata , luego Melas , Candor y Ophir chasmata, luego Coprates Chasma , luego Ganges , Capri y Eos chasmata; finalmente desemboca en una región de canal de salida que contiene terreno caótico que termina en la cuenca de Chryse Planitia .

Recientemente se ha sugerido que Valles Marineris es una gran "grieta" tectónica en la corteza marciana. [6] [7] La ​​mayoría de los investigadores coinciden en que se formó a medida que la corteza se engrosaba en la región de Tharsis al oeste, y posteriormente se ensanchó por la erosión. Cerca de los flancos orientales de la grieta, parece haber canales que pueden haberse formado por agua o dióxido de carbono . También se ha propuesto que Valles Marineris es un gran canal formado por la erosión de la lava que fluye desde el flanco de Pavonis Mons . [8]

Formación

Vista topográfica de Valles Marineris construida a partir de datos de altimetría de MOLA . La imagen muestra Coprates Chasma , con Melas Chasma en la parte superior, Candor Chasma en la parte superior derecha y parte de Capri Chasma en la parte inferior

La teoría más aceptada en la actualidad es que Valles Marineris se formó a partir de fallas de rift , que luego se agrandaron por la erosión y el colapso de las paredes de la grieta, de manera similar a cómo se formó el Rift de África Oriental . Se cree que la formación de Valles Marineris está estrechamente relacionada con la formación del bulbo de Tharsis . El bulbo de Tharsis se formó desde el período Noéico hasta el Hespérico tardío de Marte, en tres etapas.

Mapa topográfico de Valles Marineris con sus canales de desagüe asociados y sus alrededores, basado en datos de altimetría MOLA

La primera etapa consistió en una combinación de vulcanismo y elevación isostática ; sin embargo, pronto el vulcanismo cargó la corteza hasta un punto en el que la corteza ya no pudo soportar el peso adicional de Tharsis, lo que llevó a la formación generalizada de fosas tectónicas en las regiones elevadas de Tharsis. La segunda etapa consistió en más vulcanismo y una pérdida de equilibrio isostático ; las regiones de origen del vulcanismo ya no se encontraban debajo de Tharsis, lo que creó una carga muy grande. Finalmente, la corteza no logró sostener a Tharsis y se formaron fracturas radiales, incluso en Valles Marineris. La tercera etapa consistió principalmente en más vulcanismo e impactos de asteroides. La corteza, que ya había alcanzado su punto de falla, simplemente permaneció en su lugar y se formaron volcanes más jóvenes. El vulcanismo de Tharsis involucró magma de muy baja viscosidad , formando volcanes en escudo similares a los de la cadena de islas hawaianas , pero, debido a que hay poca o ninguna tectónica de placas activa en Marte, la actividad del punto caliente condujo a historias muy largas de erupciones volcánicas repetidas en los mismos lugares, creando algunos de los volcanes más grandes del sistema solar, incluido el más grande, el Monte Olimpo . [9]

Los deslizamientos de tierra han dejado numerosos depósitos en el suelo de Valles Marineris y han contribuido a ensancharlo. Los posibles desencadenantes de los deslizamientos de tierra son los terremotos causados ​​por la actividad tectónica o los eventos de impacto. Ambos tipos de eventos liberan ondas sísmicas que aceleran el suelo en y debajo de la superficie. Marte es mucho menos activo tectónicamente que la Tierra, y es poco probable que los terremotos en Marte hayan proporcionado ondas sísmicas de la magnitud requerida. [10] La mayoría de los cráteres de gran tamaño en Marte datan del Bombardeo Pesado Tardío , hace entre 4.100 y 3.800 millones de años (el período Noéico), y son más antiguos que los depósitos de deslizamiento de tierra en Valles Marineris. Sin embargo, se han identificado tres cráteres (incluido el cráter Oudemans ), sobre la base de su proximidad y fechas posteriores, como aquellos cuya formación puede haber causado algunos de los deslizamientos de tierra. [10]

Valles Marineris en un mosaico de imágenes del orbitador Viking , con Noctis Labyrinthus a la izquierda, Melas Chasma en el medio, Hebes Chasma justo a la izquierda del centro superior, Eos Chasma abajo a la derecha y Ganges Chasma justo encima del centro a la derecha
Valles Marineris en un mosaico de imágenes infrarrojas de THEMIS tomadas en 2001 por Mars Odyssey

Hipótesis de formación anteriores

Las hipótesis sobre la formación de Valles Marineris han cambiado a lo largo de los años. [11] Las ideas en la década de 1970 fueron la erosión por agua o la actividad termokarst , que es el derretimiento del permafrost en climas glaciares. La actividad termokarst puede haber contribuido, pero la erosión por agua es un mecanismo problemático porque el agua líquida no puede existir en la mayoría de las condiciones actuales de la superficie marciana, que normalmente experimentan alrededor del 1% de la presión atmosférica de la Tierra y un rango de temperatura de 148 K (−125 °C; −193 °F) a 310 K (37 °C; 98 °F). Sin embargo, muchos científicos coinciden en que el agua líquida fluyó sobre la superficie marciana en el pasado, cuando las condiciones atmosféricas eran diferentes. Valles Marineris puede haber sido agrandado por el agua que fluía en ese momento. Otra hipótesis de McCauley en 1972 fue que los cañones se formaron por la retirada de magma del subsuelo. Alrededor de 1989, se propuso una hipótesis de formación por fracturamiento tensional. [ ¿por quién? ]

Regiones de Valles Marineris

Valles Marineris con características principales etiquetadas.

Laberinto de Noctis

Niebla de hielo de agua matinal que sale del Laberinto de Noctis ( imagen del orbitador Viking 1 )

Noctis Labyrinthus , en el borde occidental del sistema de falla Valles Marineris, al norte del Syria Planum y al este de Pavonis Mons , es un terreno desordenado compuesto de enormes bloques que están muy fracturados. También contiene cañones que corren en diferentes direcciones rodeando grandes bloques de terreno más antiguo. La mayoría de las partes superiores de los bloques están compuestas de material fracturado más joven que se cree que es de origen volcánico asociado con el abultamiento de Tharsis. Las otras cimas están compuestas de material fracturado más antiguo que también se cree que es de origen volcánico, pero se diferencia del material más joven por una mayor rugosidad y más cráteres de impacto. Los lados de los bloques están compuestos de material indiviso que se cree que es roca del basamento. El espacio entre los bloques está compuesto principalmente de material de piso rugoso o liso. El material de piso rugoso tiende a estar en la parte oriental de Noctis Labyrinthus y se cree que son escombros de las paredes o tal vez características eólicas que cubren la topografía accidentada y deslizamientos de tierra. Se cree que el material liso del suelo está compuesto de material fluvial o basáltico y/o características eólicas que cubren un terreno por lo demás accidentado y desordenado. [12] Los terrenos como Noctis Labyrinthus se encuentran comúnmente en la cabecera de los canales de salida, como el explorado por la misión Pathfinder y su rover Sojourner. Se interpretan como un lugar de fallas de bloques descendentes asociadas con la eliminación de fluido del suelo en secuencias de inundaciones catastróficas. [13] El fluido podría ser hielo y gas de dióxido de carbono, agua o lava. La hipótesis de la participación de la lava está asociada con una propuesta de que Noctis Labyrinthus está conectado directamente a los tubos de lava en la pendiente de Pavonis Mons. [8] En 2024, los científicos encontraron evidencia de que la lava hipotética provenía de un volcán al que llamaron Noctis Mons , que sería la séptima montaña más alta de Marte con 9.028 m (29.619 pies), y que la parte oriental de su base albergaba múltiples glaciares con potencial para albergar vida, lo que podría convertirlo en un candidato muy valioso para misiones de astrobiología . [14] [15]

  • Parte de Noctis Labyrinthus tomada con Mars Global Surveyor.
    Parte de Noctis Labyrinthus tomada con Mars Global Surveyor .
  • Capas en la pared de Noctis Labyrinthus tomadas con Mars Global Surveyor, en el marco del Programa de Focalización Pública MOC.
    Capas en la pared de Noctis Labyrinthus tomadas con Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de Focalización Pública MOC .
  • Sección de capas cerca de la parte superior de Noctis Labyrinthus, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
    Sección de capas cerca de la parte superior de Noctis Labyrinthus, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish .
  • Grupo de capas cerca del fondo de Noctis Labyrinthus, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
    Grupo de capas cerca del fondo de Noctis Labyrinthus, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
  • Amplia vista del acantilado con capas en Noctis Labyrinthus.
    Amplia vista del acantilado con capas en Noctis Labyrinthus.
  • Primer plano de parte de la imagen anterior de las capas en Noctis Labyrinthus, tal como las vio HiRISE bajo el programa HiWish.
    Primer plano de parte de la imagen anterior de las capas en Noctis Labyrinthus, tal como las vio HiRISE bajo el programa HiWish.
  • Primer plano de las complejas y oscuras dunas de la imagen anterior del suelo de Noctis Labyrinthus, tal como las vio HiRISE bajo el programa HiWish.
    Primer plano de las complejas y oscuras dunas de la imagen anterior del suelo de Noctis Labyrinthus, tal como las vio HiRISE bajo el programa HiWish.
  • Primer plano de algunas capas en la pared de Noctis Labyrinthus, como las vio HiRISE bajo el programa HiWish.
    Primer plano de algunas capas en la pared de Noctis Labyrinthus, como las vio HiRISE bajo el programa HiWish.

Ius y Tithonium chasmata

Mosaico de imágenes de Ius Chasma de Mars Odyssey 2001 , que muestra cañones laterales creados por la extracción de minerales . En el borde norte (superior), a la derecha del centro, un cañón gira 90 grados donde se encuentra con un foso .

Más al este de Oudemans, Ius y Tithonium chasmata se encuentran en paralelo entre sí, Ius al sur y Tithonium al norte. Ius es el más ancho de los dos, y conduce a Melas Chasma. Ius tiene una cresta en el centro llamada Geryon Montes, compuesta por la roca del basamento indivisa. El suelo de Ius Chasma está compuesto principalmente de material prístino de deslizamiento de tierra, no muy degradado por cráteres o erosión. La pared sur de Ius, y en menor medida la pared norte, tiene muchos valles cortos que se extienden aproximadamente perpendiculares a la línea de los chasmas. Estos valles tienen un borde delantero rechoncho con una cabeza de teatro muy similar a las características que se ven en la meseta de Colorado cerca del Gran Cañón que aparecen por la extracción de agua subterránea . (Con cabeza de teatro significa que, desde arriba, la cabeza del valle tiene una forma de U bien definida). El valle se propaga por la erosión continua y el colapso de la pared. [16] Tithonium Chasma es muy similar a Ius, excepto que carece de las características de socavación en el lado sur y contiene una pequeña porción de material que es similar a las características del suelo liso, excepto que parece ser una caída de ceniza que ha sido erosionada por el viento. Entre los dos cañones, la superficie está compuesta de material fracturado más reciente: flujos de lava y fallas de la extensión de la corteza del abultamiento de Tharsis . [12]

Melas, Candor y Ofir chasmata

Mosaico THEMIS de Ophir Chasma

La siguiente porción de Valles Marineris hacia el este son tres chasmata, que de sur a norte son Melas , Candor y Ophir chasmata. Melas está al este de Ius, Candor está al este de Tithonium y Ophir aparece como un óvalo que se encuentra con Candor. Los tres chasmata están conectados. El suelo de Melas Chasma es aproximadamente un 70% de material masivo más joven que se cree que es ceniza volcánica levantada por el viento en características eólicas. También contiene material de suelo rugoso de la erosión de las paredes del cañón. Además, en estos chasmata centrales hay una parte del suelo que es más alta que el resto del suelo, muy probablemente dejada por la caída continua del otro material del suelo. Alrededor de los bordes de Melas también hay una gran cantidad de material de deslizamiento como se ve en Ius y Tithonium chasmata. [12]

El material del suelo del sistema de cañones entre Candor y Melas Chasmata es acanalado. Se interpreta que se trata de depósitos aluviales o de material que se ha derrumbado o contraído por la eliminación de hielo o agua. También hay partes de material de suelo masivo más antiguo y más joven de origen volcanoclástico , separados solo en edad por la distribución de cráteres. También hay material de suelo masivo grabado que es como el material masivo más joven y más antiguo, excepto que tiene características de erosión eólica. También hay algunas agujas de material indiviso compuestas del mismo material que las paredes del cañón. [12]

Coprates Chasma

Caudales estacionales en Coprates Chasma en Valles Marineris.
Los depósitos de deslizamientos de tierra que se mueven en direcciones opuestas se encuentran en el fondo del cañón cerca de la unión de Melas y Coprates chasmata.

Más al este, el sistema de cañones se encuentra con Coprates Chasma , que es muy similar a Ius y Tithonium chasmata. Coprates se diferencia de Ius en el extremo oriental que contiene depósitos aluviales y material eólico [12] y como Ius, tiene depósitos estratificados, aunque los depósitos en Coprates Chasma están mucho más definidos. Estos depósitos son anteriores al sistema Valles Marineris, lo que sugiere erosión y procesos sedimentarios cortados posteriormente por el sistema Valles Marineris. Datos más recientes de Mars Global Surveyor sugieren que el origen de esta estratificación es simplemente una sucesión de deslizamientos de tierra , uno sobre otro, de origen volcánico, o puede ser el fondo de una cuenca de hielo de agua líquida o sólida, lo que sugiere que los cañones periféricos del sistema Valles Marineris podrían haber sido en algún momento lagos aislados formados por colapso erosivo. Otra posible fuente de los depósitos estratificados podría ser el viento, pero la diversidad de las capas sugiere que este material no es dominante. Nótese que solo las capas superiores son delgadas, mientras que las capas inferiores son muy grandes, lo que sugiere que las capas inferiores estaban compuestas de roca desperdiciada en masa y las capas superiores provienen de otra fuente. [17] Parte de esta estratificación puede haber sido transferida al suelo por deslizamientos de tierra en los que las capas se mantienen semi-intactas, sin embargo, la sección estratificada parece altamente deformada con capas engrosadas y adelgazadas que tienen multitud de pliegues en ellas como se ve en la imagen MOC #8405. Este terreno complejo también podría ser simplemente sedimento erosionado de un antiguo lecho de lago marciano y parecer complejo porque todo lo que tenemos es una vista aérea como un mapa geológico y no suficientes datos de elevación para ver si las capas son horizontales.

Cerca de los 60° O se encuentra el punto más profundo del sistema Valles Marineris (así como su punto más bajo por elevación) a 11 km (36.000 pies) por debajo de la meseta circundante. Hacia el este desde aquí hay una pendiente ascendente de aproximadamente 0,03 grados antes de llegar a los canales de salida, lo que significa que si se vierte líquido en esta parte del cañón, se formaría un lago con una profundidad de 1 km (3.300 pies) antes de desbordarse hacia las llanuras del norte. [18]

Un campo de más de 100 conos picados en el suelo de Coprates Chasma se ha interpretado como un conjunto de pequeños conos de ceniza ígnea o toba , con flujos de lava asociados. La datación de cráteres indica que son de la era amazónica media a tardía , de unos 200 a 400 millones de años. [19] [20]

Eos y Ganges chasmata

Borde del chasma del Ganges, primer plano que muestra la estratigrafía y pequeños deslizamientos de tierra.

Más al este se encuentran los chasmas de Eos y Ganges . El fondo occidental del chasma de Eos está compuesto principalmente de un material masivo grabado compuesto de depósitos volcánicos o eólicos posteriormente erosionados por el viento marciano. El extremo oriental del chasma de Eos tiene una gran área de barras aerodinámicas y estrías longitudinales. Se interpreta que esto son depósitos de meseta tallados por arroyos y material transportado y depositado por fluidos en movimiento. El chasma de Ganges es un chasma derivado del de Eos en una tendencia general de este a oeste. El fondo del Ganges está compuesto principalmente de depósitos aluviales de las paredes del cañón. [12]

Región de Chryse

Al este de Eos y Ganges, Valles Marineris desemboca en la región de Chryse de las llanuras del norte de Marte a una altura de solo 1 km (3300 pies) sobre el punto más profundo de Valles Marineris en Melas Chasma. Las regiones de salida de las llanuras del norte son similares al terreno visto en el lugar de aterrizaje del Mars Pathfinder . Una contraparte terrestre de estos canales de salida en la Tierra serían las tierras baldías del este de Washington . Las tierras baldías del este de Washington son el resultado de repetidas inundaciones catastróficas debido a la acumulación de una presa de hielo en la cabecera del lago Missoula en el Pleistoceno tardío . La presa de hielo bloquearía el agua por un tiempo, pero cuando se rompiera, el hielo flotaría sobre la inundación resultante y vastas áreas quedarían despojadas de la capa superior del suelo y la vegetación, dejando una gran área estéril de islas en forma de "lágrima", surcos longitudinales y márgenes en terrazas. Muchas de estas características también se ven en los canales de salida marcianos, pero a mayor escala. [21]

El flujo de salida se produce sucesivamente a través de varias regiones de terreno caótico, Aurorae Chaos e Hydraotes Chaos , y finalmente a través de Simud Valles y Tiu Valles hacia Chryse Planitia. [13] [22]

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 ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .


Véase también

Notas

  1. ^ "Valles Marineris". Dictionary.com Unabridged (en línea). nd
  2. ^ "Valles Marineris". Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria . Centro de Ciencias Astrogeológicas del USGS . Consultado el 28 de febrero de 2015 .
  3. ^ "Vallis Marineris". Centro de vuelo espacial Goddard . NASA. 2002. Archivado desde el original el 11 de julio de 2007. Consultado el 22 de enero de 2018 .
  4. ^ "Valles Marineris". NASA . 2005 . Consultado el 22 de enero de 2018 .
  5. ^ "Valles Marineris: El Gran Cañón de Marte". NASA . 2008-03-23 ​​. Consultado el 2024-01-25 .
  6. ^ Wolpert, Stuart (9 de agosto de 2012). «Un científico de la UCLA descubre la tectónica de placas en Marte». UCLA . Consultado el 13 de agosto de 2012 .
  7. ^ Lin, An (4 de junio de 2012). "Análisis estructural de la zona de falla de Valles Marineris: posible evidencia de fallas de desgarre a gran escala en Marte". Lithosphere . 4 (4): 286–330. Bibcode :2012Lsphe...4..286Y. doi : 10.1130/L192.1 .
  8. ^ ab Leone, Giovanni (1 de mayo de 2014). "Una red de tubos de lava como origen de Labyrinthus Noctis y Valles Marineris en Marte". Revista de Vulcanología e Investigación Geotérmica . 277 : 1–8. Código Bib : 2014JVGR..277....1L. doi :10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011.
  9. ^ Cattermole, Peter John (2001). Marte: el misterio se revela . Oxford University Press . Pág. 103-104. ISBN. 0-19-521726-8.
  10. ^ ab Akers, C.; Schedl, AD; Mundy, L. (2012). "¿Qué causó los deslizamientos de tierra en Valles Marineris, Marte?" (PDF) . 43.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria . p. 1932. Consultado el 11 de febrero de 2013 .
  11. ^ Cabrol, N. y E. Grin (eds.). 2010. Lagos en Marte. Elsevier. Nueva York.
  12. ^ abcdef Witbeck, Tanaka y Scott, Mapa geológico de la región de Valles Marineris, Marte; USGS I-2010; 1991.
  13. ^ ab Rodriguez, J. Alexis P.; Kargel, Jeffrey S.; Baker, Victor R.; Gulick, Virginia C.; et al. (8 de septiembre de 2015). "Canales de desagüe marcianos: ¿cómo se formaron sus acuíferos de origen y por qué se agotaron tan rápidamente?". Scientific Reports . 5 : 13404. Bibcode :2015NatSR...513404R. doi :10.1038/srep13404. PMC 4562069 . PMID  26346067. 
  14. ^ "Descubierto un volcán gigante en Marte". Instituto SETI . 13 de marzo de 2024. Consultado el 22 de marzo de 2024 .
  15. ^ "Los restos de un glaciar moderno encontrados cerca del ecuador de Marte implican que es posible que haya hielo de agua presente en latitudes bajas en Marte incluso hoy". Instituto SETI . 15 de marzo de 2023 . Consultado el 22 de marzo de 2024 .
  16. ^ Howard, Kochel y Holt; Características de extracción de minerales de la meseta de Colorado: una guía de campo de geología planetaria comparativa; NASA; 1988.
  17. ^ Molino de orugas, 113-114
  18. ^ Molino de orugas, 105
  19. ^ "Actividad volcánica reciente y minerales hidrotermales en Marte". Academia Checa de Ciencias . 2017-07-19 . Consultado el 2017-07-27 .
  20. ^ Brož, P.; Hauber, E.; Wray, JJ; Michael, G. (2017). "Vulcanismo amazónico en el interior de Valles Marineris en Marte". Earth and Planetary Science Letters . 473 : 122–130. Código Bibliográfico :2017E&PSL.473..122B. doi :10.1016/j.epsl.2017.06.003.
  21. ^ Molino de orugas, 126
  22. ^ Mapa topográfico de Marte del Servicio Geológico de los Estados Unidos con nombres de características

Referencias

  • Hoffman, Nick; Marte blanco: un nuevo modelo para la superficie y la atmósfera de Marte basado en el CO2 ; Academic Press; 2000.
  • Página de inicio de Malin Space Science Systems
  • Malin Space Science Systems, artículo científico
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Valles Marineris .
  • Vuelo a Mariner Valley: Valles Marineris Vídeo en HD (narrado) en YouTube o en el sitio web de ASU
  • Mapa desplazable de Google Mars, centrado en Valles Marineris
  • Volando alrededor de Candor Chasma a una altitud de 100 metros (ver el álbum MARS3DdotCOM para más información)
  • Simulación en video del sobrevuelo a gran altitud de Valles Marineris por Seán Doran (ver la lista de reproducción de Marte para más información)
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