Czworokąt Hellady

Czworokąt Hellady
	Mapa czworoboku Hellady z danych Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). Najwyższe wzniesienia są czerwone, a najniższe niebieskie.
Współrzędne	Współrzędne :

Obraz czworokąta Hellas (MC-28). Północno-zachodnia część obejmuje wschodnią połowę basenu Hellady . Południowo-zachodnia część obejmuje wulkan Amfitryt . Północna część zawiera Hadriaca Patera . Wschodnia część to głównie silnie usiane kraterami wyżyny.

Czworokąt Hellas Amerykańskiej jest jedną z serii 30 czworokątnych map Marsa używanych przez Program Badań Astrogeologicznych Służby Geologicznej (USGS) . Czworokąt Hellas jest również określany jako MC-28 (Mars Chart-28). Czworokąt Hellady obejmuje obszar od 240° do 300° długości geograficznej zachodniej i od 30° do 65° szerokości geograficznej południowej na planecie Mars . W obrębie czworoboku Hellas znajdują się klasyczne obiekty Hellas Planitia i Promethei Terra . W czworoboku Hellas odkryto wiele interesujących i tajemniczych obiektów, w tym gigantyczne doliny rzeczne Dao Vallis, Niger Vallis, Harmachis i Reull Vallis - z których wszystkie mogły w odległej przeszłości dostarczać wodę do jeziora w dorzeczu Hellas. Wiele miejsc w czworoboku Hellas wykazuje oznaki lodu w ziemi, zwłaszcza miejsca z cechami przepływu podobnymi do lodowca.

Zagłębie Hellady

Czworokąt Hellas zawiera część Basenu Hellas , największego znanego krateru uderzeniowego na powierzchni Marsa i drugiego co do wielkości w Układzie Słonecznym. Głębokość krateru wynosi 7152 m (23 000 stóp) poniżej standardowego układu topograficznego Marsa. Basen znajduje się na południowych wyżynach Marsa i uważa się, że powstał około 3,9 miliarda lat temu, podczas późnego ciężkiego bombardowania. Badania sugerują, że kiedy uderzenie utworzyło Basen Hellady, cała powierzchnia Marsa została ogrzana do setek stopni, na planetę spadło 70 metrów stopionej skały i powstała atmosfera gazowej skały. Ta skalista atmosfera była 10 razy gęstsza od atmosfery ziemskiej. W ciągu kilku dni skała skondensowałaby się i pokryłaby całą planetę dodatkowymi 10 m stopionej skały. W północno-zachodniej części Hellas Planitia to dziwny rodzaj powierzchni zwany złożonym terenem pasmowym lub terenem z taffy-pull. Proces jego powstawania jest nadal w dużej mierze nieznany, chociaż wydaje się, że jest spowodowany erozją osadów twardych i miękkich oraz deformacją ciągliwą. Odkształcenie plastyczne wynika z warstw poddawanych odkształceniom.

Uważa się, że na początku historii planety w Basenie Hellady istniało gigantyczne jezioro. Odkryto możliwe linie brzegowe. Są one widoczne w naprzemiennych ławkach i skarpach widocznych na wąskokątnych zdjęciach z kamery krążącej wokół Marsa. Ponadto dane z orbitalnego wysokościomierza laserowego Marsa (MOLA) pokazują, że kontakty tych jednostek osadowych wyznaczają kontury stałej wysokości na przestrzeni tysięcy kilometrów, aw jednym przypadku wokół basenu. Kanały, które uważa się za utworzone przez wodę, wchodzą do basenu. Zlewnia Hellady może stanowić prawie jedną piątą całej równiny północnej. Jezioro w Helladzie w dzisiejszym marsjańskim klimacie utworzyłoby gruby lód na szczycie, który ostatecznie sublimowałby. Oznacza to, że lód zmieniłby się bezpośrednio z ciała stałego w gaz. Jest to podobne do zachowania suchego lodu (stałego dwutlenku węgla) na Ziemi. Cechy lodowcowe (terminal moreny , drumliny i ozy ), które mogły powstać w wyniku zamarznięcia wody.

Topografia obszaru basenu Hellas. Głębokość krateru wynosi 7152 m (23 000 stóp) poniżej standardowego układu topograficznego Marsa.
Hellas Basin z wykresem pokazującym wielką głębokość krateru. Jest to najgłębszy krater na Marsie i ma najwyższe ciśnienie powierzchniowe: 1155 Pa (11,55 mbar , 0,17 psi lub 0,01 atm).
Twisted Ground w Hellas widziany przez HiRISE To jeszcze jeden przykład tego, jak trudno byłoby chodzić po Marsie.

Lobate fartuchy gruzu

Bardzo ważną cechą powszechną we wschodniej Helladzie są stosy materiału otaczające klify. Formacja nazywa się fartuchem gruzu płatkowego (LDA). Niedawno badania za pomocą Shallow Radar na Mars Reconnaissance Orbiter dostarczyły mocnych dowodów na to, że LDA to lodowce pokryte cienką warstwą skał. Uważa się, że w LDA znajdują się duże ilości lodu wodnego. Dostępne dowody zdecydowanie wskazują, że we wschodniej części Hellady w przeszłości gromadził się śnieg. Kiedy nachylenie (nachylenie) Marsa wzrasta, południowa pokrywa lodowa uwalnia duże ilości pary wodnej. Modele klimatyczne przewidują, że w takim przypadku para wodna skrapla się i opada tam, gdzie znajdują się LDA. Nachylenie Ziemi zmienia się nieznacznie, ponieważ nasz stosunkowo duży księżyc utrzymuje ją stabilnie. Dwa maleńkie marsjańskie księżyce nie stabilizują swojej planety, więc oś obrotu Marsa podlega dużym wahaniom. Fartuchy gruzu Lobate mogą być głównym źródłem wody dla przyszłych kolonistów Marsa. Ich główną przewagą nad innymi źródłami marsjańskiej wody jest to, że można je łatwo mapować z orbity i znajdują się bliżej równika, gdzie istnieje większe prawdopodobieństwo lądowania misji załogowych.

Zbliżenie na powierzchnię fartucha z płatków gruzu. Zwróć uwagę na linie, które są powszechne w lodowcach skalnych na Ziemi. Obraz znajduje się w czworoboku Hellas.
CTX Obraz kontekstowy dla następnych dwóch obrazów fartucha gruzu wokół kopca.
Powierzchnia fartucha gruzu. Istnieje również funkcja podobna do funkcji w Red Rocks Park Colorado . Wydaje się, że obiekt składa się z nachylonych warstw skalnych. Zdjęcie zrobione za pomocą HiRISE, w ramach programu HiWish .
Powierzchnia fartucha gruzu w Terra Cimmeria widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish. Kolorowe części mogą być osadami szronu.

Liniowane złoża podłogowe

Na dnach niektórych kanałów występują elementy zwane liniowymi osadami spągowymi lub liniowymi wypełnieniami dolin . Są to prążkowane i rowkowane materiały, które wydają się odchylać wokół przeszkód. Uważa się, że są bogate w lód. Niektóre lodowce na Ziemi wykazują takie cechy. Liniowe osady na podłodze mogą być związane z płatowymi fartuchami gruzu, które, jak udowodniono, zawierają duże ilości lodu. Reull Vallis, jak pokazano poniżej, wyświetla te depozyty.

Elementy drenażu w Reull Vallis widziane przez THEMIS . Kliknij na zdjęcie, aby zobaczyć związek Reull Vallis z innymi obiektami.
Reull Vallis z liniowymi osadami podłogowymi, widzianymi przez THEMIS. Kliknij obraz, aby zobaczyć związek z innymi funkcjami.
Liniowe wypełnienie doliny, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Podłoga Reull Vallis z liniowym wypełnieniem doliny u góry i zagłębieniami u dołu, widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżony, kolorowy widok liniowego wypełnienia doliny, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwy w Reull Vallis widziane przez THEMIS.
Niespokojny teren w pobliżu Reull Vallis widziany przez HiRISE.
Zbliżenie Fretted Terrain w pobliżu Reull Vallis, widziane przez HiRISE. Przejście przez ten obszar byłoby wyzwaniem.
Warstwy w Monument Valley. Przyjmuje się, że powstały one, przynajmniej częściowo, w wyniku osadzania się wody. Ponieważ Mars zawiera podobne warstwy, woda pozostaje główną przyczyną warstw na Marsie.

Płaszcz bogaty w lód

Niger Vallis z cechami typowymi dla tej szerokości geograficznej widziany przez HiRISE . Wzory jodełkowe powstają w wyniku ruchu materiału bogatego w lód. Kliknij na zdjęcie, aby zobaczyć wzór jodełki i płaszcz

Większość powierzchni Marsa pokryta jest grubym, gładkim płaszczem, który prawdopodobnie jest mieszanką lodu i pyłu. Ten bogaty w lód płaszcz, gruby na kilka metrów, wygładza ziemię, ale miejscami ma nierówną teksturę, przypominającą powierzchnię piłki do koszykówki. Ponieważ na tym płaszczu jest niewiele kraterów, płaszcz jest stosunkowo młody. Zdjęcie po prawej pokazuje dobry widok tego gładkiego płaszcza wokół Niger Vallis , obserwowanego za pomocą HiRISE . Zmiany orbity i nachylenia Marsa powodują znaczące zmiany w rozmieszczeniu lodu wodnego od regionów polarnych do szerokości geograficznych odpowiadających Teksasowi. W pewnych okresach klimatycznych para wodna opuszcza lód polarny i przedostaje się do atmosfery. Woda powraca na ziemię na niższych szerokościach geograficznych, gdy osady szronu lub śniegu obficie mieszają się z pyłem. Atmosfera Marsa zawiera dużo drobnych cząstek pyłu. Na cząsteczkach skrapla się para wodna, po czym opadają one na ziemię pod wpływem dodatkowego ciężaru powłoki wodnej. Kiedy lód na szczycie warstwy płaszcza wraca do atmosfery, pozostawia pył, który izoluje pozostały lód.

Gładki płaszcz z warstwami widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok płaszcza widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Krater pokazujący, jak gruby jest płaszcz, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na krawędź płaszcza widzianą przez HiRISE w ramach programu HiWish

Jednostka Górnych Równin

W średnich szerokościach geograficznych Marsa odkryto pozostałości płaszcza o grubości 50-100 metrów, zwanego zespołem równin górnych. Po raz pierwszy zbadany w regionie Deuteronilus Mensae, ale występuje również w innych miejscach. Pozostałości składają się z zestawów zanurzonych warstw w kraterach i wzdłuż płaskowyżów. Zestawy zanurzonych warstw mogą mieć różne rozmiary i kształty – niektóre wyglądają jak piramidy Azteków z Ameryki Środkowej.

Przechylone warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Przechylone warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Przechylone warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Cecha warstwowa prawdopodobnie utworzona przez erozję jednostki górnych równin, widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Warstwowa funkcja w Red Rocks Park w Kolorado. Ma inne pochodzenie niż te na Marsie, ale ma podobny kształt. Cechy w regionie Red Rocks zostały spowodowane wypiętrzeniem się gór.
Warstwowa funkcja, która jest prawdopodobnie pozostałością niegdyś szeroko rozpowszechnionej jednostki, która spadła z nieba, widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Funkcja warstwowa, widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwowa funkcja w kraterze widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwowa funkcja w kraterze widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwy w kraterze widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwowa funkcja w kraterze widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish

Warstwowa funkcja w kraterze widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie, kolorowy widok warstwowej struktury w kraterze, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Różne kolory wynikają z różnych minerałów.

Warstwowa struktura w kraterze jest prawdopodobnie pozostałością jednostki warstwowej, która kiedyś pokrywała znacznie większy obszar. Materiał na tę jednostkę spadł z nieba w postaci pokrytego lodem pyłu. Zdjęcie zostało zrobione przez HiRISE w ramach programu HiWish.

Ta jednostka również degraduje się do obszaru mózgu . Teren mózgu to region labiryntowych grzbietów o wysokości 3–5 metrów. Niektóre grzbiety mogą składać się z rdzenia lodowego, więc mogą być źródłem wody dla przyszłych kolonistów.

Szeroki widok jednostki górnych równin w podziale na teren mózgu, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Widok z bliska jednostki górnych równin rozpadającej się na obszar mózgowy, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Gdy lód opuszcza ziemię, ziemia zapada się, a wiatry rozwiewają pozostały pył.
Mała, warstwowa struktura widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish Zdjęcie pokazuje również formowanie się terenu mózgu.

W niektórych regionach jednostki równin górnych występują duże pęknięcia i doliny z podniesionymi krawędziami; takie regiony nazywane są żebrowanymi równinami górnymi. Uważa się, że pęknięcia zaczęły się od małych pęknięć spowodowanych naprężeniami. Sugeruje się, że naprężenie inicjuje proces pękania, ponieważ żebrowane górne równiny są powszechne, gdy fartuchy gruzu schodzą się razem lub w pobliżu krawędzi fartuchów gruzu - takie miejsca generowałyby naprężenia ściskające. Pęknięcia odsłoniły więcej powierzchni, w wyniku czego więcej lodu w materiale sublimuje do rzadkiej atmosfery planety. W końcu małe pęknięcia stają się dużymi kanionami lub korytami. Małe pęknięcia często zawierają małe wżery i łańcuchy wżerów; uważa się, że pochodzą one z sublimacji lodu w ziemi. Duże obszary powierzchni Marsa są obciążone lodem, który jest chroniony przez kilkumetrową warstwę pyłu i innych materiałów. Jeśli jednak pojawią się pęknięcia, świeża powierzchnia wystawi lód na działanie rzadkiej atmosfery. W krótkim czasie lód zniknie w zimnej, rzadkiej atmosferze w procesie zwanym sublimacja . Suchy lód zachowuje się w podobny sposób na Ziemi. Na Marsie zaobserwowano sublimację, gdy lądownik Phoenix odkrył kawałki lodu, które zniknęły w ciągu kilku dni. Ponadto HiRISE dostrzegł świeże kratery z lodem na dnie. Po pewnym czasie HiRISE zauważył, że osad lodu znika.

Kępy jasnego materiału wielkości kości w powiększonym rowie „Dodo-Złotowłosa” zniknęły w ciągu czterech dni, co sugeruje, że składały się z lodu, który sublimował po ekspozycji.
Kolorowe wersje zdjęć przedstawiających sublimację lodu, z powiększonym lewym dolnym rogiem rowu we wstawkach w prawym górnym rogu zdjęć.

Uważa się, że jednostka górnych równin spadła z nieba. Układa się na różnych powierzchniach, jakby opadała równomiernie. Podobnie jak w przypadku innych osadów płaszcza, górna jednostka równin ma warstwy, jest drobnoziarnista i bogata w lód. Jest szeroko rozpowszechniony; wydaje się, że nie ma źródła punktowego. Wygląd powierzchni niektórych regionów Marsa wynika z degradacji tej jednostki. Jest to główna przyczyna pojawiania się na powierzchni fartuchów gruzu płatkowego . Uważa się, że nawarstwienie jednostki płaszcza górnych równin i innych jednostek płaszcza jest spowodowane poważnymi zmianami klimatu planety. Modele przewidują, że nachylenie lub nachylenie osi obrotu zmieniało się od obecnych 25 stopni do może ponad 80 stopni w czasie geologicznym. Okresy dużego nachylenia powodują redystrybucję lodu w czapach polarnych i zmianę ilości pyłu w atmosferze.

Zmiany klimatu spowodowały bogate w lód cechy

Uważa się, że wiele obiektów na Marsie, w tym te w czworoboku Hellady, zawiera duże ilości lodu. Najpopularniejszym modelem pochodzenia lodu jest zmiana klimatu wynikająca z dużych zmian nachylenia osi obrotu planety. Czasami nachylenie było nawet większe niż 80 stopni. Duże zmiany nachylenia wyjaśniają wiele bogatych w lód cech Marsa.

Badania wykazały, że kiedy nachylenie Marsa osiąga 45 stopni w stosunku do obecnych 25 stopni, lód na biegunach nie jest już stabilny. Co więcej, przy tak dużym nachyleniu zapasy stałego dwutlenku węgla (suchy lód) sublimują, zwiększając w ten sposób ciśnienie atmosferyczne. To zwiększone ciśnienie pozwala na zatrzymanie większej ilości pyłu w atmosferze. Wilgoć w atmosferze opadnie w postaci śniegu lub zamarzniętego lodu na ziarna pyłu. Obliczenia sugerują, że materiał ten będzie się koncentrował na średnich szerokościach geograficznych. Ogólne modele cyrkulacji marsjańskiej atmosfery przewidują gromadzenie się pyłu bogatego w lód w tych samych obszarach, w których występują elementy bogate w lód. Kiedy nachylenie zaczyna powracać do niższych wartości, lód sublimuje (zamienia się bezpośrednio w gaz) i pozostawia za sobą warstwę pyłu. Depozyt zwłoki pokrywa leżący pod spodem materiał, więc z każdym cyklem wysokiego poziomu przechyłu pozostaje część bogatego w lód płaszcza. Należy zauważyć, że warstwa płaszcza o gładkiej powierzchni prawdopodobnie reprezentuje stosunkowo niedawny materiał.

Pochodzenie Dao Vallis

Dao Vallis widziany przez THEMIS . Kliknij na zdjęcie, aby zobaczyć stosunek Dao Vallis do innych pobliskich obiektów

Dao Vallis zaczyna się w pobliżu dużego wulkanu, zwanego Hadriaca Patera, więc uważa się, że otrzymał wodę, gdy gorąca magma stopiła ogromne ilości lodu w zamarzniętej ziemi. Częściowo okrągłe zagłębienia po lewej stronie kanału na sąsiednim obrazie sugerują, że soki z wód gruntowych również przyczyniły się do powstania wody.

Ślady pyłowego diabła

Secchi Crater Floor widziany przez HiRISE . Kliknij na zdjęcie, aby zobaczyć ślady diabła pyłowego i krater na piedestale

Wiele obszarów na Marsie, w tym czworobok Hellady, doświadcza przejścia gigantycznych diabłów pyłowych . Cienka warstwa drobnego, jasnego pyłu pokrywa większą część powierzchni Marsa. Kiedy przelatuje diabeł pyłowy, zdmuchuje powłokę i odsłania leżącą pod nią ciemną powierzchnię. Diabły pyłowe były widziane z ziemi i z orbitujących statków kosmicznych. Zdmuchnęli nawet kurz z paneli słonecznych dwóch łazików na Marsie, znacznie wydłużając w ten sposób ich życie. Bliźniacze Rovers zostały zaprojektowane tak, aby działały przez 3 miesiące, zamiast tego przetrwały ponad pięć lat. Wykazano, że wzór torów zmienia się co kilka miesięcy. Badanie, w którym połączono dane z High Resolution Stereo Camera (HRSC) i Mars Orbiter Camera (MOC), wykazało, że niektóre duże diabły pyłowe na Marsie mają średnicę 700 metrów i trwają co najmniej 26 minut.

Ślady diabła pyłowego na dnie krateru Wallace, widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Ścieżki Dust Devil widziane przez HiRISE w ramach programu HIWish
Ścieżki i głazy Dust Devil widziane przez HiRISE w ramach programu HIWish
Szeroki widok śladów diabła pyłowego widziany przez HiRISE w ramach programu HIWish
Kolorowy widok z bliska śladów diabła pyłowego widziany przez HiRISE w ramach programu HIWish
Kolorowy widok z bliska śladów diabła pyłowego widziany przez HiRISE w ramach programu HIWish
Kolorowy widok z bliska śladów diabła pyłowego, widzianych przez HiRISE w programie HIWish, w tle widoczna jest wzorzysta ziemia.

Dowody na możliwą niedawną wodę w stanie ciekłym

Penticton Crater New Light-Toned Feature, widziany przez HiRISE

Mars Reconnaissance Orbiter odkrył zmiany na ścianie krateru Penticton w latach 1999-2004. Jedna z interpretacji zmian była taka, że były one spowodowane przez wodę płynącą po powierzchni. Dalsza analiza, opublikowana około rok później, wykazała, że osad mógł powstać w wyniku grawitacyjnego przemieszczania się materiału w dół zbocza (osuwisko ) . Zbocze, na którym zauważono złoże, znajdowało się blisko granic stabilności suchych, nieskonsolidowanych materiałów.

Inne kratery

Kratery uderzeniowe na ogół mają krawędź z wyrzutem wokół nich, w przeciwieństwie do kraterów wulkanicznych zwykle nie mają krawędzi ani osadów wyrzutu. Gdy kratery stają się większe (o średnicy większej niż 10 km), zwykle mają centralny szczyt. Szczyt jest spowodowany odbiciem dna krateru po zderzeniu. Czasami kratery wyświetlają warstwy. Kratery mogą nam pokazać, co kryje się głęboko pod powierzchnią.

Krater na cokole widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kratery cokołu tworzą się, gdy wyrzuty z uderzeń chronią leżący pod spodem materiał przed erozją. W wyniku tego procesu kratery pojawiają się nad swoim otoczeniem.
Rysunek przedstawia późniejsze wyobrażenie o tym, jak tworzą się niektóre kratery cokołu. W tym sposobie myślenia uderzający pocisk trafia w warstwę bogatą w lód – ale nie dalej. Ciepło i wiatr z uderzenia utwardzają powierzchnię przed erozją. Utwardzanie to można osiągnąć przez topienie lodu, w wyniku czego powstaje roztwór soli/minerału, który cementuje powierzchnię.
Kratery na cokołach widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Mesy ze schodami w wewnętrznym złożu krateru Spallanzani , widziane przez THEMIS
Widok z boku krateru przeciętego ścianą, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Inne kratery są również w tym widoku.
krateru Penticton widziane przez HiRISE
Lipik Crater Channels widziany przez THEMIS
Krater Tichow widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter )
Dno krateru Wallace widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Ścieżki diabła pyłowego na dnie krateru Wallace widziane przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Zauważ, że jest to powiększenie poprzedniego zdjęcia dna krateru Wallace.
Krater Huxleya widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Krater Gledhill widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Krater Redi widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter)
Krater Redi, pokazujący ślady i płaszcz diabła pyłowego, widziany przez kamerę CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Uwaga: to jest powiększenie poprzedniego zdjęcia krateru Redi.

Cechy lodowcowe

że lodowce , luźno zdefiniowane jako płaty obecnie lub niedawno płynącego lodu, są obecne na dużych, ale ograniczonych obszarach współczesnej powierzchni Marsa i wywnioskowano, że były bardziej rozpowszechnione w przeszłości. Płatkowate wypukłe cechy na powierzchni, znane jako cechy przepływu lepkiego i płatowe fartuchy gruzu , które wykazują cechy przepływu nienewtonowskiego , są obecnie prawie jednogłośnie uważane za prawdziwe lodowce.

Model klimatyczny, opisany w czasopiśmie Science w 2006 roku, wykazał, że w regionie Hellas, w tych samych miejscach, w których obserwuje się lodowce, powinny gromadzić się duże ilości lodu. Woda jest transportowana z południowego obszaru polarnego do północnej Hellady i spada w postaci opadów.

Przepływy, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Z bliska, kolorowy widok przepływu widziany przez HiRISE w ramach programu HIWish
Przepływy, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Przepływ widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie, kolorowy widok przepływu widziany przez HiRISE w programie HiWish Na zdjęciu widać wzorzyste podłoże.
Przepływ widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Przepływy widziany przez HiRISE w programie HiWish
Przepływ widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Przepływ widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Przepływ widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Widok z bliska pyska przepływu, widziany przez HiRISE w programie HiWish. Widoczny wielokątny wzór podłoża .
Szeroki widok lodowców w kształcie języka widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na lodowce w kształcie języka, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish. Widoczne są wielokąty.
Cechy powierzchni, które pokazują ruch w dół wzgórza, jak widzi HiRISE.
Obraz kontekstowy CTX Hellas Planitia pokazujący położenie dwóch kolejnych obrazów.
Powierzchnia w czworoboku Hellady widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish .
Możliwy lodowcowy cyrk w Hellas Planitia widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Linie są prawdopodobnie spowodowane ruchem w dół.
jeziorze Romer w ziemskiej Arktyce, widziany przez Landsat 8. To zdjęcie przedstawia kilka lodowców, które mają taki sam kształt jak wiele obiektów na Marsie, które uważa się za lodowce.
Funkcja przepływu, która prawdopodobnie była lodowcem, widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Grzbiety rzeczne widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish Grzbiety powstały prawdopodobnie na końcu starego lodowca.
Kontekst następnego obrazu końca elementu przepływu lub lodowca. Lokalizacja to czworokąt Hellas.
Zbliżenie obszaru w ramce na poprzednim obrazie. Niektórzy mogą to nazwać moreną czołową lodowca. Dla zachowania skali, ramka pokazuje przybliżony rozmiar boiska do piłki nożnej. Zdjęcie zrobione za pomocą HiRISE w ramach programu HiWish. Lokalizacja to czworokąt Hellas.
Materiał przepływający przez krawędź krateru widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Oznaczono moreny boczne.
Lodowce widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish. Lodowiec po lewej jest cienki, ponieważ stracił dużo lodu. Z drugiej strony lodowiec po prawej stronie jest gruby; nadal zawiera dużo lodu, który znajduje się pod cienką warstwą brudu i skał.
Lodowiec w kształcie języka widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Lód może istnieć w lodowcu nawet dzisiaj, pod izolującą warstwą brudu.
Zbliżenie na lodowiec w kształcie języka, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Rozdzielczość wynosi około 1 metra, więc na tym zdjęciu można zobaczyć obiekty o średnicy kilku metrów. Lód może istnieć w lodowcu nawet dzisiaj, pod izolującą warstwą brudu.
Lodowce w kształcie języka oznaczone strzałkami, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok pyska lodowca widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish Widoczne są wysoko środkowe wielokąty. Pudełko pokazuje wielkość boiska do piłki nożnej.
Zbliżenie na wielokąty o wysokim środku w pobliżu lodowca, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na wielokąty o wysokim środku w pobliżu lodowca, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie wielokątów o wysokim środku w pobliżu lodowca, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish. Box pokazuje rozmiar boiska do piłki nożnej.
Zbliżenie na wielokąty o wysokim środku w pobliżu lodowca, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Lodowiec w kształcie języka widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Szeroki widok przepływów w kształcie języka, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok przepływów w kształcie języka, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok przepływów w kształcie języka i wielokątnego terenu (który jest oznaczony), widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok wielokątnego terenu w pobliżu przepływów w kształcie języka, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Rowki spowodowane ruchem lodowca, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie, kolorowy widok wielokątów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish Wielokąty są powszechne w gruntach bogatych w lód.

Kanały

Istnieją ogromne dowody na to, że kiedyś woda płynęła w dolinach rzek na Marsie. Obrazy zakrzywionych kanałów były widoczne na zdjęciach wykonanych przez sondę marsjańską z wczesnych lat siedemdziesiątych z Mariner 9 . Rzeczywiście, badanie opublikowane w czerwcu 2017 r. obliczyło, że objętość wody potrzebna do wyrzeźbienia wszystkich kanałów na Marsie była nawet większa niż proponowany ocean, który mogła mieć planeta. Woda była prawdopodobnie wielokrotnie zawracana z oceanu do opadów wokół Marsa.

Mad Vallis widziany przez HiRISE. Zdjęcie po prawej jest powiększeniem części drugiego zdjęcia.
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Opływowy kształt w starej dolinie rzecznej widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish. Opływowy kształt jest dowodem płynącej wody.
Kanał widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanał widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Szeroki widok małych kanałów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie kanałów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish

Sieć kanałów widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Dolina widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanał widziany przez HiRISE w programie HiWish Strzałki wskazują na istnienie meandra.
Zbliżenie na małe kanały, które wydają się pochodzić z warstwy płaszcza, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanały widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Warstwy

Wiele miejsc na Marsie pokazuje skały ułożone warstwowo. Skała może tworzyć warstwy na różne sposoby. Wulkany, wiatr lub woda mogą tworzyć warstwy. Szczegółowe omówienie warstw z wieloma marsjańskimi przykładami można znaleźć w Sedimentary Geology of Mars.

Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na warstwy widziane przez HiRISE w programie HiWish Na obrazie widoczne są również głazy.
Szeroki widok warstw widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok warstwowego osadu w kraterze widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Formacja warstwowa widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na warstwy z poprzedniego zdjęcia widziane przez HiRISE w programie HiWish
Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Szeroki widok warstw widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Kanał żlebu oznaczony strzałkami Zdjęcie powiększone z poprzedniego zdjęcia
Zbliżenie na warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Szeroki widok warstw widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Widok warstw z bliska widziany przez HiRISE w programie HiWish Niektóre warstwy rozpadają się na duże bloki
Widok warstw z bliska widziany przez HiRISE w programie HiWish Niektóre warstwy rozpadają się na duże bloki
Warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Warstwy widziane przez HiRISE w programie HiWish Niektóre warstwy są jasne, co oznacza, że mogły być kojarzone z wodą.
Zbliżenie warstw widzianych przez HiRISE w programie HiWish Niektóre warstwy są jasne, co oznacza, że mogły być kojarzone z wodą.
Zbliżenie materiałów o jasnych odcieniach widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish Materiały o jasnych odcieniach są kojarzone z wodą.

Szeroki widok jasnych i ciemnych stonowanych warstw widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie jasnych i ciemnych stonowanych warstw widzianych przez HiRISE w programie HiWish
Zbliżenie jasnych i ciemnych stonowanych warstw widzianych przez HiRISE w programie HiWish
Zbliżenie, kolorowy widok warstw widzianych przez HiRISE w programie HiWish. Różne kolory reprezentują różne minerały.

Szeroki widok jasnych i ciemnych stonowanych warstw widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie, kolorowy widok warstw widzianych przez HiRISE w programie HiWish. Różne kolory reprezentują różne minerały.
Zbliżenie, kolorowy widok warstw widzianych przez HiRISE w programie HiWish

Szeroki widok warstw w kopcach widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na warstwy w kopcu widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish

Teren o strukturze plastra miodu

Te stosunkowo płasko leżące „komórki” wydają się mieć koncentryczne warstwy lub pasma, podobne do plastra miodu. Ten „plaster miodu” teren został po raz pierwszy odkryty w północno-zachodniej części Hellady. Proces geologiczny odpowiedzialny za powstanie tych cech pozostaje nierozwiązany. Niektóre obliczenia wskazują, że formacja ta mogła być spowodowana przez lód poruszający się w górę przez ziemię w tym regionie. Warstwa lodu miałaby grubość od 100 m do 1 km. Kiedy jedna substancja porusza się w górę przez inną gęstszą substancję, nazywa się to diapirem . Wygląda więc na to, że duże masy lodu wypchnęły warstwy skał w kopuły, które uległy erozji. Po usunięciu przez erozję wierzchołków warstwowych kopuł pozostały okrągłe rysy.

Uważa się, że diapiry są odpowiedzialne za cechy księżyca Neptuna Trytona , księżyca Jowisza Europa , księżyca Saturna Enceladusa i księżyca Urana Mirandy .

Koncentryczne pasma i warstwy, które zostały nazwane „terenem o strukturze plastra miodu” Zdjęcie zostało zrobione przez HiRISE w ramach programu HiWish.
Okrągłe warstwy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
warstwy i grzbiety, które tworzą dziwne wzory, jak widzi HiRISE w ramach programu HiWish
Widok z bliska grzbietów tworzących dziwne wzory, widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish

Teren o strukturze plastra miodu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Z bliska, kolorowy widok terenu o strukturze plastra miodu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na teren o strukturze plastra miodu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na teren o strukturze plastra miodu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish To powiększenie pokazuje rozpad materiału na bloki. Strzałka wskazuje blok w kształcie sześcianu.
Grzbiety widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski widok koncentrycznych i równoległych grzbietów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Szeroki widok sieci grzbietowej widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na sieć grzbietową widzianą przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie na sieć grzbietową widzianą przez HiRISE w ramach programu HiWish

Wąwozy

Wąwozy występują na stromych zboczach, zwłaszcza na ścianach kraterów. Uważa się, że wąwozy są stosunkowo młode, ponieważ mają niewiele kraterów, jeśli w ogóle. Ponadto leżą na szczycie wydm, które same w sobie są uważane za dość młode. Zwykle każdy wąwóz ma wnękę, kanał i fartuch. Niektóre badania wykazały, że wąwozy występują na zboczach skierowanych we wszystkich kierunkach, inne wykazały, że większa liczba wąwozów znajduje się na zboczach skierowanych na biegun, zwłaszcza od 30 do 44 S.

Przez lata wielu uważało, że wąwozy zostały utworzone przez płynącą wodę, ale dalsze obserwacje pokazują, że mogą one powstać z suchego lodu. Ostatnie badania opisują użycie kamery High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) w MRO do zbadania wąwozów w 356 miejscach, począwszy od 2006 r. Trzydzieści osiem z tych miejsc wykazało aktywne formowanie się wąwozów. Obrazy przed i po pokazały, że czas tej aktywności zbiegł się z sezonowym mrozem z dwutlenku węgla i temperaturami, które nie pozwoliłyby na ciekłą wodę. Kiedy szron z suchego lodu zmienia się w gaz, może on powodować smarowanie suchego materiału, aby płynął, zwłaszcza na stromych zboczach. W niektórych latach mróz, być może gruby na 1 metr, wywołuje lawiny. Ten szron zawiera głównie suchy lód, ale zawiera również niewielkie ilości lodu wodnego.

Wąwozy w kraterze widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie wąwozów w kraterze, widziane przez HiRISE w programie HiWish. Na tym zbliżeniu widoczne są wielokąty.
Szeroki widok warstw i wąwozów widziany przez HiRISE w programie HiWish Strzałki wskazują małe wąwozy.
Bliski widok małego wąwozu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Szeroki widok wąwozów widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Z bliska, kolorowy widok wąwozów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie wąwozów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish Krzywe w kanałach są dowodem na to, że wąwozy te nie zostały utworzone przez osuwiska.

Wielokąty

Niektóre powierzchnie na Marsie wyświetlają wielokąty. Mogą to być różne rozmiary. Wielokąty są przykładem wzorzystego podłoża. Wieloboczne, wzorzyste podłoże jest dość powszechne w niektórych regionach Marsa.

Grupa wielokątów widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish
Wzorzysta nawierzchnia w Hellas widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish Prostokąt przedstawia wielkość boiska do piłki nożnej.

Szeroki widok wielokątów widzianych przez HiRISE w programie HiWish Części tego obrazu są powiększone na kolejnych obrazach.
Wielokąty widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie wielokątów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish Strzałka wskazuje na głazy znajdujące się wewnątrz małych kraterów.
Zbliżenie wielokątów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Zbliżenie wielokątów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish

Odsłonięte pokrywy lodowe

Grube pokłady lodu zostały odkryte przez zespół naukowców za pomocą instrumentów na pokładzie Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Naukowcy odkryli osiem erozyjnych zboczy, na których widoczne były odsłonięte pokrywy lodowe o grubości dochodzącej do 100 metrów. Siedem lokalizacji znajdowało się na półkuli południowej. W poprzednich badaniach znaleziono już wiele dowodów zakopanego lodu pod ziemią na rozległych obszarach Marsa, ale to badanie wykazało, że lód był pokryty warstwą gleby o grubości około 1 lub 2 metrów . Shane Byrne z University of Arizona Lunar and Planetary Laboratory w Tucson, jeden ze współautorów, zauważył, że przyszli koloniści Czerwonej Planety byliby w stanie zbierać lód za pomocą tylko wiadra i łopaty. Warstwowy lód jest odsłonięty w trójkątnych zagłębieniach. Jedna ściana jest bardzo stroma i zwrócona w stronę słupa. Fakt, że lód wodny tworzy warstwy, został potwierdzony przez Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) na pokładzie Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). Widma zebrane przez CRISM pokazały silne sygnały wody. Warstwy są szczególnie widoczne w zagłębieniach czworoboku Hellady, jak pokazano na powiększonych widokach poniżej.

Szeroki widok trójkątnej depresji widziany przez HiRISE Kolorowy pasek pokazuje część obrazu, którą można zobaczyć w kolorze. Ściana na szczycie zagłębienia zawiera czysty lód. Ta ściana jest zwrócona w stronę bieguna południowego. Lokalizacja to czworokąt Hellas.
Z bliska, kolorowy widok ściany zawierającej lód z poprzedniego zdjęcia, widziany przez HiRISE

Szeroki widok trójkątnej depresji widziany przez HiRISE Ściana zwrócona w stronę bieguna południowego zawiera lód w odrębnych warstwach, które są widoczne na następnym zdjęciu. Lokalizacja to czworokąt Hellas.
Widok z bliska ściany trójkątnego zagłębienia, widziany przez warstwy HiRISE widoczne w ścianie. Dolne warstwy są nachylone, podczas gdy warstwy przy powierzchni są mniej więcej poziome. Taki układ warstw nazywany jest „ niezgodnością kątową ”.
Szeroki widok trójkątnej depresji widziany przez HiRISE Ściana zwrócona w stronę bieguna południowego zawiera lód w odrębnych warstwach, które są widoczne na następnym zdjęciu. Lokalizacja to czworokąt Hellas.
Widok z bliska ściany trójkątnego zagłębienia, widziany przez warstwy HiRISE widoczne w ścianie. Dolne warstwy są nachylone, podczas gdy warstwy przy powierzchni są mniej więcej poziome. Taki układ warstw nazywany jest „ niezgodnością kątową ”.

Poza tym, że mają wielką wartość dla przyszłych odkrywców, te warstwy lodu mogą pomóc nam lepiej zrozumieć historię klimatu Marsa. Stanowią zapis przeszłości. Duże różnice w nachyleniu planety powodują dramatyczne zmiany klimatu. Mars nie posiada dużego księżyca, który utrzymywałby stabilne nachylenie. Obecnie lód koncentruje się na biegunach, przy większym nachyleniu więcej lodu będzie występować na średnich szerokościach geograficznych. Te zmiany klimatyczne można zmierzyć, badając te warstwy.

Te trójkątne zagłębienia są podobne do tych w pofałdowanym terenie. Jednak pofałdowany teren ma łagodne nachylenie skierowane w stronę równika i jest zaokrąglony.

Zapiekana topografia

Pofałdowana topografia jest powszechna na średnich szerokościach geograficznych Marsa, między 45° a 60° na północ i południe. Jest to szczególnie widoczne w regionie Utopia Planitia na półkuli północnej oraz w regionie Peneus i Amphitrites Paterae na półkuli południowej. Taka topografia składa się z płytkich, pozbawionych krawędzi zagłębień z ząbkowanymi krawędziami, powszechnie określanych jako „zagłębienia ząbkowane” lub po prostu „przegrzebki”. Zapiekane zagłębienia mogą być izolowane lub skupione, a czasami wydają się zlewać. Typowe zapiekane zagłębienie ma łagodne nachylenie skierowane w stronę równika i bardziej stromą skarpę skierowaną w stronę bieguna. Uważa się, że ząbkowane zagłębienia powstają w wyniku usuwania materiału podpowierzchniowego, prawdopodobnie lodu śródmiąższowego, przez sublimacja (bezpośrednie przejście materiału z fazy stałej w fazę gazową bez pośredniego stanu ciekłego). Ten proces może nadal zachodzić w chwili obecnej. Ta topografia może mieć ogromne znaczenie dla przyszłej kolonizacji Marsa, ponieważ może wskazywać na złoża czystego lodu.

Etapy formowania się muszelek, widziane przez HiRISE. Formacje te prawdopodobnie powstały w wyniku sublimacji gruntu bogatego w czysty lód wodny na głębokości wielu metrów.
Pofałdowany teren widziany przez HiRISE w ramach programu HIWish Widoczne są również ślady diabła pyłowego .

Doły

W niektórych miejscach na Marsie znajdują się doły. Uważa się, że powstała pustka i materiał zapadł się w dołach. Te doły są prawdopodobnie najczęściej tworzone, gdy lód opuszcza ziemię, tworząc w ten sposób pustkę. W rzadkiej atmosferze Marsa lód sublimuje, zwłaszcza jeśli nastąpi pęknięcie. Sublimacja ma miejsce, gdy ciało stałe zamienia się bezpośrednio w gaz. Suchy lód robi to na Ziemi. Niektóre doły są związane z pęknięciami na powierzchni.

Szeroki widok dołów widzianych przez HiRISE w ramach programu HIWish
Zbliżenie dołów widzianych przez HiRISE w ramach programu HIWish. Ramka pokazuje rozmiar dołów. Niektóre doły są tak szerokie, jak długie jest boisko do piłki nożnej.

Szeroki widok dołów i torów kurzu widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish
Widok z bliska dołów widzianych przez HiRISE w ramach programu HiWish Box pokazuje wielkość boiska piłkarskiego. Doły na zdjęciu mogą mieć średnicę około 10–20 metrów.
Doły, widziane przez HiRISE w ramach programu HIWish

Dodatkowe obrazy w czworoboku Hellas

Mapa czworoboku Hellady przedstawiająca dwie duże doliny rzeczne, które schodzą w lewo, w kierunku dna krateru.
Pole zagłębień widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Cechy powierzchni widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Wgłębienia na podłodze Reull Vallis widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Teren z pasami lub toffy-pull w Helladzie, widziany przez Mars Global Surveyor . Pochodzenie jest obecnie nieznane.
Centauri Montes widziany przez HiRISE. Pasek wagi ma 500 metrów długości. Oryginalne powiększenie obrazu po lewej stronie jest pełne bogatych szczegółów we wszystkich częściach obrazu.
Ausonia Mensa widziana przez MGS w ramach programu MOC Public Targeting Program . Ta zerodowana mensa ma wiele kanałów.
Etapy formowania się muszelek, widziane przez HiRISE. Formacje te prawdopodobnie powstały w wyniku sublimacji gruntu bogatego w czysty lód wodny na głębokości wielu metrów.
Możliwa grobla i koryta, jak widzi HiRISE w programie HiWish Strzałki wskazują prawdopodobną groblę wzdłuż lewej krawędzi zdjęcia. Proste rysy są rzadkie w naturze; często są one spowodowane groblami i stawami.
Dziwne kształty, jak widzi HiRISE w ramach programu HiWish, część tego obrazu jest powiększona na następnym obrazie.
Grzbiety tworzące się z pęknięć, widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish. Ramka w lewym górnym rogu pokazuje rozmiar boiska do piłki nożnej.
Wydmy widziane przez HiRISE w ramach programu HiWish
Szeroki widok terenu mózgu widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish
Bliski, boczny widok terenu mózgu z poprzedniego zdjęcia, widziany przez HiRISE w ramach programu HiWish

Nie na miejscu skała widziana przez HiRISE w ramach programu HiWish Strzałka wskazuje na dużą skałę, która jest zdecydowanie nie na swoim miejscu. Może to być meteoryt lub mógł zostać rzucony tutaj przez pobliskie uderzenie.
Widok z bliska na nie na miejscu skałę widzianą przez HiRISE w ramach programu HiWish. Może to być meteoryt lub mógł zostać rzucony tutaj przez pobliskie uderzenie.

Inne czworokąty Marsa

Klikalny obraz 30 kartograficznych czworokątów Marsa, zdefiniowanych przez USGS . Numery czworokątów (zaczynające się od MC od „Mars Chart”) i nazwy prowadzą do odpowiednich artykułów. Północ jest na górze; znajduje się po lewej stronie równika . Zdjęcia mapy zostały wykonane przez Mars Global Surveyor .

( )

Interaktywna mapa Marsa

Interaktywna mapa obrazowa przedstawiająca globalną topografię Marsa . Najedź kursorem myszy na obraz, aby zobaczyć nazwy ponad 60 wyróżniających się obiektów geograficznych i kliknij, aby połączyć się z nimi. Kolorystyka mapy bazowej wskazuje względne wysokości , na podstawie danych z wysokościomierza laserowego Mars Orbiter zainstalowanego na Mars Global Surveyor NASA . Biele i brązy oznaczają najwyższe wzniesienia ( +12 do +8 km ); następnie róże i czerwienie ( +8 do +3 km ); żółty to 0 km ; zielenie i błękity to niższe wzniesienia (do -8 km ). Osie to szerokość i długość geograficzna ; Odnotowuje się regiony polarne .

(Zobacz też: mapa Mars Rovers i mapa Mars Memorial ) ( zobacz • dyskutuj )

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Jeziora na Marsie - Nathalie Cabrol (rozmowy SETI)
Marsjański lód - Jim Secosky - 16. doroczna międzynarodowa konwencja stowarzyszenia marsjańskiego
https://www.youtube.com/watch?v=kpnTh3qlObk [T. Gordon Wasilewski - Woda na Marsie - 20th Annual International Mars Society Convention] Opisuje jak uzyskać wodę z lodu w ziemi