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Cuadrángulo de Mare Acidalium

Imagen del cuadrángulo del Mare Acidalium (MC-4). Se ven claramente los grandes cráteres Lomonosov (arriba a la derecha) y Kunowsky (arriba a la derecha). La famosa "cara" de Marte se encuentra en la zona de Cydonia Mensae (abajo a la derecha).

El cuadrángulo Mare Acidalium es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación Astrogeológica del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS) . El cuadrángulo está ubicado en la porción noreste del hemisferio occidental de Marte y cubre de 300° a 360° de longitud este (0° a 60° 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 Mare Acidalium también se conoce como MC-4 (Mars Chart-4). [1]

Los límites sur y norte del cuadrángulo tienen aproximadamente 3065 km y 1500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2050 km (un poco menos que la longitud de Groenlandia). [2] El cuadrángulo cubre un área aproximada de 4,9 millones de km cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte. [3] La mayor parte de la región llamada Acidalia Planitia se encuentra en el cuadrángulo Acidalium. Partes de Tempe Terra , Arabia Terra y Chryse Planitia también se encuentran en este cuadrángulo.

Esta zona contiene muchos puntos brillantes sobre un fondo oscuro que podrían ser volcanes de lodo. También hay algunos barrancos que se cree que se formaron por flujos relativamente recientes de agua líquida. [4]

Origen del nombre

Mare Acidalium (Mar Acidalio) es el nombre de una formación de albedo telescópico ubicada a 45° N y 330° E en Marte. La formación recibió su nombre de un pozo o fuente en Beocia , Grecia. Según la tradición clásica, es un lugar donde Venus y las Gracias se bañaban. [5] El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (UAI) en 1958. [6]

Fisiografía y geología

El cuadrángulo contiene muchas características interesantes, incluyendo barrancos y posibles costas de un antiguo océano del norte. Algunas áreas están densamente estratificadas. El límite entre las tierras altas del sur y las tierras bajas del norte se encuentra en Mare Acidalium. [7] La ​​" cara de Marte ", de gran interés para el público en general, se encuentra cerca de los 40,8 grados norte y 9,6 grados oeste, en un área llamada Cydonia. Cuando Mars Global Surveyor la examinó con alta resolución, la cara resultó ser simplemente una meseta erosionada. [8] Mare Acidalium contiene el sistema de cañones Kasei Valles . Este enorme sistema tiene 300 millas de ancho en algunos lugares; el Gran Cañón de la Tierra tiene solo 18 millas de ancho. [9]

Barrancos

La imagen de HiRISE de Acidalia Colles que aparece a continuación muestra barrancos en el hemisferio norte. Los barrancos se producen en pendientes pronunciadas, especialmente en cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno, y se encuentran sobre dunas de arena que son jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y una plataforma. Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlos, las más populares implican agua líquida que proviene de un acuífero o que queda de glaciares antiguos . [4]


Hay evidencias para ambas teorías. La mayoría de las cabezas de las alcobas de los barrancos se encuentran al mismo nivel, tal como se esperaría de un acuífero. Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en un acuífero a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. [10] Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y causado que el agua fluyera en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden estar compuestos de arenisca porosa. Esta capa estaría encaramada sobre otra capa que evita que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). La única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. El agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero alcance una ruptura, como la pared de un cráter. Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el Parque Nacional Zion, Utah . [11]

Por otra parte, hay evidencias que respaldan la teoría alternativa, ya que gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo. Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, similar a la superficie de una pelota de baloncesto. En determinadas condiciones, el hielo podría derretirse y fluir por las laderas para crear barrancos. Dado que hay pocos cráteres en este manto, es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se encuentra en la imagen del borde del cráter Ptolemaeus , vista por HiRISE .

Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua sale del hielo polar y entra en la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas en forma de depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensa sobre las partículas, luego las partículas más pesadas con la capa de agua caen y se acumulan en el suelo. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto regresa a la atmósfera, deja atrás polvo, que aísla el hielo restante. [12]

Fondo con patrón poligonal

El suelo poligonal con dibujos es bastante común en algunas regiones de Marte. [13] [14] [15] [16] [17] [18] [19] Se cree comúnmente que se debe a 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, llamada manto dependiente de la latitud , que cayó del cielo cuando el clima era diferente. [20] [21] [22] [23]

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. [24] A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una explosión potente, 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.

Volcanes de lodo

Grandes áreas del Mare Acidalium muestran puntos brillantes sobre un fondo oscuro. Se ha sugerido que los puntos son volcanes de lodo . [25] [26] [27] Se han cartografiado más de 18.000 de estas características, que tienen un diámetro medio de unos 800 metros. [28] El Mare Acidalium habría recibido grandes cantidades de lodo y fluidos de canales de salida, por lo que mucho lodo podría haberse acumulado allí. Se ha descubierto que los montículos brillantes contienen óxidos férricos cristalinos. El vulcanismo de lodo aquí puede ser muy significativo porque podrían haberse producido conductos de larga duración para el afloramiento de agua subterránea. Estos podrían haber sido hábitats para microorganismos. [29] Los volcanes de lodo podrían haber traído muestras de zonas profundas que, por lo tanto, podrían ser muestreadas por robots. [30] Un artículo en Icarus informa sobre un estudio de estos posibles volcanes de lodo. Los autores comparan estas características marcianas con los volcanes de lodo encontrados en la Tierra. El estudio que utiliza imágenes de HiRISE y datos de CRISM respalda la idea de que estas formaciones son, en efecto, volcanes de lodo. Los minerales férricos en nanofase y los minerales hidratados encontrados con el Espectrómetro Compacto de Imágenes de Reconocimiento para Marte (CRISM) muestran que el agua estuvo involucrada en la formación de estos posibles volcanes de lodo marcianos. [31]

Canales en la región de Idaeus Fossae

En Idaeus Fossae hay un sistema fluvial de 300 km de longitud. Está tallado en las tierras altas de Idaeus Fossae y se originó a partir del derretimiento del hielo en el suelo después de los impactos de asteroides. La datación ha determinado que la actividad hídrica se produjo después de que la mayor parte de la actividad hídrica terminara en el límite entre los períodos Noéico y Hespériense . Los lagos y los depósitos en forma de abanico se formaron por el agua corriente en este sistema a medida que drenaba hacia el este en el cráter Liberta y formaba un depósito en forma de delta. Parte de la ruta de drenaje es el valle de Moa. [32] [33]

Canales

Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó por los valles fluviales de Marte. [34] [35] Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de la sonda espacial Marte que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9. [36] [37] [38] [39] De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para excavar todos los canales de Marte era incluso mayor que el océano propuesto que podría haber tenido el planeta. Es probable que el agua se reciclara muchas veces desde el océano hasta la lluvia alrededor de Marte. [40] [41]

Océano

Muchos investigadores han sugerido que Marte alguna vez tuvo un gran océano en el norte. [42] [43] [44] [45] [46] [47] [48] Se han reunido muchas pruebas de este océano durante varias décadas. Nuevas pruebas se publicaron en mayo de 2016. Un gran equipo de científicos describió cómo parte de la superficie del cuadrángulo Ismenius Lacus fue alterada por dos tsunamis . Los tsunamis fueron causados ​​por asteroides que golpearon el océano. Se cree que ambos fueron lo suficientemente fuertes como para crear cráteres de 30 km de diámetro. El primer tsunami recogió y arrastró rocas del tamaño de automóviles o casas pequeñas. El reflujo de la ola formó canales al reorganizar las rocas. El segundo llegó cuando el océano estaba 300 m más bajo. El segundo llevó una gran cantidad de hielo que se dejó caer en valles. Los cálculos muestran que la altura promedio de las olas habría sido de 50 m, pero las alturas variarían de 10 m a 120 m. Las simulaciones numéricas muestran que en esta parte particular del océano se formarían dos cráteres de impacto de 30 km de diámetro cada 30 millones de años. La implicación aquí es que un gran océano del norte puede haber existido durante millones de años. Un argumento en contra de un océano ha sido la falta de características de la costa. Estas características pueden haber sido arrasadas por estos eventos de tsunami. Las partes de Marte estudiadas en esta investigación son Chryse Planitia y el noroeste de Arabia Terra . Estos tsunamis afectaron algunas superficies en el cuadrángulo Ismenius Lacus y en el cuadrángulo Mare Acidalium. [49] [50] [51] [52]

Pingos

Se cree que en Marte hay pingos, unos montículos que contienen grietas. Estas fracturas en particular fueron evidentemente producidas por algo que emergió desde debajo de la frágil superficie de Marte. Las lentes de hielo, resultantes de la acumulación de hielo debajo de la superficie, posiblemente crearon estos montículos con fracturas. El hielo es menos denso que la roca, por lo que el hielo enterrado se elevó y empujó hacia arriba en la superficie y generó estas grietas. Un proceso análogo crea montículos de tamaño similar en la tundra ártica de la Tierra que se conocen como pingos , una palabra inuit. [53] Contienen hielo de agua pura, por lo que serían una gran fuente de agua para los futuros colonos en Marte.

Terreno fracturado

Capas

Las rocas se pueden formar en capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [54] Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se desplazó cientos de kilómetros y, en el proceso, disolvió muchos minerales de la roca por la que pasó. Cuando el agua subterránea emerge en áreas bajas que contienen sedimentos, el agua se evapora en la delgada atmósfera y deja minerales como depósitos y/o agentes cementantes. En consecuencia, las capas de polvo no podrían erosionarse fácilmente más tarde, ya que estaban cementadas entre sí.

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Otras características del paisaje

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 tu ratónsobre 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 .
(Ver también: Mapa de los Mars Rovers y Mapa del Mars Memorial ) ( ver • discutir )


Véase también

Referencias

  1. ^ Davies, ME; Batson, RM; Wu, SSC "Geodesia y cartografía" en Kieffer, HH; Jakosky, BM; Snyder, CW; Matthews, MS, Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992.
  2. ^ Distancias calculadas utilizando la herramienta de medición NASA World Wind. http://worldwind.arc.nasa.gov/.
  3. ^ Aproximación mediante la integración de franjas latitudinales con área de R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) desde 30° hasta 65° de latitud; donde R = 3889 km, A es la latitud y los ángulos se expresan en radianes. Consulte: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface.
  4. ^ ab Heldmann, J.; Mellon, M. (2004). "Observaciones de barrancos marcianos y limitaciones sobre los mecanismos de formación potenciales. 2004". Icarus . 168 (2): 285–304. Bibcode :2004Icar..168..285H. doi :10.1016/j.icarus.2003.11.024.
  5. ^ Blunck, J. 1982. Marte y sus satélites. Exposition Press. Smithtown, Nueva York.
  6. ^ Diccionario geográfico de nomenclatura planetaria del USGS. Marte. http://planetarynames.wr.usgs.gov/.
  7. ^ "HiRISE | Un cráter complejo en Arabia Terra (PSP_010354_2165)".
  8. ^ "Lanzamiento del MOC2-283 del Mars Global Surveyor".
  9. ^ "HiRISE | Rolling Stones (casi) silenciosos en Kasei Valles". Archivado desde el original el 1 de octubre de 2016. Consultado el 19 de febrero de 2009 .
  10. ^ Heldmann, J.; Mellon, M. (2004). "Observaciones de barrancos marcianos y limitaciones sobre los mecanismos de formación potenciales". Icarus . 168 (2): 285–304. Bibcode :2004Icar..168..285H. doi :10.1016/j.icarus.2003.11.024.
  11. ^ Harris, A y E. Tuttle. 1990. Geología de los parques nacionales. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa.
  12. ^ MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (18 de diciembre de 2003). Marte podría estar emergiendo de una era glacial. ScienceDaily. Consultado el 19 de febrero de 2009 en https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAnuncios de GooglePublicidad
  13. ^ "Refubium - Búsqueda" (PDF) .
  14. ^ Kostama, V.-P.; Kreslavsky, Head (2006). "Manto helado reciente de alta latitud en las llanuras del norte de Marte: características y edades de emplazamiento". Geophys. Res. Lett . 33 (11): L11201. Código Bibliográfico :2006GeoRL..3311201K. doi : 10.1029/2006GL025946 . S2CID  17229252.
  15. ^ Malin, M.; Edgett, K. (2001). "Cámara Mars Orbiter del Mars Global Surveyor: crucero interplanetario a través de la misión principal". J. Geophys. Res . 106 (E10): 23429–23540. Código Bibliográfico :2001JGR...10623429M. doi : 10.1029/2000je001455 .
  16. ^ Milliken, R.; et al. (2003). "Características del flujo viscoso en la superficie de Marte: observaciones a partir de imágenes de alta resolución de la Mars Orbiter Camera (MOC)". J. Geophys. Res . 108 (E6): 5057. Bibcode :2003JGRE..108.5057M. doi :10.1029/2002JE002005.
  17. ^ Mangold, N (2005). "Terrenos con patrones de latitudes altas en Marte: clasificación, distribución y control climático". Icarus . 174 (2): 336–359. Bibcode :2005Icar..174..336M. doi :10.1016/j.icarus.2004.07.030.
  18. ^ Kreslavsky, M., Head, J. 2000. Rugosidad a escala kilométrica en Marte: resultados del análisis de datos MOLA. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.
  19. ^ Seibert, N.; Kargel, J. (2001). "Terreno poligonal marciano a pequeña escala: implicaciones para el agua líquida superficial". Geophys. Res. Lett . 28 (5): 899–902. Código Bibliográfico :2001GeoRL..28..899S. doi :10.1029/2000gl012093.
  20. ^ Hecht, M (2002). "Metaestabilidad del agua en Marte". Icarus . 156 (2): 373–386. Bibcode :2002Icar..156..373H. doi :10.1006/icar.2001.6794.
  21. ^ Mustard, J.; et al. (2001). "Evidencia de un cambio climático reciente en Marte a partir de la identificación de hielo joven cerca de la superficie". Nature . 412 (6845): 411–414. Bibcode :2001Natur.412..411M. doi :10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  22. ^ Kreslavsky, MA, Head, JW, 2002. Manto superficial reciente de alta latitud en Marte: nuevos resultados de MOLA y MOC. European Geophysical Society XXVII, Niza.
  23. ^ Head, JW; Mustard, JF; Kreslavsky, MA; Milliken, RE; Marchant, DR (2003). "Hielos recientes en Marte". Nature . 426 (6968): 797–802. Bibcode :2003Natur.426..797H. doi :10.1038/nature02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
  24. ^ Hugh H. Kieffer (1992). Marte. Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN 978-0-8165-1257-7. Recuperado el 7 de marzo de 2011 .
  25. ^ Farrand, W.; et al. (2005). "Conos y cúpulas picadas en Marte: observaciones en Acidalia Planitia y Cydonia Mensae utilizando datos MOC, THEMIS y TES". J. Geophys. Res . 110 (E5): 14. Código bibliográfico : 2005JGRE..110.5005F. doi : 10.1029/2004JE002297 .
  26. ^ Tanaka, K.; et al. (2003). "Historia de la renovación de la superficie de las llanuras del norte de Marte basada en el mapeo geológico de los datos del Mars Global Surveyor". J. Geophys. Res . 108 (E4): 8043. Bibcode :2003JGRE..108.8043T. doi : 10.1029/2002JE001908 .
  27. ^ Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.) 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM
  28. ^ Oehler, D. y C. Allen. 2010. Evidencia de vulcanismo de lodo generalizado en Acidalia Planitia, Marte. Icarus: 208. 636-657.
  29. ^ Komatsu, G., et al. 2014. POTENCIAL ASTROBIOLÓGICO DEL VOLCANISMO DE LODO EN MARTE. 45.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2014). 1085.pdf
  30. ^ Oehler, D; Allen, C. (2011). "Evidencia de vulcanismo de lodo generalizado en Acidalia Planitia, Marte". Icarus . 208 (2): 636–657. Bibcode :2010Icar..208..636O. doi :10.1016/j.icarus.2010.03.031.
  31. ^ Komatsu, G. y col. 2016. Características de un pequeño edificio en Chryse Planitia, Marte: Evaluación de la hipótesis de un volcán de lodo. Ícaro: 268, 56-75.
  32. ^ Salese, F.; Di Achille, F.; et al. (2016). "Análisis hidrológicos y sedimentarios de sistemas paleofluvio-paleolacustodios bien conservados en Moa Valles, Marte". J. Geophys. Res. Planets . 121 (2): 194–232. Bibcode :2016JGRE..121..194S. doi : 10.1002/2015JE004891 . S2CID  130651090.
  33. ^ Salese, F., G. Di Achille, G. Ori. 2015. SEDIMENTOLOGÍA DE UN SISTEMA FLUVIANO CON UNA SERIE DE PALEOLAGOS EN LOS QUE SE PRODUCE UNA ROTURA DE PRESA EN IDAEUS FOSSAE, MARTE. 46.ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria 2296.pdf
  34. ^ Baker, V.; et al. (2015). "Geomorfología fluvial en superficies planetarias similares a la Tierra: una revisión". Geomorfología . 245 : 149–182. Código Bibliográfico :2015Geomo.245..149B. doi :10.1016/j.geomorph.2015.05.002. PMC 5701759 . PMID  29176917. 
  35. ^ Carr, M. 1996. en Agua en Marte. Oxford Univ. Press.
  36. ^ Baker, V. 1982. Los canales de Marte. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
  37. ^ Baker, V.; Strom, R.; Gulick, V.; Kargel, J.; Komatsu, G.; Kale, V. (1991). "Océanos antiguos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte". Nature . 352 (6336): 589–594. Código Bibliográfico :1991Natur.352..589B. doi :10.1038/352589a0. S2CID  4321529.
  38. ^ Carr, M (1979). "Formación de características de inundación marcianas por liberación de agua de acuíferos confinados". J. Geophys. Res . 84 : 2995–300. Bibcode :1979JGR....84.2995C. doi :10.1029/jb084ib06p02995.
  39. ^ Komar, P (1979). "Comparaciones de la hidráulica de los flujos de agua en los canales de salida marcianos con flujos de escala similar en la Tierra". Icarus . 37 (1): 156–181. Bibcode :1979Icar...37..156K. doi :10.1016/0019-1035(79)90123-4.
  40. ^ "¿Cuánta agua se necesitó para crear valles en Marte? - SpaceRef". 5 de junio de 2017.
  41. ^ Luo, W.; et al. (2017). "Nueva estimación del volumen de la red de valles marcianos consistente con el océano antiguo y el clima cálido y húmedo". Nature Communications . 8 : 15766. Bibcode :2017NatCo...815766L. doi :10.1038/ncomms15766. PMC 5465386 . PMID  28580943. 
  42. ^ Parker, Timothy J.; Gorsline, Donn S.; Saunders, R. Stephen; Pieri, David C.; Schneeberger, Dale M. (1993). "Geomorfología costera de las llanuras del norte de Marte". Revista de investigación geofísica . 98 (E6): 11061. Código Bibliográfico :1993JGR....9811061P. doi :10.1029/93je00618.
  43. ^ Fairén, Alberto G.; Dohm, James M.; Baker, Victor R.; De Pablo, Miguel A.; Ruiz, Javier; Ferris, Justin C.; Anderson, Robert C. (2003). "Inundaciones episódicas de las llanuras del norte de Marte" (PDF) . Icarus . 165 (1): 53–67. Bibcode :2003Icar..165...53F. doi :10.1016/s0019-1035(03)00144-1.
  44. ^ Head Iii, JW (1999). "Posibles océanos antiguos en Marte: evidencia de los datos del altímetro láser del Mars Orbiter". Science . 286 (5447): 2134–2137. Bibcode :1999Sci...286.2134H. doi :10.1126/science.286.5447.2134. PMID  10591640.
  45. ^ Parker, Timothy J.; Stephen Saunders, R.; Schneeberger, Dale M. (1989). "Morfología transicional en Deuteronilus Mensae occidental, Marte: implicaciones para la modificación del límite entre tierras bajas y tierras altas". Icarus . 82 (1): 111–145. Bibcode :1989Icar...82..111P. doi :10.1016/0019-1035(89)90027-4.
  46. ^ Carr, Michael H. (2003). "Océanos en Marte: una evaluación de la evidencia observacional y su posible destino". Revista de investigación geofísica . 108 (E5): 5042. Código Bibliográfico :2003JGRE..108.5042C. doi : 10.1029/2002JE001963 .
  47. ^ Kreslavsky, Mikhail A.; Head, James W. (2002). "Destino de los efluentes de los canales de salida en las tierras bajas del norte de Marte: la Formación Vastitas Borealis como residuo de sublimación de cuerpos de agua estancados congelados". Journal of Geophysical Research: Planets . 107 (E12): 4–1–4–25. Bibcode :2002JGRE..107.5121K. doi : 10.1029/2001JE001831 .
  48. ^ Clifford, S. (2001). "La evolución de la hidrosfera marciana: implicaciones para el destino de un océano primordial y el estado actual de las llanuras del norte". Icarus . 154 (1): 40–79. Bibcode :2001Icar..154...40C. doi :10.1006/icar.2001.6671.
  49. ^ "Antigua evidencia de tsunami en Marte revela potencial de vida" (Comunicado de prensa). 20 de mayo de 2016.
  50. ^ Rodriguez, J. Alexis P.; Fairén, Alberto G.; Tanaka, Kenneth L.; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki; Kargel, Jeffrey S.; Yan, Jianguo; Gulick, Virginia; Higuchi, Kana; Baker, Victor R.; Glines, Natalie (2016). "Las olas del tsunami reabrieron extensamente las costas de un océano marciano primitivo". Scientific Reports . 6 : 25106. Bibcode :2016NatSR...625106R. doi :10.1038/srep25106. PMC 4872529 . PMID  27196957. 
  51. ^ Rodriguez, J. Alexis P.; Fairén, Alberto G.; Tanaka, Kenneth L.; Zarroca, Mario; Linares, Rogelio; Platz, Thomas; Komatsu, Goro; Miyamoto, Hideaki; Kargel, Jeffrey S.; Yan, Jianguo; Gulick, Virginia; Higuchi, Kana; Baker, Victor R.; Glines, Natalie (2016). "Las olas del tsunami reabrieron extensamente las costas de un océano marciano primitivo". Scientific Reports . 6 : 25106. Bibcode :2016NatSR...625106R. doi :10.1038/srep25106. PMC 4872529 . PMID  27196957. 
  52. ^ "La evidencia de un antiguo tsunami en Marte revela potencial para la vida". 19 de mayo de 2016.
  53. ^ "HiRISE | Telarañas (ESP_046359_1250)".
  54. ^ "Inicio". hirise.lpl.arizona.edu?PSP_008437_1750 .
  55. ^ Morton, Oliver (2002). Mapeo de Marte: ciencia, imaginación y el nacimiento de un mundo . Nueva York: Picador USA. p. 98. ISBN 0-312-24551-3.
  56. ^ "Atlas online de Marte". Ralphaeschliman.com . Consultado el 16 de diciembre de 2012 .
  57. ^ "PIA03467: Mapa gran angular de Marte del MGS MOC". Fotodiario. NASA / Jet Propulsion Laboratory. 16 de febrero de 2002. Consultado el 16 de diciembre de 2012 .
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