El cuadrángulo contiene parte de la zona clásica de Marte conocida como Arabia . También contiene una parte de Terra Sabaea y una pequeña parte de Meridiani Planum . Se encuentra en el límite entre las jóvenes llanuras del norte y las antiguas tierras altas del sur. El cuadrángulo cubre el área desde 315° a 360° de longitud oeste y de 0° a 30° de latitud norte.
Descripción
La superficie del cuadrángulo de Arabia parece ser muy antigua porque tiene una alta densidad de cráteres, pero no es tan alta como las superficies antiguas típicas. En Marte, las áreas más antiguas contienen la mayor cantidad de cráteres; el período más antiguo se llama Noéico por el cuadrángulo Noé. [2] El área de Arabia contiene muchos cerros y crestas. Algunos creen que durante ciertos cambios climáticos se depositó una capa de polvo de hielo; más tarde, algunas partes se erosionaron para formar cerros. [3]
Algunos canales de salida se encuentran en Arabia, a saber, Naktong Vallis, Locras Valles, Indus Vallis, Scamander Vallis y Cusus Valles. [ 4]
Esta zona es una de las más polvorientas del planeta. El polvo suele alcanzar una profundidad de 20 metros y en algunos lugares alcanza los 250 metros. [5]
Capas
Muchos lugares de Arabia tienen forma de capas. [6] Las capas pueden tener unos pocos metros de espesor o decenas de metros de espesor. Investigaciones recientes sobre estas capas realizadas por científicos del Instituto Tecnológico de California (Caltech) sugieren que el cambio climático antiguo en Marte causado por la variación regular en la inclinación del planeta, u oblicuidad, puede haber causado los patrones en las capas. En la Tierra, cambios similares (forzamiento astronómico) del clima dan lugar a ciclos de eras de hielo.
Un estudio reciente de las capas de los cráteres del oeste de Arabia reveló mucho sobre la historia de las capas. Aunque los cráteres de este estudio están justo fuera del límite del cuadrángulo de Arabia, los hallazgos probablemente también se aplicarían a este cuadrángulo. El espesor de cada capa puede ser, en promedio, inferior a 4 metros en un cráter, pero de 20 metros en otro. El patrón de capas medido en el cráter Becquerel sugiere que cada capa se formó durante un período de unos 100.000 años. Además, cada 10 capas se agrupaban en unidades más grandes. El patrón de 10 capas se repite al menos 10 veces. Por lo tanto, cada patrón de 10 capas tardó un millón de años en formarse.
La inclinación del eje de la Tierra varía sólo un poco más de 2 grados; se estabiliza por la masa relativamente grande de la Luna. En contraste, la inclinación de Marte varía en decenas de grados. Cuando la inclinación (u oblicuidad) es baja, los polos son los lugares más fríos del planeta, mientras que el ecuador es el más cálido, como en la Tierra. Esto hace que los gases de la atmósfera, como el agua y el dióxido de carbono, migren hacia los polos, donde se congelan. Cuando la oblicuidad es mayor, los polos reciben más luz solar, lo que hace que esos materiales migren hacia afuera. Cuando el dióxido de carbono se mueve desde los polos, la presión atmosférica aumenta, lo que puede causar una diferencia en la capacidad de los vientos para transportar y depositar arena. Además, con más agua en la atmósfera, los granos de arena pueden pegarse y cementarse para formar capas. Este estudio del espesor de las capas se realizó utilizando mapas topográficos estereoscópicos obtenidos mediante el procesamiento de datos de la cámara de alta resolución a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA . [7]
Investigaciones recientes llevan a los científicos a creer que algunos de los cráteres de Arabia podrían haber albergado lagos enormes. El cráter Cassini y el cráter Tikonravov probablemente estuvieron llenos de agua, ya que sus bordes parecen haber sido perforados por el agua. Se han observado canales de entrada y salida en sus bordes. Cada uno de estos lagos habría contenido más agua que el lago Baikal de la Tierra, nuestro lago de agua dulce más grande por volumen. Las cuencas hidrográficas de los lagos de Arabia parecen ser demasiado pequeñas para recolectar suficiente agua solo por precipitación; por lo tanto, se cree que gran parte de su agua provenía de aguas subterráneas. [8]
Otro grupo de investigadores propuso que el agua subterránea con minerales disueltos llegó a la superficie, dentro y después alrededor de los cráteres, y ayudó a formar capas al agregar minerales (especialmente sulfato) y cementar sedimentos. Al examinarlas de cerca, las capas de Arabia parecen tener una ligera inclinación. Esta inclinación favorece la formación con la acción de un nivel freático en ascenso. Un nivel freático generalmente sigue la topografía. Dado que las capas se inclinan ligeramente hacia el noroeste, es posible que las capas hayan sido creadas por agua subterránea, en lugar de un único gran mar como se ha sugerido.
Esta hipótesis está respaldada por un modelo de agua subterránea y por sulfatos descubiertos en un área amplia. [9] [10] Al principio, al examinar los materiales de la superficie con el rover Opportunity , los científicos descubrieron que el agua subterránea había subido repetidamente y depositado sulfatos. [11] [12] [13] [14] [15] Estudios posteriores con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter mostraron que los mismos tipos de materiales existen en un área grande que incluía Arabia. [16]
Capas y fallas en el cuadrángulo de Arabia: imagen del día de HiRISE (25 de septiembre de 2021)
Capas algunas con voladizo
Capas y montículos estratificados. Cada capa registra algún tipo de cambio y es posible que haya intervenido el agua.
Capas. Las partes oscuras son arena basáltica que se ha asentado sobre superficies horizontales.
Vista en color de las capas de cerca. El marrón claro corresponde al polvo que cae del cielo. Las partes oscuras son arena basáltica que se ha asentado en superficies horizontales.
Capas en Monument Valley. Se acepta que se formaron, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
Primer plano de las capas del cráter Gill, tal como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Primer plano de las capas en el borde de una meseta en el cráter Gill, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Capas bajo la roca de cubierta de un cráter de pedestal, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. El cráter de pedestal se encuentra dentro del cráter Tikhonravov , mucho más grande .
Capas bajo la roca de cubierta de un cráter de pedestal, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. El cráter de pedestal se encuentra dentro del cráter Tikhonravov , mucho más grande .
Primer plano de algunas capas bajo la roca de la cubierta de un cráter de pedestal, como se ve mediante HiRISE en el programa HiWish
Primer plano de algunas capas bajo la roca de la cubierta de un cráter de pedestal y una franja oscura en la pendiente, como se ve con HiRISE en el programa HiWish
Capas en una meseta en Arabia, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Capas en Arabia, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista de cerca de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Al menos una capa tiene un tono claro, lo que puede indicar minerales hidratados.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista amplia de capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la imagen anterior, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas de una imagen anterior, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista amplia de mesetas y cerros estratificados, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de una meseta estratificada, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish
Colina en capas, como la ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Colina en capas, como la ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de capas y dunas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El material de tonos claros puede contener minerales hidratados.
Capas como las ve HiRISE
Capas de un acantilado, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Las áreas azules son arena basáltica.
Capas de un acantilado, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Las áreas azules son arena basáltica.
Vista amplia de las capas del cráter, tal como las vio HiRISE con el programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en otras imágenes que aparecen a continuación.
Vista detallada de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista detallada de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista detallada de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Capas y mesetas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Capas vistas por HiRISE. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho.
Capas, como las ve HiRISE. La imagen tiene un ancho de aproximadamente 1 km.
Vista de cerca de capas con forma de pirámide en la parte superior. Fotografía tomada con HiRISE.
Materiales de tonos claros
En algunas zonas de Marte el terreno presenta un tono mucho más claro que en la mayoría de las demás zonas. Gran parte de la superficie de Marte es oscura debido a los extensos flujos de basalto, una roca de lava oscura. Los estudios realizados con espectroscopios desde la órbita han demostrado que muchas zonas de tonos claros contienen minerales hidratados y/o minerales arcillosos. [17] [18] [19] [20] Eso significa que alguna vez hubo agua allí para producir estas sustancias. En resumen, los materiales de tonos claros son marcadores de la presencia pasada de agua.
Vista amplia de superficies de tonos claros, como las que ve HiRISE con el programa HiWish
Vista cercana de superficies de tonos claros, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de la región que muestra algunos lugares con materiales de tonos claros, como se ve con HiRISE en el programa HiWish
Cráteres
Los cráteres de impacto suelen tener un borde con material eyectado a su alrededor, mientras que los cráteres volcánicos no suelen tener un borde ni depósitos de material eyectado. A medida que los cráteres se hacen más grandes (superiores a 10 km de diámetro), suelen tener un pico central. [21] El pico se debe a un rebote del suelo del cráter tras el impacto. [22] A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una potente explosión, 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.
Algunos cráteres de Arabia se clasifican como cráteres de pedestal . Un cráter de pedestal es un cráter con su material eyectado sobre el terreno circundante y, por lo tanto, forma una plataforma elevada. Se forman cuando un cráter de impacto eyecta material que forma una capa resistente a la erosión, protegiendo así el área inmediata de la erosión. Como resultado de esta cubierta dura, el cráter y su material eyectado se elevan, ya que la erosión elimina el material más blando más allá del material eyectado. [23] Se ha medido con precisión que algunos pedestales están a cientos de metros por encima del área circundante. Esto significa que se erosionaron cientos de metros de material. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [23] [24] [25]
Los investigadores creen que cada año se forman más de 200 cráteres nuevos en Marte, basándose en el estudio de años de imágenes de HiRISE. [26] [27]
Los cráteres de pedestal se forman cuando los materiales expulsados de los impactos protegen el material subyacente de la erosión. Como resultado de este proceso, los cráteres aparecen en lo alto de su entorno.
El dibujo muestra una idea posterior de cómo se forman algunos cráteres de pedestal. En esta forma de pensar, un proyectil que impacta penetra en una capa rica en hielo, pero no más allá. El calor y el viento del impacto endurecen la superficie contra la erosión. Este endurecimiento se puede lograr mediante el derretimiento del hielo, que produce una solución de sal y minerales que cementa la superficie.
Cráter de pedestal dentro del cráter Tikonravov , visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de las capas a lo largo del borde del cráter del pedestal de la imagen anterior, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
Vista en primer plano de las capas a lo largo del borde del cráter del pedestal de la imagen anterior, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Se ven algunas rayas oscuras en la pendiente .
Los montículos en cráteres como el de Henry se forman por la erosión de capas que se depositaron después del impacto.
Cráter en el centro de Cassini , visto por HiRISE. Es posible que se hayan depositado capas bajo el agua, ya que se cree que Cassini alguna vez tuvo un lago gigante.
Imágenes de HiRISE que muestran el descubrimiento de un nuevo cráter con el programa HiWish. Un estudio de las áreas oscuras alrededor de nuevos cráteres como este reveló que las manchas oscuras se desvanecen debido a la deposición global de polvo atmosférico y es más probable que aparezcan en sitios de mayor latitud, sitios de menor elevación y en sitios con cráteres centrales más pequeños. Volver al albedo circundante lleva en promedio 15 años marcianos. [28]
Nuevo cráter, tal como lo vio HiRISE en el marco del programa HiWish. El nuevo cráter indicado con la flecha blanca tiene unos 10 metros de diámetro y probablemente se creó por la colisión con un objeto del tamaño de una sandía grande. Este cráter no apareció en imágenes anteriores de la misma región.
Capas y franjas oscuras en la ladera noreste del cráter Janssen, vistas por la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Janssen.
La pared norte del cráter Teisserenc de Bort muestra vetas oscuras en la pendiente , como las vio la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nótese que esta es una ampliación de la imagen anterior.
Cráter, tal como lo vio HiRISE en el marco del programa HiWish. Los materiales eyectados parecen haberse erosionado parcialmente.
Vista en color de cerca de los eyectados del cráter, tal como los vio HiRISE con el programa HiWish. Los bancos alrededor de los montículos pueden marcar un antiguo nivel de agua. Los eyectados calientes pueden haber derretido el hielo del suelo y haber formado pequeños canales.
Terreno cerebral en el fondo del cráter, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Posible metano
Un estudio realizado con el Espectrómetro Planetario Fourier de la sonda espacial Mars Express encontró metano en tres zonas de Marte, una de las cuales se encontraba en Arabia. Una posible fuente de metano es el metabolismo de las bacterias vivas. [29] Sin embargo, un estudio reciente indica que para que coincida con las observaciones de metano, debe haber algo que destruya rápidamente el gas, de lo contrario se extendería por toda la atmósfera en lugar de concentrarse en unos pocos lugares. Puede haber algo en el suelo que oxide el gas antes de que tenga la oportunidad de extenderse. Si esto es así, ese mismo químico destruiría los compuestos orgánicos, por lo que la vida sería muy difícil en Marte. [30] [31]
Bandas de deformación
El Mars Reconnaissance Orbiter mostró bandas de deformación en el cráter Capen, ubicado en el cuadrángulo Arabia. Las bandas de deformación son fallas pequeñas con desplazamientos muy pequeños. [32] A menudo preceden a fallas grandes. Se desarrollan en rocas porosas, como la arenisca. Pueden restringir y/o cambiar el flujo de fluidos como el agua y el petróleo. Son comunes en la meseta de Colorado . [33] Buenos ejemplos se forman en la arenisca de Entrada en el oleaje de San Rafael en Utah . [34] Las bandas representan fallas por deslizamiento por fricción localizado. [35] [36] Las bandas en Marte tienen unos pocos metros de ancho y hasta unos pocos kilómetros de largo. Son causadas por la compresión o estiramiento de capas subterráneas. La erosión de las capas superpuestas las hace visibles en la superficie. El cráter Capen no tenía nombre antes del descubrimiento de las bandas de deformación. Recibió su nombre en honor a Charles Capen, quien estudió Marte en el Observatorio Table Mountain del JPL en California y en el Observatorio Lowell en Arizona . [37]
Se cree que el grupo de líneas que suben y bajan en la imagen son bandas de deformación. Se las puede considerar como pequeñas fallas.
Historia geológica
Estudios recientes, publicados en la revista Icarus, han sugerido que el área pasó por varias fases en su formación:
En los primeros tiempos de la historia marciana se produjo una gran cuenca, tal vez a raíz de un impacto. Fue tan temprano que Marte todavía tenía un campo magnético generado por los movimientos en un núcleo líquido. La Arabia actual posee un magnetismo remanente de esa antigua era.
Los sedimentos fluyeron hacia la cuenca y el agua entró en la cuenca.
Debido a que Tharsis, al otro lado de Marte, se volvió tan masiva, la zona alrededor de Arabia fue empujada hacia afuera. A medida que se abultaba hacia arriba, hubo un aumento de la erosión que expuso capas antiguas. Cuando partes de un planeta que pueden estar sujetas a la erosión se elevan, hay un aumento considerable de la erosión; el Gran Cañón de la Tierra se volvió muy profundo porque se erosionó hasta convertirse en una meseta alta.
Durante los 4.000 millones de años siguientes, la zona fue modificada por diversos procesos geológicos. Los picos centrales y las formas de los desechos indican que algunas partes de Arabia todavía están enriquecidas con agua. [38] [39] [40]
Vetas oscuras en la pendiente
Las rayas son comunes en Marte. Se producen en pendientes pronunciadas de cráteres, depresiones y valles. Las rayas son oscuras al principio. Se vuelven más claras con la edad. [41] A veces comienzan en un punto diminuto, luego se extienden y se extienden por cientos de metros. Se las ha visto viajar alrededor de obstáculos, como rocas. [42] Se cree que son avalanchas de polvo brillante que exponen una capa subyacente más oscura. Sin embargo, se han propuesto varias ideas para explicarlas. Algunas involucran agua o incluso el crecimiento de organismos. [43] [44] [45] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. El polvo fino se deposita fuera de la atmósfera cubriéndolo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren de polvo, lo que reduce la energía eléctrica. La energía de los Rovers ha sido restaurada muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo , limpiando los paneles y aumentando la energía. Sabemos que el polvo se deposita en la atmósfera y luego regresa una y otra vez. [46] Las tormentas de polvo son frecuentes, especialmente cuando comienza la temporada de primavera en el hemisferio sur. En ese momento, Marte está un 40% más cerca del Sol. La órbita de Marte es mucho más elíptica que la de la Tierra. Esa es la diferencia entre el punto más alejado del Sol y el punto más cercano al Sol que es muy grande para Marte, pero solo una pequeña cantidad para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en tormentas de polvo globales. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se podía ver nada a través de la tormenta de polvo. [22] [47] También se han observado otras tormentas de polvo globales, desde entonces.
Una investigación publicada en enero de 2012 en Icarus descubrió que las rayas oscuras se originaron por ráfagas de aire de meteoritos que viajaban a velocidades supersónicas. El equipo de científicos estaba dirigido por Kaylan Burleigh, estudiante de la Universidad de Arizona. Después de contar unas 65.000 rayas oscuras alrededor del lugar de impacto de un grupo de cinco nuevos cráteres, emergieron patrones. El número de rayas era mayor cerca del lugar del impacto. Por lo tanto, es probable que el impacto haya causado las rayas. Además, la distribución de las rayas formó un patrón con dos alas que se extendían desde el lugar del impacto. Las alas curvadas se parecían a cimitarras, cuchillos curvos. Este patrón sugiere que una interacción de las ráfagas de aire del grupo de meteoritos sacudió el polvo lo suficiente como para iniciar avalanchas de polvo que formaron las numerosas rayas oscuras. Al principio se pensó que el temblor del suelo por el impacto causó las avalanchas de polvo, pero si ese fue el caso, las rayas oscuras se habrían dispuesto simétricamente alrededor de los impactos, en lugar de estar concentradas en formas curvas. [48] [49]
Vetas y capas de la cuenca de Tikhonravov, tal como las ve HiRISE. La barra de escala tiene una longitud de 500 metros.
Rayas oscuras en la pendiente cerca de la parte superior de un cráter de pedestal, como las vio HiRISE bajo el programa HiWish
Rayas y capas oscuras en la pendiente cerca de un cráter de pedestal, como las observa HiRISE en el marco del programa HiWish
Rayas oscuras en la pendiente, como las observa HiRISE con el programa HiWish
Ejemplos de rayas oscuras en pendientes, como las que ve HiRISE con el programa HiWish
Rayas oscuras en la pendiente a lo largo del borde de un cráter de pedestal, como las vio HiRISE bajo el programa HiWish
Rayas oscuras en la pendiente, como las observa HiRISE con el programa HiWish. Las flechas muestran cómo las rocas afectaron la forma de las rayas.
Rayas oscuras en la pendiente, como las observa HiRISE con el programa HiWish . Las flechas muestran cómo las rocas afectaron la forma de las rayas.
Rayas oscuras en las paredes de un cráter, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Las rayas oscuras en las pendientes pueden ser causadas por impactos cercanos, como se ve en la siguiente imagen de HiRISE de un nuevo impacto pequeño que provocó una raya en la pendiente.
Nueva raya que fue causada por un impacto reciente que creó un pequeño cráter, como se ve desde HiRISE
Redes de crestas lineales
En varios lugares de Marte se encuentran redes de crestas lineales dentro y alrededor de los cráteres. [50] Las crestas a menudo aparecen como segmentos mayoritariamente rectos que se cruzan de manera reticular. Tienen cientos de metros de largo, decenas de metros de alto y varios metros de ancho. Se cree que los impactos crearon fracturas en la superficie, fracturas que luego actuaron como canales para fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se erosionó, dejando atrás crestas duras. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador de arcilla que requiere agua para su formación. [51] [52] [53] El agua aquí podría haber sustentado la vida pasada en estos lugares. La arcilla también puede preservar fósiles u otros rastros de vida pasada.
Posible dique, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Red de crestas lineales, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. La línea oscura no forma parte de la imagen. No se recopilaron datos para esa zona.
Ampliación de la imagen anterior de la red de crestas lineales, tal como se ve con HiRISE en el programa HiWish
Diques en Arabia, vistos por HiRISE, bajo el programa HiWish. Estas características rectas pueden indicar dónde podrían encontrar depósitos minerales valiosos los futuros colonos. La barra de escala es de 500 metros. Pueden ser parte de crestas lineales, por lo que están relacionadas con cráteres de impacto.
Primer plano de un complejo grupo de crestas. Las crestas pueden ser restos de antiguos arroyos y/o redes de crestas lineales. Imagen tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Crestas pequeñas y rectas. Imagen tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Vista amplia de crestas y capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Rayas, crestas y capas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Crestas y capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Crestas y capas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de grupos de crestas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de grupos de crestas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de crestas y posibles fallas que se ven como líneas rectas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. La flecha señala una depresión angosta que se alinea con una cresta.
Crestas triangulares cortas, como las que se observan con HiRISE en el programa HiWish. Pueden ser algún tipo de formación de dunas combinada con una cresta.
Crestas, algunas con forma de pirámide. Esto puede deberse a la acumulación de arena sobre las crestas.
Otras características del paisaje
Mapa del cuadrángulo de Arabia con los principales cráteres
Rocas y sus huellas al rodar por una pendiente, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Las flechas indican dos rocas al final de sus huellas.
Grietas superficiales, observadas por HiRISE en el marco del programa HiWish. El suelo rico en hielo producirá grietas. Las grietas se irán haciendo cada vez más grandes a medida que el hielo del suelo se vaya desprendiendo debido al proceso de sublimación en la delgada atmósfera de Marte.
Cresta que corta a través de otra cresta más grande, como se ve mediante HiRISE en el programa HiWish
Formas poligonales, tal como las ve HiRISE. La arena oscura ha rellenado las grietas de la roca.
Forma de pirámide creada naturalmente.
Vista panorámica de los yardangs en el cuadrángulo de Arabia
Vista cercana de los yardangs. Estas características están modeladas por el viento.
Mesa con roca de cubierta y pila de rocas de una mesa erosionada
La cresta está en la parte superior del canal; por lo tanto, se formó después del canal.
La cresta está en la parte superior del canal; por lo tanto, se formó después del canal.
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
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 .
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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 .
![Imágenes de HiRISE que muestran el descubrimiento de un nuevo cráter con el programa HiWish. Un estudio de las áreas oscuras alrededor de nuevos cráteres como este reveló que las manchas oscuras se desvanecen debido a la deposición global de polvo atmosférico y es más probable que aparezcan en sitios de mayor latitud, sitios de menor elevación y en sitios con cráteres centrales más pequeños. Volver al albedo circundante lleva en promedio 15 años marcianos.[28]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5a/29565_2075newcratercomposite.jpg/1280px-29565_2075newcratercomposite.jpg)
