Imagen del Cuadrángulo de Memnonia (MC-16). El sur incluye tierras altas con muchos cráteres atravesadas, en la parte noreste, por el valle de Mangala . El norte contiene depósitos ondulados erosionados por el viento y el este contiene flujos de lava de la región de Tharsis .
El cuadrángulo es una región de Marte que cubre la latitud -30° a 0° y la longitud 135° a 180°. [2] La parte occidental de Memnonia es una región montañosa altamente craterizada que exhibe una amplia gama de degradación de cráteres.
Memnonia incluye estas regiones topográficas de Marte:
Recientemente, se encontró evidencia de agua en la zona. Se encontraron rocas sedimentarias estratificadas en la pared y el suelo del cráter Columbus . Estas rocas podrían haber sido depositadas por el agua o por el viento. Se encontraron minerales hidratados en algunas de las capas, por lo que es posible que haya intervenido el agua. [3]
El cráter Columbus contiene capas, también llamadas estratos. Muchos lugares en Marte muestran rocas dispuestas en capas. A veces, las capas son de diferentes colores. Las rocas de tonos claros en Marte se han asociado con minerales hidratados como los sulfatos . El rover marciano Opportunity examinó dichas capas de cerca con varios instrumentos. Algunas capas probablemente estén formadas por partículas finas porque parecen descomponerse en polvo fino. Otras capas se descomponen en grandes rocas, por lo que probablemente sean mucho más duras. Se cree que el basalto , una roca volcánica, está en las capas que forman las rocas. El basalto se ha identificado en Marte en muchos lugares. Los instrumentos de las naves espaciales en órbita han detectado arcilla (también llamada filosilicato ) en algunas capas. Una investigación reciente con un espectrómetro de infrarrojo cercano en órbita , que revela los tipos de minerales presentes en función de las longitudes de onda de la luz que absorben, encontró evidencia de capas de arcilla y sulfatos en el cráter Columbus. [5] Esto es exactamente lo que aparecería si un gran lago se hubiera evaporado lentamente. [6] Además, debido a que algunas capas contenían yeso , un sulfato que se forma en agua relativamente dulce, podría haberse formado vida en el cráter. [7]
Los científicos están entusiasmados por encontrar minerales hidratados como sulfatos y arcillas en Marte porque generalmente se forman en presencia de agua. [8] Los lugares que contienen arcillas y/u otros minerales hidratados serían buenos lugares para buscar evidencia de vida. [9]
Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [10]
Capas del cráter Columbus , tal como las ve HiRISE . Esta imagen en falso color tiene unos 240 metros de ancho. Algunas de las capas contienen minerales hidratados, como arcilla y sulfatos.
Capas en Monument Valley. Se acepta que se formaron, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
Capas en la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas expuestas en la base de un grupo de colinas en Mangala Valles en el cuadrángulo de Memnonia, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Las flechas señalan rocas que se encuentran en fosas. Las fosas pueden haberse formado por los vientos, el calor de las rocas al derretir el hielo del suelo o algún otro proceso.
Cráter que muestra capas, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
Valle, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Valles de Mangala
Mangala Vallis es un importante sistema de canales que contiene varias cuencas que se llenaron y luego el desbordamiento pasó por una serie de aliviaderos. [11] [12] Una fuente de agua para el sistema era Memonia Fossae, pero el agua probablemente también provenía de una gran cuenca centrada a 40 grados S. [13] [14]
Parte de Mangala Valles, como la vio HiRISE en el marco del programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Memnonia.
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. [15] El pico se debe a un rebote del suelo del cráter tras el impacto. [16] 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. A veces, los rayos brillantes rodean los cráteres porque el impacto ha llegado hasta una capa brillante de rocas y luego ha arrojado las rocas brillantes a la superficie más oscura. Una imagen de abajo, tomada por Mars Global Surveyor, muestra esto.
Los rayos brillantes causados por el impacto expulsan una capa inferior brillante. Algunas capas brillantes contienen minerales hidratados. Fotografía tomada con Mars Global Surveyor , en el marco del Programa de focalización pública de MOC .
Pequeños cráteres con eyecciones delgadas, como los que se observan con HiRISE en el marco del programa HiWish
Montículo central del cráter Nicholson , visto por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver la franja oscura de la pendiente que se desvía debido a un obstáculo.
Sección media del cráter Burton , que muestra el montículo central, como lo ve la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter)
Montículo central del cráter Burton, que muestra vetas oscuras en la pendiente , tal como las vio la cámara CTX (a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Burton.
Lado este del cráter Ejriksson , visto por la cámara CTX (en el Mars Reconnaissance Orbiter)
Crestas
Las crestas en Marte pueden deberse a diferentes causas. Se cree que las crestas largas y rectas son diques. Las crestas curvas y ramificadas pueden ser ejemplos de topografía invertida , y los grupos de crestas rectas que se cruzan entre sí pueden ser el resultado de impactos. Estas crestas en forma de caja que se cruzan se denominan redes de crestas lineales . Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [17] 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, estas fracturas 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.
Vista amplia de la región que muestra crestas cuando se amplía. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Vista de cerca de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan algunas crestas.
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista de cerca de las crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan algunas crestas rectas.
Vista cercana de las crestas, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Líneas rectas y crestas, como las ve HiRISE con el programa HiWish
Yardangs
Los yardangs son comunes en algunas regiones de Marte, especialmente en lo que se llama la " Formación Medusae Fossae ". [18] Se forman por la acción del viento sobre partículas del tamaño de arena; por lo tanto, a menudo apuntan en la dirección en la que soplaban los vientos cuando se formaron.
Vista panorámica de los yardangs en Lucus Planum , tal como los vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de los yardangs en la imagen anterior, como los vio HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de yardangs de una imagen anterior, como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano del suelo del cráter que muestra yardangs y rayas oscuras en la pendiente, como se ve con HiRISE en el programa HiWish
Yardangs, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Yardangs, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista amplia de los yardangs, tal como los vio HiRISE con el programa HiWish. Esta imagen es extraña porque los yardangs están alineados en direcciones diferentes en la parte superior e inferior de la imagen. Probablemente, la dirección del viento cambió para causar esto.
Vetas oscuras en la pendiente
Muchos lugares de Marte muestran rayas oscuras en pendientes pronunciadas como las paredes de un cráter. Parece que las rayas más jóvenes son oscuras; se vuelven más claras con la edad. [19] A menudo comienzan como un pequeño punto estrecho que luego se ensancha y se extiende cuesta abajo durante cientos de metros. Se han propuesto varias ideas para explicar las rayas. Algunas involucran agua. [20] o incluso el crecimiento de organismos. [21] [22] 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 cubriendo todo. Sabemos mucho sobre este polvo porque los paneles solares de los Mars Rovers se cubren de polvo. La energía de los Rovers se ha salvado muchas veces por el viento, en forma de remolinos de polvo , que han despejado los paneles y aumentado la energía. A partir de estas observaciones con los Rovers, sabemos que el proceso de polvo que sale de la atmósfera y luego regresa ocurre una y otra vez. [23]
Se acepta generalmente que las rayas representan avalanchas de polvo. [24] Las rayas aparecen en áreas cubiertas de polvo. Cuando se retira una fina capa de polvo, la superficie subyacente es oscura. Gran parte de la superficie marciana está cubierta de polvo. 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 es muy grande para Marte, pero solo leve para la Tierra. Además, cada pocos años, todo el planeta se ve envuelto en una tormenta de polvo global. Cuando la nave Mariner 9 de la NASA llegó allí, no se podía ver nada a través de la tormenta de polvo. [16] [25] También se han observado otras tormentas de polvo globales, desde entonces. Se pueden ver rayas oscuras en la imagen de abajo tomada con HiRISE del montículo central en el cráter Nicholson . Al menos una raya en la imagen se divide en dos al encontrar un obstáculo.
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 curvas 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. [26] [27]
Labou Vallis , visto por HiRISE. La imagen de tamaño completo muestra las vetas oscuras de la ladera, tanto antiguas como nuevas (más oscuras).
Rayas oscuras en la pendiente, como las observa HiRISE con el programa HiWish
Rayas oscuras en la pendiente, como las observa HiRISE con el programa HiWish
Rayas oscuras en la pendiente, como las observa HiRISE con el programa HiWish
Fosa en Marte
Las grandes depresiones (depresiones largas y estrechas) se denominan fossae en el lenguaje geográfico utilizado para Marte. Este término se deriva del latín; por lo tanto, fossa es singular y fossae es plural. [28] Las depresiones se forman cuando la corteza se estira hasta que se rompe. El estiramiento puede deberse al gran peso de un volcán cercano. Una depresion a menudo tiene dos rupturas con una sección central que se mueve hacia abajo, dejando acantilados escarpados a lo largo de los lados; una depresion de este tipo se llama graben. [29] El lago George , en el norte del estado de Nueva York , es un lago que se encuentra en un graben.
Se han sugerido otras ideas para la formación de fosas. Hay evidencia de que están asociadas con diques de magma . El magma podría moverse a lo largo, bajo la superficie, rompiendo la roca y, lo que es más importante, derritiendo el hielo. La acción resultante causaría la formación de una grieta en la superficie. Los diques causados tanto por estiramiento tectónico (extensión) como por diques se encuentran en Islandia . [30] Un ejemplo de un foso causado por un dique se muestra a continuación en la imagen Memnonia Fossae, como se ve por HiRISE .
Parece que el agua comenzó a salir de la superficie para formar Mangala Vallis cuando se formó un graben. [4] [31]
Graben en Memnonia Fossae, visto por HiRISE. Se cree que este graben es el resultado de diques magmáticos en lugar de estiramientos tectónicos regionales. La barra de escala tiene 1000 metros de largo.
Grandes pozos en Sirenum Fossae , vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Canal que atraviesa un cráter de impacto, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Valles
Hay una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos en Marte. Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de la nave espacial Marte que datan de principios de la década de 1970 con el orbitador Mariner 9. [32] [33] [34] [35] Vallis (plural valles ) es la palabra latina para valle . Se utiliza en geología planetaria para nombrar las características del relieve en otros planetas, incluidos lo que podrían ser antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando se enviaron las primeras sondas a Marte. Los orbitadores Viking provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte ; se encontraron enormes valles fluviales en muchas áreas. Las cámaras de la nave espacial mostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, tallaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho de roca y viajaron miles de kilómetros. [16] [36] [37] Algunos valles de Marte ( Mangala Vallis , Athabasca Vallis , Granicus Vallis y Tinjar Valles) comienzan claramente en graben. Por otro lado, algunos de los grandes canales de salida comienzan en áreas bajas llenas de escombros llamadas caos o terreno caótico. Se ha sugerido que cantidades masivas de agua quedaron atrapadas bajo presión debajo de una criosfera gruesa (capa de suelo congelado), luego el agua se liberó repentinamente, tal vez cuando la criosfera se rompió por una falla. [38] [39]
Ampliación de la imagen anterior, tal como la ve HiRISE con el programa HiWish
como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Formularios optimizados en un canal, como los que ve HiRISE en el programa HiWish
Valle curvo, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Flujos de lava
La lava es común en Marte, como en muchos otros cuerpos planetarios.
Flujo de lava. El flujo de lava se detuvo cuando tocó el terreno más alto de un montículo. La fotografía fue tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Cincuenta años de imágenes de Marte: desde Mariner 4 hasta HiRISE
El 3 de octubre de 2017, HiRISE tomó una fotografía de Marte en el cuadrángulo de Memnonia, un punto que ha sido fotografiado por siete cámaras diferentes en diferentes naves espaciales durante los últimos 50 años. [40] Las imágenes del Planeta Rojo comenzaron con una de las imágenes del Mariner 4 en el verano de 1965. Las siguientes imágenes muestran estas imágenes con su resolución creciente a lo largo de los años. La resolución en la primera imagen del Mariner 4 fue de 1,25 km/píxel; eso se compara con la resolución aproximada de 50 cm/píxel de HiRISE.
Composición que muestra la resolución relativa de siete cámaras diferentes que tomaron imágenes de Marte: HiRISE (Mars Reconnaissance Orbiter), THEMIS VIS ( Mars Odyssey ), MOC-WAC ( Mars Global Surveyor ), HRSC ( Mars Express ), CTX (Mars Reconnaissance Orbiter), Viking, Mariner 4. La ubicación es el cuadrángulo de Memnonia.
Composición que muestra la resolución relativa de siete cámaras diferentes que captaron imágenes de Marte: HiRISE (Mars Reconnaissance Orbiter), THEMIS VIS (Mars Odyssey), MOC-WAC (Mars Global Surveyor), HRSC (Mars Express), CTX (Mars Reconnaissance Orbiter), Viking, Mariner 4. La ubicación es el cuadrángulo de Memnonia. La flecha azul en algunas imágenes apunta a la misma ubicación con diferentes cámaras. El recuadro rojo con la imagen de CTX muestra la ubicación del siguiente fotograma de HiRISE.
Mapa que muestra el área cubierta en las fotografías anteriores con un rectángulo negro. La flecha azul indica el punto que finalmente capturó la imagen HiRISE. Se muestran las posiciones relativas de los cráteres Columbus , Williams , Ejriksson , Dejnev y Bernard .
Más funciones
Características de la superficie a lo largo de un escarpe en la formación Medusae Fossae, como se observa con HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Memnonia.
Canales dentro y fuera de un cráter, como los ve HiRISE con el programa HiWish. Los canales ramificados se encuentran fuera del cráter (en la parte superior de la imagen). El canal luego se adentra en el cráter y forma más ramificaciones que probablemente tengan forma de delta.
Canal que se ha erosionado a través de una cresta arrugada, como se ve en HiRISE con el programa HiWish. La flecha muestra el punto donde el canal se ha erosionado a través de la cresta.
Función optimizada, como la que se ve en HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de las capas del cráter, como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de las capas del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de rocas que se encuentran en pozos, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Cráter exhumado, tal como lo vio HiRISE en el marco del programa HiWish. Después de su formación, el cráter quedó enterrado y ahora está siendo expuesto por la erosión.
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 del 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 .
^ 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.
^ Astrogeología del USGS: Listado de mapas planetarios
^ "HiRISE | Capas sedimentarias en el cráter Columbus (PSP_010281_1510)". Hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ ab "Canales y valles de Marte". Msss.com . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ Cabrol, N. y E. Grin (eds.). 2010. Lagos en Marte. Elsevier.NY.
^ Wray, J. et al. 2009. Cráter Columbus y otros posibles lagos de Marte en Terra Sirenum. Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria. 40: 1896.
^ "El cráter marciano "Lago Michigan" está lleno de minerales, indicios". News.nationalgeographic.com. 28 de octubre de 2010. Archivado desde el original el 5 de diciembre de 2009. Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ "Zona objetivo: Nilosyrtis? | Misión Mars Odyssey THEMIS". Themis.asu.edu . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ "HiRISE | Cráteres y valles en las fosas Elysium (PSP_004046_2080)". Hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ "HiRISE | Experimento científico de imágenes de alta resolución". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750 . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ Cabrol, N. y E. Grin (eds.). 2010. Lagos en Marte. Elsevier. Nueva York.
^ Emrick, C. y R. De Hon. 1999. Descarga de inundaciones a través de Labou Vallis, Marte. Planeta lunar. Sci. Conf. XXX: Resumen n.° 1893.
^ Zimbelman, J. et al. 1992. Historia volátil de Mangala Valles, Mars. J. Geophys. Res. 97: 18309-18317
^ De Hon, R. 1994. Sedimentación lacustre en los valles inferiores de Mangals. Marte, planeta lunar. Sci. Conf. XXVII: 295-296
^ "Piedras, viento y hielo: una guía sobre los cráteres de impacto marcianos". Lpi.usra.edu . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ abc Hugh H. Kieffer (1992). Marte. Prensa de la Universidad de Arizona. ISBN978-0-8165-1257-7. Recuperado el 7 de marzo de 2011 .
^ Head, J., J. Mustard. 2006. Diques de brechas y fallas relacionadas con cráteres en cráteres de impacto en Marte: erosión y exposición en el suelo de un cráter de 75 km de diámetro en el límite de dicotomía, Meteorit. Planet Science: 41, 1675-1690.
^ Servicio de resúmenes astronómicos SAO/NASA ADS: Yardangs en Marte
^ Schorghofer, N, et al. 2007. Tres décadas de actividad de las franjas de pendiente en Marte. Icarus. 191:132-140.
^ www.spcae.com https://web.archive.org/web/20150221231430/http://www.spcae.com/scienceastronomy/streaks_mars_021211.html. Archivado desde el original el 21 de febrero de 2015.{{cite web}}: Falta o está vacío |title=( ayuda )
^ "El rover Mars Spirit obtiene un aumento de energía gracias a paneles solares más limpios". Sciencedaily.com. 19 de febrero de 2009. Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ Ferris, JC; Dohm, JM; Baker, VR; Maddock III, T. (2002). Estrías oscuras en laderas de Marte: ¿están implicados procesos acuosos? Geophys. Res. Lett., 29 (10), 1490, doi :10.1029/2002GL014936
^ Moore, Patrick (2 de junio de 1990). Atlas del sistema solar . Crescent Books. ISBN0-517-00192-6.
^ Kaylan J. Burleigh, Henry J. Melosh, Livio L. Tornabene, Boris Ivanov, Alfred S. McEwen, Ingrid J. Daubar. Una ráfaga de aire provoca avalanchas de polvo en Marte. Ícaro, 2012; 217 (1): 194 doi :10.1016/j.icarus.2011.10.026
^ "Informe sobre el Planeta Rojo | ¿Qué sucede con Marte?". Redplanet.asu.edu . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ "Nomenclatura de nombres de objetos marcianos de la galería de arte de Marte". Marsartgallery.com . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ "HiRISE | Cráteres y cadenas de cráteres de fosas en Chryse Planitia (PSP_008641_2105)". Hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ "HiRISE | Graben en Memnonia Fossae (PSP_005376_1575)". Hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
^ Michael H. Carr (2006). La superficie de Marte. Cambridge University Press. ISBN978-0-521-87201-0. Recuperado el 21 de marzo de 2011 .
^ Baker, V. 1982. Los canales de Marte. Univ. of Tex. Press, Austin, TX
^ Baker, V., R. Strom, R., V. Gulick, J. Kargel, G. Komatsu, V. Kale. 1991. Océanos antiguos, capas de hielo y el ciclo hidrológico en Marte. Nature 352, 589–594.
^ Carr, M. 1979. Formación de características de inundación marcianas por liberación de agua de acuíferos confinados. J. Geophys. Res. 84, 2995–300.
^ 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, 156–181.
^ Raeburn, P. 1998. Descubriendo los secretos del planeta rojo Marte. National Geographic Society. Washington DC
^ Moore, P. et al. 1990. El Atlas del Sistema Solar. Mitchell Beazley Publishers NY, NY.
^ Carr, M. 1979. Formación de características de inundación marcianas por liberación de agua de acuíferos confinados. J. Geophys. Res. 84: 2995-3007.
^ Hanna, J. y R. Phillips. 2005. Presurización tectónica de los acuíferos en la formación de los valles de Mangala y Athabasca en Marte. LPSC XXXVI. Resumen 2261.
^ "HiRISE | Cincuenta años de imágenes de Marte: desde Mariner 4 hasta HiRISE (ESP_052438_1560)".
^Morton, Oliver (2002). Mapping Mars: Science, Imagination, and the Birth of a World. New York: Picador USA. p. 98. ISBN 0-312-24551-3.
^"Online Atlas of Mars". Ralphaeschliman.com. Retrieved December 16, 2012.
^"PIA03467: The MGS MOC Wide Angle Map of Mars". Photojournal. NASA / Jet Propulsion Laboratory. February 16, 2002. Retrieved December 16, 2012.
External links
Wikimedia Commons has media related to Memnonia quadrangle.
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 del 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 .
