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programa Hola Deseo

HiWish es un programa creado por la NASA para que cualquiera pueda sugerir un lugar para fotografiar con la cámara HiRISE del Mars Reconnaissance Orbiter . [1] [2] [3] Se inició en enero de 2010. En los primeros meses del programa, 3000 personas se inscribieron para usar HiRISE. [4] [5] Las primeras imágenes se publicaron en abril de 2010. [6] El público hizo más de 12.000 sugerencias; Se hicieron sugerencias para objetivos en cada uno de los 30 cuadrángulos de Marte. Las imágenes seleccionadas publicadas se utilizaron para tres charlas en la 16ª Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte. A continuación se muestran algunas de las más de 4224 imágenes que se han publicado desde el programa HiWish hasta marzo de 2016. [7]

Características glaciares

Algunos paisajes parecen glaciares que emergen de los valles montañosos de la Tierra. Algunos tienen una apariencia ahuecada, pareciendo un glaciar después de que casi todo el hielo ha desaparecido. Lo que queda son las morrenas: la tierra y los escombros arrastrados por el glaciar. El centro está ahuecado porque la mayor parte del hielo ha desaparecido. [8] Estos supuestos glaciares alpinos han sido llamados formas tipo glaciar (GLF) o flujos tipo glaciar (GLF). [9] Las formas parecidas a glaciares son un término posterior y quizás más preciso porque no podemos estar seguros de que la estructura se esté moviendo actualmente. [10]

Glaciar marciano descendiendo por un valle, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish

Posibles pingos

Las grietas radiales y concéntricas visibles aquí son comunes cuando las fuerzas penetran una capa frágil, como una piedra arrojada a través de una ventana de vidrio. Estas fracturas en particular probablemente fueron creadas por algo que emergió desde debajo de la frágil superficie marciana. Es posible que se haya acumulado hielo debajo de la superficie en forma de lente; formando así estos montículos agrietados. El hielo, al ser menos denso que la roca, empujó hacia arriba en la superficie y generó estos patrones en forma de telaraña. Un proceso similar crea montículos de tamaño similar en la tundra ártica de la Tierra. Estas características se denominan "pingos", una palabra inuit. [11] Pingos contendría hielo de agua pura; así podrían ser fuentes de agua para futuros colonos de Marte. Muchas características que se parecen a los pingos de la Tierra se encuentran en Utopia Planitia (~35-50° N; ~80-115° E). [12]

Ríos y arroyos antiguos

Hay mucha evidencia de que alguna vez fluyó agua en los valles de los ríos de Marte. Las imágenes desde la órbita muestran valles sinuosos, valles ramificados e incluso meandros con lagos en forma de meandro . [13] Algunas son visibles en las imágenes siguientes.

Formas estilizadas

Las formas estilizadas representan más evidencia de agua que fluyó en el pasado en Marte. Elementos en forma de agua en formas aerodinámicas.

Nuevo cráter

Dunas de arena

Muchos lugares de Marte tienen dunas de arena . Las dunas están cubiertas por una helada estacional de dióxido de carbono que se forma a principios de otoño y permanece hasta finales de primavera. Muchas dunas marcianas se parecen mucho a las dunas terrestres, pero las imágenes adquiridas por el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución del Mars Reconnaissance Orbiter han demostrado que las dunas marcianas en la región del polo norte están sujetas a modificaciones a través del flujo de granos desencadenado por la sublimación estacional de CO 2 , un proceso no visto. en la tierra. Muchas dunas son negras porque se derivan del basalto de roca volcánica oscura. Los mares de arena extraterrestres, como los que se encuentran en Marte, se denominan "undae", del latín que significa olas.

Lugar de aterrizaje

Algunos de los objetivos sugeridos se convirtieron en posibles sitios para una misión rover en 2020. Los objetivos estaban en Firsoff (cráter) y Holden Crater . Estos lugares fueron elegidos como dos de los 26 lugares considerados para una misión que buscará signos de vida y recolectará muestras para su posterior regreso a la Tierra. [14] [15] [16]

Características del paisaje

Rayas de pendiente oscuras

Líneas de pendiente recurrentes

Las líneas de pendiente recurrentes son pequeñas rayas oscuras en las laderas que se alargan en las estaciones cálidas. Pueden ser evidencia de agua líquida. [18] [19] [20] Sin embargo, sigue existiendo un debate sobre si se necesita agua o mucha agua. [21] [22] [23]

Capas

Muchos lugares de Marte muestran rocas dispuestas en capas. La roca puede formar capas de diversas formas. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. [25] Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea.

Este grupo de capas que se encuentran en un cráter provienen todas del cuadrilátero de Arabia .

Este siguiente grupo de terreno estratificado proviene de los Valles de Louros en el cuadrilátero de Coprates .

Capas en la capa de hielo

Barrancos

Los barrancos marcianos son redes pequeñas e incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos descendentes asociados , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes de Mars Global Surveyor , se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba dendrítica en su cabecera, un delantal en forma de abanico en su base y un único hilo de canal inciso que une los dos, dando a todo el barranco una forma de reloj de arena. [26] Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Sobre la base de su forma, aspectos, posiciones y ubicación entre y aparente interacción con características que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creyeron que los procesos que esculpen los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, esto sigue siendo un tema de investigación activa.

Imagen de barrancos con partes principales rotuladas. Las partes principales de un barranco marciano son la alcoba, el canal y la plataforma. Dado que no hay cráteres en este barranco, se cree que es bastante joven. La foto fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .

Manto dependiente de la latitud

Gran parte de la superficie marciana está cubierta por una gruesa capa de manto rica en hielo que ha caído del cielo varias veces en el pasado. [27] [28] [29] En algunos lugares son visibles varias capas en el manto. [30]

Cayó en forma de nieve y polvo cubierto de hielo. Hay pruebas fehacientes de que este manto es rico en hielo. Las formas de los polígonos comunes en muchas superficies sugieren un suelo rico en hielo. Se han encontrado altos niveles de hidrógeno (probablemente procedente del agua) en Mars Odyssey . [31] [32] [33] [34] [35] Las mediciones térmicas desde la órbita sugieren hielo. [36] [37] La ​​(nave espacial) Phoenix descubrió hielo de agua y realizó observaciones directas desde que aterrizó en un campo de polígonos. [38] [39] De hecho, sus cohetes de aterrizaje expusieron hielo puro. La teoría había predicho que se encontraría hielo bajo unos pocos centímetros de suelo. Esta capa del manto se denomina "manto dependiente de la latitud" porque su aparición está relacionada con la latitud. Es este manto el que se agrieta y luego forma un terreno poligonal. Este agrietamiento del suelo rico en hielo se predice basándose en procesos físicos. [40] [41] [42] [43] [44] [45] [46]

Suelo con dibujos poligonales

El terreno con dibujos poligonales es bastante común en algunas regiones de Marte. [47] [48] [49] [50] [45] [51] [52] Comúnmente se cree que es causado por la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo de hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que sucede con el hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar hielo de agua. El suelo modelado se forma en una capa de manto, llamada manto dependiente de la latitud , que cayó del cielo cuando el clima era diferente. [27] [28] [53] [54]

Suelo con patrón poligonal complejo

Capas de hielo expuestas

Las imágenes de HiRISE tomadas bajo el programa HiWish encontraron depresiones de forma triangular en el cráter Milankovic que, según los investigadores, contienen grandes cantidades de hielo que se encuentran bajo solo 1 a 2 metros de suelo. Estas depresiones contienen hielo de agua en la pared recta que mira al polo, según el estudio publicado en la revista Science. Se encontraron ocho sitios, siendo el cráter Milankovic el único en el hemisferio norte. La investigación se llevó a cabo con instrumentos a bordo del Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). [55] [56] [57] [58] [59]

Las siguientes imágenes son a las que se hace referencia en este estudio de las capas de hielo del subsuelo. [60]

Estas depresiones triangulares son similares a las del terreno festoneado. Aunque el terreno es festoneado, muestra una suave pendiente orientada al ecuador y es redondeado. Las escarpas analizadas aquí tienen un lado empinado que mira hacia el polo y se han encontrado entre 55 y 59 grados de latitud norte y sur [60] . La topografía festoneada es común en las latitudes medias de Marte, entre 45° y 60° norte y sur.

Topografía festoneada

La topografía festoneada es común en las latitudes medias de Marte, entre 45° y 60° norte y sur. Es particularmente prominente en la región de Utopia Planitia [61] [62] en el hemisferio norte y en la región de Peneus y Anfitrites Patera [63] [64] en el hemisferio sur. Dicha topografía consiste en depresiones poco profundas, sin bordes y con bordes festoneados, comúnmente denominadas "depresiones festoneadas" o simplemente "festones". Las depresiones festoneadas pueden estar aisladas o agrupadas y, en ocasiones, parecen fusionarse. Una depresión festoneada típica muestra una pendiente suave orientada hacia el ecuador y una escarpa más pronunciada orientada hacia los polos. Esta asimetría topográfica probablemente se deba a diferencias de insolación . Se cree que las depresiones festoneadas se forman a partir de la eliminación de material del subsuelo, posiblemente hielo intersticial, mediante sublimación . Es posible que este proceso todavía esté ocurriendo en la actualidad. [sesenta y cinco]

El 22 de noviembre de 2016, la NASA informó haber encontrado una gran cantidad de hielo subterráneo en la región de Utopia Planitia de Marte. [66] Se ha estimado que el volumen de agua detectado es equivalente al volumen de agua del Lago Superior . [67] [68] El volumen de hielo de agua en la región se basó en mediciones del instrumento de radar de penetración terrestre del Mars Reconnaissance Orbiter , llamado SHARAD . A partir de los datos obtenidos de SHARAD, se determinó la " permisividad dieléctrica ", o la constante dieléctrica. El valor de la constante dieléctrica fue consistente con una gran concentración de hielo de agua. [69] [70] [71]

Cráteres de pedestal

Un cráter de pedestal es un cráter con su material eyectado sobre el terreno circundante y formando así una plataforma elevada (como un pedestal ). Se forman cuando un cráter de impacto expulsa material que forma una capa resistente a la erosión, lo que hace que el área inmediata se erosione más lentamente que el resto de la región. Se ha medido con precisión que algunos pedestales se encuentran a cientos de metros sobre el área circundante. Esto significa que cientos de metros de material fueron erosionados. El resultado es que tanto el cráter como su manto de eyección se elevan por encima de los alrededores. Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner . [72] [73] [74] [75]

Cráteres de molde anular

Se cree que los cráteres de molde anular se forman a partir de impactos de asteroides contra un suelo que tiene una capa subyacente de hielo. El impacto produce un rebote de la capa de hielo hasta formar una forma de "molde de anillo".

Otra idea, posterior, sobre su formación sugiere que el cuerpo que impacta atraviesa capas de diferentes densidades. Posteriormente, la erosión podría haber contribuido a darles forma. Se pensaba que los cráteres en forma de anillo sólo podían existir en áreas con grandes cantidades de hielo terrestre. Sin embargo, con un análisis más extenso de áreas más grandes, se descubrió que los cráteres en forma de anillo a veces se forman donde no hay tanto hielo bajo tierra. [76] [77]

Cráteres de halo

cantos rodados

Pistas del diablo del polvo

Las pistas del diablo del polvo pueden ser muy bonitas. Son causadas por remolinos de polvo gigantes que eliminan polvo de colores brillantes de la superficie marciana; exponiendo así una capa oscura. Se han fotografiado remolinos de polvo en Marte tanto desde el suelo como desde lo alto desde la órbita. Incluso han quitado el polvo de los paneles solares de dos rovers en Marte, ampliando así considerablemente su vida útil. [79] Se ha demostrado que el patrón de las pistas cambia cada pocos meses. [80] Un estudio que combinó datos de la cámara estéreo de alta resolución (HRSC) y la cámara Mars Orbiter (MOC) encontró que algunos remolinos de polvo grandes en Marte tienen un diámetro de 700 metros (2300 pies) y duran al menos 26 minutos. [81]

Yardangs

Los yardangs son comunes en algunas regiones de Marte, especialmente en la llamada " Formación Medusae Fossae ". Esta formación se encuentra en el cuadrilátero del Amazonas y cerca del ecuador. [82] 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. [83] Debido a que exhiben muy pocos cráteres de impacto, se cree que son relativamente jóvenes. [84]

Plumas y arañas

En determinados momentos en Marte se producen oscuras erupciones de gas y polvo. El viento a menudo sopla el material en forma de abanico o de cola. Durante el invierno se acumulan muchas heladas. Se congela directamente sobre la superficie del casquete polar permanente, que está formado por hielo de agua cubierto de capas de polvo y arena. El depósito comienza como una capa de escarcha polvorienta de CO 2 . Durante el invierno recristaliza y se vuelve más denso. Las partículas de polvo y arena atrapadas por la escarcha se hunden lentamente. Cuando las temperaturas aumentan en la primavera, la capa de escarcha se ha convertido en una losa de hielo semitransparente de aproximadamente 3 pies de espesor, que yace sobre un sustrato de arena oscura y polvo. Este material oscuro absorbe la luz y hace que el hielo se sublime (se convierta directamente en gas). Con el tiempo, se acumula mucho gas y se presuriza. Cuando encuentra un punto débil, el gas se escapa y expulsa el polvo. Las velocidades pueden alcanzar las 100 millas por hora. [85] Los cálculos muestran que las columnas tienen entre 20 y 80 metros de altura. [86] [87] A veces se pueden ver canales oscuros; se les llama "arañas". [88] [89] [90] La superficie aparece cubierta de manchas oscuras cuando ocurre este proceso. [85] [91]

Se han propuesto muchas ideas para explicar estas características. [92] [93] [94] [95] [96] [97] Estas características se pueden ver en algunas de las imágenes a continuación.

Unidad de llanuras superiores

En las latitudes medias de Marte se han descubierto restos de un manto de 50 a 100 metros de espesor, llamado unidad de las llanuras superiores. Investigado por primera vez en la región de Deuteronilus Mensae ( Ismenius Lacus quadrangle ), pero también ocurre en otros lugares. Los restos consisten en conjuntos de capas de inmersión en cráteres y a lo largo de mesas. [98] Los conjuntos de capas de inmersión pueden ser de varios tamaños y formas; algunas parecen pirámides aztecas de América Central. Las capas de inmersión son comunes en algunas regiones de Marte. Pueden ser restos de capas del manto. Un equipo internacional de investigadores presentó otra idea sobre su origen en la 55ª edición del LPSC (2024). Sugieren que las capas provienen de capas de hielo pasadas. [99]

Esta unidad también se degrada al terreno cerebral . El terreno cerebral es una región de crestas laberínticas de 3 a 5 metros de altura. Algunas crestas pueden consistir en un núcleo de hielo, por lo que pueden ser fuentes de agua para futuros colonos.

Algunas regiones de la unidad de las llanuras superiores muestran grandes fracturas y depresiones con bordes elevados; estas regiones se denominan llanuras superiores nervadas. Se cree que las fracturas comenzaron con pequeñas grietas causadas por tensiones. Se sugiere que la tensión inicie el proceso de fractura, ya que las llanuras superiores nervadas son comunes cuando las plataformas de escombros se juntan o cerca del borde de las plataformas de escombros; tales sitios generarían tensiones de compresión. Las grietas expusieron más superficies y, en consecuencia, se sublima más hielo en el material en la delgada atmósfera del planeta. Con el tiempo, las pequeñas grietas se convierten en grandes cañones o depresiones.

Las pequeñas grietas suelen contener pequeños hoyos y cadenas de hoyos; Se cree que se deben a la sublimación del hielo en el suelo. [100] [101] Grandes áreas de la superficie marciana están cargadas de hielo que está protegido por una capa de polvo y otros materiales de un metro de espesor. Sin embargo, si aparecen grietas, una superficie nueva expondrá el hielo a la fina atmósfera. [102] [103] En poco tiempo, el hielo desaparecerá en la atmósfera fría y delgada en un proceso llamado sublimación. El hielo seco se comporta de manera similar en la Tierra. En Marte se ha observado la sublimación cuando el módulo de aterrizaje Phoenix descubrió trozos de hielo que desaparecieron en unos días. [38] [104] Además, HiRISE ha visto cráteres nuevos con hielo en el fondo. Después de un tiempo, HiRISE vio desaparecer el depósito de hielo. [105]

Se cree que la unidad de las llanuras superiores cayó del cielo. Cubre varias superficies, como si cayera uniformemente. Como es el caso de otros depósitos del manto, la unidad de las llanuras superiores tiene capas, es de grano fino y rica en hielo. Está muy extendido; no parece tener una fuente puntual. El aspecto superficial de algunas regiones de Marte se debe a cómo se ha degradado esta unidad. Es una de las principales causas de la aparición superficial de delantales de desechos lobulados . [101] Se cree que la estratificación de la unidad de manto de las llanuras superiores y otras unidades de manto es causada por cambios importantes en el clima del planeta. Los modelos predicen que la oblicuidad o inclinación del eje de rotación ha variado desde sus actuales 25 grados hasta quizás más de 80 grados a lo largo del tiempo geológico. Los períodos de gran inclinación harán que el hielo de los casquetes polares se redistribuya y cambie la cantidad de polvo en la atmósfera. [106] [107] [108]

Redes de crestas lineales

Las redes de crestas lineales se encuentran en varios lugares de Marte dentro y alrededor de los cráteres. [109] Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía. 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 actuaron posteriormente como canales para los fluidos. Los fluidos cementaron las estructuras. Con el paso del tiempo, el material circundante se fue erosionando, dejando atrás crestas duras. Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como marcador de arcilla que requiere agua para su formación. El agua aquí podría haber sustentado la vida. [110] [111] [112]

Terreno fracturado

Algunos lugares de Marte se fragmentan con grandes fracturas que crearon un terreno con mesas y valles. Algunos de estos pueden ser bastante bonitos.

Mesas

Mesas formadas por colapso del terreno

Volcanes bajo el hielo

Hay evidencia de que los volcanes a veces entran en erupción bajo el hielo, como ocurre a veces en la Tierra. Lo que parece suceder es que gran parte del hielo se derrite, el agua se escapa y luego la superficie se agrieta y colapsa. Estos exhiben fracturas concéntricas y grandes trozos de terreno que parecían haber sido arrancados. [113] Es posible que sitios como este hayan contenido agua líquida recientemente, por lo que pueden ser lugares fructíferos para buscar evidencia de vida. [114] [115]

Fracturas que forman bloques.

En algunos lugares, las grandes fracturas rompen las superficies. A veces se forman bordes rectos y las fracturas crean grandes cubos.

Flujos de lava

Conos sin raíces

Los llamados "conos sin raíces" son causados ​​por explosiones de lava con hielo bajo la corriente. [116] [117] El hielo se derrite y se convierte en vapor que se expande en una explosión que produce un cono o anillo. Características como estas se encuentran en Islandia, cuando las lavas cubren sustratos saturados de agua. [118] [116] [119]

volcanes de lodo

Algunas características parecen volcanes. Algunos de ellos pueden ser volcanes de lodo donde el lodo presurizado es empujado hacia arriba formando conos. Estas características pueden ser lugares para buscar vida, ya que sacan a la superficie posible vida que ha sido protegida de la radiación.

Características del suelo Hellas

Se descubrió un terreno extraño en partes del suelo de Hellas Planitia. Los científicos no están seguros de cómo se formó.

Cráteres exhumados

Los cráteres exhumados parecen estar en proceso de ser descubiertos. [120] Se cree que se formaron, fueron cubiertos y ahora están siendo exhumados a medida que se erosiona el material. Cuando se forma un cráter, destruirá lo que hay debajo. En el siguiente ejemplo, sólo es visible una parte del cráter. si el cráter viniera después de la característica en capas, habría eliminado parte de la característica y veríamos el cráter completo.

Cómo sugerir una imagen

Para sugerir una ubicación para que HiRISE tome imágenes, visite el sitio en http://www.uahirise.org/hiwish

En el proceso de registro, deberá proporcionar una identificación y una contraseña. Cuando eliges un objetivo para tomar imágenes, debes elegir una ubicación exacta en un mapa y escribir sobre por qué se debe tomar la imagen. Si se acepta su sugerencia, pueden pasar 3 meses o más para ver su imagen. Se le enviará un correo electrónico informándole sobre sus imágenes. Los correos electrónicos suelen llegar el primer miércoles de cada mes a última hora de la tarde.

Ver también

Referencias

  1. ^ "Público invitado a elegir píxeles en Marte". Marte diario. 22 de enero de 2010 . Consultado el 10 de enero de 2011 .
  2. ^ "Toma el control de un orbitador de Marte". 28 de agosto de 2018.
  3. ^ "Hola, deseando imágenes de Marte en 3D, parte II".
  4. ^ Entrevista con Alfred McEwen en Planetary Radio, 15/03/2010
  5. ^ "¿Tu sesión de fotos personal en Marte?". www.planetario.org . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  6. ^ "La NASA publica las primeras ocho selecciones" HiWish "de imágenes de Marte elegidas por la gente". Las noticias más importantes. 2 de abril de 2010. Archivado desde el original el 12 de marzo de 2012 . Consultado el 10 de enero de 2011 .
  7. ^ McEwen, A. y col. 2016. LA PRIMERA DÉCADA DE HIRISE EN MARTE. 47a Conferencia sobre ciencia lunar y planetaria (2016) 1372.pdf
  8. ^ Milliken, R.; Mostaza, J.; Goldsby, D. (2003). "Características del flujo viscoso en la superficie de Marte: observaciones de imágenes de alta resolución de la Mars Orbiter Camera (MOC)". J. Geophys. Res . 108 (E6): 5057. Código bibliográfico : 2003JGRE..108.5057M. doi :10.1029/2002JE002005.
  9. ^ Arfstrom, J; Hartmann, W. (2005). "Características del flujo marciano, crestas similares a morrenas y barrancos: interrelaciones y análogos terrestres". Ícaro . 174 (2): 321–335. Código Bib : 2005Icar..174..321A. doi :10.1016/j.icarus.2004.05.026.
  10. ^ Hubbard, B.; Milliken, R.; Kargel, J.; Limaye, A.; Souness, C. (2011). "Caracterización geomorfológica e interpretación de una forma similar a un glaciar de latitudes medias: Hellas Planitia, Marte". Ícaro . 211 (1): 330–346. Código Bib : 2011Icar..211..330H. doi : 10.1016/j.icarus.2010.10.021 .
  11. ^ "HiRISE - Telarañas (ESP_046359_1250)". www.uahirise.org . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  12. ^ Soare, E. y col. 2019. Posibles complejos de pingo (sistema cerrado) y cuña de hielo/termokarst en las latitudes medias de Utopia Planitia, Marte. Ícaro. https://doi.org/10.1016/j.icarus.2019.03.010
  13. ^ Baker, V. 1982. Los canales de Marte. Univ. de Texas Press, Austin, TX
  14. ^ NASA.gov
  15. ^ "HiRISE - Sitio de aterrizaje candidato para la misión 2020 en el cráter Firsoff (ESP_039404_1820)". hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  16. ^ Pondrelli, M., A. Rossi, L. Deit, S. van Gasselt, F. Fueten, E. Hauber, B. Cavalazzi, M. Glamoclija y F. Franchi. 2014. SITIO DE ATERRIZAJE PROPUESTO PARA LA MISIÓN A MARTE 2020: CRÁTER FIRSOFF. http://marsnext.jpl.nasa.gov/workshops/2014_05/33_Pondrelli_Firsoff_LS2020.pdf
  17. ^ Golombek, J. y col. 2016. Selección reducida de sitios de aterrizaje para la misión Rover Mars 2020. 47ª Conferencia de Ciencia Lunar y Planetaria (2016). 2324.pdf
  18. ^ McEwen, A.; et al. (2014). "Líneas de pendiente recurrentes en regiones ecuatoriales de Marte". Geociencia de la naturaleza . 7 (1): 53–58. Código Bib : 2014NatGe...7...53M. doi : 10.1038/ngeo2014.
  19. ^ McEwen, A.; et al. (2011). "Flujos estacionales en las cálidas laderas marcianas". Ciencia . 333 (6043): 740–743. Código Bib : 2011 Ciencia... 333.. 740 M. doi : 10.1126/ciencia.1204816. PMID  21817049. S2CID  10460581.
  20. ^ "líneas de pendiente recurrentes - Informe Planeta Rojo". redplanet.asu.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  21. ^ Obispo, JL; Yeşilbaş, M.; Hinman, noroeste; Burton, ZFM; Englert, PAJ; Tóner, JD; McEwen, AS; Gulick, VC; Gibson, EK; Koeberl, C. (2021). "La expansión y el colapso del subsuelo criosal marciano como desencadenante de deslizamientos de tierra". Avances científicos . 7 (6). Código Bib : 2021SciA....7.4459B. doi :10.1126/sciadv.abe4459. PMC 7857681 . PMID  33536216. S2CID  231805052. 
  22. ^ Obispo, J., et al. 2021. La expansión y el colapso de la criosal del subsuelo marciano como desencadenante de deslizamientos de tierra. Avances científicos. vol. 7, núm. 6, eabe4459 DOI: 10.1126/sciadv.abe4459
  23. ^ "Las líneas en Marte podrían ser creadas por agua salada que provoca deslizamientos de tierra".
  24. ^ Stillman, D. y col. 2017. Características de las numerosas y extendidas líneas de pendiente recurrentes (RSL) en Valles Marineris, Marte. Ícaro. Volumen 285. Páginas 195-210
  25. ^ "HiRISE | Experimento científico de imágenes de alta resolución". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750 . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
  26. ^ Malin, M.; Edgett, K. (2000). "Evidencia de filtraciones recientes de aguas subterráneas y escorrentía superficial en Marte". Ciencia . 288 (5475): 2330–2335. Código Bib : 2000 Ciencia... 288.2330M. doi : 10.1126/ciencia.288.5475.2330. PMID  10875910.
  27. ^ ab Hecht, M (2002). "Metaestabilidad del agua en Marte". Ícaro . 156 (2): 373–386. Código Bib : 2002Icar..156..373H. doi :10.1006/icar.2001.6794.
  28. ^ ab Mostaza, J.; et al. (2001). "Evidencia del cambio climático reciente en Marte a partir de la identificación de hielo terrestre joven cerca de la superficie". Naturaleza . 412 (6845): 411–414. Código Bib :2001Natur.412..411M. doi :10.1038/35086515. PMID  11473309. S2CID  4409161.
  29. ^ Abadejo, J.; Colburn, D.; Flaser, F.; Kahn, R.; Carson, C.; Pidek, D. (1979). "Propiedades y efectos del polvo suspendido en la atmósfera marciana". J. Geophys. Res . 84 : 2929–2945. Código bibliográfico : 1979JGR....84.2929P. doi :10.1029/jb084ib06p02929.
  30. ^ "HiRISE - Depósitos de manto en capas en las latitudes medias del norte (ESP_048897_2125)". www.uahirise.org . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  31. ^ Boynton, W.; et al. (2002). "Distribución de hidrógeno en la superficie cercana de Marte: evidencia de depósitos de hielo subterráneos". Ciencia . 297 (5578): 81–85. Código Bib : 2002 Ciencia... 297... 81B. doi : 10.1126/ciencia.1073722 . PMID  12040090. S2CID  16788398.
  32. ^ Kuzmín, R; et al. (2004). " Regiones de existencia potencial de agua libre (hielo) en el suelo marciano cercano a la superficie: resultados del detector de neutrones de alta energía Mars Odyssey (HEND)". Investigación del Sistema Solar . 38 (1): 1–11. Código Bib : 2004SoSyR..38....1K. doi :10.1023/b:soles.0000015150.61420.5b. S2CID  122295205.
  33. ^ Mitrofanov, I. et al. 2007a. Profundidad de entierro del hielo de agua en el subsuelo del permafrost de Marte. En: LPSC 38, Resumen n.º 3108. Houston, TX.
  34. ^ Mitrofanov, I.; et al. (2007b). "Permafrost de hielo de agua en Marte: estructura de capas y distribución del subsuelo según datos de HEND/Odyssey y MOLA/MGS". Geofís. Res. Lett . 34 (18): 18. Código bibliográfico : 2007GeoRL..3418102M. doi : 10.1029/2007GL030030 . S2CID  45615143.
  35. ^ Mangold, N.; et al. (2004). "Relaciones espaciales entre suelo modelado y hielo terrestre detectadas por el espectrómetro de neutrones en Marte" (PDF) . J. Geophys. Res . 109 (E8): E8. Código Bib : 2004JGRE..109.8001M. doi :10.1029/2004JE002235.
  36. ^ Feldman, W.; et al. (2002). "Distribución global de neutrones de Marte: resultados de Mars Odyssey". Ciencia . 297 (5578): 75–78. Código Bib : 2002 Ciencia... 297... 75F. doi : 10.1126/ciencia.1073541 . PMID  12040088. S2CID  11829477.
  37. ^ Feldman, W.; et al. (2008). "Asimetrías de norte a sur en la distribución de hidrógeno equivalente a agua en altas latitudes de Marte". J. Geophys. Res . 113 (E8). Código Bib : 2008JGRE..113.8006F. doi :10.1029/2007JE003020. hdl : 2027.42/95381 .
  38. ^ ab Los trozos brillantes en el sitio de Phoenix Lander en Marte deben haber sido hielo - Comunicado de prensa oficial de la NASA (19.06.2008)
  39. ^ "Confirmación de agua en Marte". Nasa.gov. 2008-06-20 . Consultado el 13 de julio de 2012 .
  40. ^ Mutch, TA y 24 colegas, 1976. La superficie de Marte: la vista desde el módulo de aterrizaje Viking2 Science 194 (4271), 1277–1283.
  41. ^ Mutch, T.; et al. (1977). "La geología del sitio Viking Lander 2". J. Geophys. Res . 82 (28): 4452–4467. Código bibliográfico : 1977JGR....82.4452M. doi :10.1029/js082i028p04452.
  42. ^ Levy, J.; et al. (2009). "Polígonos de grietas de contracción térmica en Marte: clasificación, distribución e implicaciones climáticas de las observaciones de HiRISE". J. Geophys. Res . 114 (E1). Código Bib : 2009JGRE..114.1007L. doi : 10.1029/2008JE003273 .
  43. ^ Washburn, A. 1973. Procesos y entornos periglaciares. St. Martin's Press, Nueva York, págs. 1–2, 100–147.
  44. ^ Mellon, M. 1997. Características poligonales de pequeña escala en Marte: grietas de contracción térmica estacional en el permafrost J. Geophys. Res. 102, 25.617-25.628.
  45. ^ ab Mangold, N (2005). "Terrenos modelados en altas latitudes en Marte: clasificación, distribución y control climático". Ícaro . 174 (2): 336–359. Código Bib : 2005Icar..174..336M. doi :10.1016/j.icarus.2004.07.030.
  46. ^ Marchante, D.; Cabeza, J. (2007). "Valles secos antárticos: zonificación del microclima, procesos geomórficos variables e implicaciones para la evaluación del cambio climático en Marte". Ícaro . 192 (1): 187–222. Código Bib : 2007Icar..192..187M. doi :10.1016/j.icarus.2007.06.018.
  47. ^ "Refubio - Suche" (PDF) . www.diss.fu-berlin.de . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  48. ^ Kostama, vicepresidente; Kreslavsky, Jefe (2006). "Manto helado reciente de alta latitud en las llanuras del norte de Marte: características y edades de emplazamiento". Geofís. Res. Lett . 33 (11): L11201. Código Bib : 2006GeoRL..3311201K. doi : 10.1029/2006GL025946 . S2CID  17229252.
  49. ^ Malin, M.; Edgett, K. (2001). "Cámara Mars Global Surveyor Mars Orbiter: crucero interplanetario a través de la misión principal". J. Geophys. Res . 106 (E10): 23429–23540. Código bibliográfico : 2001JGR...10623429M. doi : 10.1029/2000je001455 .
  50. ^ Milliken, R.; et al. (2003). "Características del flujo viscoso en la superficie de Marte: observaciones de imágenes de alta resolución de la Mars Orbiter Camera (MOC)". J. Geophys. Res . 108 (E6): E6. Código Bib : 2003JGRE..108.5057M. doi :10.1029/2002JE002005.
  51. ^ Kreslavsky, M.; Cabeza, J. (2000). "Rugosidad a escala kilométrica en Marte: resultados del análisis de datos MOLA". J. Geophys. Res . 105 (E11): 26695–26712. Código Bib : 2000JGR...10526695K. doi : 10.1029/2000je001259 .
  52. ^ Seibert, N.; Kargel, J. (2001). "Terreno poligonal marciano a pequeña escala: implicaciones para el agua superficial líquida". Geofís. Res. Lett . 28 (5): 899–902. Código Bib : 2001GeoRL..28..899S. doi :10.1029/2000gl012093. S2CID  129590052.
  53. ^ Kreslavsky, MA, Head, JW, 2002. Manto superficial reciente de alta latitud en Marte: nuevos resultados de MOLA y MOC. Sociedad Europea de Geofísica XXVII, Niza.
  54. ^ Jefe, JW; Mostaza, JF; Kreslavsky, MA; Milliken, RE; Marchant, DR (2003). "Edades de hielo recientes en Marte". Naturaleza . 426 (6968): 797–802. Código Bib :2003Natur.426..797H. doi : 10.1038/naturaleza02114. PMID  14685228. S2CID  2355534.
  55. ^ Las pendientes pronunciadas de Marte revelan la estructura del hielo enterrado. Comunicado de prensa de la NASA. 11 de enero de 2018.
  56. ^ Acantilados de hielo vistos en Marte. Noticias de ciencia . Pablo Voosen. 11 de enero de 2018.
  57. ^ "Capas de hielo subterráneas expuestas en las latitudes medias marcianas". www.slideshare.net . 13 de enero de 2018 . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  58. ^ "Las pendientes pronunciadas de Marte revelan la estructura del hielo enterrado - SpaceRef". spaceref.com . 11 de enero de 2018 . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .[ enlace muerto permanente ]
  59. ^ Dundas, Colin M.; et al. (2018). "Capas de hielo subterráneas expuestas en las latitudes medias marcianas". Ciencia . 359 (6372): 199–201. Código Bib : 2018 Ciencia... 359..199D. doi : 10.1126/ciencia.aao1619 . PMID  29326269. S2CID  206662378.
  60. ^ ab Materiales suplementarios Capas de hielo subterráneas expuestas en las latitudes medias marcianas Colin M. Dundas, Ali M. Bramson, Lujendra Ojha, James J. Wray, Michael T. Mellon, Shane Byrne, Alfred S. McEwen, Nathaniel E. Putzig, Donna Viola, Sarah Sutton, Erin Clark, John W. Holt
  61. ^ Lefort, A.; Russell, PS; Tomás, N.; McEwen, AS; Dundas, CM; Kirk, RL (2009). "Observaciones de accidentes geográficos periglaciales en Utopia Planitia con el experimento científico de imágenes de alta resolución (HiRISE)". Revista de investigaciones geofísicas . 114 (E4): E04005. Código Bib : 2009JGRE..114.4005L. doi : 10.1029/2008JE003264 . S2CID  129442086.
  62. ^ Morgenstern, A; Hauber, E; Reiss, D; van Gasselt, S; Grosse, G; Schirrmeister, L (2007). "Deposición y degradación de una capa rica en volátiles en Utopia Planitia e implicaciones para la historia del clima en Marte" (PDF) . Revista de investigación geofísica: planetas . 112 (E6): E06010. Código Bib : 2007JGRE..112.6010M. doi :10.1029/2006JE002869. Archivado desde el original (PDF) el 4 de octubre de 2011.
  63. ^ Lefort, A.; Russell, PS; Thomas, N. (2010). "Terrenos festoneados en la región de Marte de Peneus y Amphitrites Paterae observados por HiRISE". Ícaro . 205 (1): 259. Código Bib : 2010Icar..205..259L. doi :10.1016/j.icarus.2009.06.005.
  64. ^ Zanetti, M.; Hiesinger, H.; Reiss, D.; Hauber, E.; Neukum, G. (2009). "Desarrollo de la depresión festoneada en Malea Planum y el muro sur de la cuenca Hellas, Marte" (PDF) . Ciencia lunar y planetaria . 40 . pag. 2178, resumen 2178. Bibcode : 2009LPI....40.2178Z.
  65. ^ http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP?diafotizo.php?ID=PSP_002296_1215 [ enlace muerto permanente ]
  66. ^ "El enorme depósito de hielo subterráneo en Marte es más grande que Nuevo México". Espacio.com . 22 de noviembre de 2016 . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  67. ^ Personal (22 de noviembre de 2016). "El terreno festoneado condujo al hallazgo de hielo enterrado en Marte". NASA . Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
  68. ^ "Lago de agua congelada del tamaño de Nuevo México encontrado en Marte - NASA". El registro . 22 de noviembre de 2016 . Consultado el 23 de noviembre de 2016 .
  69. ^ Bramson, A y col. 2015. Exceso generalizado de hielo en Arcadia Planitia, Marte. Cartas de investigación geofísica: 42, 6566-6574
  70. ^ "Se encuentra hielo de agua espesa y generalizada en Utopia Planitia, Marte | Cassie Stuurman". Archivado desde el original el 30 de noviembre de 2016 . Consultado el 29 de noviembre de 2016 .
  71. ^ Stuurman, C. y col. 2016. Detección y caracterización SHARAD de depósitos de hielo de agua subterráneos en Utopia Planitia, Marte. Cartas de investigación geofísica: 43, 9484_9491.
  72. ^ http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 [ enlace muerto permanente ]
  73. ^ Bleacher, J. y S. Sakimoto. Cráteres de pedestal, una herramienta para interpretar historias geológicas y estimar tasas de erosión . LPSC
  74. ^ "Misión Mars Odyssey THEMIS: Imagen destacada: Cráteres de pedestal en Utopía". Archivado desde el original el 18 de enero de 2010 . Consultado el 26 de marzo de 2010 .
  75. ^ McCauley, JF (1973). "Evidencia del Mariner 9 de erosión eólica en las regiones ecuatoriales y de latitud media de Marte". Revista de investigaciones geofísicas . 78 (20): 4123–4137. Código bibliográfico : 1973JGR....78.4123M. doi :10.1029/JB078i020p04123.
  76. ^ Panadero, David MH; Carter, Lynn M. (2019). "Sondeo de desechos supraglaciales en Marte 2: morfología del cráter". Ícaro . 319 : 264–280. Código Bib : 2019Icar..319..264B. doi :10.1016/j.icarus.2018.09.009. S2CID  126156734.
  77. ^ Panadero, D. y L. Carter. 2019. Sondeo de desechos supraglaciales en Mars 2: morfología del cráter. Ícaro. Volumen 319. Páginas 264-280
  78. ^ Levy, J. y col. 2008. Origen y disposición de los cantos rodados en las llanuras del norte de Marte: evaluación de los entornos de emplazamiento y modificación> En la 39ª Conferencia de Ciencia Planetaria y Lunar, Resumen n.º 1172. League City, Texas, EE.UU.
  79. ^ Misión Mars Exploration Rover: Imágenes del comunicado de prensa: Spirit. Marsrovers.jpl.nasa.gov. Recuperado el 7 de agosto de 2011.
  80. ^ "HiRISE - Diablos del polvo bailando en las dunas (PSP_005383_1255)". hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  81. ^ Reiss, D.; et al. (2011). "Observaciones multitemporales de remolinos de polvo activos idénticos en Marte con una cámara estéreo de alta resolución (HRSC) y una cámara Mars Orbiter (MOC)". Ícaro . 215 (1): 358–369. Código Bib : 2011Icar..215..358R. doi :10.1016/j.icarus.2011.06.011.
  82. ^ Ward, A. Wesley (20 de noviembre de 1979). "Yardangs en Marte: evidencia de erosión eólica reciente". Revista de investigaciones geofísicas . 84 (B14): 8147–8166. Código bibliográfico : 1979JGR....84.8147W. doi :10.1029/JB084iB14p08147.
  83. ^ esa. "'Yardangs' en Marte" . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  84. ^ "Formación Medusae Fossae - Misión Mars Odyssey THEMIS". themis.asu.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  85. ^ ab "Los chorros de gas generan 'arañas' oscuras y manchas en la capa de hielo de Marte - Mars Odyssey Mission THEMIS". themis.asu.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  86. ^ Thomas, N., G. Portyankina, CJ Hansen, A. Pommerol. 2011. Observaciones HiRISE de la actividad impulsada por la sublimación de gas en las regiones polares del sur de Marte: IV. Modelos de dinámica de fluidos de chorros de CO 2 Icarus: 212, págs. 66–85
  87. ^ Buhler, Peter, Andrew Ingersoll, Bethany Ehlmann, Cale Fassett, James Head. 2017. Cómo el casquete residual del polo sur marciano desarrolla fosos, depresiones y fosos cuasi circulares y en forma de corazón. Ícaro: 286, 69–93
  88. ^ Benson, M. 2012. Planetfall: nuevas visiones del sistema solar
  89. ^ "Las arañas invaden Marte". Revista de Astrobiología . 17 de agosto de 2006 . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  90. ^ Kieffer H, Christensen P, Titus T. 17 de agosto de 2006. Chorros de CO 2 formados por sublimación debajo de una placa de hielo translúcida en la capa de hielo estacional del polo sur de Marte. Naturaleza: 442(7104):793-6.
  91. ^ "Descongelar 'hielo seco' impulsa una acción maravillosa en Marte". NASA/JPL . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  92. ^ Kieffer, HH (2000). "Mars Polar Science 2000 - Chorros y placas de hielo de CO2 puntuados anualmente en Marte" (PDF) . Consultado el 6 de septiembre de 2009 . {{cite journal}}: Citar diario requiere |journal=( ayuda )
  93. ^ Kieffer, Hugh H. (2003). "Tercera Conferencia sobre ciencia polar de Marte (2003): comportamiento del CO sólido" (PDF) . Consultado el 6 de septiembre de 2009 . {{cite journal}}: Citar diario requiere |journal=( ayuda )
  94. ^ Portyankina, G., ed. (2006). "Cuarta Conferencia sobre ciencia polar de Marte: simulaciones de erupciones de tipo géiser en la región críptica del sur marciano" (PDF) . Consultado el 11 de agosto de 2009 . {{cite journal}}: Citar diario requiere |journal=( ayuda )
  95. ^ Tamaño. Berczi; et al., eds. (2004). "Ciencia lunar y planetaria XXXV (2004) - Estratigrafía de capas especiales: transitorias sobre permeables: ejemplos" (PDF) . Consultado el 12 de agosto de 2009 . {{cite journal}}: Citar diario requiere |journal=( ayuda )
  96. ^ "Los hallazgos de la NASA sugieren que chorros estallan en la capa de hielo marciana". Laboratorio de Propulsión a Chorro . NASA. 16 de agosto de 2006. Archivado desde el original el 25 de febrero de 2021 . Consultado el 11 de agosto de 2009 .
  97. ^ CJ Hansen; N. Tomás; G. Portyankina; et al. (2010). "Observaciones HiRISE de la actividad impulsada por la sublimación de gas en las regiones polares del sur de Marte: I. Erosión de la superficie" (PDF) . Ícaro . 205 (1): 283–295. Código Bib : 2010Icar..205..283H. doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.021 . Consultado el 26 de julio de 2010 .
  98. ^ Carr, M.2001.
  99. ^ Blanc, E., et al. 2024. ORIGEN DE DEPÓSITOS EXTENSOS EN ESTAPAS ASOCIADOS A GLACIARES CUBIERTOS DE DESECHOS MARCIANOS. 55º LPSC (2024). 1466.pdf
  100. ^ Morgenstern, A. y col. 2007
  101. ^ ab Baker, D.; Cabeza, J. (2015). "Extenso manto de llanuras y plataformas de escombros en la Amazonía media en Deuteronilus Mensae, Marte: implicaciones para el registro de glaciación en latitudes medias". Ícaro . 260 : 269–288. Código Bib : 2015Icar..260..269B. doi :10.1016/j.icarus.2015.06.036.
  102. ^ Mangold, N (2003). "Análisis geomórfico de plataformas de escombros lobulados en Marte a escala de la cámara Mars Orbiter: evidencia de sublimación del hielo iniciada por fracturas". J. Geophys. Res . 108 (E4): 8021. Código bibliográfico : 2003JGRE..108.8021M. doi : 10.1029/2002je001885 .
  103. ^ Levy, J. y col. 2009. Concéntrico
  104. ^ "NASA - Los trozos brillantes en el sitio de Phoenix Lander en Marte deben haber sido hielo". www.nasa.gov . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  105. ^ Byrne, S.; et al. (2009). "Distribución de hielo terrestre en latitudes medias en Marte procedente de nuevos cráteres de impacto". Ciencia . 325 (5948): 1674–1676. Código bibliográfico : 2009 Ciencia... 325.1674B. doi : 10.1126/ciencia.1175307. PMID  19779195. S2CID  10657508.
  106. ^ Cabeza, J. et al. 2003.
  107. ^ Madeleine y col. 2014.
  108. ^ Schön; et al. (2009). "Una edad de hielo reciente en Marte: evidencia de oscilaciones climáticas debido a capas regionales en depósitos de manto de latitudes medias". Geofís. Res. Lett . 36 (15): L15202. Código Bib : 2009GeoRL..3615202S. doi : 10.1029/2009GL038554 . S2CID  18570952.
  109. ^ Cabeza, J.; Mostaza, J. (2006). "Diques de brechas y fallas relacionadas con cráteres en cráteres de impacto de Marte: erosión y exposición en el suelo de un cráter de 75 km de diámetro en el límite de dicotomía". Meteorito. Ciencia del Planeta . 41 (10): 1675-1690. Código Bib : 2006M&PS...41.1675H. doi :10.1111/j.1945-5100.2006.tb00444.x. S2CID  12036114.
  110. ^ Mangold; et al. (2007). "Mineralogía de la región de Nili Fossae con datos de OMEGA/Mars Express: 2. Alteración acuosa de la corteza". J. Geophys. Res . 112 (E8). Código Bib : 2007JGRE..112.8S04M. doi : 10.1029/2006JE002835 . S2CID  15188454.
  111. ^ Mostaza; et al. (2007). "Mineralogía de la región de Nili Fossae con datos de OMEGA / Mars Express: 1. Derretimiento por impacto antiguo en la cuenca de Isidis e implicaciones para la transición del Noé al Hesperio". J. Geophys. Res . 112 (E8). Código Bib : 2007JGRE..112.8S03M. doi :10.1029/2006JE002834.
  112. ^ Mostaza; et al. (2009). "Composición, morfología y estratigrafía de la corteza de Noé alrededor de la cuenca de Isidis" (PDF) . J. Geophys. Res . 114 (7). Código Bib : 2009JGRE..114.0D12M. doi :10.1029/2009JE003349.
  113. ^ Smellie, J., B. Edwards. 2016. Glaciovulcanismo en la Tierra y Marte. Prensa de la Universidad de Cambridge.
  114. ^ ab Levy, J., et al. 2017. Depresiones de hielo candidatas volcánicas e inducidas por impactos en Marte. Ícaro: 285, 185-194.
  115. ^ Universidad de Texas en Austin. "Un embudo en Marte podría ser un lugar para buscar vida". Ciencia diaria. ScienceDaily, 10 de noviembre de 2016. <sciencedaily.com/releases/2016/11/161110125408.htm>.
  116. ^ ab "Descubrimientos de PSR: conos sin raíces en Marte". www.psrd.hawaii.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
  117. ^ Lanagan, P., A. McEwen, L. Keszthelyi y T. Thordarson. 2001. Conos sin raíces en Marte que indican la presencia de hielo terrestre ecuatorial poco profundo en tiempos recientes, Geophysical Research Letters: 28, 2365-2368.
  118. ^ S. Fagents1, a., P. Lanagan, R. Greeley. 2002. Conos sin raíces en Marte: una consecuencia de la interacción lava-hielo. Sociedad Geológica, Londres. Publicaciones especiales: 202, 295-317.
  119. ^ Jaeger, W., L. Keszthelyi, A. McEwen, C. Dundas, P. Russell y el equipo de HiRISE. 2007. OBSERVACIONES TEMPRANAS DE HIRISE DE FORMAS TERRESTRES DE ANILLOS Y MONTÍCULOS EN ATHABASCA VALLES, MARTE. Ciencia lunar y planetaria XXXVIII 1955.pdf.
  120. ^ "Cráteres exhumados cerca de Kaiser".

Otras lecturas

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