Programa de la NASA para sugerencias públicas de imágenes MRO
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
Posible glaciar que fluye por un valle y se extiende sobre una llanura. El rectángulo muestra una parte ampliada en la siguiente imagen.
Ampliación del área del rectángulo de la imagen anterior. Esta zona se llamaría morrena en un glaciar alpino de la Tierra.
Huecos bien desarrollados de relleno de cráteres concéntricos, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Glaciar en el suelo de un cráter, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish. Las grietas del glaciar pueden ser grietas. También hay un sistema de barrancos en la pared del cráter.
Glaciar saliendo del valle, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el borde del
cráter Moreux . La ubicación es
el cuadrilátero Ismenius Lacus .
Amplia vista de los flujos en forma de lengua, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los flujos en forma de lengua, vistos por HiRISE bajo el 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]
Posibles pingos con escala, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de un posible pingo con escala, visto por HiRISE en el programa HiWish
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.
Canal en el suelo del cráter Newton, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal ramificado, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal ramificado, visto por HiRISE en el programa HiWish
Lago Oxbow , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Valles vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Canal en Arabia, visto por HiRISE en el programa HiWish
Sistema de canales que atraviesa parte de un cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish
Canales, vistos por HiRISE en el programa HiWish. El arroyo parece haberse erosionado a través de una colina.
Canal que muestra un antiguo meandro y un corte, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Memnonia .
Canal en el suelo del valle, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Eridania .
Vista cercana del canal en
el cuadrilátero Ismenius Lacus , visto por HiRISE en el programa HiWish
Canal con valle colgante en el cuadrilátero de Ismenius Lacus, visto por HiRISE en el programa HiWish
Valles colgantes en
Aram Chaos , vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de los canales en el cuadrilátero de Ismenius Lacus, vistos por HiRISE en el programa HiWish
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.
Amplia vista de formas estilizadas en
el cuadrilátero de Amenthes , como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de formas estilizadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha indica la dirección del agua que fluye más allá.
Vista cercana de formas estilizadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de formas estilizadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de formas estilizadas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de la forma aerodinámica, vista por HiRISE en el programa HiWish
Formas aerodinámicas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el
cuadrilátero del Elysium .
Nuevo cráter
Imágenes de HiRISE que muestran el descubrimiento de un nuevo cráter con el programa HiWish
Nuevo cráter, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. El nuevo cráter indicado con la flecha blanca tiene unos 10 metros de diámetro y probablemente fue creado por la colisión con un objeto del tamaño de una sandía grande. Este cráter no apareció en imágenes anteriores de la misma región.
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.
Dunas en dos cráteres, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
Dunas entre cráteres, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Algunos de estos son barjanes.
Dunas en el suelo de un cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish. La mayoría de estos son barjans. El cuadro muestra la ubicación de la siguiente imagen. La ubicación es el
cuadrilátero de Eridania .
Dunas en el suelo de un cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish. La mayoría de estos son barjans. Nota: esta es una ampliación del centro de la imagen anterior.
Dunas, vistas por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Eridania .
Descongelación de dunas y hielo en depresiones de polígonos, como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista en color de dunas descongeladas y hielo en depresiones de polígonos, como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Superficie de descongelación, vista por HiRISE en el programa HiWish. La escarcha está desapareciendo en parches de una duna. Los límites del valle alrededor de las formas poligonales todavía contienen escarcha; por eso son blancos. Nota: el lado norte (lado cerca de la parte superior) no se ha descongelado porque el sol viene del otro lado.
Amplia vista de las dunas en
el cráter Moreux , vistas por HiRISE en el programa HiWish
Dunas en
el cuadrilátero de Mare Tyrrhenum , vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las dunas en
el cuadrilátero de Mare Tyrrhenum , vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana y en color de las dunas en
el cuadrilátero de Mare Tyrrhenum , vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Las ondas son visibles en la superficie de la duna.
Vista cercana y en color de las dunas de arena en forma de cúpula, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
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]
Capas en el cráter Firsoff, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Nota: este campo de imagen se puede encontrar en la imagen anterior de las capas en el cráter Firsoff, vista por la cámara CTX (en Mars Reconnaissance Orbiter).
Primer plano de las capas del cráter Firsoff, vistas por HiRISE. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Firsoff.
Capas en el cráter Firsoff con un cuadro que muestra el tamaño de un campo de fútbol. Fotografía tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas y fallas en el cráter Firsoff, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran una falla grande, pero hay otras más pequeñas en la imagen.
Parte del delta en
el cráter Holden , visto por HiRISE en el programa HiWish. El cráter Holden es un posible lugar de aterrizaje para un Mars Rover previsto para 2020.
[17]Vista cercana de la imagen anterior que muestra las capas, vista por HiRISE en el programa HiWish y ampliada con HiView
Características del paisaje
Depresiones al este de Albor Tholus, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
Porción de una depresión (Fossae) en
Elysium Planitia , vista por HiRISE en el programa HiWish. El azul indica posibles heladas estacionales.
Deslizamiento de tierra en un cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish. Imagen del
cuadrilátero de Iapygia .
Amplia vista de Buttes y Mesas, vista por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Elysium .
Buttes y mesas, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Mesas, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
Rayas de pendiente oscuras
Capas y rayas de pendiente oscuras, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Rayas de pendiente oscura en la mesa, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Amazonis .
Primer plano de algunas capas debajo de la roca de un cráter de pedestal y una franja de pendiente oscura, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
Rayas y capas de pendientes oscuras cerca de un cráter de pedestal, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran los pequeños puntos iniciales de las rayas.
Rayas oscuras en la pendiente en el montículo en
Lycus Sulci en
el cuadrilátero de Diacria , como lo ve HiRISE bajo el programa HiWish
Capas en valle y rayas oscuras en pendiente, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Amazonis .
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]
Amplia vista de parte de Valles Marineris, vista por HiRISE bajo el programa HiWish. El cuadro muestra la ubicación de las líneas de pendiente recurrentes que se amplían en la siguiente imagen.
Vista cercana en color de las líneas de pendiente recurrentes, tal como las ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a algunas de las líneas de pendiente recurrentes [24]
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.
Montículo en capas en el suelo del cráter Danielson, visto por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana en color de las capas y el polvo oscuro en el suelo del cráter Danielson, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana en color de las capas y el polvo oscuro en el suelo del cráter Danielson, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Los cantos rodados son visibles en la imagen.
Vista cercana en color de las capas y el polvo oscuro en el suelo del cráter Danielson, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Los fallos se indican con flechas.
Vista cercana de las capas en el suelo del cráter Danielson, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Algunas fallas son visibles en la imagen.
Butte de tonos claros en el suelo del cráter, visto por HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran afloramientos de material de tonos claros. El material de tono claro probablemente sea rico en sulfatos y similar al material examinado por el Spirit Rover, y probablemente alguna vez cubrió todo el piso. Otras imágenes a continuación muestran ampliaciones de la colina. La ubicación es
el cuadrilátero Margaritifer Sinus .
Ampliación de la colina blanca, vista por HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista más cercana hacia la parte superior de la colina blanca, vista por HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Parte superior de la colina blanca, vista por HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Terreno en capas en
el cuadrilátero de Aeolis , visto por HiRISE en el programa HiWish.
Amplia vista del terreno en capas, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es al noreste del cráter Gale en
el cuadrilátero Aeolis .
Vista cercana del montículo con capas, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana del montículo con capas, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
Capas en Arabia, vistas por HiRISE en el programa HiWish.
Vista amplia de parte del cráter Danielson, vista por HiRISE en el programa HiWish
Ampliación de la imagen anterior del cráter Danielson, vista por HiRISE en el programa HiWish. El cuadro representa el tamaño de un campo de fútbol.
Primer plano de las capas en el cráter Danielson, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish: se ven rocas y arena oscura.
Primer plano de las capas en la vaguada al sur de Ius Chasma, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano de las capas en el cráter Lotto, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
Tempe Terra .
Capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
Tempe Terra Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en 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 en el programa HiWish
Este grupo de capas que se encuentran en un cráter provienen todas del cuadrilátero de Arabia .
Amplia vista de las capas del cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Partes de esta imagen están ampliadas en otras imágenes que siguen.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Este siguiente grupo de terreno estratificado proviene de los Valles de Louros en el cuadrilátero de Coprates .
Amplia vista de capas en
Louros Valles , vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas en Louros Valles, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de las capas en Louros Valles, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de las capas en Louros Valles, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de las capas en Louros Valles, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Capas en la capa de hielo
Capas en la capa de hielo del norte con una discordancia angular, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas de la capa de hielo del norte, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Las flechas señalan una discordancia angular.
Vista cercana y en color de las capas de la capa de hielo del norte, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Capas expuestas en la capa de hielo del norte, vistas por
HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de las capas expuestas en la capa de hielo del norte, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
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 .
Primer plano de las faldas de los barrancos que muestran que están libres de cráteres; por tanto muy joven. La ubicación es
el cuadrilátero Phaethontis . La foto fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish.
Barrancos en la pared del cráter, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el
cuadrilátero Mare Acidalium .
Primer plano de los canales de barrancos, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Esta imagen muestra muchas formas estilizadas y algunos bancos a lo largo de un canal. Estas características sugieren una formación por agua corriente. Los bancos generalmente se forman cuando el nivel del agua baja un poco y se mantiene en ese nivel por un tiempo. La foto fue tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el
cuadrilátero Mare Acidalium . Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Barrancos en el cráter
del cuadrilátero Phaethontis , vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Barrancos a lo largo de la pared de la mesa en North
Tempe Terra , vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de la plataforma del barranco, vista por HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de la imagen anterior.
Vista cercana del nicho del barranco, visto por HiRISE en el programa HiWish. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de los barrancos de la imagen anterior. Los canales son bastante curvos. Debido a que los canales de los barrancos a menudo forman curvas, se pensaba que estaban formados por agua corriente. Hoy en día se piensa que podrían producirse con trozos de hielo seco. La imagen es de HiRISE bajo el programa HiWish.
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]
Amplia vista de la superficie con manchas que muestran el manto, vista por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el
cuadrilátero de Arcadia .
Vista cercana del manto, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del manto, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
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]
Amplia vista del cráter que contiene polígonos con escarcha en las partes bajas, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista más cercana de polígonos con escarcha en las partes bajas, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista aún más cercana de los polígonos, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de polígonos con escarcha en las partes bajas, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. También se ven formas circulares.
Polígonos de centro alto, mostrados con flechas, como los ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Casius . Imagen ampliada con HiView.
Terreno festoneado etiquetado con polígonos centrales bajos y polígonos centrales altos, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Casius . Imagen ampliada con HiView.
Polígonos centrales altos y bajos, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Casius . Imagen ampliada con HiView.
Primer plano de los polígonos del centro alto vistos por HiRISE en el programa HiWish. Los valles entre polígonos son fácilmente visibles en esta vista. La ubicación es
el cuadrilátero Ismenius Lacus .
Polígonos de centro bajo, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Casius . Imagen ampliada con HiView. La ubicación es
el cuadrilátero de Casius .
Vista cercana del hocico del glaciar, vista por HiRISE en el programa HiWish. Los polígonos centrales altos son visibles. El cuadro muestra el tamaño del campo de fútbol.
Vista cercana de los polígonos centrales altos cerca del glaciar, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño del campo de fútbol.
Vista cercana de los polígonos centrales altos cerca del glaciar, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de un grupo de canales, vista por HiRISE en el proyecto HiWish. Algunas partes de la superficie muestran un terreno modelado cuando se amplían.
Suelo estampado, visto por HiRISE en el programa HiWish. Este es un primer plano de la imagen anterior.
Crestas, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Este es un primer plano de una imagen anterior.
Vista en color de la superficie en una imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish
Imagen en color de un suelo estampado, ampliada de una imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish
Suelo con patrón poligonal complejo
Vista amplia de los polígonos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en las siguientes imágenes. La ubicación es el
cuadrilátero de Noachis .
Polígonos, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los polígonos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a rocas que se encuentran dentro de pequeños cráteres.
Vista cercana de los polígonos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los polígonos, como los ve HiRISE en el programa HiWish
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]
Amplia vista de parte del
cráter Milankovic , vista por HiRISE en el programa HiWish. Muchas depresiones aquí contienen hielo en sus paredes.
Vista cercana de una imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish. Se observa la forma triangular de algunas depresiones. El área del cuadro se amplía en las siguientes imágenes.
Vista cercana de la depresión, vista por HiRISE en el programa HiWish. Las flechas indican dónde hay una capa muy delgada de 1 a 2 metros sobre lo que se cree que es hielo.
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]
Suelo festoneado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano del suelo festoneado, visto por HiRISE en el programa HiWish. La superficie se divide en polígonos; Estas formas son comunes donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
Suelo festoneado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Primer plano del suelo festoneado, visto por HiRISE en el programa HiWish. La superficie se divide en polígonos; Estas formas son comunes donde el suelo se congela y se descongela. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior.
Polígonos centrales bajos, mostrados con flechas, como los ve HiRISE en el programa HiWish. La imagen fue ampliada con HiView.
Terreno festoneado, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el
cuadrilátero de Casius .
Terreno festoneado, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero de Casius.
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 molde anular de varios tamaños en el suelo de un cráter, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Ismenius Lacus .
Vista amplia de un campo de cráteres de moldes anulares, visto por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana del cráter del molde anular, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior de un campo de cráteres de molde anular.
Vista amplia de los cráteres de molde anular en el suelo de un cráter más grande, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Cráteres de molde anular, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de los cráteres del molde anular y el terreno cerebral, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Cráteres de halo
Cráter de pedestal con rocas a lo largo del borde. Estos cráteres se denominan "cráteres de halo". [78] Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Vista cercana de los cantos rodados en la parte inferior izquierda del borde del cráter. La caja es del tamaño de un campo de fútbol, por lo que los cantos rodados son aproximadamente del tamaño de automóviles o casas pequeñas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Vista cercana de los cantos rodados a lo largo del borde del cráter Los cantos rodados son aproximadamente del tamaño de automóviles o casas pequeñas. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
cantos rodados
Cantos rodados, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Ismenius Lacus .
Pistas de boulder y boulder, vistas por HiRISE en el programa HiWish. La flecha muestra una roca que ha dejado una huella en la arena mientras rodaba por la duna. La ubicación es
el cuadrilátero Mare Boreum .
Cantos rodados y pistas, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran cantos rodados que han dejado una huella al rodar por una duna. La ubicación es
el cuadrilátero Mare Boreum .
Los cantos rodados y sus huellas ruedan cuesta abajo, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Las flechas muestran dos rocas al final de sus huellas. La ubicación es
el cuadrilátero de Arabia .
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]
Yardangs, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación está cerca de Gordii Dorsum en el
cuadrilátero de Amazonis . Estos yardangs se encuentran en el miembro superior de la Formación Medusae Fossae.
Yardangs, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación está cerca de Gordii Dorsum en el
cuadrilátero de Amazonis . Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Yardangs, vistos por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación está cerca de Gordii Dorsum en el
cuadrilátero de Amazonis . Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
Los yardangs se formaron en material de tonos claros y estaban rodeados de arena de basalto volcánico oscuro, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Margaritifer Sinus .
Imagen de primer plano de yardangs, vista por HiRISE en el programa HiWish. Las flechas apuntan a las crestas eólicas transversales (TAR), un tipo de duna. Tenga en cuenta que esta es una ampliación de la imagen anterior de HiRISE.
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.
Amplia vista de las columnas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Muchas de las plumas muestran arañas cuando se agrandan.
Plumas, vistas por HiRISE en el programa HiWish. La flecha muestra una doble columna. Esto pudo deberse a los cambios de viento.
Penacho largo, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Arañas, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Plumas y arañas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Plumas y arañas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Plumas y arañas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia de plumas y arañas, vista por HiRISE en el programa HiWish
Plumas y arañas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
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]
Estructura en capas en un cráter que probablemente sea lo que queda de una unidad en capas que alguna vez cubrió un área mucho más grande. El material para esta unidad cayó del cielo en forma de polvo cubierto de hielo. La fotografía fue tomada por HiRISE, bajo el programa HiWish. La imagen es del
cuadrilátero de Hellas .
Capas de inmersión, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Características en capas en el cráter, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Estructuras en capas, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de las capas de inmersión a lo largo de la pared de una mesa, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Ismenius Lacus .
Vista cercana de las capas de inmersión en
el cuadrilátero de Ismenius Lacus , visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Amplia vista de las capas de inmersión en el cuadrilátero de Ismenius Lacus, vista por HiRISE en el programa HiWish. Los barrancos también son visibles en la parte inferior de la imagen.
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.
Terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Ismenius Lacus .
Funciones en capas y terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. La unidad de las llanuras superiores a menudo se transforma en terreno cerebral.
El terreno cerebral se está formando a partir de la ruptura de la unidad de las llanuras superiores, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a un lugar donde se están formando fracturas que se convertirán en terreno cerebral.
El terreno cerebral se está formando a partir de la ruptura de la unidad de las llanuras superiores, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a un lugar donde se están formando fracturas que se convertirán en terreno cerebral.
Amplia vista del terreno cerebral en formación, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Se está formando terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior usando HiView. Las flechas indican puntos donde el terreno cerebral está comenzando a formarse.
Se está formando terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior usando HiView. Las flechas indican puntos donde el terreno cerebral está comenzando a formarse.
Se está formando terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior usando HiView.
Se está formando terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior usando HiView.
Terreno cerebral abierto y cerrado con etiquetas, como lo ve HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Ismenius Lacus.
Se está formando terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Ismenius Lacus.
Amplia vista del terreno cerebral en formación, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Se está formando terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior usando HiView.
Se está formando terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una imagen anterior usando HiView.
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.
Material de las llanuras superiores acanaladas bien desarrollado. Estos comienzan con pequeñas grietas que se expanden a medida que el hielo se sublima de las superficies de la grieta. La foto fue tomada con HiRISE bajo el programa HiWish.
Capas de inmersión, como las ve HiRISE en el programa HiWish. Además, el material liso superior acanalado es visible en la parte superior derecha de la imagen. Se está formando a partir de la unidad de las llanuras superiores y, a su vez, se está erosionando hasta convertirse en terreno cerebral.
Vista amplia que muestra el terreno acanalado y el terreno cerebral, visto por HiRISE en el programa HiWish
Terreno estriado que se está formando a partir de la unidad de las llanuras superiores, visto por HiRISE en el programa HiWish. La formación comienza con grietas que potencian la sublimación. El cuadro muestra el tamaño del campo de fútbol.
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]
Red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Las crestas pueden formarse de varias maneras.
Color, primer plano de las crestas vistas en la imagen anterior, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Imagen en primer plano y en color de la red de crestas lineales, vista por HiRISE en el programa HiWish
Más redes de crestas lineales desde la misma ubicación que la imagen anterior, como las ve HiRISE en el programa HiWish
Redes de crestas lineales, vistas por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Amazonis .
Red de crestas lineales, vista por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Mare Tyrrhenum .
Red de crestas lineales, vista por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Casius .
Amplia vista de la red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero de Arcadia .
Vista cercana de las redes de crestas, como las ve HiRISE en el programa HiWish. La flecha apunta a una cresta pequeña y recta. La ubicación es
el cuadrilátero de Arcadia .
Amplia vista de la red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Partes de esta imagen están ampliadas en las siguientes imágenes.
Vista cercana de la red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de la red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista cercana de la red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista cercana de las crestas, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior. Una pequeña mesa en la imagen muestra capas.
Vista cercana en color de la red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista amplia de la gran red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de la red de crestas, vista por HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño del campo de fútbol.
Vista cercana y en color de las crestas, tal como las ve HiRISE en el programa HiWish
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.
Amplia vista del terreno fracturado, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del terreno fracturado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana del terreno fracturado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño del campo de fútbol. Los cantos rodados son del tamaño de casas.
Vista cercana y en color del terreno fracturado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish
Mesas
Amplia vista de colinas estratificadas y pequeñas mesas, vistas por HiRISE en el programa HiWish. Se ven algunas
rayas oscuras en la pendiente . La ubicación es
el cuadrilátero de Aeolis . Partes de esta imagen se amplían en las siguientes tres imágenes.
Mesa en capas y montículos con vetas oscuras en las pendientes, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de una pequeña mesa en capas con una franja de pendiente oscura, vista por HiRISE en el programa HiWish. El cuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
Vista muy cercana de bloques individuales desprendiéndose de una capa en una colina, como los ve HiRISE bajo el programa HiWish. Los bloques tienen formas angulares. El cuadro muestra el tamaño del campo de fútbol.
Mesa en capas, vista por HiRISE en el programa HiWish
Mesa en capas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Box es del tamaño de un campo de fútbol.
Mesas formadas por colapso del terreno
Grupo de mesas, visto por HiRISE en el programa HiWish. La caja ovalada contiene mesas que pueden haberse separado.
Vista ampliada de un grupo de mesas, vista por HiRISE en el programa HiWish. Una superficie está formando formas cuadradas.
Mesas que se rompen formando bordes rectos, como lo ve HiRISE en el programa HiWish
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]
Gran grupo de grietas concéntricas, vistas por HiRISE, bajo el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Ismenius Lacus . Las grietas fueron formadas por un volcán bajo el hielo.
[114]Capas inclinadas se formaron cuando el suelo colapsó, como lo ve HiRISE, bajo el programa HiWish
Capas inclinadas formadas por el colapso del suelo, vistas por HiRISE, bajo el programa HiWish
Mesas dividiéndose en bloques, como las ve HiRISE, bajo el programa HiWish
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.
Amplia vista de las mesas que están formando fracturas, como las ve HiRISE en el programa HiWish.
Vista ampliada de una parte de la imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish. El rectángulo representa el tamaño de un campo de fútbol.
Primer plano de los bloques en formación, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Primer plano de los bloques en formación, vistos por HiRISE en el programa HiWish. El rectángulo representa el tamaño de un campo de fútbol, por lo que los bloques son del tamaño de edificios.
Primer plano de los bloques en formación, vistos por HiRISE en el programa HiWish. En la superficie se ven muchas fracturas largas.
Rotura de la superficie, vista por HiRISE en el programa HiWish. Cerca de la cima, la superficie se está erosionando hasta convertirse en terreno cerebral.
Vista amplia que muestra una característica de tonos claros que se está rompiendo en bloques, como la ve HiRISE en el programa HiWish.
Vista cercana que muestra los bloques en formación, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior. El cuadro representa el tamaño del campo de fútbol.
Flujos de lava
Flujo de lava en el cuadrilátero de Tharsis, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Primer plano del flujo de lava con etiquetas, visto por HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior de coladas de lava.
Flujos de lava con flujos más antiguos y más jóvenes etiquetados, como los ve HiRISE en el programa HiWish
Borde del flujo de lava, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
Solis Planum en
el cuadrilátero Phoenicis Lacus .
Amplia vista de la forma aerodinámica y las balsas de lava, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las balsas de lava de la imagen anterior, vista por HiRISE en el programa HiWish
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]
Amplia vista del campo de conos desarraigados, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación es
el cuadrilátero Elysium .
Vista cercana de conos sin raíces con colas que sugieren que la lava se movía hacia el suroeste sobre un terreno rico en hielo, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish.
Vista cercana de conos del tamaño de un campo de fútbol, vistos por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de los conos, como los ve HiRISE en el programa HiWish. Estos conos probablemente se formaron cuando la lava caliente fluyó sobre un suelo rico en hielo. La ubicación es el
cuadrilátero del Elysium .
Conos sin raíz, vistos por HiRISE en el programa HiWish. Se cree que este grupo de anillos o conos son causados por lava que fluye sobre hielo de agua o suelo que contiene hielo de agua. El hielo se transforma rápidamente en vapor que expulsa un anillo o cono. Aquí la torsión de la cadena puede haber sido causada por el cambio de dirección de la lava. Algunas de las formas no tienen forma de anillos o conos porque tal vez la lava se movió demasiado rápido; no permitiendo así que se forme una forma de cono completa. La ubicación es el
cuadrilátero del Elysium .
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.
Amplia vista del campo de volcanes de lodo, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de los volcanes de lodo, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de volcanes de lodo y rocas, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
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.
Bandas retorcidas en el suelo de Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Características del suelo en Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Características del suelo en Hellas Planitia, vistas por HiRISE en el programa HiWish
Vista cercana de grupos de crestas en el suelo de Hellas, vista por HiRISE bajo el programa HiWish
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.
Amplia vista de los cráteres exhumados, vista por HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana del cráter exhumado, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Este cráter está y estuvo debajo de un conjunto de capas de inmersión.
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
- ^ "Público invitado a elegir píxeles en Marte". Marte diario. 22 de enero de 2010 . Consultado el 10 de enero de 2011 .
- ^ "Toma el control de un orbitador de Marte". 28 de agosto de 2018.
- ^ "Hola, deseando imágenes de Marte en 3D, parte II".
- ^ Entrevista con Alfred McEwen en Planetary Radio, 15/03/2010
- ^ "¿Tu sesión de fotos personal en Marte?". www.planetario.org . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ "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 .
- ^ McEwen, A. y col. 2016. LA PRIMERA DÉCADA DE HIRISE EN MARTE. 47a Conferencia sobre ciencia lunar y planetaria (2016) 1372.pdf
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ "HiRISE - Telarañas (ESP_046359_1250)". www.uahirise.org . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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
- ^ Baker, V. 1982. Los canales de Marte. Univ. de Texas Press, Austin, TX
- ^ NASA.gov
- ^ "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 .
- ^ 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
- ^ 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
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ "líneas de pendiente recurrentes - Informe Planeta Rojo". redplanet.asu.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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.
- ^ 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
- ^ "Las líneas en Marte podrían ser creadas por agua salada que provoca deslizamientos de tierra".
- ^ 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
- ^ "HiRISE | Experimento científico de imágenes de alta resolución". Hirise.lpl.arizona.edu?psp_008437_1750 . Consultado el 4 de agosto de 2012 .
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ "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 .
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ 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)
- ^ "Confirmación de agua en Marte". Nasa.gov. 2008-06-20 . Consultado el 13 de julio de 2012 .
- ^ Mutch, TA y 24 colegas, 1976. La superficie de Marte: la vista desde el módulo de aterrizaje Viking2 Science 194 (4271), 1277–1283.
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ Washburn, A. 1973. Procesos y entornos periglaciares. St. Martin's Press, Nueva York, págs. 1–2, 100–147.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ "Refubio - Suche" (PDF) . www.diss.fu-berlin.de . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ Las pendientes pronunciadas de Marte revelan la estructura del hielo enterrado. Comunicado de prensa de la NASA. 11 de enero de 2018.
- ^ Acantilados de hielo vistos en Marte. Noticias de ciencia . Pablo Voosen. 11 de enero de 2018.
- ^ "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 .
- ^ "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 ]
- ^ 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.
- ^ 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
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP?diafotizo.php?ID=PSP_002296_1215 [ enlace muerto permanente ]
- ^ "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 .
- ^ 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 .
- ^ "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 .
- ^ Bramson, A y col. 2015. Exceso generalizado de hielo en Arcadia Planitia, Marte. Cartas de investigación geofísica: 42, 6566-6574
- ^ "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 .
- ^ 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.
- ^ http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870 [ enlace muerto permanente ]
- ^ Bleacher, J. y S. Sakimoto. Cráteres de pedestal, una herramienta para interpretar historias geológicas y estimar tasas de erosión . LPSC
- ^ "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 .
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ Panadero, D. y L. Carter. 2019. Sondeo de desechos supraglaciales en Mars 2: morfología del cráter. Ícaro. Volumen 319. Páginas 264-280
- ^ 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.
- ^ Misión Mars Exploration Rover: Imágenes del comunicado de prensa: Spirit. Marsrovers.jpl.nasa.gov. Recuperado el 7 de agosto de 2011.
- ^ "HiRISE - Diablos del polvo bailando en las dunas (PSP_005383_1255)". hirise.lpl.arizona.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ esa. "'Yardangs' en Marte" . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ "Formación Medusae Fossae - Misión Mars Odyssey THEMIS". themis.asu.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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 .
- ^ 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
- ^ 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
- ^ Benson, M. 2012. Planetfall: nuevas visiones del sistema solar
- ^ "Las arañas invaden Marte". Revista de Astrobiología . 17 de agosto de 2006 . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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.
- ^ "Descongelar 'hielo seco' impulsa una acción maravillosa en Marte". NASA/JPL . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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 .
- ^ Kieffer, Hugh H. (2003). "Tercera Conferencia sobre ciencia polar de Marte (2003): comportamiento del CO sólido" (PDF) . Consultado el 6 de septiembre de 2009 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ "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 .
- ^ 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 .
- ^ Carr, M.2001.
- ^ Blanc, E., et al. 2024. ORIGEN DE DEPÓSITOS EXTENSOS EN ESTAPAS ASOCIADOS A GLACIARES CUBIERTOS DE DESECHOS MARCIANOS. 55º LPSC (2024). 1466.pdf
- ^ Morgenstern, A. y col. 2007
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ Levy, J. y col. 2009. Concéntrico
- ^ "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 .
- ^ 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.
- ^ Cabeza, J. et al. 2003.
- ^ Madeleine y col. 2014.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ Smellie, J., B. Edwards. 2016. Glaciovulcanismo en la Tierra y Marte. Prensa de la Universidad de Cambridge.
- ^ ab Levy, J., et al. 2017. Depresiones de hielo candidatas volcánicas e inducidas por impactos en Marte. Ícaro: 285, 185-194.
- ^ 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>.
- ^ ab "Descubrimientos de PSR: conos sin raíces en Marte". www.psrd.hawaii.edu . Consultado el 20 de noviembre de 2018 .
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ "Cráteres exhumados cerca de Kaiser".
Otras lecturas
- Lorenz, R. 2014. Los susurradores de las dunas. El Informe Planetario: 34, 1, 8-14
- Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Mundos de dunas: cómo la arena arrastrada por el viento da forma a los paisajes planetarios. Libros Springer Praxis / Ciencias Geofísicas.
- Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.). 2012. Geología sedimentaria de Marte. SEPM.
enlaces externos
- Imágenes HiRISE del programa HiWish
- /0:48 Acercándonos a Marte con imágenes HiRISE del programa HiWish
- Características de Marte con HiRISE bajo el programa HiWish Muestra casi todas las características principales descubiertas en Marte. Esto sería bueno para los profesores que cubren Marte.
- Un viaje a Marte con Hubble, Viking y HiRISE
- Marte a través de HiRISE bajo el programa HiWish
- Hermoso Marte visto por HiRISE bajo el programa HiWish
- Hielo marciano - Jim Secosky - 16ª Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte
- Geología marciana - Jim Secosky - 16ª Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte
- Paseos por Marte - Jim Secosky - 16ª Convención Anual de la Sociedad Internacional de Marte
- Cómo explorar Marte sin levantarse de la silla - Jim Secosky - 23ª Convención Anual de la Mars Society
- 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
- McEwen, A., et al. 2024. El experimento científico de imágenes de alta resolución (HiRISE) en las fases científicas extendidas del MRO (2009-2023). Ícaro. Disponible en línea el 16 de septiembre de 2023, 115795. En prensa.