Casius (cuadrángulo)

El cuadrángulo de Casius también se conoce como MC-6 (por sus siglas en inglés, Mars Chart-6).La característica fue nombrada por Schiaparelli en 1888 en honor al monte Casius en Egipto, famoso en la antigüedad por las marismas costeras cercanas en las que se dice que se ahogaron ejércitos enteros.[5]​ Otras características asociadas con el hielo subterráneo son la topografía festoneada,[6]​ los cráteres de moldes anulares y el relleno de cráteres concéntricos.El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte, especialmente en la topografía festoneada.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.Se han propuesto polígonos de centro bajo como marcador del hielo subterráneo.Se encuentran en partes de Marte que han enterrado hielo.[11]​[12]​[13]​ Pueden ser una forma fácil para que los futuros colonos de Marte encuentren agua helada.[21]​ Los glaciares más antiguos se encuentran ubicados en muchos lugares sobre Marte.Nilosyrtis se extiende desde aproximadamente 280 a 304 grados de longitud oeste, por lo que, al igual que muchas otras características, se encuentra en más de un cuadrilátero.Este aumento de presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera.Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias.[23]​ Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un rezago de polvo.Los geólogos esperan examinar lugares donde alguna vez se acumuló agua.Las capas pueden estar formadas por el agua subterránea que se eleva depositando minerales y cementando sedimentos.[32]​ Más tarde, con un análisis más detallado, se determinó que los cambios podrían haber ocurrido por flujos granulares secos en lugar de ser impulsados por el agua que fluye.[33]​[34]​[35]​ Con observaciones continuas, se encontraron muchos más cambios en el cráter Gasa y otros.Algunos pedestales se han medido con precisión a cientos de metros por encima del área circundante.Los cráteres de pedestal se observaron por primera vez durante las misiones Mariner.[43]​ Las crestas a menudo aparecen como segmentos en su mayoría rectos que se cruzan en forma de celosía.Dado que las crestas se encuentran en lugares con arcilla, estas formaciones podrían servir como un marcador para la arcilla que requiere agua para su formación.Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con eyecciones a su alrededor, en contraste los cráteres volcánicos generalmente no tienen un borde o depósitos de eyecciones.Debido a esta relación, los investigadores han encontrado que muchos cráteres marcianos contienen una gran cantidad de material; se cree que gran parte de él es hielo depositado cuando el clima era diferente.Cuando un remolino de arena pasa sopla el recubrimiento y expone la superficie oscura subyacente.