Quadrângulo de Casius - Casius quadrangle
 Mapa do quadrângulo de Casius a partir de dados do Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA). As elevações mais altas são vermelhas e as mais baixas são azuis.
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| Coordenadas | 47 ° 30′N 270 ° 00′W / 47,5 ° N 270 ° W Coordenadas : 47,5 ° N 270 ° W47 ° 30′N 270 ° 00′W / |
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O quadrângulo de Casius é um de uma série de 30 mapas quadrangulares de Marte usados pelo Programa de Pesquisa Astrogeológica do Serviço Geológico dos Estados Unidos (USGS) . O quadrângulo está localizado na porção centro-norte do hemisfério oriental de Marte e cobre 60 ° a 120 ° de longitude leste (240 ° a 300 ° de longitude oeste) e 30 ° a 65 ° de latitude norte. O quadrângulo usa uma projeção cônica conformada de Lambert em uma escala nominal de 1: 5.000.000 (1: 5M). O quadrângulo de Casius também é conhecido como MC-6 (Mars Chart-6). O quadrângulo de Casius contém parte da Utopia Planitia e uma pequena parte da Terra Sabaea . As fronteiras sul e norte do quadrângulo de Casius têm aproximadamente 3.065 km e 1.500 km de largura, respectivamente. A distância de norte a sul é de cerca de 2.050 km (um pouco menos que o comprimento da Groenlândia). O quadrângulo cobre uma área aproximada de 4,9 milhões de quilômetros quadrados, ou um pouco mais de 3% da superfície de Marte.
Origem do nome
Casius é o nome de uma feição de albedo telescópica localizada a 40 ° N e 100 ° E em Marte. A feição foi batizada por Schiaparelli em 1888 em homenagem ao Monte Casius, no Egito, famoso na antiguidade pelos pântanos costeiros próximos, nos quais exércitos inteiros teriam se afogado. O nome foi aprovado pela União Astronômica Internacional (IAU) em 1958.
Fisiografia e geologia
O quadrângulo de Casius de alta latitude apresenta várias características que se acredita indicarem a presença de gelo no solo. O terreno padronizado é uma dessas características. Normalmente, as formas poligonais são encontradas na direção dos pólos de 55 graus de latitude. Outras características associadas ao gelo subterrâneo são Topografia Scalloped , Crateras de Molde de Anel e Enchimento de Crateras Concêntricas .
Mapa do quadrângulo de Casius com os principais recursos identificados.
O solo padronizado na forma de elementos poligonais está associado ao gelo terrestre. É raro ser encontrado tão ao sul (45 graus de latitude norte). Foto tirada pela Mars Global Surveyor .
Campo de polígonos de centro baixo próximo à cratera, conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish. Essas características são comuns onde o solo congela e descongela.
Formas periglaciais na utopia, visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver o terreno padronizado e a topografia recortada .
Terreno com padrão poligonal
O solo poligonal com padrões é bastante comum em algumas regiões de Marte, especialmente na topografia recortada . Acredita-se comumente que seja causado pela sublimação do gelo do solo. Sublimação é a mudança direta de gelo sólido em gás. Isso é semelhante ao que acontece com o gelo seco na Terra. Lugares em Marte que exibem solo poligonal podem indicar onde os futuros colonos podem encontrar gelo de água. O solo padronizado se forma em uma camada do manto que caía do céu quando o clima era diferente. O solo poligonal é geralmente dividido em dois tipos: centro alto e centro baixo. O meio de um polígono central alto tem 10 metros de diâmetro e seus vales têm 2–3 metros de largura. Os polígonos centrais baixos têm 5–10 metros de largura e as cristas limites têm 3–4 metros de largura. Polígonos de centro baixo foram propostos como um marcador de gelo no solo.
Polígonos de centro baixo, mostrados com setas, como vistos por HiRISE no programa HiWish. A imagem foi ampliada com HiView.
Polígonos de centro alto, mostrados com setas, como vistos por HiRISE no programa HiWish. Imagem ampliada com HiView.
Terreno recortado marcado com polígonos de centro baixo e polígonos de centro alto, conforme visto por HiRISE no programa HiWish Imagem ampliada com HiView.
Polígonos de centro alto e baixo, conforme vistos por HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrilátero de Casius. Imagem ampliada com HiView.
Polígonos centrados altos e baixos em uma região de terreno recortado, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Polígonos centrados em baixo em uma região de terreno recortado, como visto por HiRISE no programa HiWish
Fundo de cratera com polígonos de centro baixo, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visualização colorida do solo poligonal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida do terreno padronizado, visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visualização colorida do solo poligonal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Grande e pequeno solo poligonal, conforme visto por HiRISE no programa HiWish, Área com polígonos pequenos e de centro baixo está rotulado.
Crateras de molde de anel
As crateras do molde anelar se parecem com os moldes anelares usados na panificação. Acredita-se que sejam causados por um impacto no gelo. O gelo está coberto por uma camada de detritos. Eles são encontrados em partes de Marte que enterraram gelo. Experimentos de laboratório confirmam que os impactos no gelo resultam em uma "forma de molde em anel". Eles podem ser uma maneira fácil para os futuros colonos de Marte encontrarem gelo de água.
Imagem de contexto CTX para a próxima imagem obtida com HiRISE. A caixa indica a pegada da imagem a seguir.
Possível cratera de molde em anel, vista pela HiRISE no programa HiWish. O formato da cratera é devido ao impacto no gelo.
Crateras em forma de anel se formam quando um impacto atinge uma camada de gelo. O rebote dá forma ao molde de anel, e então a poeira e os detritos se acomodam no topo para isolar o gelo.
Preenchimento concêntrico de cratera
Preenchimento concêntrico de cratera é quando o fundo de uma cratera é coberto principalmente por um grande número de cristas paralelas. Acredita-se que sejam o resultado de um tipo de movimento glacial. Às vezes, rochas são encontradas no preenchimento de crateras concêntricas; acredita-se que eles caíram da parede da cratera e foram transportados para longe da parede com o movimento da geleira. As erráticas na Terra eram transportadas por meios semelhantes. Com base em medidas topográficas precisas de altura em diferentes pontos dessas crateras e cálculos da profundidade das crateras com base em seus diâmetros, acredita-se que as crateras estejam 80% preenchidas principalmente com gelo. Ou seja, eles contêm centenas de metros de material que provavelmente consiste em gelo com algumas dezenas de metros de entulho na superfície. O gelo se acumulou na cratera devido à queda de neve em climas anteriores.
Imagens de alta resolução tiradas com HiRISE revelam que algumas das superfícies de preenchimento de crateras concêntricas são cobertas por padrões estranhos chamados de terreno cerebral de célula fechada e de célula aberta. O terreno se assemelha a um cérebro humano. Acredita-se que seja causada por rachaduras na superfície que acumulam poeira e outros detritos, juntamente com a sublimação do gelo de algumas das superfícies.
Visão ampla do preenchimento da cratera concêntrica, visto pela HiRISE.
Concentric Crater Fill Close-up próximo ao topo da imagem anterior, visto pela HiRISE. Os detritos da superfície cobrem o gelo de água.
Cratera com preenchimento concêntrico de cratera, conforme visto por CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter). A localização é o quadrângulo de Casius.
Hollows bem desenvolvidos, como vistos pela HiRISE no programa HiWish . A localização é o quadrângulo de Casius. Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior que foi tirada por CTX.
Close-up que mostra rachaduras contendo poços no fundo de uma cratera contendo preenchimento de cratera concêntrica, como visto por HiRISE no programa HiWish.
Close-up que mostra rachaduras contendo poços no fundo de uma cratera, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. As rachaduras podem começar como uma linha de fossos que se alargam e depois se unem.
Chão da cratera mostrando preenchimento concêntrico da cratera, como visto pelo HiRISE no programa HiWish
Geleiras
Antigas geleiras são encontradas em muitos lugares de Marte. Alguns estão associados a ravinas.
Geleira no fundo de uma cratera, vista pela HiRISE no programa HiWish As rachaduras na geleira podem ser fendas. Também existe um sistema de ravina na parede da cratera.
Vale mostrando preenchimento de vale linear , conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish. O fluxo de vale linear é causado por movimentos de gelo.
Fluxo, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Nilosyrtis
Nilosyrtis vai de cerca de 280 a 304 graus de longitude oeste, então, como várias outras características, ele fica em mais de um quadrilátero. Parte de Nilosyrtis está no quadrilátero Ismenius Lacus , o resto está no quadrilátero Casius.
Canal em Nilosyrtis que se formou quando um lago em uma cratera de 72 quilômetros de largura drenou, visto por THEMIS .
Local de pouso em Nilosyrtis , visto por THEMIS. O local é plano e contém minerais de argila modificados pela água.
Nilosyrtis , visto pela HiRISE . Clique na imagem para ver as camadas.
A mudança climática causou recursos ricos em gelo
Acredita-se que muitas feições em Marte, incluindo muitas no quadrilátero de Casius, contenham grandes quantidades de gelo. O modelo mais popular para a origem do gelo é a mudança climática a partir de grandes mudanças na inclinação do eixo de rotação do planeta. Às vezes, a inclinação chega a ser maior que 80 graus. Grandes mudanças na inclinação explicam muitos recursos ricos em gelo em Marte.
Estudos mostraram que quando a inclinação de Marte atinge 45 graus em relação aos atuais 25 graus, o gelo não é mais estável nos pólos. Além disso, nessa inclinação elevada, os estoques de dióxido de carbono sólido (gelo seco) sublimam, aumentando assim a pressão atmosférica. Esse aumento de pressão permite que mais poeira seja retida na atmosfera. A umidade na atmosfera cairá como neve ou gelo congelando em grãos de poeira. Os cálculos sugerem que este material se concentrará nas latitudes médias. Modelos de circulação geral da atmosfera marciana prevêem acúmulos de poeira rica em gelo nas mesmas áreas onde as características ricas em gelo são encontradas. Quando a inclinação começa a retornar a valores mais baixos, o gelo sublima (transforma-se diretamente em um gás) e deixa para trás um retardo de poeira. O depósito de defasagem limita o material subjacente, portanto, a cada ciclo de altos níveis de inclinação, um manto rico em gelo permanece para trás. Observe que a camada de manto de superfície lisa provavelmente representa apenas material relativamente recente.
Mars Science Laboratory
Nilosyrtis é um dos locais propostos como local de pouso para o Mars Science Laboratory . No entanto, não fez o corte final. Estava entre os sete primeiros, mas não entre os quatro primeiros. O objetivo do Laboratório de Ciências de Marte é procurar por sinais de vida antiga. Espera-se que uma missão posterior possa retornar amostras de locais identificados como provavelmente contendo restos de vida. Para baixar a nave com segurança, é necessário um círculo plano, liso e de 12 milhas de largura. Os geólogos esperam examinar os lugares onde a água antes acumulava. Eles gostariam de examinar as camadas de sedimentos.
Camadas
Muitos lugares em Marte mostram rochas organizadas em camadas. Uma discussão detalhada sobre camadas com muitos exemplos marcianos pode ser encontrada em Sedimentar Geologia de Marte. A rocha pode formar camadas de várias maneiras. Vulcões, vento ou água podem produzir camadas. As camadas podem ser formadas por água subterrânea que se acumula, depositando minerais e cimentando sedimentos. As camadas endurecidas são conseqüentemente mais protegidas da erosão. Este processo pode ocorrer em vez da formação de camadas sob os lagos.
Camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish.
Camadas em Monument Valley. Estes são aceitos como sendo formados, pelo menos em parte, por deposição de água. Como Marte contém camadas semelhantes, a água continua sendo a principal causa de camadas em Marte.
Visão ampla das camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish Uma crista corta as camadas em um ângulo reto.
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish Uma crista corta as camadas em um ângulo reto.
Vista de perto das camadas, como visto por HiRISE no programa HiWish Uma crista corta as camadas em um ângulo reto.
Visão aproximada das camadas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish Parte da imagem é colorida. Uma crista corta as camadas em um ângulo reto.
Voçorocas
As valas marcianas são pequenas redes incisas de canais estreitos e seus depósitos de sedimentos descendentes associados , encontrados no planeta de Marte . Eles são nomeados por sua semelhança com ravinas terrestres . Descobertos pela primeira vez em imagens do Mars Global Surveyor , eles ocorrem em encostas íngremes, especialmente nas paredes de crateras. Normalmente, cada ravina tem uma alcova dendrítica em sua cabeça, um avental em forma de leque em sua base e um único fio de canal inciso ligando os dois, dando a toda a ravina uma forma de ampulheta. Acredita-se que sejam relativamente jovens porque têm poucas ou nenhuma cratera. Uma subclasse de ravinas também é encontrada cortada nas faces de dunas de areia que são consideradas bastante jovens. Com base em sua forma, aspectos, posições e localização entre e aparente interação com características consideradas ricas em gelo de água, muitos pesquisadores acreditaram que os processos que esculpem os regos envolvem água líquida. No entanto, este continua a ser um tópico de pesquisa ativa. Assim que os barrancos foram descobertos, os pesquisadores começaram a fazer imagens de muitos barrancos repetidamente, procurando possíveis mudanças. Em 2006, algumas mudanças foram encontradas. Mais tarde, com uma análise mais aprofundada, foi determinado que as mudanças poderiam ter ocorrido por fluxos granulares secos em vez de serem impulsionadas por água corrente. Com observações contínuas, muitas outras mudanças foram encontradas na Cratera Gasa e outras. Com mais observações repetidas, mais e mais mudanças foram encontradas; como as mudanças ocorrem no inverno e na primavera, os especialistas tendem a acreditar que os barrancos foram formados a partir do gelo seco. Imagens de antes e depois demonstraram que o momento dessa atividade coincidiu com geadas sazonais de dióxido de carbono e temperaturas que não permitiriam a entrada de água líquida. Quando o gelo seco muda para um gás, pode lubrificar o material seco para fluir, especialmente em encostas íngremes. Em alguns anos, geada, talvez tão espessa quanto 1 metro.
Ravinas na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Crateras de pedestal
Uma cratera pedestal é uma cratera com seu material ejetado acima do terreno circundante e, portanto, formando uma plataforma elevada (como um pedestal ). Eles se formam quando uma cratera de impacto ejeta material que forma uma camada resistente à erosão, causando assim a erosão da área imediata mais lentamente do que o resto da região. Alguns pedestais foram medidos com precisão centenas de metros acima da área circundante. Isso significa que centenas de metros de material foram corroídos. O resultado é que tanto a cratera quanto sua manta de ejeção ficam acima dos arredores. Crateras de pedestal foram observadas pela primeira vez durante as missões Mariner .
Cratera de pedestal, vista por HiRISE . A manta ejetada (assimétrica porque o asteróide veio em um ângulo baixo do nordeste) protegeu o material subjacente da erosão, então a cratera parece elevada.
Em um close-up do lado leste (direito) da imagem anterior, os polígonos em um lóbulo na margem da cratera indicam que há gelo sob o topo protetor.
Cratera de pedestal, vista por HiRISE sob o programa HiWish. Linhas escuras são rastros de poeira .
cratera de pedestal, como vista por HiRISE sob o programa HiWish Vieiras estão se formando na borda inferior do pedestal.
Cratera de pedestal com pedregulhos ao longo da borda. Essas crateras são chamadas de "crateras halo". Foto tirada com HiRISE no programa HiWish.
Vista de perto das pedras no canto inferior esquerdo da borda da cratera A caixa é do tamanho de um campo de futebol, então as pedras são aproximadamente do tamanho de carros ou casas pequenas. Foto tirada com HiRISE no programa HiWish.
Vista de perto dos pedregulhos ao longo da borda da cratera Os pedregulhos são aproximadamente do tamanho de carros ou casas pequenas. Foto tirada com HiRISE no programa HiWish.
Crateras de pedestal e trilhas de redemoinho de poeira , vistas por HiRISE no programa HiWish
Vista de perto da cratera do Pedestal e dos rastros do redemoinho de poeira, vistos pela HiRISE no programa HiWish
Cratera de pedestal, vista pela HiRISE no programa HiWish
As crateras de pedestal se formam quando o material ejetado dos impactos protege o material subjacente da erosão. Como resultado deste processo, as crateras aparecem empoleiradas acima de seus arredores
Cones
Alguns locais em Marte exibem um grande número de cones. Muitos têm poços no topo. Tem havido uma série de idéias apresentadas quanto às suas origens. Alguns estão no quadrilátero Casius como os abaixo.
Cones junto com uma faixa de material de origem desconhecida. Foto tirada com HiRISE no programa HiWish.
Cones junto com uma faixa de material de origem desconhecida. Foto tirada com HiRISE no programa HiWish. As setas apontam para a borda das faixas.
Redes de cristas lineares
Redes de cristas lineares são encontradas em vários lugares em Marte e em torno das crateras. Cumes frequentemente aparecem como segmentos retos que se cruzam em forma de treliça. Eles têm centenas de metros de comprimento, dezenas de metros de altura e vários metros de largura. Acredita-se que os impactos criaram fraturas na superfície, essas fraturas mais tarde atuaram como canais para fluidos. Os fluidos cimentaram as estruturas. Com o passar do tempo, o material circundante foi corroído, deixando cristas rígidas para trás. Como as cristas ocorrem em locais com argila, essas formações poderiam servir de marcador para argila que necessita de água para sua formação.
A rede de cumes, conforme vista pela HiRISE no programa HiWish, os cumes podem ser formados de várias maneiras.
Cor, close-up dos sulcos vistos na imagem anterior, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Mais cumes do mesmo lugar que as duas imagens anteriores, como visto por HiRISE no programa HiWish
Close da rede Ridge, visto pela HiRISE no programa HiWish
Rede de cume linear, vista pela HiRISE no programa HiWish
Close-up e imagem colorida da imagem anterior da rede de cume linear, vista por HiRISe no programa HiWish
Close-up de cumes, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Close-up de cumes, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Redes de cristas mais lineares, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Essas cristas podem ser diques ou juntas formadas como consequência do impacto de uma cratera. como visto pela HiRISE no programa HiWish.
Ridges, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla da rede de cumes, conforme visto por HiRISE no programa HiWish. Partes desta imagem são ampliadas nas imagens a seguir.
Vista de perto da rede de cumes, vista por HiRISE no programa HiWish Esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Vista de perto da rede de cumes, vista por HiRISE no programa HiWish Esta é uma ampliação de uma imagem anterior. A caixa mostra o tamanho de um campo de futebol.
Vista de perto da rede de cumes, vista por HiRISE no programa HiWish Esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Vista de perto dos cumes, como pode ser visto por HiRISE no programa HiWish Esta é uma ampliação de uma imagem anterior. Uma pequena mesa na imagem exibe camadas.
Close, visualização colorida da rede de cristas, vista por HiRISE no programa HiWish Esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Visão ampla das redes de cume, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das redes de cume, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto das redes de cristas, como visto pela HiRISE no programa HiWish Muitos pedregulhos são visíveis.
Vista de perto das redes de cume, como visto por HiRISE no programa HiWish Ridges de tamanhos diferentes são visíveis nesta imagem.
Visão ampla das cristas, como visto por HiRISE no programa HiWish Um segmento de canal também é visível na imagem.
Close, visão colorida das cristas, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Terreno recortado
Acredita-se que as depressões recortadas se formam a partir da remoção de material subsuperficial, possivelmente gelo intersticial, por sublimação (transição direta de um material da fase sólida para a fase gasosa sem nenhum estágio líquido intermediário). Este processo ainda pode estar acontecendo no momento. Esta topografia pode ser de grande importância para a futura colonização de Marte, pois pode apontar para depósitos de gelo puro.
Em 22 de novembro de 2016, a NASA relatou ter encontrado uma grande quantidade de gelo subterrâneo na região Utopia Planitia de Marte. O volume de água detectado foi estimado em equivalente ao volume de água do Lago Superior . O volume de água gelada na região foi baseado em medições do instrumento de radar de penetração no solo do Mars Reconnaissance Orbiter , chamado SHARAD . A partir dos dados obtidos do SHARAD, foi determinada a “ permissividade dielétrica ” ou a constante dielétrica. O valor da constante dielétrica foi consistente com uma grande concentração de gelo de água.
Terreno recortado, visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno recortado, visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Close de um terreno recortado, visto pela HiRISE no programa HiWish. A superfície é dividida em polígonos; essas formas são comuns onde o solo congela e descongela. Nota: esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Terreno recortado , visto pela HiRISE no programa HiWish .
Close de um terreno recortado, visto pela HiRISE no programa HiWish. A superfície é dividida em polígonos; essas formas são comuns onde o solo congela e descongela. Nota: esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Visão ampla de terreno recortado mostrando depressões se fundindo, como visto por HiRISE no programa HiWish
Terreno recortado, visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno recortado, visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno recortado, visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno recortado, visto pela HiRISE no programa HiWish
Terreno recortado e terreno poligonal, visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas em crateras
Acredita-se que as camadas ao longo das encostas, especialmente ao longo das paredes da cratera, sejam os restos de um material outrora extenso que quase foi erodido.
Camadas em crateras, vistas pela HiRISE no programa HiWish. A área provavelmente estava coberta por essas camadas; as camadas agora se extinguiram, exceto pelo interior protegido das crateras.
Camadas em crateras, conforme visto por HiRISE no programa HiWish
Camadas em crateras, conforme visto por HiRISE no programa HiWish
Visão aproximada de camadas em crateras, como visto por HiRISE sob o programa HiWish Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior.
Imagem CTX mostrando a área na próxima imagem.
Visão ampla de depósitos em crateras, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Depósito em camadas em crateras, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recursos em camadas em crateras, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recursos em camadas em crateras, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
A visão próxima da feição em camadas na cratera, como vista por HiRISE no programa HiWish, Feature parece ser mais alta do que partes da borda da cratera.
Recurso em camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Recurso em camadas na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima do manto perto de uma feição em camadas, como visto pelo HiRISE no programa HiWish
Camadas de imersão
Camadas de mergulho são comuns em algumas regiões de Marte. Eles podem ser os restos de camadas do manto.
Camadas de imersão e camadas de manto, como visto por HiRISE no programa HiWish As camadas de imersão são semelhantes às camadas de manto.
Vista próxima do manto perto das camadas de imersão, como visto por HiRISE no programa HiWish
Crateras
As crateras de impacto geralmente têm uma borda com material ejetado ao seu redor, em contraste, as crateras vulcânicas geralmente não têm uma borda ou depósitos de material ejetado. À medida que as crateras ficam maiores (com mais de 10 km de diâmetro), elas geralmente têm um pico central. O pico é causado por uma recuperação do chão da cratera após o impacto. Se medirmos o diâmetro de uma cratera, a profundidade original pode ser estimada com várias proporções. Por causa dessa relação, os pesquisadores descobriram que muitas crateras marcianas contêm uma grande quantidade de material; acredita-se que muito dele tenha sido depositado em gelo quando o clima era diferente. Às vezes, as crateras expõem camadas que foram enterradas. Rochas do subsolo profundo são jogadas na superfície. Conseqüentemente, as crateras podem nos mostrar o que está bem abaixo da superfície.
Cratera na região do Labirinto de Adamas, vista pela HiRISE. A imagem original mostra muitos detalhes interessantes.
Ejetado da cratera Bacolor, visto pela HiRISE. A barra de escala tem 1000 metros de comprimento.
Cratera Renaudot , vista pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter ). Os pontos escuros são dunas.
Dunas e geleiras antigas na cratera Renaudot, vistas pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). As setas apontam para geleiras antigas ao longo da parede da cratera. Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior.
Baldet Crater (Martian Crater) , visto pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter).
Canais na parede norte da cratera Baldet, vistos pela câmera CTX (no Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior da Cratera Baldet.
Dunas no chão da cratera Baldet, vistas pela câmera CTX (na Mars Reconnaissance Orbiter). Nota: esta é uma ampliação de uma imagem anterior da Cratera Baldet.
Anel de pedras ao redor da borda da cratera antiga com trilhas de redemoinho de poeira ao fundo, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Pegadas do demônio da poeira
Muitas áreas em Marte experimentam a passagem de redemoinhos de poeira gigantes . Esses redemoinhos deixam rastros na superfície de Marte porque perturbam uma fina camada de poeira fina e brilhante que cobre a maior parte da superfície de Marte. Quando um redemoinho de poeira passa, ele sopra o revestimento e expõe a superfície escura subjacente. Em poucas semanas, a trilha escura assume sua cor brilhante anterior, seja por ser recoberta pela ação do vento ou devido à oxidação da superfície pela exposição à luz solar e ao ar.
Pistas de Dust Devil, vistas pela HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Casius.
Pistas de Dust Devil, vistas pela HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Casius.
Superfície picada
Visão ampla de uma superfície com linhas de poços, vista pelo HiRISE no programa HiWish.
Visão próxima das linhas de poços, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visão colorida de linhas de poços, como visto por HiRISE no programa HiWish
Visão ampla das linhas de poços, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão próxima das linhas de poços, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão ampla da superfície fraturada e poços ao longo da parede da cratera, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto de rachaduras e pedregulhos, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Vista próxima de poços e pedras ao longo da parede da cratera, como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Linhas de poços, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Visão de perto de poços e terreno cerebral, como visto por HiRISE no programa HiWish
Outras vistas do Casius
Astapus Colles Mounds and Knobs, vistos pela HiRISE. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Superfície de Nilosyrtis Mensae mostrando sulcos e rachaduras, vista pela HiRISE, sob o programa HiWish .
Outra visão da superfície de Nilosyrtis Mensae, vista pela HiRISE, no programa HiWish.
Poços que parecem estar formando rachaduras, como visto pelo HiRISE no programa HiWish.
Buracos e cavidades no chão da cratera, vistos por HiRISE sob o programa HiWIsh.
Terreno estriado, visto pela HiRISE no programa HiWish
Camadas de gelo na cratera, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish
Close, visão colorida de camadas de gelo na cratera na imagem anterior, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. Ambos os terrenos cerebrais abertos e fechados são visíveis.
Dunas, vistas pela HiRISE no programa HiWish
Outros quadrantes de Marte
Mapa interativo de Marte
Mapa de imagem interativo da topografia global de Marte . Passe o mouse sobre a imagem para ver os nomes de mais de 60 características geográficas proeminentes e clique para criar um link para elas. A coloração do mapa base indica elevações relativas , com base nos dados do Mars Orbiter Laser Altimeter no Mars Global Surveyor da NASA . Brancos e marrons indicam as maiores elevações (+12 a +8 km ); seguido por rosas e vermelhos (+8 a +3 km ); amarelo é0 km ; verdes e azuis são elevações mais baixas (até-8 km ). Os eixos são latitude e longitude ; As regiões polares são anotadas.
Veja também
Referências
links externos
- Martian Ice - Jim Secosky - 16ª Convenção Anual da International Mars Society
- https://www.youtube.com/watch?v=kpnTh3qlObk [T. Gordon Wasilewski - Água em Marte - 20ª Convenção Anual da Sociedade Internacional de Marte] Descreve como obter água do gelo no solo
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