Quadrilatère d'Arabie - Arabia quadrangle
 Carte du quadrilatère de l'Arabie à partir des données de l' altimètre laser orbiteur de Mars (MOLA). Les altitudes les plus élevées sont rouges et les plus basses sont bleues.
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| Coordonnées | 15 ° 00′N 337 ° 30′O / 15 ° N 337.5 ° W Coordonnées : 15 ° N 337.5 ° W 15 ° 00′N 337 ° 30′O / |
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Le quadrilatère Arabia fait partie d'une série de 30 cartes quadrangulaires de Mars utilisées par le programme de recherche en astrogéologie de l' USGS ( United States Geological Survey ) . Le quadrilatère de l' Arabie est également appelé MC-12 (Mars Chart-12).
Le quadrilatère contient une partie de la zone classique de Mars connue sous le nom d' Arabie . Il contient également une partie de Terra Sabaea et une petite partie de Meridiani Planum . Il se trouve à la frontière entre les jeunes plaines du nord et les anciens hauts plateaux du sud. Le quadrilatère couvre la zone de 315 ° à 360 ° de longitude ouest et de 0 ° à 30 ° de latitude nord.
La description
La surface du quadrilatère d'Arabie semble être très ancienne car elle a une forte densité de cratères, mais elle n'est pas aussi élevée que les anciennes surfaces typiques. Sur Mars, les zones les plus anciennes contiennent le plus de cratères; la période la plus ancienne est appelée Noachian après le quadrilatère Noachis. La région de l'Arabie contient de nombreuses buttes et crêtes. Certains pensent que lors de certains changements climatiques, une couche de poussière de glace s'est déposée; plus tard, des pièces ont été érodées pour former des buttes. Certains canaux de sortie se trouvent en Arabie, à savoir Naktong Vallis, Locras Valles, Indus Vallis, Scamander Vallis et Cusus Valles.
Couches
De nombreux endroits en Arabie sont formés en couches. Les couches peuvent avoir une épaisseur de quelques mètres ou des dizaines de mètres. Des recherches récentes sur ces couches par des scientifiques du California Institute of Technology (Caltech) suggèrent que le changement climatique ancien sur Mars causé par une variation régulière de l'inclinaison ou de l'obliquité de la planète peut avoir causé les modèles dans les couches. Sur Terre, des changements similaires (forçage astronomique) du climat se traduisent par des cycles glaciaires.
Une étude récente des couches dans les cratères de l'Arabie occidentale a révélé beaucoup sur l'histoire des couches. Bien que les cratères de cette étude soient juste à l'extérieur de la limite du quadrilatère d'Arabie, les résultats s'appliqueraient probablement également au quadrilatère d'Arabie. L'épaisseur de chaque couche peut être en moyenne inférieure à 4 mètres dans un cratère, mais à 20 mètres dans un autre. Le motif des couches mesurées dans le cratère Becquerel , suggère que chaque couche s'est formée sur une période d'environ 100 000 ans. De plus, toutes les 10 couches étaient regroupées en unités plus grandes. Le motif à 10 couches est répété au moins 10 fois. Donc, chaque motif à 10 couches a pris un million d'années pour se former.
L'inclinaison de l'axe de la Terre ne change que d'un peu plus de 2 degrés; il est stabilisé par la masse relativement importante de notre lune. En revanche, l'inclinaison de Mars varie de dizaines de degrés. Lorsque l'inclinaison (ou l'obliquité) est faible, les pôles sont les endroits les plus froids de la planète, tandis que l'équateur est le plus chaud - comme sur Terre. Cela provoque la migration des gaz dans l'atmosphère, comme l'eau et le dioxyde de carbone, vers les pôles, où ils gèlent. Lorsque l'obliquité est plus élevée, les pôles reçoivent plus de lumière solaire, ce qui entraîne la migration de ces matériaux. Lorsque le dioxyde de carbone se déplace des pôles, la pression atmosphérique augmente, ce qui peut entraîner une différence dans la capacité des vents à transporter et à déposer du sable. De plus, avec plus d'eau dans l'atmosphère, les grains de sable peuvent coller et coller ensemble pour former des couches. Cette étude de l'épaisseur des couches a été réalisée à l'aide de cartes topographiques stéréoscopiques obtenues en traitant les données de la caméra haute résolution embarquée sur Mars Reconnaissance Orbiter de la NASA .
Des recherches récentes amènent les scientifiques à croire que certains des cratères d'Arabie auraient pu contenir d'énormes lacs. Le cratère Cassini et le cratère Tikonravov étaient probablement une fois remplis d'eau puisque leurs bords semblent avoir été percés par l'eau. Des canaux d'entrée et de sortie ont été observés sur leurs jantes. Chacun de ces lacs aurait contenu plus d'eau que le lac Baïkal sur Terre, notre plus grand lac d'eau douce en volume. Les bassins versants des lacs en Arabie semblent trop petits pour recueillir suffisamment d'eau par les seules précipitations; on pense donc qu'une grande partie de leur eau provenait des eaux souterraines.
Un autre groupe de chercheurs a proposé que les eaux souterraines contenant des minéraux dissous remontent à la surface, dans et plus tard autour des cratères, et aident à former des couches en ajoutant des minéraux (en particulier du sulfate) et en cimentant des sédiments. Après un examen attentif, les couches d'Arabie semblent avoir une légère inclinaison. Cette inclinaison soutient la formation sous l'action d'une nappe phréatique montante. Une nappe phréatique suit généralement la topographie. Comme les couches sont légèrement inclinées vers le nord-ouest, les couches peuvent avoir été créées par les eaux souterraines, plutôt que par une seule grande mer qui a été suggérée.
Cette hypothèse est étayée par un modèle des eaux souterraines et par des sulfates découverts dans une vaste zone. Au début, en examinant les matériaux de surface avec Opportunity Rover , les scientifiques ont découvert que les eaux souterraines avaient augmenté à plusieurs reprises et déposé des sulfates. Des études ultérieures avec des instruments à bord du Mars Reconnaissance Orbiter ont montré que les mêmes types de matériaux existent dans une vaste zone qui comprenait l'Arabie.
Couches à Monument Valley. Ceux-ci sont acceptés comme étant formés, au moins en partie, par dépôt d'eau. Étant donné que Mars contient des couches similaires, l'eau reste une cause majeure de stratification sur Mars.
Couches dans le cratère Gill (cratère martien) , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish .
Gros plan des couches du cratère Gill, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Gros plan de couches au bord d'une mesa dans le cratère Gill, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Couches sous cap rock d'un cratère piédestal, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Le cratère piédestal se trouve dans le cratère beaucoup plus grand de Tikhonravov .
Couches sous cap rock d'un cratère piédestal, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Le cratère piédestal se trouve dans le cratère beaucoup plus grand de Tikhonravov .
Gros plan de quelques couches sous le cap rock d'un cratère piédestal, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Gros plan de quelques couches sous le cap rock d'un cratère piédestal et d'une traînée de pente sombre, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Couches dans une butte en Arabie, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish.
Couches en Arabie, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Large vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. Au moins une couche est de couleur claire, ce qui peut indiquer des minéraux hydratés.
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Large vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des calques de l'image précédente, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des calques de l'image précédente, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des calques d'une image précédente, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Vue large des mesas et buttes en couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Vue rapprochée de la butte en couches, vue par HiRISE sous le programme HiWish
Butte en couches, vue par HiRISE sous le programme HiWish
Butte en couches, vue par HiRISE sous le programme HiWish
Vue rapprochée des couches et des dunes, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. Le matériau de couleur claire peut contenir des minéraux hydratés.
Large vue des couches dans le cratère, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. Certaines parties de cette image sont agrandies dans les autres images qui suivent.
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. La case montre la taille d'un terrain de football.
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. La case montre la taille d'un terrain de football.
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. La case montre la taille d'un terrain de football.
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Fermer la vue des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Matériaux clairs
Certaines zones de Mars présentent un sol qui a un ton beaucoup plus clair que la plupart des autres zones. Une grande partie de la surface de Mars est sombre en raison des flux importants de basalte de roche de lave sombre. Des études avec des spectroscopes depuis l'orbite ont montré que de nombreuses zones claires contiennent des minéraux hydratés et / ou des minéraux argileux. Cela signifie que l'eau était une fois là pour produire ces substances. En bref, les matériaux clairs sont des marqueurs de la présence passée d'eau.
Vue large des surfaces aux tons clairs, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Vue rapprochée des surfaces aux tons clairs, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Large vue de la région montrant certains endroits avec des matériaux aux tons clairs, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Cratères
Les cratères d'impact ont généralement un bord avec des éjectas autour d'eux, en revanche les cratères volcaniques n'ont généralement pas de rebord ou de dépôts d'éjectas. Au fur et à mesure que les cratères deviennent plus grands (plus de 10 km de diamètre), ils ont généralement un pic central. Le pic est causé par un rebond du fond du cratère suite à l'impact. Parfois, les cratères affichent des couches. Puisque la collision qui produit un cratère est comme une puissante explosion, des roches du sous-sol profond sont projetées à la surface. Par conséquent, les cratères peuvent nous montrer ce qui se trouve profondément sous la surface.
Certains cratères en Arabie sont classés comme des cratères piédestaux . Un cratère piédestal est un cratère avec ses éjectas assis au-dessus du terrain environnant et formant ainsi une plate-forme surélevée. Ils se forment lorsqu'un cratère d'impact éjecte un matériau qui forme une couche résistante à l'érosion, protégeant ainsi la zone immédiate de l'érosion. En raison de ce revêtement dur, le cratère et ses éjectas deviennent élevés, car l'érosion élimine le matériau plus mou au-delà de l'éjecta. Certains piédestaux ont été mesurés avec précision à des centaines de mètres au-dessus de la zone environnante. Cela signifie que des centaines de mètres de matériaux ont été érodés. Des cratères de piédestal ont été observés pour la première fois lors des missions Mariner .
Les chercheurs pensent que plus de 200 nouveaux cratères se forment chaque année sur Mars, sur la base de l'étude d'années d'images HiRISE.
Cratères et couches de piédestal dans le cratère de Tikonravev en Arabie, vus par Mars Global Surveyor (MGS) avec la caméra Mars Orbiter , dans le cadre du programme de ciblage public du MOC . Les couches peuvent se former à partir des volcans , du vent ou par dépôt sous l'eau. Certains chercheurs pensent que ce cratère abritait autrefois un lac massif.
Des cratères de piédestal se forment lorsque les éjectas des impacts protègent le matériau sous-jacent de l'érosion. À la suite de ce processus, des cratères apparaissent perchés au-dessus de leur environnement.
Le dessin montre une idée ultérieure de la formation de certains cratères de piédestal. Dans cette façon de penser, un projectile percutant pénètre dans une couche riche en glace, mais pas plus loin. La chaleur et le vent de l'impact durcissent la surface contre l'érosion. Ce durcissement peut être accompli par la fonte de la glace qui produit une solution de sel / minéral cimentant ainsi la surface.
Cratère piédestal dans le cratère Tikonravov , vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches le long du bord du cratère piédestal de l'image précédente, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Vue rapprochée des couches le long du bord du cratère piédestal de l'image précédente, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. Quelques stries de pente sombre sont visibles.
Pasteur Crater Floor, vu par HiRISE . La barre d'échelle mesure 1000 mètres de long
Henry Crater Mound, vu par HiRISE. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long
Les monticules dans les cratères comme Henry sont formés par l'érosion des couches qui se sont déposées après l'impact.
Cratère au milieu de Cassini , vu par HiRISE. Des couches peuvent avoir été déposées sous l'eau car on pense que Cassini a autrefois tenu un lac géant.
Images HiRISE montrant la découverte d'un nouveau cratère avec le programme HiWish Une étude des zones sombres autour de nouveaux cratères comme celui-ci a révélé que les taches sombres s'estompent par le dépôt de poussière atmosphérique mondiale et sont plus susceptibles de se produire sur des sites à plus haute latitude, des sites à plus basse altitude et sur des sites avec des cratères centraux plus petits. Le retour à l' albédo environnant prend en moyenne 15 années martiennes.
Nouveau cratère, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Le nouveau cratère indiqué par la flèche blanche mesure environ 10 mètres de diamètre et a probablement été créé par la collision avec un objet de la taille d'une grande pastèque. Ce cratère n'apparaissait pas sur les images précédentes de la même région.
Bord est du cratère Janssen , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ).
Couches et stries de pente sombre dans le bord nord-est du cratère Janssen, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque: il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Janssen.
Maggini Crater , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ).
Cratère Teisserenc de Bort , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Mur nord du cratère Teisserenc de Bort montrant des stries de pente sombre , comme vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Notez qu'il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente.
Crater, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Ejecta semble s'être partiellement érodé.
Fermer, vue en couleur de l'éjecta du cratère, vue par HiRISE sous le programme HiWish. Des bancs autour des monticules mesurent un ancien niveau d'eau. Les éjectas chauds peuvent avoir fondu de la glace dans le sol en formant de petits canaux.
Terrain cérébral au fond du cratère, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Méthane possible
Une étude avec le spectromètre planétaire de Fourier dans le vaisseau spatial Mars Express a trouvé du méthane possible dans trois zones de Mars, dont une en Arabie. Une source possible de méthane provient du métabolisme des bactéries vivantes. Cependant, une étude récente indique que pour correspondre aux observations du méthane, il doit y avoir quelque chose qui détruit rapidement le gaz, sinon il se propagerait dans toute l'atmosphère au lieu d'être concentré dans quelques endroits seulement. Il peut y avoir quelque chose dans le sol qui oxyde le gaz avant qu'il n'ait une chance de se propager. Si tel est le cas, ce même produit chimique détruirait les composés organiques, donc la vie serait très difficile sur Mars.
Bandes de déformation
Le Mars Reconnaissance Orbiter a montré des bandes de déformation dans le cratère Capen, situé dans le quadrilatère de l'Arabie. Les bandes de déformation sont de petites failles avec de très petits déplacements. Ils procèdent souvent de grandes failles. Ils se développent dans des roches poreuses, comme le grès. Ils peuvent restreindre et / ou modifier le débit de fluides tels que l'eau et l'huile. Ils sont communs dans le plateau du Colorado . De bons exemples se forment dans l' Entrada Sandstone dans la houle de San Rafael dans l' Utah . Les bandes représentent une rupture par glissement par frottement localisé. Les bandes sur Mars mesurent quelques mètres de large et jusqu'à quelques kilomètres de long. Ils sont causés par la compression ou l'étirement des couches souterraines. L'érosion des couches sus-jacentes les rend visibles en surface. Capen Crater était inconnu avant la découverte de bandes de déformation. Il a été nommé en l'honneur de Charles Capen, qui a étudié Mars à l'Observatoire de la Montagne de la Table du JPL en Californie et à l' Observatoire Lowell en Arizona .
On pense que le groupe de lignes montant et descendant dans l'image est des bandes de déformation. Ils peuvent être considérés comme de petits défauts.
Histoire géologique
Des études récentes, rapportées dans la revue Icarus, ont suggéré que la zone a subi plusieurs phases dans sa formation:
- Un grand bassin, peut-être d'un impact, a été produit au début de l'histoire martienne. Il était si tôt que Mars avait encore un champ magnétique généré par des mouvements dans un noyau liquide. L'Arabie actuelle possède un magnétisme résiduel de cette époque ancienne.
- Les sédiments ont coulé dans le bassin. L'eau est entrée dans le bassin.
- Parce que Tharsis, de l'autre côté de Mars, est devenu si massif, la zone autour de l'Arabie a été repoussée. Comme il a bombé vers le haut, il y avait une érosion accrue qui a exposé les anciennes couches. Lorsque des parties d'une planète qui peuvent être sujettes à l'érosion augmentent, l'érosion est considérablement accrue; Le Grand Canyon de la Terre est devenu très profond parce qu'il a été érodé en un haut plateau.
- Au cours des 4 milliards d'années qui ont suivi, la zone a été modifiée par divers processus géologiques. Les pics centraux et les formes d'éjectas indiquent que certaines parties de l'Arabie sont encore enrichies en eau.
Stries de pente sombre
Les stries sont fréquentes sur Mars. Ils se produisent sur les pentes abruptes des cratères, des creux et des vallées. Les stries sont sombres au début. Ils deviennent plus légers avec l'âge. Parfois, ils commencent dans un endroit minuscule, puis s'étalent et parcourent des centaines de mètres. On les a vus voyager autour d'obstacles, comme des rochers. On pense qu'il s'agit d'avalanches de poussière brillante qui exposent une couche sous-jacente plus sombre. Cependant, plusieurs idées ont été avancées pour les expliquer. Certains impliquent l'eau ou même la croissance d'organismes. Des stries apparaissent dans les zones couvertes de poussière. Une grande partie de la surface martienne est couverte de poussière. De la poussière fine se dépose de l'atmosphère et recouvre tout. Nous en savons beaucoup sur cette poussière car les panneaux solaires des Mars Rovers se couvrent de poussière, réduisant ainsi l'énergie électrique. La puissance des Rovers a été restaurée à plusieurs reprises par le vent, sous forme de diables de poussière , nettoyant les panneaux et augmentant la puissance. Ainsi, nous savons que la poussière se dépose de l'atmosphère puis revient encore et encore. Les tempêtes de poussière sont fréquentes, surtout lorsque la saison printanière commence dans l'hémisphère sud. À cette époque, Mars est 40% plus proche du soleil. L'orbite de Mars est beaucoup plus elliptique que celle de la Terre. C'est la différence entre le point le plus éloigné du soleil et le point le plus proche du soleil est très grande pour Mars, mais seulement une petite quantité pour la Terre. De plus, toutes les quelques années, la planète entière est engloutie par des tempêtes de poussière mondiales. Lorsque l' engin Mariner 9 de la NASA est arrivé là-bas, rien n'a pu être vu à travers la tempête de poussière. D'autres tempêtes de poussière mondiales ont également été observées depuis lors.
Des recherches, publiées en janvier 2012 dans Icarus, ont révélé que des stries sombres avaient été initiées par des explosions aériennes de météorites voyageant à des vitesses supersoniques. L'équipe de scientifiques était dirigée par Kaylan Burleigh, un étudiant de premier cycle à l'Université de l'Arizona. Après avoir compté quelque 65 000 stries sombres autour du site d'impact d'un groupe de 5 nouveaux cratères, des motifs ont émergé. Le nombre de stries était le plus élevé à proximité du site d'impact. Donc, l'impact a probablement causé les stries. De plus, la distribution des stries formait un motif avec deux ailes s'étendant à partir du site d'impact. Les ailes courbes ressemblaient à des cimeterres, des couteaux courbes. Ce schéma suggère qu'une interaction des explosions aériennes du groupe de météorites a secoué la poussière suffisamment pour déclencher des avalanches de poussière qui ont formé les nombreuses stries sombres. Au début, on pensait que le tremblement du sol causé par l'impact provoquait les avalanches de poussière, mais si tel était le cas, les stries sombres auraient été disposées symétriquement autour des impacts, plutôt que d'être concentrées en formes courbes.
Tikonravev Crater Floor, vu par Mars Global Surveyor, dans le cadre du programme de ciblage public du MOC . Cliquez sur l'image pour voir les stries et les couches de pente sombre.
Traînées et couches du bassin de Tikhonravov, vues par HiRISE. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Stries de pente sombre près du sommet d'un cratère piédestal, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Stries et couches de pente sombre près d'un cratère piédestal, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Stries de pente sombre, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Exemples de stries de pente sombre, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Stries de pente sombre le long du bord d'un cratère piédestal, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Stries de pente sombre, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches montrent comment les rochers ont affecté la forme des stries.
Stries de pente sombre, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches montrent comment les rochers ont affecté la forme des stries.
Des stries de pente sombre peuvent être causées par des impacts à proximité, comme le montre l'image HiRISE suivante d'un nouveau petit impact qui a déclenché une traînée de pente.
Nouvelle séquence causée par un impact récent qui a créé un petit cratère, comme vu par HiRISE.
Réseaux de crêtes linéaires
Des réseaux de crêtes linéaires se trouvent à divers endroits sur Mars dans et autour des cratères. Les crêtes apparaissent souvent comme des segments principalement droits qui se croisent en forme de treillis. Ils mesurent des centaines de mètres de long, des dizaines de mètres de haut et plusieurs mètres de large. On pense que les impacts ont créé des fractures en surface, ces fractures ont ensuite servi de canaux pour les fluides. Les fluides cimentaient les structures. Avec le temps, le matériau environnant s'est érodé, laissant ainsi des arêtes dures derrière. Puisque les crêtes se produisent dans des endroits avec de l'argile, ces formations pourraient servir de marqueur pour l'argile qui nécessite de l'eau pour sa formation. L'eau ici aurait pu soutenir la vie passée dans ces endroits. L'argile peut également conserver des fossiles ou d'autres traces de la vie passée.
Réseau de crêtes linéaires, vu par HiRISE sous le programme HiWish. La ligne sombre ne fait pas partie de l'image. Aucune donnée n'a été recueillie pour cette zone.
Agrandissement de l'image précédente du réseau de crêtes linéaires, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Des digues en Arabie, vues par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish. Ces traits droits peuvent indiquer où les futurs colons pourraient trouver des gisements de minerai précieux. La barre d'échelle est de 500 mètres. Ils peuvent faire partie de crêtes linéaires, donc liés aux cratères d'impact.
Gros plan d'un groupe complexe de crêtes. Les crêtes peuvent être les restes d'anciens cours d'eau et / ou de réseaux de crêtes linéaires. Image prise par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Petites crêtes droites. Image prise par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Vue large des crêtes et des couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Stries, crêtes et couches, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish Box montre la taille d'un terrain de football.
Crêtes et couches, vues par HiRISE sous le programme HiWish
Crêtes et couches, vues par HiRISE sous le programme HiWish
Vue large des groupes de crêtes, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Vue rapprochée des groupes de crêtes, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish
Vue rapprochée des crêtes et des éventuelles failles visibles sous forme de lignes droites, comme vu par HiRISE sous le programme HiWish. La flèche pointe vers un creux étroit qui s'aligne avec une crête.
Crêtes triangulaires courtes, vues par HiRISE sous le programme HiWish. Celles-ci peuvent être une sorte de caractéristique de dune combinée à une crête.
Fermer la vue des formes triangulaires courtes, vues par HiRISE sous le programme HiWish. Celles-ci peuvent être une sorte de caractéristique de dune combinée à une crête.
Autres caractéristiques du paysage dans le quadrilatère d'Arabie
Carte du quadrilatère d'Arabie avec les principaux cratères.
Naktong Vallis , vu par HiRISE.
Indus Vallis , vu par HiRISE.
Les rochers et leurs traces de rouler sur une pente, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches montrent deux blocs à la fin de leurs traces.
Fissures de surface, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Un sol riche en glace produira des fissures. Les fissures finiront par devenir de plus en plus grandes au fur et à mesure que la glace dans le sol disparaît en raison du processus de sublimation (transition de phase) dans la mince atmosphère de Mars.
Crête coupant une autre crête plus grande, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Autres quadrangles de Mars
Carte interactive de Mars
Carte d'image interactive de la topographie globale de Mars . Passez votre souris sur l'image pour voir les noms de plus de 60 entités géographiques importantes, puis cliquez pour les lier. La coloration de la carte de base indique les élévations relatives , basées sur les données de l' altimètre laser Mars Orbiter sur Mars Global Surveyor de la NASA . Les blancs et les bruns indiquent les altitudes les plus élevées ( +12 à +8 km ); suivis des roses et des rouges ( +8 à +3 km ); le jaune est 0 km ; les verts et les bleus sont des altitudes plus basses (jusqu'à −8 km ). Les axes sont la latitude et la longitude ; Les régions polaires sont notées.