Quadrilatère d'Argyre - Argyre quadrangle
 Carte du quadrilatère d'Argyre à partir des données de l' altimètre laser de l'orbiteur de Mars (MOLA). Les altitudes les plus élevées sont rouges et les plus basses sont bleues.
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| Coordonnées | 47°30′S 30°00′W / 47.5°S 30°W Coordonnées : 47.5°S 30°W47°30′S 30°00′W / |
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Le quadrilatère d' Argyre fait partie d'une série de 30 cartes quadrillées de Mars utilisées par le programme de recherche en astrogéologie du United States Geological Survey (USGS) . Le quadrilatère Argyre est également appelé MC-26 (Mars Chart-26). Il contient Argyre Planitia et une partie de Noachis Terra .
Nom
Le mot Argyre est nommé d'après un argent légendaire à l'embouchure du Gange--[Arakan, Berma.
Le quadrilatère d'Argyre couvre la zone de 0° à 60° de longitude ouest et de 30° à 65° de latitude sud sur Mars . Il contient le cratère Galle , qui ressemble à un smiley et le bassin Argyre , un cratère d'impact géant. Des recherches publiées dans la revue Icarus ont trouvé des fosses dans le cratère Hale qui sont causées par des éjectas chauds tombant sur un sol contenant de la glace. Les fosses sont formées par de la vapeur produisant de la chaleur qui s'échappe simultanément des groupes de fosses, soufflant ainsi loin des éjecta des fosses. De nombreuses pentes abruptes de ce quadrilatère contiennent des ravines, qui auraient été formées par des écoulements d'eau relativement récents.
ravines martiennes
Les ravines sont courantes dans certaines bandes de latitude sur Mars. Habituellement, les ravins martiens se trouvent sur les parois des cratères ou des creux, mais Charitum Montes , un groupe de montagnes, a des ravins dans certaines zones (voir l'image ci-dessous).
Les ravines se produisent sur les pentes abruptes, en particulier sur les parois des cratères. On pense que les ravins sont relativement jeunes car ils ont peu ou pas de cratères. De plus, ils se trouvent au sommet de dunes de sable qui sont elles-mêmes considérées comme assez jeunes. Habituellement, chaque ravin a une alcôve, un canal et un tablier. Certaines études ont montré que les ravines se produisent sur des pentes orientées dans toutes les directions, d'autres ont constaté que le plus grand nombre de ravines se trouvent sur des pentes orientées vers les pôles, en particulier de 30 à 44 S.
Bien que de nombreuses idées aient été avancées pour les expliquer, les plus populaires concernent l'eau liquide provenant d'un aquifère , de la fonte à la base d'anciens glaciers , ou de la fonte de la glace dans le sol lorsque le climat était plus chaud. En raison de la bonne possibilité que de l'eau liquide ait été impliquée dans leur formation et qu'ils puissent être très jeunes, les scientifiques sont enthousiastes. Peut-être que les ravines sont l'endroit où nous devrions aller pour trouver la vie.
Il existe des preuves pour les trois théories. La plupart des têtes d'alcôve de ravines se trouvent au même niveau, tout comme on pourrait s'y attendre d'un aquifère . Diverses mesures et calculs montrent que de l'eau liquide pourrait exister dans les aquifères aux profondeurs habituelles où commencent les ravines. Une variante de ce modèle est que la montée de magma chaud aurait pu faire fondre la glace dans le sol et faire couler de l'eau dans les aquifères. Les aquifères sont des couches qui permettent à l'eau de s'écouler. Ils peuvent être constitués de grès poreux. La couche aquifère serait perchée au-dessus d'une autre couche qui empêche l'eau de descendre (en termes géologiques elle serait qualifiée d'imperméable). Parce que l'eau dans un aquifère est empêchée de descendre, la seule direction dans laquelle l'eau piégée peut s'écouler est horizontalement. Finalement, l'eau pourrait s'écouler à la surface lorsque l'aquifère atteint une rupture, comme un mur de cratère. Le flux d'eau qui en résulte pourrait éroder le mur et créer des ravines. Les aquifères sont assez communs sur Terre. Un bon exemple est "Weeping Rock" dans le parc national de Zion en Utah .
Quant à la théorie suivante, une grande partie de la surface de Mars est recouverte d'un épais manteau lisse que l'on pense être un mélange de glace et de poussière. Ce manteau riche en glace, de quelques mètres d'épaisseur, lisse le terrain, mais par endroits il a une texture bosselée, ressemblant à la surface d'un ballon de basket. Le manteau peut ressembler à un glacier et, dans certaines conditions, la glace qui s'y mélange peut fondre et s'écouler le long des pentes et former des ravins. Parce qu'il y a peu de cratères sur ce manteau, le manteau est relativement jeune. Une excellente vue de ce manteau est montrée ci-dessous dans l'image du bord du cratère Ptolemaeus, vue par HiRISE . Le manteau riche en glace peut être le résultat des changements climatiques. Les changements dans l'orbite et l'inclinaison de Mars provoquent des changements importants dans la distribution de la glace d'eau des régions polaires jusqu'aux latitudes équivalentes au Texas. Pendant certaines périodes climatiques, la vapeur d'eau quitte la glace polaire et pénètre dans l'atmosphère. L'eau revient au sol à des latitudes plus basses sous forme de dépôts de givre ou de neige mélangés généreusement à la poussière. L'atmosphère de Mars contient une grande quantité de fines particules de poussière. La vapeur d'eau se condensera sur les particules, puis tombera au sol en raison du poids supplémentaire du revêtement d'eau. Lorsque Mars est à sa plus grande inclinaison ou obliquité, jusqu'à 2 cm de glace pourraient être retirés de la calotte glaciaire estivale et déposés aux latitudes moyennes. Ce mouvement d'eau pourrait durer plusieurs milliers d'années et créer une couche de neige pouvant atteindre une dizaine de mètres d'épaisseur. Lorsque la glace au sommet de la couche du manteau retourne dans l'atmosphère, elle laisse derrière elle de la poussière qui isole la glace restante. Les mesures des altitudes et des pentes des ravines soutiennent l'idée que les manteaux neigeux ou les glaciers sont associés aux ravines. Les pentes plus raides ont plus d'ombre qui préserverait la neige. Les altitudes plus élevées ont beaucoup moins de ravins parce que la glace aurait tendance à se sublimer davantage dans l'air raréfié de l'altitude plus élevée.
La troisième théorie pourrait être possible puisque les changements climatiques peuvent être suffisants pour simplement permettre à la glace dans le sol de fondre et ainsi de former les ravines. Pendant un climat plus chaud, les premiers mètres de sol pourraient dégeler et produire une « coulée de débris » similaire à celles de la côte est sèche et froide du Groenland. Étant donné que les ravines se produisent sur des pentes abruptes, seule une petite diminution de la résistance au cisaillement des particules de sol est nécessaire pour commencer l'écoulement. De petites quantités d'eau liquide provenant de la fonte des glaces souterraines pourraient suffire. Les calculs montrent qu'un tiers de mm de ruissellement peut être produit chaque jour pendant 50 jours de chaque année martienne, même dans les conditions actuelles.
Ravines sur le bord ouest de l'Argyra Planitia vu avec CTX .
Charitum Montes Gullies, vu par HiRISE
Des ravines dans le cratère vert , vues par HiRISE.
Gros plan sur les ravines du cratère vert, vues par HiRISE.
Le cratère de Jezza , vu par HiRISE. Le mur nord (en haut) a des ravines. Les lignes sombres sont des traces de diable de poussière. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Les ravines, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. L'emplacement est Nereidum Montes.
Scène dans le quadrilatère d'Argyre avec des ravins, des éventails alluviaux et des creux, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish . Des agrandissements de certaines parties de cette image sont ci-dessous.
Plusieurs niveaux d'éventails alluviaux, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Les emplacements de ces ventilateurs sont indiqués dans l'image précédente.
Petit cône alluvial bien formé, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. L'emplacement de ce ventilateur est indiqué dans une image affichée ci-dessus.
Agrandissement de l'image ci-dessus montrant des creux avec une boîte indiquant la taille d'un terrain de football, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Les ravines vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Les ravines de Nereidum Montes , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Ravines dans un cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Gros plan des tabliers de ravines, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Notez qu'il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente de ravines dans un cratère.
Large vue sur les ravines du cratère Arkhangelsky , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Gros plan sur de petits canaux dans des ravines dans le cratère Arkhangelsky , vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Un motif en forme de polygones peut être vu à droite. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Arkhangelsky.
Gros plan d'un ravin montrant un canal traversant le tablier, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du cratère Arkhangelsky.
Ravines dans le cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des ravines de l'image précédente Les canaux sont assez courbes. Parce que les canaux de ravines forment souvent des courbes, on pensait qu'ils étaient faits par l'écoulement de l'eau. Aujourd'hui, on pense qu'ils pourraient être produits avec des morceaux de glace sèche. L'image provient de HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Ravines sur les deux côtés d'un monticule, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Les ravines vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du chenal du ravin, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish La flèche montre un petit chenal dans un chenal plus grand. Le petit canal est assez courbé sur cette image.
Bassin d'Argyre
Le bassin d'Argyre a été créé par un impact géant qui s'est produit 70 millions d'années après l'impact Hellas. On pense qu'il contenait un lac au début de l'histoire de Mars. Au moins trois vallées fluviales (Surius Vallis, Dzigal Vallis et Palacopus Vallis) s'y jettent par le sud. Après avoir gelé solidement, la glace a formé des eskers qui sont visibles aujourd'hui. Un article écrit par 22 chercheurs d'Icare a conclu que l'impact qui a formé le bassin d'Argyre a probablement collé une calotte glaciaire ou une épaisse couche de pergélisol . L'énergie de l'impact a fait fondre la glace et formé un lac géant qui a finalement envoyé de l'eau vers le nord. Le volume des lacs était égal à celui de la mer Méditerranée terrestre. La partie la plus profonde du lac a peut-être mis plus de cent mille ans à geler, mais avec l'aide de la chaleur de l'impact, du chauffage géothermique et des solutés dissous, il a peut-être eu de l'eau liquide pendant plusieurs millions d'années. La vie s'est peut-être développée à cette époque. Cette région présente de nombreux signes d'activité glaciaire avec des caractéristiques d'écoulement, des fractures en forme de crevasse, des drumlins , des eskers , des tarns , des arêtes , des cirques , des cornes , des vallées en U et des terrasses. En raison de la forme des crêtes sinueuses d'Argyre, les auteurs concluent qu'il s'agit d' eskers . Des études avec des caméras avancées, telles que CTX, et MRO High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) suggèrent que ces crêtes sont probablement des eskers.
Topographie du bassin d'Argyre, élément majeur du quadrilatère d'Argyre.
Galle (cratère martien)
Le cratère de Galle, également appelé cratère Happy-Face, vu par Mars Global Surveyor
Une partie du cratère Galle, vue par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). L'œil droit et la bouche sont étiquetés. L'un des deux champs de dunes est également étiqueté.
Large vue de la zone autour du cratère de Galle Les couleurs montrent les élévations.
Région autour du cratère de Galle Les couleurs montrent les élévations.
Les couleurs du cratère de Galle montrent les élévations. La flèche indique un monticule en couches qui est agrandi dans d'autres images à suivre.
Large vue CTX d'une partie du monticule en couches. Des parties de ce monticule sont agrandies dans les images HiRISE qui suivent.
Image HiRISE de la zone de l'image précédente Image prise dans le cadre du programme HiWish.
Couches en monticule dans le cratère de Galle, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches en monticule dans le cratère de Galle, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches en monticule dans le cratère de Galle, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches se brisant en rochers dans le cratère de Galle, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches et ravines dans le cratère Galle, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches du monticule dans le cratère de Galle, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Mesa en couches dans le monticule du cratère de Galle, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches et polygones dans le monticule du cratère de Galle, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches du monticule dans le cratère de Galle, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Les discordances dans les couches du cratère Galle, telles que vues par HiRISE Arrows, indiquent certaines des discordances
Autres cratères
Plus une surface est ancienne, plus elle aura de cratères ; par conséquent, la densité de cratères d'une zone est utilisée pour déterminer l'âge relatif. Les cratères d'impact ont généralement un rebord 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. Souvent, les cratères d'un diamètre supérieur à 100 km ont des anneaux sur leur sol. Étant donné que tant de matière est emportée, le sol se réajuste, créant des failles circulaires. Lorsque la lave s'écoule vers le haut le long des failles, des anneaux se forment.
Wirtz Crater Dunes avec ondulations et givre, vues par HiRISE .
Bond Crater Floor, vu par HiRISE.
Le sol du cratère Hartwig , vu par HiRISE. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Le sol du cratère Baltisk , vu par HiRISE. La barre d'échelle mesure 1000 mètres de long. Des dunes sombres sont visibles en bas de l'image à gauche.
Lohse Crater Gullies sur Central Peak, vu par HiRISE.
Les dunes du cratère Arkhangelsky , vues par THEMIS . Cliquez sur l'image pour voir les ravines possibles sur le pic central.
Côté est du cratère Halley , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ).
Plancher du cratère Halley, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les fines lignes sombres sont des traces de diable de poussière . Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Halley.
Côté ouest du cratère Vogel , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Hooke Crater , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les endroits sombres sont des dunes.
Les traces du diable de poussière dans et autour du cratère Hooke, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Hooke.
Dunes et ravines dans le cratère Hooke, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du cratère Hooke.
Dunes et traces de diables de poussière dans le cratère de Hooke, vues par HiRISE. Il y a aussi des ravines à peine visibles.
Ventilateur, couches et dunes sur le sol du cratère Jones, vus par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Jones.
Le cratère Maraldi , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Le diable de poussière suit juste à l'extérieur du bord du cratère Maraldi, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Maraldi.
Côté est du cratère Helmholtz , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Dunes et traces de diables de poussière dans le cratère Helmholtz, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Helmholtz.
Cratère Wegener , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Le cratère Wegener montrant le dégivrage des dunes, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les taches sombres sont des endroits où le givre a disparu des dunes sombres. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Wegener.
Le cratère Von Karman , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les parties sombres près du sommet sont des dunes.
Dunes de dégivrage dans le cratère Von Karman, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les endroits sombres sont là où le gel a laissé des dunes sombres. Photo prise au printemps sur Mars.
Couches
Les couches peuvent être formées par les eaux souterraines qui remontent, déposant des minéraux et cimentant des sédiments. Les couches durcies sont par conséquent mieux protégées de l'érosion. Ce processus peut se produire au lieu de la formation de couches sous les lacs. Certains endroits sur la planète rouge montrent des groupes de roches en couches. À certains endroits, les couches sont disposées en motifs réguliers. Il a été suggéré que les couches ont été mises en place par des volcans, le vent ou en étant au fond d'un lac ou d'une mer. Les calculs et les simulations montrent que les eaux souterraines transportant des minéraux dissous feraient surface aux mêmes endroits qui ont des couches rocheuses abondantes. Selon ces idées, les canyons profonds et les grands cratères recevraient l'eau provenant du sol. De nombreux cratères dans la région de l'Arabie sur Mars contiennent des groupes de couches. Certaines de ces couches peuvent résulter du changement climatique.
L'inclinaison de l'axe de rotation de Mars a changé à plusieurs reprises dans le passé. Certains changements sont importants. En raison de ces variations climatiques, l'atmosphère de Mars aurait parfois été beaucoup plus épaisse et contenait plus d'humidité. La quantité de poussière atmosphérique a également augmenté et diminué. On pense que ces changements fréquents ont aidé à déposer du matériel dans les cratères et autres endroits bas. La montée des eaux souterraines riches en minéraux a cimenté ces matériaux. Le modèle prédit également qu'une fois qu'un cratère est rempli de roches en couches, des couches supplémentaires seront déposées dans la zone autour du cratère. Ainsi, le modèle prédit que des couches peuvent également s'être formées dans les régions intercratères ; des couches dans ces régions ont été observées.
Les couches peuvent être durcies par l'action des eaux souterraines. L'eau souterraine martienne s'est probablement déplacée sur des centaines de kilomètres et, au cours du processus, elle a dissous de nombreux minéraux de la roche qu'elle a traversée. Lorsque les eaux souterraines font surface dans des zones basses contenant des sédiments, l'eau s'évapore dans l'atmosphère mince et laisse derrière elle des minéraux sous forme de dépôts et/ou d'agents de cimentation. Par conséquent, les couches de poussière ne pouvaient pas s'éroder facilement par la suite car elles étaient cimentées ensemble. Sur Terre, les eaux riches en minéraux s'évaporent souvent en formant d'importants dépôts de divers types de sels et d'autres minéraux . Parfois, l'eau s'écoule à travers les aquifères de la Terre, puis s'évapore à la surface, comme cela est supposé pour Mars. Un endroit où cela se produit sur Terre est le Grand Bassin Artésien d' Australie . Sur Terre, la dureté de nombreuses roches sédimentaires , comme le grès , est en grande partie due au ciment qui a été mis en place lors du passage de l'eau.
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Couches exposées à Nereidum Montes , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les couches claires peuvent contenir des sulfates qui sont bons pour préserver les traces de la vie ancienne.
Gros plan sur les calques de l'image précédente, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Mesa basse et stratifiée, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les flèches pointent vers certaines couches.
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue large du cratère montrant les couches le long du mur, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des couches dans la paroi du cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches dans la mesa au fond du cratère, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Canaux
Il existe d'énormes preuves que l'eau coulait autrefois dans les vallées fluviales sur Mars. Des images de canaux incurvés ont été vues dans des images de vaisseaux spatiaux martiens datant du début des années 70 avec l' orbiteur Mariner 9 . En effet, une étude publiée en juin 2017, a calculé que le volume d'eau nécessaire pour creuser tous les canaux sur Mars était encore plus grand que l'océan proposé que la planète aurait pu avoir. L'eau a probablement été recyclée plusieurs fois de l'océan aux précipitations autour de Mars. De nombreux endroits sur Mars présentent des canaux de différentes tailles. Beaucoup de ces canaux ont probablement transporté de l'eau, au moins pendant un certain temps. Le climat de Mars a peut-être été tel dans le passé que l'eau coulait à sa surface. On sait depuis un certain temps que Mars subit de nombreux changements importants dans son inclinaison ou son obliquité parce que ses deux petites lunes n'ont pas la gravité pour la stabiliser, comme notre lune stabilise la Terre ; parfois l'inclinaison de Mars a même été supérieure à 80 degrés
Chaîne, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Chaîne, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Canaux du quadrilatère Argyre vus par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish. Il s'agit de l'image de la surface à partir d'une seule image HiRISE. La barre d'échelle en haut mesure 500 mètres de long.
Chaîne, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Pistes de diable de poussière
Les traces du diable de poussière peuvent être très jolies. Elles sont causées par des diables de poussière géants enlevant la poussière de couleur vive de la surface martienne ; exposant ainsi une couche sombre. Les diables de poussière sur Mars ont été photographiés à la fois depuis le sol et depuis l'orbite. Ils ont même dépoussiéré les panneaux solaires de deux Rovers sur Mars, prolongeant ainsi considérablement leur durée de vie utile. Il a été démontré que le modèle des pistes change tous les quelques mois. Une étude qui a combiné les données de la caméra stéréo haute résolution (HRSC) et de la caméra Mars Orbiter (MOC) a révélé que certains gros diables de poussière sur Mars ont un diamètre de 700 mètres (2 300 pieds) et durent au moins 26 minutes.
Pistes et couches du diable de poussière, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée en couleur des traces du diable de poussière, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Les pistes du diable de poussière vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Pistes du diable de poussière, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Dunes
Large vue sur un petit champ de dunes, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des dunes, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Des ondulations sont visibles sur les dunes.
Autres caractéristiques du quadrilatère Argyre
Carte du quadrilatère d'Argyre avec les principales caractéristiques étiquetées. Le cratère de Galle ressemble à un sourire.
Image CTX montrant le contexte de l'image suivante. Un groupe de canaux est visible sur cette image.
Gros plan de la surface du quadrilatère Argyre, vue par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish.
Hollows, vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Les pingos possibles, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les pingos contiennent un noyau de glace. On s'attend à ce qu'ils aient des fissures sur leurs surfaces parce que l'eau se dilate lorsqu'elle se transforme en glace.
Vue large des polygones avec de la glace dans les creux entre les polygones, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des polygones avec de la glace dans les creux entre les polygones, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des polygones avec de la glace dans les creux entre les polygones, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Autres quadrangles de Mars
Carte interactive de Mars
Carte-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, et cliquez pour créer un lien vers elles. La coloration de la carte de base indique les élévations relatives , sur la base des données de l' altimètre laser Mars Orbiter sur le 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 est0 km ; les verts et les bleus sont des altitudes inférieures (jusqu'à−8 km ). Les axes sont la latitude et la longitude ; Les régions polaires sont notées.
Voir également
Les références
Liens externes
- Revue générale de plusieurs des théories concernant l'origine des ravines.
- Bonne revue de l'histoire de la découverte des ravines.
- Lacs sur Mars - Nathalie Cabrol (SETI Talks)