Quadrilatère Mare Australe - Mare Australe quadrangle
 Carte du quadrilatère Mare Australe 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 | 75°S 0°E / 75°S 0°E Coordonnées: 75°S 0°E / 75°S 0°E |
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Le quadrilatère Mare Australe 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 Mare Australe est également appelé MC-30 (Mars Chart-30). Le quadrilatère couvre toute la zone de Mars au sud de 65°, y compris la calotte glaciaire du pôle Sud et ses environs. Le nom du quadrilatère dérive d'un nom plus ancien pour une caractéristique qui s'appelle maintenant Planum Australe , une grande plaine entourant la calotte polaire. Le crash de l' atterrisseur polaire de Mars a atterri dans cette région.
Caractéristiques notables
Autour de la calotte glaciaire sud se trouve une surface, appelée la formation Dorsa Argentea, qui pourrait être un ancien dépôt riche en glace. Il contient un groupe de crêtes sinueuses et ramifiées qui ressemblent à des eskers qui se forment lorsque les ruisseaux sont sous les glaciers. La formation contient souvent des fosses : deux emplacements principaux sont nommés Cavi Angusti et Cavi Sisyphi . Les fosses ont des parois abruptes et une forme irrégulière. Ils mesurent jusqu'à 50 km de diamètre et 1 km de profondeur.
Le quadrilatère contient également Angustus Labyrinthus , une formation de vallées ou de crêtes entrecroisées, surnommée la "ville inca". Les chercheurs ont été surpris de voir des parties de la surface ayant un aspect de fromage suisse. De plus, certaines zones présentaient d'étranges formes en forme d'araignée, qui ont été déterminées comme étant causées par le dioxyde de carbone qui soufflait de la poussière à certaines périodes de l'année.
Certains cratères de Mare Australe présentent des ravines. Les ravins martiens sont de petits réseaux incisés de canaux étroits et leurs dépôts de sédiments en aval associés , trouvés sur la planète Mars . Ils sont nommés pour leur ressemblance avec les ravins terrestres . Découverts pour la première fois sur des images de Mars Global Surveyor , ils se produisent sur des pentes abruptes, notamment sur les parois des cratères. Habituellement, chaque ravin a une alcôve dendritique à sa tête, un tablier en forme d'éventail à sa base, et un seul fil de canal incisé reliant les deux, donnant à l'ensemble du ravin une forme de sablier. On pense qu'ils sont relativement jeunes car ils ont peu ou pas de cratères. Une sous-classe de ravines se trouve également taillée dans les faces des dunes de sable qui elles-mêmes considérées comme assez jeunes. Sur la base de leur forme, de leurs aspects, de leur position, de leur emplacement et de leur interaction apparente avec des éléments considérés comme riches en glace d'eau, de nombreux chercheurs pensaient que les processus de sculpture des ravins impliquaient de l'eau liquide. Cependant, cela reste un sujet de recherche active. Dès que les ravines ont été découvertes, les chercheurs ont commencé à imager de nombreuses ravines encore et encore, à la recherche de changements possibles. En 2006, certains changements ont été trouvés. Plus tard, avec une analyse plus approfondie, il a été déterminé que les changements auraient pu se produire par des écoulements granulaires secs plutôt que par l'écoulement de l'eau. Avec des observations continues, de nombreux autres changements ont été trouvés dans le cratère Gasa et d'autres. Avec des observations plus répétées, de plus en plus de changements ont été trouvés; puisque les changements se produisent en hiver et au printemps, les experts ont tendance à croire que les ravines se sont formées à partir de la glace sèche. Les images avant et après ont démontré que le moment de cette activité coïncidait avec le gel saisonnier au dioxyde de carbone et des températures qui n'auraient pas permis l'eau liquide. Lorsque la glace carbonique se transforme en gaz, elle peut lubrifier la matière sèche pour qu'elle s'écoule, en particulier sur les pentes raides. Certaines années, le gel peut atteindre 1 mètre d'épaisseur.
Gel de l'atmosphère
Des recherches basées sur de légers changements dans les orbites des vaisseaux spatiaux autour de Mars sur 16 ans ont révélé que lorsqu'un hémisphère subit l'hiver, environ 3 000 à 4 000 milliards de tonnes de dioxyde de carbone gèlent de l'atmosphère sur les calottes polaires nord et sud. Cela représente 12 à 16 pour cent de la masse de l'ensemble de l'atmosphère martienne. Ces observations appuient les prédictions du modèle atmosphérique de référence global de Mars — 2010.
Lac d'eau liquide
Des scientifiques ont signalé en juillet 2018, la découverte d'un lac d'eau liquide sous la calotte glaciaire sud. Les mesures ont été recueillies avec le Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding ( MARSIS ) à bord du vaisseau spatial Mars Express en orbite de l'Agence spatiale européenne. Les réflexions radar ont montré un point lumineux dans les couches de glace que l'analyse a montré plus tard qu'il devait s'agir d'un lac d'eau liquide. On pense que l'eau reste liquide, même à une température de -68 degrés Celsius, car il y a probablement beaucoup de sel dissous qui abaisse le point de congélation. Le lac mesure environ 20 kilomètres de diamètre et au moins 10 centimètres de profondeur. Il pourrait contenir 10 milliards de litres d'eau liquide. Il pourrait très bien y avoir de nombreux petits plans d'eau sous la calotte glaciaire; cependant, ils sont difficiles à détecter avec MARSIS. De plus, la couverture de date brute nécessaire pour ces détections est limitée : seuls quelques pour cent de la zone disposent d'un ensemble complet de données.
Les araignées
Pendant l'hiver, beaucoup de givre s'accumule. Il gèle directement à la surface de la calotte polaire permanente, constituée de glace d'eau recouverte de couches de poussière et de sable. Le dépôt commence comme une couche de CO poussiéreux
2gel. Au cours de l'hiver, il recristallise et se densifie. Les particules de poussière et de sable prises dans le givre coulent lentement. Au moment où les températures augmentent au printemps, la couche de givre est devenue une plaque de glace semi-transparente d'environ 3 pieds d'épaisseur, reposant sur un substrat de sable noir et de poussière. Ce matériau sombre absorbe la lumière et fait que la glace se sublime (se transforme directement en gaz) sous la surface. Finalement, beaucoup de gaz s'accumule et devient pressurisé. Lorsqu'il trouve un point faible, le gaz s'échappe et souffle la poussière. Les vitesses peuvent atteindre 100 miles par heure. Des canaux sombres peuvent parfois être vus; on les appelle "araignées". La surface apparaît couverte de taches sombres lorsque ce processus se produit. Le nom officiel des araignées est « aranéiformes ». Ces caractéristiques peuvent être vues dans certaines des images ci-dessous.
Star burst Les canaux provoqués par les fuites de gaz, tels que vus par HiRISE Star burst Les canaux, également appelés araignées, peuvent mesurer environ 500 mètres de diamètre et 1 mètre de profondeur.
Araignée le deuxième jour martien du printemps, vue par HiRISE.
Une araignée 14 jours martiens plus tard, vue par HiRISE. Remarquez l'augmentation des ventilateurs sombres causée par le dégazage de dioxyde de carbone et de matière sombre.
Vieilles araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue large des panaches, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish De nombreux panaches montrent des araignées lorsqu'ils sont agrandis.
Les panaches, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish, Arrow montre un double panache. C'est peut-être à cause des vents changeants.
Long panache, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Les araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Plumes et araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Plumes et araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Plumes et araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Large vue sur les panaches et les araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Plumes et araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue large du cratère qui contient des exemples d'araignées, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Des vues rapprochées de certaines des formations d'araignées sont montrées dans les images suivantes.
Vue rapprochée des formations d'araignées, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Les formes polygonales sont des canaux causés par le dioxyde de carbone sous pression traversant des fissures. Pendant la saison hivernale, une plaque de glace sèche se forme à la surface du sol. La surface contient des fissures en forme de polygones. Pendant certaines périodes, le CO 2 sous la glace est pressurisé par la lumière solaire pénétrant la plaque de glace sèche. Au fur et à mesure que le gaz se déplace autour, les canaux deviennent plus gros.
Vue rapprochée des formations d'araignées, telles que vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Des canaux en forme de polygone sont également visibles.
Décongélation
Au fur et à mesure que la température se réchauffe et que la lumière du soleil devient plus disponible au printemps, le givre commence à disparaître. Ce processus commence par l'apparition de taches brunes. Au moment où la température atteint le point de fusion de la glace d'eau, toute la glace a disparu. Le processus a d'abord été suivi d'images répétées par le Mars Global Surveyor. Avec la résolution beaucoup plus grande de HiRISE, on a vu que de nombreux spots avaient la forme d'éventails. Certains de ces spots et ventilateurs sont visibles sur les images ci-dessous. Des milliers de fans ont été examinés par un projet Citizen Science. Presque tous (96 %) les ventilateurs mesurés dans cette étude ont une longueur inférieure à 100 m. La longueur moyenne des ventilateurs est de 33,1 m. Les trois plus grands ventilateurs mesuraient 373 m, 368 m et 361 m et se trouvaient tous dans la même région.
Vue large du dégivrage, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Le gaz et la poussière noire sont probablement soufflés du sol puis transportés par les vents vers le nord-ouest.
Vue rapprochée du dégivrage, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Le gaz et la poussière noire sont probablement soufflés du sol puis transportés par les vents vers le nord-ouest. La flèche indique une possible formation d'araignée.
Vue rapprochée du dégivrage, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Le gaz et la poussière noire sont probablement soufflés du sol puis transportés par les vents vers le nord-ouest.
Vue rapprochée du dégivrage, vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Le gaz et la poussière noire sont probablement soufflés du sol puis transportés par les vents vers le nord-ouest.
Large vue sur le dégivrage printanier. Les taches sombres sont là où la glace a disparu, révélant ainsi la surface sombre sous la glace. Photo prise avec HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée du dégivrage printanier. Les taches sombres sont là où la glace a disparu, révélant ainsi la surface sombre sous la glace. Photo prise avec HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Pistes de diable de poussière
De nombreuses régions de Mars, dont Eridania, connaissent le passage de diables de poussière géants . Une fine couche de fine poussière brillante recouvre la majeure partie de la surface martienne. Lorsqu'un diable de poussière passe, il souffle le revêtement et expose la surface sombre sous-jacente.
Les diables de poussière se produisent lorsque le soleil réchauffe l'air près d'une surface plane et sèche. L'air chaud monte alors rapidement à travers l'air plus frais et commence à tourner tout en avançant. Cette cellule en rotation et en mouvement peut ramasser de la poussière et du sable puis laisser une surface propre.
Des diables de poussière ont été vus depuis le sol et en hauteur depuis l'orbite. Ils ont même soufflé la poussière des panneaux solaires des deux Rovers sur Mars, prolongeant ainsi considérablement leur durée de vie. Les Rovers jumeaux ont été conçus pour durer 3 mois, au lieu de cela ils ont duré plus de six ans, et l'un est toujours en marche après 8 ans. 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 et durent au moins 26 minutes.
Dust Devil, comme le montre HiRISE. Le diable de poussière se déplace en haut à gauche, laissant une trace sombre en bas à droite. L'ombre du diable de poussière est en haut à gauche du diable de poussière.
Weinbaum (cratère) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Région du cratère Weinbaum montrant des traces de poussière , vue par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Le champ de l'image est juste à l'extérieur du bord du cratère et est un agrandissement de l'image précédente du cratère Weinbaum.
Côté ouest du cratère Mitchel (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Traces de diables de poussière dans le cratère Mitchell, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du côté ouest du cratère Mitchel.
Schmidt (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les flèches indiquent les bords nord et sud du cratère.
Dunes et traces de diables de poussière dans le cratère Schmidt, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les lignes étroites et sombres sont des traces de poussière. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Schmidt.
Pistes et couches du diable de poussière, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Formation Dorsa Argentea
On pense que la formation Dorsa Argentea (DAF) est un vaste système d' eskers qui se trouvaient sous une ancienne calotte glaciaire dans la région polaire sud de Mars. Cette grande calotte glaciaire polaire aurait couvert environ 1,5 million de kilomètres carrés. Cette superficie est le double de la superficie de l'État du Texas . La feuille de glace formée près de la limite de la Noachian époque -Hesperian et reculait au début Hesperian époque. Une épaisse calotte glaciaire a pu se former plus facilement dans la région polaire sud que dans le pôle nord car le pôle sud est plus haut en altitude. Il se peut qu'il y ait eu beaucoup plus d'eau disponible dans l'atmosphère martienne lorsque la calotte glaciaire s'est développée.
Ce groupe de dorsales s'étend de 270-100 E et 70-90 S, autour du pôle sud de Mars. Il se trouve sous les dépôts stratifiés du pôle sud de l'Amazonie tardive (SPLD). La quantité de ces crêtes est énorme, une étude a étudié sept systèmes de crêtes différents qui contenaient près de 4 000 crêtes d'une longueur totale de 51 000 km.
On pense que la plupart des eskers sont formés à l'intérieur de tunnels aux parois de glace par des ruisseaux qui coulaient à l'intérieur et sous les glaciers. Après la fonte des murs de glace de soutènement, les dépôts des cours d'eau sont restés sous forme de longues crêtes sinueuses.
Les données radar MARSIS suggèrent que des zones importantes de parties stratifiées potentiellement riches en glace de la formation Dorsa Argentea subsistent aujourd'hui.
Crêtes, considérées comme des eskers de la formation Dorsa Argentea, vues par le MOC grand angle de Mars Global Surveyor. Les flèches blanches indiquent les crêtes.
Une équipe de chercheurs a utilisé un modèle climatique mondial ancien de Mars avec le modèle de calotte glaciaire de l'Université du Maine pour déterminer comment les eskers se sont formés. Ils ont conclu que pour obtenir une température suffisamment élevée dans l'atmosphère martienne pour former la calotte glaciaire, un gaz à effet de serre en plus d'une atmosphère de dioxyde de carbone plus épaisse était nécessaire pour réchauffer la surface près des pôles d'au moins 20 degrés C. De plus, pour produire la forme de la calotte glaciaire, au moins une partie des volcans de Tharsis devait être présente.
Preuve pour l'océan
Des preuves solides d'un océan ancien ont été trouvées à partir de données recueillies aux pôles nord et sud. En mars 2015, une équipe de scientifiques a publié des résultats montrant que cette région était fortement enrichie en deutérium, hydrogène lourd, sept fois plus que la Terre. Cela signifie que Mars a perdu un volume d'eau 6,5 fois supérieur à celui stocké dans les calottes polaires d'aujourd'hui. L'eau pendant un certain temps aurait formé un océan dans la basse Mare Boreum. La quantité d'eau aurait pu couvrir la planète d'environ 140 mètres, mais se trouvait probablement dans un océan qui, par endroits, aurait presque 1 mile de profondeur.
Cette équipe internationale a utilisé le Very Large Telescope de l'ESO, ainsi que des instruments de l'observatoire WM Keck et de l'installation du télescope infrarouge de la NASA, pour cartographier différentes formes d'eau dans l'atmosphère de Mars sur une période de six ans.
Cratères
Carte de Mare Australe avec les principales caractéristiques étiquetées.
Zone du cratère Hutton , vue par HiRISE. Cliquez sur l'image pour voir le sol à motifs.
La zone du cratère Phillips , vue par HiRISE.
Suess (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Côté est de Stoney (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Reynolds (cratère) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Côté est de Holmes (cratère) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Côté ouest de Steno (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Pityusa Patera , vue par HiRISE.
Cratères montrant des couches
De nombreux endroits sur Mars présentent des roches disposées en couches. L'étude de la stratification sur Mars s'est considérablement élargie lorsque le Mars Global Surveyor a renvoyé des images. La roche peut former des couches de diverses manières. Les volcans, le vent ou l'eau peuvent produire des couches. Une discussion détaillée de la stratification avec de nombreux exemples martiens peut être trouvée dans la géologie sédimentaire de Mars. Un article de Grotzinger et Milliken discute du rôle de l'eau et du vent dans la formation des couches de roches sédimentaires. Étant donné que les cratères sont des points bas sur le paysage, les matériaux peuvent s'y accumuler plus facilement et peuvent résister à l'érosion plus longtemps que d'autres endroits.
Gros plan des couches dans le mur du cratère McMurdo , vu par HiRISE.
Smith Crater (Martian Crater) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ).
Traces du diable de poussière dans le cratère Smith, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Smith.
Le cratère Lau , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les crêtes courbes sont probablement des eskers qui se sont formés sous les glaciers.
Gros plan sur les eskers du cratère Lau, vus par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les lignes sombres sont des traces de diable de poussière. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Lau.
Cratère Heaviside (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Des ravines dans un cratère qui se trouve sur le sol du cratère Heaviside, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Heaviside.
Liais (cratère) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Layers est le cratère Liais, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère du Liais.
Côté est du cratère sud (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Couches dans la partie sud du monticule dans le cratère sud, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du côté est du cratère sud.
Couches juste à l'extérieur du bord du cratère Sud sous la forme de "fromage suisse", vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du côté est du cratère sud.
Côté ouest du cratère Sud, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Couches dans le monticule du côté ouest du cratère Sud, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du côté ouest du cratère Sud.
Couches juste à l'extérieur du bord ouest du cratère Sud sous la forme d'un "fromage suisse", vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du côté ouest du cratère Sud.
Rayleigh (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Couches dans le cratère Rayleigh, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Rayleigh.
Cratères montrant le dégivrage au printemps
Côté ouest du cratère principal (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Des traînées de poussière dans le cratère principal, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). La flèche indique la direction du vent. Au printemps, à mesure que la température augmente, la glace sèche se transforme en gaz sous pression, puis souffle à travers un point faible et entraîne avec elle de la poussière. S'il y a du vent, la poussière se dépose sous une forme allongée comme sur cette image.
Cratère Richardson , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ).
Dunes et points de dégivrage dans le cratère Richardson, vus par HiRISE. On pense que des films d'eau liquide existent parfois dans et autour des taches sombres.
Jeans (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Cratère Jeans montrant des couches et des taches sombres dues à la disparition du givre, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Jeans.
Playfair (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les points sombres sont des endroits où le givre a disparu.
Dégivrage en cours dans le cratère Playfair, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les zones sombres sont celles où le givre a disparu, montrant ainsi un sol sombre. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Playfair.
Lyell (cratère martien) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Ravines dans le cratère Lyell, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Lyell.
Dégivrage ayant lieu dans le cratère Lyell, vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les zones sombres sont celles où le givre a disparu, montrant ainsi un sol sombre. Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du cratère Lyell.
Côté ouest de Joly (cratère) , vu par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter).
Taches sombres et "araignées" dans le cratère Joly, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les "araignées" apparaissent comme des taches floues ; c'est là que la poussière sombre s'accumule dans des canaux sous des dalles transparentes de dioxyde de carbone gelé. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Joly.
Eskers dans le cratère Joly, vus par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les eskers sont les crêtes de l'image ; ils sont formés par des ruisseaux coulant sous un glacier.
Cratère Reynolds montrant des traînées de dégivrage, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). Les calques sont également visibles. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente du cratère Reynolds. Les traînées sont causées par le dioxyde de carbone sous pression qui souffle la poussière qui est soufflée par le vent en traînées.
Cratère Reynolds montrant des couches et des taches sombres dues au dégivrage, vues par la caméra CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter). La zone est couverte de givre, lorsque le givre disparaît, le sol sombre sous-jacent est exposé. Les calques sont également visibles. Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente du cratère Reynolds.
Polygones
Une grande partie de la surface de Mars montre le sol arrangé en polygones de différentes tailles. Parfois, pendant la bonne saison, les zones basses des polygones sont pleines de givre. Lorsque cela se produit, les formes sont améliorées pour former de belles vues.
Large vue du cratère contenant des polygones avec du givre dans les parties basses, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue plus rapprochée des polygones avec du givre dans les parties basses, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue encore plus rapprochée des polygones, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Vue rapprochée des polygones avec du givre dans les parties basses, comme vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Des formes circulaires sont également visibles.
Terrain de fromage suisse
Certaines parties de Mare Australe présentent des fosses dont la surface ressemble à du fromage suisse. Ces fosses se trouvent dans une couche de glace sèche de 1 à 10 mètres d'épaisseur reposant sur une calotte glaciaire beaucoup plus grande. On a observé que les fosses commençaient par de petites zones le long de faibles fractures. Les fosses circulaires ont des parois abruptes qui concentrent la lumière du soleil, augmentant ainsi l'érosion. Pour une fosse à développer une paroi raide d'environ 10 cm et d'une longueur de plus de 5 mètres est nécessaire.
Changements à la surface du pôle Sud de 1999 à 2001, vus par Mars Global Surveyor .
Formations de glace ressemblant à du fromage suisse vues par Mars Global Surveyor.
Formations de glace ressemblant à du fromage suisse vues par Mars Global Surveyor montrant des couches.
Gros plan sur le Swiss Cheese Terrain, vu par Mars Global Surveyor.
Vue HiRISE du terrain du pôle Sud.
Couches
Cette image HiRISE montre des couches s'étendant approximativement de haut en bas, ainsi qu'une faible fracturation polygonale. Les fractures polygonales sont pour la plupart rectangulaires.
Couches du pôle Sud, vues par THEMIS .
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Autres caractéristiques du quadrilatère Mare Australe
"Inca City" vue par HiRISE. Les taches claires sont des dépôts de givre.
Angustus Labyrinthus , vu par THEMIS.
Réseau Ridge, vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Couches, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Polygones à centre bas, tels que vus par HiRISE dans le cadre du programme HiWish Ces caractéristiques sont courantes dans les sols riches en glace.
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.