Quadrilatère de Phaéthontis - Phaethontis quadrangle
Coordonnées | 47°30′S 150°00′O / 47.5°S 150°W Coordonnées : 47.5°S 150°W47°30′S 150°00′O / |
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Le quadrilatère Phaethontis 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 Phaethontis est également appelé MC-24 (Mars Chart-24).
Le nom vient de Phaethon , le fils d' Hélios .
Le quadrilatère Phaethontis se situe entre 30° et 65° de latitude sud et 120° et 180° de longitude ouest sur Mars . Cette gamme de latitude est l'endroit où de nombreux ravins ont été découverts. Une ancienne caractéristique de cette région, appelée Terra Sirenum, se trouve dans ce quadrilatère; Mars Reconnaissance Orbiter y a découvert des smectites fer/magnésium. Une partie de ce quadrilatère contient ce qu'on appelle les gisements Electris , un gisement de 100 à 200 mètres d'épaisseur. Il est de couleur claire et semble faible à cause de quelques rochers. Parmi un groupe de grands cratères se trouve le cratère Mariner , observé pour la première fois par le vaisseau spatial Mariner IV à l'été 1965. Il a été nommé d'après ce vaisseau spatial. On pense qu'une zone basse de Terra Sirenum abritait autrefois un lac qui s'est finalement drainé à travers Ma'adim Vallis . La sonde russe Mars 3 a atterri dans le quadrilatère Phaethontis à 44,9° S et 160,1° W en décembre 1971. Elle a atterri à une vitesse de 75 km/h, mais a survécu à 20 secondes de signal radio, puis elle s'est arrêtée. Son message vient d'apparaître comme un écran vide.
ravines martiennes
Le quadrilatère Phaethontis est l'emplacement de nombreux ravins qui peuvent être dus à l'écoulement récent de l'eau. Certains se trouvent dans le Gorgonum Chaos et dans de nombreux cratères à proximité des grands cratères Copernicus et Newton (cratère martien) . 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 débit 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.
Dépôt Electris, vu par HiRISE Le dépôt Electris est clair et lisse dans l'image contrairement aux matériaux rugueux ci-dessous. L'emplacement est le quadrangle Phaethontis.
Gorgonum Chaos vu par Mars Reconnaissance Orbiter HiRISE . Image d'environ 4 km de large.
Groupe de ravines sur la paroi nord du cratère qui se trouve à l'ouest du cratère Newton (41,3047 degrés de latitude sud, 192,89 longitude est). Image prise avec Mars Global Surveyor dans le cadre du programme de ciblage public du MOC .
Mur du cratère à l'intérieur du cratère Mariner montrant un grand groupe de ravins, vu par HiRISE.
Ptolemaeus Crater Rim, vu par HiRISE. Cliquez sur l'image pour voir une excellente vue du dépôt du manteau.
Gully sur monticule vu par Mars Global Surveyor , dans le cadre du programme de ciblage public du MOC . Les images de ravines sur des pics isolés, comme celui-ci, sont difficiles à expliquer avec la théorie de l'eau provenant des aquifères car les aquifères ont besoin de grandes zones de captage.
Une autre vue du ravin précédent sur un monticule. Celui-ci est avec HiRISE, dans le cadre du programme HiWish . Cette vue montre la majeure partie du tablier et deux anciens glaciers qui lui sont associés. Il ne reste des glaciers que des moraines terminales.
Ravines dans un creux et cratère à proximité, vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish . La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Ravines près du cratère de Newton, vues par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish . L'endroit où il y avait un ancien glacier est étiqueté.
Image HiRISE, prise dans le cadre du programme HiWish, de ravines dans un cratère à Terra Sirenum .
Ravines avec les restes d'un ancien glacier dans le cratère de Terra Sirenum , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Des ravines dans un cratère de Terra Sirenum , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish.
Image de ravines avec les parties principales étiquetées. Les parties principales d'un ravin martien sont l'alcôve, le canal et le tablier. Comme il n'y a pas de cratères sur ce ravin, on pense qu'il est plutôt jeune. La photo a été prise par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. L'emplacement est le quadrangle Phaethontis.
Gros plan sur des ravines dans le cratère montrant des canaux dans de plus grandes vallées et des courbes dans les canaux. Ces caractéristiques suggèrent qu'ils ont été fabriqués par l'écoulement de l'eau. Remarque : il s'agit d'un agrandissement de l'image précédente par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. L'emplacement est le quadrangle Phaethontis.
Gros plan sur un réseau de ravines montrant des canaux et des courbes ramifiés ; ces caractéristiques suggèrent la création par un fluide. Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une vue large précédente des ravines dans un cratère, telle que vue par HiRISE dans le cadre du programme HiWish. L'emplacement est le quadrangle Phaethontis.
Caractéristiques associées aux ravines
Parfois, d'autres caractéristiques apparaissent près des ravines. À la base de certains ravins, il peut y avoir des dépressions ou des crêtes courbes. Celles-ci ont été appelées "dépressions spatulées". Ces dépressions se forment après la disparition de la glace glaciaire. Les parois abruptes développent souvent des glaciers sous certains climats. Lorsque le climat change, la glace des glaciers se sublime dans la fine atmosphère martienne. La sublimation, c'est quand une substance passe directement d'un état solide à un état gazeux. La glace sèche sur Terre fait cela. Ainsi, lorsque la glace à la base d'un mur escarpé se sublime, il en résulte une dépression. De plus, plus de glace provenant de plus haut aura tendance à couler vers le bas. Cet écoulement étirera les débris rocheux de surface formant ainsi des crevasses transversales. De telles formations ont été appelées « terrains de planche à laver » parce qu'elles ressemblent aux planches à laver à l'ancienne. Les parties des ravines et certaines caractéristiques associées des ravines sont présentées ci-dessous dans une image HiRISE.
Vue rapprochée du cratère étiqueté « terrain de planche à laver » et d'autres caractéristiques, comme vu par HiRISE Remarque : il s'agit d'un agrandissement d'une image précédente. Le terrain de la planche à laver a été formé avant le tablier du ravin puisque le tablier du ravin coupe le terrain de la planche à laver.
Glaciers en forme de langue
Pingos possibles
Les fissures radiales et concentriques visibles ici sont courantes lorsque des forces pénètrent dans une couche fragile, telle qu'une roche projetée à travers une vitre. Ces fractures particulières ont probablement été créées par quelque chose émergeant du dessous de la surface martienne fragile. De la glace peut s'être accumulée sous la surface en forme de lentille; faisant ainsi ces monticules fissurés. La glace étant moins dense que la roche, a poussé vers le haut à la surface et a généré ces motifs en forme de toile d'araignée. Un processus similaire crée des monticules de taille similaire dans la toundra arctique sur Terre. De telles caractéristiques sont appelées « pingos », un mot inuit. Les pingos contiendraient de la glace d'eau pure; ainsi ils pourraient être des sources d'eau pour les futurs colons de Mars.
Remplissage de cratère concentrique
On pense que le remplissage de cratère concentrique, comme les tabliers de débris lobés et le remplissage de vallée linéaire , est riche en glace. Sur la base de mesures topographiques précises de la hauteur à différents points de ces cratères et des calculs de la profondeur des cratères en fonction de leurs diamètres, on pense que les cratères sont remplis à 80% principalement de glace. C'est-à-dire qu'ils contiennent des centaines de mètres de matériaux qui consistent probablement en de la glace avec quelques dizaines de mètres de débris de surface. La glace accumulée dans le cratère des chutes de neige dans les climats précédents. Une modélisation récente suggère que le remplissage concentrique du cratère se développe sur de nombreux cycles au cours desquels la neige se dépose, puis se déplace dans le cratère. Une fois à l'intérieur, l'ombre et la poussière du cratère préservent la neige. La neige se change en glace. Les nombreuses lignes concentriques sont créées par les nombreux cycles d'accumulation de neige. En général, la neige s'accumule chaque fois que l' inclinaison axiale atteint 35 degrés.
Cratère montrant un remplissage de cratère concentrique , vu par CTX (sur Mars Reconnaissance Orbiter ). L'emplacement est le quadrangle Phaethontis.
Bandes magnétiques et tectonique des plaques
Le Mars Global Surveyor (MGS) a découvert des bandes magnétiques dans la croûte de Mars, en particulier dans les quadrangles Phaethontis et Eridania ( Terra Cimmeria et Terra Sirenum ). Le magnétomètre de MGS a découvert des bandes de croûte magnétisée de 100 km de large, à peu près parallèles sur une distance allant jusqu'à 2000 km. Ces bandes alternent en polarité avec le pôle magnétique nord de l'un pointant vers le haut depuis la surface et le pôle magnétique nord du suivant pointant vers le bas. Lorsque des rayures similaires ont été découvertes sur Terre dans les années 1960, elles ont été considérées comme des preuves de la tectonique des plaques . Les chercheurs pensent que ces bandes magnétiques sur Mars sont la preuve d'une courte période précoce d'activité tectonique des plaques. Lorsque les roches sont devenues solides, elles ont conservé le magnétisme qui existait à l'époque. On pense qu'un champ magnétique d'une planète est causé par des mouvements de fluide sous la surface. Cependant, il existe quelques différences entre les bandes magnétiques de la Terre et celles de Mars. Les bandes martiennes sont plus larges, beaucoup plus fortement magnétisées et ne semblent pas s'étendre à partir d'une zone d'étalement crustale moyenne. Étant donné que la zone contenant les bandes magnétiques a environ 4 milliards d'années, on pense que le champ magnétique mondial n'a probablement duré que les quelques premières centaines de millions d'années de la vie de Mars, lorsque la température du fer en fusion dans le noyau de la planète aurait pu avoir été assez élevé pour le mélanger dans une dynamo magnétique. Il n'y a pas de champs magnétiques à proximité de grands bassins d'impact comme Hellas. Le choc de l'impact a peut-être effacé la magnétisation résiduelle dans la roche. Ainsi, le magnétisme produit par le mouvement précoce des fluides dans le noyau n'aurait pas existé après les impacts.
Lorsque la roche en fusion contenant un matériau magnétique, comme l' hématite (Fe 2 O 3 ), se refroidit et se solidifie en présence d'un champ magnétique, elle devient magnétisée et prend la polarité du champ de fond. Ce magnétisme n'est perdu que si la roche est ensuite chauffée au-dessus d'une température particulière (le point de Curie qui est de 770 °C pour le fer). Le magnétisme laissé dans les roches est un enregistrement du champ magnétique lorsque la roche s'est solidifiée.
Dépôts de chlorure
En utilisant les données de Mars Global Surveyor , Mars Odyssey et Mars Reconnaissance Orbiter , les scientifiques ont trouvé de vastes dépôts de chlorure minéraux. Une image ci-dessous montre quelques dépôts dans le quadrilatère Phaethontis. Les preuves suggèrent que les dépôts se sont formés à partir de l'évaporation d'eaux enrichies en minéraux. La recherche suggère que les lacs peuvent avoir été dispersés sur de vastes zones de la surface martienne. Habituellement, les chlorures sont les derniers minéraux à sortir de la solution. Les carbonates , les sulfates et la silice devraient précipiter devant eux. Des sulfates et de la silice ont été trouvés par les Rovers de Mars à la surface. Les endroits contenant des minéraux chlorés peuvent avoir autrefois occupé diverses formes de vie. De plus, ces zones devraient conserver les traces de la vie ancienne.
Sur la base de gisements de chlorure et de phyllosilicates hydratés, Alfonso Davila et d'autres pensent qu'il existe un ancien lit de lac à Terra Sirenum qui avait une superficie de 30 000 km 2 (12 000 milles carrés) et une profondeur de 200 mètres. D'autres preuves qui soutiennent ce lac sont des canaux normaux et inversés comme ceux trouvés dans le désert d'Atacama .
Fosse
Le quadrilatère Elysium abrite de grands creux (longues dépressions étroites) appelés fosses dans le langage géographique utilisé pour Mars. Les creux sont créés lorsque la croûte est étirée jusqu'à ce qu'elle se brise. L'étirement peut être dû au poids important d'un volcan voisin. Les fosses/cratères de fosse sont communs près des volcans dans le système de volcans Tharsis et Elysium.
Icaria Fossae Graben, vue par HiRISE. Cliquez sur l'image pour une meilleure vue de Dust Devil Tracks .
Sirenum Fossae Layers, vu par HiRISE. La barre d'échelle mesure 500 mètres de long.
Des surfaces étranges
Cratères
La densité des cratères d'impact est utilisée pour déterminer les âges de surface de Mars et d'autres corps du système solaire. Plus la surface est ancienne, plus il y a de cratères. Les formes des cratères peuvent révéler la présence de glace au sol.
La zone autour des cratères peut être riche en minéraux. Sur Mars, la chaleur de l'impact fait fondre la glace dans le sol. L'eau de la fonte des glaces dissout les minéraux, puis les dépose dans les fissures ou les failles produites par l'impact. Ce processus, appelé altération hydrothermale, est l'un des principaux modes de production des gisements de minerai. La zone autour des cratères martiens pourrait être riche en minerais utiles pour la future colonisation de Mars. Des études sur la terre ont documenté que des fissures se produisent et que des veines de minéraux secondaires se déposent dans les fissures. Les images des satellites en orbite autour de Mars ont détecté des fissures près des cratères d'impact. De grandes quantités de chaleur sont produites lors des impacts. La zone autour d'un impact important peut mettre des centaines de milliers d'années à se refroidir. De nombreux cratères contenaient autrefois des lacs. Parce que certains fonds de cratère présentent des deltas, nous savons que l'eau devait être présente pendant un certain temps. Des dizaines de deltas ont été repérés sur Mars. Les deltas se forment lorsque les sédiments sont emportés par un ruisseau qui pénètre dans un plan d'eau calme. Il faut un peu de temps pour former un delta, donc la présence d'un delta est excitante ; cela signifie que l'eau a été là pendant un certain temps, peut-être pendant de nombreuses années. Des organismes primitifs peuvent s'être développés dans ces lacs; par conséquent, certains cratères peuvent être des cibles privilégiées pour la recherche de preuves de vie sur la planète rouge.
Liste des cratères
Ce qui suit est une liste de cratères dans le quadrilatère. L'emplacement central du cratère est du quadrilatère, les cratères dont l'emplacement central se trouve dans un autre quadrilatère sont répertoriés par partie est, ouest, nord ou sud.
1 En partie situé dans le quadrilatère tandis qu'une autre partie est dans un quadrilatère différent avec le diamètre du cratère
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 coupent en forme de réseau. 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 à la 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 crêtes dures. Étant donné que les crêtes se trouvent dans des endroits contenant 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 vie passée.
Dunes
Des dunes de sable ont été trouvées à de nombreux endroits sur Mars. La présence de dunes montre que la planète a une atmosphère avec du vent, car les dunes ont besoin du vent pour entasser le sable. La plupart des dunes sur Mars sont noires à cause de l'altération du basalte de la roche volcanique . On trouve du sable noir sur Terre à Hawaï et sur certaines îles tropicales du Pacifique Sud. Le sable est commun sur Mars en raison de la vieillesse de la surface qui a permis aux roches de s'éroder en sable. On a observé que les dunes sur Mars se déplacent de plusieurs mètres. Certaines dunes se déplacent. Dans ce processus, le sable monte du côté au vent puis tombe du côté sous le vent de la dune, provoquant ainsi le déplacement de la dune vers le côté sous le vent (ou face de glissement). Lorsque les images sont agrandies, certaines dunes de Mars affichent des ondulations à leur surface. Celles-ci sont causées par des grains de sable qui roulent et rebondissent sur la surface au vent d'une dune. Les grains rebondissants ont tendance à atterrir du côté au vent de chaque ondulation. Les grains ne rebondissent pas très haut donc il ne faut pas grand chose pour les arrêter.
Dunes à Newton (cratère martien) , vues par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Manteau
Une grande partie de la surface martienne est recouverte d'une épaisse couche de manteau riche en glace qui est tombée du ciel à plusieurs reprises dans le passé. À certains endroits, un certain nombre de couches sont visibles dans le manteau.
Tader Valles , vue par THEMIS . Le matériau lisse dans les canaux peut être un manteau sous la forme de neige sale.
Image HiRISE montrant un manteau lisse recouvrant des parties d'un cratère dans le quadrilatère Phaethontis. Le long du bord extérieur du cratère, le manteau est affiché sous forme de couches. Cela suggère que le manteau a été déposé plusieurs fois dans le passé. La photo a été prise avec HiRISE dans le cadre du programme HiWish. Les calques sont agrandis dans l'image suivante.
Surface montrant l'apparence avec et sans revêtement du manteau, telle que vue par HiRISE, dans le cadre du programme HiWish. L' emplacement est Terra Sirenum dans le quadrilatère Phaethontis.
Atlantis Chaos , dans le bassin Atlantis , vu par HiRISE. Cliquez sur l'image pour voir le revêtement du manteau et les ravines possibles. Les deux images sont des parties différentes de l'image originale. Ils ont des échelles différentes.
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.
Lac Oxbow , vu par HiRISE dans le cadre du programme HiWish
Pistes de diable de poussière
Parce qu'une fine couche de fine poussière brillante recouvre une grande partie de la surface de Mars, les diables de poussière qui passent enlèvent la poussière brillante et exposent la surface sombre sous-jacente. Des diables de poussière ont été vus depuis le sol et depuis des engins spatiaux en orbite. Ils ont même soufflé la poussière des panneaux solaires des deux Rovers sur Mars, prolongeant ainsi considérablement leur durée de vie.
Autres scènes du quadrilatère Phaéthontis
Cette carte topographique montre les pics volcaniques en blanc en raison de leur grande hauteur. Près de l'équateur, une ligne de trois volcans pointe vers le sud vers Phaethontis et trois grands cratères, la zone où il y a de nombreux ravins. Cliquez sur l'image pour une bonne vue.
Image en gros plan de la surface de Phaethontis prise avec Mars Global Surveyor . On pense que les trous sont causés par la glace enfouie qui se transforme en gaz.
Autres quadrangles de Mars
Carte interactive de Mars
Voir également
- Climat de Mars
- Remplissage de cratère concentrique
- Dunes
- Dépôts Electris
- Fossa (géologie)
- Géologie de Mars
- Glaciers sur Mars
- Eaux souterraines sur Mars
- HiRISE
- Programme HiWish
- Cratère d'impact
- Manteau dépendant de la latitude
- Réseaux de crêtes linéaires
- Liste des zones de terrain chaotique sur Mars
- Liste des quadrangles sur Mars
- Terrain de chaos martien
- dichotomie martienne
- Ravins martiens
- Programme de ciblage public du MOC
- Newton (cratère martien)
- lac Oxbow
- Tectonique de Mars
- L'eau sur Mars
Les références
Liens externes
- Revue générale de plusieurs des théories concernant l'origine des ravines.
- Dickson, J; Tête, J ; Kreslavski, M (2007). « Les ravins martiens dans les latitudes moyennes méridionales de Mars : Preuve de la formation sous contrôle climatique de jeunes caractéristiques fluviales basées sur la topographie locale et globale » (PDF) . Icare . 188 (2) : 315-323. Bibcode : 2007Icar..188..315D . doi : 10.1016/j.icarus.2006.11.020 . Donne un bon aperçu de l'histoire de la découverte des ravines.
- Martian Ice - Jim Secosky - 16e Convention annuelle internationale de la société Mars