Ravinas em Marte - Gullies on Mars

Ravinas nas terras altas do sul de Marte, ao sul de Argyre Planitia . Imagem de 2014 da câmera HiRISE no Mars Reconnaissance Orbiter .

As valas marcianas são pequenas redes incisas de canais estreitos e seus depósitos de sedimentos descendentes associados , encontrados no planeta de Marte . Eles são nomeados por sua semelhança com ravinas terrestres . Descobertos pela primeira vez em imagens do Mars Global Surveyor , eles ocorrem em encostas íngremes, especialmente nas paredes de crateras. Normalmente, cada ravina tem uma alcova dendrítica em sua cabeça, um avental em forma de leque em sua base e um único fio de canal inciso ligando os dois, dando a toda a ravina uma forma de ampulheta. Eles são estimados como relativamente jovens porque têm poucas ou nenhuma cratera. Uma subclasse de ravinas também é encontrada cortada nas faces de dunas de areia, que são consideradas bastante jovens. Barrancos de dunas lineares agora são considerados feições sazonais recorrentes.

A maioria dos barrancos ocorre 30 graus na direção do pólo em cada hemisfério, com maior número no hemisfério sul. Alguns estudos descobriram que ravinas ocorrem em encostas que enfrentam todas as direções; outros descobriram que o maior número de ravinas é encontrado em encostas voltadas para os pólos, especialmente de 30 ° a 44 ° S. Embora milhares tenham sido encontrados, eles parecem estar restritos a apenas algumas áreas do planeta. No hemisfério norte, eles foram encontrados em Arcadia Planitia , Tempe Terra , Acidalia Planitia e Utopia Planitia . No sul, altas concentrações são encontradas na borda norte da bacia de Argyre, no norte de Noachis Terra e ao longo das paredes dos canais de escoamento de Hellas. Um estudo recente examinou 54.040 imagens CTX que cobriram 85% da superfície marciana e encontraram 4861 formas de relevo ravinadas separadas (por exemplo, crateras individuais, montes, vales, etc.), que totalizaram dezenas de milhares de ravinas individuais. Estima-se que o CTX pode resolver 95% das voçorocas.

Este artigo apresenta um histórico da descoberta e pesquisa sobre voçorocas. Conforme a pesquisa avança, a causa dos barrancos marcianos mudou de recente água líquida para pedaços de gelo seco descendo encostas íngremes, mas a pesquisa continua. Com base em sua forma, aspectos, posições e localização entre e aparente interação com características consideradas ricas em gelo de água, muitos pesquisadores pensam que os processos que esculpem os regos envolvem água líquida. Quando os volumes dos aventais são comparados com o resto do barranco, parece que há muito menos volume no avental; portanto, muito do material pode ter contido água e gelo que desapareceram. No entanto, este continua a ser um tópico de pesquisa ativa. Como as ravinas são tão jovens, isso sugeriria que a água líquida esteve presente em Marte em seu passado geológico muito recente, com consequências para a habitabilidade potencial da superfície moderna. Em 10 de julho de 2014, a NASA relatou que ravinas na superfície de Marte foram formadas principalmente pelo congelamento sazonal de dióxido de carbono (CO ₂ ), e não por água líquida como considerado anteriormente.

Formação

Imagem de ravinas com as partes principais etiquetadas. As partes principais de uma ravina marciana são alcova, canal e avental. Como não há crateras nesta ravina, acredita-se que seja bastante jovem. A foto foi tirada pela HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Phaethontis .

Grupo de ravinas na parede norte da cratera que fica a oeste da cratera Newton. A alcova e o avental de uma ravina estão etiquetados. Estes sulcos estão associados com moraine -like cristas nas suas extremidades da curva descendente, o que sugere que eles tenham formado no local de um agora ausente gelo fluir . Observe que eles são cortados em um manto, que é muito mais liso do que o material subjacente de textura áspera. Imagem tirada pela Mars Global Surveyor .

Depois de descobertas, muitas hipóteses foram levantadas para explicar os barrancos. No entanto, como na progressão usual da ciência, algumas idéias tornaram-se mais plausíveis do que outras quando mais observações foram feitas, quando outros instrumentos foram usados e quando a análise estatística foi empregada. Embora algumas valas se assemelhem a fluxos de detritos na Terra, descobriu-se que muitas valas estavam em encostas que não eram íngremes o suficiente para fluxos de detritos típicos. Os cálculos mostraram que a pressão e as temperaturas não eram adequadas para o dióxido de carbono líquido. Além disso, a forma sinuosa das ravinas sugeria que os fluxos eram mais lentos do que o que seria produzido em fluxos de detritos ou erupções de dióxido de carbono líquido. O dióxido de carbono líquido explodiria do solo na fina atmosfera marciana. Como o dióxido de carbono líquido lançaria material a mais de 100 metros, os canais deveriam ser descontínuos, mas não são. Eventualmente, a maioria das hipóteses foi reduzida para envolver a água líquida proveniente de um aquífero , do derretimento na base de antigas geleiras (ou neve) ou do derretimento do gelo no solo quando o clima era mais quente.

Imagens de close-up com HiRISE mostraram detalhes que apóiam a ideia de que um fluido estava envolvido. As imagens mostram que os canais foram formados várias vezes. Canais menores foram encontrados em vales maiores, sugerindo que depois que um vale se formou outro se formou em um momento posterior. Muitos casos mostraram que os canais seguiram caminhos diferentes em momentos diferentes. Formas simplificadas, como ilhas em forma de gota, eram comuns em alguns canais. O seguinte grupo de fotos de ravinas ilustra algumas das formas que levam os pesquisadores a pensar que a água estava envolvida na criação de pelo menos algumas das ravinas.

Barrancos na parede da cratera, conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium .
Close-up dos canais de ravina, visto pela HiRISE no programa HiWish. Esta imagem mostra muitas formas simplificadas e alguns bancos ao longo de um canal. Essas características sugerem a formação por água corrente. Os bancos geralmente são formados quando o nível da água desce um pouco e permanece nesse nível por um tempo. A foto foi tirada com HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium . Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Barrancos na cratera no quadrângulo de Phaethontis , como visto por HiRISE sob o programa HiWish
Close-up de canais em voçorocas mostrando que os caminhos dos canais mudaram com o tempo. Esta característica sugere a formação por água corrente com alta carga de sedimentos. A foto foi tirada com HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium . Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior no quadrângulo de Phaethontis .
Barrancos na cratera, vistos pela HiRISE sob o programa HiWish. A localização é o quadrângulo da Eridânia .
Close de ravinas na cratera mostrando canais dentro de vales maiores e curvas em canais. Essas características sugerem que foram feitas por água corrente. Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior da HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo da Eridânia .

No entanto, mais estudos abrem outras possibilidades; um estudo divulgado em outubro de 2010, propõe que algumas voçorocas, aquelas em dunas de areia, podem ser produzidas por um acúmulo de dióxido de carbono sólido durante os meses frios de inverno.

Em 10 de julho de 2014, a NASA relatou que ravinas na superfície de Marte foram formadas principalmente pelo congelamento sazonal de dióxido de carbono (CO ₂ gelo ou 'gelo seco'), e não por água líquida como se pensava anteriormente.

A causa / causas exatas dessas valas ainda estão em debate. Um estudo apoiou a formação pelo derretimento de gelo ou neve como causa principal. Mais de 54.000 imagens CTX foram examinadas, cobrindo cerca de 85% da superfície do planeta.

Aquíferos

A maioria das cabeceiras das ravinas ocorre no mesmo nível, exatamente como seria de esperar se a água saísse de um aqüífero . Várias medições e cálculos mostram que a água líquida pode existir nos aqüíferos nas profundidades usuais onde começam os regos. Uma variação desse modelo é que o magma quente ascendente pode ter derretido o gelo no solo e feito com que a água flua nos aquíferos. Os aquíferos são camadas que permitem que a água flua. Eles podem consistir em arenito poroso. A camada do aqüífero seria empoleirada no topo de outra camada que impede a água de descer (em termos geológicos seria chamada de impermeável). Como a água em um aquífero é impedida de descer, a única direção em que a água aprisionada pode fluir é horizontalmente. Eventualmente, a água pode fluir para a superfície quando o aquífero atinge uma ruptura - como a parede de uma cratera. O fluxo de água resultante pode erodir a parede e criar ravinas. Os aquíferos são bastante comuns na Terra. Um bom exemplo é "Weeping Rock" no Parque Nacional de Zion, em Utah . No entanto, a ideia de que aqüíferos formaram as voçorocas não explica os encontrados em picos isolados, como protuberâncias e picos centrais de crateras. Além disso, um tipo de ravina parece estar presente nas dunas de areia. Os aquíferos precisam de uma ampla área de coleta que não está presente em dunas de areia ou em encostas isoladas. Embora a maioria dos barrancos originais que foram vistos parecesse vir da mesma camada na encosta, algumas exceções a este padrão foram encontradas. Exemplos de ravinas provenientes de diferentes níveis são mostrados abaixo na imagem da cratera Lohse e na imagem das ravinas na cratera Ross.

Imagem CTX da próxima imagem mostrando uma visão ampla da área. Uma vez que a colina está isolada, seria difícil para um aquífero se desenvolver. O retângulo mostra a localização aproximada da próxima imagem.
Gully on mound visto pela Mars Global Surveyor , no âmbito do MOC Public Targeting Program . Imagens de voçorocas em picos isolados, como este, são difíceis de explicar com a teoria da água proveniente de aqüíferos porque os aqüíferos precisam de grandes áreas de coleta.
Imagem CTX de parte da cratera Ross mostrando o contexto para a próxima imagem da HiRISE.
Ravinas na cratera Ross, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish . Como os barrancos estão na borda estreita de uma cratera e começam em alturas diferentes, este exemplo não é consistente com o modelo de barrancos causados por aquíferos.
Barrancos em dois níveis da parede de uma cratera, conforme visto pelo HiRISE sob o programa HiWish. Os regos em dois níveis sugerem que não foram feitos com um aquífero, como foi sugerido inicialmente. A localização é o quadrângulo de Phaethontis .
Garganta da cratera Lohse no pico central. Imagem localizada no quadrilátero de Argyre . Ter ravinas em um pico central vai contra a ideia de que foram formadas por um aquífero, como foi sugerido pela primeira vez.

Snowpacks

Grande parte da superfície de Marte é coberta por um manto espesso e liso que se pensa ser uma mistura de gelo e poeira. Este manto rico em gelo, com alguns metros de espessura, alisa a terra, mas em alguns pontos tem uma textura irregular, parecendo a superfície de uma bola de basquete. O manto pode ser como uma geleira e, sob certas condições, o gelo que se mistura no manto pode derreter e escorrer pelas encostas e formar ravinas. Os cálculos mostram que um terço de um mm de escoamento pode ser produzido a cada dia durante 50 dias de cada ano marciano, mesmo nas condições atuais. Como existem poucas crateras neste manto, acredita-se que o manto seja relativamente jovem. Uma excelente vista deste manto é mostrada abaixo na imagem da borda da cratera Ptolemaeus, vista pela HiRISE .

O manto rico em gelo pode ser resultado de mudanças climáticas. Mudanças na órbita e inclinação de Marte causam mudanças significativas na distribuição de gelo de água das regiões polares até latitudes equivalentes às do Texas. Durante certos períodos climáticos, o vapor d'água deixa o gelo polar e entra na atmosfera. A água volta ao solo em latitudes mais baixas como depósitos de geada ou neve generosamente misturados com poeira. A atmosfera de Marte contém uma grande quantidade de partículas finas de poeira. O vapor de água se condensará nas partículas e, em seguida, cairá no solo devido ao peso adicional da camada de água. Quando Marte está em sua maior inclinação ou obliquidade, até 2 cm de gelo podem ser removidos da calota polar de verão e depositados em latitudes médias. Esse movimento da água pode durar vários milhares de anos e criar uma camada de neve de até cerca de 10 metros de espessura. Quando o gelo no topo da camada de manto volta para a atmosfera, ele deixa poeira para trás, que isola o gelo restante.

Quando as encostas, orientações e elevações de milhares de ravinas foram comparadas, padrões claros emergiram dos dados. Medições de altitudes e declives de ravinas apóiam a ideia de que neve ou geleiras estão associadas a ravinas. Encostas mais íngremes têm mais sombra, o que preserva a neve. Elevações mais altas têm muito menos ravinas porque o gelo tende a sublimar mais no ar rarefeito das altitudes mais elevadas. Por exemplo, o quadrângulo de Thaumasia tem muitas crateras com muitas encostas íngremes. Está na faixa de latitude certa, mas sua altitude é tão alta que não há pressão suficiente para impedir que o gelo se sublime (passando diretamente de sólido a gasoso); portanto, não tem ravinas. Um grande estudo feito com vários anos de dados da Mars Global Surveyor mostrou que há uma tendência de ravinas estarem em encostas voltadas para os pólos; essas encostas têm mais sombra que evitaria o derretimento da neve e permitiria o acúmulo de grandes blocos de neve.

Em geral, estima-se agora que, durante os períodos de alta obliquidade, as calotas polares derreterão, causando temperatura, pressão e umidade mais altas. A umidade então se acumulará como neve em latitudes médias, especialmente nas áreas mais sombreadas - voltadas para postes, encostas íngremes. Em uma determinada época do ano, a luz do sol derreterá a neve e a água resultante produzirá ravinas.

Evidências diretas para esses pacotes de neve foram descobertas recentemente pela primeira vez, mostrando que este manto é realmente composto de <~ 1% de poeira e gelo. As mudanças observadas em ravinas ao longo de vários anos de Marte mostram que o gelo empoeirado exposto hoje está desaparecendo e potencialmente derretendo. formar canais dentro do manto e a rocha por baixo.

Derretimento do gelo do solo (poros)

A terceira teoria é que as mudanças climáticas podem ser suficientes para permitir que o gelo depositado do vapor atmosférico no solo derreta e, assim, forme os barrancos. Durante um clima mais quente, os primeiros metros de solo podem descongelar e produzir um "fluxo de detritos" semelhante ao da costa leste da Groenlândia seca e fria. Uma vez que os barrancos ocorrem em encostas íngremes, apenas uma pequena diminuição da resistência ao cisalhamento das partículas do solo é necessária para iniciar o fluxo. Pequenas quantidades de água líquida do gelo fundido podem ser suficientes para causar erosão. No entanto, é provável que o gelo depositado nos poros do solo no solo se espalhe de volta para a atmosfera em vez de derreter. Uma difusão semelhante de gelo nos poros também foi observada in-situ no local de pouso de Phoenix

Mudanças recentes em ravinas

Assim que os barrancos foram descobertos, os pesquisadores começaram a fazer imagens de muitos barrancos repetidamente, procurando possíveis mudanças. Em 2006, algumas mudanças foram encontradas. Mais tarde, com uma análise mais aprofundada, foi determinado que as mudanças poderiam ter ocorrido por fluxos granulares secos em vez de serem impulsionadas por água corrente. Com observações contínuas, muitas outras mudanças foram encontradas na Cratera Gasa e outras. Canais alargados em 0,5 a 1 m; pedregulhos de um metro movidos; e centenas de metros cúbicos de material movidos. Foi calculado que ravinas poderiam ser formadas nas condições atuais com apenas 1 evento em 50–500 anos. Portanto, embora hoje haja pouca água líquida, os atuais processos geológicos / climáticos ainda podem formar ravinas. Não são necessárias grandes quantidades de água ou grandes mudanças no clima. No entanto, algumas voçorocas no passado podem ter sido auxiliadas por mudanças climáticas que envolveram grandes quantidades de água, talvez devido ao derretimento da neve. Com mais observações repetidas, mais e mais mudanças foram encontradas; como as mudanças ocorrem no inverno e na primavera, os especialistas tendem a suspeitar que os regos foram formados a partir do gelo de dióxido de carbono (gelo seco). Estudos recentes descrevem o uso da câmera High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) em MRO para examinar ravinas em 356 locais, começando em 2006. Trinta e oito dos locais mostraram a formação de ravinas ativa. Imagens de antes e depois demonstraram que o momento dessa atividade coincidiu com geadas sazonais de dióxido de carbono e temperaturas que não permitiriam a entrada de água líquida. Quando o gelo seco muda para um gás, pode lubrificar o material seco para fluir, especialmente em encostas íngremes. Em alguns anos, a geada, talvez com espessura de 1 metro, provoca avalanches. Essa geada contém principalmente gelo seco, mas também contém pequenas quantidades de gelo de água.

As observações com HiRISE mostram ampla atividade em ravinas do hemisfério sul, especialmente naquelas que parecem frescas. Incisão significativa no canal e movimentos de massa em grande escala foram observados. Canais sinuosos que se pensava precisar de água líquida para sua formação foram vistos até mesmo se formando em apenas alguns anos, quando a água líquida não pode existir. O momento da atividade do barranco é sazonal e ocorre durante o período em que há geadas sazonais e degelo.

Estas observações suportam um modelo no qual a formação de ravinas atualmente ativa é impulsionada principalmente por geadas sazonais de CO ₂ . Simulações descritas em uma conferência de 2015 mostram que o aprisionamento de gás CO _{2 de} alta pressão na subsuperfície pode causar fluxos de detritos. As condições que podem levar a isso são encontradas em latitudes onde ocorrem voçorocas. Esta pesquisa foi descrita em um artigo posterior intitulado "Formação de ravinas em Marte por fluxos de detritos desencadeados pela sublimação de CO2." No modelo, o gelo de CO _{2 se} acumula no inverno frio. Ele se acumula em uma camada de permafrost congelada que consiste em sujeira cimentada com gelo. Quando começa a luz solar de maior intensidade da primavera, a luz penetra na camada translúcida de gelo seco, conseqüentemente aquecendo o solo. O gelo de CO ₂ absorve calor e sublima - isto é, muda diretamente de sólido para gás. Esse gás aumenta a pressão porque fica preso entre o gelo e o solo congelado. Eventualmente, a pressão aumenta o suficiente para explodir através do gelo, levando consigo as partículas de solo. As partículas de sujeira se misturam com o gás pressurizado e agem como um fluido que pode fluir encosta abaixo e cavar ravinas.

O principal problema com o modelo de geada de CO ₂ é tentar explicar a erosão das rochas. Embora haja evidências consideráveis de que o CO ₂ geada transporta materiais soltos, parece improvável que a sublimação do gás CO ₂ possa erodir e causar a erosão das rochas para formar ravinas. Em vez disso, a geada de CO ₂ pode ser capaz apenas de modificar regos pré-existentes.

Usando dados do Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) e High Resolution Imaging Science Experiment ( HiRISE ) no Mars Reconnaissance Orbiter, os pesquisadores estudaram mais de 100 locais de ravinas marcianas e não encontraram evidências de que minerais específicos sejam mais provavelmente associados a ravinas, ou com a formação de minerais hidratados que teriam sido produzidos pela água líquida recente. Esta pesquisa adiciona evidências de que a água líquida não esteve envolvida na formação de ravinas. No entanto, conforme descrito acima, as quantidades de água líquida que se pensa serem geradas em condições quase congelantes de neve derretida provavelmente não causam intemperismo químico em primeiro lugar.

Alguns pesquisadores acreditam que a formação de ravinas pode envolver tanto gelo seco quanto água líquida.

Como a mudança de inclinação afeta o clima

Estima-se que, há alguns milhões de anos, a inclinação do eixo de Marte era de 45 graus, em vez dos atuais 25 graus. Sua inclinação, também chamada de obliquidade, varia muito porque suas duas pequenas luas não podem estabilizá-la, como nossa lua relativamente grande faz com a Terra. Durante esses períodos de alta inclinação, os raios do sol de verão atingem as superfícies da cratera de latitude média diretamente, de modo que a superfície permanece seca.

Os raios diretos do sol evitam que a neve se acumule nas crateras de latitude média quando a inclinação de Marte é alta.

Observe que em alta inclinação, as calotas polares nos pólos desaparecem, a espessura da atmosfera e a umidade na atmosfera aumentam. Essas condições fazem com que a neve e o gelo apareçam na superfície. No entanto, qualquer neve que caia à noite e durante as horas mais frias do dia desaparece quando o dia esquenta.

As coisas são bem diferentes com a aproximação do outono, pois as encostas voltadas para os postes permanecem na sombra o dia todo. A sombra faz com que a neve se acumule durante as estações de outono e inverno.

A sombra na parede voltada para o pólo de uma cratera de latitude média promove o acúmulo de neve. Observe que a neve será cinza ou preta devido à poeira.
No inverno, uma grande massa de neve se acumulou no pólo voltado para o pólo de uma cratera. À medida que as estações aquecem, este depósito de neve derrete para produzir ravinas.

Na primavera, em certo ponto, o solo estará quente o suficiente e a pressão do ar alta o suficiente para a formação de água líquida em determinados momentos do dia. Pode haver água suficiente para produzir ravinas por erosão. Ou a água pode penetrar no solo e, mais tarde, descer como um fluxo de detritos. Os barrancos da Terra formados por esse processo se assemelham aos barrancos marcianos. As grandes mudanças na inclinação de Marte explicam a forte relação dos barrancos com certas faixas de latitude e o fato de que a grande maioria dos barrancos existe em encostas sombreadas voltadas para os pólos. Os modelos apoiam a ideia de que as mudanças de pressão / temperatura durante os tempos de alta obliquidade são suficientes para permitir que a água líquida seja estável em locais onde ravinas são comuns.

Pesquisa publicada em janeiro de 2015 sugere que essas mudanças sazonais podem ter acontecido nos últimos dois milhões de anos (entre 400.000 e dois milhões de anos atrás) criando condições adequadas para a formação de ravinas através do derretimento do gelo.

Barrancos recentes com características nítidas (setas azuis) e barrancos degradados mais antigos (ouro) no mesmo local em Marte. Isso sugere uma mudança climática cíclica nos últimos dois milhões de anos

Características associadas de ravinas

Algumas encostas íngremes mostram outras características além de ravinas. Na base de algumas ravinas, pode haver cristas curvas ou depressões. Essas foram chamadas de "depressões espatuladas". Ao longo das paredes, como as paredes da cratera, o gelo geralmente se acumula durante certas fases do ciclo climático marciano. Quando o clima muda, esse gelo pode sublimar na fina atmosfera marciana. Sublimação é quando uma substância vai diretamente do estado sólido para o estado gasoso. O gelo seco na Terra faz isso. Então, quando o gelo na base de uma parede íngreme sublima, o resultado é uma depressão espatulada. Além disso, mais gelo do alto da parede tenderá a fluir para baixo. Este fluxo esticará os detritos rochosos da superfície, formando fendas transversais. Essas formações foram denominadas "terreno de tábua de lavar" porque se assemelham às tábuas de lavar antiquadas. As partes de voçorocas e algumas características associadas de voçorocas são mostradas abaixo em imagens HiRISE.

Visão ampla da cratera mostrando ravinas e outras características, conforme visto pela HiRISE
Vista próxima da cratera marcada com "depressão espatulada" e outras características, como visto por HiRISE Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior.
Vista de perto da cratera marcada com "terreno washboard" e outras características, como visto por HiRISE Nota: esta é uma ampliação de uma imagem anterior. O terreno de tábua de lavar foi formado antes do avental de ravina, uma vez que o avental de ravina corta o terreno de tábua de lavar.
Gaivotas na cratera no quadrilátero Phaethontis , como visto por HiRISE sob o programa HiWish As depressões espatuladas são visíveis.
Ravinas no quadrângulo de Noachis , conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish As depressões espatuladas são visíveis.
Close-up de canais em voçorocas mostrando que os caminhos dos canais mudaram com o tempo. Esta característica sugere a formação por água corrente com alta carga de sedimentos. A foto foi tirada com HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium . Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior no quadrângulo de Phaethontis .

Imagens de Marte

Quadrângulo de phaethontis ravinas

O quadrilátero Phaethontis é a localização de muitos barrancos que podem ser devido ao fluxo recente de água. Alguns são encontrados no Gorgonum Chaos e em muitas crateras próximas às grandes crateras Copernicus e Newton (cratera marciana) .

Grupo de ravinas na parede norte da cratera que fica a oeste da cratera Newton (41,3047 graus de latitude sul, 192,89 de longitude leste). Imagem tirada com a Mars Global Surveyor no âmbito do MOC Public Targeting Program .
Atlantis Chaos , visto pela HiRISE. Clique na imagem para ver a cobertura do manto e possíveis ravinas. As duas imagens são partes diferentes da imagem original. Eles têm escalas diferentes.
Ravinas. Observe como os canais se curvam em torno dos obstáculos, conforme visto pela HiRISE.
Imagem de contexto MOLA para a série de três imagens a seguir de ravinas em um vale e cratera próxima.
Barrancos em um vale e cratera próxima, conforme visto pelo HiRISE sob o programa HiWish . A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Close de ravinas na cratera, visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Close de ravinas no cocho, visto pela HiRISE no programa HiWish. Estas são algumas das ravinas menores visíveis em Marte.
Ravinas perto da cratera Newton, conforme visto pela HiRISE, sob o programa HiWish . O local onde havia uma antiga geleira está rotulado.
Imagem HiRISE, obtida sob o programa HiWish, de ravinas em uma cratera na Terra Sirenum .
Barrancos com restos de uma antiga geleira na cratera da Terra Sirenum , conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Barrancos perto da cratera de Newton, vistos pela HiRISE sob o Programa HiWish.
Barrancos em uma cratera na Terra Sirenum , conforme visto pela HiRISE sob o Programa HiWish.
Close-up de ravina mostrando canais múltiplos e terreno padronizado, como visto por HiRISE sob o programa HiWish.

Gargantas quadriláteras da Eridânia

Ravinas em uma cratera na Eridânia, ao norte da grande cratera Kepler. Além disso, recursos que podem ser remanescentes de antigas geleiras estão presentes. Um, à direita, tem o formato de uma língua. Imagem tirada com a Mars Global Surveyor no âmbito do MOC Public Targeting Program .
Imagem HiRISE mostrando ravinas. A barra de escala é de 500 metros. Foto tirada no programa HiWish .
Barrancos e camadas no manto em uma parede, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. A localização é o quadrângulo da Eridânia .
Gullies, visto pela HiRISE no programa HiWish.
Close-up de alguns barrancos da imagem anterior, visto pelo HiRISE no programa HiWish.
Close do avental em uma das valas da imagem anterior. A imagem foi tirada pela HiRISE, no programa HiWish
Ravinas em dois níveis diferentes na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Cratera com ravinas, vista pela HiRISE no programa HiWish
Cratera com ravinas, vista pela HiRISE no programa HiWish

Barrancos do quadrilátero de Argyre

Cratera Jezza , vista pela HiRISE. A parede norte (no topo) tem ravinas. Linhas escuras são rastros de poeira. A barra de escala tem 500 metros de comprimento.
Cena no quadrilátero de Argyre com ravinas, leques aluviais e depressões, como visto pela HiRISE no programa HiWish . Ampliações de partes desta imagem estão abaixo.
Vários níveis de leques aluviais, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish. A localização desses ventiladores está indicada na imagem anterior.
Gullies em Nereidum Montes , visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Visão ampla de ravinas na cratera Arkhangelsky , vista pela HiRISE no programa HiWish
Close-up de pequenos canais em ravinas na cratera Arkhangelsky , conforme visto por HiRISE no programa HiWish Terreno padronizado na forma de polígonos pode ser visto à direita. Nota: esta é uma ampliação da imagem anterior da cratera Arkhangelsky.
Close de um barranco mostrando um canal que atravessa o avental, visto pela HiRISE no programa HiWish. Nota: esta é uma ampliação de uma imagem anterior da cratera Arkhangelsky.

Ravinas na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto dos barrancos da imagem anterior Os canais são bastante curvos. Como os canais de ravinas costumam formar curvas, pensava-se que eram feitos por água corrente. Hoje, pensa-se que eles poderiam ser produzidos com pedaços de gelo seco. A imagem é da HiRISE no programa HiWish.
Ravinas em dois lados de um monte, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish

Barrancos do quadrângulo de Thaumasia

Grupo de ravinas, visto pela HiRISE no programa HiWish.
Ampliação de parte da imagem anterior mostrando ravinas menores dentro de ravinas maiores. A água provavelmente fluiu nessas ravinas mais de uma vez.

Quadrângulo de mare acidalium ravinas

Barrancos e fluxo massivo de material, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish . Os barrancos são ampliados nas próximas duas imagens. A localização é a cratera de Bamberg .
Vista de perto de alguns barrancos, vistos pela HiRISE no programa HiWish.
Close-up vista de outra ravina na mesma imagem HiRISE. Foto tirada com o programa HiWish.
Gullies, visto pela HiRISE no programa HiWish.
Ravinas em uma cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish.
Close de ravinas em uma cratera da imagem anterior. Imagem tirada pela HiRISE no programa HiWish.
Barrancos na parede da cratera, conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium .
Close-up dos canais de ravina, visto pela HiRISE no programa HiWish. Esta imagem mostra muitas formas simplificadas e alguns bancos ao longo de um canal. Essas características sugerem a formação por água corrente. Os bancos geralmente são formados quando o nível da água desce um pouco e permanece nesse nível por um tempo. A foto foi tirada com HiRISE no programa HiWish. A localização é o quadrângulo de Mare Acidalium . Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.

Quadrangle Arcadia ravinas

Uma variedade de ravinas com origem em diferentes níveis são visíveis nesta imagem HiRISE que foi tirada com o programa HiWish .
Esta ampliação de uma pequena parte da imagem anterior mostra terraços ao longo de um canal de ravina. Os terraços foram criados quando um novo canal cortou a superfície antiga. Isso significa que o barranco não ocorreu em um único evento. A água deve ter fluído mais de uma vez neste local.
Barrancos em uma cratera. Alguns parecem jovens, outros são bem desenvolvidos. A foto foi tirada pela HiRISE no programa HiWish.
Ravinas ao longo da parede da mesa em North Tempe Terra , conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto do avental do riacho, como visto pela HiRISE no programa HiWish Observe que esta é uma ampliação da imagem anterior.
Vista de perto da alcova da ravina, vista pela HiRISE no programa HiWish Observe que esta é uma ampliação de uma imagem anterior.
Barrancos na parede da mesa, vistos pela HiRISE sob o programa HiWish

Barrancos diacria quadrilátero

Visão ampla do grupo de ravinas, visto pela HiRISE no programa HiWish. Observe que parte desta imagem está ampliada na imagem a seguir.
Close de ravinas, visto pela HiRISE no programa HiWish.

Barrancos do quadrilátero de Noachis

Ravinas na parede de uma cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Barrancos em um monte na cratera Asimov, vistos por HiRISE.

Visão ampla de ravinas e cumes na cratera, conforme visto por HiRISE sob o programa HiWish
Uma visão próxima dos canais de ravina, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. Os canais fazem algumas curvas fechadas.
Visão próxima dos canais de ravina, conforme visto por HiRISE no programa HiWish As setas apontam para um canal pequeno dentro de canais maiores.

Quadrangle Casius ravinas

Ravinas na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Geleira e ravinas, conforme visto pela HiRISE no programa HiWish Alguns pesquisadores sugerem que ravinas vêm depois das geleiras. A localização é o quadrângulo de Casius .

Quadrangle Ismenius Lacus ravinas

Visão ampla de uma ravina em uma encosta íngreme, vista por HiRISE sob o programa HiWish
Visão mais próxima da imagem anterior de uma ravina, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista próxima do canal em ravina mostrando formas simplificadas, como visto por HiRISE no programa HiWish

Canal da cratera Lyot, visto pela HiRISE.
Ravinas na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Gullies, como visto pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto de ravinas, vista pela HiRISE no programa HiWish
Vista de perto de ravinas, vista pela HiRISE no programa HiWish

Barrancos de Iapigia quadrilátero

Ravinas na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish

Hellas quadrangle ravinas

Ravinas na cratera, conforme visto pela HiRISE sob o programa HiWish
Vista de perto de ravinas na cratera, como visto por HiRISE sob o programa HiWish. Polígonos são visíveis nesta vista de perto.

Ravinas nas dunas

Barrancos são encontrados em algumas dunas. Eles são um pouco diferentes de ravinas em outros lugares, como as paredes das crateras. Os barrancos nas dunas parecem manter a mesma largura por uma longa distância e muitas vezes terminam apenas em um fosso, em vez de um avental. Freqüentemente, têm apenas alguns metros de largura, com margens elevadas nas laterais. Muitas dessas valas são encontradas em dunas em Russell (cratera marciana) . No inverno, o gelo seco se acumula nas dunas e, na primavera, aparecem manchas escuras e listras escuras crescem em declive. Depois que o gelo seco acaba, novos canais são visíveis. Essas valas podem ser causadas por blocos de gelo seco descendo a encosta íngreme ou talvez do gelo seco comece a mover a areia. Na fina atmosfera de Marte, o gelo seco expele dióxido de carbono com vigor.

Visão ampla das dunas na Cratera Russell, conforme visto por HiRISE Muitos barrancos estreitos são visíveis.
Vista de perto do final dos barrancos na Cratera Russell, conforme visto pela HiRISE Nota: Este tipo de barrancos geralmente não termina com um avental. A localização é o quadrilátero de Noachis .
Vista de perto do final de ravinas na Cratera Russell, vista pela HiRISE
Close, vista colorida do final de ravinas na cratera Russell, vista pela HiRISE
Barrancos nas dunas, vistos pela HiRISE