Características superficiales comunes de Marte

Las características superficiales comunes de Marte incluyen vetas oscuras en laderas , huellas de remolinos de polvo , dunas de arena , la formación Medusae Fossae , terreno escarpado , capas, barrancos, glaciares, topografía ondulada , terreno caótico , posibles ríos antiguos, cráteres de pedestal , terreno cerebral y cráteres de molde anular .

Estudios recientes, en particular los del rover Zhurong de China y los datos orbitales que lo respaldan, proporcionan evidencia sólida de antiguas líneas costeras en las tierras bajas del norte de Marte, especialmente en Utopia Planitia. Los perfiles de radar de penetración terrestre recopilados a lo largo de un recorrido de 0,8 km detectaron 76 reflectores subsuperficiales con una inclinación uniforme de entre 6° y 20° (media ≈ 15°) a profundidades de 9 a 35 m, que coinciden estrechamente con los ángulos de estratificación frontal de las playas arenosas terrestres. ^{[ 1 ] [ 2 ]}

El análisis de la textura de los sedimentos indica que estas capas consisten en partículas del tamaño de la arena transportadas por ríos desde las tierras altas del sur y reelaboradas por la acción suave de las olas en lugar de por el viento o el flujo de lava. ^{[ 3 ]}

La datación por conteo de cráteres y las correlaciones estratigráficas delimitan la transgresión oceánica del norte a ≈ 3,68 Ga, con la regresión y la pérdida de agua superficial completadas hacia ≈ 3,42 Ga, lo que implica un intervalo de 200 a 300 Myr de condiciones costeras estables durante las épocas del Noachiano tardío-Hesperiano temprano. ^{[ 4 ]}

Los análogos en la Tierra muestran pendientes de la cara de la playa de 4°–26° bajo condiciones dominadas por las olas, que coinciden con los ángulos de inclinación marcianos y refuerzan la interpretación de un ambiente de deposición costera en el Marte primitivo. ^{[ 5 ]}

Estos hallazgos se complementan con observaciones orbitales de más de 15 000 montículos ricos en arcilla en la cercana Chryse Planitia —restos de antiguas tierras altas erosionadas por el agua hace casi 4 mil millones de años— que conservan afloramientos estratificados con filosilicatos que registran una alteración acuosa prolongada y el retroceso de la zona costera. ^{[ 6 ] [ 7 ]}

En conjunto, la estratigrafía, la sedimentología y la cronología de estos depósitos costeros constituyen la evidencia cuantitativa más sólida hasta la fecha sobre la existencia de playas marcianas dinámicas influenciadas por las olas y un océano norte de larga duración. Dichos entornos podrían haber sido hábitats ideales para la vida microbiana primitiva, lo que los convierte en objetivos prioritarios para futuras exploraciones astrobiológicas. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

La cámara HiRISE del Orbitador de Reconocimiento de Marte ha descubierto un nuevo fenómeno conocido como vetas de pendiente . Estas formaciones aparecen en las paredes de los cráteres y otras pendientes, y son delgadas y alcanzan cientos de metros de longitud. Se ha observado que las vetas crecen lentamente a lo largo de un año aproximadamente, comenzando siempre en un punto de origen. Las vetas recién formadas son de color oscuro, pero se desvanecen con el tiempo hasta volverse blancas. Se desconoce la causa, pero las teorías van desde avalanchas de polvo seco (la teoría más aceptada) hasta filtraciones de salmuera. ^{[ 10 ]}

A continuación se muestran ejemplos de vetas oscuras en laderas de diversas partes de Marte. Haga clic en la imagen para verla con mayor detalle.

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  Fondo del cráter Tikhonravov en el cuadrángulo de Arabia, visto por la sonda Mars Global Surveyor . Haga clic en la imagen para ver vetas y capas oscuras en la pendiente.
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  Primer plano de algunas capas bajo la roca de cubierta de un cráter de pedestal y una veta oscura en la ladera, tal como se observa con HiRISE bajo el programa HiWish .
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  Rayas oscuras en el cuadrángulo de Diacria , vistas por la sonda Mars Global Surveyor .
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  Capas y vetas oscuras en la ladera, tal como las observa HiRISE dentro del programa HiWish.

Las líneas recurrentes en las pendientes son pequeñas vetas oscuras que se alargan en las estaciones cálidas. Pueden ser evidencia de agua líquida. ^{[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]}

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  Imagen del disco de Marte tomada por Viking. La flecha muestra la ubicación de las líneas de pendiente recurrentes en las siguientes imágenes de HiRISE.
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  Mapa etiquetado de las características cercanas a Coprates Chasma. La flecha muestra la ubicación de las líneas recurrentes de ladera en las siguientes imágenes HiRISE.
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  Vista panorámica de parte de Valles Marineris, tal como la capta HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra la ubicación de las líneas recurrentes de la pendiente que se amplían en la siguiente imagen.
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  Vista en color y en primer plano de las líneas recurrentes de la pendiente, tal como las observa HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan algunas de estas líneas. Es posible que el abanico se haya formado a partir de líneas recurrentes de la pendiente anteriores.
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  Las líneas recurrentes de ladera se alargan cuando las laderas alcanzan su temperatura máxima. Cerca del ecuador, estas líneas se alargan en las laderas septentrionales durante el verano boreal y en las laderas meridionales durante el verano austral.

Muchas zonas de Marte experimentan el paso de gigantescos remolinos de polvo . Una fina capa de polvo brillante cubre la mayor parte de la superficie marciana. Cuando un remolino de polvo pasa, arrastra esta capa y deja al descubierto la superficie oscura subyacente. Estos remolinos se han observado tanto desde tierra como desde la órbita. Incluso han limpiado el polvo de los paneles solares de los rovers Spirit y Opportunity en Marte, prolongando considerablemente su vida útil. ^{[ 15 ]} Los rovers gemelos fueron diseñados para durar 3 meses; sin embargo, Spirit duró 6 años y 77 días, mientras que Opportunity continuó operando durante 14 años y 136 días. Se ha demostrado que el patrón de las huellas cambia cada pocos meses. ^{[ 16 ]}

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  Patrón de huellas grandes y pequeñas dejadas por remolinos de polvo gigantes, tal como se observa en el marco del Programa de Observación Pública del MOC.
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  Huellas de remolinos de polvo , tal como las observa HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Cambios en los remolinos de polvo del cráter Russell en el cuadrángulo de Noachis , observados por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver los cambios en las trayectorias de los remolinos de polvo en tan solo 3 meses.

En muchos lugares de Marte se observan rocas dispuestas en capas. Las rocas pueden formar capas de diversas maneras. Los volcanes, el viento o el agua pueden producir capas. ^{[ 17 ]} En la Tierra, gran parte de la estratificación de las rocas se debe a los sedimentos depositados en el fondo de los lagos. Un análisis detallado de la estratificación, con numerosos ejemplos marcianos, se puede encontrar en Geología Sedimentaria de Marte. ^{[ 18 ]} Las capas pueden endurecerse por la acción del agua subterránea. El agua subterránea marciana probablemente se desplazó cientos de kilómetros y, en el proceso, disolvió muchos minerales de la roca que atravesó. Cuando el agua subterránea aflora en zonas bajas con sedimentos, se evapora en la tenue atmósfera y deja tras de sí minerales como depósitos o agentes cementantes. Por consiguiente, las capas de polvo no pudieron erosionarse fácilmente, ya que estaban cementadas entre sí.

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  Montículo estratificado en el suelo del cráter Danielson, visto por HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Vista en color y de cerca de las capas y el polvo oscuro en el suelo del cráter Danielson, tal como lo captaron las imágenes de HiRISE dentro del programa HiWish.

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  Vista de cerca de la parte sur del cráter Firsoff, donde se aprecian las capas, tal como las captó la cámara CTX (del orbitador de reconocimiento de Marte).
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  Capas en el cráter Firsoff, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: este campo de imagen se puede encontrar en la imagen anterior de las capas en el cráter Firsoff, vistas por la cámara CTX (en el Orbitador de Reconocimiento de Marte).
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  Primer plano de las capas del cráter Firsoff, tal como las ve HiRISE. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior del cráter Firsoff.
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  Fallas y estratos en el cráter Firsoff, observadas por HiRISE con el programa HiWish. Las flechas indican la ubicación de las fallas.
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  Vista panorámica de las capas, tal como las capta HiRISE con el programa HiWish. El recuadro indica la ubicación de la siguiente imagen. Las zonas oscuras de la imagen corresponden a arena basáltica oscura sobre terreno llano.
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  Ampliación de la imagen anterior que muestra una falla y capas. Imagen tomada con HiRISE, bajo el programa HiWish.
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  Capas en el cráter Firsoff con un recuadro que muestra el tamaño de un campo de fútbol. Fotografía tomada por HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Capas y fallas en el cráter Firsoff, observadas por HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan una falla grande, pero en la imagen también se aprecian otras más pequeñas.

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  Meseta de tono claro en el fondo del cráter, vista por HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan afloramientos de material de tono claro. Este material probablemente es rico en sulfatos y similar al examinado por el rover Spirit, y probablemente cubrió todo el fondo en el pasado. Otras imágenes a continuación muestran ampliaciones de la meseta. La ubicación es el cuadrángulo de Margaritifer Sinus .
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  Ampliación de una meseta blanca, tal como la ve HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
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  Vista más cercana hacia la cima de la meseta blanca, tal como la capta HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
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  Cima de una meseta blanca, vista por HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.

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  Vista panorámica de terreno estratificado, tal como lo capta HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación está al noreste del cráter Gale en el cuadrángulo de Aeolis .
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  Vista de cerca del montículo con capas, tal como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
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  Capas expuestas en la base de un grupo de cerros en Mangala Valles , en el cuadrángulo de Memnonia , observadas por HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan cantos rodados que se encuentran en cavidades. Estas cavidades podrían haberse formado por la acción del viento, el calor generado por el derretimiento del hielo subterráneo o algún otro proceso.
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  Capas bajo la roca de cubierta de un cráter de pedestal, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. El cráter de pedestal se encuentra dentro del cráter Tikhonravov , mucho más grande .
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  Cerco en el cráter Crommelin, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Oxia Palus .
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  Capas en el cráter Crommelin, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Oxia Palus .
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  Capas en el cráter Crommelin, vistas por HiRISE con el programa HiWish. La flecha indica una falla. La ubicación es el cuadrángulo de Oxia Palus .

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  Capas que se desintegran en rocas en el cráter Galle, como se observa en HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Argyre .
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  Capas y barrancos en el cráter Galle, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Argyre .
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  Vista de cerca de las capas en el montículo del cráter Galle, tal como se ve con HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Argyre .

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  Vista de cerca de las capas, tal como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Al menos una capa es de tono claro, lo que puede indicar minerales hidratados. La ubicación es el cuadrángulo de Arabia .

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  Vista panorámica de las capas del cráter, tal como las capta HiRISE con el programa HiWish. Partes de esta imagen se amplían en las imágenes siguientes.
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  Vista de cerca de las capas, tal como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
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  Vista de cerca de las capas, tal como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
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  Vista de cerca de las capas, tal como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. El recuadro muestra el tamaño de un campo de fútbol.
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  Vista detallada de las capas, tal como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.
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  Vista detallada de las capas, tal como las ve HiRISE bajo el programa HiWish.

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  Vista panorámica de las capas, tal como las observa HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Vista de cerca de las capas, tal como las observa HiRISE bajo el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en ángulo recto.
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  Vista de cerca de las capas, tal como las observa HiRISE bajo el programa HiWish. Una cresta atraviesa las capas en ángulo recto.

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  Capas en el casquete polar norte con una discordancia angular, observadas por HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Vista en color y en primer plano de las capas del casquete polar norte, tal como las observa HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Capas expuestas en el casquete polar norte, observadas por HiRISE en el marco del programa HiWish.

Muchas zonas de Marte tienen dunas de arena . Un erg (o mar de arena), formado por campos de dunas eólicas denominados Campo de Dunas Circumpolares ^{[ 19 ]} , rodea la mayor parte del casquete polar norte. ^{[ 20 ]} Las dunas están cubiertas por una escarcha estacional de dióxido de carbono que se forma a principios de otoño y permanece hasta finales de primavera. ^{[ 20 ]} Muchas dunas marcianas se parecen mucho a las terrestres, pero las imágenes obtenidas por el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución del Orbitador de Reconocimiento de Marte han demostrado que las dunas marcianas en la región polar norte están sujetas a modificación mediante flujo de grano provocado por la sublimación _{estacional de} CO₂ , un proceso que no se observa en la Tierra. ^{[ 21 ]} Muchas dunas son negras porque se derivan de la roca volcánica oscura basalto. Los mares de arena extraterrestres como los que se encuentran en Marte se denominan "undae", del latín para olas.

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  Dunas oscuras (probablemente de basalto ) que forman una mancha oscura en Noachis. Imagen tomada por la sonda Mars Global Surveyor.
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  Vista panorámica de las dunas de Noachis, captada por HiRISE.
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  Vista de cerca de las dunas de la imagen anterior, captadas por HiRISE. Nótese cómo la arena apenas cubre algunas rocas.
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  Dunas entre cráteres, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. Algunas de ellas son dunas barján.
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  Dunas en dos cráteres, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish.
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  Dunas en el fondo de un cráter, vistas por HiRISE con el programa HiWish. La mayoría son dunas barján. El recuadro muestra la ubicación de la siguiente imagen.
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  Dunas en el fondo de un cráter, vistas por HiRISE con el programa HiWish. La mayoría son dunas barjanas. Nota: esta es una ampliación del centro de la imagen anterior.
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  Dunas, vistas por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Eridania .

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  Vista panorámica de un campo de dunas de arena, captada por HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Vista de cerca de las dunas de arena, captadas por HiRISE bajo el programa HiWish. Se ha señalado una duna de abedules.

Los barrancos marcianos son pequeñas redes incisas de canales estrechos y sus depósitos de sedimentos asociados ladera abajo , que se encuentran en el planeta Marte . Reciben su nombre por su parecido con los barrancos terrestres . Descubiertos por primera vez en imágenes del Mars Global Surveyor , se presentan en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba dendrítica en su cabecera, un delantal en forma de abanico en su base y un único canal inciso que une ambos, lo que le da al barranco una forma de reloj de arena. ^{[ 22 ]} Se cree que son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, o ninguno.

Basándose en su forma, aspecto, posición y ubicación, así como en su aparente interacción con formaciones que se cree que son ricas en hielo de agua, muchos investigadores creían que los procesos que esculpen los barrancos involucran agua líquida. Sin embargo, este sigue siendo un tema de investigación activa.

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  Barrancos con nicho, canal y plataforma: las partes que componen un barranco completo. Fotografía tomada con HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Barrancos con restos de un antiguo glaciar en el cráter de Terra Sirenum , vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .
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  Barrancos cerca del cráter Newton, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Phaethontis .
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  Barrancos en un cráter en Terra Sirenum , vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish. La ubicación es el cuadrilátero Phaethontis .
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  Primer plano de un barranco que muestra múltiples canales y un terreno con patrones, tal como lo captó HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Phaethontis .
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  Grupo de barrancos en el cuadrángulo de Thaumasia , tal como los observa HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Ampliación de una parte de la imagen anterior que muestra barrancos más pequeños dentro de otros más grandes. Es probable que el agua haya fluido por estos barrancos más de una vez.
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  Barrancos y un flujo masivo de material, tal como lo observa HiRISE dentro del programa HiWish . Los barrancos se muestran ampliados en la siguiente imagen. La ubicación es el cráter Bamberg.
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  Barrancos en un cráter, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación está en el cuadrángulo de Mare Acidalium .
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  Primer plano de los barrancos en un cráter de la imagen anterior. Imagen tomada por HiRISE con el programa HiWish.
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  Vista panorámica de un grupo de barrancos, captada por HiRISE con el programa HiWish. Nótese que parte de esta imagen se muestra ampliada en la siguiente. La ubicación es el cuadrángulo de Diacria .
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  Primer plano de barrancos, captado por HiRISE con el programa HiWish. Las formas aerodinámicas de los canales sugieren su formación por la acción del agua corriente. La ubicación es el cuadrángulo de Diacria .

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  Barrancos en el cráter del cuadrángulo de Phaethontis , vistos por HiRISE bajo el programa HiWish.
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  El fondo del cráter de la imagen anterior en el cuadrángulo de Phaethontis, visto por HiRISE bajo el programa HiWish, es un cráter con forma de anillo causado por un asteroide que impactó contra una capa de hielo. Los hoyos en el fondo podrían deberse al hielo que se desprendió del suelo.
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  Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Eridania .
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  Primer plano de barrancos en el cráter que muestran canales dentro de valles más grandes y curvas en los canales. Estas características sugieren que fueron formados por agua corriente. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Eridania .
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  Primer plano de una red de barrancos que muestra canales ramificados y curvas; estas características sugieren su formación por un fluido. Nota: esta es una ampliación de una vista panorámica anterior de barrancos en un cráter, tal como la captó HiRISE con el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Eridania .
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  Barrancos en dos niveles de la pared de un cráter, observados por HiRISE bajo el programa HiWish. La presencia de barrancos en dos niveles sugiere que no se formaron con un acuífero, como se sugirió inicialmente. La ubicación es el cuadrángulo de Phaethontis .
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  Imagen de barrancos con sus partes principales etiquetadas. Las partes principales de un barranco marciano son la alcoba, el canal y el delantal. Dado que no hay cráteres en este barranco, se cree que es bastante joven. La fotografía fue tomada por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Phaethontis .
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  Primer plano de las llanuras de barrancos, donde se observa que están libres de cráteres; por lo tanto, son muy jóvenes. La ubicación es el cuadrángulo de Phaethontis . La fotografía fue tomada por HiRISE dentro del programa HiWish.
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  Barrancos en la pared del cráter, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Mare Acidalium .
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  Primer plano de los canales de un barranco, captado por HiRISE con el programa HiWish. Esta imagen muestra numerosas formas aerodinámicas y algunas terrazas a lo largo del canal. Estas características sugieren su formación por la acción del agua corriente. Las terrazas suelen formarse cuando el nivel del agua desciende ligeramente y se mantiene en ese nivel durante un tiempo. La fotografía fue tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Mare Acidalium . Cabe destacar que se trata de una ampliación de una imagen anterior.

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  Barrancos en el cráter, vistos por HiRISE en el marco del programa HiWish.
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  Vista de cerca de los barrancos de la imagen anterior. Los cauces son bastante curvos. Debido a que los cauces de los barrancos suelen formar curvas, se creía que se habían formado por la acción del agua corriente. Actualmente, se piensa que podrían haberse producido con trozos de hielo seco. La imagen proviene de HiRISE, del programa HiWish.
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  Barrancos, tal como los observa HiRISE. Los barrancos varían en tamaño, desde muy pequeños hasta grandes, por lo que podrían representar diferentes etapas en su formación. La franja coloreada tiene aproximadamente 1 km de ancho.
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  Pequeño barranco. Este barranco puede estar en su estado inicial de formación.
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  Barranco, visto por HiRISE
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  Vista panorámica de barrancos
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  Vista de cerca de las alcobas del barranco. La imagen abarca aproximadamente 1 km de ancho.
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  Vista de cerca de las alcobas del barranco. La imagen abarca aproximadamente 1 km de ancho.
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  Vista de cerca de los canales de los barrancos. La imagen abarca aproximadamente 1 km de ancho.

Se encuentran barrancos en algunas dunas. Estos son algo diferentes de los barrancos en otros lugares, como las paredes de los cráteres. Los barrancos en las dunas parecen mantener el mismo ancho a lo largo de una gran distancia y a menudo terminan en un hoyo, en lugar de una plataforma. Suelen tener solo unos pocos metros de ancho con taludes elevados a lo largo de los lados. ^{[ 23 ] [ 24 ]} Muchos de estos barrancos se encuentran en las dunas de Russell (cráter marciano) . En invierno, el hielo seco se acumula en las dunas y luego, en primavera, aparecen manchas oscuras y vetas de tonos oscuros crecen ladera abajo. Después de que el hielo seco desaparece, se hacen visibles nuevos canales. Estos barrancos pueden ser causados ​​por bloques de hielo seco que se mueven por la pendiente pronunciada o tal vez por el hielo seco que inicia el movimiento de la arena. ^{[ 25 ]} En la delgada atmósfera de Marte, el hielo seco expulsará dióxido de carbono con vigor. ^{[ 26 ] [ 23 ]}

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  Vista panorámica de las dunas en el cráter Russell, captada por HiRISE. Se aprecian numerosos barrancos estrechos.
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  Vista de cerca del final de los barrancos en el cráter Russell, según lo captado por HiRISE. Nota: Este tipo de barrancos no suelen terminar en una plataforma. La ubicación es el cuadrángulo de Noachis .
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  Vista de cerca del final de los barrancos en el cráter Russell, tal como la ve HiRISE.
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  Vista en color y de cerca del final de los barrancos en el cráter Russell, tal como se ve con HiRISE.

La Formación Medusae Fossae es un depósito blando y fácilmente erosionable que se extiende a lo largo de casi 1000  km por el ecuador de Marte . A veces, la formación aparece como una superficie lisa y ligeramente ondulada; sin embargo, en algunos lugares está esculpida por el viento formando crestas y surcos. ^{[ 27 ]} Las imágenes de radar han sugerido que la región podría contener roca extremadamente porosa (por ejemplo, ceniza volcánica) o capas profundas de depósitos de hielo similares a glaciares, con una cantidad similar a la almacenada en el casquete polar sur de Marte. ^{[ 28 ] [ 29 ]}

La parte inferior (miembro) de la Formación Medusae Fossae contiene numerosos patrones y formas que se cree que son restos de arroyos. Se piensa que estos arroyos formaron valles que se rellenaron y se volvieron resistentes a la erosión por cementación de minerales o por la acumulación de una capa de cobertura gruesa. Estos lechos de arroyos invertidos a veces se denominan crestas sinuosas o elevaciones curvilíneas. Pueden tener alrededor de un kilómetro de longitud. Su altura varía desde un metro hasta más de 10 metros, mientras que el ancho de los más estrechos es inferior a 10 metros. ^{[ 30 ]}

El viento ha erosionado la superficie de la formación en una serie de crestas lineales llamadas yardangs. Estas crestas generalmente apuntan en la dirección de los vientos predominantes que las esculpieron y demuestran el poder erosivo de los vientos marcianos. La naturaleza fácilmente erosionable de la Formación Medusae Fossae sugiere que está compuesta de partículas débilmente cementadas y que probablemente se formó por la deposición de polvo arrastrado por el viento o ceniza volcánica . Se observan capas en partes de la formación. Se ha observado una capa de roca resistente en la parte superior de los yardangs en fotos de Viking, ^{[ 31 ]} Mars Global Surveyor, ^{[ 32 ]} y HiRISE. ^{[ 33 ]} Se observan muy pocos cráteres de impacto en toda el área, por lo que la superficie es relativamente joven. ^{[ 34 ]}

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  Formación Medusae Fossae, tal como se observa en la misión THEMIS de Mars Odyssey . Nótese la presencia de formaciones alargadas llamadas yardangs.
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  Yardangs de diversos tamaños, tal como los ha captado HiRISE en el marco del programa HiWish.
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  Yardangs de diversos tamaños, tal como los ha captado HiRISE en el marco del programa HiWish.
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  Los yardangs se formaron en material de tonalidad clara y estaban rodeados de arena basáltica volcánica oscura, tal como los observó HiRISE en el marco del programa HiWish.
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  Imagen en primer plano de yardangs, captada por HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan las crestas eólicas transversales (TAR), un tipo de duna. Cabe destacar que se trata de una ampliación de la imagen anterior de HiRISE.

Los yardangs son comunes en algunas regiones de Marte, especialmente en la Formación Medusae Fossae del cuadrángulo Amazonis y cerca del ecuador. ^{[ 35 ]} Se forman por la acción del viento sobre partículas del tamaño de arena; por lo tanto, a menudo apuntan en la dirección en que soplaban los vientos cuando se formaron. ^{[ 36 ]} Debido a que presentan muy pocos cráteres de impacto, se cree que son relativamente jóvenes. ^{[ 34 ] [ 37 ]}

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  Yardangs, visto por HiRISE en el programa HiWish. La ubicación está cerca de Gordii Dorsum en el cuadrilátero de Amazonis . Estos yardangs se encuentran en el miembro superior de la Formación Medusae Fossae.
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  Yardangs, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación está cerca de Gordii Dorsum en el cuadrángulo Amazonis . Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.
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  Yardangs, vistos por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación está cerca de Gordii Dorsum en el cuadrángulo Amazonis . Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior.

El terreno escarpado es un tipo de accidente geográfico común en ciertas áreas de Marte, descubierto en imágenes de Mariner 9. Se encuentra entre dos superficies distintas. La superficie de Marte se divide en dos partes: llanuras bajas, jóvenes y sin cráteres que cubren la mayor parte del hemisferio norte, y áreas elevadas, antiguas y densamente craterizadas que cubren el hemisferio sur y una pequeña parte del hemisferio norte. Entre estas dos zonas se encuentra el terreno escarpado, que presenta una compleja mezcla de acantilados, mesetas , cerros y cañones de paredes rectas y sinuosas . El terreno escarpado presenta llanuras lisas y planas junto con escarpes pronunciados. Los escarpes o acantilados suelen tener entre 1 y 2  km de altura. Los canales de la zona tienen fondos anchos y planos y paredes empinadas. ^{[ 38 ]} El terreno escarpado es más común en el norte de Arabia , entre las latitudes 30°N y 50°N y las longitudes 270°O y 360°O. ^{[ 39 ]} Partes del terreno desgastado se llaman Deuteronilus Mensae y Protonilus Mensae .

En terrenos escarpados, el paisaje parece transitar de valles estrechos y rectos a mesetas aisladas. La mayoría de las mesetas están rodeadas de formaciones que han recibido diversos nombres (delantales circummesa, delantales de detritos, glaciares rocosos y delantales de detritos lobulados ). ^{[ 40 ]} Al principio parecían asemejarse a los glaciares rocosos de la Tierra, pero los científicos no estaban seguros. Finalmente, estudios de radar realizados con el Orbitador de Reconocimiento de Marte descubrieron su verdadera naturaleza y demostraron que contienen hielo de agua pura cubierto por una fina capa de rocas que aislaba el hielo. ^{[ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]}

Además de los glaciares cubiertos de roca alrededor de las mesetas, la región cuenta con numerosos valles de paredes escarpadas con lineaciones —crestas y surcos— en sus fondos. El material que compone estos fondos de valle se denomina relleno de valle lineado. En algunas de las mejores imágenes tomadas por las sondas Viking , parte del relleno de valle parecía asemejarse a los glaciares alpinos terrestres. Dada esta similitud, algunos científicos supusieron que las lineaciones en estos fondos de valle podrían haberse formado por el flujo de hielo dentro (y quizás a través) de estos cañones y valles. Hoy en día, existe un consenso general de que el flujo glaciar fue la causa de las lineaciones.

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  Terreno accidentado del lago Ismenius que muestra valles de fondo plano y acantilados. Fotografía tomada con la cámara orbital de Marte (MOC) a bordo de la sonda Mars Global Surveyor .
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  Ampliación de la fotografía de la izquierda que muestra el acantilado. Fotografía tomada con la cámara de alta resolución de la sonda Mars Global Surveyor (MGS).
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  La flecha en la imagen de la izquierda señala un posible valle excavado por un glaciar. La imagen de la derecha muestra el valle ampliado en una fotografía del Mars Global Surveyor .
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  Vista panorámica de la meseta con CTX que muestra la pared del acantilado y la ubicación del delantal de escombros lobulado (LDA). La ubicación es el cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Ampliación de la imagen CTX anterior de la meseta. Esta imagen muestra la pared del acantilado y detalles en el LDA. Imagen tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Delantal de escombros lobulado en Phlegra Montes , observado por HiRISE . El delantal probablemente se compone principalmente de hielo con una fina capa de escombros rocosos, por lo que podría ser una fuente de agua para futuros colonos marcianos. Imagen del cuadrángulo de Cebrenia . La barra de escala mide 500 metros.
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  Reull Vallis con depósitos de suelo estriados, según lo observado por THEMIS . Imagen ubicada en el cuadrángulo de Hellas . Haga clic en la imagen para ver su relación con otras formaciones.

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  Vista panorámica de CTX que muestra mesetas y cerros con delantales de escombros lobulados y relleno de valles estriados a su alrededor. La ubicación es el cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Primer plano del relleno de valles estriados (LVF), visto por HiRISE bajo el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen CTX anterior.

Se cree que los glaciares , definidos vagamente como parches de hielo que fluyen actualmente o recientemente, están presentes en áreas extensas pero restringidas de la superficie marciana moderna, y se infiere que estuvieron más ampliamente distribuidos en ocasiones en el pasado. ^{[ 47 ] [ 48 ]}

El análisis de los datos del radar SHARAD llevó a los investigadores a concluir que los glaciares marcianos son 80% hielo puro. ^{[ 49 ] [ 50 ] [ 51 ] [ 52 ]}

Glaciar marciano descendiendo por un valle, tal como lo captaron las imágenes de HiRISE dentro del programa HiWish.

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  Meseta en el cuadrángulo de Ismenius Lacus , vista por CTX. La meseta está erosionada por varios glaciares. Uno de los glaciares se observa con mayor detalle en las siguientes dos imágenes de HiRISE. Imagen del cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Glaciar visto por HiRISE bajo el programa HiWish . El área en el rectángulo se amplía en la siguiente foto. Zona de acumulación de nieve en la parte superior. El glaciar se desplaza valle abajo y luego se extiende sobre la llanura. La evidencia de flujo proviene de las numerosas líneas en la superficie. La ubicación es en Protonilus Mensae en el cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Ampliación del área rectangular de la imagen anterior. En la Tierra, la cresta se denominaría morrena terminal de un glaciar alpino. Fotografía tomada con HiRISE bajo el programa HiWish. Imagen del cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Glaciar saliendo del valle, visto por HiRISE bajo el programa HiWish. La ubicación es el borde del cráter Moreux . La ubicación es el cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Posible glaciar, según lo observado por HiRISE en el marco del programa HiWish. Estudios de radar han revelado que está compuesto casi en su totalidad de hielo puro. Aparentemente se desplaza desde la zona elevada (una meseta) a la derecha. Su ubicación corresponde al cuadrángulo de Ismenius Lacus .

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  Delantales de escombros lobulados (LDA) alrededor de una meseta, vistos por CTX. La meseta y los LDA están etiquetados para que se pueda apreciar su relación. Estudios de radar han determinado que los LDA contienen hielo; por lo tanto, pueden ser importantes para los futuros colonizadores de Marte. La ubicación es el cuadrángulo de Ismenius Lacus .

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  Vista panorámica de CTX de la meseta que muestra el delantal de detritos lobulado (LDA) y el relleno del valle lineado. Se cree que ambos son glaciares cubiertos de detritos. La ubicación es el cuadrángulo de Ismenius Lacus .
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  Primer plano de un delantal de escombros lobulado de la imagen CTX anterior de una meseta. La imagen muestra un terreno cerebral de células abiertas y un terreno cerebral de células cerradas , que es más común. Se cree que el terreno cerebral de células abiertas contiene un núcleo de hielo. La imagen proviene de HiRISE, dentro del programa HiWish.
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  Relleno lineal de valle, observado por HiRISE en el marco del programa HiWish. El flujo lineal de valle consiste en hielo cubierto de detritos. El relleno lineal de valle se considera generalmente un ejemplo de glaciar, dado el movimiento del hielo.
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  Vista de cerca de un relleno de valle lineal (LVF, por sus siglas en inglés) en un valle, captado por HiRISE dentro del programa HiWish. El flujo lineal del valle consiste en hielo cubierto de detritos. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho. El relleno de valle lineal se considera generalmente un ejemplo de glaciar, ya que implica el movimiento del hielo.
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  Vista de cerca de un relleno de valle lineal (LVF, por sus siglas en inglés) en un valle, captado por HiRISE bajo el programa HiWish. El flujo de valle lineal consiste en hielo cubierto de detritos. El relleno de valle lineal se considera generalmente un ejemplo de glaciar, ya que implica el movimiento del hielo.
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  Vista de cerca de un relleno de valle lineal (LVF, por sus siglas en inglés) en un valle, captado por HiRISE bajo el programa HiWish. El flujo de valle lineal consiste en hielo cubierto de detritos. El relleno de valle lineal se considera generalmente un ejemplo de glaciar, ya que implica el movimiento del hielo.
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  Relleno lineal de valle, observado por HiRISE en el marco del programa HiWish. El flujo lineal de valle consiste en hielo cubierto de detritos. El relleno lineal de valle se considera generalmente un ejemplo de glaciar, dado el movimiento del hielo.
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  Vista de cerca de un relleno de valle lineal (LVF, por sus siglas en inglés) en un valle, captado por HiRISE dentro del programa HiWish. El flujo lineal del valle consiste en hielo cubierto de detritos. La imagen tiene aproximadamente 1 km de ancho. El relleno de valle lineal se considera generalmente un ejemplo de glaciar, ya que implica el movimiento del hielo.

Concentric crater fill, like lobate debris aprons and lineated valley fill, is believed to be ice-rich.^[53] Based on accurate topography measures of height at different points in these craters and calculations of how deep the craters should be based on their diameters, it is thought that the craters are 80% filled with mostly ice.^{[54][55][56][57]} That is, they hold hundreds of meters of material that probably consists of ice with a few tens of meters of surface debris.^[58][59] The ice accumulated in the crater from snowfall in previous climates.^[60][61][62] Recent modeling suggests that concentric crater fill develops over many cycles in which snow is deposited, then moves into the crater. Once inside the crater, shade and dust preserve the snow. The snow changes to ice. The many concentric lines are created by the many cycles of snow accumulation. Generally snow accumulates whenever the axial tilt reaches 35 degrees.^[63]

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  Crater showing concentric crater fill, as seen by CTX (on Mars Reconnaissance Orbiter). Location is Phaethontis quadrangle.
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  Close-up view of concentric crater fill, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of previous image of a concentric crater. Location is Phaethontis quadrangle.
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  Crater with concentric crater fill, as seen by CTX (on Mars Reconnaissance Orbiter). Location is Casius quadrangle.
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  Well-developed hollows, as seen by HiRISE under the HiWish program. Location is the Casius quadrangle. Note: this is an enlargement of the previous image that was taken by CTX.

Mesas are common on the Earth and on Mars. They represent landscapes that covered a wide area. They are what is left after erosion has taken away most of the material. They have a "cap rock" on the top which keeps erosion from working on underlying layers. Monument Valley is a location on the Earth that people often visit to see these features.

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  Wide view of Buttes and Mesas, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Elysium quadrangle.
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  Buttes and mesas, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of the previous image.
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  Mesas, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of a previous image.

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  Layers in mesa, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Mare Acidalium quadrangle.
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  Close view of layers in mesa, as seen by HiRISE under HiWish program

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  Wide view of layered buttes and small mesas, as seen by HiRISE under HiWish program Some dark slope streaks are visible. Location is Aeolis quadrangle. Note: Parts of this image are enlarged in next three pictures.
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  Layered mesa and mounds with dark slope streaks, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of layered small mesa with dark slope streak, as seen by HiRISE under HiWish program Box shows the size of a football field.
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  Very close view of individual blocks breaking off layer in a butte, as seen by HiRISE under HiWish program Blocks have angular shapes. Box shows size of football field.

Chaos terrain is believed to be associated with the release of huge amounts of water. The chaotic features may have collapsed when water came out of the surface. Martian outflow channels commonly begin with a Chaos region. A chaotic region can be recognized by a tangle of mesas, buttes, and hills, all chopped through with valleys which in places look almost patterned. Some parts of this chaotic area have not collapsed completely—they are still formed into large mesas, so they may still contain water ice.^[64] Chaotic terrain occurs in numerous locations on Mars, and always gives the strong impression that something abruptly disturbed the ground. Chaos regions formed long ago. By counting craters (more craters in any given area means an older surface) and by studying the valleys' relations with other geological features, scientists have concluded the channels formed 2.0 to 3.8 billion years ago.^[65]

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  Huge canyons in Aureum Chaos, as seen by THEMIS. Gullies are rare at this latitude. Image from Margaritifer Sinus quadrangle.
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  Erosion in Aram Chaos, as seen by THEMIS. Image in Oxia Palus quadrangle.
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  Blocks in Aram showing possible source of water, as seen by THEMIS. Image in Oxia Palus quadrangle.
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  Light colored layers in Eos Chaos, as seen by HiRISE.
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  Ister Chaos, as seen by HiRISE.
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  Close-up of Ister Chaos, as seen by HiRISE.

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  THEMIS image of wide view of following HiRISE images. Black box shows approximate location of HiRISE images. This image is just a part of the vast area known as Aureum Chaos. Click on image to see more details.
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  Aureum Chaos, as seen by HiRISE, under the HiWish program.
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  Close up view of previous image, as seen by HiRISE under HiWish program. Small round dots are boulders.

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  Wide view of layers in wall of Aurorae Chaos, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of layers from previous image, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of layers from a previous image, as seen by HiRISE under HiWish program Box shows the size of football field.

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  Layered feature probably formed by the erosion of the upper plains unit, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Layered feature in Red Rocks Park, Colorado. This has a different origin than ones on Mars, but it has a similar shape. Features in Red Rocks region were caused by uplift of mountains. Red Rocks park is famous for all the concerts that are held there.

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  Layered feature that is probably the remains of a once widespread unit that fell from the sky, as seen by HiRISE under the HiWish program. Dipping layers are common in some regions of Mars. They may be the remains of mantle layers. Another idea for their origin was presented at 55th LPSC (2024) by an international team of researchers. They suggest that the layers are from past ice sheets.^[66]
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  Layered feature, as seen by HiRISE under the HiWish program
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  Layered feature in crater, as seen by HiRISE under the HiWish program
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  Layered feature in crater, as seen by HiRISE under the HiWish program These features were described by a group of scientists at a conference in Texas. https://www.hou.usra.edu/meetings/lpsc2025/pdf/1938.pdf Blanc. E., et al. 2025. DIPPING LAYERED DEPOSITS ON MARS: IMPLICATIONS FOR CLIMATE-DRIVEN MIDLATITUDE PROCESSES.

Remnants of a 50–100 meter thick mantling, called the upper plains unit, has been discovered in the mid-latitudes of Mars. First investigated in the Deuteronilus Mensae region, but it occurs in other places as well. The remnants consist of sets of dipping layers in craters and along mesas.^[67] Sets of dipping layers may be of various sizes and shapes—some look like Aztec pyramids from Central America. Another idea for their origin was presented at 55th LPSC (2024) by an international team of researchers. They suggest that the layers are from past ice sheets.^[68]

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  Layered structure in crater that is probably what is left of a layered unit that once covered a much larger area. Material for this unit fell from the sky as ice-coated dust. The picture was taken by HiRISE, under the HiWish program.
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  Wide view of dipping layers along mesa walls, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle.
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  Close view of dipping layers along a mesa wall, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle.

This unit also degrades into brain terrain. Brain terrain is a region of maze-like ridges 3–5 meters high. Some ridges may consist of an ice core, so they may be sources of water for future colonists.

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  Brain terrain, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle.
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  Small, layered structure, as seen by HiRISE under the HiWish program Picture also shows brain terrain forming.

Some regions of the upper plains unit display large fractures and troughs with raised rims; such regions are called ribbed upper plains. Fractures are believed to have started with small cracks from stresses. Stress is suggested to initiate the fracture process since ribbed upper plains are common when debris aprons come together or near the edge of debris aprons—such sites would generate compressional stresses. Cracks exposed more surfaces, and consequently more ice in the material sublimates into the planet's thin atmosphere. Eventually, small cracks become large canyons or troughs. Small cracks often contain small pits and chains of pits; these are thought to be from sublimation of ice in the ground.^[69][70] Large areas of the Martian surface are loaded with ice that is protected by a meters thick layer of dust and other material. However, if cracks appear, a fresh surface will expose ice to the thin atmosphere.^[71][72] In a short time, the ice will disappear into the cold, thin atmosphere in a process called sublimation. Dry ice behaves in a similar fashion on the Earth. On Mars sublimation has been observed when the Phoenix lander uncovered chunks of ice that disappeared in a few days.^[73][74] In addition, HiRISE has seen fresh craters with ice at the bottom. After a time, HiRISE saw the ice deposit disappear.^[75]

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  Die-sized clumps of bright material in the enlarged "Dodo-Goldilocks" trench vanished over the course of four days, implying that they were composed of ice which sublimated following exposure.^[74]
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  Color versions of the photos showing ice sublimation, with the lower left corner of the trench enlarged in the insets in the upper right of the images.

The upper plains unit is thought to have fallen from the sky. It drapes various surfaces, as if it fell evenly. As is the case for other mantle deposits, the upper plains unit has layers, is fine-grained, and is ice-rich. It is widespread; it does not seem to have a point source. The surface appearance of some regions of Mars is due to how this unit has degraded. It is a major cause of the surface appearance of lobate debris aprons.^[70] The layering of the upper plains mantling unit and other mantling units are believed to be caused by major changes in the planet's climate. Models predict that the obliquity or tilt of the rotational axis has varied from its present 25 degrees to maybe over 80 degrees over geological time. Periods of high tilt will cause the ice in the polar caps to be redistributed and change the amount of dust in the atmosphere.^[76][77][78]

Much of the Martian surface is covered with a thick ice-rich, mantle layer that has fallen from the sky a number of times in the past.^[79][80][81] In some places a number of layers are visible in the mantle.

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  Surface showing appearance with and without mantle covering, as seen by HiRISE, under the HiWish program. Location is Terra Sirenum in Phaethontis quadrangle.
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  Mantle layers, as seen by HiRISE under HiWish program. Location is Eridania quadrangle
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  Close up view of mantle, as seen by HiRISE under the HiWish program. Mantle may be composed of ice and dust that fell from the sky during past climatic conditions. Location is Cebrenia quadrangle.
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  Smooth mantle with layers in Hellas quadrangle, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of mantle, as seen by HiRISE under HiWish program Arrows show craters along edge which highlight the thickness of mantle. Location is Ismenius Lacus quadrangle.
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  Close view that displays the thickness of the mantle, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle.

It fell as snow and ice-coated dust. There is good evidence that this mantle is ice-rich. The shapes of the polygons common on many surfaces suggest ice-rich soil. High levels of hydrogen (probably from water) have been found with Mars Odyssey.^{[82][83][84][85][86]} Thermal measurements from orbit suggest ice.^[87][88] The Phoenix Lander found water ice directly since it landed in a field of polygons and its landing rockets exposed a pure ice surface.^[73][89] Theory had predicted that ice would be found under a few cm of soil. This mantle layer is called "latitude dependent mantle" because its occurrence is related to the latitude. It is this mantle that cracks and then forms polygonal ground. This cracking of ice-rich ground is predicted based on physical processes.^{[90][91][92][93][94][95][96]}

Polygonal, patterned ground is quite common in some regions of Mars.^{[97][98][99][100][95][101][102]} It is commonly believed to be caused by the sublimation of ice from the ground. Sublimation is the direct change of solid ice to a gas. This is similar to what happens to dry ice on the Earth. Places on Mars that display polygonal ground may indicate where future colonists can find water ice. Patterned ground forms in a mantle layer, called latitude dependent mantle, that fell from the sky when the climate was different.^{[79][80][103][104]}

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  High center polygons, shown with arrows, as seen by HiRISE under HiWish program. Location is Casius quadrangle. Image enlarged with HiView.
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  Scalloped terrain labeled with both low center polygons and high center polygons, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Casius quadrangle. Image enlarged with HiView.
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  High and low center polygons, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Casius quadrangle. Image enlarged with HiView.
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  Close-up of high center polygons seen by HiRISE under HiWish program Troughs between polygons are easily visible in this view. Location is Ismenius Lacus quadrangle.
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  Low center polygons, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Casius quadrangle. Image enlarged with HiView. Location is Casius quadrangle.
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  Close view of snout of glacier, as seen by HiRISE under the HiWish program High center polygons are visible. Box shows size of football field.
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  Close view of high center polygons near glacier, as seen by HiRISE under the HiWish program
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  Close view of high center polygons near glacier, as seen by HiRISE under the HiWish program Box shows size of football field.

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  Wide view of a group of channels, as seen by HiRISE under HiWish project Some parts of the surface show patterned ground when enlarged.
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  Patterned ground, as seen by HiRISE under HiWish program This is a close up from previous image.
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  Ridges, as seen by HiRISE under HiWish program This is a close up from a previous image.
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  Color image of patterned ground, enlarged from a previous image, as seen by HiRISE under HiWish program

Scalloped topography is common in the mid-latitudes of Mars, between 45° and 60° north and south. It is particularly prominent in the region of Utopia Planitia^[105][106] in the northern hemisphere and in the region of Peneus and Amphitrites Patera^[107][108] in the southern hemisphere. Such topography consists of shallow, rimless depressions with scalloped edges, commonly referred to as "scalloped depressions" or simply "scallops". Scalloped depressions can be isolated or clustered and sometimes seem to coalesce. A typical scalloped depression displays a gentle equator-facing slope and a steeper pole-facing scarp. This topographic asymmetry is probably due to differences in insolation. Scalloped depressions are believed to form from the removal of subsurface material, possibly interstitial ice, by sublimation. This process may still be happening at present.^[109]

On November 22, 2016, NASA reported finding a large amount of underground ice in the Utopia Planitia region of Mars.^[110] The volume of water detected has been estimated to be equivalent to the volume of water in Lake Superior.^[111][112] The volume of water ice in the region were based on measurements from the ground-penetrating radar instrument on Mars Reconnaissance Orbiter, called SHARAD. From the data obtained from SHARAD, “dielectric permittivity”, or the dielectric constant was determined. The dielectric constant value was consistent with a large concentration of water ice.^{[113][114][115]}

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  Scalloped ground, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Close-up of scalloped ground, as seen by HiRISE under HiWish program. Surface is divided into polygons; these forms are common where ground freezes and thaws. Note: this is an enlargement of a previous image.
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  Scalloped ground, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Close-up of scalloped ground, as seen by HiRISE under HiWish program. Surface is divided into polygons; these forms are common where ground freezes and thaws. Note: this is an enlargement of a previous image.
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  Stages in scallop formation, as seen by HiRISE. Location is Hellas quadrangle.

There is great deal of evidence that water once flowed in river valleys on Mars. Pictures from orbit show winding valleys, branched valleys, and even meanders with oxbow lakes.^[116] Some are visible in the pictures below.

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  Channel within a larger channel, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Channels in Arabia, as seen by CTX This channel winds along for a good distance and has branches. It ends in a depression that may have been a lake at one time.
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  Channel in Arabia, as seen by HiRISE under HiWish program. This is an enlargement of the previous image that was taken with CTX to give a wide view.
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  Channels in Sklodowska Crater, as seen by HiRISE under the HiWish program.
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  Stream meander and cutoff, as seen by HiRISE under HiWish program. These kind of fearures usually take a long time to form. Hence, this photo suggests that water may have flowed here for some time--rather than for a quick flood.
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  Oxbow lake, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Channel, as seen by HiRISE under HiWish program Notice how the stream has cut through some rather thick terrain in places.
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  Valleys as seen by HiRISE under HiWish program
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  Channel on floor of Newton Crater, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Branched channel, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Branched channel, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Channel showing an old oxbow and a cutoff, as seen by HiRISE under HiWish program. Location is Memnonia quadrangle.
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  Channels, as seen by HiRISE under HiWish program. Stream appears to have eroded through a hill.
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  Channel, as seen by HiRISE under HiWish program Location is the Cebrenia quadrangle.

Streamlined shapes represent more evidence of past flowing water on Mars. Water shaped features into streamlined shapes. These shapes were probably made by great floods. Parts of Mars look like the ground has collapsed and allowed water to quickly erupt. The more pointed part of each shape points in the direction the water moved.

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  Streamlined feature, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Memnonia quadrangle.

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  Wide view of streamlined shapes in Amenthes quadrangle, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of streamlined shapes, as seen by HiRISE under HiWish program Arrow indicates the direction of past flowing water.
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  Close view of streamlined shapes, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of streamlined shapes, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of streamlined shapes, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of streamlined shape, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Streamlined shapes, as seen by HiRISE under HiWish program Location is the Elysium quadrangle.

Deltas form when running water enters a large body of water and slows. When moving water slows, it drops its load the sediment. Finding deltas is evidence of large bodies of water like lakes.

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  Wide view of a delta in Holden Crater, as seen by CTX
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  Part of delta, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is a portion of the previous CTX image.
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  Close view of previous image showing layers, as seen by HiRISE under HiWish program and enlarged with HiView

Pedestal craters are believed to be caused by a crater's ejecta protecting the material beneath it from eroding. The underlying material is probably ice-rich; hence these craters indicate where and how much ice was present in the ground.^{[117][118][119][120]}

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  Pedestal crater, as seen by HiRISE under HiWish program. Top layer has protected the lower material from being eroded.
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  Pedestal craters and layers in Tikhonravov Crater in Arabia, as seen by Mars Global Surveyor (MGS), under the MOC Public Targeting Program. Layers may form from volcanoes, the wind, or by deposition under water. Some researchers believe this crater once held a massive lake.
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  Pedestal craters form when the ejecta from impacts protect the underlying material from erosion. As a result of this process, craters appear perched above their surroundings.
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  Drawing shows a later idea of how some pedestal craters form. In this way of thinking, an impacting projectile goes into an ice-rich layer—but no further. Heat and wind from the impact hardens the surface against erosion. This hardening can be accomplished by the melting of ice which produces a salt/mineral solution thereby cementing the surface.
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  Dark slope streaks near the top of a pedestal crater, as seen by HiRISE under the HiWish program. Note in the middle of the picture, one can see the track of a boulder that rolled down a slope.
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  Pedestal crater, as seen by HiRISE under HiWish program The ejecta is not symmetrical around crater because the asteroid came at a low angle out of the North East. The ejecta protected the underlying material from erosion; hence the crater looks elevated. The location is Casius quadrangle.
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  Close-up of East side (right side) of previous image of pedestal crater showing polygons on lobe. Since the margin of the crater has lobes and polygons, it is believed there is ice under the protective top. Picture taken with HiRISE under HiWish program. Note: this is an enlargement of the previous image.
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  Dark slope streaks and layers near a pedestal crater, as seen by HiRISE under the HiWish program.
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  Pedestal crater with layers, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Amazonis quadrangle.

Halo craters have been eroded so much that just a ring of boulders exist.

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  Pedestal crater with boulders along rim. Such craters are called "halo craters."^[121] Picture taken with HiRISE under HiWish program.
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  Close view of boulders on lower left of crater rim Box is the size of a football field, so boulders are roughly the size of cars or small houses. Picture taken with HiRISE under HiWish program.
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  Close view of boulders along crater rim Boulders are roughly the size of cars or small houses. Picture taken with HiRISE under HiWish program.

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  Boulders, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle.
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  Boulder and boulder tracks, as seen by HiRISE under HiWish program The arrow shows a boulder that has made a track in the sand as it rolled down dune. Click on the picture to get a larger view that shows the boulder more clearly. Location is Mare Boreum quadrangle.
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  Boulders and tracks, as seen by HiRISE under HiWish program The arrows show a boulders that have produced a track by rolling down dune. Click on the picture to get a larger view that shows the boulder more clearly. Location is Mare Boreum quadrangle.

Brain terrain is a feature of the Martian surface, consisting of complex ridges found on lobate debris aprons, lineated valley fill and concentric crater fill. It is so named because it suggests the ridges on the surface of the human brain. Wide ridges are called closed-cell brain terrain, and the less common narrow ridges are called open-cell brain terrain.^[122] It is thought that the wide closed-cell terrain contains a core of ice, and when the ice disappears the center of the wide ridge collapses to produce the narrow ridges of the open-cell brain terrain.

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  Closed-cell brain terrain, as seen by HiRISE under the HiWish program. This type of surface is common on lobate debris aprons, concentric crater fill, and lineated valley fill.
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  Context picture showing origin of next picture. The location is a region of lineated valley fill. Image from HiRISE under HiWish program.
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  Open and closed-cell brain terrain, as seen by HiRISE, under HiWish program.

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  Wide view of brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of the previous image using HiView. Arrows indicate spots where brain terrain is beginning to form.
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  Brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of a previous image using HiView. Arrows indicate spots where brain terrain is beginning to form.
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  Brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of a previous image using HiView.
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  Brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of a previous image using HiView.
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  Brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program

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  Wide view of brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Brain terrain being formed, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of the previous image using HiView.

Ring mold craters are believed to be formed from asteroid impacts into ground that has an underlying layer of ice. The impact produces a rebound of the ice layer to form a "ring-mold" shape. These features may be markers where ground ice is especially thick. Future colonists may sent robots to these types of formations to harves ice.

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  Ring mold craters on floor of a crater, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle.
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  Ring mold craters of various sizes on floor of a crater, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle.
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  Wide view of a field of ring mold craters, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of ring mold crater, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of the previous image of a field of ring mold craters.

Rootless cones are caused by explosions of lava with ground ice under the flow. The ice melts and turns into a vapor that expands in an explosion that produces a cone or ring. Features like these are found in Iceland, when lavas cover water-saturated substrates.^{[123][124][125]}

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  Wide view of field of rootless cones, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of rootless cones with tails that suggest lava was moving toward the Southwest over ice-rich ground, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of cones with the size of a football field shown, as seen by HiRISE under HiWish program

Some features look like volcanoes. Some of them may be mud volcanoes where pressurized mud is forced upward forming cones. These features may be places to look for life as they bring to the surface possible life that has been protected from radiation.

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  Large field of cones that may be mud volcanoes, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close-up of possible mud volcanoes, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of the previous image.
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  Possible mud volcano, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of mud volcano, as seen by HiRISE. Picture is about 1 km across. This mud volcano has a different color than the surroundings because it consists of material brought up from depth. These structures may be useful to explore for remains of past life since they contain samples that would have been protected from the strong radiation at the surface.

Mass has extensive fields of lava. Most of the lava was of the basalt variety. It was very liquid and could flow long distances. It often flowed about obstacles like mounds.

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  Lava flow in Tharsis quadrangle, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close-up of lava flow with labels, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of the previous image of lava flows.
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  Lava flows with older and younger flows labeled, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Wide view of streamlined shape and rafts of lava, as seen by HiRISE under HiWish program Location is Amazonis quadrangle.
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  Close view of lava rafts from previous image, as seen by HiRISE under HiWish program

Linear ridge networks are found in various places on Mars in and around craters.^[126] Ridges often appear as mostly straight segments that intersect in a lattice-like manner. They are hundreds of meters long, tens of meters high, and several meters wide. It is thought that impacts created fractures in the surface, these fractures later acted as channels for fluids. Fluids cemented the structures. With the passage of time, surrounding material was eroded away, thereby leaving hard ridges behind. Since the ridges occur in locations with clay, these formations could serve as a marker for clay which requires water for its formation.^{[127][128][129]}

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  Wide view of large ridge network, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of ridge network, as seen by HiRISE under HiWish program Box shows size of football field.
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  Close, color view of ridges, as seen by HiRISE under HiWish program

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  Wide view of ridge networks, as seen by HiRISE under HiWish program Parts of this are enlarged in next three images.
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  Close view of ridge networks, as seen by HiRISE under HiWish program Notice that the ridges appear in a lower level, but not in the top unit that forms a mound. That means that the time when the ridges were made was before the upper layer.
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  Close view of ridge networks, as seen by HiRISE under HiWish program Since some ridges are at the bottom of the depression, the ridges may be from a lower layer.

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  Wide view of network of ridges, as seen by HiRISE under HiWish program Portions of this image are enlarged in following images. Location is the Casius quadrangle.
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  Close view of network of ridges, as seen by HiRISE under HiWish program This is an enlargement of a previous image.
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  Close view of network of ridges, as seen by HiRISE under HiWish program This is an enlargement of a previous image. Box shows the size of a football field.

In places large fractures break up surfaces. Sometimes straight edges are formed and large cubes are created by the fractures.

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  Wide view of mesas that are forming fractures, as seen by HiRISE under HiWish program. Location is North Arabia Terra in Ismenius Lacus quadrangle.
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  Enlarged view of a part of previous image, as seen by HiRISE under HiWish program. The rectangle represents the size of a football field.
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  Close-up of blocks being formed, as seen by HiRISE under HiWish program as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Close-up of blocks being formed, as seen by HiRISE under HiWish program The rectangle represents the size of a football field, so blocks are the size of buildings.
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  Close-up of blocks being formed, as seen by HiRISE under HiWish program as seen by HiRISE under HiWish program. Many long fractures are visible on the surface.
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  Surface breaking up, as seen by HiRISE under HiWish program as seen by HiRISE under HiWish program. Near the top the surface is eroding into brain terrain.
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  Wide view showing light-toned feature that is breaking into blocks, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view showing blocks being formed, as seen by HiRISE under HiWish program Note: this is an enlargement of the previous image. Box represents size of football field.

There is evidence that volcanoes sometimes erupt under ice, as they do on Earth at times. What seems to happen it that much ice melts, the water goes away, and then the surface cracks and collapses. These exhibit concentric fractures and large pieces of ground that seemed to have been pulled apart. Sites like this may have recently had held liquid water, hence they may be fruitful places to search for evidence of life.^[130][131]

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  Large group of concentric cracks, as seen by HiRISE, under HiWish program Location is Ismenius Lacus quadrangle. Cracks were formed by a volcano under ice.^[130]
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  Tilted layers formed when ground collapsed, as seen by HiRISE, under HiWish program
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  Tilted layers formed from ground collapse, as seen by HiRISE, under HiWish program.
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  Mesas breaking up into blocks, as seen by HiRISE, under HiWish program.

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  Moasic of Viking 1 Orbiter pictures showing location of Noctus Labyrinthus
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  Noctis Labyrinthus, as seen by Viking 1
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  Part of Noctis Labyrinthus as seen by CTX Box shows the area covered by the following HiRISE image
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  North and south walls of part of Noctis Labyrinthus, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Wide view of north wall of part of Noctis Labyrinthus, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of north wall of part of Noctis Labyrinthus, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Close view of south wall of part of Noctis Labyrinthus, as seen by HiRISE under HiWish program

In the spring, various shapes appear because frost is disappearing from the surface, exposing the underling dark soil. Also, in some places dust is blown out of in geyser-like eruptions that are sometimes called "spiders." If a wind is blowing, the material creates a long, dark streak or fan.^[132]

During the winter, much frost accumulates. It freezes out directly onto the surface of the permanent polar cap, which is made of water ice covered with layers of dust and sand. The deposit begins as a layer of dusty CO₂ frost. Over the winter, it recrystallizes and becomes denser. The dust and sand particles caught in the frost slowly sink. By the time temperatures rise in the spring, the frost layer has become a slab of semi-transparent ice about 3 feet thick, lying on a substrate of dark sand and dust. This dark material absorbs light and causes the ice to sublimate (turn directly into a gas). Eventually much gas accumulates and becomes pressurized. When it finds a weak spot, the gas escapes and blows out the dust. Speeds can reach 100 miles per hour.^[133] Dark channels can sometimes be seen; they are called "spiders."^{[134][135][136]} The surface appears covered with dark spots when this process is occurring.^[133][137]

Many ideas have been advanced to explain these features.^{[138][139][140][141][142][143][144]} These features can be seen in some of the pictures below.

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  Spiders and frost in polygons during northern spring, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Close-up view of spider among polygons or patterned ground, as seen by HiRISE under HiWish program.
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  Spiders shaped by the wind into streak or fans, as seen by HiRISE under HiWish program. Polygon surface has frost in the troughs along the edges.
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  Group of dunes with most of the frost gone, as seen by HiRISE under HiWish program. Some ripples are visible.
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  Close-up of defrosting dunes, as seen by HiRISE under HiWish program. Some ripples and a small channel are also visible.
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  Defrosting dunes and ice in troughs of polygons, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Color view of defrosting dunes and ice in troughs of polygons, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Defrosting surface, as seen by HiRISE under HiWish program Frost is disappearing in patches from a dune. The trough boundaries around the polygon shapes still contain frost; hence they are white. Note: the north side (side near top) has not defrosted because the sun is coming from the other side.

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  Wide view of plumes, as seen by HiRISE under HiWish program Many of the plumes show spiders when enlarged.
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  Plumes, as seen by HiRISE under HiWish program Arrow shows a double plume. This may have been because of shifting winds.
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  Long plume, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Spiders, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program
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  Wide view of plumes and spiders, as seen by HiRISE under HiWish program

• Barchan – Crescent-shaped dune
• Chaos terrain – Distinctive area of broken or jumbled terrain
• Climate of Mars
• Dark slope streak – Surface feature of Mars
• Dust devil tracks – Weather phenomenon on MarsPages displaying short descriptions of redirect targets
• Fretted terrain – Surface feature common to certain areas of Mars
• Geology of Mars – Geology of fourth planet from the Sun
• Geysers on Mars – Putative CO2 gas and dust eruptions on Mars
• Glacier – Persistent body of ice that moves downhill under its own weight
• Glaciers on Mars – Extraterrestrial bodies of ice
• Groundwater on Mars – Water held in permeable ground
• Ismenius Lacus quadrangle – Map of Mars
• Lineated valley fill – Martian geologic feature
• List of areas of chaos terrain on Mars
• Martian chaos terrain – Irregular groups of large blocks of rock
• Martian gullies – Incised networks of narrow channels and sediments on Mars
• Seasonal flows on warm Martian slopes – Surface features on Mars—recurrent slope lineae
• Scalloped topography – Depressions in topography at mid-latitudes of Mars
• Water on Mars – Study of past and present water on Mars
• Yardangs on Mars – Aeolian formation

• Lorenz, R. 2014. Los susurradores de las dunas. The Planetary Report : 34, 1, 8–14
• Lorenz, R., J. Zimbelman. 2014. Mundos de dunas: cómo la arena arrastrada por el viento da forma a los paisajes planetarios . Springer Praxis Books / Geophysical Sciences.
• Grotzinger, J. y R. Milliken (eds.). 2012. Geología sedimentaria de Marte . SEPM.

• Características de Marte (video: 5:53; Jim Secosky) en YouTube
• Hielo marciano (vídeo; 26:38; Jim Secosky) 16.ª Convención Anual Internacional de la Sociedad de Marte en YouTube
• | https://www.youtube.com/watch?v=D-SCOHj8u-A Vídeo sobre el agua en Marte de Jim Secosky (34 minutos)