miniaturadeimagen|300x300px|Imagen del Cuadrángulo Thaumasia (MC-25). La parte del norte incluye Thaumasia plateau. La parte sur contiene un terreno montañoso lleno de cráteres y llanuras bajas relativamente suaves, como Aonia Planum y Icaria Planum. Partes de Solis Planum, Aonia Terra, y Bosporus Planum también se encuentran en este cuadrángulo. La parte centro-este incluye el Cráter Lowell.
El cuadrángulo de Thaumasia es uno de una serie de 30 mapas cuadrangulares de Marte utilizados por el Programa de Investigación de Astrogeología del Servicio Geológico de los Estados Unidos (USGS). El cuadrilátero de Thaumasia también recibe el nombre de MC-25 (del inglés, Mars Chart-25).Davies, M.E.; Batson, R.M.; Wu, S.S.C. "Geodesy and Cartography" in Kieffer, H.H.; Jakosky, B.M.; Snyder, C.W.; Matthews, M.S., Eds. Mars. University of Arizona Press: Tucson, 1992. El nombre proviene de Taumante, el dios de las nubes y las apariciones celestiales.Blunck, J. 1982. Mars and its Satellites. Exposition Press. Smithtown, N.Y.
El cuadrilátero de Thaumasia cubre el área de 60 ° a 120 ° de longitud oeste y 30 ° a 65 ° de latitud sur en Marte. El cuadrilátero de Thaumasia contiene muchas regiones diferentes o partes de muchas regiones: Solis Planum, Icaria Planum, Aonia Terra, Aonia Planum, Bosporus Planum, y Thaumasia Planum.http://areology.blogspot.com/2010/06/ancient-lava-plain-in-thaumasia-planum.html Una de las primeras redes importantes de canales de corrientes, llamada Warrego Valles, fue descubierta en este cuadrángulo por los primeros orbitadores. Otro signo de agua es la presencia de barrancos excavados en pendientes pronunciadas.
Cauces de marte Los barrancos son comunes en algunas partes de Marte. Los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en las paredes de los cráteres. Se cree que los barrancos marcianos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno. Además, se encuentran sobre dunas de arena que a su vez se consideran bastante jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y un delantal. Algunos estudios han encontrado que los barrancos se encuentran en pendientes que miran hacia todas las direcciones, otros han encontrado que la mayor cantidad de barrancos se encuentran en pendientes que miran hacia los polos, especialmente desde 30-44 S.Edgett, K. et al. 2003. Polar-and middle-latitude martian gullies: A view from MGS MOC after 2 Mars years in the mapping orbit. Lunar Planet. Sci. 34. Abstract 1038.Dickson, J. et al. 2007. Martian gullies in the southern mid-latitudes of Mars Evidence for climate-controlled formation of young fluvial features based upon local and global topography. Icarus: 188. 315-323
Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero, del derretimiento en la base de viejos glaciares o del derretimiento del hielo en el suelo cuando el clima era más cálido.http://www.psrd.hawaii.edu/Aug03/MartianGullies.htmlHeldmann, J. and M. Mellon. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. 2004. Icarus. 168: 285-304.Forget, F. et al. 2006. Planet Mars Story of Another World. Praxis Publishing. Chichester, UK.
Hay evidencia para las tres teorías. La mayoría de las cabezas de los nichos de barrancos se encuentran al mismo nivel, tal como cabría esperar de un acuífero. Varias mediciones y cálculos muestran que podría existir agua líquida en los acuíferos a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos.Heldmann, J. and M. Mellon. 2004. Observations of martian gullies and constraints on potential formation mechanisms. Icarus. 168:285-304 Una variación de este modelo es que el magma caliente ascendente podría haber derretido el hielo en el suelo y haber provocado que el agua fluya en los acuíferos. Los acuíferos son capas que permiten que el agua fluya. Pueden consistir en arenisca porosa. La capa del acuífero estaría encaramada encima de otra capa que evita que el agua descienda (en términos geológicos se llamaría impermeable). Debido a que se evita que el agua en un acuífero descienda, la única dirección en la que el agua atrapada puede fluir es horizontalmente. Eventualmente, el agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero se rompa, como la pared de un cráter. El flujo de agua resultante podría erosionar la pared y crear barrancos.http://www.space.com/scienceastronomy/mars_aquifer_041112.html Los acuíferos son bastante comunes encima Tierra. Los acuíferos son bastante comunes en la Tierra. Un buen ejemplo es "Weeping Rock" en el parque nacional Zion, Utah.Harris, A and E. Tuttle. 1990. Geology of National Parks. Kendall/Hunt Publishing Company. Dubuque, Iowa
En cuanto a la siguiente teoría, gran parte de la superficie de Marte está cubierta por un manto grueso y liso que se cree que es una mezcla de hielo y polvo.Malin, M. and K. Edgett. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission. J. Geophys. Res.: 106> 23429-23570Carr, M. 2001. Mars Global Surveyor observations of fretted terrain. J. Geophys. Res.: 106. 23571-23595. Este manto rico en hielo, de unos pocos metros de espesor, alisa la tierra, pero en algunos lugares tiene una textura irregular, parecida a la superficie de una pelota de baloncesto. El manto puede ser como un glaciar y, bajo ciertas condiciones, el hielo que se mezcla en el manto podría derretirse y fluir por las laderas y formar barrancos.NBC News Debido a que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se muestra a continuación en la imagen del borde del cráter de Ptolemaeus, visto por HiRISE.
El manto rico en hielo puede ser el resultado de cambios climáticos.http://news.nationalgeographic.com/news/2008/03/080319-mars-gullies_2.html Los cambios en la órbita y la inclinación de Marte provocan cambios significativos en la distribución del hielo de agua desde las regiones polares hasta latitudes equivalentes a Texas. Durante ciertos períodos climáticos, el vapor de agua sale del hielo polar y entra a la atmósfera. El agua regresa al suelo en latitudes más bajas como depósitos de escarcha o nieve mezclados generosamente con polvo. La atmósfera de Marte contiene una gran cantidad de partículas finas de polvo. El vapor de agua se condensará sobre las partículas y luego caerá al suelo debido al peso adicional del recubrimiento de agua. Cuando Marte se encuentra en su mayor inclinación u oblicuidad, se podrían quitar hasta 2 cm de hielo de la capa de hielo de verano y depositarse en latitudes medias. Este movimiento de agua podría durar varios miles de años y crear una capa de nieve de hasta unos 10 metros de espesor. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante. Las mediciones de altitudes y pendientes de barrancos apoyan la idea de que los mantos de nieve o los glaciares están asociados con barrancos. Las pendientes más pronunciadas tienen más sombra, lo que preservaría la nieve.
Las elevaciones más altas tienen muchos menos barrancos porque el hielo tendería a sublimarse más en el aire tenue de la altitud más alta. Se encuentran muy pocos barrancos en la región de Thaumasia; sin embargo, algunos están presentes en las elevaciones más bajas como la que se muestra a continuación en el Cráter Ross. a tercera teoría podría ser posible ya que los cambios climáticos pueden ser suficientes para permitir simplemente que el hielo en el suelo se derrita y así se formen los barrancos. Durante un clima más cálido, los primeros metros de tierra podrían descongelarse y producir un "flujo de escombros" similar a los de la seca y fría costa este de Groenlandia.Peulvast, J. Physio-Geo. 18. 87-105. Dado que los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, solo se necesita una pequeña disminución de la resistencia al corte de las partículas del suelo para comenzar el flujo. Pequeñas cantidades de agua líquida del hielo molido derretido podrían ser suficientes.Costard, F. et al. 2001. Debris Flows on Mars: Analogy with Terrestrial Periglacial Environment and Climatic Implications. Lunar and Planetary Science XXXII (2001). 1534.pdf Los cálculos muestran que se puede producir un tercio de mm de escorrentía cada día durante 50 días de cada año marciano, incluso en las condiciones actuales.Clow, G. 1987. Generation of liquid water on Mars through the melting of a dusty snowpack. Icarus: 72. 93-127.
Dunas de arena Muchos lugares de Marte tienen dunas de arena. Algunos cráteres en Thaumasia muestran manchas oscuras en ellos. Las fotografías de alta resolución muestran que las marcas oscuras son dunas de arena oscura. Las dunas de arena oscura probablemente contienen el basalto de roca ígnea. El Cráter Brashear, que se muestra a continuación, es un cráter con dunas oscuras.
Warrego Valles Las imágenes de Mariner 9 y Viking Orbiter mostraron una red de valles ramificados en Thaumasia llamada Warrego Valles. Estas redes son evidencia de que Marte pudo haber sido alguna vez más cálido, más húmedo y quizás haya tenido precipitaciones en forma de lluvia o nieve. Un estudio con el altímetro láser Mars Orbiter, el sistema de imágenes de emisión térmica (THEMIS) y la cámara Mars Orbiter (MOC) respaldan la idea de que Warrego Valles se formó a partir de la precipitación.Ansan, V and N. Mangold. 2006. New observations of Warrego Valles, Mars: Evidence for precipitation and surface runoff. Icarus. 54:219-242. A primera vista, se parecen a los valles fluviales de nuestra Tierra. Pero las imágenes más nítidas de cámaras más avanzadas revelan que los valles no son continuos. Son muy viejos y pueden haber sufrido los efectos de la erosión. Una imagen a continuación muestra algunos de estos valles ramificados.http://www.msss.com/mars_images/moc/2004/10/03/
Cráteres La densidad de los cráteres de impacto se utiliza para determinar las edades de la superficie de Marte y otros cuerpos del sistema solar.http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/ Cuanto más antigua es la superficie, más cráteres presentes. Las formas de los cráteres pueden revelar la presencia de hielo en el suelo.
El área alrededor de los cráteres puede ser rica en minerales. En Marte, el calor del impacto derrite el hielo del suelo. El agua del hielo derretido disuelve los minerales y luego los deposita en las grietas o fallas que se produjeron con el impacto. Este proceso, llamado alteración hidrotermal, es una de las principales formas en que se producen los depósitos de mineral. El área alrededor de los cráteres marcianos puede ser rica en minerales útiles para la futura colonización de Marte.http://www.indiana.edu/~sierra/papers/2003/Patterson.html .