derecha|miniaturadeimagen|300x300px|El Cuadrángulo Casius (MC-6). El suroeste contiene Nilosyrtis Mensae (fallas, measa y buttes), el resto es en su mayoría llanuras suaves.
El cuadrángulo de Casius 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 cuadrángulo está ubicado en la parte norte y central del hemisferio Este de Marte y cubre de 60° a 120° de longitud Este (240° a 300° de longitud Oeste) y de 30° a 65° de latitud Norte. El cuadrángulo utiliza una proyección cónica conforme de Lambert a una escala nominal de 1:5.000.000 (1:5M). El cuadrángulo de Casius también se conoce como MC-6 (por sus siglas en inglés, Mars Chart-6).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 cuadrángulo de Casius contiene parte de Utopia Planitia y una pequeña parte de Terra Sabaea. Las fronteras sur y norte del cuadrángulo Casius tienen aproximadamente 3.065 km y 1.500 km de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos 2.050 km (un poco menos que la longitud de Groenlandia).Distances calculated using NASA World Wind measuring tool. http://worldwind.arc.nasa.gov/ . El cuadrángulo cubre un área aproximada de 4.9 millones de kilómetros cuadrados, o un poco más del 3% de la superficie de Marte.Aproximada integrando franjas latitudinales con un área de R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) de 30° a 65° de latitud; donde R = 3889 km, A es la latitud y los ángulos son expresados en radianes véase:
Origen de nombre Casius es el nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 40 ° N y 100 ° E en Marte. La característica fue nombrada por Schiaparelli en 1888 en honor al monte Casius en Egipto, famoso en la antigüedad por las marismas costeras cercanas en las que se dice que se ahogaron ejércitos enteros. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958.USGS Gazetteer of Planetary Nomenclature. Mars. http://planetarynames.wr.usgs.gov/.
Fisiografía y geología El cuadrilátero Casius de alta latitud tiene varias características que se cree que indican la presencia de hielo en el suelo. El suelo estampado es una de esas características. Por lo general, las formas poligonales se encuentran hacia los polos de 55 grados de latitud.Mangold, N. 2005. High latitude patterned grounds on Mars: Classification, distribution and climatic control. Icarus. 174-336-359. Otras características asociadas con el hielo subterráneo son la topografía festoneada,http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP/diafotizo.php?ID=PSP_002296_1215 los cráteres de moldes anulares y el relleno de cráteres concéntricos.
Suelo estampado poligonal El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte, especialmente en la topografía festoneada.Malin, M., Edgett, K. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission. J. Geophys. Res. 106 (E10), 23429–23540.Kreslavsky, M., Head, J. 2000. Kilometer-scale roughness on Mars: Results from MOLA data analysis. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712. Se cree comúnmente que es causado por la sublimación del hielo del suelo. La sublimación es el cambio directo de hielo sólido a gas. Esto es similar a lo que sucede con el hielo seco en la Tierra. Los lugares de Marte que muestran un suelo poligonal pueden indicar dónde los futuros colonos pueden encontrar agua helada. El suelo modelado se forma en una capa de manto que cayó del cielo cuando el clima era diferente.Mustard, J., et al. 2001. Evidence for recent climate change on Mars from the identification of youthful near-surface ground ice. Nature 412 (6845), 411–414. El suelo poligonal generalmente se divide en dos tipos: centro alto y centro bajo. El medio de un polígono central alto tiene 10 metros de ancho y sus depresiones tienen de 2 a 3 metros de ancho. Los polígonos del centro bajo tienen entre 5 y 10 metros de ancho y las crestas de los límites tienen entre 3 y 4 metros de ancho. Se han propuesto polígonos de centro bajo como marcador del hielo subterráneo.Soare, R., et al. 2018. POSSIBLE ICE-WEDGE POLYGONISATION IN UTOPIA PLANITIA, MARS, AND ITS POLEWARD LATITUDINAL-GRADIENT. 49th Lunar and Planetary Science Conference 2018 (LPI Contrib. No. 2083). 1084.pdf
Cráteres de moldes anulares Los cráteres de moldes anulares se parecen a los moldes anulares que se utilizan para hornear. Se cree que son causadas por un impacto en el hielo. El hielo está cubierto por una capa de escombros. Se encuentran en partes de Marte que han enterrado hielo. Los experimentos de laboratorio confirman que los impactos en el hielo dan como resultado una "forma de molde de anillo".Kress, A., J. Head. 2008. Ring-mold craters in lineated valley fill and lobate debris aprons on Mars: Evidence for subsurface glacial ice. Geophys.Res. Lett: 35. L23206-8Baker, D. et all. 2010. Flow patterns of lobate debris aprons and lineated valley fill north of Ismeniae Fossae, Mars: Evidence for extensive mid-latitude glaciation in the Late Amazonian. Icarus: 207. 186-209Kress., A. and J. Head. 2009. Ring-mold craters on lineated valley fill, lobate debris aprons, and concentric crater fill on Mars: Implications for near-surface structure, composition, and age. Lunar Planet. Sci: 40. abstract 1379 Pueden ser una forma fácil para que los futuros colonos de Marte encuentren agua helada.
Relleno de cráter concéntrico El relleno de cráter concéntrico ocurre cuando el suelo de un cráter está cubierto en su mayor parte por una gran cantidad de crestas paralelas. Se cree que son el resultado de un tipo de movimiento glacial.Head, J. et al. 2006. Extensive valley glacier deposits in the northern mid-latitudes of Mars: Evidence for late Amazonian obliquity-driven climate change. Earth Planet. Sci Lett: 241. 663-671.Levy, J. et al. 2007. Lineated valley fill and lobate debris apron stratigraphy in Nilosyrtis Mensae, Mars: Evidence for phases of glacial modification of the dichotomy boundary. J. Geophys. Res.: 112. A veces, los cantos rodados se encuentran en el relleno de cráteres concéntricos; se cree que cayeron de la pared del cráter y luego fueron transportados lejos de la pared con el movimiento del glaciar.Marchant, D. et al. 2002. Formation of patterned ground and sublimation till over Miocene glacier ice in Beacon valley, southern Victorialand, Antarctica. Geol. Soc. Am. Bull:114. 718-730.Head, J. and D. Marchant. 2006. Modification of the walls of a Noachian crater in northern Arabia Terra (24E, 39N) during mid-latitude Amazonian glacial epochs on Mars: Nature and evolution of lobate debris aprons and their relationships to lineated valley fill and glacial systems. Lunar Planet. Sci: 37. Abstract # 1126. Los erráticos en la Tierra se llevaron a cabo por medios similares. Con base en medidas topográficas precisas de la altura en diferentes puntos de estos cráteres y cálculos de la profundidad de los cráteres en función de sus diámetros, se cree que los cráteres están llenos en un 80% principalmente de hielo. Es decir, contienen cientos de metros de material que probablemente consiste en hielo con algunas decenas de metros de escombros en la superficie.Garvin, J. et al. 2002. Global geometric properties of martian impact craters. Lunar Planet. Sci: 33. Abstract # 1255. El hielo acumulado en el cráter por nevadas en climas anteriores.Kreslavsky, M. and J. Head. 2006. Modification of impact craters in the northern planes of Mars: Implications for the Amazonian climate history. Meteorit. Planet. Sci.: 41. 1633-1646
Las imágenes de alta resolución tomadas con HiRISE revelan que algunas de las superficies de relleno de cráteres concéntricos están cubiertas con patrones extraños llamados terrenos cerebrales de células cerradas y células abiertas. El terreno se asemeja a un cerebro humano. Se cree que es causado por grietas en la superficie que acumulan polvo y otros escombros, junto con el hielo que se sublima de algunas de las superficies.Ley, J. et al. 2009. Concentric crater fill in Utopia Planitia: History and interaction between glacial "brain terrain" and periglacial processes. Icarus: 202. 462-476.
Glaciares Los glaciares más antiguos se encuentran ubicados en muchos lugares sobre Marte. Algunos están asociados con barrancos.
Nilosyrtis se extiende desde aproximadamente 280 a 304 grados de longitud oeste, por lo que, al igual que muchas otras características, se encuentra en más de un cuadrilátero. Parte de Nilosyrtis está en el cuadrilátero de Ismenius Lacus, el resto está en el cuadrilátero de Casius.
El cambio climático provocó características ricas en hielo Se cree que muchas características de Marte, incluidas muchas en el cuadrilátero de Casius, contienen grandes cantidades de hielo. El modelo más popular para el origen del hielo es el cambio climático a partir de grandes cambios en la inclinación del eje de rotación del planeta. A veces, la inclinación ha sido incluso superior a 80 gradosTouma J. and J. Wisdom. 1993. The Chaotic Obliquity of Mars. Science 259, 1294-1297.Laskar, J., A. Correia, M. Gastineau, F. Joutel, B. Levrard, and P. Robutel. 2004. Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars. Icarus 170, 343-364. grandes cambios en la inclinación explican muchas características ricas en hielo en Marte.
Los estudios han demostrado que cuando la inclinación de Marte alcanza los 45 grados desde sus actuales 25 grados, el hielo ya no es estable en los polos.Levy, J., J. Head, D. Marchant, D. Kowalewski. 2008. Identification of sublimation-type thermal contraction crack polygons at the proposed NASA Phoenix landing site: Implications for substrate properties and climate-driven morphological evolution. Geophys. Res. Lett. 35. doi:10.1029/2007GL032813. Además, en esta alta inclinación, las reservas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) se subliman, aumentando así la presión atmosférica. Este aumento de presión permite que se retenga más polvo en la atmósfera. La humedad de la atmósfera caerá en forma de nieve o hielo congelado sobre granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material se concentrará en las latitudes medias.Levy, J., J. Head, D. Marchant. 2009a. Thermal contraction crack polygons on Mars: Classification, distribution, and climate implications from HiRISE observations. J. Geophys. Res. 114. doi:10.1029/2008JE003273.Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo. 2011. Landscape evolution in Martian mid-latitude regions: insights from analogous periglacial landforms in Svalbard. In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds). Martian Geomorphology. Geological Society, London. Special Publications: 356. 111-131 Los modelos de circulación general de la atmósfera marciana predicen acumulaciones de polvo rico en hielo en las mismas áreas donde se encuentran las características ricas en hielo. Cuando la inclinación comienza a volver a valores más bajos, el hielo se sublima (se convierte directamente en gas) y deja un rezago de polvo.Mellon, M., B. Jakosky. 1995. The distribution and behavior of Martian ground ice during past and present epochs. J. Geophys. Res. 100, 11781–11799.Schorghofer, N., 2007. Dynamics of ice ages on Mars. Nature 449, 192–194. El depósito de retardo cubre el material subyacente, por lo que con cada ciclo de altos niveles de inclinación, queda algo de manto rico en hielo.Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin. 2007. Exploring the northern mid-latitude glaciation with a general circulation model. In: Seventh International Conference on Mars. Abstract 3096. Tenga en cuenta que la capa de manto de superficie lisa probablemente representa solo material relativamente reciente.