Ver el código de «Geología de Marte»

[[Archivo:Generalised_Geological_Map_of_Mars.jpg|derecha|miniaturadeimagen|[[Mapa geológico]] general de [[Marte (planeta)|Marte]]<ref>P. Zasada (2013) Generalised Geological Map of Mars, 1:140.000.000, [http://astronomynow.com/2015/02/01/4billion-year-old-meteorite-reveals-mars-darker-side/ Source Link].</ref>]]
[[Archivo:Mars_Hubble.jpg|derecha|miniaturadeimagen|Marte visto por el [[telescopio espacial Hubble]]]]
La '''Geología de Marte''' es el estudio científico de la superficie, la corteza y el interior del planeta [[Marte (planeta)|Marte]]. Hace énfasis en la composición, estructura, historia, y procesos físicos que han conformado el planeta. Es una disciplina análoga a la [[geología]] terrestre. En [[ciencias planetarias]], ''geología'' es un término utilizado en su sentido más amplio para significar el estudio de las partes sólidas de los planetas y sus lunas. Incorpora aspectos de [[geofísica]], [[geoquímica]], [[mineralogía]], [[geodesia]], y [[cartografía]].<ref>{{Cita libro|author=Greeley, Ronald|title=Planetary landscapes|publisher=Chapman & Hall|location=New York|date=1993|page=[https://archive.org/details/planetarylandsca00gree/page/1 1]|isbn=0-412-05181-8|edition=2nd|url=https://archive.org/details/planetarylandsca00gree/page/1}}</ref> Un [[neologismo]], '''''"areología"''''', derivado de la palabra griega ''Arēs'' (Marte), a veces aparece como sinónimo para la geología de Marte en los medios de comunicación populares y en los trabajos de ciencia ficción (por ejemplo, en la [[Trilogía marciana]] de [[Kim Stanley Robinson]]), aunque la palabra es raramente utilizada (por no decir nunca) por geólogos profesionales y científicos planetarios.<ref>Quinion, M. (1996). </ref><ref>Carr, M.H., USGS, Personal Communication, September 13, 2010.</ref>

== Mapa geológico de Marte (2014) ==
{{Panorama|USGS-MarsMap-sim3292-20140714-crop.png|600px|align-cap=center|[[Marte (planeta)|Marte]] - mapa geológico ([[USGS]]; 14 de julio de 2014) ([[:File:USGS-MarsMap-sim3292-20140714-full.png|imagen completa]])<ref name="USGS-20140714">{{cite web |author1=Tanaka, Kenneth L. |author2=Skinner, James A., Jr. |author3=Dohm, James M. |author4=Irwin, Rossman P., III |author5=Kolb, Eric J. |author6=Fortezzo, Corey M. |author7=Platz, Thomas |author8=Michael, Gregory G. |author9=Hare, Trent M. |title=Geologic Map of Mars - 2014 |url=http://pubs.usgs.gov/sim/3292/ |date=14 de julio de 2014 |work=[[USGS]] |accessdate=22 de julio de 2014 }}</ref><ref name="NYT-20140722">{{cite news |last=Krisch |first=Joshua A. |title=Brand New Look at the Face of Mars |url=http://www.nytimes.com/2014/07/23/science/space/brand-new-look-at-the-face-of-mars.html |date=22 de julio de 2014 |work=[[New York Times]] |accessdate=22 de julio de 2014 }}</ref><ref name="Video-20140714">{{cite web |author=Staff |title=Mars - Geologic map - Video (00:56) |url=http://www.youtube.com/watch?v=quZMhSohIEU |date=14 de julio de 2014 |work=[[USGS]] |accessdate=22 de julio de 2014 }}</ref>}}

== Topografía Global de Marte ==
{{Clear}}
{{Mapa de aterrizajes en Marte}}
{{Clear}}

== Composición de Marte ==
{{AP|Composición de Marte}}
Marte es un planeta diferenciado, de tipo ''terrestre''.

== Fisiografía global ==
La mayoría de nuestro conocimiento actual sobre la geología de Marte proviene del estudio de sus [[accidente geográfico|accidentes geográficos]] y de las características del relieve de su corteza observable en las imágenes tomadas por [[Nave espacial|naves espaciales orbitales]]. Marte tiene en su superficie un gran número de elementos distintivos a gran escala, muestra de los distintos tipos de procesos geológicos que han operado sobre el planeta en diversas eras. En este apartado se describen muchas de las mayores regiones fisiográficas de Marte. En conjunto, estas regiones ilustran procesos geológicos que incluyen el [[vulcanismo]], la [[tectónica]], el agua, el hielo, y los [[Impacto astronómico|impactos astronómicos]] que han modelado el planeta a escala global.

=== Dicotomía entre hemisferios ===
{{AP|Dicotomía de la corteza marciana}}
[[Archivo:PIA02820.jpg|derecha|miniaturadeimagen|200x200px|''Mars Orbital Laser Altimeter'' (MOLA): mapas altimétricos sombreados en color que muestran las elevaciones en los hemisferios occidental y oriental de Marte. (Izquierda): El hemisferio occidental está dominado por la región de [[Tharsis (Marte)|Tharsis]] (rojo y marrón). Altos volcanes aparecen en blanco. Valles Marineris (en azul) es la mayor depresión. (Derecha): el hemisferio Oriental muestra las Tierras Altas repletas de cráteres (amarillos a rojos) con la [[Hellas Planitia|cuenca Hellas]] (púrpura, azul profundo) más abajo. La región de Elysium aparece en el borde superior derecho. Áreas al norte de la frontera de la dicotomía aparecen sombreadas de azules en ambos mapas.]]
Los hemisferios del norte y del sur de Marte son sorprendentemente diferentes el uno del otro en [[topografía]] y fisiografía. Esta [[dicotomía]] es una característica geológica global fundamental del planeta. En términos sencillos, la parte del norte del planeta es una enorme depresión topográfica: aproximadamente un tercio de la superficie del planeta (mayoritariamente en el hemisferio norte) se halla a una cota de entre 3 y 6{{esd}}km más baja que los otros dos tercios situados en el sur. Esta es una primera característica del relieve marciano que muestra un cierto paralelismo con la diferencia de elevación entre los continentes y las cuencas de los océanos de la Tierra.<ref>{{Cita publicación|last1=Watters|first1=Thomas R.|last2=McGovern|first2=Patrick J.|last3=Irwin Iii|first3=Rossman P.|title=Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars|journal=Annu. Rev. Earth Planet. Sci.|doi=10.1146/annurev.earth.35.031306.140220|volume=35|issue=1|date=2007|pages=621–652 [624, 626]|url=http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/Dichotomy.pdf|format=PDF|bibcode=2007AREPS..35..621W|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110720094425/http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/Dichotomy.pdf|archivedate=20 de julio de 2011}}</ref> La dicotomía es también expresable de otras dos maneras: como la diferencia en la densidad de cráteres de impacto y como la diferencia del grosor de la corteza entre los dos hemisferios.<ref>{{Harvsp|Carr|2006|pp=78–79}}</ref>

En el hemisferio al sur de la frontera de dicotomía aparecen formaciones muy antiguas (a menudo denominadas "tierras altas del sur" o "uplands" en inglés) con numerosísimos cráteres, caracterizadas por superficies abruptas anteriores al periodo de [[Bombardeo intenso tardío|bombardeo de aerolitos intensivo]]. En contraste, las tierras bajas situadas al norte de la frontera de dicotomía presentan pocos cráteres grandes, su suelo es muy liso, y muestran otros tipos de elementos geomorfológicos que indican que han ocurrido extensos procesos de regeneración de su superficie desde que se formaron las tierras altas del sur. La tercera distinción entre los dos hemisferios es el grosor de la corteza. Datos topográficos y gravimétricos indican que la corteza en las tierras altas del sur tiene un grosor máximo de aproximadamente 58&nbsp;km, mientras que en las "cumbres" del lado norte apenas alcanza los 32&nbsp;km de grosor.<ref>{{Cita publicación|last1=Zuber|first1=M. T.|last2=Solomon|first2=SC|last3=Phillips|first3=RJ|last4=Smith|first4=DE|last5=Tyler|first5=GL|last6=Aharonson|first6=O|last7=Balmino|first7=G|last8=Banerdt|first8=WB|last9=Head|first9=JW|last10=Johnson|first10=C. L.|last11=Lemoine|first11=F. G.|last12=McGovern|first12=P. J.|last13=Neumann|first13=G. A.|last14=Rowlands|first14=D. D.|last15=Zhong|first15=S|title=Internal Structure and Early Thermal Evolution of Mars from Mars Global Surveyor Topography and Gravity|journal=Science|volume=287|issue=5459|pages=1788–93|date=2000|pmid=10710301|doi=10.1126/science.287.5459.1788|bibcode=2000Sci...287.1788Z|display-authors=8}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Neumann|first1=G. A.|title=Crustal structure of Mars from gravity and topography|journal=Journal of Geophysical Research|volume=109|issue=E8|date=2004|doi=10.1029/2004JE002262|bibcode=2004JGRE..10908002N}}</ref> La ubicación de la frontera de dicotomía varía en latitud a través de Marte y depende de cuál de las tres expresiones físicas de la dicotomía se esté considerando.

El origen y edad de la dicotomía hemisférica es todavía objeto de debate. Las hipótesis acerca de su origen generalmente se pueden agrupar en dos categorías: en una de ellas, la dicotomía fue producida por un mega-acontecimiento de impacto o varios impactos grandes muy antiguos en la historia del planeta (teorías exogénicas); en la otra, la dicotomía fue producida por el adelgazamiento de la corteza del hemisferio norte provocado por la convección del manto, vuelco, u otros procesos químicos y térmicos en el interior del planeta (teorías endogénicas).<ref>{{Cita publicación|doi=10.1038/309138a0|last1=Wilhelms|first1=D.E.|last2=Squyres|first2=S.W.|date=1984|title=The Martian Hemispheric Dichotomy May Be Due to a Giant Impact|url=|journal=Nature|volume=309|issue=5964|pages=138–140|bibcode=1984Natur.309..138W}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Frey|first1=Herbert|last2=Schultz|first2=Richard A.|title=Large impact basins and the mega‐impact origin for the crustal dichotomy on Mars|journal=Geophysical Research Letters|volume=15|issue=3|pages=229–232|bibcode=1988GeoRL..15..229F|date=1988|doi=10.1029/GL015i003p00229}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Andrews-Hanna|first1=J.C.|last2=Zuber|first2=Maria T.|last3=Banerdt|first3=W. Bruce|date=2008|title=The Borealis Basin and the Origin of the Martian Crustal Dichotomy|url=|journal=Nature|volume=453|issue=7199|at=pp. 1212–5; see p. 1212|bibcode=2008Natur.453.1212A|doi=10.1038/nature07011|pmid=18580944|displayauthors=1}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Wise|first1=Donald U.|last2=Golombek|first2=Matthew P.|last3=McGill|first3=George E.|title=Tectonic Evolution of Mars|journal=Journal of Geophysical Research|volume=84|issue=B14|pages=7934–7939|bibcode=1979JGR....84.7934W|date=1979|doi=10.1029/JB084iB14p07934}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Elkins-Tanton|page=E120S01|first1=Linda T.|last2=Hess|first2=Paul C.|last3=Parmentier|first3=E. M.|date=2005|issue=E12|title=Possible formation of ancient crust on Mars through magma ocean processes|volume=110|doi=10.1029/2005JE002480|journal=Journal of Geophysical Research|url=http://www.dtm.ciw.edu/users/ltelkins/pdfs_of_papers/Mars%20early%20crust%20E-T%20et%20al%20JGR%202005.pdf|format=PDF|bibcode=2005JGRE..11012S01E}}</ref> Un modelo endogénico propone un episodio temprano de [[tectónica de placas]] que produjo una costra más delgada en el del norte, similar a lo que está ocurriendo en los límites de las placas tectónicas en expansión de la Tierra.<ref>{{Cita publicación|last1=Sleep|first1=Norman H.|title=Martian plate tectonics|journal=Journal of Geophysical Research|volume=99|issue=E3|pages=5639–5655|date=1994|doi=10.1029/94JE00216|bibcode=1994JGR....99.5639S}}</ref> Cualquiera que sea su origen, la dicotomía de Marte parece ser extremadamente antigua. Una nueva teoría basada en un ''Impacto Gigante en el Polo Sur'', validada por el descubrimiento de doce alineaciones hemisféricas muestra que las teorías exogénicas parecen ser más consistentes que las endogénicas, y que las placas de Marte nunca han tenido una actividad tectónica capaz de originar la dicotomía.<ref>{{Cita publicación|last=Leone|first=Giovanni|last2=Tackley|first2=Paul J.|last3=Gerya|first3=Taras V.|last4=May|first4=Dave A.|last5=Zhu|first5=Guizhi|date=28 de diciembre de 2014|title=Three-dimensional simulations of the southern polar giant impact hypothesis for the origin of the Martian dichotomy|url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/2014GL062261/abstract|journal=Geophysical Research Letters|language=en|volume=41|issue=24|pages=2014GL062261|doi=10.1002/2014GL062261|issn=1944-8007}}</ref><ref>{{Cita publicación|last=Leone|first=Giovanni|date=1 de enero de 2016|title=Alignments of volcanic features in the southern hemisphere of Mars produced by migrating mantle plumes|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0377027315003662|journal=Journal of Volcanology and Geothermal Research|volume=309|pages=78–95|doi=10.1016/j.jvolgeores.2015.10.028}}</ref><ref>{{Cita publicación|last=O’Rourke|first=Joseph G.|last2=Korenaga|first2=Jun|date=1 de noviembre de 2012|title=Terrestrial planet evolution in the stagnant-lid regime: Size effects and the formation of self-destabilizing crust|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103512004228|journal=Icarus|volume=221|issue=2|pages=1043–1060|doi=10.1016/j.icarus.2012.10.015}}</ref><ref>{{Cita publicación|last=Wong|first=Teresa|last2=Solomatov|first2=Viatcheslav S|date=2 de julio de 2015|title=Towards scaling laws for subduction initiation on terrestrial planets: constraints from two-dimensional steady-state convection simulations|url=http://progearthplanetsci.springeropen.com/articles/10.1186/s40645-015-0041-x|journal=Progress in Earth and Planetary Science|language=En|volume=2|issue=1|doi=10.1186/s40645-015-0041-x|issn=2197-4284}}</ref> Los altímetros láser y los radares de las naves orbitales han identificado un gran número de cuencas, estructuras difícilmente discernibles en las imágenes convencionales. Denominadas "quasi-depresiones circulares", estas estructuras probablemente representan cráteres de impacto relictos del periodo de bombardeo intensivo, posteriormente recubiertos por acumulaciones de depósitos más recientes. El estudio de estas "quasi-depresiones circulares" sugiere que la superficie subyacente en el hemisferio norte es al menos tan vieja como la corteza más antigua expuesta en las tierras altas del sur.<ref>{{Cita publicación|last1=Watters|first1=T.R.|last2=McGovern|first2=Patrick J.|last3=Irwin|first3=R.P.|date=2007|title=Hemispheres Apart: The Crustal Dichotomy on Mars|url=|journal=Annu. Rev. Earth Planet. Sci.|volume=35|issue=|pages=630–635|doi=10.1146/annurev.earth.35.031306.140220|bibcode=2007AREPS..35..621W}}</ref> La antigüedad de la dicotomía supone una restricción significativa en las teorías acerca de su origen.<ref>{{Cita publicación|last1=Solomon|first1=S. C.|last2=Aharonson|first2=O|last3=Aurnou|first3=JM|last4=Banerdt|first4=WB|last5=Carr|first5=MH|last6=Dombard|first6=AJ|last7=Frey|first7=HV|last8=Golombek|first8=MP|last9=Hauck|first9=Sa|last10=Head|first10=Jw|last11=Jakosky|first11=B. M.|last12=Johnson|first12=C. L.|last13=McGovern|first13=P. J.|last14=Neumann|first14=G. A.|last15=Phillips|first15=R. J.|last16=Smith|first16=D. E.|last17=Zuber|first17=M. T.|title=New Perspectives on Ancient Mars|journal=Science|volume=307|issue=5713|pages=1214–20|date=2005|pmid=15731435|doi=10.1126/science.1101812|bibcode=2005Sci...307.1214S|display-authors=8}}</ref>

=== Regiones volcánicas de Tharsis y Elysium ===
La zona transfronteriza de la dicotomía en el hemisferio occidental de Marte incluye una extensión de vulcanismo masivo en el área tectónica conocida como región de Tharsis o también como [[Tharsis (Marte)|protuberancia de Tharsis]]. Esta inmensa estructura elevada tiene miles de kilómetros de diámetro y cubre hasta un 25 % de la superficie del planeta.<ref>{{Cita publicación|date=1982|last1=Solomon|first1=Sean C.|last2=Head|first2=James W.|title=Evolution of the Tharsis Province of Mars: The Importance of Heterogeneous Lithospheric Thickness and Volcanic Construction|journal=J. Geophys. Res.|volume=87|issue=B12|pages=9755–9774|bibcode=1982JGR....87.9755S|doi=10.1029/JB087iB12p09755}}</ref> Promediando entre 7 y 10{{esd}}km por encima de la cota cero de referencia (denominada en geodesia "datum", algo así como el "nivel del mar" marciano), Tharsis contiene las elevaciones más altas del planeta y el mayor volcán conocido en todo el sistema solar. Tres enormes volcanes, [[Ascraeus Mons]], [[Pavonis Mons]], y [[Arsia Mons]] (el conjunto se denomina [[Tharsis Montes]]), están alineados en un eje NE-SO a lo largo de la cresta de la protuberancia. El enorme ''Alba Mons'' (anteriormente [[Alba Patera]]) ocupa la parte del norte de la región. El gigantesco [[volcán en escudo]], el conocido [[Monte Olimpo (Marte)|Olympus Mons]] se halla en un lugar prominente, en el borde occidental de la región. El carácter extremamente masivo del área de Tharsis provoca enormes [[Tensión mecánica|tensiones]] en la [[litosfera]] del planeta. Como resultado, inmensas fracturas de gran extensión ([[fosa tectónica|fosas tectónicas]] y valles de rift) parten radialmente desde Tharsis, extendiéndose hasta alcanzar prácticamente la mitad del planeta.<ref>Carr, M.H (2007). </ref>

Una zona volcánica más pequeña que se halla varios millares de kilómetros al oeste de Tharsis es Elysium. Con aproximadamente 2000 kilómetros en diámetro, consta de tres volcanes principales: [[Elysium Mons]], [[Hecates Tholus]], y [[Albor Tholus]]. El grupo de volcanes de Elysium es un poco distinto del de Tharsis, formaciones estas últimas en las que están implicadas lavas y [[piroclasto]]s.<ref>{{Cita libro|author=Cattermole, Peter John|title=Mars: the mystery unfolds|publisher=[[Oxford University Press]]|location=Oxford|date=2001|page=[https://archive.org/details/marsmysteryunfol00catt/page/71 71]|isbn=0-19-521726-8|oclc=|doi=|accessdate=|url=https://archive.org/details/marsmysteryunfol00catt/page/71}}</ref>

=== Grandes cuencas de impacto ===
Muchos impactos enormes, con forma de cuencas circulares, aparecen sobre la superficie de Marte. El más grande es fácilmente visible: se trata de [[Hellas Planitia|Hellas]], una cuenca localizada en el hemisferio sur. Es el segundo mayor impacto confirmado sobre la estructura del planeta, centrado sobre las coordenadas 64°{{esd}}E de longitud y 40°{{esd}}S de latitud. La parte central de la cuenca (Hellas Planitia) tiene 1800{{esd}}km de diámetro y está rodeada de un ancho brocal [[Corona circular|anular]] muy erosionado, caracterizado por sus irregulares y abruptas montañas estrechamente apiñadas en [[macizo]]s, que probablemente representan viejos bloques de la antigua corteza de la cuenca fracturados, rotados y desplazados.<ref>Boyce, J.M. (2008) ''The Smithsonian Book of Mars;'' Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, p. 13.</ref><ref>Carr, M.H.; Saunders, R.S.; Strom R.G. (1984). </ref> (Véanse los [[Anseris Mons]], por ejemplo). Antiguos relieves volcánicos de baja altura se localizan en las secciones nororiental y suroccidental del brocal. El fondo de la cuenca contiene gruesos depósitos sedimentarios, estructuralmente complejos tras una larga historia geológica de deposiciones, erosión, y deformaciones internas. Las zonas más bajas del planeta están localizadas dentro de la cuenca Hellas, con algunas áreas 8{{esd}}km por debajo de la cota de referencia cero.<ref>{{Harvsp|Hartmann|2003|pp=70–73}}</ref>

Otras dos grandes estructuras de impacto son las cuencas [[Argyre Planitia|Argyre]] e [[Isidis Planitia|Isidis]]. Al igual que Hellas, Argyre (con 800{{esd}}km en diámetro) está localizado en las tierras altas del sur, y aparece rodeado por un ancho anillo de montañas. Las montañas en la porción sur del brocal, [[Charitum Montes]], pueden haber sido erosionadas por efecto del hielo y los glaciares en algún momento de la historia de Marte.<ref>{{Cita publicación|doi=10.1130/0091-7613(1992)020<0003:AGOM>2.3.CO;2|last1=Kargel|first1=J.S.|last2=Strom|first2=R.G.|date=1992|title=Ancient Glaciation on Mars|url=https://archive.org/details/sim_geology_1992-01_20_1/page/n4|journal=Geology|volume=20|issue=1|pages=3–7|bibcode=1992Geo....20....3K}}</ref> Por su parte, la cuenca Isidis (con aproximadamente 1000{{esd}}km de diámetro) se halla sobre la frontera de dicotomía, en los 87°{{esd}}E de longitud. La porción nororiental del brocal de la cuenca ha sido erosionada y actualmente aparece enterrada por depósitos de las llanuras del norte, dando a la cuenca la forma de un esbozo semicircular. El sector noroccidental del brocal de la cuenca está caracterizado por una fosa arqueada (Nili Fossae) paralela al perímetro de la cuenca. Otra gran cuenca más, [[Utopia Planitia|Utopía]], está completamente enterrada por depósitos de las llanuras del norte. Su configuración solo es claramente discernible mediante datos de altimetría. Todo estas grandes cuencas sobre la superficie de Marte son extremadamente antiguas, datadas con anterioridad al bombardeo intensivo de aerolitos. Se supone que pueden ser comparables en edad a las cuencas del [[Mare Imbrium]] y del [[Mare Orientale]] en la Luna.

=== Sistema de cañones ecuatoriales ===
[[Archivo:Valles_Marineris_PIA00178.jpg|izquierda|miniaturadeimagen|Imagen del Orbitador Viking 1 del Valles Marineris.]]
En el hemisferio occidental, cerca del ecuador, aparece un sistema inmenso de cañones profundos y gargantas interconectadas entre sí, conocido como [[Valles Marineris]], que se extiende al este de Tharsis en una longitud de más de 4000{{esd}}km, casi un cuarto de la circunferencia del planeta. Si se colocase sobre la Tierra, Valles Marineris abarcaría el ancho de América del Norte.<ref>Kargel, J.S. (2004) Mars: A Warmer Wetter Planet; Springer-Praxis: London, p. 52.</ref> En algunos lugares, los cañones miden hasta 300{{esd}}km de anchura y 10{{esd}}km de profundidad. A menudo comparado con el [[Gran Cañón|Gran Cañón del Colorado]] en la Tierra, el Valles Marineris tiene un origen muy diferente que su ''diminuta'' (en términos relativos) famosa réplica terrestre. El Gran Cañón del Colorado es en gran parte el resultado de la erosión producida por el agua, mientras que los cañones ecuatoriales de Marte son de origen tectónico, es decir, fueron formados mayoritariamente por fallas, en un proceso similar al que ha generado los valles del [[Rift de África Oriental]].<ref>{{Harvsp|Carr|2006|p=95}}</ref> Estos cañones representan la expresión en superficie de la potente extensión de las [[Deformación|tensiones]] producidas probablemente por la sobrecargas originadas por la protuberancia de Tharsis sobre la corteza de Marte.<ref>{{Harvsp|Hartmann|2003|p=316}}</ref>

=== Terreno caótico y canales ===
El terreno en el confín oriental del Valles Marineris es una caótica gradación de cerros bajos y redondeados, intercalados con amplias zonas de canchales en las que se acumulan guijarros procedentes del colapso de las zonas altas que se han acumulado en las zonas bajas.<ref>{{Harvsp|Carr|2006|p=114}}</ref> Las áreas del denominado ''[[Chaos (astrogeología)|terreno caótico]]'' forman las cabeceras de los enormes canales de desagüe que emergen hasta alcanzar su máxima anchura a medida que atraviesan en sentido norte las desoladas llanuras que llevan hacia la [[Chryse Planitia]]. La presencia de islas entre los cauces y de otras características [[Geomorfología|geomórfológicas]] indica que los canales fueron probablemente formados por la liberación catastrófica de grandes masas de agua, procedentes de acuíferos o de la fusión del hielo situado bajo la superficie. Aun así, estos elementos característicos también podrían haber sido formados por el flujo de la abundante lava volcánica procedente de Tharsis.<ref>{{Cita publicación|last=Leone|first=Giovanni|date=1 de mayo de 2014|title=A network of lava tubes as the origin of Labyrinthus Noctis and Valles Marineris on Mars|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0377027314000316|journal=Journal of Volcanology and Geothermal Research|volume=277|pages=1–8|doi=10.1016/j.jvolgeores.2014.01.011}}</ref> Estos canales (como Ares, Shalbatana, Simud, y Tiu), son enormes si se comparan con los estándares terrestres, al igual que los inmensos flujos que los formaron. Por ejemplo, se ha estimado que el caudal punta necesario para excavar el canal de 28{{esd}}km de anchura del Vallis Ares es del orden de 14 millones de metros cúbicos por segundo, unas diez mil veces el caudal medio del río Misisipi.<ref>{{Cita publicación|last1=Baker|date=2001|first1=Victor R.|title=Water and the Martian Landscape|journal=Nature|volume=412|issue=6843|at=pp. 228–36; see p. 231 Fig. 5|doi=10.1038/35084172|url=http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/WaterLandscape.pdf|format=PDF|pmid=11449284|archiveurl=https://web.archive.org/web/20110720094533/http://epswww.unm.edu/iom/eps465/Reading/WaterLandscape.pdf|archivedate=20 de julio de 2011}}</ref>
[[Archivo:MOLA_Planum_Boreum_PIA01337.jpg|derecha|miniaturadeimagen|Imagen del [[Planum Boreum]] tomada por el ''Mars Orbital Laser Altimeter'' (MOLA). Se ha adoptado una magnificación vertical extrema, para que se pueda apreciar la capa residual de hielo, que es tan solo una fina placa (que se muestra en blanco) situada en la parte superior de la meseta.]]

=== Casquetes de hielo ===
{{AP|Casquetes polares de Marte}}
Las características capas de hielo polares de Marte son bien conocidas a través de imágenes telescópicas, siendo identificadas por primera vez por [[Christiaan Huygens]] en el año 1672.<ref>Sheehan, W. (1996).</ref> Desde la década de 1960, se sabe que los casquetes polares (que se observan en el telescopio creciendo y menguando de forma estacional) se componen de hielo de dióxido de carbono (CO<sub>2</sub>) que se condensa fuera de la atmósfera, donde las temperaturas caen por debajo de 148{{esd}}K (el [[punto de rocío]] del CO<sub>2</sub>) durante el invierno polar.<ref>{{Cita publicación|doi=10.1126/science.153.3732.136|last1=Leighton|first1=R.B.|last2=Murray|first2=B.C.|date=1966|title=Behavior of Carbon Dioxide and Other Volatiles on Mars|url=|journal=Science|volume=153|issue=3732|pages=136–144|pmid=17831495|bibcode=1966Sci...153..136L}}</ref> En el norte, la capa de hielo de CO<sub>2</sub> se disipa por completo ([[Sublimación|se sublima]]) en verano, dejando tras de sí un resto residual de hielo de agua (H<sub>2</sub>O). En el polo sur, un pequeño residuo de la capa de hielo de CO<sub>2</sub> permanece en verano.

Ambas capas de hielo residual descansan sobre gruesas capas de depósitos de interestratificados de hielo y polvo. En el norte, las capas que forman estos depósitos alcanzan los 3&nbsp;km de espesor, ocupando una meseta de 1000{{esd}}km de diámetro denominada [[Planum Boreum]]. Otra meseta con depósitos de espesor similar, el [[Planum Australe]], se encuentra en el polo sur. Ambos ''plana'' (plural latino de ''planum'') son considerados en ocasiones como sinónimos de los casquetes polares, pero el hielo permanente (coincidente con las zonas de albedo alto, las superficies blancas que aparecen en las imágenes) constituye solo un manto relativamente delgado situado en la parte superior de las capas de depósitos, que probablemente representan la alternancia de ciclos de deposición de polvo y hielo producto de los cambios climáticos relacionados con las variaciones en los parámetros de la órbita del planeta a lo largo del tiempo (véase también [[Variaciones orbitales|ciclos de Milankovitch]]). Las capas polares de depósitos se encuentran entre las formaciones geológicas de Marte más recientes.

== Historia geológica ==
{{AP|Historia geológica de Marte}}

== Variaciones de albedo ==
[[Archivo:Mars_HST_Mollweide_map_1999.png|derecha|miniaturadeimagen|[[Proyección de Mollweide]] de las características del albedo en Marte desde el Telescopio Espacial Hubble. El brillante color ocre de las áreas en la izquierda, centro y derecha son de Tharsis, Arabia, y Elysium, respectivamente. La oscuridad de la región en el centro de la parte superior izquierda se corresponde con Acidalium Planitia. Syrtis Major es la zona oscura que se proyecta hacia arriba en el centro a la derecha. Nota: Aparecen [[Nube orográfica|nubes orográficas]] sobre los montes [[Olympus Mons|Olympus]] y [[Elysium Mons|Elysium]], (izquierda y derecha, respectivamente).]]
La topografía de Marte no es apreciable desde la Tierra. Las áreas brillantes y oscuras observables a través de un telescopio son marcas de distinto [[albedo]]. El luminoso color rojo-[[ocre]] se corresponde con zonas donde el polvo fino rico en óxido de hierro cubre la superficie. Las zonas más brillantes (excluyendo los casquetes polares y las nubes), incluyen Helade, Tharsis, y [[Arabia Terra]]. Las marcas de color gris oscuro representan áreas en las que el viento ha barrido el polvo, dejando a la vista la capa inferior de material rocoso más oscuro. Estas marcas oscuras son más abundantes en un amplio cinturón que abarca entre 0° y 40° de latitud sur. Sin embargo, la marca oscura más destacada, [[Syrtis Major|Syrtis Major Planum]], está situada en el hemisferio norte.<ref>{{Harvsp|Carr|2006|p=1}}</ref> Otro clásico elemento de albedo característico, el [[Mare Acidalium (cuadrángulo)|Mare Acidalium]] ([[Acidalia Planitia]]), es otra de las áreas oscuras destacables en el hemisferio norte. También aparece un tercer tipo de áreas intermedias en color y albedo, regiones que posiblemente contienen una mezcla de los materiales de las áreas brillantes y de las oscuras.<ref>{{Cita publicación|last1=Arvidson|first1=Raymond E.|last2=Guinness|first2=Edward A.|last3=Dale-Bannister|first3=Mary A.|last4=Adams|first4=John|last5=Smith|first5=Milton|last6=Christensen|first6=Philip R.|last7=Singer|first7=Robert B.|title=Nature and Distribution of Surficial Deposits in Chryse Planitia and Vicinity, Mars|journal=J. Geophys. Res.|volume=94|issue=B2|pages=1573–1587|bibcode=1989JGR....94.1573A|date=1989|doi=10.1029/JB094iB02p01573}}</ref>

== Cráteres de impacto ==
Los [[Cráter de impacto|cráteres de impacto]] fueron identificados por primera vez en Marte por la nave espacial [[Mariner 4]] en 1965.<ref>{{Cita publicación|doi=10.1126/science.149.3684.627|last1=Leighton|first1=R.B.|last2=Murray|first2=B.C.|last3=Sharp|first3=R.P.|last4=Allen|first4=J.D.|last5=Sloan|first5=R.K.|date=1965|title=Mariner IV Photography of Mars: Initial Results|url=|journal=Science|volume=149|issue=3684|pages=627–630|pmid=17747569|bibcode=1965Sci...149..627L}}</ref> Las primeras observaciones mostraron que los cráteres de Marte en general eran menos profundos y más suaves que los cráteres lunares, lo que indica que Marte tiene un historial más activo de erosión y de deposición de materiales que la Luna.<ref>{{Cita publicación|doi=10.1126/science.166.3901.49|last1=Leighton|first1=R.B.|last2=Horowitz|date=1969|first2=NH|last3=Murray|first3=BC|last4=Sharp|first4=RP|last5=Herriman|first5=AH|last6=Young|first6=AT|last7=Smith|first7=BA|last8=Davies|first8=ME|last9=Leovy|first9=CB|title=Mariner 6 and 7 Television Pictures: Preliminary Analysis|url=|journal=Science|volume=166|issue=3901|pages=49–67|pmid=17769751|bibcode=1969Sci...166...49L}}</ref>

En otros aspectos, los cráteres de Marte parecen cráteres lunares. Ambos son producto de impactos a velocidades extremadamente altas y muestran una progresión de la morfología de los tipos con el aumento de tamaño. Los cráteres de Marte por debajo de unos 7&nbsp;km de diámetro (los que se suelen denominar ''cráteres simples''), suelen presentar forma de cuenco, con bordes afilados, fuertes pendientes y una relación profundidad/diámetro del orden de 1/5.<ref>{{Cita publicación|last1=Pike|first1=R.J.|date=1980|title=Formation of Complex Impact Craters: Evidence from Mars and Other Planets|url=|journal=Icarus|volume=43|issue=1|pages=1–19 [5]|doi=10.1016/0019-1035(80)90083-4|bibcode=1980Icar...43....1P}}</ref> A partir de diámetros de aproximadamente entre 5 y 8&nbsp;km, empiezan a aparecer otros tipos de cráteres de aspecto más complejo, que presentan picos centrales (o grupos de picos complejos), fondos relativamente planos, y terrazas o caídas de bloques a lo largo de las paredes interiores. Estos ''cráteres complejos'' son menos profundos que los simples en proporción a sus anchuras, con relaciones de profundidad/diámetro que van desde el 1/5 de los cráteres simples, hasta el 1/30 de los cráteres de 100 o más kilómetros de diámetro. Otra transición se produce en los cráteres con un diámetro de alrededor de 130&#x20;km, en los que los picos centrales se convierten en anillos concéntricos de colinas (ocasionalmente pueden presentarse sucesiones de anillos y cuencas concéntricas).<ref>{{Harvsp|Carr|2006|pp=24–27}}</ref>

Marte tiene una mayor diversidad de tipos de cráteres de impacto que cualquier otro planeta del sistema solar.<ref name="ISBN 0-8165-1257-4">{{Cita libro|last1=Strom|first1=R.G.|last2=Croft|first2=S.K.|last3=Barlow|first3=N.G.|chapter=The Martian Impact Cratering Record|pages=[https://archive.org/details/mars0000unse/page/384 384]–385|editor1-last=Kieffer|editor1-first=H.H.|editor2-last=Jakosky|editor2-first=B.M.|editor3-last=Snyder|editor3-first=C.W.|display-editors=3|editor4-last=Matthews|editor4-first=M.S.|title=Mars|url=https://archive.org/details/mars0000unse|publisher=University of Arizona Press|location=Tucson|date=1992|isbn=978-0-8165-1257-7}}</ref> Esto es en parte debido a la presencia de rocas y de capas ricas en materiales volátiles en el subsuelo, lo que produce una gran variedad de morfologías incluso entre los cráteres dentro de los mismos rangos de tamaño. Marte también tiene una atmósfera que juega un papel importante en la distribución de los materiales eyectados y en su posterior erosión. Por otra parte, también presenta tasas de actividad volcánica y tectónica lo suficientemente bajas como para permitir la preservación de impactos antiguos, aunque afectados por la erosión, y, sin embargo, son lo suficientemente altas como para permitir el remodelado de grandes áreas del planeta, produciendo una amplia gama de poblaciones de cráteres de muy diferentes edades. Más de 42{{esd}}000 cráteres de impacto de más de 5&#x20;km de diámetro han sido catalogados en Marte,<ref>{{Cita publicación|doi=10.1016/0019-1035(88)90006-1|last1=Barlow|first1=N.G.|date=1988|title=Crater Size-Frequency Distributions and a Revised Martian Relative Chronology|url=|journal=Icarus|volume=75|issue=2|pages=285–305|bibcode=1988Icar...75..285B}}</ref> y la cantidad de cráteres más pequeños es probablemente innumerable. La densidad de cráteres en Marte es más alta en el hemisferio sur, especialmente al sur de la frontera de la dicotomía, donde se localiza la mayoría de los grandes cráteres y cuencas.

La morfología de los cráteres proporciona información acerca de la estructura física y sobre la composición de la superficie y del subsuelo en el momento del impacto. Por ejemplo, el tamaño de los picos centrales en los cráteres de Marte es mayor que en cráteres comparables de Mercurio o la Luna.<ref>Hale, W.S.; Head, J.W. (1981). </ref> Además, los picos centrales de muchos de los grandes cráteres de Marte presentan pequeños cráteres secundarios en sus cumbres. Cráteres secundarios centrales son raros en la Luna, pero son muy comunes en Marte y en el hielo de los satélites del sistema solar exterior. Grandes picos centrales y la abundancia de cráteres de hundimiento probablemente indican la presencia de hielo cerca de la superficie en el momento del impacto.<ref name="ISBN 0-8165-1257-4"/> Hacia los polos, por encima de los 30 grados de latitud, la forma de los mayores cráteres de impacto es elongada ("ablandada") por el efecto de la [[reptación]] del hielo sobre el suelo.<ref name="SquyresCarr">Squyres, Steven W., and Michael H. Carr. </ref>

La diferencia más notable entre los cráteres de Marte y otros cráteres del Sistema Solar es la presencia mantos de eyección lobulados ("fluidizados"). Muchos de los cráteres que se encuentran en la zona ecuatorial y en las latitudes medias de Marte presentan esta morfología de eyecciones, que se cree que surge cuando el impacto derrite el hielo en el subsuelo. El agua líquida entonces expulsa materiales en forma de barro y lodo que fluyen a lo largo de la superficie, produciendo los característicos flujos con forma de lóbulo.<ref name="NASA">{{Cita web|url=http://sse.jpl.nasa.gov/scitech/display.cfm?ST_ID=25|title=Maximum Impact - Impact Craters in the Solar System|work=NASA Solar System Exploration|author=Walter S. Kiefer|date=2004|accessdate=14 de mayo de 2007|archiveurl=https://web.archive.org/web/20060929034510/http://sse.jpl.nasa.gov/scitech/display.cfm?ST_ID=25|archivedate=29 de septiembre de 2006}}</ref><ref>{{Harvsp|Hartmann|2003|pp=99–100}}</ref> El cráter Yuty es un buen ejemplo de un [[cráter en terraplén]], denominado así por la forma que adopta en el brocal el manto de eyecciones.<ref>{{Cita web|title=Viking Orbiter Views Of Mars|publisher=NASA|url=http://history.nasa.gov/SP-441/ch7.htm|accessdate=16 de marzo de 2007}}</ref><gallery class="center">
File:Simple Crater PSP 009333 2025 RED.jpg|Imagen HiRISEdel sistema de marcas radiales de un cráter simple en el flanco sureste de Elysium Mons.
File:Complex Crater PIA05615.jpg|Imagen THEMIS de un cráter complejo con eyecciones fluidas. Nota: el pico central posee un cráter secundario.
File:Mars rampart crater.jpg|Imagen desde la nave Viking del cráter Yuty mostrando sus eyecciones lobuladas.
File:Rampart V05808002.png|Imagen THEMIS de las eyecciones de un cráter de 17{{esd}}km de diámetro en las coordenadas 21°{{esd}}S, 285°{{esd}}E, ejemplo destacable de terraplén.
</gallery>Los cráteres de marte son comúnmente clasificados por sus eyecciones. Los cráteres que solo afectan a una única capa de eyección, se denominan de ''"simple capa de material de eyección"'' (SLE "Single Layer Ejecta" en inglés). Los cráteres con dos mantos superpuestos de eyecciones se denominan de ''"doble capa de material de eyección"'' (DLE en inglés), y los cráteres con más de dos capas de eyecciones se llaman de ''"múltiples capas de material de eyección"'' (MLE en inglés). Estas diferencias morfológicas se cree que reflejan las variaciones de composición (es decir, la intercalación de hielo, roca, o agua) en el subsuelo en el momento del impacto.<ref>Boyce, J.M. ''The Smithsonian Book of Mars;'' Konecky&Konecky: Old Saybrook, CT, 2008, p. 203.</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Barlow|first1=N.G.|date=2000|last2=Boyce|first2=Joseph M.|last3=Costard|first3=Francois M.|last4=Craddock|first4=Robert A.|last5=Garvin|first5=James B.|last6=Sakimoto|first6=Susan E. H.|last7=Kuzmin|first7=Ruslan O.|last8=Roddy|first8=David J.|last9=Soderblom|first9=Laurence A.|title=Standardizing the Nomenclature of Martian Impact Crater Ejecta Morphologies|journal=J. Geophys. Res.|volume=105|issue=E11|pages=26,733–8|doi=10.1029/2000JE001258|url=http://hdl.handle.net/10088/3221|bibcode=2000JGR...10526733B}}</ref>

[[Archivo:Pedestal_crater_and_streaks.jpg|derecha|miniaturadeimagen|Cráter tipo ''pedestal'' en el cuadrángulo Amazonis. Imagen [[HiRISE]].]]
Los cráteres de marte muestran una gran diversidad de estados de conservación, desde los muy recientes prácticamente intactos, a los antiguos y muy erosionados. Los cráteres colmatados de sedimentos y repletos de impactos posteriores constituyen un registro de las variaciones de la actividad de los procesos vulcanológicos, fluviales, y de [[Erosión y sedimentación eólica|erosión eólica]] a lo largo del tiempo geológico.<ref>{{Cita web|title=Stones, Wind and Ice|author=Nadine Barlow|publisher=Lunar and Planetary Institute|url=http://www.lpi.usra.edu/publications/slidesets/stones/|accessdate=15 de marzo de 2007}}</ref> Los [[cráter de pedestal|cráteres de pedestal]] son un tipo de [[Cráter de impacto|cráteres de impacto]] en los que sus eyecciones se depositan por encima del terreno circundante para formar plataformas elevadas, los "pedestales" que les dan nombre. Se producen debido a que los materiales eyectados del cráter forman una capa resistente, de modo que el área más cercana al cráter se erosiona más lentamente que el resto de la región. Algunos de estos pedestales están a cientos de metros por encima del terreno circundante, lo que significa han sido erosionados cientos de metros de material. Los cráteres con pedestal fueron observados por primera vez durante la misión [[Programa Mariner|Mariner]] 9 en 1972.<ref>{{enlace roto|1={{cita web|url=http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870|título=http://hirise.lpl.eduPSP_008508_1870}} |2=http://hirise.lpl.edupsp_008508_1870/ |bot=InternetArchiveBot }}</ref><ref>Bleacher, J. and S. Sakimoto. </ref><ref>{{cita web |url=http://themis.asu.edu/feature/8|título=Pedestal Craters in Utopia | Mars Odyssey Mission THEMIS}}</ref>

== Vulcanismo ==
[[Archivo:PIA16217-MarsCuriosityRover-1stXRayView-20121017.jpg|izquierda|miniaturadeimagen|155x155px|Primera [[cristalografía de rayos X]] del suelo de Marte. El análisis reveló la presencia de [[feldespato]], [[piroxeno]]s, [[olivino]] y otros silicatos. (Muestra tomada por el [[Curiosity|rover Curiosity]] en el paraje "Rocknest", el 17 de octubre de 2012).<ref name="NASA-20121030">{{Cita web|last=Brown|first=Dwayne|title=NASA Rover's First Soil Studies Help Fingerprint Martian Minerals|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2012/oct/HQ_12-383_Curiosity_CheMin.html|date=30 de octubre de 2012|publisher=[[NASA]]|accessdate=31 de octubre de 2012}}</ref>]]
{{AP|Vulcanismo en Marte|Recursos minerales de Marte}}

Grandes estructuras volcánicas y sus formaciones asociadas cubren extensas porciones de la superficie de Marte. Los mayores volcanes de Marte se concentran en [[Tharsis (Marte)|Tharsis]] y en Elysium. Los geólogos piensan que una de las razones por las que los volcanes de Marte son capaces adquirir tamaños tan grandes es porque carece de los condicionantes tectónicos que sí posee la Tierra.<ref name="mars tectonics">{{Cita web|url=http://newsroom.ucla.edu/portal/ucla/ucla-scientist-discovers-plate-237303.aspx?link_page_rss=237303|title=UCLA scientist discovers plate tectonics on Mars|publisher=UCLA|work=Yin, An|date=9 de agosto de 2012|accessdate=11 de agosto de 2012|author=Wolpert, Stuart|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20120814232327/http://newsroom.ucla.edu/portal/ucla/ucla-scientist-discovers-plate-237303.aspx?link_page_rss=237303|fechaarchivo=14 de agosto de 2012}}</ref> Así, la lava que fluye de un determinado punto caliente es capaz de acumularse en una ubicación concreta de la superficie durante muchos cientos de millones de años.

El 17 de octubre de 2012, el [[Curiosity|rover Curiosity]] realizó el primer [[Cristalografía de rayos X|análisis de difracción de rayos X]] del suelo marciano en el paraje denominado "Rocknest". Los resultados del analizador "CheMin" (''Chemical and Mineralogical'') a bordo del rover revelaron la presencia de varios minerales, como el [[feldespato]], [[piroxeno]]s y [[olivino]], y sugirió que la composición del suelo marciano en esta zona es similar a la de los "[[Basalto|suelos de basalto]] degradado" de los [[Parque nacional de los Volcanes de Hawái|volcanes Hawaianos]].<ref name="NASA-20121030"/> En julio de 2015, el mismo rover identificó [[tridimita]] en una muestra de roca tomada en el Cráter Gale, llevando a los científicos a pensar que la actividad volcánica (formando rocas silicatadas) pudo haber jugado un papel mucho más importante en la historia geológica del planeta de lo que se pensaba hasta entonces.<ref name="jpl0616">{{Obra citada|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=6540|title=NASA Scientists Discover Unexpected Mineral on Mars|newspaper=NASA Media|date=22 de junio de 2016|author=NASA News|accessdate=23 de junio de 2016}}</ref>

== Sedimentología ==
[[Archivo:PIA16139_Puzzling_Little_Martian_Spheres_That_Don't_Taste_Like_'Blueberries'.tif|derecha|miniaturadeimagen|Colección de esferas, cada una de aproximadamente 3 mm de diámetro. Imagen del rover ''Oportunity''.]]
El flujo de agua parece haber sido común en la superficie de Marte en varios etapas de su historia, y especialmente en las épocas más antiguas.<ref>{{Cita publicación|last1=Craddock|first1=R.A.|last2=Howard|first2=A.D.|title=The case for rainfall on a warm, wet early Mars|journal=J. Geophys. Res.|volume=107|issue=E11|date=2002|doi=10.1029/2001je001505|bibcode=2002JGRE..107.5111C}}</ref> Muchos de estos flujos tallaron la superficie del planeta, formando una red de valles y provocando procesos de sedimentación. Este sedimento se ha vuelto a depositar en una amplia variedad de ambientes húmedos, incluso en [[Abanico aluvial|abanicos aluviales]], cauces serpenteantes, [[Delta fluvial|deltas fluviales]], [[lago]]s, y tal vez incluso océanos.<ref name="SurfaceOfMars">Carr, M. 2006. </ref><ref>Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012.</ref><ref>Salese, F., G. Di Achille, A. Neesemann, G. G. Ori, and E. Hauber (2016), Hydrological and sedimentary analyses of well-preserved paleofluvial-paleolacustrine systems at Moa Valles, Mars, J. Geophys. </ref> Los procesos de deposición y de transporte están asociados con la gravedad, que en combinación con las diferencias de caudal y con las velocidades de flujo del agua, actúan sobre las distribuciones de tamaño de las partículas en suspensión, con lo que se fueron creando los distintos paisajes marcianos en función de las diferentes condiciones ambientales.<ref>Patrick Zasada (2013/14): Gradation of extraterrestrial fluvial sediments – related to the gravity. </ref> Sin embargo, existen otras maneras de calcular la cantidad de agua en el antiguo Marte (véase: [[Agua en Marte]]). El agua subterránea ha sido implicada en la cementación de [[Erosión y sedimentación eólica|sedimentos eólicos]] y en la formación y el transporte de una amplia variedad de minerales sedimentarios incluyendo arcillas, sulfatos y [[hematita]].<ref name="marsrovers">{{Cita web|url=http://marsrovers.jpl.nasa.gov/newsroom/pressreleases/20040302a.html|title=Opportunity Rover Finds Strong Evidence Meridiani Planum Was Wet|accessdate=8 de julio de 2006}}</ref>

A partir de que la superficie se quedase seca, el viento ha sido uno de los principales agentes geomorfológicos. La arena impulsada por el viento forma cuerpos como ondas gigantescas y [[duna]]s, muy comunes en la superficie moderna de Marte. El rover [[Opportunity]] ha documentado la presencia de abundantes [[Eolianita|areniscas eólicas]] en su recorrido.<ref>S. W. Squyres and A. H. Knoll, ''Sedimentary Geology at Meridiani Planum, Mars,'' Elsevier, Amsterdam, {{ISBN|978-0-444-52250-4}} (2005); reprinted from ''Earth and Planetary Science Letters, Vol. 240'', No. 1 (2005).</ref> Los [[Ventifacto|''ventifactos'']], como la roca ''Jake Matijevic'', son otras muestras de la conformación eólica de la superficie marciana.<ref>Zasada, P., 2013: ''Entstehung des Marsgesteins "Jake Matijevic"''. </ref>

Una amplia variedad de otras facies sedimentarias también están presentes localmente en Marte, incluyendo depósitos glaciares, [[aguas termales]], y [[Corrimiento de tierra|deslizamientos de tierra]], así como materiales criogénicos y [[periglaciar]]es, entre muchos otros.<ref name="SurfaceOfMars"/>

== Características comunes de la superficie ==
{{AP|Características comunes de la superficie de Marte}}

== Aguas subterráneas ==
Un grupo de investigadores propone que algunos de los estratos de Marte fueron causados por el agua subterránea al salir a la superficie en numerosos lugares, especialmente en el interior de los cráteres. De acuerdo con esta teoría, determinados minerales llegaron a la superficie disueltos en las aguas subterráneas, y posteriormente contribuyó a formar una serie de capas mediante la adición de minerales (especialmente sulfatos), con la cementación de los sedimentos alrededor de los cráteres. Esta hipótesis es apoyada por el descubrimiento de un modelo de aguas subterráneas sulfatadas en una amplia zona.<ref>{{Cita publicación|last1=Andrews-Hanna|first1=J. C.|last2=Phillips|first2=R. J.|last3=Zuber|first3=M. T.|date=2007|title=Meridiani Planum and the global hydrology of Mars|url=|journal=Nature|volume=446|issue=7132|pages=163–166|doi=10.1038/nature05594|pmid=17344848|bibcode=2007Natur.446..163A}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Andrews|last2=Hanna|first2=J. C.|last3=Zuber|first3=M. T.|last4=Arvidson|first4=R. E.|last5=Wiseman|first5=S. M.|date=2010|title=Early Mars hydrology: Meridiani playa deposits and the sedimentary record of Arabia Terra|url=|journal=J. Geophys. Res.|volume=115|issue=|page=E06002|doi=10.1029/2009JE003485|bibcode=2010JGRE..115.6002A}}</ref> En primer lugar, mediante el examen de los materiales de la superficie con el [[Opportunity|Rover Opportunity]], los científicos descubrieron que las aguas subterráneas habían resurgido repetidamente habían depositado sulfatos en la superficie.<ref name="marsrovers"/><ref>{{Cita publicación|last1=Grotzinger|first1=J. P.|display-authors=etal|date=2005|title=Stratigraphy and sedimentology of a dry to wet eolian depositional system, Burns formation, Meridiani Planum, Mars|url=|journal=Earth Planet. Sci. Lett.|volume=240|issue=|pages=11–72|doi=10.1016/j.epsl.2005.09.039|bibcode=2005E&PSL.240...11G}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=McLennan|first1=S. M.|display-authors=etal|date=2005|title=Provenance and diagenesis of the evaporitebearing Burns formation, Meridiani Planum, Mars|url=|journal=Earth Planet. Sci. Lett.|volume=240|issue=|pages=95–121|doi=10.1016/j.epsl.2005.09.041|bibcode=2005E&PSL.240...95M}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Squyres|first1=S. W.|last2=Knoll|first2=A. H.|date=2005|title=Sedimentary rocks at Meridiani Planum: Origin, diagenesis, and implications for life on Mars|url=|journal=Earth Planet. Sci. Lett.|volume=240|issue=|pages=1–10|doi=10.1016/j.epsl.2005.09.038|bibcode=2005E&PSL.240....1S}}</ref><ref>{{Cita publicación|last1=Squyres|first1=S. W.|display-authors=etal|date=2006|title=Two years at Meridiani Planum: Results from the Opportunity rover|url=|journal=Science|volume=313|issue=|pages=1403–1407|doi=10.1126/science}}</ref> Estudios posteriores con instrumentos a bordo del [[Mars Reconnaissance Orbiter]] mostraron que los mismos tipos de materiales existen en una amplia zona que incluye el sector denominado Arabia.<ref>M. Wiseman, J. C. Andrews-Hanna, R. E. Arvidson3,
J. F. Mustard, K. J. Zabrusky DISTRIBUTION OF HYDRATED SULFATES ACROSS ARABIA TERRA USING CRISM DATA:
IMPLICATIONS FOR MARTIAN HYDROLOGY. 42nd Lunar and Planetary Science Conference (2011) 2133.pdf
</ref>

== Elementos geológicos interesantes ==

=== Avalanchas ===
El 19 de febrero de 2008, las imágenes obtenidas por la cámara [[HiRISE]] a bordo del [[Mars Reconnaissance Orbiter]] mostraron una espectacular avalancha, en la que una acumulación de materiales (posiblemente formada por suelos de grano fino, hielo, polvo y grandes bloques de roca) se precipitó en una caída de más de 700{{esd}}m de desnivel desde lo alto de un acantilado. La evidencia de la avalancha incluyó la posterior formación de nubes de polvo en aumento junto al acantilado.<ref>{{cita web|url=http://dsc.discovery.com/news/2008/11/07/mars-avalanche.html|título=DiscoveryChannel.ca - Mars avalanche caught on camera|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20120512215925/http://dsc.discovery.com/news/2008/11/07/mars-avalanche.html|fechaarchivo=12 de mayo de 2012}}</ref> Tales eventos pueden ser la causa de los patrones geológicos "golpes de pendiente".<gallery>
File:Mars Avalanche 2.jpg|Imagen del 19 de febrero de 2008. Avalancha en Marte capturada por la sonda Mars Reconnaissance Orbiter.
File:Mars Avalanche Hirise.jpg|Detalle de la avalancha.
File:Mars Avalanche Dust Clouds.jpg|Nubes de polvo elevándose por encima de los 700 metros de profundidad del acantilado.
File:Mars Avalanche with Scale.jpg|Una foto con la escala gráfica muestra el tamaño de la avalancha.
</gallery>

=== Posibles cuevas ===
Los científicos de la [[NASA]] que estudian las imágenes de la [[Mars Odyssey]] han descubierto lo que podría ser una serie de siete [[cueva]]s situadas en las laderas del [[volcán]] [[Arsia Mons]]. La entrada de las fosas mide entre 100 y 252{{esd}}m de anchura y se estima que pueden tener al menos entre 73 y 96{{esd}}m de profundidad. De acuerdo con la imagen de abajo, los pozos han sido informalmente denominados (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (izquierda) y Nikki, y (F) Jeanne. Dado que la luz no llega al suelo de la mayoría de los pozos, es probable que se extienden a mucha mayor profundidad que lo que se ha supuesto en estas primeras estimaciones más conservadoras. Se pudo observar el suelo de Dena, y se encuentra a 130 m de profundidad.<ref>{{Cita noticia|first=Paul|last=Rincon|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/6461201.stm|title='Cave entrances' spotted on Mars|publisher=BBC News|date=17 de marzo de 2007}}</ref> Posteriores investigaciones sugieren que estos orificios no son necesariamente tubos de lava, pudiendo ser "claraboyas" de oquedades mayores.<ref>{{Cita web|last=Shiga|first=David|title=Strange Martian feature not a 'bottomless' cave after all|publisher=New Scientist|date=August 2007|url=http://www.newscientist.com/article/dn12566-strange-martian-feature-not-a-bottomless-cave-after-all.html|accessdate=1 de julio de 2010}}</ref> La revisión de las imágenes ha provocado el descubrimiento de más pozos profundos.<ref>{{Cita web|title=Teen project one-ups NASA, finds hole in Mars cave|publisher=AFP|date=23 de junio de 2010|url=http://www.google.com/hostednews/afp/article/ALeqM5jIFtIrGdFppmGQ1Kh-WLoF3qo8lg|accessdate=1 de julio de 2010}}</ref><gallery>
File:Marshole.jpg|Cueva marciana ("Jeanne"). Imagen Mars Reconnaissance Orbiter.
File:Mars; Arsia Mons cave entrance -MRO.jpg|Primer plano HiRISE de Jeanne mostrando la iluminación de la pared este por la tarde.
File:Mars_caves_from_NASA_orbiters.jpg|Imagen THEMIS de las entradas a las cuevas de Marte.
</gallery>Se ha sugerido que los exploradores humanos en Marte podrían utilizar las cuevas formadas por tubos de lava como refugios. Las cuevas pueden ser las únicas estructuras naturales que ofrece protección contra los [[Micrometeoroide|micro meteoritos]], la [[radiación ultravioleta]], las [[Fulguración solar|protuberancias solares]], y las [[Física de partículas|partículas de alta energía]] que bombardean la superficie del planeta.<ref>{{Cita web|last=Thompson|first=Andrea|title=Mars Caves Might Protect Microbes (or Astronauts)|publisher=Space.com|date=26 de octubre de 2009|url=http://www.space.com/scienceastronomy/091026-mm-mars-caves.html|accessdate=1 de julio de 2010}}</ref>

=== Relieve invertido ===
Algunas zonas de Marte muestran relieve invertido, donde los elementos que una vez fueron depresiones, como los cauces, están ahora por encima de la superficie. Se cree que los materiales como las rocas grandes se depositan en las zonas bajas. Posteriormente, la erosión del viento las saca de nuevo a la superficie, pero dejando detrás los materiales más resistente de los depósitos. Otra manera de formarse un relieve invertido podría ser la lava que fluye por el lecho de un arroyo, o los materiales cementados por los minerales disueltos en el agua. En la Tierra, los materiales cementados por sílice son muy resistentes a todo tipo de fuerzas de erosión. Ejemplos de canales invertidos en la Tierra se encuentran en la [[Formación Cedar Mountain]] cerca de [[Green River (Utah)|Green River]], [[Utah]]. El relieve invertido, con forma de ríos y arroyos, es una prueba más del agua que fluyó sobre la superficie de Marte en el pasado,<ref>{{Cita web|url=http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_006770_1760|title=HiRISE &#124; Inverted Channels North of Juventae Chasma (PSP_006770_1760)|publisher=Hirise.lpl.arizona.edu|date=|accessdate=16 de enero de 2012}}</ref> y sugiere que el clima era diferente (mucho más húmedo) cuando se formaron estos elementos invertidos.

En un artículo publicado en enero de 2010, un gran grupo de científicos lanzó la idea de la búsqueda de vida en el cráter Miyamoto debido a la existencia de canales invertidos y de minerales que indican la presencia de agua en el pasado.<ref>{{Cita publicación|last1=Newsom|first1=Horton E.|last2=Lanza|first2=Nina L.|last3=Ollila|first3=Ann M.|last4=Wiseman|first4=Sandra M.|last5=Roush|first5=Ted L.|last6=Marzo|first6=Giuseppe A.|last7=Tornabene|first7=Livio L.|last8=Okubo|first8=Chris H.|last9=Osterloo|first9=Mikki M.|displayauthors=8|title=Inverted channel deposits on the floor of Miyamoto crater, Mars|journal=Icarus|volume=205|issue=1|pages=64–72|date=2010|doi=10.1016/j.icarus.2009.03.030|bibcode=2010Icar..205...64N}}</ref>

A continuación se muestran imágenes de otros ejemplos de relieve invertido, procedentes de diversas partes de Marte.<gallery>
File:Inverted Streams in Juventae Chasma.jpg|Arroyos invertidos cerca de Juventae Chasma (Imagen Mars Global Surveyor). Estos flujos comienzan en la parte superior de una colina y a continuación se unen.
File:Inverted Channel 012435.jpg|Canal invertido con numerosos ramales en el cuadrángulo Syrtis Major.
File:Antoniadi Crater Stream Channels.JPG|Canal invertido en el Cráter Miyamoto en el cuadrángulo Sinus Margaritifer (imagen HiRISE). La barra de escala es de 500 metros de longitud.
</gallery>

=== Rocas notables ===
A continuación se incluye una tabla con algunas de las rocas localizadas por las misiones de reconocimiento en Marte, con características especiales que han propiciado que se les haya asignado un nombre identificativo:
{{Rocas de Marte}}

== Véase también ==
{{lista de columnas|3|
* [[Martemoto]]
* [[Suelo de Marte]]
* [[Recursos minerales de Marte]]
* [[Geografía de Marte]]
* [[Dicotomía de Marte]]
* [[Cuadrángulos de Marte]]
* [[Composición de Marte]]
* [[Carbonatos en Marte]]
* [[Anexo:Rocas de Marte]]
* [[Agua en Marte]]
* [[Lagos en Marte]]
* [[Flujo estacional en las laderas marcianas]]
* [[Glaciares en Marte]]
* [[Géiser de Marte]]
* [[Mars Geyser Hopper]]
* [[Agua subterránea en Marte]]
* [[Marcas oscuras de talud]]
* [[Diablo de polvo]]
* [[Gully]]
* [[Vallis (geología planetaria)|Vallis]]
* [[Vida en Marte]]
* [[Elysium Planitia]]
* [[Hecates Tholus]]

}}

== Referencias ==
{{listaref|2}}

== Bibliografía ==
* {{Cita libro|first=Michael|last=Carr|title=The surface of Mars|publisher=[[Cambridge University Press]]|location=Cambridge, UK|date=2006|isbn=0-521-87201-4|ref=harv}}
* {{Cita libro|last1=Hartmann|first1=W.|date=2003|title=A Traveler's Guide to Mars: The Mysterious Landscapes of the Red Planet|publisher=Workman Publishing|location=New York|isbn=978-0-7611-2606-5|ref=harv|url=https://archive.org/details/travelersguideto00will}}

== Enlaces externos ==
* [http://pubs.usgs.gov/sim/3292/ Mars - Geologic Map] ([[Servicio Geológico de los Estados Unidos|USGS]], 2014) ([http://pubs.usgs.gov/sim/3292/pdf/sim3292_map.pdf original] / crop / full / [http://www.youtube.com/watch?v=quZMhSohIEU video (00:56)]).
* [http://www.lpi.usra.edu/resources/mars_maps/1083/index.html Mars - Geologic Map] ([[Servicio Geológico de los Estados Unidos|USGS]], 1978).
* [https://web.archive.org/web/20190605090845/http://www.mars3d.com/ Animated flights over Mars at 100 meter altitude]
* [http://www.impacttectonics.org/SyriaPlanum.html Oblique-impact complex on Mars (Syria Planum and Sinai Planum)]
* [https://web.archive.org/web/20150815084859/http://marstrek.jpl.nasa.gov/] - Gives good images, distances, and elevations.

{{Control de autoridades}}
[[Categoría:Astrogeología]]
[[Categoría:Marte]]