Deuteronilus Mensae es el nombre de una región en Marte de 937 km de ancho y centrada en las coordenadas 43,9 ° N 337,4 ° W. Cubre las corrdenadas 344 ° –325 ° Oeste y 40 ° –48 ° Norte. La región de Deuteronilus se encuentra justo al norte de Arabia Terra y está incluida en el cuadrángulo de Ismenius Lacus. Está a lo largo del límite de dicotomía, es decir, entre las antiguas tierras altas del sur, llenas de cráteres, y las llanuras bajas del hemisferio norte. La región contiene un terreno irregular de cima plana que puede haber sido formado por glaciares en algún momento del pasado. Deuteronilus Mensae está al oeste inmediato de Protonilus Mensae e Ismeniae Fossae.Baker, M. et al. 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. 186–209.http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMBS5V681F_0.html Los glaciares persisten en la región en los tiempos modernos, y se estima que al menos un glaciar se formó hace entre 100.000 y 10.000 años. La evidencia reciente del radar en el Mars Reconnaissance Orbiter ha demostrado que algunas partes de Deuteronilus Mensae contienen hielo.http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_009535_2240http://news.discovery.com/space/mars-ice-sheet-climate.htmlPlaut, J., A. Safaeinili,, J. Holt, R. Phillips, J. Head, J., R. Seu, N. Putzig, A. Frigeri. 2009. Radar evidence for ice in lobate debris aprons in the midnorthern latitudes of Mars. Geophys. Res. Lett. 36. doi:10.1029/2008GL036379.
Ahora se cree ampliamente que el hielo se acumuló en muchas áreas de Marte, incluido Deuteronilus Mensae, cuando la inclinación orbital del planeta era muy diferente a la actual (el eje de Marte tiene una considerable "oscilación", lo que significa que su ángulo cambia con el tiempo).Madeleine, J. et al. 2007. Mars: A proposed climatic scenario for northern mid-latitude glaciation. Lunar Planet. Sci. 38. Abstract 1778.Madeleine, J. et al. 2009. Amazonian northern mid-latitude glaciation on Mars: A proposed climate scenario. Icarus: 203. 300–405.Mischna, M. et al. 2003. On the orbital forcing of martian water and CO2 cycles: A general circulation model study with simplified volatile schemes. J. Geophys. Res. 108. (E6). 5062. Hace unos millones de años, la inclinación del eje de Marte era de 45 grados en lugar de los 25 grados actuales. Su inclinación, también llamada oblicuidad, varía mucho porque sus dos lunas diminutas no pueden estabilizarlo, como lo hace nuestra luna relativamente grande con la Tierra.
Se cree que muchas características de Marte, incluido Deuteronilus Mensae, 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 grados. Los grandes cambios en la inclinación explican muchas características ricas en hielo en Marte.Touma 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.
Los estudios han mostrado que cuándo el tilt de Marte logra 45 grados de su corriente 25 grados, el hielo es ya no 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 este alto tilt, tiendas de dióxido de carbono sólido (hielo seco) sublima, así aumentando la presión atmosférica. Esto la presión aumentada deja más polvo para ser aguantado en la atmósfera. Moisture En la atmósfera caerá tan nieve o tan el hielo congelado a granos de polvo. Los cálculos sugieren que este material concentrará en el mid-latitudes.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 Modelos de circulación general del Martian la atmósfera pronostica acumulaciones de hielo-polvo rico en las mismas áreas donde hielo-las características ricas están encontradas. Cuándo el tilt empieza para regresar para bajar valores, el hielo sublima (vueltas directamente a un gasistas) y hojas detrás de un lag 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 lag gorras de depósito el material subyacente tan con cada ciclo de alto tilt niveles, algún hielo-restos de manto rico detrás.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. Nota, que la capa de manto de superficie lisa probablemente representa sólo material reciente relativo.
Suelo estampado poligonal El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte.http://www.diss.fu-berlin.de/diss/servlets/MCRFileNodeServlet/FUDISS_derivate_000000003198/16_ColdClimateLandforms-13-utopia.pdf?hosts=Kostama, V.-P., M. Kreslavsky, Head, J. 2006. Recent high-latitude icy mantle in the northern plains of Mars: Characteristics and ages of emplacement. Geophys. Res. Lett. 33 (L11201). doi:10.1029/2006GL025946.K>Malin, M., Edgett, K. 2001. Mars Global Surveyor Mars Orbiter Camera: Interplanetary cruise through primary mission. J. Geophys. Res. 106 (E10), 23429–23540.Milliken, R., et al. 2003. Viscous flow features on the surface of Mars: Observations from high-resolution Mars Orbiter Camera (MOC) images. J. Geophys. Res. 108 (E6). doi:10.1029/2002JE002005.Mangold, N. 2005. High latitude patterned grounds on Mars: Classification, distribution and climatic control. Icarus 174, 336–359.Kreslavsky, M., Head, J. 2000. Kilometer-scale roughness on Mars: Results from MOLA data analysis. J. Geophys. Res. 105 (E11), 26695–26712.Seibert, N., J. Kargel. 2001. Small-scale martian polygonal terrain: Implications for liquid surface water. Geophys. Res. Lett. 28 (5), 899–902. S 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, llamada manto dependiente de la latitud, que cayó del cielo cuando el clima era diferente.Hecht, M. 2002. Metastability of water on Mars. Icarus 156, 373–386Mustard, 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.Kreslavsky, M.A., Head, J.W., 2002. High-latitude Recent Surface Mantle on Mars: New Results from MOLA and MOC. European Geophysical Society XXVII, Nice.Head, J.W., Mustard, J.F., Kreslavsky, M.A., Milliken, R.E., Marchant, D.R., 2003. Recent ice ages on Mars. Nature 426 (6968), 797–802.
Unidad de llanuras altas En las latitudes medias de Marte se han descubierto restos de un manto de 50 a 100 metros de espesor, llamado unidad de las llanuras superiores. Se investigó inicialmente en la región de Deuteronilus Mensae, aunque también ocurre en otros lugares del planeta. Los remanentes consisten en conjuntos de capas de inmersión en cráteres y mesetas.Carr, M. 2001. Mars Global Surveyor observations of martian fretted terrain. J. Geophys. Res. 106, 23571-23593. Los conjuntos de capas de inmersión pueden ser de varios tamaños y formas; algunos parecen pirámides aztecas de América Central. thumb|250px|Grupo de pequeños conjuntos de capas de inmersión, imagen por HiRISE y su programa HiWish
Esta unidad también se degrada en segmentos geográficos más pequeños llamados terreno cerebral. El terreno cerebral es una región de crestas en forma de laberinto de 3-5 metros de altura. Algunas crestas pueden consistir en un núcleo de hielo, por lo que pueden ser fuentes de agua para futuros colonos. thumb|250px|Características en capas y terreno cerebral, imaegn por HiRISE y su programa HiWish. La unidad de llanuras superiores a menudo se transforma en terreno cerebral.
Algunas regiones de la unidad de llanuras altas presentan grandes fracturas y depresiones con bordes elevados; estas regiones se denominan llanuras superiores acanaladas. Se cree que las fracturas comenzaron con pequeñas grietas debidas a tensiones. Se sugiere el estrés para iniciar el proceso de fractura, ya que las planicies superiores acanaladas son comunes cuando los delantales de escombros se juntan o cerca del borde de los delantales de escombros; tales sitios generarían tensiones de compresión. Las grietas expusieron más superficies y, en consecuencia, más hielo en el material se sublima en la delgada atmósfera del planeta. Eventualmente, las pequeñas grietas se convierten en grandes cañones o depresiones.
Las pequeñas grietas a menudo contienen pequeños hoyos y cadenas de hoyos; Se cree que estos se deben a la sublimación (transición de fase) del hielo en el suelo.Morgenstern, A., et al. 2007Baker, D., J. Head. 2015. Extensive Middle Amazonian mantling of debris aprons and plains in Deuteronilus Mensae, Mars: Implication for the record of mid-latitude glaciation. Icarus: 260, 269–288. Grandes áreas de la superficie marciana están cargadas de hielo que está protegido por una capa de polvo y otro material de un metro de espesor. Sin embargo, si aparecen grietas, una superficie nueva expondrá el hielo a la fina atmósfera.Mangold, N. 2003. Geomorphic analysis of lobate debris aprons on Mars at Mars Orbiter Camera scale: Evidence for ice sublimation initiated by fractures. J. Geophys. Res. 108, 8021.Levy, J. et al. 2009. Concentric En poco tiempo, el hielo desaparecerá en la atmósfera delgada y fría en un proceso llamado sublimación (transición de fase). El hielo seco se comporta de manera similar en la Tierra. En Marte se ha observado sublimación cuando el módulo de aterrizaje Phoenix descubrió trozos de hielo que desaparecieron en unos pocos días.Bright Chunks at Phoenix Lander's Mars Site Must Have Been Ice – Official NASA press release (19.06.2008) Además, HiRISE ha visto cráteres frescos con hielo en el fondo. Después de un tiempo, HiRISE vio desaparecer el depósito de hielo.Byrne, S. et al. 2009. Distribution of Mid-Latitude Ground Ice on Mars from New Impact Craters: 329.1674–1676