derecha|miniaturadeimagen|300x300px|Imagen del cuadrángulo Mare Acidalium (MC-4). Los grandes cráteres Lomonosov (extremo superior derecho) y Kunowsky (extremo superior derecho) se ven fácilmente. La famosa "cara" de Marte se encuentra en el área de Cydonia Mensae (abajo a la derecha).

El cuadrángulo Mare Acidalium 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 noreste del hemisferio occidental de Marte y cubre de 300 ° a 360 ° de longitud este (0 ° a 60 ° 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 Mare Acidalium también se conoce como MC-4 (por sus siglas en inglés, Mars Chart-4).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.

Los límites sur y norte del cuadrángulo tienen aproximadamente y de ancho, respectivamente. La distancia de norte a sur es de unos (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.Approximated by integrating latitudinal strips with area of R^2 (L1-L2)(cos(A)dA) from 30° to 65° latitude; where R = 3889 km, A is latitude, and angles expressed in radians. See: https://stackoverflow.com/questions/1340223/calculating-area-enclosed-by-arbitrary-polygon-on-earths-surface. La mayor parte de la región llamada Acidalia Planitia se encuentra en el cuadrángulo Acidalium. Partes de Tempe Terra, Arabia Terra y Chryse Planitia también se encuentran en este cuadrángulo.

Esta área contiene muchos puntos brillantes sobre un fondo oscuro que pueden ser volcanes de lodo. También hay algunos barrancos que se cree que se formaron por flujos relativamente recientes de agua líquida.

Origen del nombre Mare Acidalium obtiene su nombre de una característica de albedo telescópica ubicada a 45 ° N y 330 ° E en Marte. La característica recibió su nombre de un pozo o fuente en Beocia, Grecia. Según la tradición clásica, es el nombre del lugar donde se bañan Venus y las Gracias.Blunck, J. 1982. Mars and its Satellites. Exposition Press. Smithtown, N.Y. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1958.

Fisiografía y geología El cuadrángulo contiene muchas características interesantes, que incluyen barrancos y posibles costas de un antiguo océano del norte. Algunas áreas están densamente estratificadas. El límite entre las tierras altas del sur y las tierras bajas del norte se encuentra en Mare Acidalium.http://hirise.lpl.arizona.edu/PSP_010354_2165 La "Cara de Marte", de gran interés para el público en general, se encuentra cerca de 40,8 grados norte y 9,6 grados oeste, en una zona llamada Cydonia. Cuando Mars Global Surveyor lo examinó con alta resolución, la cara resultó ser simplemente una mesa erosionada.http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/moc_5_24_01/face/index.html Mare Acidalium contiene el sistema de cañones Kasei Valles. Este enorme sistema tiene 300 millas de ancho en algunos lugares; el Gran Cañón de la Tierra tiene solo 18 millas de ancho.http://hiroc.lpl.arizona.edu/images/PSP/diafotizo.php?ID=PSP_001640_2125

Cauces La siguiente imagen de HiRISE de Acidalia Colles muestra barrancos en el hemisferio norte. Los barrancos se encuentran en pendientes pronunciadas, especialmente en cráteres. Se cree que los barrancos son relativamente jóvenes porque tienen pocos cráteres, si es que tienen alguno, y se encuentran sobre dunas de arena que son jóvenes. Por lo general, cada barranco tiene una alcoba, un canal y un delantal. Aunque se han propuesto muchas ideas para explicarlas, las más populares involucran agua líquida proveniente de un acuífero o sobrante de antiguos glaciares.

Existe evidencia para ambas 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 un acuífero a las profundidades habituales donde comienzan los barrancos. 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. Esta capa estaría encaramada encima de otra capa que evita que el agua baje (en términos geológicos se llamaría impermeable). La única dirección en la que puede fluir el agua atrapada es horizontalmente. El agua podría fluir hacia la superficie cuando el acuífero se rompa, como la pared de un cráter. 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

Por otro lado, existe evidencia a favor de la teoría alternativa porque 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. 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. Bajo ciertas condiciones, el hielo podría derretirse y fluir por las laderas para crear barrancos. Dado que hay pocos cráteres en este manto, el manto es relativamente joven. Una excelente vista de este manto se encuentra en la imagen del borde del cráter de Ptolemaeus, fotografiado por HiRISE.

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 condensa en las partículas, luego las partículas más pesadas con la capa de agua caen y se amontonan en el suelo. Cuando el hielo en la parte superior de la capa de manto vuelve a la atmósfera, deja polvo, que aísla el hielo restante.MLA NASA/Jet Propulsion Laboratory (2003, December 18). Mars May Be Emerging From An Ice Age. ScienceDaily. Retrieved February 19, 2009, from https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031218075443.htmAds by GoogleAdvertise

Suelo estampado poligonal El suelo poligonal y con patrones es bastante común en algunas regiones de Marte.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, llamada manto dependiente de la latitud, que cayó del cielo cuando el clima era diferente.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.

Cráteres Los cráteres de impacto generalmente tienen un borde con eyección a su alrededor, en contraste, los cráteres volcánicos generalmente no tienen un borde o depósitos de eyección. A veces, los cráteres muestran capas. Dado que la colisión que produce un cráter es como una poderosa explosión, las rocas de las profundidades subterráneas se lanzan a la superficie. Por lo tanto, los cráteres pueden mostrarnos qué hay profundo debajo de la superficie.

Volcanes de lodo Existen extensas áreas en Mare Acidalium que muestran puntos brillantes sobre un fondo oscuro. Se ha sugerido que dichas manchas son volcanes de lodo.Grotzinger, J. and R. Milliken (eds.) 2012. Sedimentary Geology of Mars. SEPM Se han cartografiado más de 18.000 de estas características, que tienen un diámetro medio de unos 800 metros. Mare Acidalium habría recibido grandes cantidades de lodo y fluidos de los canales de salida, por lo que es posible que se haya acumulado mucho lodo allí. Se ha descubierto que los montículos brillantes contienen óxidos férricos cristalinos. El vulcanismo de lodo aquí puede ser muy significativo porque podrían haberse producido conductos de larga duración para el afloramiento de aguas subterráneas. Estos podrían haber sido hábitats de microorganismos.Komatsu, G., et al. 2014. ASTROBIOLOGICAL POTENTIAL OF MUD VOLCANISM ON MARS. 45th Lunar and Planetary Science Conference (2014). 1085.pdf Los volcanes de lodo podrían haber traído muestras de zonas profundas que, por lo tanto, podrían ser muestreadas por robots. Un artículo en Icarus informa sobre un estudio de estos posibles volcanes de lodo. Los autores comparan estas características marcianas con los volcanes de lodo que se encuentran en la Tierra. El estudio que utilizó imágenes de HiRISE y datos de CRISM respalda la idea de que estas características son, de hecho, volcanes de lodo. Los minerales férricos en nanofase y los minerales hidratados encontrados con el Espectrómetro de Imágenes de Reconocimiento Compacto para Marte (CRISM) muestran que el agua estuvo involucrada en la formación de estos posibles volcanes de lodo marciano.

Canales en la región Idaeus Fossae Hay un sistema fluvial de 300 km de largo en Idaeus Fossae. Está tallado en las tierras altas de Idaeus Fossae y se originó a partir del derretimiento del hielo en el suelo después de los impactos de asteroides. La datación ha determinado que la actividad del agua se produjo después de que la mayor parte de la actividad del agua terminó en el límite entre los períodos Noeico y Hespérico. Los lagos y depósitos en forma de abanico se formaron por el agua corriente en este sistema mientras drenaba hacia el este en el cráter Liberta y formaba un depósito delta. Parte del camino de drenaje es el Valle de Moa.Salese, F., G. Di Achille, G. Ori. 2015. Sedimentology of a River System with a Series of Dam-Breach Paleolakes at Idaeus Fossae, Mars. 46th Lunar and Planetary Science Conference 2296.pdf

Canales Existe una enorme evidencia de que el agua alguna vez fluyó en los valles de los ríos de Marte.Carr, M. 1996. in Water on Mars. Oxford Univ. Press. Se han visto imágenes de canales curvos en imágenes de naves espaciales de Marte que datan de principios de los años setenta con el orbitador Mariner 9.Baker, V. R. (1982). The channels of Mars Bristol: Hilger. Univ. of Tex. Press, Austin, TX De hecho, un estudio publicado en junio de 2017 calculó que el volumen de agua necesario para tallar todos los canales de Marte era incluso mayor que el océano propuesto que el planeta podría haber tenido. Probablemente, el agua se recicló muchas veces del océano a la lluvia alrededor de Marte.http://spaceref.com/mars/how-much-water-was-needed-to-carve-valleys-on-mars.html

Océano