Περιοχές στον Άρη

Άρης (Στοιχεία ατμόσφαιρας)

Ζωή στον Άρη

Ζωή στον Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Το άρθρο είναι μέρος της σειράς για:
Ζωή στο Σύμπαν
Αστροβιολογία
Κατοικησιμότητα στο Ηλιακό Σύστημα
Ζωή στη Γη Κατοικησιμότητα: Στον Άρη Στην Αφροδίτη Στον Εγκέλαδο Στην Ευρώπη Στον Τιτάνα
Ζωή εκτός του Ηλιακού Συστήματος
Περιαστρική κατοικήσιμη ζώνη Εξωπλανητολογία Πλανητική κατοικησιμότητα SETI
π • σ • ε

Η πιθανότητα ύπαρξης ζωής στον Άρη είναι θέμα σημαντικού ενδιαφέροντος στην αστροβιολογία λόγω της εγγύτητας και ομοιότητας του πλανήτη με τη Γη. Επί του παρόντος δεν υπάρχουν αποδείξεις για ζωή στον Άρη. Αθροιστικά στοιχεία δείχνουν ότι κατά την αρχαία περίοδο του Νώε, στην επιφάνεια του Άρη υπήρχε νερό σε υγρή μορφή και ίσως ήταν κατοικήσιμη για μικροοργανισμούς. Η κατοικησιμότητα του πλανήτη δεν συνεπάγεται απαραίτητα την παρουσία ζωής.

Τον 19ο αιώνα ξεκίνησαν επιστημονικές έρευνες για ίχνη ζωής, που συνεχίζονται με τηλεσκοπικές αναζητήσεις και διαστημικούς εξερευνητές. Ενώ οι πρώιμες μελέτες επικεντρώθηκαν στην φαινομενολογία που συνορεύει με τη φαντασία, η σύγχρονη επιστημονική έρευνα έδωσε έμφαση στην αναζήτηση νερού, σε χημικά ίχνη ζωής στο έδαφος και τα πετρώματα στην επιφάνεια του πλανήτη, και σε βιοδείκτες αερίων στην ατμόσφαιρα.^[1][2]

Ο Άρης είναι ιδιαίτερου ενδιαφέροντος για τη μελέτη της προέλευσης της ζωής λόγω της ομοιότητας του με την πρώιμη Γη. Ιδιαίτερα επειδή έχει ψυχρό κλίμα και δεν διαθέτει τεκτονικές πλάκες ή μετατόπιση των ηπείρων, οπότε έχει παραμείνει αμετάβλητος από τα τέλη της Εσπερινικής περιόδου. Τουλάχιστον τα δύο-τρίτα της επιφάνειας του Άρη έχουν ηλικία πάνω από 3,5 δισεκατομμύρια έτη, και ο πλανήτης ίσως αποτελεί την καλύτερη ιστορική μαρτυρία για τις προβιοτικές συνθήκες που οδηγούν σε αβιογένεση, έστω και αν ζωή δεν υπάρχει ή δεν υπήρξε ποτέ εκεί.^[3][4]

Κατόπιν της επιβεβαίωσης για ύπαρξη επιφανειακού υγρού νερού στο παρελθόν, τα ρόβερ Curiosity και Opportunity άρχισαν να ψάχνουν για ίχνη παλαιότερης ζωής, όπως παλαιά βιόσφαιρα βασισμένη σε αυτότροφους, χημειοτροφικούς, ή χημειολιθοτροφικούς μικροοργανισμούς, καθώς και για αρχαίο νερό, όπως ποταμίσια-λιμναία περιβάλλοντα (πεδία που σχετίζονται με αρχαία ποτάμια ή λίμνες) που ίσως ήταν κατοικήσιμα.^[5][6][7][8] Η αναζήτηση για ίχνη κατοικησιμότητας, η ταφονομία (που σχετίζεται με απολιθώματα), και οι οργανικές ενώσεις στον Άρη αποτελούν τώρα τα κύρια αντικείμενα των NASA και ESA.

Τα ευρήματα οργανικών ενώσεων μέσα σε ιζηματογενή πετρώματα και βορίου στον Άρη είναι ενδιαφέροντος επειδή είναι πρόδρομες ουσίες για την προβιοτική χημεία. Τέτοια ευρήματα, μαζί με προηγούμενες ανακαλύψεις για την παρουσία υγρού νερού στον αρχαίο Άρη, ενισχύουν περαιτέρω την πιθανότητα πρώιμης κατοικησιμότητας του Κρατήρα Γκέιλ στον Άρη.^[9][10] Σήμερα, η επιφάνεια του Άρη λούζεται με ακτινοβολία, που αντιδρά με τα υπερχλωρικά της επιφάνειας, και ίσως γίνεται τοξική για τους μικροοργανισμούς.^[11][12]Συνεπώς, η κοινή συναίνεση είναι ότι αν υπάρχει —ή υπήρξε— ζωή στον Άρη, θα βρισκόταν ή θα διατηρούταν καλύτερα στο υπέδαφος, προστατευμένη από τις τρέχουσες αφιλόξενες επιφανειακές διεργασίες.

Τον Ιούνιο 2018, η NASA ανακοίνωσε την ανίχνευση εποχικών διακυμάνσεων στα επίπεδα μεθανίου στον Άρη, που ίσως προέρχεται από μικροοργανισμούς ή γεωλογικά μέσα.^[13] Από τον Απρίλιο του 2018 ο Ευρωπαϊκός Τροχιακός Δορυφόρος Ιχνών Αερίων (ExoMars Trace Gas Orbiter) του προγράμματος αστροβιολογίας ExoMars παρακολουθεί το ατμοσφαιρικό μεθάνιο και το 2020 το ρόβερ ExoMars θα εξορύξει δείγματα υπεδάφους, ενώ το ρόβερ της NASA Άρης 2020 (Mars 2020) θα αποθηκεύσει δεκάδες από τα δείγματα για πιθανή μεταφορά σε Γήινα εργαστήρια περί το 2020-2030.

Πρώιμες υποθέσεις

Ιστορικός χάρτης του Άρη από τον Τζοβάνι Σκιαπαρέλι		Τα κανάλια του Άρη όπως απεικονίστηκαν από τον αστρονομο Πέρσιβαλ Λόουελ το1898

Οι Αρειανοί πολικοί πάγoι ανακαλύφθηκαν από τα μέσα του 17ου αιώνα. Στα τέλη του 18ου αιώνα, ο Ουίλιαμ Χέρσελ απέδειξε ότι μεγαλώνουν και μικραίνουν εναλλάξ, κατά το το καλοκαίρι και το χειμώνα κάθε ημισφαιρίου. Από τα μέσα του 19ου αιώνα, οι αστρονόμοι γνώριζαν ότι ο Άρης είχε αρκετές ομοιότητες με τη Γη, όπως η χρονική διάρκεια της Αρειανής μέρας που ήταν σχεδόν ίση με τη Γήινη. Γνώριζαν επίσης ότι η αξονική κλίση ήταν παρόμοια με της Γης, δηλαδή υπάρχουν εποχές του έτους όπως και στη Γη — αλλά σχεδόν διπλάσιας διάρκειας επειδή το Αρειανό έτος διαρκεί πολύ περισσότερο. Οι παρατηρήσεις αυτές οδήγησαν στις υποθέσεις ότι τα σκοτεινότερα άλβεδο αντιστοιχούσαν στο νερό και τα φωτεινότερα στη στεριά, και τελικά ίσως να υπάρχει κάποια μορφή ζωής στον Άρη.

Το 1854, ο Γουίλιαμ Χιούελ, υπότροφος του Κολέγιου Τρίνιτυ στο Κέμπριτζ, ο οποίος διέδωσε τη λέξη επιστήμονας, διατύπωσε τη θεωρία ότι ο Άρης είχε θάλασσες, στεριά και πιθανές μορφές ζωής.^[14] Στα τέλη του 19ου αιώνα αυξήθηκαν οι εικασίες για ζωή στον Άρη, κατόπιν τηλεσκοπικών παρατηρήσεων φαινομενικών Άρειανών καναλιών — που τελικά βρέθηκε ότι ήταν οπτικές ψευδαισθήσεις.Το 1895 ο Αμερικανός αστρονόμος Πέρσιβαλ Λόουελ δημοσίευσε το βιβλίο του Άρης, που ακολουθήθηκε από το ο Άρης και τα Κανάλια του το 1906,^[15] προτείνοντας ότι τα κανάλια ήταν το έργο εξαφανισμένου πολιτισμού.^[16] Η ιδέα ενέπνευσε το Βρετανό συγγραφέα Χ.Τζ.Γουέλς που το 1897 έγραψε το Ο Πόλεμος των Κόσμων, διηγούμενος μία εξωγήινη εισβολή από Αρειανούς που προσπαθούσαν να γλιτώσουν από την ολοκληρωτική ξήρανση του πλανήτη.

Το 1894 άρχισαν φασματοσκοπικές αναλύσεις στην Αρειανή ατμόσφαιρα, όταν ο Αμερικάνος αστρονόμος Γουίλιαμ Γουάλας Κάμπελ έδειξε ότι εκεί δεν υπάρχει νερό ούτε οξυγόνο.^[17] Το 1909 με παρατηρήσεις από καλύτερα τηλεσκόπια απορρίφθηκε η υπόθεση των καναλιών.

Κατοικησιμότητα

Το περιβάλλον του Άρη διαμορφώνεται από χημικά, φυσικά, γεωλογικά και γεωγραφικά χαρακτηριστικά. Μεμονωμένες μετρήσεις των παραγόντων αυτών ίσως δεν επαρκούν για να αποφανθεί αν το περιβάλλον είναι κατοικήσιμο, αλλά το άθροισμα των μετρήσεων θα συνεισφέρει στις δυνατότητες πρόβλεψης περιοχών με μεγαλύτερη ή μικρότερη ενδεχόμενη κατοικησιμότητα ^[18] Οι δύο τρέχουσες οικολογικές προσεγγίσεις για την κατοικησιμότητα της Αρειανής επιφάνειας κάνουν χρήση 19 ή 20 περιβαλλοντικών παραγόντων, με έμφαση στη διαθεσιμότητα του νερού, τη θερμοκρασία, την παρουσία θρεπτικών ουσιών, μια πηγή ενέργειας, και την προστασία από την ηλιακή υπεριώδη ακτινοβολία και την γαλαξιακή κοσμική ακτινοβολία.^[19][20]

Οι επιστήμονες δεν γνωρίζουν τον ελάχιστο αριθμό παραμέτρων για τον προσδιορισμό της κατοικησιμότητας, αλλά είναι βέβαιοι ότι είναι περισσότεροι από ένα - δύο από τα στοιχεία του πίνακα που ακολουθεί. Ομοίως, για κάθε ομάδα παραμέτρων πρέπει να προσδιορίζονται τα όρια. Εργαστηριακές προσομοιώσεις δείχνουν ότι με συνδυασμό πολλαπλών θανατηφόρων παραγόντων τα ποσοστά επιβίωσης κατρακυλούν γρήγορα.^[21] Δεν έχουν δημοσιευθεί ακόμα πλήρεις Αρειανές προσομοιώσεις που να περιλαμβάνουν όλους τους βιοκτόνους παράγοντες συνδυασμένους.

Παρελθόν

Πρόσφατα μοντέλα έδειξαν ότι, ακόμη και με ατμόσφαιρα πυκνού CO₂, ο πρώιμος Άρης ήταν πιο κρύος από όσο ήταν ποτέ η Γη.^[22] Παροδικές θερμές συνθήκες που σχετίζονταν με προσκρούσεις ή ηφαιστειακή δραστηριότητα θα ευνοούσαν το σχηματισμό των δικτύων κοιλάδων στα τέλη της περιόδου Νώε, ακόμη και αν στα μέσα της περιόδου οι παγκόσμιες συνθήκες ήταν μάλλον παγετώδεις. Οι τοπικές αυξήσεις στη θερμοκρασία του θα ήταν σποραδικές, αλλά θα υπήρχαν πολλά περιστατικά ροής νερού στην επιφάνεια του Άρη. Τα ορυκτολογικά και τα μορφολογικά στοιχεία δείχνουν υποβάθμιση της κατοικησιμότητας από τα μέσα της Εσπερινής περιόδου και μετά. Τα ακριβή αίτια δεν είναι πλήρως κατανοητά και ίσως σχετίζονται με συνδυασμό διεργασιών, όπως απώλεια πρώιμης ατμόσφαιρας, ή διάβρωση από προσκρούσεις.

Η απώλεια του Αρειανού μαγνητικού πεδίου επηρέασε έντονα τα επιφανειακά περιβάλλοντα μέσω ατμοσφαιρικής απώλειας και αυξημένης ακτινοβολίας, δηλαδή μειώθηκε η κατοικησιμότητα.^[24] Ενόσω υπήρχε μαγνητικό πεδίο, η ατμόσφαιρα θα προστατευόταν από τη διάβρωση του ηλιακού ανέμου, και θα είχε διασφαλιστεί η διατήρηση πυκνής ατμόσφαιρας, που είναι απαραίτητη για την παρουσία υγρού νερού στην επιφάνεια του Άρη.^[25] Η απώλεια της ατμόσφαιρας συνοδεύτηκε από πτώση στις θερμοκρασίες. Μέρος των αποθεμάτων υγρού νερού εξαχνώθηκαν και μεταφέρθηκαν στους πόλους, ενώ το υπόλοιπο παγιδεύτηκε στο μόνιμο στρώμα του πάγου.^[26]

Επίγειες παρατηρήσεις και αριθμητικά μοντέλα έχουν δείξει ότι μία πρόσκρουση με σχηματισμό κρατήρα μπορεί να δημιουργήσει ένα μακροχρόνιο υδροθερμικό σύστημα εάν υπάρχει πάγος στο φλοιό της γης. Για παράδειγμα, μεγάλος κρατήρας 130 χλμ. θα μπορούσε να συντηρήσει ένα ενεργό υδροθερμικό σύστημα για έως 2 εκατομμύρια χρόνια, δηλαδή αρκετό καιρό για την ανάπτυξη μικροσκοπικής ζωής^[26] αλλά όχι για σημαντική εξελικτική πορεία.^[27]

Το 2013, το ρόβερ της NASA Curiosity εξέτασε δείγματα εδάφους και πετρωμάτων με τα ενσωματωμένα όργανα και λήφθηκαν πρόσθετες πληροφορίες για αρκετούς παράγοντες κατοικησιμότητας.^[28] Η ομάδα του ρόβερ αναγνώρισε μερικά από τα βασικά χημικά συστατικά για τη ζωή στο χώμα, όπως θείο, άζωτο, υδρογόνο, οξυγόνο, φώσφορο και μάλλον άνθρακα, καθώς και αργιλικά ορυκτά, ενδεικτικά εξαφανισμένου αρχαίου υδάτινου περιβάλλοντος — ίσως μια λίμνη ή αρχαία κοίτη χειμάρρου — με ουδέτερη οξύτητα και μικρή αλμυρότητα. Την 9 Δεκεμβρίου 2013, η NASA ανέφερε ότι με βάση δεδομένα από τις παρατηρήσεις του Curiosity, στο Aeolis Palus του Κρατήρα Γκέηλ υπήρχε μία αρχαία λίμνη φρέσκου νερού που θα ήταν φιλόξενο περιβάλλον για την μικροβιακή ζωή.^[29][30] Η επιβεβαίωση ότι υγρό νερό έρεε κάποτε στον Άρη, η ύπαρξη θρεπτικών συστατικών, και η προηγούμενη ανακάλυψη του παλαιού μαγνητικού πεδίου που προστάτευε τον πλανήτη από την κοσμική και ηλιακή ακτινοβολία,^[31][32] μαζί συνεπάγονται ότι το Αρειανό περιβάλλον θα υποστήριζε τη ζωή.^[33] Ωστόσο, η εκτίμηση της παρελθοντικής κατοικησιμότητας δεν αποδεικνύει ότι υπήρξε Αρειανή ζωή ποτέ. Αν υπήρξε, ήταν μάλλον μικρόβια σε υγρά ή ιζήματα, ή ελεύθερα βιοφίλμ.

Ιμπακτίτης, που διατηρεί ίχνη ζωής, ανακαλύφθηκε στον Άρη και θα μπορούσε να περιέχει πληροφορίες για αρχαία ζωή στον πλανήτη..^[34]

Στις 7 Ιουνίου 2018, η NASA ανακοίνωσε ότι το ρόβερ Curiosity βρήκε οργανικά μόρια σε ιζηματογενή πετρώματα που χρονολογούνται έως τριών δισεκατομμυρίων χρόνων.^{[35] [36]} Η ανίχνευση οργανικών μορίων σε βράχους δείχνει ότι υπήρχαν δομικά στοιχεία για τη ζωή.^[37][38]

Παρόν

Θεωρητικά, αν υπάρχει (ή υπήρχε) ζωή στον Άρη τα ίχνη της θα βρίσκονταν, ή θα διατηρούνταν καλύτερα, στο υπέδαφος, προστατευμένα από τις τρέχουσες αντίξοες συνθήκες της επιφάνειας.^[39] Σήμερα η ζωή στον Άρη, ή οι ενδείξεις της, θα βρίσκονταν λίγα μέτρα ή πολλά χιλιόμετρα κάτω από την επιφάνεια, ή σε υπόγεια γεωθερμικά ενεργά σημεία. Το παγετώδες στρώμα στον Άρη βρίσκεται μόνο μερικά εκατοστά υπό του εδάφους, και οι αλμυρές άλμες παραμένουν υγρές για λίγα εκατοστά βάθους. Το νερό είναι κοντά στο σημείο βρασμού ακόμη και στα βαθύτερα σημεία της λεκάνης Ελλάς και δεν παραμένει σε υγρή κατάσταση για πολύ ώρα στην επιφάνεια του Άρη, εκτός αν είναι καλυμμένο με πάγο ή κατόπιν απότομης απελευθέρωσης υπόγειου νερού.

Έως τώρα, η NASA ακολουθεί στρατηγική τύπου "ακολουθώντας το νερό" στον Άρη και δεν έχει αναζητήσει ίχνη ζωής εκεί από τον καιρό της αποστολής Viking. Από το 2017, η κοινή συναίνεση για τους αστροβιολόγους της NASA είναι ότι ίσως χρειαστεί πρόσβαση στο Αρειανό υπέδαφος για να βρεθούν τρέχοντα κατοικήσιμα περιβάλλοντα.

Λανθάνουσα υπεδάφια ζωή

Το ρόβερ Περιέργεια μέτρησε τα επίπεδα ιονίζουσας ακτινοβολίας ίσα με 76 mGy ετήσια,^[40] που θα αποστείρωνε την επιφάνεια του πλανήτη. Η κατοικησιμότητά του εξαρτάται από την τροχιακή εκκεντρότητα και την κλίση του άξονά του. Βάσει εκτίμησης, αν αναπτύχθηκε ζωή σε περίοδο έως 450.000 χρόνια, τότε τα ρόβερ στον Άρη θα βρουν αδρανή αλλά βιώσιμη ζωή σε βάθος έως ενός μέτρου.^[41]

Κοσμική ακτινοβολία

Το 1965, το Μάρινερ 4 ανακάλυψε ότι ο Άρης δεν είχε πλανητικό μαγνητικό πεδίο για προστασία από την επικίνδυνη κοσμική ακτινοβολία και την ηλιακή ακτινοβολία· στα τέλη της δεκαετίας 1990 παρατηρήσεις από το Mars Global Surveyor επιβεβαίωσαν την ανακάλυψη.^[42] Οι επιστήμονες υποθέτουν ότι ελλείψει μαγνητικής ασπίδας ο ηλιακός άνεμος θα παρέσυρε μακριά μεγάλο μέρος από την Άρειανή ατμόσφαιρα σε περίοδο αρκετών δισ.χρόνων.^[43] Ως επακόλουθο, ο πλανήτης θα ήταν ευάλωτος στη διαστημική ακτινοβολία για περίπου 4 δισεκατομμύρια χρόνια.^[44]

Πρόσφατα δεδομένα in-situ από το ρόβερ Περιέργεια  δείχνουν ότι η ιοντίζουσα ακτινοβολία από τις γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες και οι εκπομπές ηλιακών σωματιδίων  ίσως δεν είναι περιοριστικοί παράγοντες για τον προσδιορισμό κατοικησιμότητας. Τα 76 mGy ετήσια που μέτρησε το Περιέργεια ισοδυναμούν με τα επίπεδα στο εσωτερικό του ISS.^[45] Το 2014 από ευρήματα της δεύτερης MEPAG Επιστημονικής Αναλυτικής Ομάδας Εδικών Περιοχών, συμπεράθηκε ότι:^[46]

"Από τις μετρήσεις MSL RAD, η ιονίζουσα ακτινοβολία από γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες στον Άρη είναι  χαμηλές έως αμελητέες. Διαλείπουσες εκπομπές ηλιακών σωματιδίων ίσως αυξήσουν την ολική δόση και τον ατμοσφαιρικό ιονισμό έως το επίπεδο του εδάφους, αλλά οι εκπομπές αυτές είναι σποραδικές και διαρκούν για 2-5 ημέρες μόνο. Αυτά τα δεδομένα δεν χρησιμοποιούνται για να διακρίνουν Ειδικές Περιοχές στον Άρη." Η Ειδική Περιοχή ορίζεται ως μια περιοχή στην επιφάνεια του Άρη όπου θα επιβίωνε ένας Γήινος ζωντανός οργανισμός.

Σωρευτικά αποτελέσματα

Ακόμη και τα πιο ανθεκτικά κύτταρα δεν θα επιβίωναν από την κοσμική ακτινοβολία κοντά στην επιφάνεια του Άρη εφόσον έχει χάσει την προστατευτική μαγνητόσφαιρα και ατμόσφαιρα.^[47] Μετά απο χαρτογράφηση των επιπέδων κοσμικής ακτινοβολίας σε διάφορα βάθη στον Άρη, οι ερευνητές συμπέραναν ότι στα πρώτα υπεδάφια μέτρα του πλανήτη κάθε ζωή θα πέθαινε από θανατηφόρες δόσεις της κοσμικής ακτινοβολίας.^[48][49][50] Η σωρευτική ζημιά σε DNA και RNA από την κοσμική ακτινοβολία θα περιόριζε την εύρεση βιώσιμων κυττάρων σε βάθος μεγαλύτερο από 7,5 μέτρα υπό της επιφάνειας. Τα πιο ανθεκτικά σε ακτινοβολίες Γήινα βακτήρια θα επιβίωναν σε λανθάνουσα κατάσταση σπορίων για μόνο 18.000 χρόνια στην επιφάνεια. Στα 2 μέτρα —το μέγιστο βάθος που μπορεί να φτάσει το ρόβερ ExoMars—  ο χρόνος επιβίωσης θα ήταν 90.000 έως μισό εκατομμύριο χρόνια, ανάλογα με τον τύπο του πετρώματος.^[51]

Τα δεδομένα που συλλέχθηκαν από τον Ανιχνευτή Μετρητή Ακτινοβολίας (RAD), ένα από τα όργανα του ρόβερ Περιέργεια, δείχνουν ότι η επιφανειακή ακτινοβοία είναι 76 mGy/έτος, και ότι η "ιονίζουσα ακτινοβολία επηρεάζει έντονα τις χημικές συστάσεις και δομές, ιδιαίτερα του νερού, των αλάτων, και των ευαίσθητων στην οξειδοαναγωγή οργανικών μορίων."^[52] Ανεξάρτητα από την προέλευση των Αρειανών οργανικών ενώσεων (μετεωρική, γεωλογική ή βιολογική), οι δεσμοί άνθρακα είναι επιρρεπείς σε διάσπαση και ανασχηματισμό με περιβάλλοντα στοιχεία από ιονίζουσα ακτινοβολία φορτισμένων σωματιδίων. Αυτές οι ακριβέστερες εκτιμήσεις δείχνουν ότι η πιθανότητα εύρεσης διατηρημένων οργανικών ενδείξεων ζωής είναι συνάρτηση του βάθους καθώς και των χρόνων επιβίωσης μικροβίων ή βακτηρίων σε λανθάνουσα κατάσταση υπεδάφια. Η έκθεση καταλήγει στο συμπέρασμα ότι οι in situ "επιφανειακές μετρήσεις —και υπεδάφιες εκτιμήσεις— οριοθετούν το παράθυρο διατήρησης για την Αρειανή οργανική ύλη κατόπιν εξόρυξης και έκθεσης σε ιονίζουσα ακτινοβολία σε λίγα μόνο μέτρα από την επιφάνεια."

Τον Σεπτέμβριο 2017 το NASA ανακοίνωσε για τα επίπεδα ακτινοβολίας στην επιφάνεια του Άρη ότι προσωρινά διπλασιάστηκαν εξαιτίας ενός σέλας 25 φορές φωτεινότερου από οποιοδήποτε προηγούμενο, που οφείλεται σε σημαντική και απρόσμενη ηλιακή καταιγίδα στα μέσα του μήνα.^[53]

Υπεριώδης ακτινοβολία

Το 2014 μία έκθεση για την UV ακτινοβολία κατέληξε στο συμπέρασμα ότι  "Το Αρειανό UV ακτινοβολούμενο περιβάλλον είναι ταχύ μικροβιοκτόνο αλλά μπορεί να εξασθενήσει με πλανητικές αμμοθύελες και να προστατευτεί πλήρως με < 1 mm ρηγόλιθου ή με άλλους οργανισμούς." Τον Ιούλιο 2017 δημοσιεύτηκε εργαστηριακή έρευνα που έδειξε ότι UV ακτινοβολημένα υπερχλωρικά προκαλούν 10,8-πλάσια αύξηση στον κυτταρικό θάνατο κατόπιν 60 δευτερολέπτων έκθεσης. Το βάθος διείσδυσης της υπεριώδους ακτινοβολίας στο έδαφος είναι σε κλίμακα εύρους υπο-χιλιοστά έως χιλιοστά και εξαρτάται από τις ιδιότητες του εδάφους.^[54]

Υπερχλωρικά

Ο Αρειανός ρηγολίθος περιέχει μέγιστη ποσότητα 0,5% (w/v) υπερχλωρικά (ClO₄⁻) που είναι τοξικά για τους περισσότερους ζωντανούς οργανισμούς,^[55] αλλά μειώνουν σημαντικά το σημείο πήξης του νερού και μερικά ακραιόφιλα μπορούν να τα χρησιμοποιήσουν ως πηγή ενέργειας, οπότε εξετάζεται η επιδρασή τους στην κατοικησιμότητα.^[56][57][58]

Τον Ιούλιο 2017 δημοσιεύθυκε έρευνα που έδειξε ότι η υπεριώδης ακτινοβολία προσομοίωσης του Αρειανού περιβάλλοντος κατέστησε τα υπερχλωρικά ισχυρότερα βακτηριοκτόνα. Ακόμα και λανθάνοντα σπόρια χάνουν τη βιωσιμότητά τους εντός ολίγων λεπτών. Επίσης, άλλες δύο ενώσεις της Αρειανής επιφάνειας, οξείδια του σιδήρου και υπεροξείδιο του υδρογόνου, δρουν συνεργικά με ακτινοβολημένα υπερχλωρικά αυξάνοντας τον κυτταρικό θάνατο κατά 10,8 φορές. Διαπιστώθηκε, επίσης, ότι φθαρμένα πυριτικά άλατα (χαλαζία και βασάλτη) οδηγούν στο σχηματισμό τοξικών τύπων δραστικού οξυγόνου.^[59] Οι ερευνητές κατέληξαν στο συμπέρασμα ότι "η επιφάνεια του Άρη είναι θανατηφόρα για φυτικά κύτταρα και καθιστά πολλές επιφανειακές και υπεδάφιες περιοχές μη κατοικήσιμες."^[60] Η έρευνα έδειξε ότι η τρέχουσα επιφάνεια είναι μη κατοικήσιμη,^[61] και οι αναζητήσεις πρέπει να διεξάγονται λίγα μέτρα υπό του εδάφους όπου η ακτινοβολία είναι σχετικά μικρή.^[62]

Περιοδικές κλίσεις RSL

Οι περιοδικές κλίσεις (Recurrent slope lineae, RSL) είναι χαρακτηριστικές μορφές που εμφανίζονται σε πλαγιές που αντικρίζουν τον Ήλιο κατά τις εποχές του έτους που οι τοπικές θερμοκρασίες υπερβαίνουν το σημείο τήξης του πάγου. Οι ραβδώσεις αυξάνονται την άνοιξη, διευρύνονται στα τέλη του καλοκαιριού και ξεθωριάζουν το φθινόπωρο. Η δύσκολη αιτιολόγηση μάλλον σχετίζεται με κάποιας μορφής υδατικές ροές, αν και οι ραβδώσεις καθαυτές θεωρούνται δευτερογενή αποτελέσματα και όχι μια άμεση ένδειξη για την υγρασία του ρηγολίθου. Μολονότι επιβεβαιώθηκε ότι εμπλέκεται νερό, αυτό δεν αποκλείεται να είναι υπερβολικά κρύο ή αλμυρό για να τη ζωή. Προσωρινά θεωρούνται δυνητικά κατοικήσιμες, ως "Αβέβαιες Περιοχές, που εξετάζονται ως Ειδικές Περιοχές".

Για τις "Ειδικές Περιοχές" λένε: "Δεν έχει προταθεί ενιαίο μοντέλο για την προέλευση των RSL κλίσεων που να εξηγεί όλες τις παρατηρήσεις, για τώρα πιστεύεται ότι οφείλονται στη διαρροή νερού σε > 250 Κ, με a w {\displaystyle a_{w}} (ενεργότητα νερού) άγνωστη και ίσως μεταβλητή. Ως εκ τούτου πληρούνται τα κριτήρια για Αβέβαιες Περιοχές που εξετάζονται ως Ειδικές Περιοχές. Υπάρχουν και άλλες Αρειανές μορφές με χαρακτηριστικά παρόμοια των RSL, αλλά είναι μάλλον απίθανο να σχετίζονται με υγρό νερό." Αναφέρθηκαν για πρώτη φορά το 2011.^[63] Τότε υποτέθηκε ότι σχετίζονται με ροές άλμης, εφόσον όλα τα διαθέσιμα πρότυπα περιλάμβαναν κάποια μορφή ύδατος.^{[64][65][66][67]}Η θερμοδυναμική διαθεσιμότητα του νερού (ενεργότητα νερού) περιορίζει το μικροβιακό πολλαπλασιασμό στη Γη, ιδιαίτερα σε υπεράλμυρα περιβάλλοντα, και υπάρχουν ενδείξεις ότι η ιοντική ισχύς της άλμης εμποδίζει την κατοικησιμότητα στον Άρη. Πειράματα δείχνουν ότι η υψηλή ιοντική ισχύ, που φτάνει ακραιότατα επίπεδα στον Άρη λόγω της πληθώρας δισθενών ιόντων, "καθιστά αυτά τα περιβάλλοντα μη κατοικήσιμα έστω και παρουσία βιολογικά διαθέσιμου νερού."^[68]

Δέσμευση του αζώτου

Μετά τον άνθρακα, το άζωτο είναι το πιο απαραίτητο στοιχείο για τη ζωή. Για χαρτογράφηση της κατανομής του απαιτούνται μετρήσεις των νιτρικών σε εύρος από 0,1% έως 5%. Το ατμοσφαιρικό άζωτο (N₂) είναι λίγο και ανεπαρκές για να υποστηρίξει τη δέσμευση του αζώτου για βιολογική ενσωμάτωση.^[69] Το άζωτο με τη μορφή νιτρικών ιόντων θα μπορούσε να είναι θρεπτικό συστατικό για τη φυτική ανάπτυξη χρήσιμο σε χημικές διεργασίες. Στη Γη, τα νιτρικά άλατα συσχετίζονται με τα υπερχλωρικά σε ερημικά περιβάλλοντα, και ίσως ισχύει το ίδιο για τον Άρη. Πιστεύεται ότι στον Άρη τα νιτρικά είναι σταθερά και έχουν σχηματιστεί από το θερμικό σοκ κατόπιν πρόσκρουσης ή από αστραπές ηφαιστειακού νέφους στην αρχαιότητα.^[70]

Την 24 Μαρτίου 2015, το NASA ανέφερε ότι ο Αναλυτής Αρειανών Δειγμάτων (SAM) του ρόβερ Περιέργεια ανίχνευσε νιτρικά θερμαίνοντας επιφανειακά ιζήματα. Το άζωτο στα νιτρικά βρίσκεται σε μια "σταθερή" κατάσταση, δηλαδή η οξειδωμένη μορφή του είναι κατάλληλη για χρήση από ζωντανούς οργανισμούς. Η ανακάλυψη υποστηρίζει την άποψη ότι ο αρχαίος Άρης ίσως ήταν φιλόξενος για τη ζωή.^[71][72] Πιστεύεται ότι όλα τα νιτρικά στον Άρη είναι κατάλοιπα του παρελθόντος με μηδενική σύγχρονη συνεισφορά.^[73] Η ποσότητα Νιτρικών κυμαίνεται από μη-ανιχνεύσιμη έως 681 ± 304 mg/kg στα δείγματα που εξετάστηκαν έως τα τέλη 2017. Τα μοντέλα μελέτης έδειξαν ότι οι παροδικές συμπυκνωμένες ταινίες νερού στην επιφάνεια θα έπρεπε να μεταφερθούν σε χαμηλότερα βάθη (≈10 μ) συμπαρασύροντας τα νιτρικά άλατα, όπου θα αναπτύσσονταν μικροοργανισμοί.^[74]

Ενώ το φωσφορικό άλας, ένα χημικό συστατικό εξίσου απαραίτητο για τη ζωή, είναι άμεσα διαθέσιμο στον Άρη.^[75]

Χαμηλή πίεση

Οι εκτιμήσεις για την κατοικησιμότητα της Αρειανής επιφάνειας δυσχεραίνονται από την ανεπάρκεια γνώσεων για την ανάπτυξη μικροοργανισμών στις πιέσεις του πλανήτη. Ισχύει ότι ορισμένα βακτήρια μπορούν να αναπαραχθούν σε πιέσεις έως 25 mbar, αλλά η ατμοσφαιρική πίεση του Άρη είναι πολύ μικρότερη (εύρος 1-14 mbar).^[76] Σε μια άλλη μελέτη, επέλεξαν 26 στελέχη βακτηρίων με ανάκτηση από τις εγκαταστάσεις συναρμολόγησης διαστημόπλοιων, και μόνο το Serratia liquefaciens  ATCC 27592 αναπτύχθηκε σε ανοξική ατμόσφαιρα πίεσης 7 mbar, 0 °C και εμπλουτισμένη σε CO₂.

Υγρό νερό

Το υγρό νερό είναι αναγκαία αλλά όχι επαρκής προϋπόθεση για τη ζωή όπως την ξέρουμε, εφόσον η κατοικησιμότητα είναι συνάρτηση πληθώρας περιβαλλοντικών παραμέτρων.^[77] Στην επιφάνεια του Άρη δεν μπορεί να υπάρξει υγρό νερό, παρά μόνο στα χαμηλότερα υψόμετρα για χρονική διάρκεια λεπτών ή ωρών.^[78][79] Το υγρό νερό δεν εμφανίζεται στην επιφάνεια καθαυτή,^[80] αλλά ίσως σχηματιστεί σε μικροσκοπικές ποσότητες γύρω από σωματίδια σκόνης σε χιόνι που ζεσταίνεται από τον Ήλιο.^[81][82] Επίσης, τα αρχαία παγετώδη υπεδάφια στρώματα ίσως σταδιακά εξαχνωθούν ή λιώσουν, και καταστούν προσβάσιμα από την επιφάνεια του εδάφους μέσω σπηλιών.^{[83][84][85][86]}

Άρης - Ουτοπια Πλανιτια
Με τοπογραφικές μελέτες ανακαλύφθηκε τεράστια ποσότητα υπεδάφιου πάγου
αρκετού για να πληρωθεί η Λίμνη Σουπίριορ (22 Νοεμβρίου 2016)^[87][88][89]

Αρειανό έδαφος

Χάρτης του εδάφους

Το Αρειανό νερό βρίσκεται σχεδόν αποκλειστικά με τη μορφή πάγου, που βρίσκονται στους πλανητικούς πόλους και υπεδάφια ακόμα και σε εύκρατες περιοχές.^[90][91] Στην ατμόσφαιρα υπάρχει μικρή ποσότητα υδρατμών.^[92] Δεν υπάρχουν σώματα υγρού νερού στην επιφάνεια του Άρη, επειδή η μέση ατμοσφαιρική πίεση είναι 600 πασκάλ —δηλαδή 0,6% της μέσης Γήινης πίεσης στο επίπεδο της θάλασσας—και επειδή η θερμοκρασία (-63°C)είναι παγετώδης. Όμως, πριν από 3,8 δισεκατομμύρια χρόνια^[93] η ατμόσφαιρα ήταν πυκνότερη, η θερμοκρασία υψηλότερη, και τεράστιες ποσότητες υγρού νερού έρεαν στην επιφάνεια,^{[94][95][96][97]} όπως και μεγάλοι ωκεανοί.^{[98][99][100]}

Εκτιμάται ότι οι αρχέγονοι ωκεανοί του Άρη θα κάλυπταν το 36%^[101] με 75% του πλανήτη.^[102] Την 22 Νοεμβρίου 2016, το NASA ανέφερε ότι βρήκε μεγάλες ποσότητες υπεδάφιου πάγου στην Αρειανή περιοχή Ουτοπια Πλανιτια, όγκου ισοδύναμου με της Λίμνης Σουπίριορ.^[87][88][89] Ανάλυση των Αρειανών ψαμμόλιθων με τροχιακή φασματομετρία έδειξε ότι τα Αρειανά νερά θα ήταν υπερβολικά αλμυρά και ακατάλληλα για γήινες μορφές ζωής. Η ομάδα Tosca et al. βρήκε ότι το νερό στις περιοχές που μελετήθηκαν είχε ενεργότητα a_w ≤ 0,78 έως 0,86—ακατάλληλο για γήινη ζωή.^[103] Τα Χαλοβακτήρια όμως επιβιώνουν σε υπεράλμυρα διαλύματα έως και το σημείο κορεσμού.^[104]

Τον Ιούνιο 2000 βρέθηκαν ίχνη ροής νερού σε επιφανειακές δομές που μοιάζουν με ξηροπόταμοι.^[105][106] Το 2006 δημοσιεύθηκαν φωτογραφίες του Mars Global Surveyor που δείχνουν ότι ίσως περιστασιακά ρέουν ύδατα στην επιφάνεια του Άρη. Συγκεκριμένα φαίνονται μεταβολές στις απόκρυμνες παρειές των κρατήρων και εναπόθεση ιζημάτων, ενδεικτικά πρόσφατης ροής νερού.

Στην επιστημονική κοινότητα οι συζητήσεις συνεχίζονται για τα αίτια που δημιούργησαν τις ραβδώσεις τύπου ξηροπόταμου, την ακριβή πηγή νερού και τον μηχανισμό κίνησης. Για ορισμένους οφείλονταν σε ξηρές αμμοθύελες,^{[107][108][109][110]} για άλλους σε υγρή άλμη.^{[111][112][113] [114]}

Τον Ιούλιο 2018, οι επιστήμονες βρήκαν μία υποπαγετώδη λίμνη στον Άρη, σε 1,5 χλμ. βάθος υπό του νότιου πόλου, και πλευρικά εκτεινόμενο σε απόσταση 20 χλμ., και αποτελεί το πρώτο γνωστό σταθερό σώμα νερού στον πλανήτη.^{[115][116][117][118]} Η λίμνη εντοπίστηκε από το ραντάρ MARSIS του τροχιακού Mars Express και η συλλογή των δεδομένων έγινε την περίοδο Μαΐος 2012 - Δεκέμβριος 2015.^[119] Το επίκεντρο της λίμνης βρίσκεται σε συντεταγμένες 193°E, 81°S, μια επίπεδη επιφάνεια χωρίς ιδιαίτερα τοπογραφικά χαρακτηριστικά που περιβάλλεται από υψηλότερα εδάφη εκτός από την ανατολική πλευρά όπου υπάρχει κατάθλιψη.

Πυριτικά

Τον Μάιο 2007, το ρόβερ Σπίριτ διατάραξε τα εδάφη με τη μη λειτουργική ρόδα του και έφερε στην επιφάνεια μια περιοχή περιέχουσα 90% διοξείδια του πυριτίου.^[120] Το περιστατικό θυμίζει καυτό νερό πηγής ή ατμό καθώς έρχονται σε επαφή με ηφαιστειακά πετρώματα. Για τους επιστήμονες είναι ενδεικτικά παλαιού περιβάλλοντος που ίσως ευνοούσε τη μικροβιακή ζωή και θεωρούν ότι τα πυριτικά ίσως προέκυψαν από αλληλεπίδραση του εδάφους με όξινα αέρια, τα οποία προέρχονταν από ηφαιστειακή δραστηριότητα παρουσία νερού.^[121]

Με βάση τις αναλογίες με τη Γη, τα  Αρειανά υδροθερμικά συστήματα θα προσφέρονταν ικανοποιητικά για τη δυνατότητα συντήρησης οργανικών και ανόργανων βιολογικών ευρημάτων.^{[122][123][124]} Για αυτό, τα υδροθερμικά κοιτάσματα θεωρούνται σημαντικοί στόχοι για την εξερεύνηση απολιθωμάτων της αρχαίας Αρειανής ζωής.^{[125][126][127]}

Διαδραστικός χάρτης του Άρη

Διαδραστικός χάρτης της Αρειανής τοπογραφίας. Τοποθετήστε το δείκτη του ποντικιού πάνω σε μία από τις >25 διακριτές γεωγραφικές περιοχές για να δείτε την ονομασία της, και κάντε κλικ για να μεταβείτε στον σύνδεσμο. Ο χρωματισμός του βασικού χάρτη ενδεικνύει σχετικά υψόμετρα, βάσει δεδομένων του μετρητή υψομέτρων με λέιζερ του τροχιακού Mars Global Surveyor του NASA. Τα κόκκινα και ροζ είναι μεγαλύτερα υψόμετρα (+3 χλμ έως +8 χλμ)· τα κίτρινα είναι 0 χλμ· τα πράσινα και μπλε είναι χαμηλότερα υψόμετρα (έως -8 χλμ). Τα λευκά (>+12 χλμ) και καφετιά (>+8 χλμ) είναι τα μεγαλύτερα υψόμετρα. Οι άξονες είναι Πλάτος and Μήκος· Οι Πόλοι δε φαίνονται.

Δείμος (Δορυφόρος Άρη)

Δείμος (δορυφόρος)

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Δείμος
Ανακάλυψη
Ανακαλύφθηκε από	Έιζαφ Χωλ
Ημερομηνία Ανακάλυψης	12 Αυγούστου 1877
Χαρακτηριστικά τροχιάς
Ημιάξονας τροχιάς	23.460 Km
Εκκεντρότητα	0,0002
Περίοδος περιφοράς	1,26244 ημέρες
Κλίση	0,93° (προς τον Ισημερινό του Άρη)
Είναι δορυφόρος του	Άρη
Φυσικά χαρακτηριστικά
Διαστάσεις	15 × 12,2 × 10,4 Km
Μέση Ακτίνα	6,2 Km
Μάζα	1,48 × 1015 kg
Μέση πυκνότητα	1,471 g/cm3
Ισημερινή βαρύτητα επιφάνειας	0,0039 m/s²
Ταχύτητα διαφυγής	0,0056 km/s
Περίοδος περιστροφής	Σύγχρονη
Κλίση άξονα	-
Λευκαύγεια	0,068
Επιφανειακή θερμοκρασία	~233 K
Φαινόμενο μέγεθος	12,4

Ο Δείμος (αγγλικά: Deimos) ή Άρης II στην Αστρονομία είναι ο μικρότερος από τους δύο δορυφόρους του πλανήτη Άρη (ο άλλος είναι ο Φόβος). Ο Δείμος έλαβε το όνομά του από την Ελληνική μυθολογία και συγκεκριμένα από τη δέκατη πέμπτη ραψωδία της Ιλιάδος.

Ο Δείμος ανακαλύφθηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο Έιζαφ Χωλ στις 12 Αυγούστου 1877, από παρατήρηση που έγινε από το Αστεροσκοπείο του Πολεμικού Ναυτικού των ΗΠΑ (US Naval Observatory) στην πρωτεύουσα Ουάσινγκτον περί τις 2:48 τοπική ώρα.

Η μάζα του Δείμου είναι 22,44 τρισεκατομμύρια τόννοι, μικρότερη από 4 δισεκατομμυριοστά της μάζας της Γης.

Η μεγάλη ομοιότητα του Δείμου και των πολλών πλανητοειδών που είναι παρόντες στην κυρίως ζώνη των αστεροειδών μας οδηγεί στο συμπέρασμα ότι ο Δείμος είναι ένα ουράνιο σώμα τέτοιου τύπου που εγκλωβίστηκε από την βαρύτητα του Άρη εξαιτίας μιας διαταραχής, στην περιοχή, που προκλήθηκε από ένα πέρασμα του Δία. Αυτό δεν εξηγεί το γεγονός ότι η τροχιά του δορυφόρου είναι πολύ φυσιολογική και επιπλέον το επίπεδο της σχεδόν συμπίπτει με εκείνο του ισημερινού του πλανήτη. Η διαμάχη είναι ακόμη ανοιχτή.

• 

  Ο Δείμος φωτογραφημένος από τη διαστημοσυσκευή Βίκινγκ 2.

• 

  Ο Δείμος φωτογραφημένος από τη διαστημοσυσκευή Βίκινγκ 1.

• 

  Ο Δείμος, ο μικρότερος δορυφόρος του Άρη. (Βίκινγκ, 3 Οκτωβρίου 1995).

• 

  Η Τροχιά του Φόβου και του Δείμου (σε σύγκριση).

Φόβος (Δορυφόρος Άρη)

Φόβος (δορυφόρος)

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Φόβος
Ανακάλυψη
Ανακαλύφθηκε από	Έιζαφ Χωλ
Ημερομηνία Ανακάλυψης	18 Αυγούστου 1877
Χαρακτηριστικά τροχιάς
Ημιάξονας τροχιάς	9.377,2 Km
Εκκεντρότητα	0,0151
Περίοδος περιφοράς	0,31891023 ημέρες
Κλίση	1,093° (προς τον Ισημερινό του Άρη)
Είναι δορυφόρος του	Άρη
Φυσικά χαρακτηριστικά
Διαστάσεις	26,8 × 22,4 × 18,4 Km
Μέση Ακτίνα	11,1 Km
Έκταση επιφάνειας	~6.100 Km²
Όγκος	5.680 Km³
Μάζα	1,072 × 1016 kg
Μέση πυκνότητα	1,887 g/cm3
Ισημερινή βαρύτητα επιφάνειας	0,0084-0,0019 m/s²
Ταχύτητα διαφυγής	0,011 km/s
Περίοδος περιστροφής	Σύγχρονη
Κλίση άξονα	μηδέν
Λευκαύγεια	0,071
Επιφανειακή θερμοκρασία	~233 K
Φαινόμενο μέγεθος	11,3

Ο Φόβος (αγγλικά: Phobos) ή Άρης I είναι ο μεγαλύτερος από τους δύο δορυφόρους του πλανήτη Άρη (ο άλλος είναι ο Δείμος). Ο Φόβος, που έλαβε το όνομά του από την Ελληνική μυθολογία και συγκεκριμένα από τη δέκατη πέμπτη ραψωδία της Ιλιάδας, περιφέρεται εγγύτερα στον πλανήτη του από κάθε άλλο φυσικό δορυφόρο στο Ηλιακό σύστημα.

Ανακάλυψη

Ο Φόβος ανακαλύφθηκε από τον Αμερικανό αστρονόμο Έιζαφ Χωλ στις 17 Αυγούστου 1877, από παρατήρηση που έγινε από το Αστεροσκοπείο του Πολεμικού Ναυτικού των ΗΠΑ (US Naval Observatory) στην πρωτεύουσα Ουάσινγκτον πριν την αυγή (4:14 τοπική ώρα).

Χαρακτηριστικά

Το 2008 μετρήσεις από τη διαστημοσυσκευή Mars Express της ESA εκτίμησαν τη μάζα του Φόβου σε 1,072x10¹⁶ κιλά, περίπου ένα δισεκατομμυριοστό της μάζας της Γης καθώς και τον όγκο του, υπολογίζοντας έτσι την πυκνότητά του σε περίπου 1,85 gr/cm³. Αυτό σημαίνει ότι ο Φόβος είναι μάλλον ένας χαλαρός σωρός υλικών, όπως μερικοί αστεροειδείς, παρά ένα συμπαγές σώμα.^[1]

Κυρίαρχο χαρακτηριστικό του είναι ο μεγάλος κρατήρας Στίκνεϋ (Stickney crater), που προήλθε από σύγκρουση του δορυφόρου με θραύσμα από άλλη σύγκρουση στην επιφάνεια του Άρη. Ο κρατήρας αυτός φέρει το όνομα της γυναίκας του Χωλ. Άλλο γνωστό χαρακτηριστικό του είναι οι γραμμώσεις κατά μήκος της επιφάνειάς του, που προκλήθηκαν καθώς θραύσματα από μετεωρικές συγκρούσεις στην επιφάνεια του Άρη πέρασαν "ξυστά" από την επιφάνεια του Φόβου. Ο Φόβος περιφέρεται σε μικρή απόσταση γύρω από τον Άρη (σε σχέση με δορυφόρους άλλων πλανητών) και γι' αυτό σε μερικά εκατομμύρια χρόνια είτε θα πέσει στην επιφάνειά του, είτε, το πιθανότερο, μόλις ξεπεράσει το όριο Ρος (Roche) θα διασπαστεί από τη βαρύτητα του πλανήτη κι έτσι ο Άρης θα αποκτήσει έναν προσωρινό δακτύλιο.

Αποστολή Fobos-Grunt

Ο Φόβος ήταν στόχος της ρωσικής αποστολής Fobos-Grunt, η οποία εκτοξεύθηκε στις 8 Νοεμβρίου 2011.^[2] Ο αρχικός σχεδιασμός προέβλεπε η αποστολή να ξεκινήσει το 2009.^[3] Η αποστολή θα προσεδαφιζόταν στο δορυφόρο, θα συνέλεγε δείγμα εδάφους και θα το επέστρεφε στη Γη. Αμέσως μετά την εκτόξευση, το σκάφος παρουσίασε προβλήματα στην εκκίνηση των κινητήρων που θα το προωθούσαν στο διαπλανητικό του ταξίδι και έμεινε κολλημένο σε γήινη τροχιά.^[4] Στις 12 Νοεμβρίου ανακοινώθηκε ότι δεν υπάρχει πλέον ελπίδα για τη διάσωση της αποστολής.^[5] Η αποστολή εισήλθε στη γήινη ατμόσφαιρα και καταστράφηκε στις 15 Ιανουαρίου του 2012.^[6]

• 

  Φόβος, ο δορυφόρος του Άρη

• 

  O Φόβος όπως φαίνεται από τον Άρη.

• 

  Ο κρατήρας Στίκνεϋ, διαμέτρου 10 χιλιομέτρων.

• 

  Ο Φόβος πάνω από τον Άρη.

Άρης (Νερό)

km³. Ήταν μεγαλύτερη από την μεγαλύτερη περίκλειστη θάλασσα στη Γη, την Κασπία Θάλασσα, και περιείχε περισσότερο νερό από όλες τις άλλες Αρειανές λίμνες μαζί. Η Εριδάνια θάλασσα κρατούσε 9 φορές περισσότερο νερό απ ' όσο όλες οι Βορειοαμερικάνικες Μεγάλες Λίμνες.^{[138][139][140] [141][142][143]}

• 

  Χάρτης που δείχνει το εκτιμώμενο βάθος του νερού σε διάφορα τμήματα της Εριδάνιας Θάλασσας. Απεικονίζονται περίπου 530 μίλια.

• 

  Εναποθέσεις στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας.

• 

  Διάγραμμα που δείχνει πώς η ηφαιστειακή δραστηριότητα μπορεί να προκάλεσε απόθεση των ορυκτών στον πυθμένα της Εριδάνιας Θάλασσας. Τα χλωριούχα αποτέθηκαν κατά μήκος της ακτογραμμής με εξάτμιση.

Λιμναία δέλτα

Οι ερευνητές έχουν βρει αντιπροσωπευτικά δείγματα από δέλτα που σχηματίστηκαν στις Αρειανές λίμνες.^[27] Αυτό σημαίνει ότι ο Άρης κάποτε είχε πολύ νερό εφόσον απαιτούνται βαθιά νερά και μεγάλα χρονικά διαστήματα για να σχηματιστούν τα δέλτα. Επίσης, η στάθμη του νερού πρέπει να είναι σταθερή για να μην εκπλυθεί το ίζημα. Έχουν βρεθεί δέλτα σε ένα ευρύ γεωγραφικό φάσμα,^[45] αν και πιστεύεται ότι τα δέλτα ήταν συγκεντρωμένα γύρω από τις όχθες του υποτιθέμενου παλαιού βόρειου ωκεανού του Άρη.^[144]

Εδαφικό νερό

Από το 1979 θεωρείτο ότι τα κανάλια εκροής σχηματίστηκαν από μεμονωμένες, καταστροφικές ρήξεις των υπογείων δεξαμενών νερού, που ενδεχομένως ήταν σφραγισμένες από πάγους, απελευθερώνοντας κολοσσιαίες ποσότητες νερού στην άγονη επιφάνεια του Άρη.^[145][146] Επιπλέον, υπάρχουν ενδείξεις για βαρεές έως και καταστροφικές πλημμύρες στα γιγάντια κύματα της Κοιλάδας Αθαμπάσκα.^[147][148] Πολλά κανάλια εκροής αρχίζουν από Χαώδη εδάφη ή Χάσματα, και παρέχουν στοιχεία για τη ρήξη της παγωμένης σφραγίδας υπόγειων υδάτων.^[126]

Τα διακλαδούμενα δίκτυα των κοιλάδων του Άρη δεν συνάδουν με σχηματισμό από ξαφνική καταστροφική απελευθέρωση των υπόγειων υδάτων, εξίσου από την άποψη των δενδριτικών σχημάτων που δεν προέρχονται από ένα μοναδικό σημείο εκροής, και από τις εκλύσεις που προφανώς έρεαν κατά μήκος τους.^[149] Αντ ' αυτού, μερικοί συγγραφείς έχουν υποστηρίξει ότι σχηματίστηκαν από αργή διαρροή του εδαφικού νερού σε πηγές.^[150] Βάσει αυτής της ερμηνείας, το ανάντη άκρα πολλών κοιλάδων σε τέτοια δίκτυα αρχίζουν με φαράγγια ή "αμφιθεατρικά" κεφάλια, που στη Γη συνήθως συσχετίζονται με διαρροές εδαφικού νερού.^{[126] [151] [126]}

Το εδαφικό νερό επηρέασε σημαντικά την ελεγχόμενη ευρείας κλίμακας ιζηματογένεση και διεργασίες του Άρη.^[153] Σύμφωνα με αυτή την υπόθεση, το εδαφικό νερό με διαλυμένα μεταλλεύματα ανερχόταν στην επιφάνεια, μέσα και γύρω από τους κρατήρες, και εμπλεκόταν στη διαμόρφωση των στρωμάτων με την προσθήκη μετάλλων —κυρίως θειικών- και με τσιμέντωση των ιζημάτων.^{[152][154][155][156][157][158]} Δηλαδή, ορισμένα στρώματα ίσως έχουν σχηματιστεί από άνοδο του εδαφικού νερού με εναπόθεση μετάλλων και τσιμέντωση των προϋπάρχοντων, αραιών, αιολικών ιζημάτων. Τα στρώματα που σκληρύνθηκαν ήταν πιο ανθεκτικά στη διάβρωση. Το 2011 με δεδομένα από το Αρειανό Αναγνωριστικό Όρμπιτερ δείχνουν ότι παρόμοια είδη ιζημάτων υπάρχουν σε μια μεγάλη περιοχή που περιλαμβάνει την Γαία Αραβία.^{[159] [160]}

Η υπόθεση του Αρειανού ωκεανού

Η υπόθεση του Αρειανού ωκεανού προτείνει ότι η λεκάνη Βαστίτας Μπορεάλις κάποτε φιλοξενούσε έναν ωκεανό από νερό σε υγρή μορφή,^[20] και υποστηρίζεται από στοιχεία που δείχνουν ότι το ένα τρίτο της επιφάνειας του Άρη ήταν καλυμμένο από ωκεανούς στην πρώιμη γεωλογική ιστορία του πλανήτη.^[124][162] Αυτός ο ωκεανός, που ονομάστηκε "Ωκεανός" Μπορεάλις,^[20] θα είχε γεμίσει τη λεκάνη Βαστίτας Μπορεάλις στο βόρειο ημισφαίριο, μια περιοχή που βρίσκεται 4-5 χλμ. υπό του μέσου πλανητικού υψομετρικού επίπεδου.^[126]

Μια μελέτη τον Ιούνιο του 2010 κατέληξε στο συμπέρασμα ότι ο αρχαιότερος ωκεανός θα κάλυπτε το 36% του Άρη.^[27][28] Tο 1999 προσδιορίστηκε ότι ο υδροκρίτης για τον εν λόγω ωκεανό θα κάλυπτε το 75% του πλανήτη.^[163] Για τον πρώιμο Άρη θα χρειαζόταν ένα θερμότερο κλίμα και πυκνότερη ατμόσφαιρα για να επιτραπεί η ύπαρξη υγρού νερού στην επιφάνεια.^[164][165] Επιπλέον, ο μεγάλος αριθμός από δίκτυα κοιλάδων υποστηρίζει σθεναρά την πιθανότητα ενός υδρολογικού κύκλου στο παρελθόν του πλανήτη.^[154][166]

Η υπόθεση του αρχέγονου Αρειανού ωκεανού παραμένει αμφιλεγόμενη στον επιστημονικό χώρο.^[167][168] Κάποια χαρακτηριστικά της επιφάνειας που θεωρήθηκαν από ορισμένους επιστήμονες ως ακτογραμμές 2 δισεκατομμυρίων ετών (2 Ga) αμφισβητήθηκαν. ^{[169] [154]}

Τον Μάρτιο 2015 οι επιστήμονες δήλωσαν ότι υπάρχουν στοιχεία για έναν αρχαίο Αρειανό ωκεανό, πιθανότατα στο βόρειο ημισφαίριο του πλανήτη και στο μέγεθος του Γήινου Αρκτικού Ωκεανού, ή το 19% της Αρειανής επιφάνειας. Η διαπίστωση αυτή προέκυψε από την αναλογία νερού / δευτερίου στη σύγχρονη ατμόσφαιρα του Άρη συγκριτικά με την αναλογία της Γης. Στον Άρη βρέθηκε 8 φορές περισσότερο δευτέριο από όσο υπάρχει στη Γη, γεγονός που υποδηλώνει ότι στον αρχαίο Άρη υπήρχε πολύ νερό. Άλλοι επιστήμονες απέρριψαν την άποψη επισημαίνοντας ότι ο Άρης δεν ήταν αρκετά ζεστός στο παρελθόν για να υποστηρίξει τα υδατικά σώματα.^[170]

Τον Μάιο 2016 προστέθηκαν στοιχεία που υποστηρίζουν την υπόθεση του Αρειανού ωκεανού και περιγράφουν το πώς η επιφάνεια της Ισμήνειας Λίμνης ίσως έχει αλλοιωθεί από δύο τσουνάμι. Τα τσουνάμι προκλήθηκαν από αστεροειδείς που πρόσκρουσαν στον ωκεανό. Και τα δύο ήταν αρκετά ισχυρά ώστε να δημιουργηθούν κρατήρες διαμέτρου 30 χλμ. Το πρώτο τσουνάμι μάζεψε και μετακίνησε ογκόλιθους στο μέγεθος αυτοκινήτων ή μικρών σπιτιών. Τα απόνερα από τα κύματα σχημάτισαν κανάλια, αναδιατάσσοντας τις πέτρες. Το δεύτερο συνέβη όταν ο ωκεανός ήταν χαμηλότερος κατά 300 μέτρα και μετακίνησε πολλούς πάγους που έπεσαν σε κοιλάδες. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι το μέσο ύψος των κυμάτων θα ήταν 50 μ, κυμαινόμενα σε 10 - 120 μ. Οι αριθμητικές προσομοιώσεις δείχνουν ότι σε αυτό το συγκεκριμένο μέρος του ωκεανού δύο κρατήρες διαμέτρου 30 χλμ θα σχηματίζονταν κάθε 30 εκατομμύρια χρόνια. Το συμπέρασμα εδώ είναι ότι ένας μεγάλος βόρειος ωκεανός ίσως υπήρξε πριν από εκατομμύρια χρόνια. Η επιχειρηματολογία αντικρούεται από την έλλειψη ακτογραμμών, αλλά ίσως υπήρχαν και εκπλύθηκαν από τα τσουνάμι. Οι περιοχές που μελετήθηκαν ήταν η Χρυσή Πεδιάδα και η βορειοδυτική Γαία Αραβία. Τα τσουνάμι επηρέασαν ορισμένες περιοχές στις περιφέρεις Ισμήνεια Λίμνη και Ακιδαλία Θάλασσα.^{[171][172][173][174]}

Νερό στο παρόν

Απεικονίζονται οι αναλογίες υδατικού πάγου στα ανώτερα μέτρα της Αρειανής επιφάνειας, στα χαμηλότερα (πάνω) και υψηλότερα (κάτω) γεωγραφικά πλάτη. ^[175]

Σημαντικές ποσότητες από επιφανειακό υδρογόνο έχουν παρατηρηθεί σφαιρικά από το φασματόμετρο νετρονίων και το φασματόμετρο ακτίνων γάμμα του Αρειανή Οδύσσεια.^[176] Πιστεύεται ότι το υδρογόνο είναι ενσωματωμένο στη μοριακή δομή του πάγου, και μέσω στοιχειομετρικών υπολογισμών τα δεδομένα μεταφράζονται σε συγκεντρώσεις υδατικού πάγου στην Αρειανή επιφάνεια. Έτσι αποκαλύφθηκε ότι υπάρχει άφθονος πάγος και ευρέως κατανεμημένος στις εκτάσεις. Σε γεωγραφικά πλάτη μικρότερα από 60° οι πάγοι είναι συγκεντρωμένοι σε ορισμένες περιοχές, ιδιαίτερα γύρω από το Ηλύσια ηφαίστεια, τη Γαία Σάμπα, και βορειοδυτικά της Γαίας των Σειρήνων, σε συγκεντρώσεις έως και 18% πάγου στο υπέδαφος. Στα πλάτη πάνω από 60° οι πάγοι είναι άφθονοι. Προς τους πόλους σε πλάτη 70° οι συγκεντρώσεις πάγου υπερβαίνουν το 25% σχεδόν παντού, και προσεγγίζουν το 100% στους πόλους.^[177] Τα ραντάρ SHARAD και MARSIS επιβεβαίωσαν ότι ορισμένα χαρακτηριστικά της επιφάνειας του πλανήτη περιέχουν πάγους. Εφόσον ο πάγος είναι ασταθής στις αντίξοες συνθήκες της επιφάνειας, πιστεύεται ότι όλοι αυτοί οι πάγοι βρίσκονται καλυμμένοι από ένα λεπτό στρώμα πετρωμάτων ή σκόνης.

Το φασματόμετρο νετρονίων του Αρειανή Οδύσσεια έδειξε ότι αν όλοι οι πάγοι απλώνονταν ομοιόμορφα, θα προέκυπτε ένα Υδατικό Ισοδύναμο Παγκόσμιο στρώμα (WEG) τουλάχιστον ≈ 14 cm—δηλαδή η επιφάνεια του Άρη περιέχει 14% νερό.^[178] Για τώρα ο υδατικός πάγος βρίσκεται σταθερά στους δύο πόλους του Άρη με WEG ≈ 30 μέτρα, και από τα γεωμορφικά στοιχεία φαίνεται ότι στο παρελθόν το WEG έχει φτάσει έως και 500 μέτρα.^[178][10] Πιστεύεται ότι πολύ από το νερό του παρελθόντος έχει χαθεί στο βαθύ υπέδαφος και εν μέρει στο διάστημα, αλλά τα λεπτομερή ισοζύγια μάζας αυτών των διεργασιών δεν είναι γνωστά.^[126] Η τρέχουσα ατμοσφαιρική δεξαμενή του νερού είναι σημαντική ως αγωγός που επιτρέπει την περιοδική μετανάστευση των πάγων από ένα μέρος της επιφάνειας σε άλλο, αλλά από άποψη όγκου το WEG δεν υπερβαίνει τα 10 μικρόμετρα.^[178]

Πολικά παγοκαλύμματα

Βόρειο πολικό παγοκάλυμμα το 1999

Νότιο πολικό παγοκάλυμμα το 2000

Εξίσου τα βορειοπολικά (Βόρεια Πολική Λεκάνη) και τα νοτιοπολικά (Νότια Πολική Πεδιάδα) παγοκαλύμματα έχει παρατηρηθεί ότι αυξάνονται σε πάχος κατά τη διάρκεια του χειμώνα και εξαχνώνονται μερικά κατά τη διάρκεια του καλοκαιριού. Το 2004, το ηχητικό ραντάρ MARSIS του Άρης Εξπρές εστίασε στο νοτιοπολικό κάλυμμα και επιβεβαίωσε ότι ο πάγος εκεί εκτείνεται σε βάθος 3,7 χλμ. υπεδάφια.^[179] Το ίδιο έτος, το όργανο ΩΜΕΓΑ του ίδιου διαστημικού οχήματος αποκάλυψε ότι το κάλυμμα διακρίνεται σε τρία μέρη, με διαφορετικές περιεκτικότητες σε παγωμένο νερό, ανάλογα με το γεωγραφικό πλάτος. Το πρώτο μέρος είναι η φωτεινή περιοχή του πόλου που φαίνεται στις εικόνες, με επίκεντρο τον πόλο, που αποτελείται από μείγμα 85% πάγο CO₂ και 15% πάγο νερού.^[9] Το δεύτερο μέρος περιλαμβάνει απόκρημνες πλαγιές ή κρημνούς που αποτελούνται εξ ολοκλήρου από υδατικό πάγο, και δακτυλιοειδώς διαχέονται από το πολικό κάλυμμα προς τις περιβάλλουσες πεδιάδες.^[9] Το τρίτο μέρος περιλαμβάνει τα εκτενή μόνιμα παγωμένα εδάφη που εκτείνονται κατά δεκάδες χιλιόμετρα μακριά από τους κρημνούς και δεν θεωρούνται μέρος του καλύμματος μέχρις ότου αναλυθεί η επιφανειακή σύσταση.^[9][180] Οι επιστήμονες του NASA υπολογίζουν ότι ο όγκος του υδατικού πάγου στο νοτιοπολικό παγοκάλυμμα, αν λιώσει, θα είναι επαρκής ώστε να καλύψει ολόκληρη την πλανητική επιφάνεια κατά βάθος 11 μέτρων.^[179][181]

Ένα αρχαίο στρώμα πάγου που έχει προταθεί για τη νότια πολική περιοχή ενδέχεται να περιείχε 20 εκατομμύρια km³ υδατικού πάγου, που ισοδυναμεί με κάλυψη του πλανήτη από υδατικό στρώμα βάθους 137 μ.^[182][183]

Τον Ιούλιο 2008 το NASA ανακοίνωσε ότι το Φοίνιξ λάντερ επιβεβαίωσε την παρουσία υδατικού πάγου στην περιοχή προσεδάφισης κοντά στο βόρειο πολικό παγοκάλυμμα (68,2° γεωγραφικό πλάτος). Επρόκειτο για την πρώτη άμεση παρατήρηση πάγου από την επιφάνεια του πλανήτη.^[184] Δύο χρόνια αργότερα, το ραντάρ SHARAD του Αρειανού Αναγνωριστικού Τροχιακού έκανε μετρήσεις στο βόρειο πολικό κάλυμμα πάγου και προσδιόρισε ότι ο συνολικός όγκος του υδατικού πάγου εκεί είναι 821.000 κυβικά χιλιόμετρα. Δηλαδή ποσότητα ισοδύναμη με το 30% του Γροιλανδικού στρώματος πάγου, ή αρκετή ώστε να καλύψει την επιφάνεια του Άρη σε βάθος 56 μέτρων.^[185] Και τα δύο πολικά καλύμματα εμφανίζουν λεπτή εσωτερική διαστρωμάτωση όταν εξετάζονται εικόνες του HiRISE και του Mars Global Surveyor. Οι έρευνες για τη δομή, την ιστορία και τις ιδιότητες ροής των στρωμάτων συνεχίζονται^[126] αν και η ερμηνεία τους δεν είναι απλή.^[186]

Η λίμνη Βοστόκ στην Ανταρκτική ίσως αποτελεί καλό πρότυπο μελέτης για τα υποπαγετώδη ύδατα.^[187]

Νερό σε υγρή μορφή κάτω από τους πάγους

Τον Ιούλιο 2018 οι επιστήμονες της Ιταλικής Διαστημικής Υπηρεσίας ανέφεραν ότι ανίχνευσαν υποπαγετώδη λίμνη στον Άρη, 1,5 χλμ. υπό του νοτιοπολικού παγοκαλύμματος, και εκτεινόμενη κατά 20 χλμ. οριζόντια, και επρόκειτο για τa πρώτα αποδεικτικά στοιχεία της ύπαρξης σταθερού σώματος υγρού νερού στον πλανήτη.^{[188][189][190][191]} Τα στοιχεία για την Αρειανή λίμνη συνάχθηκαν από ένα φωτεινό σημείο στα ηχητικά δεδομένα του ραντάρ MARSIS που συλλέχθηκαν την περίοδο Μάιος 2012 έως Δεκέμβριος 2015.^[192] Η λίμνη έχει επίκεντρο στο 193°Α, 81°Ν, μια επίπεδη επιφάνεια που δεν παρουσιάζει ιδιαίτερα τοπογραφικά χαρακτηριστικά αλλά περιβάλλεται από υψώματα, εκτός από την ανατολική πλευρά όπου υπάρχει κατάθλιψη.^[188] Το ραντάρ SHARAD του Mars Reconnaissance Orbiter δεν έχει δει σημάδια της λίμνης, αλλά η ομάδα θα επαναξετάσει την περιοχή και θα προσπαθήσει να επιβεβαιώσει το πόρισμα όταν οι τροχιακές παράμετροι θα είναι ευνοϊκές.^[193] Είναι απίθανο ότι το SHARAD θα ανιχνεύσει τη λίμνη, καθώς έχει πολύ λιγότερες διεισδυτικές στο έδαφος δυνατότητες από το MARSIS.

Επειδή η θερμοκρασία στη βάση του παγοκαλύμματος εκτιμήθηκε ίση με 205 K (−68 °C; −91 °F), οι επιστήμονες υποθέτουν ότι το νερό μπορεί να παραμείνει υγρό από την αντιψυκτική επίδραση των υπερχλωρικών μαγνησίου και ασβεστίου.^[188][194] Το στρώμα πάγου πάχους 1,5 χλμ. που καλύπτει τη λίμνη αποτελείται από υδατικό πάγο, με 10 έως 20% αναμειγμένη σκόνη, και εποχιακά καλύπτεται από ένα παχύ στρώμα 1 μέτρου ξηρού πάγου.^[188] Επειδή τα καθαρά δεδομένα από το νοτιοπολικό παγοκάλυμμα είναι περιορισμένα, οι εξερευνητές δήλωσαν ότι «δεν υπάρχει κανένας λόγος για να συμπεράνουμε ότι η παρουσία του εδαφικού νερού στον Άρη περιορίζεται σε μια μεμονωμένη τοποθεσία.»^[188]

Η λίμνη μπορεί να αποτελείται από καθαρό νερό, ή λάσπη που προέκυψε από ανάμιξη νερού με χώμα.^[195] Τα υψηλά επίπεδα άλατος της λίμνης καθιστούν το περιβάλλον αφιλόξενο για τις περισσότερες μορφές ζωής, αλλά στη Γη υπάρχουν οργανισμοί που ονομάζονται αλόφιλοι και ευδοκιμούν σε αλμυρές συνθήκες, μολονότι όχι σε σκοτεινά, κρύα, συμπυκνωμένα διαλύματα υπερχλωρικών.^[195]

Εδαφικός πάγος

Για πολλά χρόνια, διάφοροι επιστήμονες έχουν προτείνει ότι μερικές περιοχές στην επιφάνεια του Άρη μοιάζουν με τις περιπαγετώδεις περιοχές στη Γη.^[198] Κατ ' αναλογία με τα γαιώδη χαρακτηριστικά, έχει υποστηριχθεί ότι ίσως πρόκειται για περιοχές με μόνιμα παγωμένο έδαφος, που σημαίνει ότι υπάρχει παγωμένο νερό ακριβώς κάτω από την επιφάνεια.^[199][200] Ένα κοινό χαρακτηριστικό στα υψηλότερα γεωγραφικά πλάτη, το πολυγωνικό έδαφος, μπορεί να εμφανιστεί σε διάφορες μορφές, όπως ρίγες και πολύγωνα. Στη Γη, αυτά τα σχήματα προκαλούναι από τo πάγωμα και ξεπάγωμα του εδάφους.^[201] Υπάρχουν και άλλα είδη στοιχείων που αποδεικνύουν ότι υπάρχουν μεγάλες ποσότητες παγωμένου νερού κάτω από την επιφάνεια του Άρη, όπως η εξομάλυνση του ανάγλυφου, που στρογγυλοποιεί τα αιχμηρά τοπογραφικά χαρακτηριστικά.^[202] Στοιχεία από το φασματόμετρο ακτίνων γάμμα του Αρειανή Οδύσσεια και άμεσες μετρήσεις με το Φοίνιξ λάντερ υποστηρίζουν την θεωρία ότι πολλά από αυτά τα χαρακτηριστικά σχετίζονται με την παρουσία εδαφικού πάγου.^[203]

Πολυγωνικό έδαφος

Στον Άρη

Στο Όρος Κένυα

Το 2017 με την κάμερα HiRISE του Αρειανού Αναγνωριστικού Τροχιακού (MRO) βρέθηκαν τουλάχιστον οκτώ διαβρωμένες πλαγιές όπου φαίνονταν εκτεθειμένα φύλλα παγωμένου νερού πάχους 100 μέτρων, καλυμμένα από ένα στρώμα εδάφους πάχους 1 - 2 μέτρων.^[196][204] Οι τοποθεσίες βρίσκονται σε γεωγραφικά πλάτη 55°- 58° που σημαίνει ότι υπάρχει ρηχός εδαφικός πάγος κάτω από το ένα τρίτο της Αρειανής επιφάνειας.^[196] Η εικόνα αυτή επιβεβαιώνει ότι είχε εντοπιστεί παλαιότερα από το φασματόμετρο του Αρειανή Οδύσσεια, τα διεισδυτικά ραντάρ των MRO και Μαρς Εξπρές, και από τις επιτόπιες ανασκαφές του Φοίνιξ λάντερ .^[196] Αυτά τα στρώματα πάγου κρατούν εύκολα προσβάσιμα στοιχεία για την κλιματική ιστορία του Άρη και καθιστούν το παγωμένο νερό προσβάσιμο σε μελλοντικούς ρομποτικούς ή ανθρώπινους εξερευνητές.^[196] Έχει προσταθεί ότι ίσως αυτές οι εναποθέσεις είναι τα απομεινάρια των παγετώνων που υπήρξαν πριν από εκατομμύρια χρόνια, όταν ο άξονας περιστροφής και η τροχιά του πλανήτη ήταν διαφορετικά.

• 

  Κοντινή άποψη των τοιχωμάτων της τριγωνικής κατάθλιψης, όπως φαίνεται η ορατή διαστρωμάτωση του τοιχώματος από το HiRISE. Τα στρώματα περιέχουν πάγο. Τα χαμηλότερα στρώματα είναι κεκλιμένα, ενώ τα πιο επιφανειακά είναι περισσότερο ή λιγότερο οριζόντια. Η εν λόγω διάταξη στρωμάτων ονομάζεται "γωνιώδης ασυμφωνία."^[205]

• 

  Κρατήρας που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με άφθονο πάγο, όπως φαίνεται από το HiRISE. Από την περιφέρεια Ισμήνεια Λίμνη.

• 

  Κοντινή άποψη του κρατήρα που μπορεί να δημιουργήθηκε σε έδαφος με αφθονία πάγων, όπως φαίνεται από το HiRISE. Τα εκτινάγματα φαίνονται χαμηλότερα από τα περιβάλλοντα εδάφη. Ίσως επειδή όταν ήταν ζεστά έλιωσαν κάποιους πάγους,

Κτενιοειδής τοπογραφία

Ορισμένες περιοχές του Άρη επιδεικνύουν κτενιοειδείς καταθλίψεις. Υπάρχουν υποψίες ότι οι καταθλίψεις είναι τα απομεινάρια από την υποβάθμιση των αποθεμάτων ενός πλούσιου σε πάγους μανδύα. Τα χτένια προκλήθηκαν από εξάχνωση πάγων από το παγωμένο έδαφος. Οι γεωμορφές της κτενιοειδούς τοπογραφίας μπορεί να σχηματίστηκαν από υπεδάφιες απώλειες υδάτων λόγω εξάχνωσης στις τρέχουσες Αρειανές κλιματικές συνθήκες. Ένα μοντέλο προβλέπει παρόμοια σχήματα όταν στο έδαφος υπάρχουν μεγάλες ποσότητες καθαρού πάγου, για πολλές δεκάδες μέτρα βάθους.^[206] Αυτό το υλικό του μανδύα μάλλον αποτέθηκε από την ατμόσφαιρα ως πάγος που σχηματίστηκε στη σκόνη όταν το κλίμα ήταν διαφορετικό.^[207][208] Τα χτένια συνήθως έχουν δεκάδες μέτρα βάθος και από μερικές εκατοντάδες έως μερικές χιλιάδες μέτρα μήκος. Μπορεί να είναι σχεδόν κυκλικά ή επιμήκη. Κάποια φαίνεται πως έχουν συγχωνευθεί προς σχηματισμό εδάφους με μεγάλες λακκούβες. Η διαδικασία διαμόρφωσης του εδάφους μπορεί να άρχισε με εξάχνωση από μια ρωγμή. Υπάρχουν συχνά πολυγωνικές ρωγμές όπου σχηματίζονται χτένια και η κτενιοειδής τοπογραφία αποτελεί ένδειξη παγωμένου εδάφους.^[123][209]

Την 22 Νοεμβρίου 2016 το NASA ανέφερε ότι βρήκε μεγάλες ποσότητες υπόγειων πάγων στην Πεδιάδα Ουτοπία του Άρη.^[210] Ο όγκος του νερού που εντοπίστηκε υπολογίστηκε ισοδύναμος του υδατικού όγκου της Λίμνης Σουπίριορ.

Ο όγκος του υδατικού πάγου υπολογίστηκε βάσει μετρήσεων από το διεισδυτικό-στο-έδαφος ραντάρ του Αρειανού Όρμπιτερ, που ονομάζεται SHARAD. Από τα δεδομένα προσδιορίστηκε η διηλεκτρική σταθερά, η οποία βρέθηκε να αναλογεί σε μεγάλες συγκεντρώσεις υδατικού πάγου.^{[211][212][213]}

Αυτά τα κτενιοειδή χαρακτηριστικά είναι επιφανειακά παρόμοια με το χαρακτηριστικά Ελβετικού τυριού, που βρέθηκαν γύρω από το νότιο πόλο. Πιστεύεται ότι οφείλονται σε κοιλότητες που σχηματίστηκαν σε ένα επιφανειακό στρώμα στερεού διοξειδίου του άνθρακα, αντί για υδατικού πάγου—αν και οι πυθμένες σε αυτές τις τρύπες πιθανότατα περιέχουν άφθονο H₂O.^[214]

Μπαλώματα πάγου

Την 28 Ιουλίου 2005, η Ευρωπαϊκή Υπηρεσία Διαστήματος ανακοίνωσε την ύπαρξη ενός κρατήρα εν μέρει πληρωμένου με παγωμένο νερό, ^[215] μία ανακάλυψη που από ορισμένους ερμηνεύτηκε ως "παγωμένη λίμνη".^[216] Εικόνες από τον κρατήρα, που λήφθηκαν από την Υψηλής Ανάλυσης Στέρεο Κάμερα του Μαρς Εξπρές όρμπιτερ του Ευρωπαϊκού Οργανισμού Διαστήματος, δείχνουν ξεκάθαρα ένα ευρύ φύλλο πάγου στον πάτο ενός ανώνυμου κρατήρα που βρίσκεται στο Βαστίτας Μπορεάλις, μια ευρεία πεδιάδα που εκτείνεται σε πολλά από τα Αρειανά βόρεια γεωγραφικά πλάτη, στο 70,5° Βόρεια και 103° Ανατολικά. Ο κρατήρας έχει πλάτος 35 χλμ. και βάθος 2 χλμ. Η διαφορά ύψους μεταξύ του πάτου του κρατήρα και της επιφάνειας του υδατικού πάγου είναι περίπου 200 μέτρα. Oι επιστήμονες του ΕΥΔ οι θεώρησαν ότι η διαφορά ύψους οφείλεται σε αμμόλοφους κάτω από τα παγωμένα ύδατα, που είναι εν μέρει ορατοί. Το μπάλωμα δεν αναφέρεται ως "λίμνη" αλλά είναι αρκετά μεγάλο και η παρουσία του είναι σταθερή όλον τον χρόνο. Εναποθέσεις υδατικών πάγων και στρωμάτων παγετού έχουν βρεθεί σε πολλές διαφορετικές περιοχές του πλανήτη.

Στην επιφάνεια του Άρη έχουν απεικονιστεί και αρκετά άλλα μπαλώματα πάγων που είναι διάσπαρτα σε όλη την επιφάνεια και μερικά είναι συγκεντρωμένα στα μέσα πλάτη (≈30-60° Β/Ν από τον ισημερινό).^[126]

Παγετώνες

Πολλές μεγάλες περιοχές του Άρη είτε έχουν παγετώνες ή φαίνεται πως κάποτε είχαν. Πολλές περιοχές σε υψηλά γεωγραφικά πλάτη, ιδίως στην περιφέρεια της Ισμήνειας Λίμνης πιστεύεται ότι περιέχουν τεράστιες ποσότητες νερού σε μορφή πάγου.^[217][218] Πολλοί πλανητικοί επιστήμονες από τα νεότερα στοιχεία έχουν συμπεράνει ότι υδατικοί πάγοι εξακολουθούν να υφίστανται ως παγετώνες σε όλα τα μεσαία και υψηλά γεωγραφικά πλάτη, προστατευμένοι από εξάχνωση από λεπτά καλύμματα μονωτικών πετρωμάτων και/ή σκόνης.^[38][55] Ένα παράδειγμα αυτού είναι τα παγόμορφα χαρακτηριστικά που ονομάστηκαν λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων στην περιοχή Τράπεζες του Δευτερονείλου, και ενδεικνύουν την παρουσία πάγων που βρίσκονται κατά μερικά μέτρα κάτω από τα βραχώδη συντρίμματα.^[55] Οι παγετώνες συσχετίζονται με το διαβρωμένο έδαφος και πολλά ηφαίστεια. Οι ερευνητές έχουν περιγράψει παγετώδεις αποθέσεις στον Θόλο της Εκάτης,^[219] στο Όρος Αρσία,^[220] στο Όρος Παβονις,^[221] και στο όρος Όλυμπος.^[222]

Τα χαρακτηριστικά στην επιφάνεια του Άρη που μοιάζουν με παγετώνες είναι γνωστά ποικιλοτρόπως ως ιξώδεις ροές,^[223] Αρειανές ροές, λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων,^[55] ή γραμμωτές κοιλάδες,^[51] , ανάλογα με τη μορφή του χαρακτηριστικού, την τοποθεσία του, τις γεωμορφές με τις οποίες συνδέεται και με τον συγγραφέα που τις περιγράφει. Πολλοί, αλλά όχι όλοι, μικροί παγετώνες φαίνεται πως συνδέονται με ξεροπόταμους στα τοιχώματα των κρατήρων και του μανδυακού υλικού.^[224] Οι γραμμωτές αποθέσεις γνωστές ως γραμμωτές πληρώσεις μάλλον είναι παγετώνες καλυμμένοι από πετρώματα και βρίσκονται στα πατώματα των περισσότερων καναλιών του διαβρωμένου εδάφους γύρω από την Γαία Αραβία στο βόρειο ημισφαίριο. Οι επιφάνειες τους έχουν υβώματα και αυλακώσεις που εκτρέπονται γύρω από τα εμπόδια. Οι γραμμωτές αποθέσεις στα πατώματα ίσως σχετίζονται με λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων που έχει αποδειχθεί ότι περιέχουν μεγάλες ποσότητες πάγου από τα ραντάρ των τροχιακών οχημάτων.^[38][55] Για πολλά χρόνια, οι ερευνητές θεωρούσαν ότι τα χαρακτηριστικά που ονομάστηκαν "λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων" ήταν παγετώδεις ροές και ότι κάτω από ένα στρώμα μονωτικών πετρωμάτων υπάρχουν πάγοι.^{[54][225][226]} Με τις νεότερες μετρήσεις επιβεβαιώθηκε ότι οι λοβοειδείς ποδιές συντριμμάτων περιέχουν καθαρό πάγο που είναι καλυμμένος από στρώμα πετρωμάτων.^[38][55]

Οι κινούμενοι πάγοι μεταφέρουν βραχώδη υλικά και στη συνέχεια πέφτουν καθώς ο πάγος εξαφανίζεται. Αυτό συμβαίνει συνήθως στο ρύγχος ή στα άκρα του παγετώνα. Στη Γη, τέτοια χαρακτηριστικά ονομάζονται λιθώνες.^[

Κρατήρες Άρη

Κατάλογος κρατήρων του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Ακολουθεί κατάλογος με κρατήρες στον Άρη. Υπάρχουν εκατοντάδες χιλιάδες κρατήρες στον Άρη που είναι μεγαλύτεροι από 1 χλμ., εκ των οποίων περίπου χίλιοι μόνο έχουν ονόματα.^[1] Τα ονόματα επιλέχθηκαν από την Διεθνή Αστρονομική Ένωση κατόπιν αιτήσεων σχετικών επιστημόνων. Γενικά ονομάστηκαν μόνο οι κρατήρες που έχουν σημαντικό ερευνητικό ενδιαφέρον. Έμπνευση για τα ονόματα μεγάλων κρατήρων ήταν διάσημοι επιστήμονες και συγγραφείς επιστημονικής φαντασίας, ενώ οι μικρότεροι κρατήρες διαμέτρου μικρότερης των 60 χλμ ονομάστηκαν με έμπνευση από ονόματα πόλεων στη Γη.^[2] Τα πλάτη και μήκη δίνονται ως πλανητογραφικές συντεταγμένες.

Κατάλογος με επώνυμους κρατήρες

Περιλαμβάνονται η ονομασία, συντεταγμένες, διάμετρος σε χιλιόμετρα, έτος έγκρισης ονομασίας, η προέλευση του ονόματος και μια άμεση αναφορά στο γεωγραφικό λεξικό της Πλανητικής Ονοματολογία.

Στατιστικά

Το 2017 οι Αρειανοί κρατήρες αποτελούσαν το 21% του συνόλου των 5.211 επώνυμων κρατήρων του Ηλιακού Συστήματος, εκ των οποίων οι περισσότεροι βρίσκονται στο Φεγγάρι και τον Άρης. Άλλα μη-πλανητικά σώματα με ορισμένους επώνυμους κρατήρες είναι: Καλλιστώ (141), Γανυμήδης (131), Ρέα (128), 4 Εστία (90), Δήμητρα (90), Διόνη (73), Ιαπετός (58), Εγκέλαδος (53), Τηθύς (50) και Ευρώπη (41).

Μεγαλύτεροι κρατήρες

Μερικοί από τους μεγαλύτερους κρατήρες στον Άρη παραμένουν ανώνυμοι. Οι διάμετροι διαφέρουν ανάλογα με την πηγή δεδομένων.

Κρατήρας	Συντεταγμένες	Διάμετρος (χλμ)	Μεγάλος ημιάξονας (χλμ)	Μικρός ημιάξονας (χλμ)	Κατάταξη μεγέθους βάσει εμβαδού	Ημ/νία ονόματος	Προέλευση Ονόματος	Αναφορά
Huygens (Χόυχενς)	13.96°S 55.58°E / -13.96; 55.58 (Huygens)	467,25	484,89	450,54	1	1973	Κρίστιαν Χόυχενς	Πλ.Ον.
Schiaparelli (Σκιαπαρέλι)	2.69°S 16.79°E / -2.69; 16.79 (Schiaparelli)	458.52 (445,76)	462,51	430,4	2	1973	Τζοβάνι Σκιαπαρέλι	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	38.1°N 167.15°W / 38.1; -167.15	376,35	452,74	384,9	3	–	–	—
Greeley (Γκρίλει)	36.63°S 3.19°E / -36.63; 3.19 (Greeley)	457.45 (427.15)	438.81	395.71	4	2015	Ρόναλντ Greeley	Πλ.Ον.
Κασίνι	22.59°N 32.11°E / 22.59; 32.11 (Cassini)	408,23	411,45	402,42	5	1973	Τζοβάνι Κασίνι	Πλ.Ον.
Αντωνιάδη	21.59°N 60.84°E / 21.59; 60.84 (Antoniadi)	400,95	417,04	389,68	6	1973	Ευγένιος Αντωνιάδης	Πλ.Ον.
Dollfus (Ντολφύς)	20.99°S 3.83°W / -20.99; -3.83 (Dollfus)	363,08 (358,72)	367,94	346,98	7	2013	Ωντουέν Ντολφύς	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	59.01°S 76.89°W / -59.01; -76.89	341,1	391,76	325,82	8	–	–	—
Tikhonravov (Τιχονραβοβ)	12.92°N 35.91°E / 12.92; 35.91 (Tikhonravov)	343,7	356,28	331,85	9	1985	Mikhail Tikhonravov	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	23.39°N 53.24°E / 23.39; 53.24	340,12	351,4	330,13	10	–	–	—
Ανώνυμος	0.99°S 28.86°E / -0.99; 28.86	325,8	347	308,58	11	–	–	—
Newton (Νεύτων)	40.52°S 158.06°W / -40.52; -158.06 (Newton)	299,94 (312,44)	318,37	307,37	12	1973	Ισαάκ Νεύτων	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	59.53°S 83.89°W / -59.53; -83.89	301,99	319,91	297,06	13	–	–	—
Ανώνυμος	24.47°S 32.12°W / -24.47; -32.12	300,36	323,73	291,72	14	–	–	—
ντε Βοκουλέρ	13.67°S 171.09°E / -13.67; 171.09 (de Vaucouleurs)	302,27 (311,68)	316,11	297,19	15	2000	Ζεράρ ντε Βοκουλέρ	Πλ.Ον.
Κοπέρνικος	48.88°S 168.82°W / -48.88; -168.82 (Copernicus)	301,83	320,69	284,51	16	1973	Νικόλαος Κοπέρνικος	Πλ.Ον.
Ανώνυμος	52.55°S 109.57°W / -52.55; -109.57	326,77	343,52	260,75	17	–	–	—
Χέρσελ	14.15°S 129.89°E / -14.15; 129.89 (Herschel)	297,92	301,56	294,41	18	1973	Τζόν Χέρσελ και Ουίλιαμ Χέρσελ	Πλ.Ον.
Schroeter (Σρέτερ)	1.89°S 55.99°E / -1.89; 55.99 (Schroeter)	291,59	298,12	285,7	19	1973	Γιόχαν Χιερόνυμους Σρέτερ	Πλ.Ον.
Koval'sky (Κοβάλσκι)	29.73°S 141.43°W / -29.73; -141.43 (Koval'sky)	296,67 (285,14)	288,89	281,38	20	1985	Μαριάν Αλμπέρτοβιτς Κοβάλσκι	Πλ.Ον.

Παράδειγμα κρατήρα

Αρειανά κανάλια

Κατάλογος καναλιών του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Τα υποτιθέμενα Αρειανά κανάλια ονομάστηκαν από τον Σκιαπαρέλι και άλλους, με έμπνευση από πραγματικά και θρυλικά ποτάμια της Γης ή το μυθολογικό κάτω κόσμο. Ακολουθεί λίστα με κάποιες από τις ονομασίες, και οι περιοχές με τις οποίες πιστεύεται ότι συνδέονται.^[1][2][3]

Α

Άρης (Βουνά)

Κατάλογος βουνών του Άρη

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Ο κατάλογος περιλαμβάνει όλα τα  επώνυμα βουνά του Άρη.

Η ονοματολογία των βουνών περιλαμβάνει τους όρους:

• Όρος ή mons: ένα μεγάλο μεμονωμένο βουνό
• Οροσειρά ή Montes
• Θόλος ή tholus: ένα μικρό καμπυλειδές βουνό
• Θόλοι ή Tholi: σειρά από θόλους
• Ντόρσα: χαμηλή κορυφογραμμή

Ονομασία	Συντεταγμένες	Διάμετρος (χλμ)	Ύψος κορυφής (χλμ)
Aeolis Mons ή Όρος Αιολίς[1][2][3][4]	5.08°S 137.85°E / -5.08; 137.85 (Mount Sharp)	89	5.5
Alba Mons ή Όρος Άλμπα	41.1°N 249.3°E / 41.1; 249.3 (Alba Mons)	548
Albor Tholus ή Θόλος Άλμπορ	18.87°N 150.47°E / 18.87; 150.47 (Albor Tholus)	170	4.5
Anseris Mons ή Όρος Ανσέρις	29.81°S 86.65°E / -29.81; 86.65 (Anseris Mons)	58	4.2
Aonia Mons ή Όρος Αονία	53.3°N 272.1°E / 53.3; 272.1 (Aonia Mons)	27
Aonia Tholus ή Θόλος Αονία	59.0°S 280.0°E / -59.0; 280.0 (Aonia Tholus)	54
Apollinaris Mons ή Όρος Απολλινάρις	9.2°S 174.8°E / -9.2; 174.8 (Apollinaris Mons)	275
Apollinaris Tholus ή Θόλος Απολλινάρις	64°S 175.75°E / -64; 175.75 (Apollinaris Tholus)	33
Argyre Mons ή Όρος Αργύρη	50.4°S 311.9°E / -50.4; 311.9 (Argyre Mons)	61
Arsia Mons ή Όρος Αρσία	8.4°S 239.91°E / -8.4; 239.91 (Arsia Mons)	475	16.0
Ascraeus Mons ή Όρος Ασκραίος	11.92°N 255.92°E / 11.92; 255.92 (Ascraeus Mons)	460	18.0
Ausonia Montes ή Οροσειρά Αυσονία	25.42°S 99.04°E / -25.42; 99.04 (Ausonia Montes)	158
Australe Montes ή Οροσειρά Αυστράλε	80.19°S 14.05°E / -80.19; 14.05 (Australe Montes)	387
Biblis Tholus ή Θόλος Μπιμπλις	2.5°N 235.6°E / 2.5; 235.6 (Biblis Tholus)	169
Centauri Montes ή Οροσειρά Κένταυροι	38.67°S 95.52°E / -38.67; 95.52 (Centauri Montes)	270
Ceraunius Tholus ή Θόλος Κεραύνιος	24.25°N 262.75°E / 24.25; 262.75 (Ceraunius Tholus)	130
Cerberus Tholi ή Θόλοι Κέρβερος	4.5°N 164.4°E / 4.5; 164.4 (Cerberus Tholi)	698
Chalce Montes ή Οροσειρά Χαλκη	53.72°S 322.35°E / -53.72; 322.35 (Chalce Montes)	95
Charitum Montes ή Οροσειρά Χάριτουμ	58.1°S 319.71°E / -58.1; 319.71 (Charitum Montes)	850
Chronius Mons ή Όρος Χρόνιος	61.5°S 178.0°E / -61.5; 178.0 (Chronius Mons)	56
Coprates Montes ή Οροσειρά Κοπρατες	13°S 294.6°E / -13; 294.6 (Coprates Montes)	350
Coronae Montes ή Οροσειρά Κορόνα	34.31°S 86.11°E / -34.31; 86.11 (Coronae Montes)	236
E. Mareotis Tholus ή Θόλος Ε.Μαρεότις	36.24°N 274.87°E / 36.24; 274.87 (E. Mareotis Tholus)	5.0
Echus Montes ή Οροσεριά Ήχος	7.81°N 282.05°E / 7.81; 282.05 (Echus Montes)	395
Electris Mons ή Όρος Ελεκτρίς	45.7°S 152.7°E / -45.7; 152.7 (Electris Mons)	105
Eridania Mons ή Όρος Εριδάνια	57.0°S 137.9°E / -57.0; 137.9 (Eridania Mons)	143
Elysium Mons ή Όρος Ηλύσιο	25.02°N 147.21°E / 25.02; 147.21 (Elysium Mons)	410	12,5
Erebus Montes ή Οροσειρά Ερέβους	35.66°N 185.2°E / 35.66; 185.2 (Erebus Montes)	785
Euripus Mons ή Όρος Εύριπος	44.82°S 105.18°E / -44.82; 105.18 (Euripus Mons)	91
Galaxius Mons ή Όρος Γαλάξιος	34.76°N 142.31°E / 34.76; 142.31 (Galaxius Mons)	22
Geryon Montes ή Οροσειρά Γέρυον	7.72°S 278.38°E / -7.72; 278.38 (Geryon Montes)	359
Gonnus Mons ή ¨Ορος Γόννος	41.21°N 269.12°E / 41.21; 269.12 (Gonnus Mons)	57
Hadriacus Mons ή Όρος Αδριακός	31.29°S 91.86°E / -31.29; 91.86 (Hadriacus Mons)	450
Hecates Tholus ή Θόλος Εκάτης	32.42°N 150.24°E / 32.42; 150.24 (Hecates Tholus)	183
Hellas Montes ή Οροσειρά Ελλάς	37.63°S 97.61°E / -37.63; 97.61 (Hellas Montes)	153
Hellespontus Montes ή Οροσειρά Ελλήσποντος	44.37°S 42.76°E / -44.37; 42.76 (Hellespontus Montes)	730
Hibes Montes ή Οροσειρά Ίβες	3.79°N 171.34°E / 3.79; 171.34 (Hibes Montes)	137
Horarum Mons ή Όρος Ωράρουμ	51.05°S 323.44°E / -51.05; 323.44 (Horarum Mons)	20
Issedon Tholus ή Θόλος Ισήδων	36.38°N 265.17°E / 36.38; 265.17 (Issedon Tholus)	52
Jovis Tholus ή Θόλος Χόβις	18.41°N 242.59°E / 18.41; 242.59 (Jovis Tholus)	58
Labeatis Mons ή Όρος Λαβετις	37.48°N 284.14°E / 37.48; 284.14 (Labeatis Mons)	22,5
Libya Montes ή Οροσειρά Λιβύα	1.44°N 88.23°E / 1.44; 88.23 (Libya Montes)	1.170
"Οξύ βουνό" (επίσημα είναι το Όρος Αιολίς)	5.08°S 137.85°E / -5.08; 137.85 (Mount Sharp)	89	5,5
N. Mareotis Tholus ή Θόλος Ν.Μαρεότις	36.7°N 273.79°E / 36.7; 273.79 (N. Mareotis Tholus)	3.0
Nectaris Montes ή Οροσειρά Νεκταρίς	14.6°S 305.4°E / -14.6; 305.4 (Nectaris Montes)	220
Nereidum Montes ή Οροσειρά Νηρεϊδια	37.57°S 316.79°E / -37.57; 316.79 (Nereidum Montes)	1.130
Nia Tholus ή Θόλος Νία	6.6°S 285.1°E / -6.6; 285.1 (Nia Tholus)	34
Nili Tholus ή Θόλος Νιλι	9.2°N 67.4°E / 9.2; 67.4 (Nili Tholus)	7
Oceanidum Mons ή Όρος Ωκεανίδειο (πρώην Θόλος Χαρίτειος)	55.2°S 41.3°E / -55.2; 41.3 (Oceanidum Mons)	33
Octantis Mons ή Όρος Οκταντίς	54.93°S 318.77°E / -54.93; 318.77 (Octantis Mons)	19
Olympus Mons ή Όρος Όλυμπος (μεγαλύτερο βουνό του ηλιακού συστήματος)	18.65°N 226.2°E / 18.65; 226.2 (Olympus Mons)	648	27
Pavonis Mons ή Όρος Παβονις	1.48°N 247.04°E / 1.48; 247.04 (Pavonis Mons)	375	8,7
Peraea Mons ή Όρος Περαία	31.08°S 86.11°E / -31.08; 86.11 (Peraea Mons)	21,5
Phlegra Montes ή Οροσειρά Φλέγρα	40.4°N 163.71°E / 40.4; 163.71 (Phlegra Montes)	1.350
Pindus Mons ή Όρος Πίνδος	39.47°N 271.48°E / 39.47; 271.48 (Pindus Mons)	16,5
Promethei Mons ή Όρος Προμηθέας	70.6°S 87.4°E / -70.6; 87.4 (Promethei Mons)	65,2
Scandia Tholi ή Θόλοι Σκάνδια	74.09°N 201.28°E / 74.09; 201.28 (Scandia Tholi)	480
Sirenum Mons ή Όρος Σειρήνιο	38.2°S 212.2°E / -38.2; 212.2 (Sirenum Mons)	123
Sirenum Tholus ή Θόλος Σειρήνιο	34.6°S 215.2°E / -34.6; 215.2 (Sirenum Tholus)	54
Sisyphi Montes ή Οροσειρά Σίσσυφοι	69.65°S 13.08°E / -69.65; 13.08 (Sisyphi Montes)	200
Sisyphi Tholus ή Θόλος Σίσσυφοι	75.7°S 341.5°E / -75.7; 341.5 (Sisyphi Tholus)	28
Syria Mons ή Όρος Συρία	13.92°S 104.3°E / -13.92; 104.3 (Syria Mons)	80
Tanaica Montes ή Οροσειρά Ταναϊκά	39.55°N 269.17°E / 39.55; 269.17 (Tanaica Montes)	177
Tartarus Montes ή Οροσειρά Τάρταροι	15.46°N 167.54°E / 15.46; 167.54 (Tartarus Montes)	1.070
Tharsis Montes ή Οροσειρά Θαρσίς	1.57°N 247.42°E / 1.57; 247.42 (Tharsis Montes)	1.840
Tharsis Tholus ή Θόλος Θαρσίς	13.41°N 269.31°E / 13.41; 269.31 (Tharsis Tholus)	158
Thyles Montes ή Οροσειρά Θυλες	69.9°S 126.5°E / -69.9; 126.5 (Thyles Montes)	380
Tyrrhenus Mons ή Όρος Τυρρήνιο	21.63°S 105.88°E / -21.63; 105.88 (Tyrrhena Mons)	143
Ulysses Tholus ή Θόλος Οδυσσέα	3.0°N 238.5°E / 3.0; 238.5 (Ulysses Tholus)	102
Uranius Mons ή Όρος Ουράνιο	26.9°N 267.9°E / 26.9; 267.9 (Uranius Mons)	265
Uranius Tholus ή Θόλος Ουράνιος	26.52°N 262.43°E / 26.52; 262.43 (Uranius Tholus)	62
W. Mareotis Tholus ή Θόλος Δ.Μαρεότις	35.88°N 272.04°E / 35.88; 272.04 (W. Mareotis Tholus)	12,0
Xanthe Montes ή Οροσειρά Ξάνθη	18.13°N 305.08°E / 18.13; 305.08 (Xanthe Montes)	500
Zephyria Tholus ή Θόλος Ζεφυρία	19.96°S 172.92°E / -19.96; 172.92 (Zephyria Tholus)	30,5

Θαρσίς (Άρης)

Θαρσίς

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια

Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση

Η Θαρσίς (Tharsis) είναι ένα τεράστιο ηφαιστειογενές υψίπεδο που απλώνεται σε μεγάλο μέρος της τροπικής ζώνης του δυτικού ημισφαιρίου του πλανήτη Άρη. Η διαστάσεων ηπείρου περιοχή αυτή φιλοξενεί τα μεγαλύτερα ηφαίστεια σε ολόκληρο το Ηλιακό Σύστημα, μεταξύ των οποίων τα τρία τεράστια Αρσία, Παβόνις και Ασκραίο, που είναι γνωστά από κοινού ως Όρη Θαρσίδος. Το υψηλότερο ηφαίστειο του πλανήτη (και του Ηλιακού Συστήματος), το όρος `Ολυμπος, συνδέεται μεν με τη Θαρσίδα, αλλά για την ακρίβεια βρίσκεται μόλις έξω από το δυτικό της άκρο. Το όνομα «Θαρσίς» είναι η εξελληνισμένη (και εκλατινισμένη) μεταγραφή της βιβλικής λέξεως Tarshish, που ήταν η ονομασία της γης στο δυτικό άκρο του τότε γνωστού κόσμου^[1] και οι κάτοικοί της αναφέρονται ως «Θάρσεις» στην ελληνική μετάφραση των Ο΄ της Γενέσεως (ι΄ 4).

Θέση και διαστάσεις

Το όνομα Θαρσίς χρησιμοποιείται συχνά με ευρύτερη έννοια, για να περιγράψει τη μεγέθους ηπείρου περιοχή υψωμένης επιφάνειας με κέντρο σχεδόν στον ισημερινό και σε αρειογραφικό μήκος 265° Α (σε αυτό το σύστημα όλα τα μήκη είναι ανατολικά, από 0 ως 360°).^[2] Αυτό είναι το λεγόμενο «Εξόγκωμα της Θαρσίδος» ή «Ανύψωση της Θαρσίδος» και κυριαρχεί στο δυτικό ημισφαίριο του πλανήτη, όντας το μεγαλύτερο τοπογραφικό χαρακτηριστικό του^[3].

Η Θαρσίς δεν έχει επακριβώς ορισμένα σύνορα^[4] και έτσι είναι δύσκολο να δοθούν ακριβείς διαστάσεις για αυτή. Σε γενικές γραμμές, το εξόγκωμα έχει διάμετρο περίπου 5000 km και ύψος μέχρι 7 km^[3] (εξαιρώντας τα ηφαίστεια, που έχουν πολύ υψηλότερες κορυφές). Εκτείνεται κατά προσέγγιση από την πεδιάδα Αμαζονίς (αρειογραφικό μήκος 215° Α) στα δυτικά μέχρι την πεδιάδα Χρυσή (300°) στα ανατολικά. Το Εξόγκωμα της Θαρσίδος είναι ελαφρώς επίμηκες, στη διεύθυνση βορρά-νότου, εκτεινόμενο από τις βόρειες υπώρειες του όρους Άλμπα (πλάτος περίπου 55°Β) μέχρι τη νότια πλευρά της Θαυμασίας (περ. 43°Ν). Ανάλογα με το πώς καθορίζονται τα όριά της, η Θαρσίς έχει έκταση 10 ως 30 εκατομμύρια km², δηλαδή μέχρι το 20% της συνολικής επιφανείας του πλανήτη^[5][6][7].

Υποπεριοχές

Η περιοχή της Θαρσίδος σύγκειται από αρκετές γεωλογικώς διακριτές υποπεριοχές, με διαφορετικές ηλικίες και γεωτεκτονικές ιστορίες.

Κατ' αρχή η Θαρσίς χωρίζεται σε δύο ευρείες ανυψώσεις του αρειανού φλοιού, τη μία στο βόρειο και την άλλη στο νότιο ημισφαίριο^[8][9]. Η βόρεια ανύψωση σμίγει με χαμηλότερες περιοχές με ήπιο ανάγλυφο και λίγους κρατήρες. Σε αυτή την έκταση κυριαρχεί το όρος Άλμπα και οι εκτεταμένες ηφαιστειακές εκροές του. Το όρος αυτό είναι μοναδικό στον πλανήτη, τόσο μεγάλο και τοπογραφικώς διακριτό, ώστε θα μπορούσε να ληφθεί ως μία ηφαιστειακή περιοχή από μόνο του^[10][11]. Το αρχαιότερο μέρος της βόρειας ανυψώσεως αποτελείται από μία ευρεία ράχη που αντιστοιχεί στην περιοχή του Κεραυνίου Βυθίσματος^[12]. Η ράχη έχει διεύθυνση βορρά-νότου και συνιστά τμήμα του νοάχειου υποστρώματος επάνω στο οποίο υψώθηκε το όρος Άλμπα. Εκεί βρίσκονται και ροές λάβας από τα Κεραύνια ρήγματα, που είναι κάπως παλαιότερες από τις αμαζόνειες ροές που αποτελούν μεγάλο μέρος της κεντρικής Θαρσίδος στα νότια^[13].

Το μεγαλύτερο μέρος της νότιας ανυψώσεως της Θαρσίδος (εικόνα: Συρία-Θαυμασία) έχει μία παλαιότερη επιφάνεια με περισσότερους κρατήρες. Το δυτικό της όριο βρίσκεται στις λάβες του υψιπέδου της Δαιδαλίας, τα οποία κατέρχονται απαλά προς τα νοτιοδυτικά ως τη Μεμνονία και τη Γη των Σειρήνων. Στα ανατολικά, η νότια ανύψωση της Θαρσίδος αποτελείται από το μεγάλο συγκρότημα της Συρίας-Θαυμασίας, μία αινιγματική, σχεδόν ορθογώνια παραλληλόγραμμη πλάκα ανασηκωμένου φλοιού πλάτους περί τα 3000 km^[14]. Η πλάκα αυτή τερματίζεται στα δυτικά από μία υψηλή ζώνη ρηγματώσεων (Claritas Fossae) και βουνών (την ορεινή Θαυμασία^[15]) που σχηματίζει ένα ευρύ τόξο, παρομοιασθέν ως προς το σχήμα με την ουρά ενός σκορπιού^[8][16]. Η Συρία-Θαυμασία καταλήγει προς τα βόρεια στον Λαβύρινθο της Νυκτός και τα δυτικά τρία τέταρτα της Κοιλάδας του Μάρινερ. Στα ανατολικά τερματίζεται από μία οροσειρά στη διεύθυνση βορρά-νότου που ονομάζεται Υψώματα του Κοπράτη^[17]. Τα όρια αυτά περιλαμβάνουν ένα ευρύ υψηλό υψίπεδο και μία αβαθή εσωτερική λεκάνη, τα υψίπεδα της Συρίας, του Σινά και του Ηλίου (Solis Planum). Τα μεγαλύτερα υψόμετρα στη Θαρσίδα βρίσκονται στο βόρειο Υψίπεδο της Συρίας, τον δυτικό Λαβύρινθο της Νυκτός και τις εκτάσεις ανατολικά του ηφαιστείου Αρσία.

Ανάμεσα στη βόρεια και στη νότια ανύψωση της Θαρσίδος κείται μία λιγότερο ευρεία περιοχή, που μπορεί να θεωρηθεί η «καθαυτό Θαρσίς» ή η κεντρική Θαρσίς. Ορίζεται από τα τρία μεγάλα Όρη Θαρσίδος (Αρσία, Παβόνις και Ασκραίο), μερικά μικρότερα ηφαίστεια και γειτονικές πεδιάδες σχετικώς νέων εκροών λάβας^[13]. Αυτές οι εκτάσεις λάβας κατέρχονται απαλά προς τα ανατολικά, όπου εγκολπώνουν τα παλαιότερα (εσπεριανά) εδάφη του Χάσματος της Ηχούς και της δυτικής Γης των Τεμπών. Στα δυτικά τα υψίπεδα της λάβας κατέρχονται προς ένα σύστημα μεγάλων κοιλάδων με κατεύθυνση προς τα βορειοδυτικά, που έχει πλάτος μέχρι 200 km. Αυτές οι κοιλάδες καταλήγουν στην Αμαζονίδα, διαχωρίζονται από μεγάλες παράλληλες ράχες σε σχήμα καρίνας πλοίου και μπορεί να είναι δημιουργήματα κατακλυσμιαίων πλημμυρών^[18]. Η κεντρική Θαρσίς έχει μήκος περίπου 3500 km.

Τέλος, το ογκώδες όρος Όλυμπος και οι συνδεδεμένες με αυτό εκροές λάβας και αποθέματα αποτελούν μία άλλη, ξεχωριστή υποπεριοχή της Θαρσίδος, με διάμετρο περί τα 1600 χιλιόμετρα, η οποία κείται εκτός του κυρίως τοπογραφικού υψιπέδου της Θαρσίδος αλλά σαφώς σχετίζεται με τις ηφαιστειακές διεργασίες που σχημάτισαν τη Θαρσίδα^[8]. Ο Όλυμπος είναι νεότερος από τα τρία «Όρη της Θαρσίδος».

Γεωλογία

Η Θαρσίς αποκαλείται συνήθως «ηφαιστειογενής-τεκτονική περιοχή», με την έννοια ότι είναι το αποτέλεσμα ηφαιστειακής δραστηριότητας και συνδεόμενων με αυτή τεκτονικών διαδικασιών που έχουν προκαλέσει εκτεταμένη παραμόρφωση του αρειανού φλοιού. Σύμφωνα με την επικρατούσα άποψη, η Θαρσίς βρίσκεται πάνω από μία θερμή κηλίδα, παρόμοια με εκείνη που πιστεύεται ότι βρίσκεται κάτω από τη Χαβάη. Η κηλίδα αυτή προκαλείται από μία ή περισσότερες στήλες βαθύτερου υλικού του μανδύα, που υψώνονται εξαιτίας της μικρότερης πυκνότητάς τους, και δημιουργεί ογκώδη αποθέματα μάγματος στον κατώτερο φλοιό, που απελευθερώνονται στην επιφάνεια ως λεπτόρρευστη βασαλτική λάβα. Επειδή ο `Αρης δεν έχει τεκτονικές πλάκες, η λάβα μπορεί να συγκεντρώνεται σε μία περιοχή επί δισεκατομμύρια γήινα έτη, παράγοντας κολοσσιαίες ηφαιστειακές δομές.

Στη Γη (και μάλλον και στον Άρη), το μάγμα κάτω από μία ηφαιστειακή περιοχή δεν εξέρχεται όλο στην επιφάνεια ως λάβα. Σημαντικό μέρος του σταματά μέσα στον φλοιό, όπου ψύχεται αργά και στερεοποιείται, σχηματίζοντας μεγάλες διεισδύσεις (πλούτωνες). Αν το μάγμα κινείται μέσα από κάθετες ρωγμές, παράγει σμήνη «σφήνες» που εκφράζονται στην επιφάνεια ως μακρές γραμμικές ρηγματώσεις (fossae) και αλυσίδες μικρών κρατήρων (catenae). Το μάγμα μπορεί επίσης να εισδύει μέσα στον φλοιό οριζοντίως, οπότε μπορεί να προκαλέσει θόλους και θραύσεις στον υπερκείμενο φλοιό. Επομένως, ο κύριος όγκος της Θαρσίδος μπορεί να αποτελείται από αυτά τα συγκροτήματα διεισδύσεων, εκτός από τις εκροές λάβας στην επιφάνεια.^[19]

Σχετικά με τη φύση της Θαρσίδος, ένα ερώτημα είναι το αν η ανύψωση οφείλεται κυρίως στην ενεργό άνωση από το υποκείμενο λοφίο του μανδύα που δημιουργεί τη θερμή κηλίδα, ή είναι απλώς μία μεγάλη, στατική μάζα ηφαιστειογενούς υλικού που στηρίζεται από την υποκείμενη λιθόσφαιρα. Η θεωρητική ανάλυση βαρυτομετρικών δεδομένων και η διάταξη των ρηγμάτων που περιβάλλουν τη Θαρσίδα υποδεικνύουν ότι το δεύτερο είναι πιθανότερο^[20][21]. Το τεράστιο βάρος της Θαρσίδος έχει προκαλέσει μεγάλες τάσεις στον φλοιό και συνακόλουθα τη γένεση μιας πλατιάς τάφρου στην περίμετρο της περιοχής^[22]. Επίσης, μία διάταξη ακτινωτών ρηγματώσεων που συγκλίνουν στο κέντρο του υψιπέδου και εκτείνονται σε μεγάλο μέρος της επιφάνειας του πλανήτη^[23].

Γεωλογικές ενδείξεις, όπως η κατεύθυνση της ροής αρχαίων δικτύων κοιλάδων περί τη Θαρσίδα, ενισχύουν την άποψη ότι η ανύψωση της Θαρσίδας είχε συντελεσθεί κατά μεγάλο μέρος πριν το τέλος της Νοάχειας περιόδου^[22], πριν από 3,7 δισεκατομμύρια γήινα έτη^[24]. Αντίθετα από τη μεγάλη ηλικία του υψιπέδου, οι ηφαιστειακές εκρήξεις στην περιοχή συνεχίσθηκαν σε ολόκληρη την αρειανή ιστορία και πιθανότατα διεδραμάτισαν σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη της ατμόσφαιρας και του κλίματος του πλανήτη^[25]. Κατά μία εκτίμηση, η Θαρσίς περιέχει περίπου 300 εκατομμύρια κυβικά χιλιόμετρα ηφαιστειογενούς υλικού. Υποθέτοντας ότι το μάγμα που σχημάτισε τη Θαρσίδα περιείχε διοξείδιο του άνθρακα (CO₂) και υδρατμούς σε ποσοστά συγκρίσιμα με αυτά που μετρούνται στη χαβάειο βασαλτική λάβα, η συνολική ποσότητα των αερίων που εκλύθηκαν στην ατμόσφαιρα από τα μάγματα της Θαρσίδος θα μπορούσαν να δημιουργήσουν μία ατμόσφαιρα CO₂ με μιάμιση φορά την ατμοσφαιρική πίεση στη γήινη επιφάνεια και ένα στρώμα νερού που, αν κάλυπτε όλη την αρειανή επιφάνεια, θα είχε βάθος 120 μέτρα^[22]. Το αρειανό μάγμα πιθανώς περιέχει επίσης σημαντικές ποσότητες θείου και χλωρίου. Μαζί με νερό, αυτά τα στοιχεία παράγουν οξέα που μπορούν να διασπάσουν τα πρωταρχικά πετρώματα. Οι εκπομπές από τη Θαρσίδα και άλλα ηφαιστειακά κέντρα του πλανήτη είναι πιθανώς υπεύθυνες για μία πρώιμη περίοδο (τη «θειίκειο», Theiikian), κατά την οποία η διάβρωση από θειικό οξύ παρήγαγε άφθονα ένυδρα θειικά ορυκτά, όπως ο κιζερίτης και ο γύψος.

Η συνολική μάζα της ανυψώσεως της Θαρσίδος είναι περίπου 10¹⁸ τόνοι^[26], δηλαδή σχεδόν ίση με ολόκληρη τη μάζα του νάνου πλανήτη Δήμητρας. Η ανάδυση της τεράστιας μάζας της Θαρσίδος μπορεί να μετέβαλε τη ροπή αδράνειας του `Αρη, προκαλώντας έτσι πιθανώς μετατόπιση στον προσανατολισμό του πλανητικού φλοιού ως προς τον άξονα περιστροφής με την πάροδο του χρόνου^[27]. Σύμφωνα με μία πρόσφατη μελέτη^[28] η Θαρσίς σχηματίσθηκε αρχικώς σε βόρειο πλάτος περί τις 50° και μετανάστευσε προς τον ισημερινό πριν από 4,2 ως 3,9 δισεκατομμύρια γήινα έτη. Τέτοιες μετατοπίσεις θα προκαλούσαν δραματικές κλιματικές μεταβολές σε μεγάλο μέρος του πλανήτη.

Είναι η Θαρσίς ένα γιγάντιο ηφαίστειο;

Η εξερεύνηση του Ηλιακού Συστήματος έδειξε ότι τα ηφαίστεια σε άλλους πλανήτες μπορούν να έχουν πολλές απροσδόκητες μορφολογίες^[29]. Ταυτόχρονα οι γεωλόγοι ανεκάλυπταν ότι και τα γήινα ηφαίστεια είναι περισσότερο σύνθετα δομικώς από όσο πιστευόταν μέχρι τότε^[30]. Συνακόλουθα, έγιναν προσπάθειες να συμπληρωθεί ο ορισμός του ηφαιστείου, έτσι ώστε να ενσωματώσει γεωλογικά χαρακτηριστικά πολύ διαφορετικών σχημάτων, μεγεθών και συστάσεων από ολόκληρο το Ηλιακό Σύστημα^[31], και ένα απροσδόκητο και επίμαχο συμπέρασμα ήταν ότι η Θαρσίς μπορεί να είναι ολόκληρη ένα και μόνο γιγαντιαίο ηφαίστειο^[32]. Αυτή είναι η άποψη των γεωλόγων Andrea Borgia και John Murray σε μία δημοσίευση της Γεωλογικής Εταιρείας της Αμερικής το 2010.^[33]

Το σκεπτικό συνίσταται στη μετατόπιση της έννοιας του ηφαιστείου από ένα απλό κωνικό βουνό ή λόφο σε ένα «περιβάλλον» ή «ολιστικό σύστημα». Κατά τη συμβατική άποψη τα ηφαίστεια «κτίζονται» παθητικά από τη λάβα και τη στάχτη που βγαίνουν μέσα από ρωγμές του φλοιού. Οι ρωγμές δημιουργούνται από τοπικές τεκτονικές δυνάμεις που δρουν στον φλοιό και στον μανδύα ανεξάρτητα από το ηφαίστειο. Ωστόσο, πρόσφατες έρευνες σε μεγάλα γήινα ηφαίστεια υποδηλώνουν αλληλεξάρτηση μεταξύ των ηφαιστειακών και των τεκτονικών διαδικασιών.

Πολλά ηφαίστεια δημιουργούν γεωλογικές δομές εκ παραμορφώσεων καθώς αναπτύσσονται. Οι πλαγιές τους συνήθως έχουν πτυχώσεις και ρήγματα. Τα μεγάλα ηφαίστεια, όπως είναι τα αρειανά, αναπτύσσονται όχι μόνο προσθέτοντας το υλικό που βγαίνει κατά τις εκρήξεις τους στις πλαγιές τους, αλλά και με πλάγιες εκροές από τις βάσεις τους, ιδίως αν επικάθονται πάνω σε ασθενή πετρώματα. Με την αύξηση του βάρους του ηφαιστείου, το πεδίο μηχανικών τάσεων κάτω από αυτό επεκτείνεται, μία επέκταση που μπορεί να προκαλέσει παραπέρα δομικές παραμορφώσεις. Μαθηματική ανάλυση δείχνει ότι η επέκταση αυτή μπορεί να λειτουργεί σε πολύ διαφορετικές κλίμακες και θεωρητικώς είναι παρόμοια με τη διάσχιση που συμβαίνει στις μεσοωκεάνειες ράχεις στα σύνορα αποκλινουσών τεκτονικών πλακών.

Κατά τους Borgia και Murray, η Αίτνα στη Σικελία είναι ένα γήινο ανάλογο της πολύ μεγαλύτερης Ανυψώσεως της Θαρσίδος, που για αυτούς είναι ένα τεράστιο ηφαίστειο. Η Αίτνα είναι ένα σύνθετο και «απλωμένο» ηφαίστειο με τρία κύρια δομικά χαρακτηριστικά: ένα ηφαιστειακό σύστημα ρηγματώσεων με διεύθυνση Β-ΒΑ, μία περιφερειακή ζώνη συμπιέσεως (μέτωπο ωθήσεως) που περιβάλλει τη βάση του ηφαιστείου και ένα σύστημα διατασικών πλάγιων προς την κάθετο ρηγματώσεων με διεύθυνση Α-ΒΑ που συνδέει το προηγούμενο σύστημα με το περιφερειακό μέτωπο ωθήσεως^[34]. Στην κορυφή του ηφαιστείου της Αίτνας υπάρχει μία ολόκληρη διάταξη επιμέρους κώνων, που είναι συχνά ενεργοί, ενώ και σε όλη την έκταση των κλιτύων του όρους βρίσκονται πολυάριθμοι μικροί «παρασιτικοί» κώνοι^[35]. Οι δομικές ομοιότητες με τη Θαρσίδα είναι έντονες, παρά το ότι η δεύτερη είναι περίπου 200 φορές μεγαλύτερη. Κατά την άποψη αυτή, η Θαρσίς μοιάζει με ένα πολύ μεγάλο ηφαίστειο. Η επέκτασή του, όπως και στην περίπτωση της Αίτνας, έχει ρηγματώσει ακόμα και την περιοχή της κορυφής και ένα σύστημα ρηγμάτων που συνδέεται με μία ζώνη συμπιέσεως στη βάση της ανυψώσεως. Στην περίπτωση της Θαρσίδος, τα ακτινωτά ρήγματα συνδέονται και με το σύστημα φαραγγιών της Κοιλάδας των Μάρινερ. Το μέτωπο ωθήσεως είναι ορατό στην ορεινή περιοχή της Θαυμασίας. Αντίθετα με τη Γη, όπου το σχίσιμο των πλακών δημιουργεί μία ζώνη καταβυθίσεως, η χονδρή αρειανή λιθόσφαιρα δεν μπορεί να κατέλθει μέσα στον μανδύα. Αντί γι' αυτό, η συμπιεσμένη ζώνη συνθλίβεται και ανέρχεται πλαγίως με τη μορφή οροσειρών. Επομένως το τεράστιο όρος `Ολυμπος και τα Όρη Θαρσίδος είναι απλοί παρασιτικοί ή κεντρικοί κώνοι μιας πολύ μεγαλύτερης ηφαιστειακής προεξοχής, της Θαρσίδος.