Obě marťanské polární čepičky vykazují členité obrysy s klikatými údolími a spirálovitými prohlubněmi, které dodávají okrajům čepiček pilovitý obrys. Vědci se domnívají, že spirály se vyvíjejí, když solární ohřev taje a odpařuje led silněji na rovníku a na západní straně jakékoli mírné deprese. Ty se časem prohlubují do údolí a kaňonů.
Největší koryto v severní polární čepičce je obrovský kaňon jménem Chasma Boreale. Vbíhá do ledové čepice v délce 570 kilometrů (350 mil), čímž vytváří široké údolí, které končí v bodě zvaném Tenuis Cavus, který je zobrazen na tomto snímku THEMIS pořízeném na viditelných vlnových délkách.
Chasma Boreale se zužuje ze šířky 120 km (75 mil) u svého ústí a je zde široká jen asi 35 km (22 mil). Útesy na severní (nahoře) a východní (pravé) straně snímku se tyčí asi 1 400 metrů (4 600 stop) nad základnou.
Na vnitřních stěnách tohoto gigantického amfiteátru jsou naskládané vrstvy ledu, zatímco na jeho podlaze leží tmavá vrstva pravděpodobně zmrzlého písku a horda písečných dun pochodující dolů kaňonem ve směru větru.
Chasma Boreale je tak dramatický prvek, že tvoří součást navrhovaného marťanského „Polárního parku“. Pomineme-li však budoucí příjmy z turistů, kaňon dnes vědce odměňuje pohledy do historie marťanského klimatu.
Vrstva na vrstvě
Sklon osy Marsu a roční období, kdy je nejblíže Slunci, se oba liší v časových intervalech stovek tisíc let. Ty zajišťují, že polární oblasti projdou velkými změnami. Například v dobách vysoké šikmosti (velkého náklonu) jsou marťanské tropy chladnější než póly a polární led migruje směrem k rovníku.
Vědci studující vrstvy v ledové čepici používají statistiky k identifikaci vzorců, které představují klimatické posuny. Ty obecně korelují s počítačovými simulacemi, které počítají sklon marťanské osy a změny její oběžné dráhy za milion let nebo více v minulosti.
Reliktní krajiny
Pod polární čepičkou leží vrstva toho, co někteří vědci považují za zmrzlý písek. Když jej rekonstruovali, písek se nashromáždil v severních nížinách, když vítr zahnal úlomky eroze odjinud na Marsu do široké topografické nížiny se středem na pólu. Tato prohlubeň leží 5 km (3 míle) pod průměrným poloměrem planety.
Pokud by se voda v nížině někdy shromáždila, nasytila by písečnou vrstvu. Jedno vodítko spočívá v impaktních kráterech, které vrstva písku obsahuje (jak je vidět na malém obrázku). Ty ukazují stejné vzory rozstřikovaných úlomků jako krátery jinde na Marsu, které se vytvořily tam, kde byla nasycená zem.
Pak se v určitém okamžiku změnilo marťanské klima a začaly růst polární čepičky. Na severu hromadící se led pohřbil písečnou vrstvu a zachoval nedotčené její krátery, hřebeny a nízké kopce.
Nyní, když se klimatické kyvadlo Marsu znovu rozhoupe, tato dávno pohřbená reliktní krajina se znovu vynořuje na dohled zpod ledové čepice.
Blowed Free
Polární čepičku obklopuje a místy se z ní táhne více než 600 km (370 mil) rozlehlé písečné moře dun. Vědci tomu říkají severní polární erg, používající arabský výraz pro písečnou poušť.
Duny, říkají vědci, se začínají tvořit, když se zmrzlá písková vrstva pohřbená pod čepicí konečně zahřeje natolik, že led roztaje a uvolní zrnka písku. Duny, hnané studenými větry vanoucími z ledu, se rozprostírají v údolích a kaňonech až do polární nížiny a vzdalují se od čepice.
Tento článek byl původně prezentován týmem Thermal Emission Imaging System (THEMIS) Mars Odyssey na Arizona State University. Se svolením je zde reprodukován. Další obrázky a informace jsou k dispozici na webových stránkách THEMIS.
