Геологија на Марс

[десно|мини| Генерализирана геолошка карта на [Марс (планета)|Марс ]]
[десно|мини| Марс како што го гледа [Хабл (вселенски телескоп)|вселенскиот телескоп Хабл]]
**Геологијата на Марс** — научно проучување на површината, кората и внатрешноста на планетата Марс. Го нагласува составот, структурата, историјата и физичките процеси кои ја обликуваат планетата. Тоа е аналогно на полето на копнената геологија. Во планетарната наука, терминот *[[геологија]]* се користи во неговата најширока смисла кое означува проучување на цврстите делови на планетите и месечините. Терминот вклучува аспекти на геофизика, геохемија, минералогија, геодезија и картографија. Неологизам, *ареологија*, од грчкиот збор *Arēs* (Марс), понекогаш се појавува како синоним за геологијата на Марс во популарните медиуми и дела од научната фантастика (на пр. ''Трилогијата за Марс'' на Ким Стенли Робинсон). Терминот *ареологија* се користи и во „*r/Areology*“  и во Ареолошкото друштво.

## Геолошка карта на Марс (2014)

Податотека:Geologic Map of Mars figure2.pdf|Слика 2 за геолошка карта на Марс


## Состав
Марс е диференцирана копнена планета. 

Мисијата за слетување *ИнСајт* е дизајнирана да ја проучува длабоката внатрешност на Марс. Мисијата започнала на 26 ноември 2018 година, и распоредила чувствителен сеизмометар кој требало да овозможи мапи на 3Д структурата на длабоката внатрешност на Марс.

## Глобална физиографија
Марс има голем број на различни, големи површински одлики кои укажуваат на видовите геолошки процеси кои дејствувале на планетата со текот на времето. Овој дел воведува неколку од поголемите физиографски региони на Марс. Заедно, овие региони ги илустрираат геолошките процеси кои вклучуваат вулканизам, тектонизам, вода, мраз и судирни настани кои ја обликувале планетата на глобално ниво.

### Хемисферска дихотомија
десно|мини|200x200пкс| Орбиталниот ласерски алтиметар на Марс (MOLA) обоени карти со релјеф во сенка кои покажуваат височини во западната и источната полутопка на Марс. (лево): На западната полутопка доминира регионот Тарсида (црвена и кафеава). Високите вулкани изгледаат бели.
Северната и јужната полутопка на Марс се неверојатно различни една од друга по топографија и физиографија. Оваа дихотомија е фундаментална глобална геолошка одлика на планетата. Северниот дел претставува огромна топографска депресија. Околу една третина од површината (најчесто на северната полутопка) се наоѓа на 3–6&nbsp;km пониска височина од јужните две третини. Ова е релјефна одлика од прв ред на исто ниво со висинската разлика помеѓу континентите на Земјата и океанските сливови. Дихотомијата се изразува и на два други начини: како разлика во густината на ударниот кратер и дебелината на кората помеѓу двете полутопки. Полутопката јужно од границата на дихотомијата (често наречена јужни висорамнини) е многу силно кратерирана и древна, карактеризирана со груби површини кои датираат од периодот на тешко бомбардирање. Спротивно на тоа, низините северно од границата на дихотомијата имаат малку големи кратери, се многу мазни и рамни и имаат други одлики што укажуваат на тоа дека се случило екстензивно обновување на површината откако се формирале јужните висорамнини. Третата разлика помеѓу двете полутопки е во дебелината на кората. Податоците од топографската и геофизичката гравитација покажуваат дека кората во јужните висорамнини има максимална дебелина од околу 58 километри, додека кората во северните делови е околу 32 километри во дебелина. Локацијата на границата на дихотомијата варира во географската ширина низ Марс и зависи од тоа кој од трите физички изрази на дихотомијата се разгледува.

За потеклото и староста на полутопкичната дихотомија сè уште се дебатира. Хипотезите за потекло генерално спаѓаат во две категории: една, дихотомијата била произведена од настан со мега-влијание или неколку големи влијанија на почетокот на историјата на планетата (егзогени теории)  а според другата, дихотомијата била произведена со разредување на кората во северната полутопка со конвекција на плашт, превртување или други хемиски и топлински процеси во внатрешноста на планетата (ендогени теории). Еден ендогенски модел предлага рана епизода на тектоника на плочите која произведува потенка кора на север, слична на она што се случува при ширење на границите на плочите на Земјата. Без оглед на неговото потекло, дихотомијата на Марс се смета дека е исклучително стара. Нова теорија базирана на влијанието на јужнополарниот џин  и потврдена со откривањето на дванаесет полутопкични порамнувања  покажува дека егзогените теории се посилни од ендогените теории и дека Марс никогаш немал тектоника на плочи . Податоците за радарски звук од вселенски летала што орбитираат, идентификувале голем број структури со големина на слив, претходно скриени во визуелните слики. Наречени квазикружни вдлабнатини (QCDs), овие одлики веројатно претставуваат напуштени кратери од удар од периодот на тешко бомбардирање кои сега се покриени со фурнир од помлади наслаги. Студиите за броење кратери на *QCD* сугерираат дека основната површина на северната полутопка е стара најмалку колку и најстарата изложена кора во јужните висорамнини. Античката ера на дихотомијата става значително ограничување на теориите за нејзиното потекло.

### Вулканските провинции Тарсида и Елисеј

Надворешната граница на дихотомијата во западната полутопка на Марс е масивна вулкано-тектонска провинција позната како регион Тарсида. Оваа огромна, издигната структура е со пречник од илјадници километри, покрива до 25% од површината на планетата. Во просек на 7-10&nbsp;км (нивото на „морето“ на Марс), Тарсида ги содржи највисоките височини на планетата и најголемите познати вулкани во Сончевиот Систем. Три огромни вулкани, Астреј, Паун и Арсија (колективно познати како Тарсида ), се наоѓаат порамнети долж сртот на испакнатоста. Огромната планина Алба (поранешна Алба Патера) го зазема северниот дел од регионот. Огромниот штитен вулкан Олимп лежи на главната испакнатост, на западниот раб на провинцијата. Екстремната масивност на Тарсида поставил огромен напон на литосферата на планетата. Како резултат на тоа, огромни екстензивни грабени и раседни долини зрачат нанадвор од Тарсида, проширувајќи се на половина пат околу планетата.

Помал вулкански центар се наоѓа неколку илјади километри западно од Тарсида во Елисеј. Елисејскиот вулкански комплекс е околу 2.000 километри во пречник и се состои од три главни вулкани, Елисејска планина, Хеката и Албор. Се смета дека групата на елисејските вулкани е нешто поразлична од Тарсида, бидејќи развојот на првиот вклучувал и лави и пирокластичен материјал.

### Големи ударни сливови
На Марс се присутни неколку огромни, кружни ударни сливови. Најголемиот што е лесно видлив е сливот Елада кој се наоѓа на јужната полутопка. Тој е втора по големина потврдена структура на планетата, центрирана на околу 64°Е географска должина и 40°С географска ширина. Централниот дел на сливот (Елада ) има пречник од 1.800&nbsp;км  и областа опкружена со широка, силно еродирана прстенеста структура, која се одликува со тесно распоредени нерамни и неправилни планини ( масиви), кои веројатно претставуваат подигнати, испрекинати блокови од старата кора пред сливот. Античките, нискорелјефни вулкански конструкции се наоѓаат на североисточниот и југозападниот дел од ободот. Подот на сливот содржи дебели, структурно сложени седиментни наслаги кои имаат долга геолошка историја на таложење, ерозија и внатрешна деформација. Најниските височини на планетата се наоѓаат во сливот Елада, со некои области од подот на сливот над 8.&nbsp;км.

Двете други големи ударни структури на планетата се басените Аргир и Исидис. Како и Елада,  и Аргир (800&nbsp;km во пречник) се наоѓа во јужните висорамнини и е опкружен со широк прстен од планини. Планините во јужниот дел на работ, *Charitum Montes*, можеби биле еродирани од долинските ледници и ледените плочи во одреден момент од историјата на Марс. Сливот на Исидис (околу 1.000&nbsp;km во пречник) лежи на границата на дихотомија на околу 87°E географска должина. Североисточниот дел од работ на сливот е еродиран и сега е затрупан со наслаги на северните рамнини, давајќи му на сливот полукружен преглед. Северозападниот раб на сливот се одликува со  грабени кои се периферни на сливот. Еден дополнителен голем слив, Утопија, е целосно затрупан со наслаги на северните рамнини. Неговиот преглед е јасно забележлив само од податоците за надморска височина. Сите големи басени на Марс се екстремно стари, кои датираат од доцното тешко бомбардирање. Се смета дека тие се споредливи по старост со басените Имбриум и Ориентал на Месечината.

### Екваторијален кањонски систем
лево|мини| Слика од Викинг 1.
Во близина на екваторот во западната полутопка се наоѓа огромен систем од длабоки, меѓусебно поврзани кањони и корита, кои се познати како Маринерска Долина. Кањонскиот систем се протега на исток од Тарсида во должина од над 4.000&nbsp;km, речиси една четвртина од обемот на планетата. Доколку биде поставен на Земјата, Маринерската Долина би се протегала низ ширината на Северна Америка. Кањоните на места се и до 300&nbsp;км широки и 10&nbsp;км длабоко. Често во споредба со Големиот Кањон на Земјата, Маринерската Долина има многу различно потекло од неговиот поситен, таканаречен пандан на Земјата. Големиот Кањон е во голема мера производ на водена ерозија. Марсовите екваторски кањони биле од тектонско потекло, односно настанале најмногу со раседи. Тие би можеле да бидат слични на долините на Источноафриканскиот Расед.  Кањоните го претставуваат површинскиот израз на моќно растегнувачки напор во кората на Марс, веројатно поради оптоварувањето од испакнатоста на Тарсида.

### Хаотичен терен и одливни канали
Теренот на источниот крај на Маринерската Долина се претвора ниски заоблени ридови кои се чини дека се формирале од уривањето на висинските површини за да формираат широки вдлабнатини исполнети со урнатини. Наречени *хаотичен терен*, овие области ги означуваат главите на огромните излезни канали што излегуваат со целосна големина од хаотичниот терен и се се распаѓаат на север во Хриса. Присуството на рационализирани острови и други геоморфни одлики укажуваат на тоа дека каналите најверојатно се формирани од катастрофално ослободување на вода од водоносни слоеви или од топење на подземниот мраз. Сепак, овие одлики може да се формираат и од обилните вулкански текови на лава кои доаѓаат од Тарсида. Каналите, кои ги вклучуваат долината Арес, Шалбатана, Симуд и Тиу, се огромни според копнените стандарди, а протокот што ги формирал е соодветно огромен. На пример, се проценува дека максималното испуштање кое е потребно за издлабување на Арес широк 28 километри било 14 милиони кубни метри во секунда, над десет илјади пати повеќе од просечното испуштање на реката Мисисипи.
десно|мини| Орбитален ласерски висиметар на Марс (MOLA) изведена слика од Планум Бореум.

### Ледени капи
Поларните ледени капи се добро познати телескопски одлики на Марс, првпат идентификувани од Кристиан Хајгенс во 1672 година. Од 1960-тите, е познато дека сезонските капи (оние што се гледаат во телескопот како растат и опаѓаат сезонски) се составени од мраз од јаглерод диоксид (CO 2.) кој се кондензира од атмосферата кога температурите паѓаат до 148 К, точката на заледување на CO2, за време на поларната зима. На север, мразот CO 2.целосно се распаѓа (се возвишува) во лето. На јужниот пол, во лето останува мала преостаната капа од мраз CO 2.

Двете преостанати ледени капи се прекриваат со дебели наслаги на меѓуслоен мраз и прашина. На север, слоевитите наслаги формираат плато кое е високо 3 километри и кое има пречник од 1 километар и е познато како *Планум Бореум*. Слична висорамнина, *Планум Аустрале*, се наоѓа на југ. И двете понекогаш се третираат како синоним за поларните ледени капи, но постојаниот мраз (гледан како високо албедо, бели површини на сликите) формира само релативно тенка обвивка на врвот на слоевитите наслаги. Слоевитните наслаги веројатно претставуваат наизменични циклуси на таложење на прашина и мраз предизвикани од климатските промени поврзани со варијации во орбиталните параметри на планетата со текот на времето. Поларните наслаги се едни од најмладите геолошки единици на Марс.

## Геолошка историја

## Одлики на албедо
десно|мини| Проекција на албедо одлики на Марс од вселенскиот телескоп Хабл.
Ниту една топографија не е видлива на Марс од Земјата. Светлите области и темните ознаки што се гледаат преку телескоп се албедо одлики. Светлите, црвено- окер области се места каде ситна прашина ја покрива површината. Светли области (со исклучок на поларните капи и облаци) ги вклучуваат Елада, Тарсида и Арабија Тера. Темно сивите ознаки претставуваат области кои ветрот ги исчистил од прашина, оставајќи го зад себе долниот слој на темен, карпест материјал. Темните ознаки се најразлични во широк појас од 0° до 40° S географска ширина. Сепак, најистакнатата темна ознака, Сиртис Мајор Планум , е на северната полутопка. Класичната одлика на албедото, *Mare Acidalium*, е уште една истакната темна област на северната полутопка. Присутен е и трет тип на област, со средна боја и албедо, и се смета дека претставува региони што содржат мешавина од материјалот од светлите и темните области.

## Ударни кратери
Ударните кратери првпат биле идентификувани на Марс со вселенското летало Маринер 4 во 1965 година. Раните набљудувања покажале дека кратерите на Марс генерално биле поплитки и помазни од месечевите кратери, што покажува дека Марс има поактивна историја на ерозија и таложење од Месечината.

Во други аспекти, кратерите на Марс личат на месечевите кратери. И двете се производи на влијанието на хипербрзината и покажуваат прогресија на морфолошки типови со зголемена големина. Марсовите кратери под околу 7&nbsp;km во пречник се нарекуваат едноставни кратери; тие се во облик на сад со однос длабочина/пречник од околу 1/5. Марсовите кратери се менуваат од едноставни во посложени типови со пречник од приближно 5 до 8&nbsp;км. Сложените кратери имаат централни врвови (или врвни комплекси), релативно рамни подови и тераси. Сложените кратери се поплитки од едноставните кратери пропорционално на нивната ширина, со сооднос длабочина/пречник кој се движи од 1/5 при преодниот пречник од едноставен до сложен (~7&nbsp;km) до околу 1/30 за кратер со пречник од 100&nbsp;km. Друга транзиција се случува на пречници на кратери од околу 130&nbsp;км додека централните врвови се претвораат во концентрични прстени на ридови за да формираат сливови со повеќе прстени.

Марс има најголема разновидност на типови на ударни кратери од која било планета во Сончевиот Систем.  Ова е делумно затоа што присуството и на карпести и на испарливи слоеви богати во подповршината создава низа морфологии дури и меѓу кратерите во иста класа на големина. Марс има и атмосфера која игра улога во исфрлувањето и последователната ерозија. Покрај тоа, Марс има стапка на вулканска и тектонска активност доволно ниска што древните, еродирани кратери сè уште се зачувани, но сепак доволно висока за повторно да се појават големи области, создавајќи различен опсег на популации на кратери со широко различна возраст. Над 42.000 ударни кратери поголеми од 5&nbsp;км во пречник се каталогизирани на Марс, и бројот на помали кратери е веројатно безброј. Густината на кратерите на Марс е најголема во јужната полутопка, јужно од границата на дихотомијата. Ова е местото каде што се наоѓаат повеќето големи кратери и басени.

Морфологијата на кратерот дава информации за физичката структура и составот на површината и подповршината во моментот на ударот. На пример, големината на централните врвови во кратерите на Марс е поголема од споредливите кратери на Меркур или на Месечината. Покрај тоа, централните врвови на многу големи кратери на Марс имаат јамски кратери на нивните врвови. Централните јамски кратери се ретки на Месечината, но се многу чести на Марс и ледените сателити на надворешниот Сончев Систем. Големите централни врвови и изобилството на јамски кратери веројатно укажуваат на присуство на мраз блиску до површината. 

Најзабележителната разлика помеѓу марсовските кратери и другите кратери во Сончевиот Систем е присуството на флуидизирани исфрлувачки прекривки. Многу кратери на екваторските и средните географски широчини на Марс ја имаат оваа форма на морфологија на исфрлање, за која се смета дека се појавува кога предметот што удира го топи мразот на подповршината. Течната вода во исфрлениот материјал формира матна кашеста маса која тече по површината, создавајќи ги карактеристичните облици на лобус. 
Податотека:Simple Crater PSP 009333 2025 RED.jpg|Слика на едноставен кратер, направена од HiRISE 
Податотека:Complex Crater PIA05615.jpg|Слика на сложен кратер направена од ТЕМИС
Податотека:Mars rampart crater.jpg|слика од кратерот Јути што.
Податотека:Rampart V05808002.png|Слика од ТЕМИС која прикажува исфрлање од кратерот со пречник од 17 километри на 21°S, 285°E. 
Марсовите кратери најчесто се класифицираат според нивното исфрлање. Кратерите со еден слој на исфрлање се нарекуваат еднослојни исфрлачки кратери. Кратерите со два слоја на исфрлање се нарекуваат кратери со двослојни исфрлања, а кратерите со повеќе од два слоја на исфрлање се нарекуваат кратери со повеќеслојни исфрлања. Се смета дека овие морфолошки разлики ги рефлектираат разликите во составот (т.е. меѓуслоен мраз, карпи или вода) во подповршината во моментот на ударот.
десно|мини| Кратер во Амазонскиот квадрант.
Марсовите кратери покажуваат голема разновидност на зачувани состојби, од екстремно свежи до стари и еродирани. Деградираните и наполнети ударни кратери забележуваат варијации во вулканската, флувијалната и еолската активност во текот на геолошкото време. Постаментните кратери се кратери во кои нивното исфрлање седи над околниот терен каде се формираат подигнати платформи. Тие се појавуваат затоа што исфрлањето на кратерот формира отпорен слој, така што областа најблиску до кратерот еродира побавно од остатокот од регионот. Некои од нив се стотици метри над околната област, што значи дека стотици метри материјал е ерозиран. Овие кратери првпат биле забележани за време на мисијата Маринер 9 во 1972 година.
 

## Вулканизам
[лево|мини|155x155пкс| Првиот приказ на [Рендгенска кристалографија|дифракција на рендген на марсовската почва ]]
Вулканските структури и форми на Марс покриваат големи делови од површината. Највпечатливите вулкани на Марс се наоѓаат во Тарсида и Елисеј. Геолозите мислат дека една од причините зошто вулканите на Марс можеле да пораснат толку големи е тоа што Марс има помалку тектонски граници во споредба со Земјата. Лавата од стационарното жариште можела да се акумулира на една локација на површината многу стотици милиони години.

Научниците никогаш не забележале активна ерупција на вулкан на површината на Марс. Пребарувањата за топлински белези и површинските промени во последната деценија не дале докази за активен вулканизам.

На 17 октомври 2012 година, роверот *„Кјуриосити“* на планетата Марс ја извела првата анализа на дифракција на Х-зраци на тлото на Марс. Резултатите од анализаторот *CheMin* откриле присуство на неколку минерали, вклучително момирок, пироксени и оливин, и сугерирале дека марсовската почва во примерокот е слична на „истрошените базалтни почви “ на хавајските вулкани. Во јули 2015 година, истиот ровер идентификувал тридимит во примерок од карпа од кратерот Гејл, што ги навело научниците да заклучат дека силицискиот вулканизам можеби одиграл многу позастапена улога во вулканската историја на планетата отколку што се мислело.

## Седиментологија
десно|мини| Колекција на сфери, секоја со пречник од околу 3 mm како што е видена од роверот ''Opportunity''
Изгледа дека течената вода била вообичаена на површината на Марс во различни периоди од неговата историја, а особено на древниот Марс. Многу од овие текови ја издлабиле површината, формирајќи долински мрежи и создавајќи седимент. Овој талог е повторно депониран во широк спектар на влажни средини, вклучително и во алувијални вентилатори, меандрирани канали, делти, езера, а можеби дури и океани. Процесите на таложење и пренос се поврзани со гравитацијата. Поради гравитацијата, поврзаните разлики во флуксот на водата и брзината на протокот, заклучено од преносот на големината на зрната, марсовските пејзажи биле создадени од различни услови на животната средина. Сепак, постојат и други начини да се процени количината на вода на древниот Марс. Подземните води се вмешани во цементирањето на еолските седименти и формирањето и пренос на широк спектар на седиментни минерали, вклучувајќи глини, сулфати и хематит.

Кога површината е сува, ветерот бил главен геоморфен агенс. Песочните тела управувани од ветер, како мегарипли и дини, се исклучително чести на модерната површина на Марс, а *Опортјунити* документирал изобилство еолски песочник.

Широк спектар на други седиментолошки тела се присутни локално на Марс, вклучително и леднички наслаги, топли извори, депозити од лизгање на земјиштето, криоген и периглацијален материјал. Доказите за стари реки, езеро, и полиња со дини  се забележани во зачуваните слоеви во Меридијановиот Залив и кратерот Гејл.

## Заеднички одлики на површината

## Подземните води на Марс
Една група истражувачи предложила дека некои од слоевите на Марс се предизвикани од подземните води што се издигнуваат на површината на многу места, особено во внатрешноста на кратерите. Според теоријата, подземните води со растворени минерали излегле на површината, во и подоцна околу кратерите и помогнале да се формираат слоеви со додавање на минерали (особено сулфат) и да се зацврстат седиментите. Оваа хипотеза е поддржана од модел на подземни води и со сулфати откриени на широк простор. На почетокот, со испитување на површинските материјали со *[[Опортјунити (сонда)|Опортјунити]]*, научниците откриле дека подземните води постојано се кревале и депонирале сулфати. Подоцнежните студии со инструменти на *[[Орбитрален истражувач на Марс]]* покажале дека истите видови материјали постојат во голема област која ја вклучувала Арабија.

## Интересни геоморфолошки одлики

### Лавини
На 19 февруари 2008 година, сликите добиени од камерата *[[HiRISE]]* на *[[Орбитрален истражувач на Марс]]* покажале спектакуларна лавина, во која остатоците што се сметало дека се ситнозрнест мраз, прашина и големи блокови паднале од висока карпа од 700 метри. Доказите за лавината вклучувале облаци од прашина што се издигнале од карпата потоа.  Ваквите геолошки настани се теоретизираат дека се причина за геолошките форми познати како *наклонски падини*.
Податотека:Mars Avalanche 2.jpg|Слика од лавината на Марс од 19 февруари 2008 година, снимена од Орбитрален истражувач на Марс.
Податотека:Mars Avalanche Hirise.jpg|Поблиска снимка од лавината.
Податотека:Mars Avalanche Dust Clouds.jpg|Облаците од прашина се издигнуваат над 700 метри длабока карпа.
Податотека:Mars Avalanche with Scale.jpg|Фотографија со размер ја покажува големината на лавината.


### Можни пештери
Научниците на НАСА кои ги проучуваат сликите од вселенското летало *[[Одисеја на Марс 2001|Одисеја]]* забележале седум пештери на страните на вулканот Арсија на Марс. Влезовите во јамата се широки 100 до 252 метри и се смета дека се најмалку 73 до 96 метри длабоки. Отворите биле неформално именувани (А) Дена, (Б) Клои, (В) Венди, (Д) Ени, (Е) Аби (лево) и Ники и (Ф) Жана. Подот на Дена е длабок 130 метри. Прегледот на сликите резултирал со уште повеќе откритија на длабоки јами. Неодамна, глобалната база на податоци (MG  ) со над 1.000 кандидати за пештери на Марс во Тарсида била развиена од страна на Научниот центар за астрогеологија. Во 2021 година, научниците применуваат алгоритми за машинско учење за да ја прошират  низ целата површина на Марс.

Се сугерирало дека човечките истражувачи на Марс би можеле да користат лавински цевки како засолништа. Пештерите можеби се единствените природни структури кои нудат заштита од микрометеороиди, УВ зрачење, сончеви изливи и честички со висока енергија кои ја бомбардираат површината на планетата. Овие одлики може да го подобрат зачувувањето на биобелезите во долги временски периоди и да ги направат пештерите атрактивна астробиолошка цел во потрагата по докази за живот надвор од Земјата.
Податотека:Marshole.jpg|Пештера на Марс („Жана“) видена од Орбитрален истражувач на Марс.
Податотека:Mars; Arsia Mons cave entrance -MRO.jpg|HiRISE со слика од Жана, што прикажува попладневно осветлување на источниот ѕид.
Податотека:Mars caves from NASA orbiters.jpg|Слика на ТЕМИС од влезовите на пештерите на Марс.
Податотека:Complete map of 1,000+ cave-entrances on Mars.png|Карта на над 1.000 можни влезови во пештерата во Тарсида


### Превртен релјеф
Некои области на Марс покажуваат превртен релјеф, каде одликите кои некогаш биле вдлабнатини, како потоци, сега се над површината. Се верува дека материјали како големи карпи биле депонирани во ниски области. Подоцна, ерозијата на ветерот отстранила голем дел од површинските слоеви, но зад себе ги оставила поотпорните наслаги. Други начини за правење превртен релјеф може да биде лавата што тече по коритото на потокот или материјалите што се задржуваат со минерали растворени во вода. На Земјата, материјалите силика се високо отпорни на сите видови на ерозивни сили. Примери на превртени канали на Земјата се наоѓаат во Формацијата на планината Кедар во близина на Грин Ривер, Јута. Превртениот релјеф во форма на потоци е уште еден доказ за водата што течела на површината на Марс во минатите времиња. Превртениот релјеф во форма на канали сугерира дека климата била поинаква - многу повлажна - кога се формирале превртените канали.

Во една статија објавена во јануари 2010 година, голема група научници ја поддржале идејата за потрага по живот во кратерот Мијамото поради каналите на превртениот поток и минералите кои укажуваат на минатото присуство на вода.

Сликите на други примери на превртен терен се прикажани подолу од различни делови на Марс.
Податотека:Inverted Streams in Juventae Chasma.jpg|Превртени текови. Овие потоци започнуваат на врвот на гребенот, а потоа поминуваат заедно.
Податотека:Inverted Channel 012435.jpg|Превртен канал.
Податотека:Antoniadi Crater Stream Channels.JPG|Превртени канали во кратерот Антонијади.
Податотека:Miyamoto Crater.JPG|Превртен канал во кратерот Мијамото.


## Библиографија

* 
* 

## Наводи

## Надворешни врски

* Марс - Геолошка карта ( USGS, 2014) ( оригинал / исечена / целосна / видео (00:56) ).
* Марс - Геолошка карта ( USGS, 1978).
* Анимирани летови над Марс на надморска височина од 100 метри 
* Комплекс со коси удари на Марс (Syria Planum и Sinai Planum)
* Презентира добри слики, растојанија и височини/НАСА

Категорија:Планетарна геологија

Категорија:CS1-одржување: повеќе имиња: список на автори