Az emberiség és a Mars kapcsolata hosszú és sokszínû múltra tekint vissza. Az egykor harcias istenként tisztelt égitestet az emberi képzelet szívesen népesítette be értelmes lényekkel, gyakran rosszindulatú marslakókkal. A vörös bolygó meghódítása egyáltalán nem mai gondolat, de soha nem álltunk ennyire közel a „kis zöld emberkék” otthonának meglátogatásához. Az ezredforduló környékén, amikor szinte mindennapossá vált bolygókutató ûrszondák útnak indítása, a Mars-kutatás célja a bolygó minden eddiginél alaposabb megismerése, a még nyitott kérdések megnyugtató tisztázása a néhány évtizeden belül megvalósíthatónak vélt „emberes” Mars-utazás elõtt.

Az elsõ sikeres Mars-szonda az 1976–1977-es Viking-küldetések óta az 1997-ben landolt Nyomkeresõ (Mars Pathfinder–MPF) volt. Három fõ vizsgálódási területe az életnyomok, az éghajlat, illetve a természeti erõforrások kutatása volt. Ezek mellett kiemelt figyelemmel kezelték a víz kérdését. (Az általános információk, továbbá az út és a leszállás részletes leírása lapunk korábbi számában olvasható: Both Elõd: Munkában a Nyomkeresõ, Természet Világa, 1997. szeptember.)
 

A leszállási terület kiválasztásánál a biztonsági megfontolások (a terület sík jellege) mellett fontos szempont volt, hogy azt láthatóan egy hatalmas áradás alakította ki, valamikor a „marstörténeti” régmúltban. Ezért azt várták, hogy a térségben változatos geológiai környezet található, melyeket a Sojourner rover (Jövevény nevû marsjáró) könnyen felkereshet és így egyszerre, egy helyen remélhetõ több kõzettani kérdés megválaszolása.

A panorámaképek szerint a terület félig lekerekített kavicsokból és kõzetdarabokból álló sivatag. Némelyikükön lamináris áramlás, vagyis folyóvízi lerakódás nyoma látható. (A kövek lekerekítettsége önmagában is folyóvízi szállításra utalhat.) Szintén víz egykori jelenlétére utalhatnak a leszállóhelytõl kb. 1 km-re lévõ Twin Peaks nevû hegy teraszai, ahonnan az üledékanyag egy része származik, valamint a még távolabbi gerincek és árkok formája is. Ám ezek a feltételezések földi analógiákon alapulnak, s még az is elképzelhetõ, hogy ezeket a formákat a szél, a vulkanizmus vagy akár becsapódások is létrehozhatták.

Megállapítható volt, hogy a szél a felszínalakítás domináns szereplõje – legalábbis a leszállóhely környezetében. Erre utalnak a megfigyelt homokdûnék, -fodrok, -sáncok, szélzászlók és a sok kõzetdarabon megfigyelhetõ cm-es rovátkák, gödröcskék is, amiket a szél által szállított homok- és porszemcsék alakíthattak ki. Összevetve ezt a légkör kis sûrûségével, két lehetséges következtetés fogalmazódott meg: 1) hosszú ideje (akár több milliárd éve) csak a szélerózió az egyetlen mûködõ felszínformáló erõ; 2) régebben egészen mások voltak a környezeti viszonyok és a szél, illetve a víz ekkor alakította ki a megfigyelt formákat, azóta viszont jóformán semmi nem változott. A döntés feladata a következõ Mars-szondára hárult.

A geológiai vizsgálatok általános tanulsága, hogy a keringõ ûrszondák felvételei alapján is jól meghatározható egyes területek felszínének általános jellege, hiszen az MPF leszállóhelyének esetében is jól egyeztek a korábbi képekbõl nyert megállapítások a tényleges felszíni vizsgálatok eredményeivel.

A Sojourner alfa-proton-röntgen-spektrométerének (APXS) mérései szerint a legtöbb kõzet szilikát-tartalma magasabb, mint az ismert marsi meteoritoké (SNC-meteoritok). Néhányuk összetétele leginkább a földi andezitekhez hasonlít, nem pedig a bazaltokhoz, ahogy azt feltételezték. Ha ezek valóban vulkáni eredetûek, akkor a magma – legalábbis egyes helyeken – differenciálódott, vagyis nehéz elemei lesüllyedtek, könnyû alkotórészei pedig a magmatömeg tetején maradtak.

Ez megkérdõjelezi azt az elképzelést, mely szerint a Marson nem alakult ki a földihez hasonló bonyolultabb típusú vulkáni mechanizmus (amihez a kétfajta, szárazföldi és óceáni litoszféra-lemez megléte szükséges), és ehelyett csak egyszerûbb, forrópontos bazaltvulkanizmust tételezett fel – épp az SNC-meteoritok alapján. (Ez utóbbi a Földön például a Hawaii-szigeteknél ismert, ahol a felszínre jutó magma szinte közvetlenül a földköpenybõl származik.) Ám pusztán ezekbõl az eredményekbõl nem következik egyenesen földi típusú lemeztektonika valamikori mûködése a Marson, hiszen ismerünk olyan viszonylag magas szilikát-tartalmú földi kõzeteket is, melyek képzõdése nem kapcsolódik a lemeztektonikához.

Ha marsi keletkezési mechanizmusa is hasonló, ez is bizonyíték arra, hogy az ottani éghajlat a mainál valamikor nedvesebb és talán melegebb is volt.

A szemcsék színük alapján hasonlítanak egyes erõsen oxidált vulkáni hamu-, valamint bizonyos fémtartalmú ásványi szemcsékhez, röviden igen rozsdásak. Ez szintén könnyen magyarázható az egykori éghajlat maitól való eltérésével. Sokkal könnyebben, mint annak feltételezésével, hogy a légkör ma ismert minimális víztartalma oxidálta el a felszín vastartalmú anyagait hihetetlenül lassan, több milliárd év alatt.

A Sojourner több új módszert nyújtott a felszín mechanikai vizsgálatára: átgurulhatott egy-egy területen („felszántva” a felsõ talajréteget), néhány cm mélyen vizsgálódhatott a talajban, illetve képes volt megkarcolni egyes sziklák felszínét is. Keréknyomaiból úgy tûnt, hogy a legfelsõ felszíni réteg anyaga különösen aprószemcsés, agyagszerû, amely a légkörbõl való lassú kiülepedéssel alakulhat ki.

A talajminták összetétele vegyes volt: tartalmaztak port, kõzetlisztet, homokot, apró talajdarabkákat és mm-es kavicsokat is. Sûrûségét 1,2-2 g/cm³-esnek becsülték értéke hasonló a földi talajokéhoz. A minták elemi összetétele nagyon hasonlított a Viking-szondák máshol gyûjtött eredményeire, vagyis a szelek teljesen egyenletesen terítik szét el a felszíni anyagokat.

A Mars-légkör vizsgálata már a leszállás során megkezdõdött: a kevéssel hajnal elõtti landolás közben az ûrszonda folyamatos hõmérséklet- és nyomásprofilt készített, ami természetesen eltért a hasonló Viking-mérésektõl, amelyek késõ délután készültek. Az új eredmények között volt az eddig mért leghidegebb marsi hõmérséklet: alacsonyabb, mint -173^o C. A légkör igen ritka, nyomása a felszínen csak a földi érték 0,6-0,7 %-a (6-7 mbar).

A por mennyisége fontos, mert meghatározó szereppel bír a légkör felmelegedése és lehûlése, a szelek kialakulása, sõt tulajdonképpen az egész idõjárás szempontjából. Befolyásolja a felszínre jutó napsugárzás mennyiségét is, ami egy valamikori marsbázis napenergiával való ellátásának alapvetõ tényezõje, valamint a felszerelések porszennyezésének felmérésénél sem elhanyagolható.

Meglepõek voltak azok a kis porviharok (dust devils, tulajdonképpen apró tornádók), melyek gyakran keresztezték a landolási területet, néhány másodperc alatt átsuhanva a leszállóegységen. Szerepük lehet abban, hogy a marsi légkörben mindig van valamennyi por, még a nagyobb porviharok közötti hosszabb idõszakok alatt is.

A részletes és alapos meteorológiai mérések általános haszna, hogy ezeken keresztül jobban megismerhetjük a marsi klíma jellemzõit, és biztosabb idõjárás-elõrejelzéseket készíthetünk a felszín egészére. Ez pedig a késõbbiekben – esetleges állandó bázisok létesítése során – rendkívül fontos lehet.

Az ûrszonda rádiójeleinek Doppler-eltolódását vizsgálva egy „ ingyenes” módszer állt a kutatók rendelkezésére, melynek segítségével nagy pontossággal meghatározhatóak voltak a Mars forgási és keringési adatai, az ûrszonda marsi pozíciója (néhány méteres pontossággal), a marsi nap (sol) hossza, valamint a bolygó tengelyének (pólusainak) iránya is.

Ez utóbbi méréseket összehasonlítva a több mint 20 évvel korábbi Viking-adatokkal, kiszámolható a Mars precessziója: egy teljes periódusa kb. 170 ezer évig tart (ez a Föld esetében kb. 26 ezer év).

Ez az érték összefüggésben áll a bolygó belsõ szerkezetével, sûrûségviszonyaival, aminek alapján a legvalószínûbb egy viszonylag nagy mag, aminek a sugara 1300–2000 km közötti (a bolygósugár 40–60%-a, szemben a 19 %-os földi értékkel). Ez mindenesetre igen érdekes következtetés a marsi globális mágneses tér hiányának ismeretében.

A 83 napos idõszak alatt szerzett eredmények áttekintése után szinte egyértelmû a következtetés: a Nyomkeresõ hatékonyan és jól végezte el a rábízott feladatokat. A technikai kísérletek sikeres végrehajtása mellett tudományos szempontból is értékesnek bizonyult a küldetés.
 
 

Lapunkban eddig nem esett szó a Mars-kutatásban új fejezetet nyitó ûrszondáról. Ennek alapvetõ oka, hogy mûszaki gondok miatt csak egyéves késéssel kezdhette meg térképezési feladatait. Szerencsére a szonda mûszerei jelenleg is a legnagyobb rendben mûködnek.

  A küldetés fõ céljai a következõképpen foglalhatók össze. A felszíni alakzatok vizsgálata nagy- és térhatású felbontással (maximum 1,5 méter/pixel), melynek eredményeként a felszínformákat létrehozó geológiai folyamatokra következtethetünk. A felszín anyagi összetételének meghatározása, hõmérsékleti jellemzõinek tanulmányozása a talajon, a kõzeteken és a jégen. A kõzethasadék területeinek vizsgálata, a vulkáni tevékenység alaposabb megismerése. Az atmoszféra globális idõjárási viszonyainak felmérése, vertikális szerkezetének tisztázása. A légkör–felszín kölcsönhatások (például sarki jégsapkák változásai, porviharok, felhõk hatásai a felszínre), valamint a mágneses tér vizsgálata.

  Mindezeken túl átfogó térképezést, geodéziai és gravitációs méréseket végez, továbbá kommunikációs feladatokat lát el a jövõbeli leszálló és keringõ szondák kiszolgálására, valamennyi, a Mars-kutatás nemzetközi programjában érdekelt nemzet számára.

A lézeres magasságmérõ adatainak segítségével, illetve korábbi adatok felhasználásával a kutatók összeállították a Mars nagy térbeli felbontású domborzati térképét összesen mintegy 27 millió lézeres magasságmérés nyomán (lásd címképünket). A térbeli felbontás 1 fokos, ami az egyenlítõnél 59 km-nek, magasabb szélességeken ennél arányosan kisebb értékeknek felel meg. A függõleges pontosság 13 méter, vannak azonban olyan területek is, ahol ez az érték 2 méter. Vezetõ kutatók szerint ez azt jelenti, hogy a Mars felszínét jobban ismerjük, mint saját bolygónk egyes területeit.

  A marsi domborzat keresztmetszeti képén (a kezdõ hosszúsági kör mentén, pólustól pólusig) a felszín átlagos lejtése 0,36 fok, így a déli pólus környezete kb. 6 km-rel fekszik magasabban az északinál. Ezek a felszíni viszonyok valószínûleg a Mars történetének nagy részében fennálltak, meghatározva a felszíni és a felszín alatti víz mozgásának irányát (amint azt a nagy kanyonok és völgyhálózatok is bizonyítják). A déli félteke közepe táján elhelyezkedõ lokális kiemelkedés a Hellas-medence környéki magaslatokkal azonosítható.

  Az új térképek alapján feltételezhetjük, hogy a déli pólussapka a szárazjég mellett nagy mennyiségû vízjeget is tartalmaz. Bár látszatra nagyon különbözik északi társától, a domborzati profilok feltûnõ hasonlatosságokat tártak fel. Az egész bolygó vízkészletének becsült felsõ határa 3,2–4,7 millió köbkilométer. Ez 22–30 méter vastagságban boríthatná a felszínt, ami egy feltételezett õsi óceán minimális vízmennyiségének még mindig csak kb. 1/3-a. Az egykori marsi vízkészlet legnagyobb része valószínûleg elhagyta a bolygót, talán egy kozmikus testtel való ütközés hatására.

  A térkép a Hellas-medencérõl is újat tud mutatni: a 2100 km átmérõjû alakzat mélysége 9 km(!). A medencét anyaggyûrû veszi körül, amely a környezõ területnél kb. 2 kilométerrel magasabb és a kráter középpontjától kb. 4000 kilométerig terjed. Valószínûleg a medencét létrehozó becsapódás során kidobódott anyagból áll.

  A lézeres magasságmérõ eredményei megerõsítették, hogy a Mars két félgömbje között alapvetõ domborzati különbségek vannak: az északi nagy része alacsonyan fekvõ, viszonylag sík és sima terület (amelybõl csak a nagy vulkáni hátságok emelkednek ki), míg a délin a sûrûn kráterezett felföldek uralkodnak. Az északi félgömb közepes és magas szélességû régiói különösen simák és mély fekvésûek. Az 50. szélességi körtõl északra az átlagos magasság –4 km, a legnagyobb magasságkülönbség pedig 3 km (0 m-es magasságnak adott izogravitációs felület számít, hasonlóan a Föld esetében alkalmazott geoidhoz).

  A Tharsis-hátság északi elõtere átlagosan 0,056^o-kal lejt a sarkvidékek felé, ami két okra vezethetõ vissza. Egyrészt a bolygó tömegközéppontja a forgástengely mentén déli irányban kimozdult a forma geometriai középpontjából, emiatt a déli félgömb térfogata és felszíne tulajdonképpen nagyobb, mint az északié. Másrészt a hátság területén kb. 1 km-rel nagyobb az egyenlítõi sugár az átlagosnál.

  Az északi félgömb sima felszínét többféleképpen magyarázzák: a litoszféra köpenyáramlások okozta elvékonyításával, hatalmas becsapódási eseményekkel stb. A legérdekesebb talán hasonlósága a földi mélytengeri aljzathoz. Ha a Marson valaha létezett óceán, itt lehetett a medencéje.

  A vulkáni és üledékes folyamatok formálta északi, sík felszínek és az idõsebb, kráterekkel sûrûn tarkított, felföldszerû déli területek közötti „határrégió” feltûnõen változatos domborzatú, s itt vannak a legnagyobb helyi lejtõk. Több tíz km-re vonatkozó lejtõszögük 1–3^o, de néhány száz méteres léptékben meghaladhatja a 20^o-ot is. Ez pedig egykori aktív felszínformálódásra, illetve az általa létrejött formákra utal (pl. elkülönült platók).

  Az infravörös spektrométer eddigi eredményei alapján megállapítható, hogy az alacsony albedójú (fényvisszaverõ képességû) területek hõmérsékleti színképe egy 35 százalékos porborítottságú, piroxén- és plagioklászásványokat 4:1 arányban tartalmazó felszínre utal. Ez azt sugallja, hogy a felszínen viszonylag nagymennyiségû földpát található. Ha viszont az összes por a légkörben van, akkor a felszín szinte kizárólag piroxénbõl és plagioklászból áll az említett arányban. Ezek az arányok nagyjából megfelelnek a legtöbb marsi meteorit anyagösszetételének. A sötét területek gyakorlatilag mentesek az eróziós termékektõl, például a vas-oxidoktól és az agyagásványoktól. Valószínûleg eredeti vulkáni kõzetekbõl állnak.

  Egészen mostanáig nem volt világos, hogy a dûnék csak fosszilis homokformák vagy jelenleg is aktív mozgásban vannak. Másképp feltéve a kérdést: elégséges-e a Mars igen ritka (a földinél kb. 100-szor ritkább) légköre a mozgatásukhoz vagy ez csak a vörös bolygó múltjában, a vastagabb, sûrûbb légkör idején volt lehetséges?
 
 

1. ábra. A kép jól érzékelteti a Mars Orbiter kamerájának felbontóképességét. A kép a térképezési fázis elsô napján készült s egy kb. 2,1 km széles területet mutat, amelyet a Nap balról világít meg. A felbontás 3 m/pixel! A barkánok kísértetiesen emlékeztetnek földi társaikra

  A legújabb felvételeken is egyértelmûen a szél tûnik a leghatékonyabb felszínformáló erõnek a Marson. A legtöbb megfigyelt régióban a szél által kialakított üledékfelhalmozódások dominálnak: különféle alakú, korú és fényvisszaverõ képességû (albedójú) dûnék, homokfúvások, törmeléktakarók. Általánosak a néhány méter vastagságú üledékek. A képekbõl kitûnik, hogy a domborzat drámai hatékonysággal ülepíti a szél szállította anyagokat; a dûnék az olyan területeken is nagy számban jelennek meg, amelyek elsõdlegesen a szél pusztító hatása alatt állnak. Számos helyen lepusztult dûnéket láthatunk (szaggatott formájú, gömbölyített tetejû alakzatok), míg más területeken születõben lévõ dûnék bukkannak elõ (félhold alakú, éles gerincû formák).

  A „fiatalos”, aktív dûnék legérdekesebb példáit az északi-sarki területeken találjuk. Az e dûnékrõl készült elsõ képeken látható, hogy vékony, még a télrõl visszamaradt dér lepte be azokat, lábuknál pedig számos apró fekete foltot lehetett megfigyelni. Amint egyre több jó felbontású kép készült, nyilvánvalóvá vált, hogy a sötét foltok olyan területek, ahonnan a dértakaró eltûnt – vagy a szublimáció, vagy a szélkifúvás miatt – és a sötét felszín láthatóvá vált. Ez a felszín valószínûleg nem más, mint a dûnéket alkotó üledék.

Néhány sötét foltból vékony, sötét csíkok erednek. Úgy gondolják, hogy ezek a szél tevékenységének következményei. A legegyszerûbb magyarázat szerint a széllökések kifújták a homokot a dûnékbõl, majd csíkokban rakták a dér felületére. Néhány foltnak több csíkja is van, s ráadásul mind különbözõ irányba mutatnak. Ezeket a különbözõ irányú széllökések hozták létre. Mivel a dér legfeljebb néhány hónapos lehet (a tél az északi féltekén február közepétõl július közepéig tart), a sötét csíkok is néhány hónapja keletkezhettek.

A Nili Patera-régió területén kígyózó sötét homokdûnék alakja is jól jelzi, hogy a szél folyamatosan hordja a homokot. Egyes alakzatok a földi barkánokra (kifli alakú homokbuckákra) emlékeztetnek, amelyek szárai a szélirányba állnak, mivel ott a szél elõbbre tudja mozgatni a homokot (1. ábra).
 
 

2. ábra. A Mars északi pólussapkája

  A lézeres magasságmérõ adatainak segítségével lélegzetelállító térképeket és háromdimenziós képeket készítettek a bolygó északi pólussapkájáról és környezetérõl (2. ábra). Ezek alapján következtethetünk a jeges területek felszínformáló folyamataira. Lehetõség nyílik arra is, hogy a kutatók eddig példátlan pontossággal állapítsák meg a jégsapka térfogatát, illetve a felette húzódó felhõk magasságát. (A vizsgálatok részletes eredményei lapunk 1999. márciusi számában jelentek meg.) A pólussapkák mellett a marsi jégkészlet másik része jelenleg a felszín alatt található.

  Rengeteg jelét találtuk meg az egykori folyóvízi eróziónak és a hatalmas áradásoknak. Folyóteraszokra utaló nyomok, csepp alakú szigetek és üledéklerakódások szinte minden olyan képen vannak, amelyet a szonda kamerája a völgyek felett készített.

  Vagyis a jég és a folyóvíz egykor igen hatékony felszínformáló erõ volt a Marson. Ma már szinte biztos, hogy a kanyonok és a csatornarendszerek az intenzív folyóvízi erózió hatására alakultak ki a bolygó történetének korábbi szakaszában. Erre legkézenfekvõbb bizonyítékok a folyóvölgyek, amelyeket két csoportra lehet osztani. Az egyikbe a kanyargó, sûrû mellékvölgy-hálózatos völgyrendszerek tartoznak, amelyek az újabb nézetek szerint nemcsak felszíni, hanem jég vagy talaj alatti vízmozgásokkal is létrejöhettek. Így nem feltétlenül tekinthetõk a múltbéli melegebb éghajlat bizonyítékainak. Sokuk vize valószínûleg az egykori marsi óceánba ömlött, mivel lefutásuk a féltekék közötti határvonalnál több helyen megszakadni látszik. A folyóvölgyek másik csoportját a hatalmas áradásos csatornák alkotják. Ezek igen rövid idõ – hetek, hónapok – alatt alakulhattak ki feltûnõ eróziós formákat hagyva a felszínen. Hatalmas mennyiségû vizet szállíthattak. Az Ares Vallisban, az aljzattól kb. 1300 m magasan megfigyelhetõ két teraszszint alapján meg lehet becsülni a kanyonban folyó víz egykori mennyiségét, ebbõl pedig következtetni lehet a bolygó korábbi vízkészletére. Az áradásos csatornák általában egy kaotikus régióból erednek, ahol a felszín valamilyen belsõ aktivitás vagy csuszamlás miatt darabokra töredezett s az alatta lévõ víz hirtelen kiszabadult.

  A megfigyelt törmelékfolyások is folyadékkal átitatott rétegekre utalnak erõsítve a vízzel kapcsolatos feltevéseket. Az észak–déli területek határán a földi deráziós (mart) völgyekhez hasonló formák is elõfordulnak, s nem lehetetlen, hogy ott jelenleg is jeges talajfolyások játszódnak le (geliszoliflukció).

  A folyóvíz nyomaival szemben az állóvizek kiszáradt medreinek felfedezése igen nehéz, de már több, erre esélyes jelöltet ismerünk. A Schiaparelli-kráter déli részének egy kis darabján kisebb bemélyedések látszanak, amelyek világos anyagát fekete sávok keresztezik. Kísértetiesen emlékeztetnek az Észak-Amerika délnyugati sivatagjainak kiszáradt tómedreire. A világosabb részek feltehetõen a kiszáradás után visszamaradt sók és ásványi anyagok, míg a fekete vonalak valószínûleg a kiszáradás következtében feltöredezett talajjal azonosíthatóak. (A fekete vonalak másik magyarázata az, hogy fagyváltozékonyság – többszöri fagyás és olvadás – hatására összekevert talajdarabok.)

  Lejtõs tömegmozgások szép példáit láthatjuk a 400 km átmérõjû Schiapparelli-medence déli peremének belsõ lejtõin. A közel húsz méter átmérõjû kõzettömbök feltehetõen leszakadtak egy sziklafalról és legurultak a lejtõn, miközben felszántották a puha anyagú felsõ talajréteget. Néhány legurult kõ mögött világosabb színû homoklerakódásokat (szélzászlókat) figyelhetünk meg. Ez vagy arra utal, hogy a kövek már régóta ott hevernek, vagy arra, hogy napjainkban is igen jelentõs a szél hordalékszállítása. Számos más helyen fedeztek fel hasonló nyomokat. Az eddigi keringõ szondák kameráinak felbontóképessége nem tett lehetõvé hasonló jellegû megfigyeléseket.

  A becsapódási szerkezetek vizsgálata nyomán térben szétszórt helyeken lehet a közvetlenül a kéreg alatt lévõ bolygóbelsõ és a felszínformáló mechanizmusokat tanulmányozni. A Mars-szonda több száz becsapódási krátert vizsgált meg, melyek átmérõje 2 és 150 km között változott. Ezek fõként a Marsra igen jellemzõ lebenyes kráterek. A következõképpen alakulnak ki: ha a talaj nagy mennyiségû illóanyagot tartalmaz – mint azt a bolygó vízzel „átitatott” felszínközeli rétegeirõl feltételezzük –, akkor a becsapódás hõjétõl „posványossá” válhat és lebenyszerûen, képlékeny anyagként terül el a kráter körül. A lebenyes krátereket a Mariner–9 és a Vikingek felvételein fedezték fel. A becsapódásnál kidobódott törmelék peremeit sok esetben gerincek jelzik. A nagy felbontású képeken számos nagy kõzetdarabot figyelhetünk meg a sûrû „sár” tetején.

  Több becsapódási kráter körül a kidobódott anyag színe élesen elüt a környezõ síkság világosabb színétõl. Ezek szerint a felszín alatti anyag feltehetõen más jellegû. Az ilyen törmeléktakarók vizsgálata a késõbbiekben ideális lehet a marsi talaj, illetve a felszínközeli rétegek összetételének elemzéséhez. E törmeléktakarók anyagának mennyiségét összevetve a kráterbõl hiányzó anyag mennyiségével 76 esetben találták az utóbbit kisebbnek: a kráter részben feltöltõdött a falát képezõ anyag beomlása folytán (vagy esetleg a kidobott anyag mennyisége rejtélyes módon megnövekedett).

Folytatás