Redigerer Areologi (avsnitt)

== Global fysiografi ==
Det meste av nåværende kunnskap om geologien på Mars kommer fra studier av [[landform]]er og frie formasjoner (terreng) på bilder tatt av [[romsonde]]r i [[bane]] rundt planeten. Mars har en rekke distinkte, store overflateformasjoner som indikerer hvilke typer geologiske prosesser som har funnet sted på planeten over tid. Dette avsnittet introduserer flere av de større fysiografiske regionene på Mars. Sammen illustrerer disse regionene hvordan geologiske prosesser som involverer [[vulkan]]isme, [[Platetektonikk|tektonikk]], vann, is og [[kosmisk nedslag]] har formet planeten i en global skala.

[[Fil:PIA02820.jpg|thumb|left|Farget kart som viser høydene på den vestlige og østlige delen av Mars.<br />(Venstre): Den vestlige delen domineres av [[Tharsis]]-regionen (rød og brun). Høye vulkaner fremstår som hvite. [[Valles Marineris]] (blå) er den lange flenge-lignende formasjonen til høyre.<br />(Høyre): Den østlige delen viser kratrete høyland (gult til rødt) med Hellas-bassenget (mørk blå/lilla) nede til venstre. Elysium-provinsen er oppe i høyre kant. Områder nord for dikotomigrensen vises som nyanser av blått på begge kartene.{{Byline|Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA)}}]]

=== Hemisfærisk dikotomi ===
Den nordlige og sørlige halvkulen på Mars er påfallende forkjellgi fra hverandre i [[topografi]] og fysiografi, og [[dikotomi]]en er en fundamental global geologisk formasjon på planeten. Enkelt sagt er den nordlige delen av planen en enorm topografisk forsenkning. Rundt en tredjedel av planetens overflate (for det meste på den nordlige halkulen) ligger 3&ndash;6&nbsp;km lavere i høyde enn de sørlige to tredjedelene. Dette er en førsteordens friformasjon på linje med høydeforskjellene mellom jordens kontinenter og havbassenger.<ref name="Watters2007" /> Dikotomien uttrykkes også på to andre måter; som en forskjell i tettheten av nedslagskratre og skorpetykkelsen mellom de to halvkulene.<ref name="Carr2006_s79-79" group=L /> Halvkulen sør for dikotomigrensen (ofte kalt de sørlige høylandene) er svært kraterbelagt og gamle, karakterisert av robuste overflater som daterer seg tilbake til peridoen med [[Det sene tunge bombardementet|tungt bombardement]]. Som motsetning har lavlandene nord for dikotomigrensen få kratre og er svært jevn og flat. Der finnes det også andre formasjoner som indikerer at omfattende fornyelse av overflaten har funnet sted etter at det sørlige høylandet ble dannet. Den tredje distinkte forskjellen mellom de to halvkulene er tykkelsen på jordskorpen. Topografiske og geofysiske gravitasjonsdata indikerer at skorpen i de sørlige høylandene har en maksimal tykkelse på ca. 58&nbsp;km mens skorpen i de nordlige lavlandene har når opp mot 32&nbsp;km i tykkelse.<ref name="Zuber2000" /><ref name="Neumann2004" /> Den dikotomiske grensens breddegrader varierer og avhenger av hvilket av de tre fysiske uttrykkene for dikotomi som blir vurdert.

Opprinnelsen og alderen til den hemisfæriske dikotomien er fremdeles debattert. Hypoteser om opprinnelsen faller generelt inn i to kategorier: 1) dikotomien oppstod ved et mega-nedlslag eller en rekke store nedslag tidlig i planetens historie (ekskogene teorier)<ref name="Wilhelms2984" /><ref name="Frey1988" /><ref name="Andrews-hanna2008" /> eller 2) dikotomien oppstod som følge av fortynning av skorpen på den nordlige halvkulen på grunn av mantelkonveksjon, omveltning eller andre kjemiske og termiske prosesser i planetens indre (endogene teorier).<ref name="Wise1979" /><ref name="Elkins-Tanton2005" /> En endogen modell foreslår en tidlig hendelse der [[platetektonikk]] ga en tynnere skorpe i nord, tilsvarende det som skjer ved spredning av plategrenser på jorden.<ref name="Sleep1994" /> Uavhengig av opprinnelsen ser dikotomien på Mars ut til å være svært gammel. Laserhøydemåler og data fra radarsonarer fra banesonder har identifisert en rekke formasjoner med bassengstørrelser som tidligere var skjult i visuelle bilder. Disse kvasisirkulære forsenkningene er sannsynligvis forfalte nedslagskratre fra perioden med tunge bombardement som nå er dekket av et finere lag med avleiringer. Studier av disse forsenkningene antyder at de underliggende lagene på den nordlige halvkulen er minst like gamle som den eldste eksponerte overflaten på i de sørlige høylandene.<ref name="Watters2007_2" /> Alderen på dikotomien gir teoriene om dens opprinnelse betydelige begrensninger.<ref name="Solomon2005" />

=== Vulkanske provinser ===
En massiv vulkantektonisk provins, kjent som [[Tharsis]]regionen eller Tharsisforhøyningen, deler seg fra dikotomigrensen på Mars' vestlige halvkule. Denne enorme, forhøyede strukturen er tusenvis av kilometer i diameter og dekker opptil 25 % av planetens overflate.<ref name="Solomon1982" /> Tharsis ligger i gjennomsnitt 7&ndash;10&nbsp;km over datum («[[Areografi#Nullnivå|havnivået]]» på Mars) og inneholder de største høydene på planeten og de største kjente vulkanene i solsystemet. Tre enorme vulkaner, [[Ascraeus Mons]], [[Pavonis Mons]] og [[Arsia Mons]] (samlet kjent som [[Tharsis Montes]]), ligger på linje nordøst-sørvest langs toppen av denne forhøyningen. Den brede [[Alba Mons]] (tidligere Alba Patera) opptar den nordlige delen av regionen. Den store [[skjoldvulkan]]en [[Olympus Mons]] ligger utenfor hovedforhøyningen ved den vestlige grensen av provinsen. Tharsis enorme massivitet har ført til enorm [[Spenning (mekanikk)|spenning]] i planetens [[litosfære]]. Som et resultat stråler enorme brudd ([[graben]]er og [[riftdal]]er) utover fra Tharsis og strekker seg halvveis rundt planeten.<ref name="Carr2007" />

Et mindre vulkansk senter ligger flere tusen kilometer vest for Tharsis, i [[Elysium Planitia|Elysium]]. Vulkankomplekset i Elysium er ca. {{Formatnum:2000}}&nbsp;km i diameter og består av tre hovedvulkaner, [[Elysium Mons]], [[Hecates Tholus]] og [[Albor Tholus]]. Gruppen med vulkaner antas å være noe annerledes enn Tharsis Montes ved at utviklingen av de tidligere involverte både lavaer og [[Tefra|pyroklaster]].<ref name="Cattermole2001" group=L />

=== Store nedslagsbasseng ===
Flere enorme, sirkulære [[Nedslagskrater|nedslagsbasseng]] finnes på Mars. De største er [[Hellas Planitia]] som ligger på den sørlige halvkulen, sentrert rundt 64°E 40°S. Den sentrale delen av bassenget er ca. {{Formatnum:1800}}&nbsp;km i diameter<ref name="Boyce2008" group=L /> og omgitt av en bred og tungt erodert ringstruktur preget av tette kuperte og uregelmessige fjell (fjellmassiver) som sannsynligvis er oppløftet og forskjøvet skorpe skorpe fra før bassengene ble dannet (se [[Anseris Mons]] for eksempel).<ref name="Carr1984" group=L />

De to andre store nedslagssturkturene på planeten er [[Argyre Planitia|Argyre]] og [[Isidis Planitia|Isidis]]-bassengene. Som Hellas ligger Argyre (800&nbsp;km i diameter) i de sørlige høylandene og er omgitt av en bred ring av fjell.

=== Dalsystemer ved ekvator ===
[[Fil:Valles Marineris PIA00178.jpg|thumb|left|Bilde av Valles Marinereis.{{Byline|[[Viking-programmet|Viking]]}}]]
Nær ekvator på den vestlige halvkulen ligger et enormt system av dype, sammenkoblede daler og grøfter som sammen er kjent som [[Valles Marineris]]. Dalsystemet strekker seg ca. {{Formatnum:4000}}&nbsp;km østover fra Tharsis, nesten en fjerdedel av planetens omkrets. Hvis Valles Marineris var plassert på jorden ville den strekke seg over hele bredden av [[Nord-Amerika]].<ref name="Kargel2004" group=L /> Enkelte steder er dalene opptil 300&ndash;km brede og 10&nbsp;km dype. Valles Marineris har en svært ulik opprinnelse enn sitt mindre såkalte motstykke på jorden, [[Grand Canyon]]. Grand Canyon er hovedsakelig et produkt av erosjon fra vann. Dalene ved ekvator på Mars ble hovedsakelig dannet av forkastninger og der derfor mer lik den østafrikanske riftdalen.<ref name="Carr2006_s95" group=L /> Dalene representerer overflatens uttrykk for en kraftig utvidet [[Spenning (mekanikk)|spenning]] i marsskorpen, sannsynligvis på grunn av lasten fra Tharsis-forhøyningen.<ref name="Hartmann2003_s316" group=L />

=== Kaosterreng og utstrømningskanaler ===
Terrenget i den østlige enden av Valles Marineris ligner et tett virvar av lave, avrundede åser som synes å ha blitt dannet av kollapsen av overflaten i de høyereliggende områdene og skapte grusfylte groper.<ref name="Carr2006_s114" group=L /> Disse områdene, kalt [[kaosterreng|kaotisk terreng]], markerer øverste del av enorme utstrømningskanaler som oppstår i full størrelse fra det kaotiske terrenget og tømmes nordover til [[Chryse Planitia]]. Tilstedeværelsen av strømlinjede øyer og andre [[geomorfologi]]ske formasjoner indikerer at kanalene sannsynligvis ble danne av en katastrofiske frigjøringer av vann fra [[akvifer]]er eller smeltingen av overflateis. Kanalene, som inkluderer [[Ares Vallis|Ares]], [[Shalbatana Vallis|Shalbatana]], Simud og Tiu Valles, er enorme etter terrestriske standarder og flommen som skapte dem tilsvarende enorm. For eksempel, toppen av utslippet som var nødvendig for å skjære ut den 28&nbsp;km brede Ares Vallis anslås å ha vært 500&nbsp;millioner kubikkfot per sekund, over ti tusen ganger det gjennomsnittlige utslippet fra [[Mississippi (elv)|Mississippi]].<ref name="Baker2001" />

[[Fil:MOLA Planum Boreum PIA01337.jpg|thumb|Avledet bilde av [[Planum Boreum]]. Bildet er overdrevet ekstremt i vertikal retning. Merk at det gjenværende isdekket bare er den tynne laget (vist med hvitt) på toppen av platået.{{Byline|Mars Orbital Laser Altimeter (MOLA)}}]]

=== Polkalotter ===
Iskalottene ved polene er velkjente teleskopformasjoner, først identifisert av [[Christiaan Huygens]] i 1672.<ref name="Sheehan1996_s25" group=L /> Siden 1960-årene har man vist at at de sesongmessige kalottene (de som kan sees vokse og minke sesongmessig i teleskoper) er sammensatt av karbondioksidis ({{Kjemi|CO|2}}) som kondenserer ut av atmosfæren når temperaturen faller til 148&nbsp;[[Kelvin|K]], [[smeltepunkt|frysepunktet]] for {{Kjemi|CO|2}}, i løpet av den polare vintertiden.<ref name="Leighton1966" /> I nord forsvinner {{Kjemi|CO|2}}-isen fullstendig (den [[sublimasjon|sublimerer]]) om sommeren og etterlater seg et gjenværende lokk av vannholdig is ({{Kjemi|H|2|O}}). Ved sydpolen blir en liten del av {{Kjemi|CO|2}}-isen værende om sommeren.

Begge de gjenværende iskappene ligger over tykke lagdelte avsetninger av etterlatt is og støv. I nord danner avsetningslaget et 3&nbsp;km høyt platå, kalt [[Planum Boreum]]. Dette platået har en diameter på {{Formatnum:1000}}&nbsp;km. Et tilsvarende kilometertykt platå, kalt [[Planum Australe]], ligger i sør. Begge planumene blir noen ganger omtalt som de «polkalottene», men den permanente isen (sett som de hvite overflatene med høy  [[albedo]]  på bilder) dannes kun som en relativt tynn kappe på toppen av avsetningslagene. Avsetningslagene stammer sannsynligvis fra vekslende sykluser med avsetninger fra støv og is forårsaket av klimaendringer relatert til variasjoner i planetens baneparametre over tid (se [[Milanković-syklusene]]. Avkastningslagene ved polene er noen av de yngste geologiske enhetene på Mars.