Когда зима спускается на южное полушарие Марса, образуя так называемые «хвосты мороза», в северном полушарии, наоборот, приходит весна и самые северные дюны начинают таить.
На этой потрясающей фотографии, сделанной с помощью камеры HiRISE, установленной на борту космического аппарата НАСА Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), двуокись углерода на марсианской поверхности показана в ярких деталях.
Многие песчаные материалы дюн оказались зажатыми марсианскими кратерами. К примеру, это произошло с кратером Ноачи-Терре, расположенном западнее масштабного бассейна Эллады. Камера HiRISE на MRO сумела зафиксировать этот обзор 28 декабря 2009 года. Это линейные дюны, связанные с переменой ветровой направленности. Удивительно, что все они крайне похожи, включая и красноватую линию на склонах. Между ними расположены крупные валуны.
С температурой поверхности, достигающей – 153 градусов по Цельсию (-243 градусов по Фаренгейту) на полюсах, диоксид углерода из тонкой атмосферы замерзает на поверхности Марса и образует ледяную корку (мы его знаем как "сухой лед "). Но когда Солнце начинает подниматься все выше и выше над горизонтом, слабого солнечного света достаточно, чтобы растопить лед, заставляя его сублимировать обратно в атмосферу.
Постоянный мониторинг поверхности Марса, с помощью камеры HiRISE, позволяет лучше понять сезонные процессы на планете. В данном случае, яркий слой льда отступает, обнажая темные ржавые оттенки марсианского реголита на южных склонах дюн.
21 мая 2017 года камера HiRISE на MRO запечатлела этот удивительный образ на территории северного марсианского полушария. Зимой снег и лед покрывают дюны. В отличие от нашей планеты, марсианский снег – двуокись углерода, а именно сухой лед. Когда весной поднимается Солнце, лед создает трещины, а газ переносит темный песок вниз, формируя прекрасные узоры. Мороз может задержаться на шероховатой поверхности между скрытыми хребтами.
В темных областях, где песок выдается из под слоя сублимирующегося льда, возникают миниатюрные лавины.
Таким образом, камера HiRISE в очередной раз доказывает, что сезонные процессы и эоловые (сформированные ветром) особенности формируют марсианский климат.