b'\n_START_ARTICLE_\nQuadr\xc3\xa2ngulo de Argyre\n_START_PARAGRAPH_\nO quadr\xc3\xa2ngulo de Argyre \xc3\xa9 um de uma s\xc3\xa9rie de 30 quadr\xc3\xa2ngulos em Marte estabelecidos pelo Programa de Pesquisa de Astrogeologia do Servi\xc3\xa7o Geol\xc3\xb3gico dos Estados Unidos (USGS em ingl\xc3\xaas). Tamb\xc3\xa9m pode-se referir ao quadr\xc3\xa2ngulo Argyre como MC-26 (Mars Chart-26)._NEWLINE_O quadr\xc3\xa2ngulo de Argyre combre uma \xc3\xa1rea que vai de 30\xc2\xb0 a 65 \xc2\xb0 latitude sul e de 0\xc2\xb0 a 60 \xc2\xb0 longitude oeste em Marte. \xc3\x89 nessa regi\xc3\xa3o que se situa a c\xc3\xa9lebre cratera Galle, que lembra um rosto feliz, na Bacia de Argyre, uma imensa cratera.\n_START_SECTION_\nRavinas marcianas\n_START_PARAGRAPH_\nRavinas s\xc3\xa3o comuns em algumas partes de Marte. Elas ocorrem em encostas \xc3\xadngremes, especialmente nas paredes das crateras, mas Charitum Montes, um grupo de montanhas, apresenta ravinas em alguns locais. Acredita-se que as ravinas sejam relativamente jovens por possu\xc3\xadrem poucas ou nenhuma cratera, e elas se situam no topo de dunas de areia que s\xc3\xa3o em si jovens.  Geralmente, cada ravina possui uma alcova, um canal e uma placa. Apesar de muitas id\xc3\xa9ias terem sido propostas para explic\xc3\xa1-las, as mais populares envolvem \xc3\xa1gua l\xc3\xadquida origin\xc3\xa1ria de um aqu\xc3\xadfero ou impress\xc3\xb5es de antigas geleiras._NEWLINE_H\xc3\xa1 evid\xc3\xaancias para ambas as teorias. A maioria das alcovas das ravinas ocorrem no mesmo n\xc3\xadvel, tal como se esperaria de um aqu\xc3\xadfero. V\xc3\xa1rias medi\xc3\xa7\xc3\xb5es e c\xc3\xa1lculos demonstram que \xc3\xa1gua l\xc3\xadquida poderia existir em um aqu\xc3\xadfero nas profundidades em que as vo\xc3\xa7orocas geralmente se iniciam. Uma varia\xc3\xa7\xc3\xa3o desse modelo \xc3\xa9 a tese de que o magma montante poderia ter derretido o gelo fazendo com que a \xc3\xa1gua flu\xc3\xadsse em aqu\xc3\xadferos. Aqu\xc3\xadferos s\xc3\xa3o camadas que permitem que a \xc3\xa1gua flua. Eles podem consistir em arenito poroso. Essa camada poderia ser estar situada acima de outra camada que evitaria que a \xc3\xa1gua flu\xc3\xadsse mais abaixo (em termos geol\xc3\xb3gicos diria-se imperme\xc3\xa1vel). A \xc3\xbanica dire\xc3\xa7\xc3\xa3o em que a \xc3\xa1gua aprisionada poderia fluir seria horizontalmente.  A \xc3\xa1gua poderia ent\xc3\xa3o fluir para a superf\xc3\xadcie em um ponto em que o aqu\xc3\xadfero encontra um limite, como a parede de uma cratera.  Aqu\xc3\xadferos s\xc3\xa3o muito comuns na Terra. Um bom exemplo \xc3\xa9 a "Weeping Rock" no Parque Nacional de Zion em Utah, Estados Unidos._NEWLINE_Por outro lado h\xc3\xa1 evid\xc3\xaancias para a teoria alternativa, pois grande parte da superf\xc3\xadcie de Marte \xc3\xa9 coberta por um manto fofo espesso, o qual se acredita ser uma mistura de gelo e poeira. O manto rico em gelo, com espessura de poucos metros, faz com que a superf\xc3\xadcie fique mais fofa, mas h\xc3\xa1 locais em que esta apresenta uma superf\xc3\xadcie desnivelada, lembrando a superf\xc3\xadcie de uma bola de basquete.  Sob certas condi\xc3\xa7\xc3\xb5es o gelo poderia derreter e fluir encosta abaixo, criando ravinas.  Por haver poucas crateras nesse manto, conclui-se que o manto \xc3\xa9 relativamente jovem. Uma excelente vista deste manto \xc3\xa9 a imagem da borda da cratera Ptolemaeus, vista pela HiRISE._NEWLINE_O manto rico em gelo pode ser resultado de mudan\xc3\xa7as clim\xc3\xa1ticas. Mudan\xc3\xa7as na \xc3\xb3rbita e inclina\xc3\xa7\xc3\xa3o de Marte provocam mudan\xc3\xa7as significativas na distribui\xc3\xa7\xc3\xa3o de gelo de \xc3\xa1gua desde regi\xc3\xb5es polares at\xc3\xa9 as latitudes equivalentes \xc3\xa0s do Texas.  Durante certos per\xc3\xadodos clim\xc3\xa1ticos o vapor d\xe2\x80\x99\xc3\xa1gua escapa da capa polar e vai para a atmosfera. A \xc3\xa1gua retorna ao solo em latitudes mais baixas na forma de dep\xc3\xb3sitos ou gelo misturado generosamente com a poeira. A atmosfera de Marte cont\xc3\xa9m uma grande quantidade de finas part\xc3\xadculas de poeira. O vapor d\xe2\x80\x99\xc3\xa1gua se condensa sobre as part\xc3\xadculas, ent\xc3\xa3o as part\xc3\xadculas maiores carregadas de \xc3\xa1gua caem no solo. Quando a obliquidade de Marte atinge seu ponto m\xc3\xa1ximo, mais de 2\xc2\xa0cm de gelo pode ser removido da capa glacial de ver\xc3\xa3o e depositado nas latitudes m\xc3\xa9dias. Este movimento de \xc3\xa1gua poderia durar por milhares de anos e criar uma camada de neve com mais de 10 metros de espessura. Quando o gelo no topo da camada superficial volta para a atmosfera, ela deixa a poeira para tr\xc3\xa1s, isolando o gelo residual.  Medi\xc3\xa7\xc3\xb5es das altitudes e inclina\xc3\xa7\xc3\xb5es das ravinas d\xc3\xa3o suporte \xc3\xa0 ideia de que bols\xc3\xb5es de gelo ou geleiras est\xc3\xa3o associados \xc3\xa0s ravinas. Encostas mais inclinadas fazem mais sombra, o que ajudaria a preservar o gelo._NEWLINE_Eleva\xc3\xa7\xc3\xb5es mais altas possuem muito menos ravinas pois o gelo tenderia a se sublimar mais no ar da alta altitude._NEWLINE_A terceira teoria poderia ser poss\xc3\xadvel tendo em vista que mudan\xc3\xa7as clim\xc3\xa1ticas podem ser o bastante para permitir o gelo no solo se derreta formando assim as ravinas. Durante um clima mais ameno, os primeiros metros poderiam thaw e produzir um "fluxo de detritos" similar \xc3\xa0queles da seca e gelada costa oriental de Groenl\xc3\xa2ndia. Como as ravinas ocorrem em encostas \xc3\xadngremes apenas um pequeno decr\xc3\xa9scimo no esfor\xc3\xa7o cortante das part\xc3\xadculas do solo \xc3\xa9 o bastante para iniciar o fluxo. Pequenas quantidades de \xc3\xa1gua l\xc3\xadquida de gelo derretido do solo poderia ser o bastante.  C\xc3\xa1lculos demonstram que um ter\xc3\xa7o de um mil\xc3\xadmetro de escoamento pode ser produzido a cada dia por  50 dias em cada ano marciano, mesmo sob as condi\xc3\xa7\xc3\xb5es atuais.\n_START_SECTION_\nBacia de Argyre\n_START_PARAGRAPH_\nA Bacia de Argyre foi criada por um impacto gigante.  Acredita-se que ela tenha contido um lago na nos prim\xc3\xb3rdios de Marte. No m\xc3\xadnimo tr\xc3\xaas vales fluviais (Surius Vallis, Dzigal Vallis, e Palacopus Vallis) fluem em sua dire\xc3\xa7\xc3\xa3o no sul.  Ap\xc3\xb3s ter se congelado, o gelo formou eskers que s\xc3\xa3o vis\xc3\xadveis ainda hoje.\n_START_SECTION_\nCrateras\n_START_PARAGRAPH_\nCrateras de impacto geralmente possuem uma borda com ejecta ao seu redor, em contraste crateras vulc\xc3\xa2nicas geralmente n\xc3\xa3o possuem bordas ou dep\xc3\xb3sitos de ejecta.  \xc3\x80 medida que as crateras ficam largas, (maior que 10\xc2\xa0km de di\xc3\xa2metro), elas geralmente passam a exibir um pico central. O pico \xc3\xa9 causado por um fluxo do solo da cratera rumo ao centro seguindo o impacto.  \xc3\x80s vezes crateras apresentar\xc3\xa3o camadas. Tendo em vista que a colis\xc3\xa3o que produz a cratera \xc3\xa9 como uma explos\xc3\xa3o poderosa, rochas das profundezas s\xc3\xa3o trazidas de volta \xc3\xa0 superf\xc3\xadcie. Consequentemente, as crateras podem nos mostrar o que se encontra sob a superf\xc3\xadcie.'