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Massi in Rotolamento

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Questa immagine del bordo di Eos Chasma in Valles Marineris mostra l'erosione attiva della superficie marziana. La roccia sedimentaria stratificata è esposta in una scarpata ripida su uno sperone del bordo del canyon. Gli strati scuri in questa scarpata sono costituiti da massi di grandi dimensioni, fino a 4 metri di diametro.

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Questa immagine del bordo di Eos Chasma in Valles Marineris mostra l'erosione attiva della superficie marziana. La roccia sedimentaria stratificata è esposta in una scarpata ripida su uno sperone del bordo del canyon. Gli strati scuri in questa scarpata sono costituiti da massi di grandi dimensioni, fino a 4 metri di diametro.

I massi sono allineati lungo orizzonti specifici, presumibilmente singole colate di lava, e sono in equilibrio precario, pronti a scendere nel canyon al minimo disturbo. Per quanto tempo rimarranno i massi in questa posizione precaria, e cosa li spingerà oltre il bordo?

Proprio come sulla Terra, i fattori principali che contribuiscono all'erosione da "movimento di massa" a secco su Marte sono il sollevamento da gelo (frost heaving) e l'espansione e contrazione termica dovute ai cambiamenti di temperatura. I cambiamenti di temperatura su Marte sono estremi rispetto alla Terra, a causa della mancanza di umidità nell'atmosfera marziana e dell'eccentricità dell'orb

#marte

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