Ярким примером эолового рельефа являются изображенные на рис. 7 гигантские песчаные дюны, расположенные в нескольких градусах широты к югу от экватора. Отдельные дюны имеют поперечник до 500 м. По-видимому, они сформированы ветром, дующим с запада (нижний левый угол). На востоке (правый верхний угол) дюны вплотную подступают к стенам каньона. Вероятно, стены образовались главным образом в результате оползней, размельченные продукты которых удаляются ветром, что приводит к постепенному расширению каньона.

Анализ изображения северной части рассматриваемого района подтверждает вывод, сделанный по данным «Маринера-9» о том, что существует тесная связь между флювиальными чертами и хаотической структурой рельефа (рис. 8). Это вытекает, в частности, из того, что участку хаотического рельефа с поперечником около 50 км (в правой части рис. 8) предшествуют серии флювиальных структур рельефа, протянувшихся на расстоянии примерно 400 км.

Изображения кратеров выявляют существование на Марсе свежих кратеров (чего не было замечено раньше), структура которых отлична от структуры кратеров Луны или Меркурия (ранее предполагалось подобие кратеров Марса и Меркурия, определяемое близкими значениями ускорения силы тяжести) [27]. Свежие кратеры окружены крутыми откосами и гребнями, за пределами которых в некоторых случаях располагаются лучеобразные структуры рельефа и скопления вторичных кратеров (существование значительного количества малых кратеров свидетельствует о медленных процессах эрозии на Марсе).

Лучеобразные структуры являются индикатором распространения продуктов извержения (рис. 9). Наблюдаются четыре типа изменяющихся структур рельефа: 1) яркие полосы, связанные с кратерами; 2) яркие полосы, приуроченные к небольшим холмам; 3) темные полосы, связанные с кратерами; 4) поля песчаных дюн.

Сопоставление с перекрывающимися изображениями с «Маринера-9» (1972) выявило значительно большее количество деталей рельефа, но обнаружило лишь очень слабые изменения структур рельефа за пятилетний срок. Так, например, в некоторых местах появились новые яркие полосы или увеличился размер темных полос. Отмечается совпадение направлений темных струй и ветрового потока. По-видимому, яркие полосы являются более устойчивыми, чем темные, и не подвержены влиянию слабых ветров.

Большой интерес представляет изображение тающей северной полярной шапки (рис. 10) по данным АМС «Викинг-2», полученным за несколько дней до посадки СА. В середине лета в северном полушарии Марса полярная шапка сократилась в результате таяния до минимальных размеров. Яркие белые полосы на рис. 10, становящиеся более слитными по направлению к северу (верхняя часть рисунка), представляют собой, по-видимому, как лед из твердой углекислоты, так и водный лед.

Свободные от льда темные полосы располагаются в форме спиралей, сходящихся к центру полярной шапки. Возможно, что отсутствие здесь льда обусловлено влиянием ветров, дующих от центра полярной шапки. Южная граница полярной шапки располагается около 82° с. ш., а Северный полюс находится у заметного в правой верхней части фотографии края диска планеты.

30 сентября 1976 г. АМС «Викинг-2» (В-2) перешла на орбиту с углом наклона 75°, что позволило получать изображения всего северного полярного района Марса при благоприятных условиях солнечного освещения. Осуществленный в работе [32] анализ примерно 700 изображений высокой разрешающей способности, полученных в октябре 1976 г., подтвердил сделанные ранее выводы о наличии в областях полярных шапок протяженных слоистых отложений, покрытых главным образом отложениями многолетних льдов. Неоднородности расслоения указывают на сложную эволюцию климата в период формирования отложений. Впервые обнаружены опоясывающие полюс скопления дюн, состоящие из очень темных материалов.

На всей рассматриваемой части планеты площадью около 800 тыс. км2 не найдено свежих ударных кратеров, но встречаются круговые структуры размером 2–8 км, которые могут быть остатками ударных кратеров, что следует рассматривать как свидетельство быстрой эрозии отложений. Данные В-2 указывают на существование трех типов геологических структур: 1) слоистых отложений в центральном полярном районе; 2) прилегающей к нему зоны дюн; 3) покрытой кратерами плоской поверхности, которая является, по-видимому, стратиграфической «подложкой» двух первых геологических структур.

Многолетняя полярная шапка, которая, согласно данным инфракрасных измерений с В-2, состоит из водного льда, располагается главным образом в пределах периметра слоистых образований. Следует думать, что эрозия слоистых отложений является причиной наблюдаемых на изображениях террасированных склонов. Большая протяженность террас указывает на то, что они отображают существование непрерывных тонких слоев протяженностью порядка тысяч квадратных километров. Наиболее вероятным механизмом образования слоев является оседание пыли из атмосферы, на которое, по-видимому, оказывают влияние распределение ледяного покрова и модуляция климатическими изменениями, связанными с вариациями параметров орбиты Марса.

Наличие дюн, протянувшихся как в долготном, так и поперечном ему направлениях; дюн, гребни которых расположены как регулярно и не изменяют направление на расстояниях более 100 км, так и изменчивых от точки к точке, свидетельствует об особенностях поля ветра. Нестабильные формы дюн отображают большую изменчивость среднего направления и скорости ветра в соответствующих районах. По-видимому, дюны образуются из части материала слоистых отложений, который подвергался ветровой эрозии. Следует при этом предположить, что составляющая отложения осевшая атмосферная пыль подвергалась аккреции, в процессе которой образовались более крупные агломераты, имеющие достаточно большие размеры для участия в процессе сальтации, играющем важную роль при образовании дюн (возможно, однако, что сальтация не имеет на Марсе столь существенного значения, как на Земле).