MacroCosmos septembre-octobre 2018

6 SEPTEMBRE-OCTOBRE 2018 PLANÉTOLOGIE de l’étude de 12 ans sur le numéro du 25 juillet du magazine Science (DOI : 10.1126/ science.aar7268). La recherche, de ce qui pourrait être de l’eau liquide, a commencé quand le MEO est entré en orbite en 2003, mais l’étude en question est basée sur les données recueillies de 2012 jusqu’à 2015. MARSIS envoie des signaux radar et mesure les propriétés des faisceaux réfléchis, y compris le temps nécessaire pour que les signaux rebondissent et reviennent et la différence d’intensité entre le signal en- voyé et les réflexions de retour. Le temps et l’intensité des réflexions révèlent des infor- mations sur la surface : des retours rapides peuvent signifier une roche solide immédia- tement en dessous, tandis que les interfaces entre la roche et la glace, ou glace, eau et roche, produisent des signaux plus com- plexes et différés. L’eau liquide est un maté- riau très différent de la roche ou de la glace en termes de réflectivité radar, dévoilant sa présence de manière brillante par rapport au matériel qui l’entoure. Des blobs de ce genre ont été notés pendant les premiers survols du MEO, mais ils n’ont pas été observés ré- gulièrement pour des raisons liées au traite- ment des données. Les mesures radar effectuées par le MEO avant 2010 ont été traitées par l’ordinateur de bord, avec le calcul de la moyenne des données avant leur envoi à la Terre. Cette méthode est efficace, mais elle n’a fourni que quelques données contenant des preuves de réflexions radar d’eau liquide, L a sonde Mars Express a utilisé des signaux radar réfléchis à travers des couches de glace souterraines pour trouver des traces d’un petit lac d’eau enfoui sous la calotte polaire sud. Entre 2012 et 2015, 29 observa- tions spécifiques ont été effectuées dans la région du Planum Austral du pôle sud, à l’aide du Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding instrument, MARSIS. Une nouvelle modalité de fonctionnement, établi au cours de cette période, a permis d’obtenir une qualité de données supérieure. La zone de 200 km 2 étudiée est représentée sur l’image à gauche, tandis que les empreintes radar à la surface sont représentées sur l’image centrale pour plusieurs orbites. L’image de fond en niveaux de gris a été prise par le Thermal Emission Imaging System image della Mars Odyssey de la NASA, et met en évidence la topographie sous-jacente : une plaine essentiellement informe avec des escarpements de glace en bas à droite (le sud est en haut). Les empreintes se distinguent par un code cou- leur correspondant à la “puissance” du signal radar réfléchi par les struc- tures sous la surface. La grande zone bleue près du centre correspond à la zone radar brillante principale, détectée dans de nombreuses orbites che- vauchantes de la sonde. Un profil radar souterrain est montré dans l’image de droite pour l’une des orbites de Mars. La structure horizontale brillante au sommet représente la surface gelée de Mars dans cette région. Les dé- pôts polaires sud stratifiés (couches de glace et de poussière) sont observés à une profondeur d’environ 1,5 km. Au-dessous se trouve une couche de base qui, dans certaines zones, est même beaucoup plus lumineuse que les reflets de surface, surlignés en bleu, tandis qu’à d’autres endroits elle est assez diffuse. En analysant les détails des signaux réfléchis par la couche de base, on obtient des propriétés correspondant à l’eau liquide. Les reflets les plus brillants sont centrés autour de 193°E/81°S où les orbites se croisent, délimitant une zone bien définie de 20 km de large. [Context map: NASA/Viking; THEMIS background: NASA/JPL-Caltech/Arizona State Univer- sity; MARSIS data: ESA/NASA/JPL/ASI/Univ. Rome; R. Orosei et al 2018] ceci parce que la région détectée est relati- vement petite comparée à la région étudiée. Les astrophotographes connaissent les conséquences de l’appauvrissement attribué au prétraitement des images par les ordina- teurs de bord. Les formats d’image RAW