Universo septiembre-octubre 2018

6 SEPTIEMBRE-OCTUBRE 2018 PLANETOLOGÍA años en la edición del 25 de julio de la re- vista Science (DOI: 10.1126 / science. aar7268). La búsqueda que detectó lo que podría ser agua líquida comenzó cuando MEO entró en órbita en 2003, pero el estu- dio en sí se basa en datos recopilados de 2012 y 2015. MARSIS envía señales de radar y mide las propiedades de los haces reflejados, in- cluido el tiempo que tardan las señales en rebotar y regresar y la diferencia en inten- sidad de la señal enviada y reflejos devuel- tos. El tiempo y la intensidad de los reflejos revelan información sobre la superficie; los retornos rápidos pueden significar roca só- lida inmediatamente debajo, mientras que las interfaces entre roca y hielo, o hielo y agua y roca, producen señales más compli- cadas y retardadas. El agua líquida es un material muy diferente que la roca o el hielo en términos de reflectividad de radar, lo que hace que su presencia se destaque brillante- mente en comparación con el material que lo rodea. Estas discontinuidades se observa- ron durante los primeros pasos del MEO, pero no fueron tomadas en cuenta siempre, por razones que tienen que ver con cómo se procesaron los datos. Las mediciones de radar realizadas por el MEO antes de 2010 fueron procesadas por la computadora de a bordo, lo que implica un promedio de da- tos antes de ser enviado a la Tierra. Esto es eficiente, pero dio como resultado solo al- gunos de los datos que contienen evidencia de reflejos de radar de agua líquida, todo debido a que el área detectada es relativa- mente pequeña en comparación con la re- gión estudiada. Los astrofotógrafos cono- cen las consecuencias de la omisión atri- buida al preprocesamiento de imágenes por las computadoras de a bordo: los formatos UNIVERSO M ars Express, de la ESA, ha utilizado señales de radar rebotadas a tra- vés de capas subterráneas de hielo para encontrar evidencia de un lago de agua enterrado bajo el casquete polar sur. Veintinueve observacio- nes específicas se realizaron entre 2012 y 2015 en la región de Planum Aus- trale en el polo sur utilizando el Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding, MARSIS. Un nuevo modo de operaciones establecido en este período permitió recuperar datos de mayor calidad que antes en la misión. El área de estudio de 200 km cuadrados se indica en la imagen de la izquierda y las huellas de radar en la superficie se indican en la imagen del medio para múltiples órbitas. La imagen de fondo en escala de grises es una imagen del Sistema de Imágenes de Emisión Térmica de la Mars Odys- sey de la NASA y resalta la topografía subyacente: una llanura sin rasgos distintivos con escarpes helados en la parte inferior derecha (hacia el sur). Las huellas están codificadas por colores correspondientes a la “potencia” de la señal del radar reflejada por las características debajo de la superficie. El área azul grande cerca del centro corresponde al área brillante principal por radar, detectado en muchas órbitas superpuestas de la nave espacial. Un perfil de radar subsuperficial se muestra en el panel de la derecha para una de las órbitas de Marte. La brillante formación horizontal en la parte superior representa la superficie helada de Marte en esta región. Los depó- sitos estratificados del polo sur, capas de hielo y polvo, se ven a una pro- fundidad de aproximadamente 1,5 km. A continuación se muestra una capa base que en algunas áreas es incluso más brillante que los reflejos de la su- perficie, resaltados en azul, mientras que en otros lugares es bastante di- fusa. El análisis de los detalles de las señales reflejadas desde la capa base produce propiedades que corresponden al agua líquida. Los reflejos más brillantes se centran alrededor de 193°E / 81°S delimitando en la intersec- ción de las órbitas una zona bien definida de 20 km de ancho. [Context map: NASA/Viking; THEMIS background: NASA/JPL-Caltech/Arizona State University; MARSIS data: ESA/NASA/JPL/ASI/Univ. Rome; R. Orosei et al 2018]