Composition atmosphérique 95,72% Ang. gaz
0,01% d'oxyde nitrique

Mars- la quatrième planète la plus éloignée du Soleil et la septième plus grande planète du système solaire. Cette planète porte le nom de Mars, l’ancien dieu romain de la guerre, correspondant à l’ancien grec Ares. Mars est parfois appelée la « planète rouge » en raison de la teinte rougeâtre de sa surface donnée par l'oxyde de fer (III).

Informations de base

En raison de la basse pression, l’eau ne peut pas exister à l’état liquide à la surface de Mars, mais il est probable que les conditions étaient différentes dans le passé et la présence d’une vie primitive sur la planète ne peut donc être exclue. Le 31 juillet 2008, de l'eau glacée a été découverte sur Mars par la sonde spatiale Phoenix de la NASA. "Phénix") .

Actuellement (février 2009), la constellation d'exploration orbitale en orbite autour de Mars compte trois engins spatiaux opérationnels : Mars Odyssey, Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter, et c'est plus que autour de toute autre planète à l'exception de la Terre. La surface de Mars est actuellement explorée par deux rovers : Esprit Et Opportunité. Il existe également plusieurs atterrisseurs et rovers inactifs à la surface de Mars qui ont terminé leurs missions. Les données géologiques recueillies par toutes ces missions suggèrent qu'une grande partie de la surface de Mars était auparavant recouverte d'eau. Les observations de la dernière décennie ont révélé une faible activité des geysers à certains endroits de la surface de Mars. Basé sur les observations du vaisseau spatial de la NASA "Mars Global Surveyor", certaines parties de la calotte polaire sud de Mars reculent progressivement.

Mars possède deux satellites naturels, Phobos et Deimos (traduit du grec ancien par « peur » et « terreur » - les noms des deux fils d'Arès qui l'accompagnèrent au combat), qui sont relativement petits et de forme irrégulière. Il pourrait s'agir d'astéroïdes capturés par le champ gravitationnel de Mars, semblables à l'astéroïde 5261 Eureka du groupe Troyen.

Mars est visible à l’œil nu depuis la Terre. Sa magnitude apparente atteint −2,91 m (à son point le plus proche de la Terre), deuxième en luminosité derrière Jupiter, Vénus, la Lune et le Soleil.

Caractéristiques orbitales

La distance minimale de Mars à la Terre est de 55,75 millions de km, la distance maximale est d'environ 401 millions de km. La distance moyenne de Mars au Soleil est de 228 millions. km (1,52 UA), la période de révolution autour du Soleil est de 687 jours terrestres. L'orbite de Mars a une excentricité assez notable (0,0934), donc la distance au Soleil varie de 206,6 à 249,2 millions de km. L'inclinaison de l'orbite de Mars est de 1,85°.

L'atmosphère est composée à 95 % de dioxyde de carbone ; il contient également 2,7 % d'azote, 1,6 % d'argon, 0,13 % d'oxygène, 0,1 % de vapeur d'eau, 0,07 % de monoxyde de carbone. L'ionosphère martienne s'étend de 110 à 130 km au-dessus de la surface de la planète.

Sur la base des observations de la Terre et des données du vaisseau spatial Mars Express, du méthane a été découvert dans l'atmosphère de Mars. Dans les conditions martiennes, ce gaz se décompose assez rapidement, il doit donc y avoir une source constante de réapprovisionnement. Une telle source pourrait être soit une activité géologique (mais aucun volcan actif n’a été découvert sur Mars), soit une activité bactérienne.

Le climat, comme sur Terre, est saisonnier. Pendant la saison froide, même en dehors des calottes polaires, de légères gelées peuvent se former à la surface. L'appareil Phoenix a enregistré des chutes de neige, mais les flocons de neige se sont évaporés avant d'atteindre la surface.

Selon des chercheurs du Centre Carl Sagan, Mars subit actuellement un processus de réchauffement. D'autres experts estiment qu'il est trop tôt pour tirer de telles conclusions.

Surface

Description des principales régions

Carte topographique de Mars

Les deux tiers de la surface de Mars sont occupés par des zones claires appelées continents, environ un tiers sont des zones sombres appelées mers. Les mers sont concentrées principalement dans l'hémisphère sud de la planète, entre 10 et 40° de latitude. Il n'y a que deux grandes mers dans l'hémisphère nord : l'Acidalia et la Grande Syrtis.

La nature des zones sombres fait encore débat. Ils persistent malgré les tempêtes de poussière qui font rage sur Mars. Cela a autrefois servi d'argument en faveur du fait que les zones sombres étaient couvertes de végétation. Aujourd’hui, on pense qu’il s’agit simplement de zones d’où, en raison de leur topographie, la poussière est facilement emportée par le vent. Des images à grande échelle montrent que les zones sombres sont en réalité constituées de groupes de stries et de points sombres associés à des cratères, des collines et d’autres obstacles sur le chemin des vents. Les changements saisonniers et à long terme de leur taille et de leur forme sont apparemment associés à une modification du rapport entre les surfaces couvertes de matière claire et la matière sombre.

Les hémisphères de Mars diffèrent considérablement par la nature de leur surface. Dans l'hémisphère sud, la surface se situe à 1 à 2 km au-dessus de la moyenne et est densément parsemée de cratères. Cette partie de Mars ressemble aux continents lunaires. Au nord, la surface est généralement inférieure à la moyenne, il y a peu de cratères et la majeure partie est occupée par des plaines relativement lisses, probablement formées par des inondations de lave et par l'érosion. Cette différence hémisphérique reste un sujet de débat. La limite entre les hémisphères suit approximativement un grand cercle incliné de 30° par rapport à l'équateur. La limite est large et irrégulière et forme une pente vers le nord. Le long de celle-ci se trouvent les zones les plus érodées de la surface martienne.

Deux hypothèses alternatives ont été avancées pour expliquer l’asymétrie hémisphérique. Selon l'un d'eux, à un stade géologique précoce, les plaques lithosphériques se sont « rapprochées » (peut-être accidentellement) dans un hémisphère (comme le continent de la Pangée sur Terre), puis « se sont figées » dans cette position. Une autre hypothèse suggère une collision de Mars avec un corps cosmique de la taille de Pluton.

Le grand nombre de cratères dans l'hémisphère sud suggère que la surface ici est ancienne - il y a 3 à 4 milliards d'années. années. Plusieurs types de cratères peuvent être distingués : les grands cratères à fond plat, les cratères plus petits et plus jeunes en forme de bol semblables à la Lune, les cratères entourés de crêtes et les cratères surélevés. Les deux derniers types sont uniques à Mars : des cratères bordés se sont formés là où des éjectas liquides coulaient à travers la surface, et des cratères surélevés se sont formés là où une couverture d'éjectas de cratères protégeait la surface de l'érosion éolienne. La plus grande zone d'origine de l'impact est le bassin Hellas (environ 2 100 km de diamètre).

Dans la zone de paysage chaotique proche de la limite hémisphérique, la surface a connu de vastes zones de fracture et de compression, parfois suivies d'érosion (due à des glissements de terrain ou à une libération catastrophique des eaux souterraines), ainsi que d'inondations par de la lave liquide. Des paysages chaotiques se trouvent souvent à la tête de grands canaux creusés par l’eau. L'hypothèse la plus acceptable pour leur formation conjointe est la fonte soudaine de la glace souterraine.

Dans l'hémisphère nord, en plus des vastes plaines volcaniques, il existe deux zones de grands volcans : le Tharsis et l'Elysium. Tharsis est une vaste plaine volcanique longue de 2000 km, atteignant une altitude de 10 km au-dessus de la moyenne. Il contient trois grands volcans boucliers : Arsia, Pavonis (Paon) et Askreus. Au bord de Tharsis se trouve le mont Olympe, le plus haut de Mars et du système solaire. L'Olympe atteint 27 km de hauteur et couvre une superficie de 550 km de diamètre, entourée de falaises qui atteignent par endroits 7 km de hauteur. Le volume de l'Olympe est 10 fois supérieur à celui du plus grand volcan de la planète, le Mauna Kea. Il y a également plusieurs volcans plus petits ici. L'Elysée est une altitude allant jusqu'à six kilomètres au-dessus du niveau moyen, avec trois volcans - Hécate, Elysée et Albor.

Lits « rivière » et autres fonctionnalités

Il y a également une quantité importante de glace d’eau dans le sol au site d’atterrissage.

Géologie et structure interne

Contrairement à la Terre, il n’y a pas de mouvement des plaques lithosphériques sur Mars. En conséquence, les volcans peuvent exister beaucoup plus longtemps et atteindre des tailles gigantesques.

Phobos (en haut) et Deimos (en bas)

Les modèles actuels de la structure interne de Mars suggèrent que Mars est constitué d'une croûte d'une épaisseur moyenne de 50 km (et d'une épaisseur maximale allant jusqu'à 130 km), d'un manteau silicaté d'une épaisseur de 1 800 km et d'un noyau d'un rayon de 1480km. La densité au centre de la planète devrait atteindre 8,5 /cm³. Le noyau est partiellement liquide et se compose principalement de fer avec un mélange de 14 à 17 % (en masse) de soufre, et la teneur en éléments légers est deux fois plus élevée que dans le noyau terrestre.

Lunes de Mars

Les satellites naturels de Mars sont Phobos et Deimos. Tous deux ont été découverts par l'astronome américain Asaph Hall en 1877. Les Phobos et Deimos sont de forme irrégulière et de très petite taille. Selon une hypothèse, ils pourraient représenter des astéroïdes comme 5261 Eureka du groupe troyen d'astéroïdes capturés par le champ gravitationnel de Mars.

Astronomie sur Mars

Cette section est une traduction de l'article Wikipédia en anglais

Après l'atterrissage de véhicules automatiques sur la surface de Mars, il est devenu possible d'effectuer des observations astronomiques directement depuis la surface de la planète. En raison de la position astronomique de Mars dans le système solaire, des caractéristiques de l'atmosphère, de la période orbitale de Mars et de ses satellites, l'image du ciel nocturne de Mars (et des phénomènes astronomiques observés depuis la planète) diffère de celle de la Terre et à bien des égards, cela semble inhabituel et intéressant.

Midi sur Mars. Photo du Pathfinder

Coucher de soleil sur Mars. Photo du Pathfinder

La couleur du ciel sur les satellites Mars Terre et Lune - Phobos et Deimos

Sur une surface Il y a deux rovers en activité sur la planète :

Missions prévues

Dans la culture

Livres

• A. Bogdanov «Étoile rouge»
• A. Kazantsev « Phétiens »
• A. Chalimov « Le prix de l'immortalité »
• V. Mikhailov « Besoin particulier »
• V. Shitik « La dernière orbite »
• B. Lyapunov « Nous sommes sur Mars »
• Trilogie « Starfarers » de G. Martynov
• G. Wells « La Guerre des mondes », un film du même nom en deux adaptations cinématographiques
• Simmons, Dan "Hyperion", tétralogie
• Stanislav Lem "Ananke"

Films

• "Voyage vers Mars" États-Unis, 1903
• "Voyage vers Mars" États-Unis, 1910
• "Sky Ship" Danemark, 1917
• "Voyage vers Mars" Danemark, 1920
• "Voyage vers Mars" Italie, 1920
• "Le navire envoyé sur Mars" États-Unis, 1921
• « Aelita » réalisé par Yakov Protazanov, URSS, 1924.
• "Voyage vers Mars" États-Unis, 1924
• "Vers Mars" États-Unis, 1930
• "Flash Gordon : Mars attaque la Terre", États-Unis, 1938
• "Le voyage de Scrappy vers Mars", États-Unis, 1938
• "Rocket X-M" États-Unis, 1950
• « Vol vers Mars » États-Unis, 1951
• "The Sky is Calling" réalisé par A. Kozyr et M. Karyukov, URSS, 1959.
• Documentaire « Mars », réalisateur Pavel Klushantsev, URSS, 1968.
• « D’abord sur Mars. La chanson méconnue de Sergei Korolev », documentaire, 2007
• "Odyssée martienne"

Autre

• Dans un univers fictif

Carte du Plateau Sud et zone d’étude

Sonder une zone d'environ 200 kilomètres de large avec MARSIS a montré que la surface du pôle Sud de Mars est recouverte de plusieurs couches de glace et de poussière et a une profondeur d'environ 1,5 kilomètre. Une augmentation particulièrement forte de la réflexion du signal a été enregistrée sous les sédiments en couches dans une zone de 20 kilomètres à une profondeur d'environ 1,5 kilomètres. En analysant les propriétés du signal réfléchi et en étudiant la composition des sédiments en couches, ainsi que le profil de température attendu sous la surface de cette zone, les scientifiques ont conclu que MARSIS avait détecté une poche avec un lac d'eau liquide sous la surface. Les scientifiques notent que l'appareil n'a pas pu déterminer la profondeur du lac, mais, selon des estimations approximatives, sa profondeur devrait être d'au moins plusieurs dizaines de centimètres (c'est la profondeur que doit avoir la couche d'eau pour que MARSIS puisse le voir).

Image radar MARSIS

«C’est vraiment un plan d’eau. Un lac, et non une sorte d'eau de fonte remplissant un espace entre la roche et la glace, comme cela arrive dans certaines régions de la Terre », a commenté le professeur Roberto Orosei de l'Institut italien d'astrophysique, qui a dirigé l'étude.

Théoriquement, l'amplification du signal que le lac est soupçonné de produire pourrait être une couche de dioxyde de carbone gelé ou simplement de la glace d'eau à basse température, mais les auteurs rejettent ces suggestions car ces options ne correspondent pas bien aux données d'observation.

"La seule explication possible de ce que nous voyons est l'eau liquide", a déclaré Orosei.

«Avec l'aide de MARSIS, nous avons découvert qu'il y a de l'eau liquide là-bas, qu'elle est salée et qu'elle est en contact avec les sédiments du fond. Les ingrédients pour que la vie existe là-bas sont en place, et MARSIS ne peut rien dire de plus, il ne peut pas répondre à la question de savoir s'il y a de la vie là-bas », a ajouté Enrico Flamini, représentant de l'Agence spatiale italienne.

« Des suggestions sur la présence d’eau liquide sous les calottes polaires de Mars sont apparues il y a de nombreuses années. Cependant, il n’a pas encore été possible de les confirmer ou de les infirmer, tout comme il n’a pas été possible de détecter des accumulations stables d’eau liquide sur Mars, car les données collectées étaient de très mauvaise qualité », ajoute Andrea Cicchetti, co-auteur de l'étude.

Seuls quelques pour cent du plateau sud ont été étudiés au radar, et ses caractéristiques lui permettent de ne voir que des accumulations d'eau assez importantes.

« Ce n’est qu’un petit domaine. Imaginez simplement qu’il puisse y avoir de nombreux lacs d’eau souterrains de ce type sous la surface de Mars.

Vue d'artiste de la sonde Mars Express en orbite autour de Mars. Crédit : ESA.

L'exploration de Mars ne dure que depuis quelques décennies, mais les scientifiques ont déjà annoncé la découverte au pôle sud de la planète de ce qu'ils pensent être un lac d'environ 20 kilomètres de large et au moins un mètre de profondeur, situé à un kilomètre et demi sous la surface. surface de notre voisin.

Auparavant, les scientifiques avaient reçu des preuves beaucoup plus faibles de l'existence de tels réservoirs, ainsi que des preuves solides de l'existence d'une certaine quantité d'eau sur la planète. Mais les nouveaux résultats sont encore plus intéressants.

"C'est toujours passionnant lorsque nous parlons d'eau liquide sur Mars moderne", a déclaré Ashwin Vasavada, scientifique de la mission Curiosity. "Cette découverte pourrait avoir certaines implications pour confirmer la théorie de l'habitabilité de Mars."

Il est trop tôt pour dire quelles seront exactement ces conséquences. Les scientifiques doivent encore confirmer la découverte elle-même et comprendre exactement les caractéristiques de l’eau. Cela nécessitera des missions qui doivent encore être développées et envoyées sur Mars.

La nouvelle étude s’appuie sur plus de trois décennies de théories scientifiques selon lesquelles de l’eau pourrait se cacher sous les calottes polaires de Mars, comme ce qui se passe sur Terre.

Cette idée a été proposée pour la première fois par Steve Clifford, aujourd'hui scientifique spécialisé dans la recherche d'eau sur Mars à l'Arizona Planetary Science Institute. Il a été inspiré par l’étude des lacs situés sous les calottes glaciaires de l’Antarctique et du Groenland, ici sur Terre. Ces lacs sont créés lorsque la chaleur interne de la planète fait fondre les glaciers. Il pensait qu’un scénario similaire pourrait se produire sous les calottes glaciaires de Mars, mais jusqu’à présent, les chercheurs n’avaient tout simplement pas pu observer sous la glace.

Une nouvelle étude a tenté de faire exactement cela, en utilisant les données radar collectées par l'instrument MARSIS, qui utilise des impulsions radio pour étudier l'ionosphère et la structure interne de la planète. Depuis 2003, il explore Mars à bord de la sonde spatiale Mars Express.

Les signaux radar changent en fonction des matériaux qu'ils rencontrent sur leur chemin. Et une nouvelle étude a révélé que les signaux captés par l'instrument MARSIS au-dessus du pôle sud de Mars ne peuvent s'expliquer que par la présence d'un grand bassin souterrain d'eau liquide.

"Nous avons découvert de l'eau sur Mars", a déclaré l'auteur principal Roberto Orosei, chercheur à l'Institut national d'astrophysique d'Italie.

Et bien que l'équipe n'ait des preuves de l'existence d'un lac qu'à un seul endroit de la planète rouge, elle soupçonne que ce n'est pas le seul. L’Antarctique, par exemple, cache environ 400 lacs de ce type.

Les cartes ont été créées à partir de données obtenues à l'aide d'un spectromètre à neutrons embarqué sur la sonde Mars Odyssey. Les informations recueillies sur deux années martiennes ont permis au scientifique principal de l'institut, Thomas Prettyman, et à ses collègues de déterminer avec précision les variations saisonnières de l'épaisseur des calottes glaciaires martiennes.

En particulier, il a été possible d'établir qu'environ 25 % de l'atmosphère passe à travers ces calottes, a déclaré Prettyman. Déjà au tout début des observations télescopiques de Mars, on remarquait que les calottes polaires de cette planète changeaient de taille et de configuration en fonction de la saison. On sait maintenant que les calottes sont constituées de glace d'eau et de dioxyde de carbone gelé - "neige carbonique". On pense que la glace d’eau est une « partie permanente » des calottes polaires, avec des variations saisonnières provoquées par le dioxyde de carbone.

Les auteurs de l’étude notent que l’étude des calottes polaires permettra de mieux comprendre l’histoire du climat de la planète, et donc de répondre à la question de savoir si les conditions sur Mars étaient autrefois propices à la vie. L'épaisseur des calottes polaires dépend de plusieurs facteurs, notamment de l'énergie solaire absorbée par la surface et l'atmosphère à cet endroit, ainsi que du flux d'air chaud provenant des basses latitudes. En particulier, près du pôle Nord, les dépôts de dioxyde de carbone se sont quelque peu déplacés vers la plaine d'Acidalia. Les dépôts plus épais de glace de dioxyde de carbone dans cette région pourraient être dus aux vents froids soufflant d’un canyon géant près du pôle Nord.

Dans l'hémisphère sud, le dioxyde de carbone s'accumule plus rapidement dans la zone dite de la calotte polaire sud, qui contient des dépôts à long terme de glace de dioxyde de carbone. Les scientifiques ont conclu que l'asymétrie de la calotte polaire sud est associée à des variations dans la composition du sol sous-jacent. "Les zones situées à l'extérieur de la calotte restante sont constituées de glace d'eau mélangée à des débris rocheux et à de la terre, qui se réchauffent en été. Cela retarde l'apparition de l'accumulation de glace de dioxyde de carbone à l'automne. De plus, la chaleur emmagasinée dans cette région riche en eau est libéré progressivement en hiver et en automne et limite l'accumulation de glace de dioxyde de carbone », note Prettyman.

Lui et ses collègues ont également utilisé la spectroscopie neutronique pour déterminer la quantité d'autres gaz - argon et azote - restant dans l'atmosphère des régions polaires lorsque le dioxyde de carbone commence à geler.

"Nous avons constaté une augmentation significative des concentrations de ces gaz près du pôle sud en automne et en hiver", explique Prettyman. Les variations des concentrations de ces gaz ont permis de recueillir des informations sur les modèles de circulation atmosphérique locale, a-t-il expliqué. De grands cyclones hivernaux ont notamment été découverts dans les régions polaires.

Des données précises sur l'épaisseur des dépôts de glace de dioxyde de carbone, ainsi que des données sur les fluctuations saisonnières de la concentration de gaz « non gelants », permettront aux scientifiques d'affiner le modèle de l'atmosphère martienne, de mieux comprendre sa dynamique et de découvrir comment la le climat de la planète évolue avec le temps.

L'orbiteur Mars Express de l'Agence spatiale européenne a obtenu des preuves de réserves d'eau liquide enfouies sous des couches de glace et de poussière dans une zone du pôle Sud de Mars. Le site officiel de l'Agence spatiale européenne parle de la découverte.

Le fait qu'il y avait autrefois de l'eau liquide à la surface de la planète rouge a longtemps été suggéré aux scientifiques par des caractéristiques géologiques sous la forme d'anciens lits de rivières asséchées, de canaux et d'autres structures géologiques visibles depuis les orbitales. De plus, plusieurs rovers travaillent en tandem avec des sondes orbitales à la surface de la planète, qui trouvent également des preuves en faveur de l'histoire « brute » de la planète rouge. Cela est indiqué au moins par la présence de certains types de minéraux, qui ne peuvent se former que sous la pression de l'eau.

Selon les scientifiques, au cours de l'existence de Mars (environ 4,6 milliards d'années), son climat a considérablement changé et aujourd'hui l'eau liquide ne peut plus s'attarder à la surface de la planète. Les chercheurs ont donc décidé de voir s’il y avait de l’eau liquide en dessous.

Les planétologues privilégient depuis longtemps la possibilité de présence d’eau liquide sous la base des calottes glaciaires aux pôles. Après tout, nous savons que le point de congélation peut être abaissé par la pression du glacier sus-jacent. De plus, la présence de sels sur Mars peut abaisser davantage le point de congélation, permettant à l’eau de rester liquide même à des températures inférieures à zéro.

Jusqu'à récemment, les données du radar spécialisé de l'Agence spatiale européenne pour le sondage de l'ionosphère et des couches profondes de la surface martienne (MARSIS), installé sur Mars Express, semblaient peu concluantes aux scientifiques. Afin de confirmer leurs hypothèses, les chercheurs ont dû travailler dur pour trouver comment maximiser son efficacité et lui permettre de collecter des données avec la résolution la plus élevée possible dans ce cas.

Le radar de pénétration utilise une méthode permettant d'envoyer des signaux à la surface d'une planète et de calculer le temps nécessaire au signal pour se réfléchir et revenir au vaisseau spatial. La particularité des propriétés chimiques des éléments qui se trouvent sur le chemin du signal le modifie. Le signal peut être soit plus faible, ce qui peut indiquer par exemple la présence de roches dures sur son passage, soit plus clair, voire accentué, ce qui indiquera la forte réflectivité de l'élément qui l'a réfléchi. Grâce à cela, les scientifiques peuvent déterminer ce qui se trouve sous la surface de la planète.

Carte du Plateau Sud et zone d’étude

Sonder une zone d'environ 200 kilomètres de large avec MARSIS a montré que la surface du pôle Sud de Mars est recouverte de plusieurs couches de glace et de poussière et a une profondeur d'environ 1,5 kilomètre. Une augmentation particulièrement forte de la réflexion du signal a été enregistrée sous les sédiments en couches dans une zone de 20 kilomètres à une profondeur d'environ 1,5 kilomètres. En analysant les propriétés du signal réfléchi et en étudiant la composition des sédiments en couches, ainsi que le profil de température attendu sous la surface de cette zone, les scientifiques ont conclu que MARSIS avait détecté une poche avec un lac d'eau liquide sous la surface. Les scientifiques notent que l'appareil n'a pas pu déterminer la profondeur du lac, mais, selon des estimations approximatives, sa profondeur devrait être d'au moins plusieurs dizaines de centimètres (c'est la profondeur que doit avoir la couche d'eau pour que MARSIS puisse le voir).

Image radar MARSIS

«C’est vraiment un plan d’eau. Un lac, et non une sorte d'eau de fonte remplissant un espace entre la roche et la glace, comme cela arrive dans certaines régions de la Terre », a commenté le professeur Roberto Orosei de l'Institut italien d'astrophysique, qui a dirigé l'étude.

Théoriquement, l'amplification du signal que le lac est soupçonné de produire pourrait être une couche de dioxyde de carbone gelé ou simplement de la glace d'eau à basse température, mais les auteurs rejettent ces suggestions car ces options ne correspondent pas bien aux données d'observation.

"La seule explication possible de ce que nous voyons est l'eau liquide", a déclaré Orosei.

«Avec l'aide de MARSIS, nous avons découvert qu'il y a de l'eau liquide là-bas, qu'elle est salée et qu'elle est en contact avec les sédiments du fond. Les ingrédients pour que la vie existe là-bas sont en place, et MARSIS ne peut rien dire de plus, il ne peut pas répondre à la question de savoir s'il y a de la vie là-bas », a ajouté Enrico Flamini, représentant de l'Agence spatiale italienne.

« Des suggestions sur la présence d’eau liquide sous les calottes polaires de Mars sont apparues il y a de nombreuses années. Cependant, il n’a pas encore été possible de les confirmer ou de les infirmer, tout comme il n’a pas été possible de détecter des accumulations stables d’eau liquide sur Mars, car les données collectées étaient de très mauvaise qualité », ajoute Andrea Cicchetti, co-auteur de l'étude.

Seuls quelques pour cent du plateau sud ont été étudiés au radar, et ses caractéristiques lui permettent de ne voir que des accumulations d'eau assez importantes.

« Ce n’est qu’un petit domaine. Imaginez simplement qu’il puisse y avoir de nombreux lacs d’eau souterrains de ce type sous la surface de Mars.