火星是太阳系八大行星之一,探测火星地面以及地表之下的液态水或者固态冰,是对火星探测活动最有意义的一项任务,而低频段雷达具有穿透星体表面的能力,是完成火星探测任务较好的选择。
研究区域的地形图
据报道，火星极地冰盖底部存在液态水的假说于30多年前首次提出，之后的争论一直没有决定性的结果。无线电回声探测（radio echo sounding，RES）是很适合用来解决这一争论的技术，因为低频率雷达被广泛用于探测陆地极地冰盖底部的液态水，效果也很成功。冰与水之间，或冰与水饱和沉积物之间的界面，能够产生明亮的雷达发射。火星快车号（Mars Express）探测器上的火星亚表面和电离层探测高新雷达（Mars Advanced Radar for Subsurface and Ionosphere Sounding，MARSIS）正是用于进行RES实验的设备。MARSIS已经在火星亚表面进行了超过12年的调查，搜寻液态水的证据。有报道显示，在靠近南极层状沉积（South Polar Layered Deposits，SPLD），即火星南极冰盖最厚部分的区域具有强烈的基底回波。这些特征被解释为，由于雷达信号通过非常冷的纯水冰层传播，因而衰减可以忽略不计。在南极层状沉积的其他区域因此也探测到反常的明亮反射。
MARSIS采集的雷达数据
在地球上，对极地冰盖上收集的雷达数据的解释通常基于定性（基岩形态）和定量（反射雷达的峰值功率）分析的结合。MARSIS的设计，尤其是其非常大的足迹范围（约3到5千米），无法提供很高的空间分辨率，极大限制了它通过基底地形识别冰下是否存在水体的能力。因此，对极地沉积底部液态水的精确探测要求定量估算基底物质的相对介电常数（以下称为介电常数），该数值决定了雷达回波的强度。
在2012年5月29日至2015年12月27日间，MARSIS调查了火星南极高原一处宽200千米的区域，中心位于193°E， 81°S，与之前一项研究的区域基本对应。无论是从火星轨道激光测高仪（Mars Orbiter Laser Altimeter，MOLA）的地形数据，还是在现有的轨道图像中，这片区域都没有展现出任何异常的特征。这里地形平坦，由水冰和含量10%到20%的尘埃组成，并且季节性地覆盖一层厚度不超过1米的干冰。火星勘测轨道飞行器（Mars Reconnaissance Orbiter）上的浅地层雷达对该区域进行了更高频率的雷达观测，揭示了SPLD中几乎没有任何内部分层，并且未检测到任何基底回波，与北极层状沉积和SPLD其他区域的观测结果形成鲜明对比。
基底地形和反射回波功率
通过发射以3和4MHz或4和5MHz为中心的紧密间隔无线电脉冲，利用机载未处理数据模式获得了总共29个雷达剖面图。观测是在探测器位于火星夜面时进行的，以最大限度地减少信号的电离层散射。图2A显示了在该区域收集的一张MARSIS雷达图，图中尖锐的表面反射之后，是由SPLD内层间界面产生的若干次反射。这些回波中最后一个代表了富含冰的SPLD与底层物质（以下称为基底物质）之间的反射。在大多数调查区域，基底反射微弱且分散，但在某些位置，基底反射却非常锐利，并且具有比周围区域和表面更大的强度（明亮的反射）（图2B）。在多个轨道的观测重叠的情况下，以相同频率采集的表面和亚表面回波功率具有一致的数值。
表面和基底回波之间的双向脉冲传播时间可用于估计亚表面反射体的深度，并绘制基底地形图。假设SPLD内的平均信号速度为170m/μs，接近在水冰中的传播速度，那基底反射体的深度就大约是表面以下1.5千米。MARSIS大范围的足迹和基底回波在明亮反射体外部扩散的属性阻止了基底地形的细节重建，但是可以识别出一条从西向东的区域斜坡（图3A）。明亮反射体集中的亚表面区域在地形上是平，而且被较高的地面包围，除了在其东侧存在一个凹陷。
介电常数可以提供对基底物质组成的约束，原则上可以从SPLD底部反射信号的功率中获取。遗憾的是，我们并不知道MARSIS天线的辐射功率，因为它无法在地面上校准（这得归咎于仪器的大尺寸），因此反射回波的强度只能根据相对量来衡量。通常是将亚表面的回波强度归一化为表面值，也就是计算基底和表面回波功率的比率。这种方法的优点还在于补偿信号的电离层衰减。按照这种方法，我们将亚表面回波功率归一化为沿各个轨道计算的地面功率的中值；我们发现，在给定频率下，所有归一化剖面产生了一致的基底回波功率值（图S3）。图3B显示了归一化后基底回波功率的区域图；在所有交叉轨道上，明亮反射体都位于193°E， 81°S附近，勾画出了一个定义明确、宽20千米的亚表面异常。
介电常数模拟和获取结果
为了计算基底的介电常数，我们还需要有关SPLD介电特性——取决于沉积物的组成和温度——的信息。由于水冰和尘埃的确切比例未知，又由于表面和SPLD底部之间的热梯度受到很大限制，因此我们探索了这些参数的可能取值范围，并计算了相应的介电常数范围。我们做出了以下通用假设：1）SPLD由水冰和尘埃（含量从2%到20%不等）混合组成；2）SPLD内部的温度剖面是线性的，从表面的固定温度（160K）开始，上升到SPLD底部的可变温度（170K到270K）。通过考虑平面波与一个三层结构的正常撞击来计算各种电磁场景，三层结构分别是：具有自由空间介电常数的半无限层；代表SPLD的均匀层；以及代表SPLD下方物质，具有可变介电常数值的另一个半无限层。该计算输出的是一个包含一系列曲线的包络，这些曲线将归一化的基底回波功率与基底物质的介电常数联系起来（图4A）。这一包络通过对每个允许的介电常数值与归一化基底回波功率值的概率分布值进行加权，从而确定基底介电常数（包括明亮区域的内外）的分布（图4B）。该过程产生了两个基底介电常数的独特分布，估计位于明亮反射区域的内部和外部（图4C和图S4），其在3、4和5MHz的中值分别是30 ± 3、33 ± 1和22 ± 1，以及9.9 ± 0.5、7.5± 0.1和6.7 ± 0.1。明亮区域外部的基底介电常数在4到15之间，是典型的干燥陆地火山岩。这也与SPLD基底物质之前的预估值（7.5到8.5），以及火星中纬度表面致密干燥火成岩的雷达表面回波功率值一致。与此相反的是，此前在火星上并没有观察到像明亮区域内这么高的介电常数值。在地球上，大于15的介电常数值很少与干燥物质联系在一起。
采集于南极和格陵兰的RES数据显示，大于15的介电常数值可以用来指示极地沉积下方存在液态水。基于地球和火星在物理现象上的明显类比，我们可以推断，从SPLD下方明亮区域中获得的高介电常数值（部分）是水饱和物质和/或液态水层造成的。
我们分析了SPLD下方明亮区域的其他可能解释。例如位于SPLD顶部或底部的干冰层，或者整个SPLD中水冰的极低温度，与表面反射相比，这些都可能增强基底回波功率。我们否定了这些解释，有的因为需要非常具体且不大可能的物理条件，有的则是因为它们不足以导致强烈的基底反射（图S5和S6）。尽管SPLD底部的压力和温度与液态二氧化碳的存在可以相容，但它的相对介电常数（约为1.6）要比液态水（约为80）低很多，因此不能产生明亮的反射。
此前有研究利用凤凰号着陆器的湿化学实验室（Wet Chemistry Lab）发现，火星北部平原土壤中含有大量的镁、钙和高氯酸盐，支持了极地沉积底部液态水的存在。高氯酸盐可以通过不同的物理和/或化学机制形成，并且已经在火星的不同区域被发现。因此，可以合理地假设它们也存在于SPLD的底部。由于极地沉积底部的温度估计约为205K，又由于高氯酸盐能强烈抑制水的冰点（镁和钙的高氯酸盐能使水的冰点分别降至204K和198K），因此我们认为，在极地沉积底部有可能存在一层高氯酸盐水。这层盐水可以和基底土壤混合，形成污泥，或者位于基底物质上方，形成局部盐水池。
此前在火星冰川下方的雷达探测中，液态水证据的缺乏已经被用来支持这样的假说，即火星极地冰盖对基底融化而言太薄了，一些作者声称液态水可能位于比以往认为的更深的位置。MARSIS的数据显示，在相对较浅的深度（约1.5千米），液态水也可能稳定地存在于SPLD下方，从而约束了火星水圈的模型。SPLD的原始数据覆盖范围十分有限（只占南极高原面积的几个百分点），加上融水区域的面积需要足够大（直径数千米，厚度几十厘米）才能被MARSIS探测到，从而限制了识别小型液态水体及其之间是否存在液态连接的可能性。因此，没有理由认定火星亚表面水体的存在只局限于某一区域。