Novos mapas de Marte relacionam zonas de provável existência de água com estruturas geológicas tais como o famoso Vallis Marineris, o maior canhão do Sistema Solar. Os mapas exibem os detalhes da distribuição de hidrogénio (traduzindo a distribuição de água) obtidos pelo espectrómetro de neutrões montado a bordo da sonda Mars Odissey (NASA). Há mais de um ano que o espectrómetro de neutrões, desenvolvido pelo laboratório de Los Alamos nos Estados Unidos, tem vindo a mapear o conteúdo de hidrogénio da superfície do planeta através de medições dos neutrões libertados pelo solo, um indicador da presença de hidrogénio provavelmente na forma de água gelada.

O espectrómetro de neutrões procura neutrões gerados quando raios cósmicos colidem com os núcleos de átomos da superfície do planeta, ejectando neutrões em direcção ao céu com energia suficiente para alcançar a sonda Mars Odyssey

2001 Mars Odyssey
A missão 2001 Mars Odyssey é uma missão da NASA destinada ao planeta vermelho, Marte, com o objectivo de utilizar câmaras e espectrógrafos para procurar evidências da existência de água líquida e de actividade vulcânica, tanto no passado como no presente. Lançada em 7 de Abril de 2001, a sonda chegou a Marte em 24 de Outubro de 2001 e ficou a orbitar o planeta. Observações realizadas pela Mars Odyssey em 26 de Maio de 2002 deram indícios da existência de enormes depósitos de gelo de água abaixo da superfície do planeta.

a 400 quilómetros acima da superfície. Cada elemento cria uma distribuição única de energia dos neutrões - rápidos, térmicos ou epitérmicos - que constitui uma "impressão digital" para cada elemento. Os neutrões térmicos são neutrões de baixa energia em contacto térmico com o solo; neutrões epitérmicos têm energias intermédias, e os neutrões rápidos têm as energias mais elevadas produzidas na interacção entre raios cósmicos e o solo. Ao procurar um decréscimo no fluxo de neutrões epitérmicos, os investigadores conseguem localizar hidrogénio. O hidrogénio no solo absorve eficientemente a energia dos neutrões, reduzindo o seu fluxo na superfície e também o fluxo que escapa para o espaço, onde é detectado pelo espectrógrafo. Uma vez que o hidrogénio se encontra provavelmente na forma de água gelada a altas latitudes, o espectrógrafo pode medir directamente até cerca de um metro de profundidade a quantidade de gelo e como esta varia com a estações do ano marciano.

Os novos mapas mostram que o hidrogénio segue perfeitamente as características geográficas. Pode ver-se uma camada de material rico em hidrogénio que segue as encostas ocidentais dos maiores vulcões do Sistema Solar. Um dos locais de concentração máxima situa-se justamente à direita de Elisium mons, e outro em Vallis Marineris.

Estes mapas resultam da combinação de imagens obtidas com o Mars Orbiter Laser

Light Amplification by Stimulated Emission of Radiation (LASER)
A palavra LASER designa uma amplificação de luz por emissão estimulada de radiação. O princípio físico por trás deste fenómeno é a emissão estimulada: sob certas condições, um fotão atinge um átomo excitado e provoca a emissão de um fotão. O átomo emite dois fotões: o fotão estimulador, que passa incólume, e o fotão estimulado, que tem o mesmo comprimento de onda, a mesma fase, a mesma polarização e a mesma direcção de propagação que o fotão estimulador. Se cada um destes fotões estimular mais átomos, o feixe inicial de fotões é assim amplificado.

Altimeter (MOLA), a bordo da sonda Mars Global Surveyor (NASA), e com o espectrómetro de neutrões da Mars Odyssey. Da região de cerca de 55 graus de latitude até aos pólos, Marte apresenta extensos depósitos de solos ricos em água gelada, com uma proporção média de 50% de água (em massa). Rastos de hidrogénio, ou seja de minerais hidratados, são também encontrados em menor concentração próximos do equador, com uma proporção em massa de 2 a 10%. Surpreendentemente, duas áreas extensas, uma em Arabia Terra, o deserto marciano de 3000 km de comprimento, e outra no lado oposto do planeta, mostram indicações de concentrações relativamente grandes de hidrogénio no subsolo.

Os cientistas consideram duas possíveis teorias para explicar como toda esta água se juntou aos solos e rochas marcianas. A fonte pode estar no gelo existente nas calotes polares. A espessura das calotes pode ser suficiente para tapar o calor geotérmico proveniente do interior do planeta, aumentando a temperatura nas zonas mais baixas que, ao derreter, alimentariam a mesa de água global. Por outro lado, existem indicações de que há cerca de um milhão de anos o eixo de Marte tinha uma inclinação de uns 35 graus, o que poderia ter causado a evaporação das calotes polares e, por um curto período de tempo, criar água suficiente na atmosfera para tornar o gelo estável à escala global. A camada resultante de geada poderia então ter-se combinado quimicamente com os solos e rochas famintos de hidrogénio.

Fonte da notícia: http://www.lanl.gov/worldview/news/releases/archive/03-101.shtml