L’informazione è stata scoperta da un team della Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, guidato da Jack Wilson, durante una rielaborazione dei dati raccolti tra il 2002 ed il 2009, mirata ad aumentarne la risoluzione.

Utilizzando tecniche per migliorare la definizione delle immagini e rimuovere il rumore, normalmente applicate sia in ambito spaziale che medico, la squadra ha portato la risoluzione da circa 520 chilometri a 290 chilometri, come se Mars Odyssey avesse volato più vicino alla superficie del pianeta:
“E’ stato come dimezzare l’altitudine orbitale della navicella“, ha fichiarato Wilson nella press release.

Il Gamma Ray Spectrometer (GRS) di Mars Odyssey è costituito da quattro componenti principali: la testa del sensore che rileva i raggi gamma, lo spettrometro a neutroni (NS), il rilevatore di neutroni ad alta energia (HEND, High-Energy Neutron Detector) e l’insieme delle elettroniche.

Questo strumento ha aiutato la rilevazione di molti elementi su Marte, quali idrogeno, silicio, ferro, potassio, torio e cloro.

Ma come funziona?
Quando gli elementi chimici che compongono il terreno e le rocce vengono esposti ai raggi cosmici (particelle energetiche provenineti dallo spazio), emettono firme univoche identificabili di energia sotto forma di raggi gamma, che possono essere rilevati.

In pratica, le particelle ad alta energia entrano nel terreno dove si scontrano con gli atomi degli elementi che lo compongono. Questi vengono “eccitati” ed emettono raggi gamma per liberare energia e poter tornale al loro normale stato di riposo. Alcuni elementi come il potassio, l’uranio e il torio sono naturalmente radioattivi e rilasciano raggi gamma mentre decadono ma tutti possono produrne se sollecitati. Nel processo vengono rilasciati anche neutroni, il cui moto di fuga verso lo spazio viene influenzato da vari fattori, come la presenza di idrogeno, che su Marte è un indicatore di ghiaccio d’acqua.
I rilevatori di neutroni di Mars Odyssey sono sensibili fino ad un metro sotto la superficie.

I dati rilevati dalla sonda nel 2002 avevano già preannunciato la presenza di ghiaccio d’acqua appena subito sotto la superficie alle alte latitudini, poi confermata dal lander Phoenix nel 2008. A latitudini inferiori, invece, si riteneva che il ghiaccio d’acqua non potesse rimanere termodinamicamente stabile, a qualsiasi profondità. Tuttavia, Wilson e colleghi hanno deciso di concentrare proprio lì i loro sforzi, su tre aree in particolare: Tharsis Montes, Elysium Planitia e Medusae Fossae, Meridiani Planum, dove le scansioni radar avevano suggerito la presenza di depositi vulcanici a bassa densità o ghiaccio d’acqua sotto la superficie. I risultati sono stati sorprendenti ed hanno mostrato molto più idrogeno di quanto si potesse pensare (in una zona in cui il ghiaccio d’acqua non dovrebbe esistere!) ma come potrebbe essersi conservato nella fascia equatoriale di Marte rimane un mistero.

Nell’immagine in apertura, basata su una mappa globale di Marte del MOLA (Mars Orbiter Laser Altimeter) del Mars Global Surveyor (MGS), gli autori hanno mostrato la percentuale di acqua corrispondente all’idrogeno rilevato. Il blu scuro rappresenta le concentrazioni maggiori. Io ho aggiunto i siti di atterraggio delle missioni spaziali e i riquadri che indicano le aree studiate: Tharsis Montes circondata in blu; Elysium Planitia e Medusae Fossae in rosso; Meridiani Planum in giallo. Qui sotto, i dettagli delle singole zone.
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