(Crédit photo : Los Alamos National Laboratory.)

Dans son communiqué de presse du 25 juillet dernier, le laboratoire de Los Alamos présentait de nouvelles cartes de la répartition sur la surface martienne de l'hydrogène qui pouvait être associé à de l'eau. Les estimations de la quantité d'eau que cela représente devaient être présentés le même jour.

Les cartes présentées combinent les nouvelles données acquises par le spectromètre de Mars Odyssey avec le laser altimétrique de Mars Global Surveyor, ce qui permet d'obtenir une combinaison de la présence d'eau et du relief martien.

On y observe notamment ce qui pourrait être de l'eau sur le versant occidental d'Olympus Mons, sur le volcan d'Elysium et sur une grande zone proche de l'équateur au sud d'Arabia Terra (une zone qui a pourtant plutôt l'air d'un désert). Mais on resterait dans ces zones avec entre 6 et 10% d'eau. La plus grosse concentration supposée reste les pôles de la planète rouge pour lesquels, à partir de 70° de latitude, la concentration dépasse 30%, avec une moyenne en masse supérieure à 50%.

La question qui intrigue les scientifiques est de savoir comment de l'eau a pu être stockée dans les roches martiennes.

Une possibilité serait que les calottes polaires en soit la cause, et qu'elles pourraient accumuler la chaleur géothermique sur leurs couches inférieures, la température montant jusqu'à faire fondre celles-ci. L'eau liquide ainsi produite irait alors enrichir les zones aquifères sur une plus grande étendue.

D'un autre côté, on a également des indications comme quoi il y a environ un million d'années, l'axe de Mars était incliné de 35° par rapport à aujourd'hui. Les calottes polaires auraient alors pu s'évaporer et libérer suffisamment d'eau dans l'atmosphère pour que la glace soit stable à la surface de Mars. Celle-ci aurait alors pu se combiner avec certains composés du sol.

Fonctionnement du spectromètre à neutron de Mars Odyssey

La surface martienne est exposée aux rayons cosmiques. Ceux-ci, lorsqu'ils entrent en collision avec les noyaux des atomes de la surface, éjectent des neutrons vers le ciel avec suffisamment d'énergie pour atteindre Mars Odyssey qui se trouve 400 km plus haut. Selon les éléments qui ont été frappés par les rayons cosmiques, la répartition des neutrons en énergie n'est pas la même (ils sont classés en rapides, thermiques et épithermiques). Par ailleurs, le sol martien ralentit les neutrons qui le traverse, notamment l'hydrogène qui absorbe leur énergie de façon efficace. En mesurant cette réduction du flux de neutrons, on peut alors déterminer la quantité d'hydrogène jusqu'à une profondeur d'un peu moins d'un mètre. L'hydrogène a de fortes chances de correspondre à de l'eau.

Les cartes peuvent être récupérées en haute résolution sur le site du laboratoire de Los Alamos à l'adresse : http://www.lanl.gov/worldview/news/photos/mars.shtml.

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