La prueba que confirma la existencia del agua en la superficie de Marte no ha sido su observación por las cámaras de ningún vehículo orbital sino que se ha obtenido con una técnica que ya fue probada en la misión Lunar Prospector en 1998.

A pesar de la extraordinaria resolución de las imágenes de la superficie marciana que obtiene la cámara del Mars Global Surveyor no se han encontrado pruebas inequívocas de la existencia de agua sobre Marte en la actualidad.

Ciertos indicios que en un primer momento se presentaron a la opinión pública como pruebas evidentes de la existencia de flujos de agua en las capas del subsuelo más cercanas a la superficie han encontrado explicaciones alternativas que no precisan de agua y que resultan más convincentes.

Sin embargo, a bordo de la nave Mars Odyssey se encuentran una serie de instrumentos, herederos de otros similares que ya han mostrado sus bondades anteriormente, y que han mostrado con claridad la existencia de gran cantidad de átomos de hidrógeno en la región polar Sur de Marte.

Dado que cada molécula de agua incluye dos átomos de hidrógeno, todo parece indicar que se observa la señal de agua permanentemente helada dentro del suelo marciano, estructura denominada permafrost.

A bordo de la Mars Odyssey se encuentran instrumentos tales como la cámara infrarroja THEMIS (similar a la cámara IR del satélite terrestre ASTER y de superiores prestaciones a la cámara TES del Mars Global Surveyor) que tiene como misión detectar la mineralogía superficial del planeta, y el instrumento MARIE (Martian Radiation Environment Experiment) que va a determinar los niveles de radiación ambiental que podrían afectar a los humanos que viajasen al planeta rojo.

Además, y con el pbjetivo primordial de localizar el agua, hay otros tres instrumentos: un espectrómetro de rayos gamma (GRS - similar al de la Lunar Prospector), un espectrómetro de neutrones (NS - similar al de la Lunar Prospector) y un detector de neutrones de alta energía (HEND).

Estos tres instrumentos trabajan de forma complementaria en la detección del agua. La radiación cósmica proveniente del espacio (principalmente protones a una velocidad cercana a la de la luz) incide en el suelo donde algunos protones colisionan con alguno de los átomos que componen el suelo.

Estas colisiones ponen en juego energías tan elevadas que se crean nuevas partículas en diferentes direcciones y con energías menores en un proceso en cascada que se repite varias veces.

Este proceso tiene lugar en las capas más superficiales del suelo (escasos metros) y produce principalmente neutrones con bastante energía. Sin embargo los protones y neutrones así generados (denominados secundarios) sufren a su vez interacciones con los átomos que componen el material de la superficie del planeta y se ven afectados de diferente manera según los átomos con los que colisionen. Si se trata de átomos pesados la colisión se parece al rebote de una pelota contra una pared, sin cambiar la energía del neutrón apreciablemente.

Por el contrario, si se trata de átomos muy ligeros (hidrógeno) la colisión se parece a la de dos bolas de billar y la transferencia de energía es máxima, quedando el neutrón con mucha menos energía.

Así en unas pocas colisiones las energías de los neutrones son similares a las energías medias de los átomos que componen el suelo y se dice que se han termalizado.

Sin embargo, neutrones termalizados quiere decir neutrones lentos (de baja velocidad), lo que hace factible que sean absorbidos por un núcleo cercano.

En esta reacción nuclear, el exceso de energía es emitido como radiación gamma de una energía muy precisa. Este proceso es similar a la generación de las rayas de emisión espectrales y permite identificar con precisión cuál es el átomo que ha absorbido al neutrón.

Esta es la clase de mediciones que realiza el GRS. El NS y el HEND miden directamente el número de neutrones procedentes de cada dirección con niveles concretos de energía: lentos, no tan lentos, rápidos.

Los resultados de los tres instrumentos no dejan lugar a dudas: existe hidrógeno abundante en las capas superficiales del suelo de Marte en la región polar Sur (hasta una latitud de - 60°), aunque todavía es pronto para poder cuantificar esta abundancia.

Teniendo en cuenta la bajísima presión atmosférica en la superficie marciana y las bajas temperaturas de la región polar Sur debemos admitir que este hidrógeno forma parte de las moléculas de agua helada del permafrost .

Más información en la URL: http://mars.jpl.nasa.gov/odyssey/ (en inglés)