Svedectvo terénu
V najnovšom čísle časopisu Science to oznámili Stas Barabash s Rickardom Lundinom zo Švédskeho ústavu pre kozmickú fyziku v Kirune a Andrei Fedorov s Jeanom-Andréom Sauvaudom zo Strediska pre výskum kozmického žiarenia v Toulouse (Francúzsko). Vývoj atmosféry Marsu predstavuje jednu z najväčších záhad modernej planetológie. Z existencie viacerých kategórií veľkých terénnych útvarov na povrchu Marsu totiž vyplýva, že tam kedysi dávno musela tiecť voda. Najpresvedčivejšie pôsobia obrovské kanály, ktorými odtekal aj viacnásobok prietoku Amazonky. Popri nich sú na červenej planéte celé siete, akési "povodia", menších, no nemenej očividných riečišť. Malé rokliny na svahoch kráterov a kaňonov zasa vypovedajú o tom, že sa tak dialo aj pomerne nedávno. Nuž a vlani v decembri uverejnené snímky americkej sondy Mars Global Surveyor naznačujú, že sa to občas deje aj v súčasnosti.
Kilometer hlboký oceán
Záver, že na Marse bolo v dávnej minulosti veľa kvapalnej vody, navyše veľmi presvedčivo potvrdili prácou v teréne rovery NASA Spirit a Opportunity. Ak sa majú vysvetliť všetky dosiaľ zistené poznatky o povrchu planéty, predpokladajme, že tam jestvovala vrstva vody hrubá šesťsto metrov až kilometer. Na to však bolo treba aj oveľa mohutnejšiu atmosféru, tvorenú najmä oxidom uhličitým. Podľa výpočtov azda až päťnásobne hustejšiu ako je atmosféra Zeme. Lebo voda mohla byť na povrchu Marsu dostatočne dlho kvapalná (aby stihla vytvoriť spomenuté útvary a "podpísať" sa v štruktúre hornín) iba pri vyššom atmosférickom tlaku a teplote nad nulou. Teplotu zabezpečila hustá atmosféra oxidu uhličitého cez skleníkový efekt (o čo je Mars ďalej od Slnka, o to viac oxidu uhličitého tam bolo). Kam sa teda atmosféra podela?
Zrážka či erózia?
Existuje niekoľko odpovedí. Mohla ju zničiť katastrofická zrážka Marsu s iným veľkým telesom počas prvej miliardy rokov existencie planéty (Mars, tak ako Zem, Slnko a zvyšok slnečnej sústavy, vznikol asi pred 4,5 miliardmi rokov). Alebo sa "chýbajúci oxid uhličitý aj s vodou sústreďuje v dosiaľ neobjavených rezervoároch na povrchu, popri známych polárnych čiapočkách a námraze, ktorá siaha prakticky až po rovník. Predovšetkým však pod povrchom Marsu, v hĺbke niekoľkých metrov až niekoľkých kilometrov. Napokon však prevládol názor, že hoci hustú atmosféru Marsu naozaj mohla riadne pochrámať katastrofická zrážka, naozaj ju zlikvidovala až postupná erózia (čiže únik rozložených molekúl kľúčových zložiek, zvlášť oxidu uhličitého, no aj z povrchu vyparenej či vysublimovanej vody, do medziplanetárneho priestoru). Mars je totiž podstatne menej hmotný ako Zem a jeho teleso preto vyvíja slabšie gravitačné účinky. Atmosféru si tak "pridržiaval" voľnejšie a bola na eróziu citlivejšia.
Milosrdný slnečný vietor
Úniku hlavných zložiek atmosféry do medziplanetárneho priestoru pomáhali aj nárazy slnečného vetra (tok častíc od Slnka). Barabash s kolegami aparatúrou ASPERA-3 na palube Mars Express v máji 2004 až máji 2006 - asi tak dlho trvá marsovský rok - zmeral, koľko hlavných iónov oxidu uhličitého a kyslíka uniká z atmosféry Marsu vplyvom erózie slnečným vetrom v súčasnosti. Vyšlo im zhruba 18 gramov za sekundu. Za posledných 3,5 miliardy rokov to dáva celkovú stratu takého množstva oxidu uhličitého, ktorý by vyvinul tlak iba niekoľko desiatok až stoviek pascalov, a niekoľkocentimetrovej vrstvy vody. ASPERA-3 preskúmala iba jednu cestu dlhodobého úniku plynov z Marsu. Medzi iné patrí rozklad slnečným žiarením alebo strata prostredníctvom chladných oblakov atmosférickej plazmy. Dokopy je ich vplyv azda väčší ako vplyv erózie slnečným vetrom. No aj po zohľadnení realistických predpokladov o časovej premenlivosti straty všetkými cestami to vyzerá, že prevažná časť pôvodnej hustej atmosféry a vody na Marse zostala. Podľa Barabashovho tímu treba pátrať pod povrchom.
Dnešná atmosféra
Atmosféra Marsu sa skladá z 95 percent oxidu uhličitého, troch percent dusíka, 1,6 percenta argónu a stôp kyslíka, vodnej pary a iných inertných plynov. Nedávno zaujal objav nestabilného metánu. Do atmosféry ho voľačo musí dopĺňať. Na Zemi sú za jeho vznikom najmä biologické procesy, možno ho však vysvetliť aj viacerými geologickými. Dnes je atmosféra Marsu veľmi riedka. Povrchový tlak tam kolíše od desiatok pascalov až po vyše tisíc pascalov. (Priemerný atmosférický tlak na povrchu Zeme je vyše stonásobný.) To zodpovedá tlaku v zemskej stratosfére približne 35 kilometrov nad povrchom. Atmosféra Marsu obsahuje veľa prachu. Počas miestnej zimy z nej skondenzuje zvlášť na polárnu čiapočku až 30 percent oxidu uhličitého. V lete zasa vysublimuje späť, čo sprevádzajú víchrice s rýchlosťou vetra až 400 kilometrov za hodinu. Atmosféra obsahuje riedke oblaky podobné našim cirrusom. Tak ako na Zemi ich tvoria čiastočky vodného ľadu.
