Jak už to u atmosfér bývá, většinou zmizela. Je pravda, že pokud do marsovské atmosféry vrazíte rychlostí meteoritu, jak to v září udělal pomýlený Mars Climate Observer, je tam stále dost místa na to, aby vás roztrhalo na kusy. Ale za většiny ostatních okolností je to chabá náhražka atmosféry. Na povrchu planety je tlak pouhé jedno procento tlaku na Zemi.

Proč by měl mít Mars tak málo atmosféry, když Venuše a Země jí mají tolik? I když se tak možná prostě narodil, existuje spousta náznaků, že atmosféra byla kdysi mnohem hustší – například stopy po vodě. Dnes je povrch Marsu chladný a mimořádně suchý. Povrch však nese neklamné známky toho, že tekutá voda kdysi řádila v záplavových kanálech a údolích, zanechala břehy v kráterech a možná dokonce vytvořila oceány ve Velké severní pánvi. Při průměrné teplotě kolem -53 ¡C je těžké být mokrý, takže tekutá voda znamená teplo. A teplo znamená hustou izolační atmosféru plnou oteplujících skleníkových plynů, jako je oxid uhličitý.

Pokud byla marťanská atmosféra kdysi mnohem hustší, kam se všechen plyn poděl? Navzdory usilovnému pátrání to nikdo neví. V uplynulém roce však sonda NASA Mars Global Surveyor – která sama využívala atmosféru k brzdění a změně dráhy – shromažďovala informace, které by mohly na tuto otázku odpovědět. A jeho zjištění vůbec neodpovídají očekáváním jeho konstruktérů.

V 80. letech minulého století vědci vypracovali teorii, proč byl Mars kdysi teplý a vlhký. Nejprve spočítali, kolik CO2 by bylo potřeba, aby roztál marťanský led a umožnil proudění vody, a došli k číslu mezi 5 a 10 bary (jeden bar je tlak přibližně jedné zemské atmosféry). To je na planetu, kde dnes zbývá jen několik milibarů, poměrně hodně, takže museli vysvětlit, kam mohl CO2 od té doby zmizet. Podle jejich obrázku atmosféra zasela zárodek své vlastní zkázy.

Když je kolem kapalná voda, atmosféra s CO2 se stává nestabilní – plyn se rozpouští, chemicky zvětrává silikátové horniny na povrchu planety a nakonec je uzamčen ve formě uhličitanů. Důkaz máte pod nohama. Byly doby, kdy v zemské atmosféře převládal CO2, který byl pravděpodobně mnohem hustší než dnes. Nyní, navzdory horlivým pokusům lidstva o nápravu, se CO2 zmenšil na pouhou stopu své někdejší slávy a tvoří méně než tisícinu vzduchu, který dýcháme.

Důvodem je, že během miliard let se díky chemickému zvětrávání uložilo velké množství CO2 ve formě uhličitanů. Podle Jima Kastinga z Pensylvánské státní univerzity v University Parku, který byl jedním z vědců, kteří sestavili teorii teplého, vlhkého a raného Marsu – a jedním z prvních, kdo poukázal na některé její nedostatky – kdybychom uvolnili veškerý CO2, který je nyní uzamčen v karbonátových sedimentech Země, získali bychom ho asi 60 atmosfér.

Pokud chemické zvětrávání dokáže tak snadno zničit skleníky, proč Země nezamrzla jako Mars? Vědci usoudili, že odpovědí je recyklace. Na Zemi se část CO2 z karbonátů recykluje prostřednictvím deskové tektoniky. Když se sedimenty bohaté na uhličitany vydají na cestu dolů do pláště v subdukční zóně, kde se jedna deska zasouvá pod druhou, zahřívají se a uvolňují CO2 zpět do atmosféry, kde může ohřívat planetu.

Na studeném malém Marsu však recyklace zřejmě nebyla tak dobrá. Na rozdíl od Země nemá Mars dostatek vnitřního tepla na to, aby neustále posouval kusy své kůry nebo aby se sám vynořoval s velkými vývržky, jak to možná dělala Venuše. Existuje jen málo důkazů o tom, že by vnitřní ohně na Marsu někdy poháněly systém deskové tektoniky, a i když planeta mohla mít i jiné způsoby využití vnitřního tepla k recyklaci karbonátů, poměrně brzy by jim došla síla, jakmile by se vnitřek planety ochladil. Recyklace CO2 by začala zaostávat za produkcí nových uhličitanů a atmosféra by se začala povážlivě smršťovat.

Tak zatím to jde. Nyní stačilo, aby vědci našli na povrchu planety nějaké uhličitany, které by jejich verzi potvrdily. Nejlepší technologií pro tuto práci z vesmíru je infračervená spektroskopie, která zachycuje vlastnosti v infračerveném spektru jedinečné pro konkrétní minerály. Letos spektrometr sondy Mars Global Surveyor, Thermal Emission Spectrometer (TES), dokončil první důkladný průzkum planety a pokryl téměř tři čtvrtiny jejího povrchu. Podle vědce Phila Christensena z Arizonské státní univerzity v Tempe, který má přístroj na starosti, zjistil, že karbonáty tvoří méně než 15 % povrchu. Pravděpodobně mnohem méně. „Snažíme se být konzervativní s těmi 10 nebo 15 procenty – v podstatě tam není žádný znatelný karbonátový podpis,“ říká Christensen. „Odhaduji, že nejzávažnějším objevem, který TES učiní, a nejzajímavějším článkem, který napíšeme, bude to, že na Marsu nejsou karbonáty, přinejmenším na povrchu.“

Jestliže je Christensenovo podezření správné, pak výzkumníci Marsu stojí před několika zajímavými možnostmi. Buď musí najít jiný způsob, jak se zbavit atmosféry, nebo se v první řadě spokojit s menším množstvím atmosféry – nebo možná udělat obojí.

Nejdříve vzít jiné úkryty. Pravděpodobně je nějaký CO2 zmrzlý v půdě planety nebo ukrytý v nánosech suchého ledu pod vodním ledem vně polárních čepiček (i když další pozorování ze sondy Mars Global Surveyor tuto druhou možnost poněkud zpochybňují). Takové rezervoáry by mohly představovat desetkrát více CO2, než je v současné době pozorováno v atmosféře. Ale vzhledem k tomu, že současná atmosféra má méně než setinu baru, nestačí to k vysvětlení rozdílu mezi minulostí a současností.

Pak by se pod povrchem mohly skrývat karbonáty. Všech 13 marťanských meteoritů nalezených na Zemi obsahuje slabé stopy uhličitanů a nejstarší z nich, ALH 84001, má žilky uhličitanů, které jím procházejí. Lze si představit, že by se v marťanském podzemí mohlo ztratit značné množství CO2. Opět se však nezdá pravděpodobné, že by bylo možné zbavit se několika barů atmosféry, aniž by na povrchu zůstaly patrné karbonátové sedimenty.

Takže možná atmosféra opustila planetu úplně. Existují dva způsoby, jak k tomu mohlo dojít: velmi velké dopady a velmi malé dopady. Asteroidy a komety, které narazí do povrchu planety, mohou vymrštit kusy atmosféry tak velkou rychlostí, že se nadobro vymaní z gravitace planety. Na samém počátku sluneční soustavy, kdy se planety teprve skládaly, zůstalo po nich spousta trosek. Během tohoto období, známého jako pozdní těžké bombardování, na Mars dopadly desítky velkých úlomků a stovky menších, které mohly znamenat odchod části atmosféry.

Po dopadech asteroidů, které erodovaly ranou marťanskou atmosféru zdola nahoru, ji mohl okusovat jemnější proces shora dolů. Horní vrstvy atmosféry planety jsou neustále bičovány slunečním větrem. Sám o sobě je tento vítr poměrně neškodný, protože je řídký a skládá se z velmi lehkých částic, ale nese také magnetické pole. To může zachytávat ionty z horních vrstev atmosféry, urychlovat je a pak je vracet zpět do jejich souputníků. „Ionty mohou do horních vrstev atmosféry narážet rychlostí více než 400 kilometrů za sekundu,“ říká Bruce Jakosky z Coloradské univerzity v Boulderu. „Je to jako střílení do kulečníku. Při přestávkovém výstřelu srazíte všechno k zemi. Můžete vyřadit věci z atmosféry úplně.“ Předpokládá se, že tento proces, nazývaný rozprašování, eroduje atmosféru Marsu i dnes, i když nikdo neví, jak rychle.

Jak do sebe tyto různé procesy zapadají? Největším faktorem byly pravděpodobně nárazy. Podle Kevina Zahnleho z Amesova výzkumného střediska NASA v Kalifornii důkazy naznačují, že zbavily Mars obrovského množství původní atmosféry – ve skutečnosti více než 99 %. Tento údaj podle něj vyplývá ze sledování poměrů různých izotopů xenonu v atmosféře.

Směs izotopů xenonu v dnešní marťanské atmosféře obsahuje mnohem vyšší podíl xenonu-129, než je tomu v zemské atmosféře nebo ve Slunci. Xenon-129 vzniká rozpadem jódu-129. Aby byl xenon-129 tak převažující, musela být původní atmosféra – v níž byla směs izotopů xenonu pravděpodobně podobná jako ve zbytku Sluneční soustavy – z planety víceméně odstraněna dříve, než se většina radioaktivního jódu uvnitř planety rozpadla. Vzhledem k tomu, že v okolí nebyl téměř žádný jiný xenon, nově uvolněný plyn by rychle začal převládat v rozložení izotopů, jako je tomu dnes.

Ačkoli Zahnleho výpočty naznačují, že impaktní eroze byla pohromou biblických rozměrů, nepodařilo se jí zničit celou atmosféru. Je těžké říci, jak hustá byla tato zbytková atmosféra, ale mohla být o dost hustší než dnes.

Zahnle se domnívá, že část atmosféry mohla bombardování přečkat uvězněná v kůře a vynořit se, až když to bylo bezpečné. V příspěvku předneseném letos v létě na Páté mezinárodní konferenci o Marsu v kalifornské Pasadeně – prvním opravdu velkém setkání, které bylo nasyceno novými opojnými poznatky sondy Mars Global Surveyor – popsali Kattathu Mathew a Kurt Marti z Kalifornské univerzity v San Diegu novou analýzu plynů uvězněných v meteoritu ALH 84001.

Tyto prastaré marťanské plyny zřejmě odpovídají době, kdy se hornina poprvé zformovala. Nesou poměr xenonu zcela shodný s tím, který vidíme dnes, a tak pravděpodobně pocházejí z doby po prvním velkém odštěpení. Izotopy dusíku v meteoritu je však odlišují od současné marťanské atmosféry. Dnešní atmosféra je vysoce obohacena těžkým izotopem dusíku. Mathewovy vzorky ALH 84001 však takové obohacení nevykazují.

Jak už to tak bývá, rozprašování je obzvláště dobré při odstraňování lehkého dusíku. Ve vyšších vrstvách atmosféry je velmi malá turbulence, a tak dochází k jemnému izotopickému vrstvení, kdy lehčí izotopy jednotlivých plynů stoupají nahoru. Protože rozprašování působí shora dolů, je pravděpodobnější, že vyřadí lehčí izotopy než ty těžší. Vzorek v ALH 84001 tedy vypadá, jako by pocházel z doby, kdy rozprašování ještě nezačalo – z doby, kdy horní vrstvy atmosféry Marsu byly chráněny před útoky slunečního větru. A zde přichází na řadu další zajímavý objev ze sondy Mars Global Surveyor.

Když sonda využívala horní vrstvy atmosféry Marsu ke změně své dráhy, prolétla poměrně nízko nad jižní vysočinou planety – dostatečně nízko, aby její magnetometr zachytil nečekané signály z kůry. Od té doby se ukázalo, že ačkoli dnes Mars nemá globální magnetické pole, v mládí měl velmi silné, jehož stopy se otiskly do jeho kůry. Mars byl opět příliš malý na to, aby takové úsilí dlouho vydržel. Vnitřní energie, která poháněla jeho magnetické dynamo, se musela poměrně rychle vyčerpat, protože podpis magnetického pole byl patrný pouze v nejstarší kůře.

Dokud magnetické pole existovalo, chránilo planetu před drancováním slunečním větrem. Atmosféra po bombardování tedy mohla zůstat přiměřeně hustá – nebo alespoň hustší než dnes – tak dlouho, dokud se magnetické pole udrželo.

Ale bylo jí dost na to, aby se vysvětlila voda? Těžko říci. Nikdo neví, jak rychle dnes rozprašování probíhá a jak silný byl sluneční vítr v rané Sluneční soustavě. Zatímco většina odhadů uvádí ztrátu rozprašováním na úrovni přibližně desetiny baru za dobu existence planety, Jakosky – který některé z těchto předpovědí provedl – si myslí, že by to mohlo být klidně desetkrát více.

To by ale stále nedosahovalo tlaku mezi 5 a 10 bary, o kterém se vědci původně domnívali, že je potřebný k vysvětlení trvalého, relativně vlhkého období na počátku existence planety. Možná však požadavky planety přecenili. Modely, které k vysvětlení přítomnosti kapalné vody požadovaly mnoho barů CO2, nebraly v úvahu vznik mraků. Ukazuje se, že mraky pevného CO2 mohly v zásadě Mars docela slušně zahřívat i při atmosférickém tlaku pouhého půl baru.

V listopadu 1997 Francois Forget z Univerzity Pierra a Marie Curie v Paříži a Raymond Pierrehumbert z Chicagské univerzity vypočítali, že velké krystaly suchého ledu v takové atmosféře by mohly velmi dobře rozptylovat tepelné záření zpět k zemi a zároveň propouštět přicházející viditelné a ultrafialové světlo (Science, sv. 273, str. 1273). Řídká, ale oblačná atmosféra mohla zahřívat Mars v nejranějších fázích jeho historie a poté byla rozptýlena, když chladnoucí jádro vypnulo magnetické pole. Jak atmosféra řídla, půda by byla schopna absorbovat většinu relativně malého množství CO2 a produkce uhličitanů by mohla být minimální.

Problém je v tom, že to, že chladnoucí mraky lze nalézt v modelu, neznamená, že tam někdy byly ve skutečnosti. A Kasting poukazuje na to, že zatímco některé druhy mraků mohly povrch zahřívat, jiné ho mohly ochlazovat – stejně jako různé druhy mraků různým způsobem ovlivňují teplotu na Zemi.

Pak je tu možnost, že ve skutečnosti nikdy nebylo tak teplo. Voda dokáže být tekutá i na docela chladných místech, přinejmenším letmo, a někteří se domnívají, že velké množství vodoznaků na povrchu Marsu mohlo vzniknout během několika krátkých mokrých katastrof. Jak říká Zahnle: „Viděl jsem důkazy kapalných silikátových láv na povrchu Země: musím z toho vyvozovat, že globální teplota byla 1500 K? Jediné, co mohu spravedlivě vyvodit, je to, že tam kapalina byla a že byla horká.“ Říční údolí mohla vzniknout působením podzemních vod ohřátých místním vulkanismem nebo impakty. Nebo mohla vzniknout pod přechodnými ledovými příkrovy, které později sublimovaly.

Možná, že teplo přicházelo ve velmi krátkých výkyvech. To by vysvětlovalo, proč je navzdory přítomnosti údolí v mnoha starých kráterech málo důkazů o trvalé erozi a některé z nich si zachovávají téměř měsíční ostrost.

Victor Baker z univerzity v Tucsonu v Arizoně se domnívá, že Mars byl někdy skutečně velmi vlhký díky plynům z nitra planety, které vytlačovaly teplou vodu z hlubin kůry na povrch. Tyto záplavy však mohly trvat jen asi deset tisíc let. I tucet takových vlhkých období by představoval jen nepatrný zlomek marťanské historie a jižní vysočiny by zůstaly nedotčeny erozí.

Nemělo by nás vlastně překvapit, že pomocí několika vesmírných misí nelze pochopit smysl celé planety. Ale složitost a zdánlivé rozpory minulosti Marsu si tuto lekci vynucují. Historie Marsu je možná složitější, než připouštěl model „tehdy teplé a mokré, nyní studené a suché“. První miliarda let Marsu mohla nastražit nejrůznější zapeklité hádanky a k jejich vyřešení budou vědci navrhovat teorie, které se podobně jako Jakoského myšlenky táhnou od roztaveného srdce planety až na samý okraj vesmíru. Řídká marťanská atmosféra je možná špatnou planetární přikrývkou, ale jako odrazový můstek pro spekulace nemá konkurenci.n

Oliver Morton je vědecký spisovatel žijící v Londýně

New Scientist číslo: 20. listopadu 99

.