Jak atmosfery idą, to w większości zniknął. Co prawda, jeśli wbijesz się w marsjańską atmosferę z prędkością meteorytu, jak zrobił to we wrześniu błędny Mars Climate Observer, wciąż jest tam wystarczająco dużo, by rozerwać cię na strzępy. Ale w większości innych okoliczności, jest to kiepska wymówka dla atmosfery. Na powierzchni planety ciśnienie wynosi zaledwie 1 procent tego, co na Ziemi.

Dlaczego Mars powinien mieć tak mało atmosfery, skoro Wenus i Ziemia mają jej tak dużo? Choć może po prostu tak się urodził, istnieje wiele wskazówek, że atmosfera była kiedyś znacznie gęstsza – na przykład dowody obecności wody. Dziś powierzchnia Marsa jest zimna i niezwykle sucha. Ale powierzchnia nosi wyraźne ślady, że ciekła woda płynęła kiedyś kanałami powodziowymi i dolinami, pozostawiła linie brzegowe w kraterach, a nawet mogła uformować oceany w Wielkim Basenie Północnym. Trudno jest być mokrym przy średniej temperaturze około -53 ¡C, więc ciekła woda oznacza ciepło. A ciepło oznacza grubą izolującą atmosferę, pełną ocieplających gazów cieplarnianych, takich jak dwutlenek węgla.

Jeśli marsjańska atmosfera była kiedyś znacznie grubsza, gdzie podział się cały ten gaz? Pomimo sumiennych poszukiwań, nikt nie wie. Ale w ciągu ostatniego roku, Mars Global Surveyor NASA – który sam użył atmosfery do hamowania i zmiany orbity – zbierał informacje, które mogą odpowiedzieć na to pytanie. I jego odkrycia nie są wcale tym, czego spodziewali się jego projektanci.

W latach 80. naukowcy opracowali teorię, dlaczego Mars był kiedyś ciepły i wilgotny. Najpierw obliczyli ile CO2 potrzeba by stopić marsjański lód i pozwolić wodzie płynąć, i doszli do liczby pomiędzy 5 a 10 barów (jeden bar to ciśnienie około jednej ziemskiej atmosfery). To dość dużo jak na planetę z zaledwie kilkoma milibarami pozostawionymi dzisiaj, więc musieli wyjaśnić, gdzie CO2 mogło zniknąć od tego czasu. Zgodnie z ich obrazem, atmosfera zasiała nasiona własnego zniszczenia.

Gdy ciekła woda jest w pobliżu, atmosfera CO2 staje się niestabilna – gaz rozpuszcza się, chemicznie zużywa skały krzemianowe na powierzchni planety i ostatecznie zostaje zamknięty w postaci węglanów. Dowód znajduje się pod waszymi stopami. Był czas, kiedy CO2 dominował w atmosferze Ziemi, która była prawdopodobnie o wiele gęstsza niż obecnie. Obecnie, pomimo usilnych prób naprawienia tej sytuacji przez ludzkość, CO2 skurczył się do śladu swojej dawnej chwały, stanowiąc mniej niż jedną tysięczną powietrza, którym oddychamy.

Powodem jest to, że przez miliardy lat, chemiczne wietrzenie przechowywało dużą ilość CO2 jako węglany. Według Jima Kastinga z Pennsylvania State University w University Park, który był jednym z badaczy, którzy stworzyli teorię ciepłego, wilgotnego, wczesnego Marsa – i jednym z pierwszych, którzy wskazali niektóre z jej wad – gdybyś uwolnił cały CO2, który jest teraz zamknięty w osadach węglanowych Ziemi, otrzymałbyś około 60 atmosfer wartych tego materiału.

Jeśli wietrzenie chemiczne może zniszczyć szklarnie tak łatwo, dlaczego Ziemia nie zamarzła tak jak Mars? Odpowiedź, jak zdecydowali naukowcy, to recykling. Na Ziemi, część CO2 z węglanów jest odzyskiwana przez tektonikę płyt. Kiedy bogate w węglany osady rozpoczynają swoją podróż w dół do płaszcza w strefie subdukcji, gdzie jedna płyta wsuwa się pod drugą, są one ogrzewane i uwalniają CO2 z powrotem do atmosfery, gdzie mogą ogrzać planetę.

Na zimnym, małym Marsie, chociaż, recykling wydaje się nie być tak dobry. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars nie ma wystarczająco dużo wewnętrznego ciepła, by utrzymać pchanie brył skorupy wokół siebie, lub by zmartwychwstać z wielkimi wybuchami, jak to mogła zrobić Wenus. Nie ma zbyt wielu dowodów na to, że wewnętrzne ognie Marsa kiedykolwiek napędzały system tektoniki płyt, i chociaż planeta mogła mieć inne sposoby na wykorzystanie wewnętrznego ciepła do recyklingu węglanów, to skończyłyby się one dość wcześnie, gdy wnętrze planety się ochłodziło. Recykling CO2 zacząłby się opóźniać w stosunku do produkcji nowych węglanów, a atmosfera zaczęłaby się kurczyć na poważnie.

Do tej pory tak dobrze. Teraz wszystko, co badacze musieli zrobić, to znaleźć węglany na powierzchni planety, aby potwierdzić swoją historię. Najlepszą technologią do wykonania tego zadania z kosmosu jest spektroskopia w podczerwieni, która wyłapuje cechy widma podczerwieni unikalne dla konkretnych minerałów. W tym roku spektrometr Mars Global Surveyor, Thermal Emission Spectrometer (TES), zakończył swoje pierwsze dokładne badania planety, obejmujące prawie trzy czwarte jej powierzchni. Według naukowca odpowiedzialnego za instrument, Phila Christensena z Arizona State University w Tempe, odkrył on, że węglany stanowią mniej niż 15 procent powierzchni. Prawdopodobnie o wiele mniej. „Staramy się być ostrożni z tymi 10 czy 15 procentami – w zasadzie nie ma tam żadnej dostrzegalnej sygnatury węglanowej”, mówi Christensen. „Myślę, że najgłębszym odkryciem, jakiego dokona TES i najciekawszym artykułem, jaki napiszemy, będzie to, że na Marsie nie ma węglanów, przynajmniej na powierzchni”.

Jeśli podejrzenia Christensena są słuszne, to badacze Marsa stają przed kilkoma intrygującymi wyborami. Muszą albo znaleźć inny sposób na pozbycie się atmosfery, albo poradzić sobie z mniejszą ilością atmosfery na pierwszym miejscu – lub ewentualnie zrobić trochę z obu tych rzeczy.

Zajmij najpierw inne kryjówki. Prawdopodobnie jest tam trochę CO2 zamrożonego w glebie planety, lub ukrytego w pokładach suchego lodu pod wodno-lodowymi zewnętrznymi warstwami czap polarnych (choć inne obserwacje z Mars Global Surveyor poddają w wątpliwość tę drugą możliwość). Zbiorniki takie jak te mogłyby odpowiadać za dziesięć razy więcej CO2 niż obecnie znajduje się w atmosferze. Ale ponieważ obecna atmosfera jest mniejsza niż jedna setna bara, to nie wystarczy, aby wyjaśnić różnicę między przeszłością a teraźniejszością.

Wtedy mogą być węglany ukryte pod powierzchnią. 13 marsjańskich meteorytów znalezionych na Ziemi zawiera nikłe ślady węglanów, a najstarszy z nich, ALH 84001, ma żyły węglanów biegnące przez niego. Można sobie wyobrazić, że w marsjańskim podziemiu można stracić całkiem sporo CO2. Ponownie jednak, nie wydaje się prawdopodobne, by można było pozbyć się kilku prętów atmosfery bez pozostawienia na powierzchni jakichkolwiek dostrzegalnych osadów węglanowych.

Więc może atmosfera opuściła planetę całkowicie. Istnieją dwa sposoby to mogło się stać: bardzo duże wpływy i bardzo małe wpływy. Asteroidy i komety uderzające w powierzchnię planety mogą wyrzucać połacie atmosfery z tak dużymi prędkościami, że wymykają się one grawitacji planety na dobre. W bardzo wczesnym okresie istnienia Układu Słonecznego, kiedy planety dopiero się składały, pozostało po nich mnóstwo gruzu. Podczas tego okresu, znanego jako późne ciężkie bombardowanie, Mars został uderzony przez dziesiątki dużych odłamków i setki mniejszych, z których wszystkie mogły oznaczać odejście części atmosfery.

Po uderzeniach asteroid erodowały wczesną marsjańską atmosferę od dołu do góry, subtelniejszy proces mógł ją skubać od góry w dół. Górna atmosfera planety jest stale uderzana przez wiatr słoneczny. Wiatr ten sam w sobie jest dość nieszkodliwy, ponieważ jest cienki i składa się z bardzo lekkich cząstek, ale niesie również pole magnetyczne. Może ono wyłapywać jony z górnej atmosfery, przyspieszać je, a następnie uderzać nimi z powrotem w ich pobratymców. „Jony mogą wpadać do górnej atmosfery z prędkością ponad 400 kilometrów na sekundę” – mówi Bruce Jakosky z Uniwersytetu Kolorado w Boulder. „To jak gra w bilard. Przy pierwszym strzale wszystko się wali. Możesz całkowicie wybić rzeczy z atmosfery”. Ten proces, zwany sputteringiem, jest nadal uważany za erozję atmosfery Marsa dzisiaj, choć nikt nie wie jak szybko.

Jak te różne procesy pasują do siebie? Największym czynnikiem były prawdopodobnie uderzenia. Według Kevina Zahnle z NASA’s Ames Research Center w Kalifornii, dowody sugerują, że zdarły one ogromną ilość oryginalnej atmosfery – w rzeczywistości ponad 99 procent. Ta liczba, mówi, pochodzi z patrząc na proporcje różnych izotopów ksenonu w atmosferze.

Mieszanka izotopów ksenonu w marsjańskiej atmosferze zawiera dziś o wiele wyższy procent ksenonu-129 niż ten, który znajduje się w atmosferze Ziemi lub Słońca. Ksenon-129 powstaje w wyniku rozpadu jodu-129. Aby ksenon-129 był tak dominujący, pierwotna atmosfera – w której mieszanka izotopów ksenonu była przypuszczalnie podobna do tej w pozostałej części Układu Słonecznego – musiała zostać w mniejszym lub większym stopniu usunięta z planety zanim większość radioaktywnego jodu wewnątrz planety uległa rozpadowi. Z prawie żadnym innym ksenonem w pobliżu, nowo uwolniony gaz szybko zdominowałby rozkład izotopowy, tak jak ma to miejsce dzisiaj.

Ale chociaż obliczenia Zahnle’a sugerują, że erozja uderzeniowa była plagą o biblijnych rozmiarach, nie udało jej się wypłukać całej atmosfery. Trudno powiedzieć, jak gruba była ta resztkowa atmosfera, ale mogła być sporo grubsza niż jest dzisiaj.

Zahnle uważa, że część atmosfery mogła przesiedzieć bombardowanie uwięziona w skorupie, wyłaniając się tylko wtedy, gdy było to bezpieczne. W artykule przedstawionym na Piątej Międzynarodowej Konferencji Marsjańskiej w Pasadenie, Kalifornia, tego lata – pierwszym naprawdę dużym spotkaniu, które zostało nasycone nowymi odkryciami Mars Global Surveyor – Kattathu Mathew i Kurt Marti z Uniwersytetu Kalifornijskiego w San Diego, opisali nową analizę gazów uwięzionych w meteorycie ALH 84001.

Te starożytne gazy marsjańskie najwyraźniej odpowiadają czasowi, kiedy skała uformowała się po raz pierwszy. Posiadają one stosunek ksenonu całkiem podobny do tego, który widzimy dzisiaj, a więc przypuszczalnie pochodzą z okresu po pierwszym wielkim wypaleniu. Ale izotopy azotu w meteorycie odróżniają go od współczesnej atmosfery marsjańskiej. Dzisiejsza atmosfera jest bardzo wzbogacona w ciężki izotop azotu. Ale próbki Mathew z ALH 84001 nie wykazują takiego wzbogacenia.

Tak się składa, że rozpylanie jonowe jest szczególnie dobre w usuwaniu lekkiego azotu. W górnych partiach atmosfery jest bardzo mało turbulencji, a więc delikatne izotopowe warstwowanie ma miejsce, z lżejszymi izotopami każdego gazu wznoszącego się do góry. Ponieważ rozpylanie działa od góry w dół, jest bardziej prawdopodobne, że wybije lżejsze izotopy niż te cięższe. Tak więc próbka w ALH 84001 wygląda jakby pochodziła z czasów, gdy rozpylanie jeszcze się nie zaczęło – z czasów, gdy górna atmosfera Marsa była chroniona przed deprawacją wiatru słonecznego. I tu właśnie pojawia się kolejne intrygujące odkrycie z Mars Global Surveyor.

Kiedy sonda kosmiczna wykorzystywała górną atmosferę Marsa do zmiany swojej orbity, przeleciała dość nisko nad południowymi wyżynami planety – na tyle nisko, że jej magnetometr odebrał nieoczekiwane sygnały ze skorupy. Od tego czasu stało się jasne, że chociaż Mars nie ma dziś globalnego pola magnetycznego, w młodości miał bardzo silne, którego ślady odcisnęły się na jego skorupie. Ponownie, Mars był zbyt mały, by utrzymać takie wysiłki przez długi czas. Wewnętrzna energia, która napędzała jego magnetyczne dynamo musiała się dość szybko wyczerpać, ponieważ tylko w najstarszej skorupie widać sygnaturę pola magnetycznego.

Tak długo jak pole magnetyczne było w pobliżu, osłaniało planetę przed deprawacją wiatru słonecznego. So the post-bombardment atmosfera might have been able to stay reasonably thick-or at least thicker than it is today-for as long as the magnetic field held up.

But was there enough to explain the water? Trudno powiedzieć. Nikt nie wie, jak szybko rozpylanie dzieje się dzisiaj, lub jak silny wiatr słoneczny był we wczesnym Układzie Słonecznym. While most estimates have put sputtering loss at a tenth of a bar or so over the planet’s lifetime, Jakosky-who made some of those predictions-thinks it could conceivably have been ten times more.

That still would not add up to the pressure of between 5 and 10 bars that researchers originally thought they needed to explain a sustained, relatively wet period early on. Ale być może przeszacowali wymagania planety. Modele, które wymagały wielu barów CO2, aby wyjaśnić obecność ciekłej wody, nie brały pod uwagę tworzenia się chmur. Okazuje się, że w zasadzie chmury stałego CO2 mogły całkiem nieźle ogrzać Marsa, nawet przy ciśnieniu atmosferycznym wynoszącym tylko pół bara.

W listopadzie 1997, Francois Forget z Uniwersytetu Pierre i Marie Curie w Paryżu i Raymond Pierrehumbert z Uniwersytetu w Chicago obliczyli, że duże kryształy suchego lodu w takiej atmosferze mogłyby być bardzo dobre w rozpraszaniu promieniowania cieplnego z powrotem w kierunku ziemi, jednocześnie przepuszczając przychodzące światło widzialne i ultrafioletowe (Science, vol 273, p 1273). Cienka, ale mętna atmosfera mogła ogrzać Marsa w najwcześniejszych fazach jego historii, a następnie została wypylona, gdy stygnące jądro wyłączyło pole magnetyczne. Gdy atmosfera się rozrzedziła, gleba byłaby w stanie wchłonąć większość stosunkowo niewielkiej ilości CO2, a produkcja węglanów mogłaby być minimalna.

Problem polega na tym, że tylko dlatego, że chłodzące chmury można znaleźć w modelu, nie oznacza to, że kiedykolwiek były tam w prawdziwym życiu. Kasting zauważa, że podczas gdy niektóre rodzaje chmur mogły ogrzać powierzchnię, inne mogły ją ochłodzić – tak jak różne chmury wpływają na temperaturę w różny sposób na Ziemi.

Jest też możliwość, że tak naprawdę nigdy nie było tam tak ciepło. Woda może być w stanie ciekłym w bardzo zimnych miejscach, przynajmniej przelotnie, a niektórzy uważają, że wiele znaków wodnych na powierzchni Marsa mogło powstać w kilku krótkich, mokrych katastrofach. Jak ujął to Zahnle, „Widziałem dowody na istnienie płynnych law krzemianowych na powierzchni Ziemi: czy muszę wnioskować, że globalna temperatura wynosiła 1500 K? Wszystko, co mogę sprawiedliwie stwierdzić, to że ciecz była tam, i że ciecz była gorąca.” Doliny rzeczne mogły powstać w wyniku działania wód gruntowych podgrzanych przez lokalny wulkanizm lub uderzenia. Mogły też powstać pod przejściowymi pokrywami lodowymi, które później uległy sublimacji.

Może ciepło przyszło w bardzo krótkich zrywach. To by wyjaśniało dlaczego, pomimo obecności dolin, jest mało dowodów na trwałą erozję w wielu starych kraterach, a niektóre z nich zachowują niemal księżycową ostrość.

Victor Baker z Uniwersytetu Tucson w Arizonie uważa, że Mars był czasami bardzo wilgotny dzięki gazom z wnętrza planety, które wymuszały wypływ ciepłej wody z głębi skorupy na powierzchnię. Ale te powodzie trwałyby tylko dziesięć tysięcy lat lub tak. Nawet kilkanaście takich mokrych okresów złożyłoby się na niewielki ułamek marsjańskiej historii i pozostawiło południowe wyżyny nietknięte przez erozję.

To naprawdę nie powinno być niespodzianką, że nie można nadać sensu całej planecie z kilkoma misjami kosmicznymi. Ale złożoność i pozorne sprzeczności przeszłości Marsa zmuszają do odrobienia tej lekcji. Historia Marsa może być bardziej złożona niż pozwalał na to model „ciepły i mokry – wtedy, zimny i suchy – teraz”. Pierwszy miliard lat istnienia Marsa może być źródłem wszelkiego rodzaju zagadek, a aby je rozwiązać, badacze zaproponują teorie, które rozciągają się, podobnie jak pomysły Jakosky’ego, od stopionego serca planety do samej krawędzi kosmosu. Cienka marsjańska atmosfera może stanowić kiepski koc planetarny, ale jako trampolina do spekulacji nie ma sobie równych.n

Oliver Morton jest pisarzem naukowym mieszkającym w Londynie

New Scientist wydanie: 20 listopada 99

.