Kam je odtekla Marsova voda

Znano je, da je na Marsu atmosfera izjemno redka in sestavljena večinoma iz ogljikovega dioksida. Tlak na površju znaša toliko kot 30 kilometrov nad Zemljo. Kako pa je z vodo in zakaj je je na Marsu tako malo?

Vodo najdemo na površju rdečega planeta predvsem na severnem polu, ki ga prekriva več kilometrov debel ledeni pokrov, v hladnejšem letnem času pa tudi drugje v obliki skorje ledu ali kot ledene drobce v atmosferi. Nove raziskave delno odgovarjajo na vprašanje, zakaj na Marsu skoraj ni vode.

Naš sosed ni od nekdaj tako suh, pred štirimi milijardami let so po njegovem površju tekle reke in ustvarjale jezera. Eno od teh je napolnjevalo krater Jezero, kjer sledi nekdanjega življenja zdaj išče rover Perseverance. V tistih časih so bile razmere na Marsu bistveno drugačne in so omogočale obstoj tekoče vode, verjetno so bile precej bolj podobne zemeljskim in razmeram, kakršne so bile v določenem obdobju na Veneri. A Zemlja in Venera sta zadržali svoj plinasti ovoj, Mars pa ga je verjetno predvsem zaradi manjše velikosti in šibkejše težnosti postopoma izgubil.
 

Več oblik vode

In prav puščanje molekul plina v vesolje bi lahko pojasnilo izjemno suho in tanko atmosfero na Marsu. Izgube se dogajajo približno 200 kilometrov visoko, kjer molekule že razpadejo v atome in kjer tisti najlažji, kakršen je vodik, ubežijo šibki težnosti. Mehanizem uhajanja molekul vode iz atmosfere bi lahko pojasnili najnovejši podatki orbiterja Evropske vesoljske agencije Trace Gas oziroma Sledilnik plinov.

Poznamo namreč več »oblik« vode, ki se razlikujejo po izotopskih razmerjih. Na Zemlji je izotopsko razmerje vodika in devterija povsod približno 1 proti 6500, kar pomeni, da je med 6500 molekulami vode ena molekula poltežke vode HDO, ki ima namesto enega vodika devterij. Voda na Marsu pa ima specifično kemično sestavo, saj vsebuje šestkrat več devterija kot zemeljska. Znanstveniki to pojasnjujejo z uhajanjem atomov vodika v vesoljski prostor. Iz preproste ekstrapolacije sledi, da je bilo nekoč na Marsu šestkrat več vode, kot je je danes, to pa potrjuje hipoteze, da je bil ta planet pred milijardami let veliko bolj vlažen in s tem primeren za razvoj življenja.

Meritve Esinega orbiterja pojas­nijo, kako voda in poltežka voda prehajata iz spodnjih v zgornje plasti ozračja in tam razpadeta na posamezne atome, ki lahko ubežijo v vesolje. Raziskovalci so ugotovili, da ima tu glavno vlogo proces fotolize, pri katerem voda pod vplivom ultravijolične svetlobe razpade na posamezne atome vodika in devterija, ti pa se nato izmuznejo Marsovi gravitaciji.
 

Skupna zgodba dveh satelitov

Nova spoznanja o procesu razpadanja molekul vode in uhajanja atomov v vsemirje bodo pomagala razkriti usodo tekoče vode na Marsu. Orbiter Trace Gas lahko izmeri skupne koncentracije molekul H2O in HDO, Nasin satelit Maven pa hkrati opazuje in analizira razporejanje vodika in devterija v zgornjih plasteh atmosfere. Skupni podatki obeh odprav bodo znanstvenikom omogočili sestaviti popolno sliko o poti vode na Marsu od površja in spodnjih plasti ozračja do zgornjih plasti, kjer atomi zapuščajo svoj planet. Razumevanje tega mehanizma pa ne bo samo razjasnilo, kam je izginila voda z Marsa, pač pa bodo znanstveniki lahko oblikovali tudi scenarije o prihodnjem podnebju na sosednjem planetu.

———
Franck Montmessin je vodja Raz­iskovalnih laboratorijev za fizikalne in kemijske procese v atmosferi Univerze v Versaillesu, Univerze Paris-Saclay in Univerze Sorbona.