Kapitoly
Úvodní informace
Byl vždy Mars chladný svět?
Prachové bouře


Byl vždy Mars chladný svět?


Byl vždy Mars mrtvý, chladný svět? Existuje mnoho důkazů, nejpředněji vyschlá říční koryta, že dříve bylo martské klima mnohem přívětivější! Musela zde být daleko silnější atmosféra se skleníkovým efektem, zajišťující dostatečně vysoký tlak, teplotu a tím existenci vody v tekutém stavu. Kam tato atmosféra zmizela?

Počáteční vývoj Marsu a Země (terestrických planet) byl velmi podobný. Po zrodu Sluneční soustavy pokrýval planety oceán žhavé lávy, přičemž nejtěžší prvky klesly ke středu tělesa a vytvořily jádra planet.

Během silné vulkanické aktivity, podporované teplem při dopadu planetismál v době před 4,6÷3,8 mld. let, unikala z jícnů sopek spousta plynů, včetně vodních par. Před 3,8 mld. let četné dopady ustaly. Tím povrch o něco zchladnul, mračna vodních par zkondenzovala v podobě dešťů a vytvořila mělký oceán. Další vodu dodávaly na povrch planet komety, které jsou téměř celé z ledu.

Odplyněním vnitřku tělesa si planety vytvořily dostatečně silné atmosféry, složené zejména z oxidu uhličitého (CO2) a vodních par, dále pak metanu, amoniaku a oxidu siřičitého. Tyto plyny vytvářejí tzv. skleníkový efekt, díky němuž byly planety dostatečně zahřívány. Dále však jejich vývoj pokračoval odlišně.

Skleníkový efekt

Viditelné sluneční záření prochází atmosférou a zahřívá půdu, která pak září v infračerveném pásmu (to vnímáme jako teplo). Toto záření je však v atmosféře pohlcováno tzv. skleníkovými plyny, čímž se atmosféra zahřívá. Tím samotná atmosféra vyzařuje a teplota povrchu se zvyšuje nad hodnotu, kterou by měl, pokud by byl zahříván pouze přímým zářením od Slunce.

Nejrozšířenějším skleníkovým plynem je (1) oxid uhličitý, jenž naše průmyslová civilizace hojně dodává do ovzduší, avšak mnohem účinnějším je (2) vodní pára.

Dřívější Mars, obalený dostatečně hustou atmosférou z oxidu uhličitého, poskytoval velmi dobré prostředí pro tekoucí vodu a na jeho povrchu se objevila jezera a moře (více viz. Řeky na Marsu). Na planetě fungoval skleníkový efekt, který zabraňoval vyzařování tepla mimo atmosféru.

Dnes se atmosféra Marsu stále skládá především z oxidu uhličitého, ale je ho příliš málo na vytvoření znatelného ohřátí planety. V současnosti zvyšuje skleníkový efekt teplotu na Venuši o 500 °C (tlak 9 MPa → peklo), na Zemi o 35 °C (tlak 0,1 MPa → živý svět) a na Marsu teplota narůstá pouze o 7 °C (tlak 0,0006 MPa → zmrzlá poušť).

Jak tedy Mars ztratil svoji atmosféru?

Ztráta magnetického pole

Hlavní role magnetického pole spočívá v odklánění částic s elektrickým nábojem letících vesmírem, které by jinak narážely do atmosféry (sluneční vítr). Tím, že planeta ztratila magnetického pole, začala ztrácet také svoji hustou atmosféru. To se stalo na Marsu a podobný osud jednou čeká i větší Zemi.

Sluneční vítr je proud velmi lehkých, nabitých částeček vyletujících ze slunce rychlostí 400÷800 km/s, nesoucích magnetické pole. V blízkosti Marsu jsou zastaveny na vrcholu atmosféry ve výšce asi 200 km. Magnetické pole částeček solárního větru zde zachytí ionty z horních vrstev atmosféry, urychlí je a doslova odpálí pryč do vesmíru (viz. také Geologie/Magnetické pole).

Sonda Mars Global Surveyor vyšetřovala magnetické pole Marsu a jeho interakci se slunečním větrem, detailně je tuto oblast připravena studovat japonská sonda Nozomi.

Zmírnění sopečné aktivity

Skleníkový plyn oxid uhličitý, zahřívající povrch planet, se z atmosféry spolu s deštěm dostával na povrch do zdejších oceánů a moří. Zde se rozpouštěl, reagoval s horninami a tvořil uhličitany (vápenec, kalcit), které se ukládaly na dno moří a tisíce let se stlačovaly až vytvořily sedimentární usazeniny. Na Zemi jej využívali živočichové ke stavbě svých vápenatých schránek.

Zpět do atmosféry se dostával z vybuchujících sopek. Vulkanická aktivita na Marsu však dosáhla vrcholu před 3÷3,5 mld. let. Poté se CO2 přestal vracet zpět do atmosféry a mizel z ní, čímž atmosféra chladla a ubývalo z ní i vodních par (další zmenšení skleníkového efektu a další ochlazení), tak dlouho, dokud byla na povrchu přítomna voda.

Uhlík by se dnes měl nacházet v sedimentárních horninách na povrchu, ale prozatím ho bylo objeveno jen velmi malé množství, které zdaleka nepostačuje na vysvětlení podmínek s atmosférou podporující tekoucí vodu. Proto po něm bude blíže pátrat přístroj sondy Mars Odyssey Thermal Emission Imaging System (THEMIS).

Země nezmrzla díky pokračující, i když někdy velice nepříjemné, vulkanické aktivitě a „recyklování“ oxidu uhličitého zpět do atmosféry. V dobách, kdy docházelo k poklesu množství CO2 v ovzduší, se naše planeta nořila do ledových dob. Oxid uhličitý zde pravděpodobně z atmosféry odčerpávalo rozvíjející se rostlinstvo.

Únik částic z atmosféry

Vzhledem k tomu, že má Mars zhruba třetinovou gravitaci vůči Zemi, unikají z horních vrstev jeho atmosféry částice plynů mnohem rychleji než je tomu u hmotnější Země.

Srážka planety s kosmickým tělesem

Náraz komety či asteroidu mohl způsobit ztrátu velké části atmosféry do vesmíru. Pravděpodobně se nejednalo o jediný velký dopad, ale sumu „menších“.