Термодинамичният парадокс на ранната марсианска атмосфера
Планетарната геология от десетилетия се сблъсква с фундаментален проблем, който рядко излиза извън специализираните симпозиуми: как Червената планета е поддържала течна вода, след като преди четири милиарда години Слънцето е светило с около тридесет процента по-нисък интензитет от днешния. Този феномен, известен в астрофизиката като парадокс на слабото младо Слънце, превръща всеки модел на „топъл и влажен Марс“ в изключително трудна за сглобяване пъзелова конструкция.
Доскоро масовият научен консенсус се опитваше да елегантно да заобиколи проблема, приемайки, че марсианските каньони и пресъхнали речни корита са резултат от епизодични, катастрофални събития – сблъсъци с астероиди или временно размразяване на ледени покривки от вулканизъм в региони като Tharsis. Проучването, предвождано от Аманда Стекел, обаче поставя изследователите пред суровата геоморфологична реалност. Морфометрията на речните долини, регистрирана от орбиталните апарати, показва разклонени мрежи от тип "дрениране чрез валежи", чиято разпределена плътност и ъгли на притоците физически не могат да бъдат генерирани от просто локално прегряване на лед. За да просечеш скална маса с подобен тонаж и твърдост, се изисква продължителен, системен хидрологичен цикъл, включващ изпарение, кондензация в атмосферата и последващи валежи.
Геохимия на утайките и архивът на орбиталния спектрометър
Аргументите за атмосфера, способна да произвежда дъжд и сняг през Ноахийския период (преди 4,1 до 3,7 милиарда години), не се изчерпват само с физическата ерозия. Минералогичните карти, получени чрез спектрометъра CRISM на борда на Mars Reconnaissance Orbiter, отдавна разкриват масивни слоеве от филосиликати (глинести минерали) и сулфати, разпределени неравномерно по цялата южна височинна земя. Тези минерални асоциации се образуват изключително при продължителен контакт на базалтовата скала с неутрална до леко кисела вода при сравнително високи температури.
Ако водата е била задържана само под формата на вечен мраз, химическото изветряне щеше да бъде минимално. Вместо това се наблюдават дълбоки профили на изветряне, сходни с тези в сухаридните, но сезоно-влажни зони на Земята.
И все пак, тук се появява сериозна пробойна в теорията, която изследователите тепърва трябва да запълнят с конкретни изчисления. За да има дъжд на Марс, атмосферното налягане трябва да е било поне една бар-атмосфера – сходна с днешната земна – и съставена от значителни количества парникови газове като въглероден диоксид, водород или метан. Проблемът е, че в геоложкия архив на Марс досега не са открити достатъчно дебели карбонатни скални пластове, които да съответстват на пълното „възстановяване“ на такава плътна CO2 атмосфера в повърхността. Къде е отишла тази атмосфера? Част от нея безспорно е била отнесена от слънчевия вятър поради липсата на диполно магнитно поле, но количествените съотношения все още не се връзват напълно.
