Nowe badania odkryły uwięzione gazy w starożytnych kamieniach meteorytowych Czerwonej Planety. Wskazują czas trwania i efektywność procesów ucieczki atmosferycznej, które tworzyły marsjański klimat.
Marsjańska warstwa atmosferyczna jest zbyt cienka, a wskaźnik temperatury jest niski, więc ciecz nie pozostaje na powierzchni. Jednak gdy Czerwona Planeta miała ciepło i wilgoć, dzięki czemu mogło powstać życie. Ale wciąż istnieją pytania dotyczące gwałtownej zmiany warunków klimatycznych.
Najnowsza analiza przeprowadzona przez Lawrence Livermore National Laboratory badała uwięzione gazy w starożytnych skałach meteorytowych Czerwonej Planety. Ich dane pozwalają spojrzeć świeżo na czas i efektywność procesów ucieczki atmosferycznej.
Skupiono się na ksenonie gazu atmosferycznego Marsa w kamieniach ALH 84001 i NWA 7034. Wszystko wskazuje, że na początku historii Czerwonej Planety istniała niezbędna ilość wodoru atmosferycznego do frakcjonowania ksenonu przez ucieczkę hydrodynamiczną. Jednak obliczenia pokazują, że proces ten osiągnął szczyt w ciągu kilkuset milionów lat formowania się planet, po czym skład izotopowy atmosfery nieznacznie się zmienił. Sytuacja ta znacznie różni się od tej na Ziemi, gdzie frakcjonowanie izotopowe ksenonu było procesem stopniowym, przeprowadzanym przez większą część istnienia planetarnego. Oznacza to, że dynamika atmosfer obu planet rozeszła się na pierwszym etapie rozwoju naszego systemu.
Odkrycia wskazują, że przepływ wodoru nie przekracza progu wymaganego do stałego frakcjonowania ksenonu. Być może na powierzchni Marsa kilka milionów lat po stworzeniu planet nie było obfitości płynnej wody. Jeśli tak, to Czerwona Planeta pozostała mroźna i sucha przez większość swojego istnienia.
