Může i dnes na Marsu téci voda? Podle všeho ano.

Minulý týden proběhla po všech astronomických serverech senzační zpráva, že sonda Mars Reconnaissance Orbiter našla na Marsu stopy nedávno tekoucí vody. Že na Marsu existuje H₂O, je známo už mnoho desetiletí. Nejprve byla H₂O objevena spektroskopicky. Do letů prvních meziplanetárních sond k Marsu přežívaly hypotézy z dnešního pohledu velmi optimistické z hlediska nejen možnosti života na Marsu, ale i na jeho formy a podobnost s životem pozemským. Například některé albedové útvary byly považovány za možné porosty vegetace. Kupodivu v polovině 20. století se ještě nepoužívalo slovo astrobiologie, i když to už byly jednoduché úvahy astrobiologické. Pojďme se na kapalnou vodu na Marsu podívat podrobněji.

Mars má jen asi 10× menší hmotnost než Země, a proto nepřekvapuje, že má řidší atmosféru. A protože je od Země téměř 2× tak daleko, nepřekvapí, že je studenější. Dodnes nedokážeme
uspokojivě zodpovědět otázku, proč má planeta Mars mnohem řidší atmosféru s povrchovým tlakem kolem 1 kPa, než mnohem menší Saturnův měsíc Titan s tlakem 150 kPa (1,5× víc než na Zemi). Patrně se na tom podílí větší vzdálenost Titanu od Slunce a částečná ochrana Titanu magnetickým polem Saturnu před slunečním větrem – Mars má jen velice slabé magnetické pole. Je třeba také vzít v úvahu dlouhou dobu od vzniku sluneční soustavy, po kterou na obě atmosféry působily nejrůznější vlivy (zejména vzpomínaný sluneční vítr). Klíč k odpovědi může být uložen i v odlišném chemickém složení: zatímco atmosféru Marsu tvoří téměř výhradně CO₂, atmosféra Titanu je převážně z dusíku, tedy stejného plynu, který je dominantní složkou také v atmosféře Země.

Nízká teplota na Marsu, od −150 °C v noci v zimě po nějakých +15 °C v létě v poledne na nejteplejším místě (některé údaje hovoří až o +30 °C) spolu s nízkým tlakem nejsou vhodným prostředím pro existenci vody v tekutém stavu. Mars je jedním z kosmických těles nejvíce zkoumaných pomocí meziplanetárních sond a jeden objev za druhým neustále potvrzují přítomnost vody na Marsu, a to v nejrůznější podobě. Na Marsu není jen podpovrchový ledový oceán objevený r. 2005, ale také voda chemicky vázaná v uhličitanech (karbonátech). K existenci kapaliny je nutný dostatečný tlak okolního vzduchu, jinak pára přejde z plynného skupenství rovnou do pevného. Tomuto procesu se říká desublimace (narozdíl od kondenzace při přechodu od plynu ke kapalině). Při zahřívání pevné látky dochází k přeměně v plyn (sublimace). Na Marsu se hojně vyskytují dvě anorganické sloučeniny, které mohou měnit skupenství mezi pevným a plynným: H₂O a CO₂. CO₂ se v přírodě nevyskytuje v kapalném skupenství ani na Marsu ani na Zemi, protože tlak nutný k vytvoření kapaliny je několik desítek atmosfér.

Může H₂O existovat na Marsu, alespoň v omezené míře, jako kapalina?

Minimální tlak potřebný k existenci kapalné vody je 610 Pa. Při této hodnotě tlaku existuje jediná teplota, při které je H₂O jako kapalina, a to 0,01 °C. Kombinace tlaku 610 Pa a teploty 0,01
°C se označuje jako trojný bod pro H₂O. V trojném bodě se látka vyskytuje v rovnovážném stavu ve 3 skupenstvích: jako pevná látka, kapalina a plyn. Při vyšším tlaku vzniká teplotní interval stabilní kapaliny, který se s rostoucí teplotou rozšiřuje. Především rychle roste teplota přeměny kapaliny na plyn – teplota varu. Teplota tání je víceméně konstantní.

Na Marsu tlak atmosféry kolísá v závislosti na na výšce. Výškový profil na Marsu je mnohem výraznější než na Zemi. Nejvyšší hora, vulkán Olympus Mons je vysoká 24 800 metrů. To je umožněno nižší gravitací. Gravitace omezuje maximální výšku hor; při překročení maximální výšky se horniny pod horou tlakem materiálu nad sebou začnou tavit.

V nejnižší hlubině, pánvi Hellas, může dosáhnout až 1250 Pa. Ve vyšších polohách je nižší. Sonda Viking 1 naměřila 900 Pa, Viking 2 1080 Pa, Mars Pathfinder pouze 680 Pa. Odhaduje se, že v některých oblastech Marsu je tlak dostatečný k udržení kapalné vody a zároveň zde teplota může dosáhnout rozmezí, ve kterém voda jako kapalina opravdu existovat bude. Při nejvyšším tlaku na Marsu vře voda už při +10 °C. Touto problematikou se zabýval Dr. Robert Haberle z NASA. Ve své práci uvedl, že na Marsu existuje 5 oddělených oblastí, ve kterých kapalná voda může existovat: Amazonis, Elysium, Chryse, Argyre Planitia a Hellas Planitia. Tyto oblasti zaujímají dohromady asi 30% povrchu Marsu. I zde však kapalná voda může existovat jen ve dne. V důsledku řídké atmosféry klesá v noci teplota až o 90 °C. Vhodná teplota a tlak ovšem k udržení kapalné vody nestačí. Kapalina se na volném povrchu neustále vypařuje, a to zejména při nízké
vlhkosti vzduchu.

Tento poměrně pesimistický závěr ovšem nevylučuje dnešní existenci kapalné vody pod povrchem Marsu.

Tlak atmosféry patrně ovlivňuje i sezónní sublimace CO₂ z polárních čepiček. Jak jsme psali již dříve, osa rotace Marsu je méně stabilní, než osa rotace Země, protože Mars nemá žádný velký měsíc,
který by pomáhal osu rotace stabilizovat. Osa Marsu může mít v dlouhodobém měřítku větší nebo menší sklon ke kolmici k rovině oběhu kolem Slunce. Při větším sklonu jsou polární čepičky v létě vystaveny větší dávce slunečního tepla. Do atmosféry se tak uvolňuje více CO₂, což má za následek, že tlak vzduchu je vyšší. Tlak vzduchu na Marsu proto v minulosti byl a v budoucnosti opět bude o něco vyšší (nebo v jiných obdobích naopak nižší) než dnes.

Spodní hranice teploty, 0 °C však nemusí být limitující. Je-li led smíchán se solemi, kyselinami nebo jiným rozpustnými sloučeninami, může začít tát i při nižší teplotě. Přítomnost solí na Marsu prokázaly jak sondy, tak složení meteoritů pocházejících z Marsu.

V každém případě je dnes voda v kapalném skupenství na povrchu Marsu velikou vzácností a může se vyskytovat jen ve dne a v určitých oblastech Marsu.