Současný Mars má velmi řídkou atmosféru, tvořenou převážně oxidem uhličitým, s tlakem u povrchu přibližně kolem 6 milibarů, což je méně než jedno procento tlaku na Zemi. To nestačí k udržení kapalné vody na povrchu a pro efektivní skleníkový ohřev. Přesto geologické nálezy — obnažené říční koryta, delty, staré jezera — naznačují, že v minulosti byla planeta mnohem vlhčí a teplejší, což vyžaduje hustší atmosféru, která by dokázala zachovat teplo a tlak potřebný pro udržení tekuté vody.

Jedna významná studie založená na izotopech dusíku a vzácných plynů odhaduje, že v období starší než 3,8 miliardy let mohl Mars mít atmosféru obsahující dusík v částečném tlaku (partial pressure) v rozmezí 60 až 740 milibarů s mediánem kolem 310 milibarů — tedy značně hustší než ta dnešní, i když méně než plný zemský tlak. Tento rozsah by umožňoval vznik a udržení vodních toků v Noachánu, kdy Mars vykazoval známky eroze, sedimentace a možná i deštného způsobu srážek.

Jaké důkazy podporují hustší dávnou atmosféru

Prvním důkazem je množství izotopových poměrů (např. izotopy dusíku či argonu), které naznačují menší míru atmosférického úniku v raných geologických obdobích Marsu. Pokud by atmosféra byla velmi řídká, těžší izotopy by byly mnohem více ovlivněny únikem do vesmíru — ale izotopické složení nasvědčuje tomu, že atmosféra byla v dávných dobách hustší a únik byl menší nebo pozdější.

Další důkaz pochází z ukládání uhlíku v minerálech — siderit a jiné karbonáty objevované rovery jako Curiosity naznačují, že oxid uhličitý byl dříve v atmosféře Marsu přítomný v mnoha množstvích a že část tohoto CO₂ byla fixována v horninách. To pomáhá vysvětlit, proč dnes nenacházíme tolik volného CO₂, jak by se při modelování dřívějšího klimatu očekávalo.

Modely klimatických podmínek také naznačují, že pokud by atmosféra Marsu obsahovala dostatek oxidu uhličitého, možná i s příměsí vodíku jako skleníkového plynu, mohl by být jeho povrch udržitelně teplejší, s body varu vody někde blíže bodu, kdy by voda mohla existovat jako kapalina — přestože Slunce tehdy svítilo slaběji než dnes.

Proč atmosféra zmizela?

Pokud Mars kdysi měl hustší atmosféru, otázka zní: kam zmizela? Hlavními podezřelými jsou:

• Únik do vesmíru, zejména v důsledku slunečního větru, fotochemických procesů a absence silného magnetického pole. Mars pravděpodobně ztratil své vnitřní dynamo velmi dávno, což oslabilo jeho magnetické pole a vystavilo atmosféru přímému působení slunečních částic

• Chemická fixace uhlíku a CO₂ ve formě karbonátů a sideritů, které se ukládaly v horninách; část CO₂ mohla být navíc absorbována do půdy a pod povrch.

• Zmrazování a kondenzace částí atmosféry—zejména CO₂—na pólech či včleněných ledových úkrytech, které značné části plynu oddělily od aktivní cirkulace.

• Vrstvy půdy a horniny mohly obsahovat velké „zásoby“ CO₂, které byly uvolňovány pouze částečně nebo zcela v geologických časech.

Co to znamená pro potenciál života a budoucí mise

Pokud Mars měl dříve hustou atmosféru, otevírá se možnost, že vodní prostředí mohlo být stabilní a dostatečně dlouho, aby umožnilo vznik mikrobiálního života. Podmínky, jako deště, delší doby tekuté vody a komplexní klima, by byly mnohem příznivější.

Budoucí mise se zaměří na lokalizace karbonátových zásob, lepší analýzu minerálů a sedimentárních vrstev, které mohou skrývat stopy života nebo prokázat, jak atmosféra degradovala. Rovery, orbitery i návraty vzorků budou klíčové.

Výzvy a limity současných poznatků

• Modelové odhady mají velkou nejistotu, zvláště u počátků atmosférických tlaků; rozsah 60-740 milibarů je široký, a rozdíl mezi nízkým a vysokým koncem má zásadní dopady pro teplotu a možnost kapalné vody.

• Nedostatek přímých důkazů karbonátových rozsáhlých ložisek na povrchu nebo ve skalních výchozech, které by určily, kolik CO₂ bylo skutečně v atmosféře.

• Nedostupnost některých vzorků nebo jejich změna (diagenetické změny), které mohly ovlivnit výsledky chemie/mikrobiologie.

• Sluneční aktivita a ztráty atmosféry do vesmíru jsou obtížně kvantifikovatelné v raných dobách Marsu — modelování je závislé na mnoha předpokladech o magnetickém poli, sopečné aktivitě a expozičních datech.
  
  

Nové modely a izotopové důkazy silně podporují, že Mars měl kdysi hustší atmosféru — možná tlak v rámci stovek milibarů, někde blíže tlaku, jaký panuje dnes na Zemi. To mění naše představy o jeho rané historii, možnosti existence tekuté vody, a tím i života. Přesto zbývá mnoho neznámých: kolik tohoto vzduchu bylo, jak dlouho vydržel, jak přesně ho planéta ztratila. Nikdy není jisté, dokud nepřijdou další data.