Mars je dnes zamrzlý svět. V průběhu historie však zažil období teplejších teplot, s tekoucími řekami a moři, tajícími ledovci a možná i s hojným životem. Změny marťanského klimatu mohou poskytnout vodítka o vývoji jiných planet, a proto se zintenzivnil výzkum zaměřený na pochopení klimatu na Marsu a nalezení důkazů o možné existenci oceánu.
Dnes má však Mars vyprahlý povrch, na kterém množství vody v jeho atmosféře často kondenzuje na mráz, zejména v blízkosti severního pólu. V této oblasti tvoří trvalé ledové čepice. Co se stalo s podnebím Marsu?
Povrch a atmosféra Marsu
I když se to může zdát překvapivé, i když CO2 zadržuje teplo, v jižní polární oblasti Marsu se nachází velké množství zmrzlého CO2. Povrch této planety nevykazuje žádné známky vody, s výjimkou některých mrazivých oblastí nebo údolí vytesaných dávnými povodněmi. Více informací o marťanské půdě naleznete v tomto článku.
Atmosféra Marsu je chladná, suchá a řídká. Tento tenký závoj, složený převážně z CO2, vytváří povrchový tlak menší než 1 % tlaku zaznamenaného na Zemi na úrovni hladiny moře . Oběžná dráha Marsu je o 50 % dále od Slunce než oběžná dráha naší planety. Jeho atmosféra je navíc extrémně řídká, což přispívá k jeho mrazivému klimatu. Průměrné teploty jsou -60 stupňů Celsia a na pólech dosahují až -123 stupňů Celsia. Tato data jsou zásadní pro pochopení klimatických změn na Marsu.
Právě naopak. Polední slunce dokáže povrch zahřát natolik, že občas způsobí tání , ale nízký atmosférický tlak způsobuje téměř okamžité odpařování vody.
Ačkoli atmosféra obsahuje malé množství vody a někdy se tvoří mraky vodního ledu, marťanské klima se vyznačuje písečnými bouřemi nebo vánicemi oxidu uhličitého. Každou zimu se přes jeden z pólů přežene vánice zmrzlého oxidu uhličitého a jak se zmrzlý oxid uhličitý odpařuje na opačné polární čepičce, hromadí se několik metrů tohoto suchého ledu. Ale ani na pólu, kde je léto a slunce svítí celý den, teploty nestoupají dostatečně vysoko, aby tuto zmrzlou vodu rozpustily.
Minulost Marsu
Většina kráterů na Marsu je silně erodovaná. Kolem téměř každého mladšího, většího kráteru jsou viditelné struktury podobné bahenním proudům . Tyto bahnité usazeniny jsou pravděpodobně zmrzlými pozůstatky dávných katastrof – srážek asteroidů nebo komet s povrchem Marsu – které roztavily oblasti zmrzlého permafrostu a vyhloubily obrovské díry hluboko pod zemí do zón obsahujících kapalnou vodu. To podtrhuje důležitost pochopení toho, jak minulost Marsu ovlivňuje jeho současné klima.
Byly nalezeny důkazy, že v určitém okamžiku se na povrchu vytvořil led a vytvořil typicky ledovcovou krajinu. Patří mezi ně skalnaté hřbety tvořené sedimenty, které na jejich okrajích zůstaly po tání ledovců, a vinoucí se pásy písku a štěrku usazené pod ledovci řekami protékajícími pod ledovým příkrovem. Chcete-li se dozvědět více o vývoji klimatu na Marsu, navštivte .
Je možné, že koloběh vody na Marsu zahrnoval složky související s vlhkými obdobími. Hustá atmosféra by s největší pravděpodobností obsahovala značné množství vody odpařené z jezer a moří. Tato vodní pára by kondenzovala a tvořila mraky a nakonec by se srážela jako déšť. Padající voda by vytvářela odtok, jehož velká část by prosakovala skrz povrch. Mezitím by se hromadily sněžení a tvořily ledovce, které by vypouštěly svou roztavenou vodu do ledovcových jezer, což by zdůraznilo klimatickou změnu, kterou planeta prošla.
Některé snímky Marsu pořízené z povrchu odhalují existenci obrovských odvodňovacích kanálů. Některé z těchto struktur měří na šířku více než 200 kilometrů a táhnou se do délky 2 000 kilometrů nebo i více. Geometrie těchto odvodňovacích kanálů naznačuje, že voda mohla po povrchu proudit rychlostí až 270 kilometrů za hodinu.
Ztracený oceán?
V některých vysokohorských oblastech Marsu se nacházejí rozsáhlé údolní systémy, které odtékaly do sedimentárních prohlubní – nízko položených oblastí, které byly kdysi zaplaveny. Tato jezera však nebyla největšími akumulacemi vody na planetě. Během opakujících se povodní se odvodňovací kanály odváděly na sever a vytvářely řadu přechodných jezer a moří. Jak lze interpretovat z fotografií, mnoho útvarů pozorovaných kolem těchto starých impaktních pánví označuje oblasti, kde ledovce vypouštěly vodu do těchto hlubokých vodních ploch. Tento výzkum by mohl osvětlit terraformování Marsu.
Podle různých výpočtů mohlo jedno z největších moří v severní části Marsu vytlačit objem odpovídající objemu Mexického zálivu a Středozemního moře dohromady. Je dokonce možné, že na Marsu existoval oceán. Důkaz pro to je založen na skutečnosti, že mnoho rysů severních plání připomíná pobřežní erozi. Tento hypotetický oceán byl pojmenován Oceanus Borealis. Odhaduje se, že byl asi čtyřikrát větší než náš Severní ledový oceán a byl navržen model marťanského vodního cyklu, který by mohl vysvětlit jeho vznik.
Většina planetárních vědců nyní uznává, že se v severních pláních Marsu opakovaně formovaly velké vodní plochy, ale mnozí odmítají myšlenku, že by někdy existoval skutečný oceán. Tato debata však i nadále nabízí cestu k výzkumu klimatických změn na Marsu.
Změna klimatu
V mladém Marsu mohla intenzivní eroze povrch vyhladit. Později, jak Mars postupoval směrem ke střednímu věku, se jeho povrch stal chladným, suchým a zjizveným. Od té doby pravděpodobně proběhlo jen několik ojedinělých mírných období, která v určitých oblastech omladila jeho povrch. Tento vývoj je klíčový pro pochopení toho, jak klimatické změny ovlivňují Mars.
Mechanismus, který střídá mírné a drsné podnebí na Marsu, však zůstává do značné míry záhadou. V současné době jsou možná pouze základní vysvětlení, jak k těmto klimatickým změnám mohlo dojít. Jedna hypotéza o změně klimatu na Marsu je založena na naklonění jeho rotační osy od její ideální polohy, kolmé k rovině oběžné dráhy. Stejně jako Země je i Mars v současnosti nakloněn o přibližně 24 stupňů . Tento náklon se v čase pravidelně mění. Také se mění náhle. Každých zhruba 10 milionů let se náklon osy sporadicky pohybuje až o 60 stupňů. Orientace náklonové osy a tvar oběžné dráhy Marsu se navíc v průběhu času mění v cyklu.
Tyto nebeské mechanismy, zejména tendence rotační osy k nadměrnému naklánění, způsobují extrémní sezónní teploty. I s tenkou atmosférou, jako je ta, která v současnosti pokrývá planetu, mohly letní teploty ve středních a vysokých zeměpisných šířkách během období vysokého naklonění nepřetržitě překračovat bod mrazu po celé týdny a zimy by byly ještě drsnější než dnes. Dopady klimatických změn na Mars jsou velmi aktivní oblastí studia.
