Stort hav på Mars for længe siden

Et hold forskere under ledelse af Dr. Vladimir Krasnopolsky fra Washingtons katolske universitet har bestemt mængden af vand, som Mars har mistet ud i rummet, og udfra dette estimeret mængden af vand som fandtes på Mars kort efter dens dannelse.

Med NASAs Fuse-sonde (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer) har forskerne bestemt antallet af brintmolekyler (H2) i Mars´ øvre atmosfære. Disse molekyler, der består af to brintatomer, kan dannes ved spaltning af vand (H2O).

Krasnopolsky og hans gruppe har ud fra deres målinger estimeret volumen af havene på Mars til at være omkring 1,25 kilometer dybe, hvis de havde dækket hele planetens overflade. Dette er omkring 1,3 gange mere vand pr. masse, end Jorden har i dag. Han mener, at et Marshav vil have kunnet dække det meste at Mars´ nordlige halvkugle, som ifølge billeder fra Mars Global Surveyor næsten kun består af én stor forsænkning.

De seneste år er der fundet flere og flere tegn på, at der engang har været flydende vand på Mars´ overflade, bl.a. udtørrede flodlejer. Ved at forstå vandets historie på Mars, kan forskerne også danne sig et billede af, om der engang har været mulighed for, at der har eksisteret livsformer på planeten.

Krasnopolsky og hans hold opdagede brintmolekylerne på grund af den stråling de udsender, når Solens ultraviolette stråling rammer dem i Marsatmosfæren. Udfra strålingens intensitet kunne de bestemme mængden af molekylerne i atmosfæren til værende omkring 15 molekyler pr. million. Holdet sammenlignede derefter mængden af brintatomer (H2) med mængden af deuteriumatomer i atmosfæren, som Krasnopolsky havde bestemt i 1997 ved hjælp af Hubble-rumteleskopet.
Deuterium er en tungere form for brint, på grund af en ekstra neutron i atomkernen. Ligesom brint kan deuterium gå i forbindelse med et iltatom og et andet brintatom og danne såkaldt 'tungt vand'.

Begge former for vand bliver nedbrudt af solens ultraviolette stråling, hvorved der dannes H2 og HD. HD består af et brint- og et deuteriumatom. H2 og HD stiger derefter op i atmosfæren, hvor de igen bliver brudt ned til atomer via kemiske reaktioner.

På grund af tilfældige temperaturforårsagede bevægelser, kollision med energirige partikler og kemiske reaktioner, vil en vis procentdel af brint- og iltatomerne, samt H2- og HD-molekylerne opnå så stor en hastighed, at de kan undslippe Mars´ tiltrækning og forsvinde ud i rummet. Dermed bliver der gradvist færre og færre atomer til at danne vand i Mars´ atmosfære. Da deuterium er tungere end brint, vil der undslippe færre af disse atomer, da det kræver mere energi til at accelerere dem.

Da der forsvinder mindre deuterium end brint, vil mængden af tungt vand stige med tiden. Resultaterne viser, at Mars havde omkring 5,5 gange mere tungt vand end Jorden. Da man mener, at Mars og Jorden er blevet dannet med det samme forhold mellem tungt og almindeligt vand, kan forskerne så beregne, hvor meget vand der har været på Mars kort efter dens dannelse, hvis man kender den nuværende mængde vand på planeten.

Denne model har forskerne brugt til at beregne vandmængden omkring 3,6 milliarder år tilbage i tiden. Før dette var Mars meget varmere og det meste vand fandtes i form af vanddamp, derfor har meget større mængder vand kunnet forsvinde via andre processer.
(Kilde: Science, 30. november, 2001, volume 294, nummer 5548, side 1914-1917)