Osudy vody z Marsu

Na utváření povrchu Marsu se před 3,5 miliardy let podílela voda. L. L. Watson a jeho kolegové analyzovali poměr deuteria a vodíku ve vodě z SNC-meteoritů, u nichž se předpokládá marsovský původ. Zjistili, že poměr izotopů vodíků D/H je pětinásobný proti hodnotě nalezené v pozemských zrnech meteoritů. To dokládá zvýšený poměr D/H v atmosféře Marsu, spektroskopicky změřený i ze Země. Snad tedy na Marsu existuje nějaký mechanizmus mísení povrchové a hlubinné vody, která obsahuje více deuteria. Voda na Marsu mohla vytvořit až 500 m mocnou vrstvu a zřejmě spolupůsobil nějaký katastrofický kanál, možná masivní vulkanizmus, který toto množství vody uvolnil do atmosféry. Pro vulkanizmus svědčí přítomnost globální bazaltové vrstvy o mocnosti 3 až 6 km. Lehčí izotop vodíku se snadněji uvolňoval do prostoru, a proto stoupal obsah těžšího deuteria. Pro klimatický systém Marsu jsou charakteristické polární čepičky, voda a led vázaný v regolitu, a zřejmě i hydrotermální systém úzce spjatý s dohady o existenci života na Marsu.

Nature 370, 328,1994