Нови изследвания са открили затворени газове в древните метеоритни камъни на Червената планета. Те показват продължителността и ефективността на процесите на атмосферното бягство, които формират марсианския климат.
Марсианският атмосферен слой е твърде тънък, а температурният индекс е нисък, така че течността не се задържа на повърхността. Въпреки това, след като Червената планета имаше топлината и влагата, благодарение на които животът можеше да възникне. Но все още има въпроси за рязката промяна в климатичните условия.
Последният анализ от Националната лаборатория на Лорънс Ливърмор е изследвал улавяните газове в древните метеоритни скали на Червената планета. Техните данни дават възможност за по-свеж поглед върху времето и ефективността на процесите на атмосферно излизане.
Акцентът бе поставен върху атмосферния газ ксенон на Марс в камъните ALH 84001 и NWA 7034. Всичко показва, че в началото на историята на Червената планета е имало необходимото количество атмосферен водород за фракциониране на ксенона чрез хидродинамично избягване. Но изчисленията показват, че този процес е достигнал връх за няколко стотици милиона години планетна формация, след което изотопният състав на атмосферата леко се трансформира. Тази ситуация е значително по-различна от тази на Земята, където изотопното фракциониране на ксенон е стъпка по стъпка процес, осъществяван през по-голямата част от планетарното съществуване. Това означава, че динамиката на атмосферите на двете планети се разминава на първия етап от развитието на нашата система.
Констатациите сочат, че потокът от водород не надвишава прага, необходим за постоянното фракциониране на ксенон. Така че, по повърхността на Марс, може би, не е имало изобилие от течна вода няколко милиона години след планетарното творение. Ако е така, тогава Червената планета остава студена и суха през по-голямата част от своето съществуване.
