Viileä Aurinko ja marsilainen vetytalous
Maalla ja Marsilla on paljon perustavanlaatuisia yhteisiä piirteitä. Molemmat ovat kiviplaneettoja, joilla on edelleen sisäsyntyistä geologista aktiivisuutta ainakin maanjäristysten muodossa. Niiden navoilla on vuodenaikojen myötä muuttuvat jäätiköt ja kumpaisenkin planeetan pinnalla nähdään runsaasti todisteita virranneesta vedestä. Molemmilla oli myös nuoruudessaan ongelmallinen suhde viileään keskushahmoon.
Reilut kolme vuotta sitten kirjoittelin Marsista ja himmeän nuoren Auringon ongelmasta. Jos tämä englanniksi nimellä faint young Sun paradox tunnettu sitkeästi planeettatutkijoita kalvava paradoksi ei ole tuttu, kannattaa alustukseksi ehkä lukaista kyseinen kirjoitukseni. Lyhyesti sanottuna kyse on siitä, että nuoruudessaan Aurinko oli merkittävästi nykyistä himmeämpi. Niin Maassa kuin Marsissa on kuitenkin nähtävissä todisteita nestemäisen veden esiintymisestä pinnalla noihin aikoihin. Ongelma piilee siinä, että on erittäin vaikea keksiä uskottavaa selitystä sille, miten vettä saattoi virrata Maan tai Marsin pinnalla, kun Aurinko lämmitti vain 70–75 %:n teholla nykyiseen nähden. Kumpaisellakin planeetalla veden olisi periaatteessa pitänyt olla jäässä.
Törmäyssulakerrosten hapettuminen
Maaliskuussa Geophysical Research Letters -lehdessä ilmestyi Kööpenhaminan yliopistossa työskentelevän Martin Bizzarron tutkimusryhmän artikkeli Impact Induced Oxidation and Its Implications for Early Mars Climate, kirjoittajinaan Bizarron lisäksi Lu Pan ja Zhengbin Deng. Pan kollegoineen esittelee tutkimuksessaan uusia laskelmia siitä, kuinka suuret törmäykset olisivat voineet helpottaa himmeän Auringon aiheuttamia ongelmia.
Törmäykset eivät ole uusi keino yrittää selvitä himmeän nuoren Auringon ongelmasta. Kolmen vuoden takaisessa tekstissäni käsiteltiin tuolloin tuoreita ajatuksia siitä, kuinka törmäävien asteroidien hiiliyhdisteet ja rauta pelkistyvät ja synnyttävät samalla metaania ja vetyä. Ne molemmat ovat planeettaa lämmittäviä kasvihuonekaasuja.
Nyt kööpenhaminalaisten tutkimuksessa vety on saanut aiempaa suuremman roolin. Myöskään sen alkuperänä ei ole suoranaisesti itse törmännyt kappale, vaan suurimpien törmäysten synnyttämät massiiviset törmäyssulakerrokset.
Suurissa törmäyksissä törmännyt kappale osin höyrystyy, osin sulaa. Kohdeaines puolestaan höyrystyy, murskautuu, siirtyy pois alkuperäiseltä paikaltaan ja tietysti myös sulaa. Mitä isommasta törmäyksestä on kyse, sitä suurempi on sulaneen aineksen suhteellinen määrä. Pan kollegoineen tutki kaikkein suurimpia törmäyksiä Marsissa, eli muinaisia törmäysaltaita. Niissä törmäyssulan määrä on valtaisa. Vastasyntyneitä törmäysaltaita voi yrittää visualisoida suurelta osin sulan kiven muodostamina sisämerinä.
Törmäysaltaiden törmäyssula ei ole ohut kerros planeetan pintaa, vaan se koostuu suurelta osin syvältä peräisin olevasta alakuoren ja vaipan kiviaineksesta. Siinä on rautaa runsaammin kuin kuorikerroksen yläosassa. Juuri rauta on oleellinen komponentti vedyn muodostumisessa ja sitä myöten kaasukehän lämpenemisessä. Tämä johtuu siitä, että hapen kanssa kahdenarvoisena esiintyvän raudan hapettuminen veden vaikutuksesta kolmenarvoiseksi vapauttaa vetyä.1
Massiivisten törmäyssulakerrosten hapettuminen on voinut olla kööpenhaminalaisryhmän tulosten mukaan merkittävä tekijä varhaisen Marsin lämmittämisessä. Siihen, että Marsin lämpötila olisi tämän prosessin seurauksena kohonnut yli 0°C:n tarvittiin kuitenkin kaikkein suurimpia törmäyksiä: ainoastaan vähintään 1250 km:n läpimittaisten altaiden törmäyssulan hapettuminen tuotti laskujen mukaan niin paljon vetyä, että se riitti nostamaan Marsin lämpötilan plussan puolelle.
Vanhimpien törmäysten määrä ja koko ovat hankalasti määriteltäviä asioita millä tahansa taivaankappaleella. Marsin geologinen aktiivisuus, eli altaiden kuluminen ja peittyminen, tekee kysymyksestä vielä kinkkisemmän. Aiempiin allaskartoituksiin nojautuen Pan ja kumppanit saivat kuitenkin ynnäiltyä, kuinka pitkän ajan Marsin pinnalla olisi vesi voinut virrata törmäyssulan hapettumisen ansiosta. Laskentamallista riippuen tulos on 5,18–7,78 miljoonaa vuotta.
Tulos ei kuitenkaan tarkoita, että Marsissa olisi ollut yhtäjaksoisesti lämmintä näin pitkää ajanjaksoa. Lämpökaudet tulivat ja menivät sitä mukaa kun suuria törmäyksiä tapahtui. Yksittäisten altaiden nollan yläpuolelle yltänyt lämmitysvaikutus kesti lyhimmillään noin 20 000 vuotta, pisimmillään taas hieman toista miljoonaa vuotta. Siinäkin ajassa ehtii hyvin jokiuomia kaivertaa. Samat uomat ovat myös voineet aktivoitua useita kertoja.
Serpentiniittiytyminen
Lu Pan kollegoineen tutki raudan hapettumisen lisäksi myös pidempikestoista prosessia, törmäyssulan serpentiniittiytymistä. Serpentiniittiytymistä tapahtui, kun kuuma vesi kierteli hiljalleen jäähtyvässä törmäyssulassa ja reagoi vaipan ja alakuoren kivissä tyypillisen oliviini-mineraalin kanssa.2 Lopputuloksena tässäkin tapauksessa vapautuu vetyä.
Heidän tulostensa mukaan törmäysaltaissa tapahtuva serpentiniittiytyminen ei kuitenkaan vapautuvan vedyn ja kaasukehän lämpenemisen kannalta ole likikään niin merkittävä prosessi kuin raudan hapettuminen. Marsin kiertoradalta tehtyjen spektroskooppisten havaintojen pohjalta taas on jo pidempään tulkittu, ettei Marsin kallioperässä näy todisteita serpentiniittiytymisestä kuin harvakseltaan. Väistämättömältä vaikuttava johtopäätös kööpenhaminalaistutkimuksesta siis on, ettei serpentiniittiytyminen ole nuoren Marsin kaasukehän kasvihuoneilmiön ja nuoren viileän Auringon ongelman ratkaisun kannalta kovinkaan oleellista.
Homma ei kuitenkaan ole vielä alkuunkaan taputeltu. Talvella nimittäin ilmestyi toinenkin kiinnostava tutkimus nuoren Marsin kallioperän serpentiniittiytymisestä ja kaasukehään vapautuneen vedyn määrästä. Helmikuussa Science Advances -lehdessä julkaistiin Benjamin M. Tutolon ja Nicholas J. Toscan artikkeli Observational constraints on the process and products of Martian serpentinization.
Tutolon ja Toscan tutkimus antaa Mars-tutkijoille ja astrobiologeille paljon miettimisen aihetta. Sikäli kun he ovat oikeassa, on marsperän serpentiniittiytymistä yritetty tähän asti ymmärtää pitkälti vääristä lähtökohdista. Vertailukohtana Marsille on yleensä käytetty Maan vaipasta peräisin olevia kiviä. Ne eivät kuitenkaan koostumukseltaan vastaa Mars-meteoriittien pohjalta varsin tarkoin tiedettyä Marsin koostumusta, sillä Marsin kivien oliviini sisältää selvästi enemmän rautaa kuin Maan vaipan kivien oliviini. Näin ollen myös meikäläisten kivien pohjalta tehdyt laskut Marsin serpentiniittiytymisessä vapautuvasta vedystä ovat Tutolon ja Toscan mielestä reippaasti pielessä. Heidän mukaansa serpentiniittiytymisessä vapautuva vety olisi hyvinkin voinut kompensoida avaruuteen karkaavan vedyn ja rikastua nuoren Marsin kaasukehään. Yhdessä myös serpentiniittiytymisreaktioissa muodostuvan metaanin kanssa tämä olisi voinut riittää lämpimän ja kostean ilmaston syntymiseen Marsin nuoruudessa.
Toinen Tutolon ja Toscan tutkimuksen mielenkiintoinen väite on, että spektroskooppiset tulkintamme serpentiniittiytymisestä kielivistä mineraaleista voivat olla myös pahemman kerran poskellaan. Heidän mallinsa mukainen serpentiniittiytymisreaktio tuottaa nimittäin muun muassa mineraalia nimeltään hisingeriitti. Sen spektroskooppinen ”sormenjälki” on samanlainen kuin nontroniitin. Nontroniitti on taas savimineraali ja Marsin pinnalla yleisten basalttisten kivien rapautumistuote. Sitä on tulkittu esiintyvän Marsin pinnalla hyvinkin runsaasti. Jos kuitenkin nontroniitiksi tulkitut alueet tai edes osa niistä ovatkin todellisuudessa hisingeriittiä kuten Tutolo ja Tosca esittävät, on serpentiniittiytyminen muinaisessa Marsissa ollut paljon yleisempää kuin tähän asti on luultu. Vetyä olisi siis vapautunut enemmän, lämpötila olisi kohonnut ja himmeän nuoren Auringon ongelma olisi jollei suorastaan pois pyyhkäisty, niin ainakin huomattavasti vähäisempi.
Paradoksin nykytila?
Panin ja kumppaneiden sekä Tutolon ja Toscan tutkimukset ovat erittäin kiinnostavia uusia avauksia himmeän nuoren Auringon ongelman ratkaisuun Marsin osalta. Muiden tutkimusryhmien pitää tietenkin päästä pureutumaan heidän tuloksiinsa ennen kuin kukaan uskaltaa ainakaan painavammin äänenpainoin sanoa, ollaanko vieläkään oikeilla jäljillä.
Lupaavista ideoista huolimatta ongelmia nimittäin edelleen on. Kööpenhaminalaistutkimuksen perustavanlaatuinen haaste on törmäysaltaiden ja uomastojen eri-ikäisyys. Esimerkiksi suuret nykyisinkin hyvin näkyvissä olevat Hellaksen, Argyren ja Isidiksen altaat syntyivät joskus hieman yli tai hieman alle neljä miljardia vuotta sitten, mutta jokien synnyttämiksi tulkittuja uomia kaivertui marsperään runsaasti vielä muutama sata miljoonaa vuotta myöhemmin. Artikkelissaan Pan ja kumppanit avoimesti myöntävätkin tämän ja ehdottavat, että jäljet vanhoista uomista ovat voineet ajan saatossa kulua pois tai peittyä nuorempien kerrostumien alle. Näin voi tietysti olla, mutta tilanne, jossa todisteet hypoteesin testaamiseksi ovat kadonneet tai saavuttamattomissa, ei tietenkään tieteellisen menetelmän näkökulmasta ole ihanteellinen. Se ei myöskään selitä, miten nuoremmat, vielä näkyvissä olevat uomastot sitten ovat syntyneet. Hypoteesin selitysvoima vaikuttaa siis hiukan heppoiselta.
Osa ratkaisusta voi piillä siinäkin perusongelmassa, että niin Marsin uomien kuin vanhojen törmäysaltaidenkin ajoittaminen on äärimmäisen hankalaa hommaa. Kenties vanhimmat uomastot ja ainakin jotkut nuorimmista törmäysaltaista ovatkin ajallisesti lähempänä toisiaan kuin on luultu? Erot Marsin pinnanmuotojen ajoittamisessa eri koulukuntien välillä ovat tunnetusti erittäin suuret, joten ei olisi mahdotonta, että nykyiset oletukset eri pinnanmuotojen absoluuttisista, siis vuosissa mitattavista i’istä, muuttuvat vielä paljonkin.
Myös Tutolon ja Toscan hypoteesin testaaminen kaukokartoituksen osalta on kovin kimuranttia. Kun hisingeriitin ja nontroniitin spektroskooppinen sormenjälki on samanlainen, täytyy koettaa keksiä muita keinoja niiden erottamiseksi toisistaan. Tutololla ja Toscalla ei tosin artikkelissaan ollut ehdottaa keinoa probleeman ratkaisemiseksi.
Näiden parin tuoreen tutkimuksen perusteella ei siis oikeastaan voida nuoren himmeän Auringon ongelmasta todeta muuta kuin että se vaivaa tutkijoita edelleen ja siihen haetaan vastausta monesta eri suunnasta. Ratkaisu ei välttämättä ole kumpikaan tässä esitellyistä ideoista, mutta nämäkin vievät tutkimusta ja ajattelua eteenpäin.
Katsotaan taas muutaman vuoden päästä, oltaisiinko silloin jo vähän lähempänä todennäköistä ratkaisua.
1Stephen Hawking totesi jonkun häntäkin fiksumman sanoneen, että jokainen kaava puolittaa kirjan myynnin. Samasta syystä piilotetaan reaktioyhtälöt tänne alaviitteisiin.
Kuten tunnettua, metallinen rauta hapettuu hyvin helposti. Rauta voi kuitenkin hapen kanssa esiintyä kahdella hapetusasteella, eli kahden- (+II) tai kolmenarvoisena (+III). Veden kanssa reagoidessaan kahdenarvoisena esiintyvä rauta muuttuu (osittain) kolmenarvoiseksi. Samalla vapautuu vetyä. Reaktioyhtälö on periaatteessa hyvin yksinkertainen:
3 FeO + H2O → Fe3O4 + H2
Kun yläasteen kemianopintojen pohjalta alkaa laskea raudan ja hapen hapetuslukuja, tulee kuitenkin Fe3O4:n eli magnetiitti-mineraalin kohdalla tenkkapoo (hapen hapetusluku kun on -II). Todellisuudessa kyse onkin yhdisteestä FeO ∙ Fe2O3. Magnetiitti on siis rauta(II,III)oksidi.
2Esimerkkinä oliviinin serpentiniittiytymisestä voi esittää rautarikkaan oliviinin eli fayaliitin serpentiniittiytymisreaktion, jonka lopputuotteena vedyn lisäksi on magnetiittia ja piidioksidia:
3 Fe2SiO4 + H2O → 2 Fe3O4 + 3 SiO2 + 2 H2
Tämä on astrobiologisesta näkökulmasta ollut perinteisesti hyvin kiinnostava reaktio, sillä syntyvä vety voi toimia paitsi kasvihuonekaasuna, myös metanogeenisten arkeonien ”ravintona”. Marsilaiset saattoivat siis elää vetytaloudessa jo reilut neljä miljardia vuotta ennen kuin täällä maapallolla yritetään päästä samaan.
Olen ajatellut että Hellas jne. törmäyksissä energiamäärä olisi ollut niin iso, että suora lämpöshokki olisi riittänyt sulattamaan ikiroutaa nopeasti ja aiheuttanut sulavesien vyöryn rinteitä alas. Kraatterista höyrystynyt kivi muodostaa planeetalle transientin tuhansia asteita kuuman kaasukehän, jonka tiivistyminen pintaan vapauttaa energiaa sulattaen alla olevaa routaa. Takaisin putoavien heitteleiden hypersoniset osumat lämmittävät myös. Tämänkaltaisilla mekanismeilla törmäysenergia leviää ympäri planeetan, kun törmäys on riittävän iso.
Jos Marsissa olisi esim. syviä jokien uurtamia kanjoneita, sellaisten selittäminen voisi vaatia miljoonien vuosien pituisia sulaa vettä sisältäviä ilmastojaksoja. Mutta ne virtauskuviot mitä siellä nähdään voisivat minusta olla lyhytaikaisen tuhotulvan jälkiä – samantapaisen mitä sattuu joskus Islannissa kun tulivuorenpurkaus äkkiä sulattaa jäätikköä, paitsi että planeetanlaajuinen eikä paikallinen ilmiö.
Kiitokset kommentista! Suuret törmäykset ovat kyllä varmasti aiheuttaneet lyhytkestoisen lämpöpulssin, jonka seurauksena epäilemättä on syntynyt monenmoisia uomia. Tämä ei kuitenkaan selitä ajallista ristiriitaa. Suuret törmäykset olivat varhaisnoaakkisen epookin tapahtumia. Dendriittisiä uomastoja syntyi satoja miljoonia vuosia myöhemmin keski- ja myöhäisnoaakkisella epookilla. Itse törmäyksen välittömällä lämpöpulssilla tai sen erilaisten heitteleiden lämmittävällä vaikutuksella ei tästä ongelmasta päästä mihinkään.
Voi ehkä satunnaista lukijaa silmällä pitäen olla hyvä sanoa noista uomista muutama sana. Jos unohdetaan mahdollisesti nykyisinkin aktiiviset kraatterien reunoilla yms. tavattavat lirut, Marsissa on lähinnä kahden sorttisia uomia, joiden enimmäkseen oletetaan syntyneen nestemäisen veden vaikutuksesta. Enemmän tai vähemmän Maan jokia muistuttavat dendriittiset uomat ovat pääsääntöisesti vanhoja (noaakkisia). Niistä (suuri?) osa on syntynyt pohjaveden kaivertaessa kallioperää ja pinnan sitten jossain vaiheessa sortuessa. Osa on kuitenkin konsensusnäkemyksen mukaan syntynyt pintavirtauksen vaikutuksesta, ja niitä esiintyy muuallakin kuin vulkaanisilla alueilla. Uomat ovat myös levinneisyydeltään niin laaja-alaisia, ettei kaikkia voi selittää pelkästään paikallisilla olosuhteilla (esim. Alba Monsin rinteiden uomien synnyssä paikalliset tekijät lienevät merkittäviä). Vaikka dendriittiset uomat ovat vanhoja, eivät ne kuitenkaan ole niin vanhoja, että törmäysaltaat juuri auttaisivat niiden synnyssä, kuten blogissakin oli puhe.
Sitten on niitä tosi isoja uomia (outflow channels). Tässä kohtaa puutun tuohon kommenttiisi ”Jos Marsissa olisi esim. syviä jokien uurtamia kanjoneita…”. Riippuu tietysti siitä, mitä tarkoitetaan ”joella” ja ”kanjonilla”, mutta kyllähän veden uurtamia syviä uomia Marsissa on. Esim. Kasei Vallis taitaa olla parhaimmillaan reilut 2,5 km syvä, eli minusta se on ainakin ”syvä”. Mutta kuten mainitsit, tällaiset ovat nimenomaan yleisen käsityksen mukaan syntyneet äkillisen tuhotulvan myötä. Todennäköisin tekijä useissa tapauksissa on vulkanismin sulattama routa tai suuret maajääkerrokset. Nämä ovat myös vielä huomattavasti nuorempia kuin dendriittiset uomat, eli näitä syntyi vielä hyvinkin myöhäishesperisellä epookilla. Näidenkään synnyssä eivät siis suuret törmäykset ole olleet mukana.
Tiivistäen: Vallitsevan näkemyksen mukaan dendriittiset uomat ovat vanhoja, eivät katastrofaalisen tuhotulvan synnyttämiä eivätkä siis liity suoranaisesti vulkanismiin, vaan ovat pohja- ja pintavirtauksen kuluttamia. Ikäeron vuoksi ne eivät selity törmäysaltaiden välittömillä seurauksilla eivätkä blogissa käsitellyllä törmäyssulan hapettumismekanismillakaan. Sitten on vieläkin nuorempia, usein vulkanismiin kytkeytyviä jättimäisiä uomia, joissa on virrannut erittäin paljon vettä, mutta hyvin lyhyen aikaa. Näiden selittämiseen ei tarvita törmäysaltaita, mutta eipä toisaalta välttämättä ainakaan kovin merkittävästi lämpimämpää ilmastoakaan.
Kiitos. Eli (korjaa jos ymmärsin väärin) dendriittiset uomat ovat virtauksen kuluttamia, eli niiden aikana on ollut sulaa vettä pitkähkön ajan, ja kyseistä lämmintä ilmastojaksoa ei selitä törmäyssulan hapettumismekanismi. Tuntuisi että yksinkertaisin lämmitysmekanismi olisi ollut nykyistä paksumpi CO2-ilmakehä.
Marsin navoillahan on CO2-jäätä, jonka kokonaismäärä on käsittääkseni melko epävarma. Merkittävä osa (muistaakseni noin kolmasosa) kaasukehän hiilidioksidista vaeltaa vuosittain napojen välillä. CO2 sublimoituu kesänavalla ja härmistyy talvinavalla.
Olen ajatellut että pintapaine määräytyy dynaamisesti napojen säteilytaseesta. Jos pintapaine jostain syystä nousisi, härmistymislämpötila eli napa-alueen talvinen pintalämpötila kohoaisi. Koska lämpösäteilyn teho riippuu voimakkaasti lämpötilasta (Stefan-Boltzmannin lain neljäs potenssi), tällöin napa-alueen talven aikana ulos säteilemä energia olisi aiempaa suurempi, jolloin kaasua ehtisi härmistyä talven aikana aiempaa paksumpi kerros (koska energialähde on härmistymisen vapauttama latentti lämpö). Mutta kesän aikana pinnasta sublimoituisi sama määrä kaasua kuin aiempinakin kesinä. Tällöin pintaan olisi jäänyt vuoden aikana nettona jokin määrä härmistynyttä hiilidioksidia, ja tällä mekanismilla pintapaine palautuisi ennalleen.
Jos tuo on noin, niin jos mikä tahansa ilmiö lämmittää napa-alueiden talvea, silloin tasapaino siirtyy kohti tiheämpää CO2-ilmakehää. Voisikohan olla niin että riittävän vanhoina aikoina yksinkertaisesti geoterminen (tai siis areoterminen) lämpövuo vähensi CO2:n härmistymistä navoille ja siten piti yllä tiheämpää CO2-ilmakehää ja korkeampaa pintalämpötilaa.
Juu, havaittujen Marsin dendriittisten uomien kuluttamiseen on vaadittu aikaa 100 000:n ja 10 000 000 vuoden väliltä, ja se on voinut tapahtua useammassa erillisessä pätkässä. Osassa on varmasti mukana pohjaveden työtä, mutta jotkut ovat suht koht varmasti ainakin suurimmalta osalta pintavirtauksen aikaansaamia, joten merkittävän mittaisia lämpöisiä kausia on tarvittu. Ja se törmäyssulan hapettumismekanismi ei aikaongelmien vuoksi voi selittää havaittuja uomia (elleivät ajoitukset ole ihan metsässä, mutta se ei ole todennäköistä). Voisin kuvitella, että jonkun isomman dendriittisen uomaston alku olisi voinut tapahtuakin törmäyssula-aikaan, mutta koko nykyinen uomien määrä ja sijainti ei tuolla selity.
Nykyistä paksumpi CO2-kaasukehä olisi toki tavallaan se helpoin ratkaisu. Siinä on vaan se ikävä ongelma, että se ei toimi. Tarkkaa tietoa muinaisen kaasukehän paksuudesta ei tietenkään ole, mutta varhaisen reippaan asteroidipommituksen aikaan se oli luultavasti noin 1–2 bar. Vaikka se olisi puhdasta CO2:a, se ei silti riitä nostamaan lämpötilaa plussan puolelle. Juuri siksi tässä viimeisen vajaan(?) kymmenen vuoden aikana on alettu pähkäillä enemmän H2:n ja CH4:n vaikutusta CO2-kaasukehässä. Metaania ei oikein tunnu löytyvän riittävästi, joten siksi tämä kööpenhaminalaisten oivallus törmäyssulan tuottamasta vedystä oli ainakin itseäni ilahduttanut avaus, vaikkei se ajallisesti siis täsmääkään havaittujen uomien kanssa. Tämä olisi varmaan kannattanut sanoa tuossa blogissakin. No, tulipahan todettua nyt. Mulla ei ole aavistustakaan, mitä se mahtaisi olla suomeksi, mutta ”collision-induced absorption” on se mekanismi, jolla vety ja metaani hiilidioksidipohjaista kaasukehää lämmittävät niin tehokkaasti.
Kiitos. Jos spekuloin, niin veikkaisin vulkaanista metaania varhaisen Marsin lisäkasvihuonekaasuksi.
Otsonikerroksen puuttuessa vesihöyryä hajoaa UV-säteilyn takia vedyksi ja hapeksi, ja Marsin tapauksessa vety karkaa ja happi pyrkii hapettamaan metaania CO2:ksi. Mutta jos pinta oli alussa hapettumaton, sen hapettaminen nieli myös paljon happea, jolloin metaanin määrä ei ehkä pudonnut kovin nopeasti, varsinkin jos tulivuoret annostelivat sitä lisää silloin tällöin.
Sekin voi vaikuttaa että kun happea on vähän, varsinainen otsonikerros puuttuu ja pieni määrä otsonia pyrkii syntymään kaikille korkeuksille, eli myös lähelle pintaa. Tällöin O3 hapettaa pintaa aggressiivisesti (ei ajallisesti nopeasti mutta kemiallisesti syvällisemmin kuin tavallinen happi), jolloin nettovaikutus on että happi ei viihdykään ilmakehässä vaan menee pintaan. (Ehkä tämä on tekemisissä sen kanssa että nyky-Marsin pinnassa on peroksideja.)
Yleensä noissa malleissa on minun käsittääkseni (en hirveätä määrää ole noita tutkimuksia lukenut) huomioitu alussa aika vakaa vulkaanisen metaanin tuotto. Vulkaanisessa metaanissa on se hyvä puoli, että meillä on geologian kautta kohtalainen käsitys Marsin vulkanismin kehityksestä aikojen saatossa, joten lukuja ei tarvitse ihan hatusta vetää. Uskottavalla vulkaanisen metaanintuotannollakaan ei lämpöä vaan saada nousemaan tarpeeksi, siksi näitä uudenlaisia ideoita kaivataan. Itse en ollenkaan jaksa uskoa siihen, että mikään yksi asia tuota ongelmaa saisi ratkaistua, vaan eiköhän siinä ole monien ja monenlaisten prosessien yhteisvaikutuksesta kyse, rata- ja akselidynamiikka mukaan luettuina.
Kyllä. Yksi tähän prosessien moninaisuuteen liittyvä juttu on että useiden kasvihuonekaasujen seos tyypillisesti lämmittää tehokkaammin kuin yksi kaasu, koska eri kaasut peittävät spektristä eri osia. Yhden kaasun tapauksessa sen jälkeen kun spektriviivojen kohdalla kaasukehä on jo läpinäkymätön, kaasun lisääminen lämmittää enää hitaasti. (Jos muistan oikein, vety taitaa olla vähän eri asia ja myös venuksenkaltainen todella tiheä ilmakehä on vähän oma juttunsa.)