Titan, a moon of Saturn, has about 1/5 the mass of Mars but holds an atmosphere with 1.5 times Earth's atmospheric pressure.  So theoretically yes.

One big difference is that Titan is much colder than Mars and nowhere near habitable, but it turns out even with Mars's higher temp, it should be able to hold onto a significant atmosphere over billions of years.  So why hasn't it?

Here I quote from [Principles of Planetary Climate](_URL_0_) Chapter 8

 >   It takes rather little impactor mass in the late stage veneer to deplete the atmosphere of an Earthlike planet – only a tenth of a percent of Earth’s mass, which is not an unreasonable amount to be left over after the assembly of an Earth-sized planet. An important result is that if Mars were to start out with a 2 bar CO2 atmosphere (as suggested by some climate calculations based on evidence for warm, wet early conditions), its atmosphere would not be much more subject to erosion than Earth’s. The mass of available impactors required to erode such a Martian atmosphere would be fully 70% of the corresponding mass for Earth. The main reason the estimates are so similar is that a 2 bar atmosphere on Mars has much more mass per unit area than Earth’s atmosphere, requiring a higher critical mass of impactor as compared with Earth. A more tenuous Martian atmosphere is much more erodable than Earth’s, as illustrated by the 100 mb Mars case in the table. Similarly, if Venus had an Earthlike atmosphere, its atmosphere would be essentially as erodable as Earth’s, whereas the actual dense Venus atmosphere requires about seven times as much available impactor mass to erode. The hypothetical Super-Earth case is only a bit less subject to erosion than Earth, in this case because a 1 bar atmosphere on a large planet has less mass per unit area than Earth’s atmosphere. The importance of the atmospheric mass effect shows also in the hypothetical planetary Titan case, which, owing to its very massive atmosphere, requires nearly as much available impactor mass to erode as does the 2 bar Early Mars case. The real Titan, in contrast, is very difficult to erode, requiring an available impactor mass of nearly a tenth of Earth’s mass, owing to the competition with Saturn for impacts.

 >  The essential puzzle posed by the results of Table 8.7 is that it looks quite plausible that Earth’s atmosphere would be subject to loss by impact erosion in the Sweep stage, and that a dense Early Mars atmosphere would not be appreciably less erodable than Earth. How, then, to account for the present tenuous Martian atmosphere, while Earth has a substantial atmosphere remaining? One potential scenario is that Earth’s atmosphere was indeed lost by impact erosion, but was regenerated by outgassing from the interior. Consistent with this picture, we note that while Mars requires nearly as much available impactor mass as Earth, this impactor mass is delivered over a much longer time, owing to the smaller cross- section of Mars. Combined with the relatively early shutdown of tectonic activity and hence outgassing on Mars (owing to its small size) it could be that the essential difference between the planets resides not so much in ability to hold an atmosphere as in ability to regenerate an atmosphere. A severe difficulty with this picture, however, is the abundance of N2 in Earth’s atmosphere. A CO2 or water vapor atmosphere could be easily regenerated, but it is not easy to hide enough N2 in the mantle to allow this component to be regenerated. And recall that Venus has even more N2 in its atmosphere than Earth, suggesting that even if Venus went through an early stage with far less CO2 in its atmosphere, it did not suffer total atmosphere loss by impacts during that stage. Could it be that there is an ability to sequester a bar or two of N2 in a planet’s mantle? Could it be that Earth started out with much more N2 in its atmosphere and that what we have today is the small bit left over after substantial impact erosion? Or could it be that the mass of impactors was not in fact sufficient to deplete Earth’s atmosphere and that the tenuous Martian atmosphere has some other explanation? Perhaps it never generated a dense atmosphere, because it never received enough oxygen-bearing material to turn carbon into carbonate and CO2. Perhaps Mars lost its atmosphere in a chance giant impact which got rid of Martian N2, whereas Earth’s Moon-forming impact was not big enough to get rid of all the N2. If a giant impact removed most of the primordial N2 on Mars, then perhaps the rest could have been lost by non-thermal escape and solar wind erosion. But if Mars lost its atmosphere too early then it becomes hard to account for the large, extensive water-carved channels on Mars, some of which suggest persistence of active surface hydrology up to 3.5 billion years ago, with episodic recurrence of less extensive river networks extending billions of years later. More precise dating of these hydrological features, which will come ultimately with sample return missions from Mars, will go far to help resolve these puzzles. Still, the Mystery of the Missing Martian Atmosphere is likely to remain one of the Big Questions for a long while to come.

 >  How do giant impacts fit into the picture? Giant impacts do not come in a continuous stream, but lunar to Mars-sized bodies are common enough in the late stages of planetary formation that it is likely that one or more giant impact occurs before the planet attains its final size. The very existence of the Moon provides evidence that Earth experienced a giant impact, while the anomalous retrograde rotation of Venus has been taken as evidence that a giant impact occurred there as well. The Martian crust exhibits a striking dichotomy between rugged thick-crusted and heavily cratered southern hemisphere highlands and smoother, thinner northern hemisphere lowlands; this has sometimes been taken as having resulted from a giant impact, though one smaller in relative scale than Earth’s Moon-forming impact. A single giant impact can blow off an entire atmosphere, but this is not inevitable; depending on the energy of the impactor, there can be a substantial proportion of the original atmosphere left. The issues in reconciling the histories of Earth and Mars are essentially the same as for impact erosion at the Sweep stage: how do we account for the story of N2 on Earth (or Venus, for that matter)? And how are we to account for the hydrology of Early Mars if a giant impact blew off the primordial Martian atmosphere but the planet was unable to regenerate a new CO2 atmosphere by outgassing?
සෙනසුරුගේ චන්ද්‍රයෙකු වන ටයිටන් අඟහරු ග්‍රහයාගේ ස්කන්ධයෙන් 1/5ක් පමණ ඇති නමුත් පෘථිවි වායුගෝලීය පීඩනය මෙන් 1.5 ගුණයක වායුගෝලයක් දරයි. එබැවින් න්‍යායාත්මකව ඔව්. එක් විශාල වෙනසක් නම්, ටයිටන් අඟහරු ග්‍රහයාට වඩා බෙහෙවින් ශීතල වන අතර එහි වාසයට සුදුසු තැනක නොතිබීම, නමුත් එය අඟහරුගේ ඉහළ උෂ්ණත්වය සමඟ පවා හැරෙනවා, එය වසර බිලියන ගණනක් පුරා සැලකිය යුතු වායුගෝලයක් මත රඳවා තබා ගැනීමට හැකි විය යුතුය. ඉතින් ඇයි ඒක නැත්තේ? මෙන්න මම උපුටා දක්වන්නේ [ග්‍රහලෝක දේශගුණයේ මූලධර්ම](_URL_0_) 8 වන පරිච්ඡේදය &gt; පෘථිවි වැනි ග්‍රහලෝකයක වායුගෝලය ක්ෂය කිරීම සඳහා ප්‍රමාද වී ඇති මුහුනතෙහි තරමක් සුළු බලපෑම් ස්කන්ධයක් අවශ්‍ය වේ - පෘථිවි ස්කන්ධයෙන් සියයට දහයෙන් පංගුවක් පමණක් වන අතර එය එය නොවේ. පෘථිවි ප්‍රමාණයේ ග්‍රහලෝකයක් එකලස් කිරීමෙන් පසු ඉතිරි වන අසාධාරණ මුදලක්. වැදගත් ප්‍රතිඵලයක් නම්, අඟහරු ග්‍රහයා 2 බාර් CO2 වායුගෝලයකින් ආරම්භ වන්නේ නම් (උණුසුම්, තෙත් මුල් තත්වයන් සඳහා සාක්ෂි මත පදනම්ව සමහර දේශගුණික ගණනය කිරීම් මගින් යෝජනා කර ඇති පරිදි), එහි වායුගෝලය පෘථිවි වායුගෝලයට වඩා ඛාදනයට ලක් නොවනු ඇත. එවැනි අඟහරු වායුගෝලයක් ඛාදනය කිරීමට අවශ්‍ය පවතින බලපෑම්කාරක ස්කන්ධය පෘථිවියට අනුරූප ස්කන්ධයෙන් සම්පූර්ණයෙන්ම 70% ක් වනු ඇත. ඇස්තමේන්තු මෙතරම් සමාන වීමට ප්‍රධාන හේතුව වන්නේ අඟහරු ග්‍රහයා මත ඇති බාර් 2ක වායුගෝලයක් පෘථිවි වායුගෝලයට වඩා ඒකක ප්‍රදේශයකට විශාල ස්කන්ධයක් තිබීමයි. වගුවේ ඇති 100 mb අඟහරු නඩුවෙන් පැහැදිලි වන පරිදි, පෘථිවියේ වායුගෝලයට වඩා ඉතා දුර්වල අඟහරු වායුගෝලය ඛාදනය විය හැකිය. ඒ හා සමානව, සිකුරුට පෘථිවි වායුගෝලයක් තිබුනේ නම්, එහි වායුගෝලය පෘථිවි වායුගෝලය තරම්ම ඛාදනය විය හැකි අතර, සැබෑ ඝන සිකුරු වායුගෝලය ඛාදනය වීමට පවතින බලපෑම්කාරක ස්කන්ධය මෙන් හත් ගුණයක් පමණ අවශ්ය වේ. උපකල්පිත සුපිරි පෘථිවි නඩුව පෘථිවියට වඩා ඛාදනයට ලක්වන්නේ මදක් අඩු ය, මේ අවස්ථාවේ දී විශාල ග්‍රහලෝකයක බාර් 1 වායුගෝලයක් පෘථිවි වායුගෝලයට වඩා ඒකක ප්‍රදේශයකට අඩු ස්කන්ධයක් ඇති බැවිනි. වායුගෝලීය ස්කන්ධ ආචරණයේ වැදගත්කම උපකල්පිත ග්‍රහලෝක ටයිටන් නඩුවේ ද පෙන්නුම් කරයි, එහි ඉතා දැවැන්ත වායුගෝලය හේතුවෙන්, බාර් 2 මුල් අඟහරු නඩුව මෙන් ඛාදනය වීමට පවතින බලපෑමේ ස්කන්ධයට ආසන්න ප්‍රමාණයක් අවශ්‍ය වේ. සැබෑ ටයිටන්, ඊට ප්‍රතිවිරුද්ධව, ඛාදනය වීම ඉතා අපහසු වන අතර, බලපෑම් සඳහා සෙනසුරු සමඟ ඇති තරගය හේතුවෙන්, පෘථිවි ස්කන්ධයෙන් දහයෙන් පංගුවකට ආසන්න ප්‍රබල ස්කන්ධයක් අවශ්‍ය වේ. &gt; 8.7 වගුවේ ප්‍රතිපල මගින් මතු කරන අත්‍යවශ්‍ය ප්‍රහේලිකාව නම්, ස්වීප් අදියරේදී පෘථිවි වායුගෝලය බලපෑම් ඛාදනය හේතුවෙන් අලාභයට ලක්වනු ඇති බවත්, ඝන පූර්ව අඟහරු වායුගෝලය පෘථිවියට වඩා සැලකිය යුතු ලෙස ඛාදනය වීමේ හැකියාවෙන් අඩු නොවන බවත් පෙනෙන බව පෙනේ. එසේ නම්, පෘථිවියේ සැලකිය යුතු වායුගෝලයක් ඉතිරිව තිබියදී, වර්තමාන අඟහරු වායුගෝලය ගණනය කරන්නේ කෙසේද? එක් විභව අවස්ථාවක් නම්, පෘථිවි වායුගෝලය සැබවින්ම බලපෑම් ඛාදනය නිසා නැති වූ නමුත් අභ්‍යන්තරයෙන් පිටවන වායුව මගින් නැවත උත්පාදනය වීමයි. මෙම පින්තූරයට අනුකූලව, අපි සටහන් කරන්නේ අඟහරු ග්‍රහයාට පෘථිවිය මෙන් පවතින බලපෑම්කාරක ස්කන්ධය තරම්ම අවශ්‍ය වන අතර, අඟහරු ග්‍රහයාගේ කුඩා හරස්කඩ හේතුවෙන් මෙම බලපෑම්කාරක ස්කන්ධය බොහෝ දිගු කාලයක් පුරා ලබා දෙන බවයි. භූගෝලීය ක්‍රියාකාරකම් සාපේක්ෂ වශයෙන් ඉක්මනින් වසා දැමීම සහ එම නිසා අඟහරු ග්‍රහයා මත වායුව පිටවීම (එහි කුඩා ප්‍රමාණය හේතුවෙන්) එය ග්‍රහලෝක අතර අත්‍යවශ්‍ය වෙනස වායුගෝලයක් ප්‍රතිනිර්මාණය කිරීමේ හැකියාව තරම් වායුගෝලයක් රඳවා ගැනීමේ හැකියාවක් නොමැති වීම විය හැකිය. කෙසේ වෙතත්, මෙම පින්තූරයේ ඇති දැඩි දුෂ්කරතාවය නම් පෘථිවි වායුගෝලයේ N2 බහුල වීමයි. CO2 හෝ ජල වාෂ්ප වායුගෝලය පහසුවෙන් ප්‍රතිජනනය කළ හැකි නමුත්, මෙම සංරචකය ප්‍රතිජනනය කිරීමට ප්‍රමාණවත් N2 ප්‍රමාණයක් ආවරණයේ සඟවා තැබීම පහසු නොවේ. සිකුරුගේ වායුගෝලයේ පෘථිවියට වඩා N2 ඇති බව මතක තබා ගන්න, සිකුරු එහි වායුගෝලයේ ඉතා අඩු CO2 සහිත මුල් අවධියක් පසු කළද, එම අදියරේදී බලපෑම්වලින් සම්පූර්ණ වායුගෝලීය හානියට පත් නොවූ බව යෝජනා කරයි. ග්‍රහලෝකයක ආවරණයක් තුළ N2 තීරුවක් හෝ දෙකක් වෙන් කිරීමේ හැකියාවක් තිබේද? පෘථිවිය එහි වායුගෝලයේ වැඩි N2 කින් ආරම්භ වූ අතර අද අපට ඇත්තේ සැලකිය යුතු බලපෑම් ඛාදනය වීමෙන් පසු ඉතිරිව ඇති කුඩා කොටස විය හැකිද? එසේත් නැතිනම් බලපෑම්කාරක ස්කන්ධය ඇත්ත වශයෙන්ම පෘථිවි වායුගෝලය ක්ෂය කිරීමට ප්‍රමාණවත් නොවීම සහ දුර්වල අඟහරු වායුගෝලයට වෙනත් පැහැදිලි කිරීමක් තිබේද? කාබන් කාබනේට් සහ CO2 බවට පත් කිරීමට ප්‍රමාණවත් ඔක්සිජන් දරණ ද්‍රව්‍ය එයට කිසි විටෙකත් නොලැබුණු නිසා සමහර විට එය කිසි විටෙකත් ඝන වායුගෝලයක් ජනනය නොකළේය. සමහර විට අඟහරුට එහි වායුගෝලය අහිමි වූයේ අඟහරු N2 ඉවත් කළ අහඹු යෝධ බලපෑමකින් වන අතර, පෘථිවියේ චන්ද්‍රයා සෑදීමේ බලපෑම සියලු N2 වලින් මිදීමට තරම් විශාල නොවීය. යෝධ බලපෑමකින් අඟහරු ග්‍රහයා මත ඇති ප්‍රාථමික N2 බොහෝමයක් ඉවත් කළේ නම්, සමහර විට ඉතිරිය තාප නොවන ගැලීම් සහ සූර්ය සුළං ඛාදනය නිසා අහිමි විය හැකිය. නමුත් අඟහරු ග්‍රහයා ඉතා ඉක්මනින් එහි වායුගෝලය අහිමි වුවහොත්, අඟහරු ග්‍රහයා මත ඇති විශාල, විස්තීර්ණ ජල කැටයම් නාලිකා ගණනය කිරීම දුෂ්කර වනු ඇත, සමහර ඒවා වසර බිලියන 3.5 කට පෙර ක්‍රියාකාරී මතුපිට ජල විද්‍යාවේ අඛණ්ඩ පැවැත්ම යෝජනා කරයි, අඩු පුළුල් ගංගා ජාලවල එපිසෝඩික් පුනරාවර්තනය සමඟ. වසර බිලියන ගණනකට පසුව දිගු වේ. මෙම ජලවිද්‍යාත්මක ලක්ෂණ පිළිබඳ වඩාත් නිවැරදි කාල නිර්ණය, අවසානයේදී අඟහරු ග්‍රහයා වෙතින් නියැදි ආපසු මෙහෙයුම් සමඟ පැමිණෙන අතර, මෙම ප්‍රහේලිකා විසඳීමට උපකාර කිරීමට බොහෝ දුර යා හැකිය. කෙසේ වෙතත්, අතුරුදහන් වූ අඟහරු වායුගෝලයේ අභිරහස ඉදිරි කාලය සඳහා විශාල ප්‍රශ්න වලින් එකක් ලෙස පවතිනු ඇත. &gt; යෝධ බලපෑම් පින්තූරයට ගැලපෙන්නේ කෙසේද? යෝධ බලපෑම් අඛණ්ඩ ප්‍රවාහයකින් නොපැමිණෙන නමුත් චන්ද්‍ර සිට අඟහරුගේ ප්‍රමාණයේ සිරුරු ග්‍රහලෝක සෑදීමේ ප්‍රමාද අවධියේදී ප්‍රමාණවත් තරම් පොදු වන අතර ග්‍රහලෝකය එහි අවසාන ප්‍රමාණයට පැමිණීමට පෙර යෝධ බලපෑම් එකක් හෝ කිහිපයක් සිදු වීමට ඉඩ ඇත. පෘථිවිය යෝධ බලපෑමක් අත්විඳ ඇති බවට චන්ද්‍රයාගේ පැවැත්ම සාක්ෂි සපයන අතර සිකුරුගේ විෂම ප්‍රතිගාමී භ්‍රමණය එහිද යෝධ බලපෑමක් සිදු වූ බවට සාක්ෂියක් ලෙස ගෙන ඇත. අඟහරු කබොල රළු ඝන-කබොල සහිත සහ දැඩි ලෙස ආවාට සහිත දකුණු අර්ධගෝලයේ උස්බිම් සහ සිනිඳු, සිහින් උතුරු අර්ධගෝලයේ පහත් බිම් අතර කැපී පෙනෙන ද්විකෝටිකයක් ප්‍රදර්ශනය කරයි; මෙය සමහර විට යෝධ බලපෑමක ප්‍රතිඵලයක් ලෙස සලකනු ලැබ ඇත, නමුත් පෘථිවියේ සඳ සෑදීමේ බලපෑමට වඩා සාපේක්ෂ පරිමාණයෙන් කුඩා එකක් වුවද. තනි යෝධ බලපෑමකින් මුළු වායුගෝලයම පුපුරවා හැරිය හැක, නමුත් මෙය නොවැළැක්විය හැකිය; බලපෑම්කරුගේ ශක්තිය මත පදනම්ව, මුල් වායුගෝලයේ සැලකිය යුතු අනුපාතයක් ඉතිරි විය හැක. පෘථිවියේ සහ අඟහරුගේ ඉතිහාස සංසන්දනය කිරීමේ ගැටළු අත්‍යවශ්‍යයෙන්ම ස්වීප් අදියරේදී බලපෑම් ඛාදනය සඳහා සමාන වේ: පෘථිවියේ (හෝ සිකුරු, ඒ කාරණය සඳහා) N2 කතාව සඳහා අප ගණන් ගන්නේ කෙසේද? යෝධ බලපෑමක් ප්‍රාථමික අඟහරු වායුගෝලයෙන් ඉවතට විසිවී ගියත්, වායුව පිටකිරීමෙන් නව CO2 වායුගෝලයක් ප්‍රතිජනනය කිරීමට ග්‍රහලෝකයට නොහැකි වූයේ නම්, මුල් අඟහරු ග්‍රහයාගේ ජල විද්‍යාව සඳහා අප ගණන් ගන්නේ කෙසේද?