{{위키데이터 속성 추적}}
{| class="toccolours" style="margin-left: 1em; float:right; width: 18m; font-size:85%"
|+ <span style="font-size:130%;">'''화성의 대기'''</span>
|-
|colspan="2" style="text-align:center;"|
[[파일:Mars atmosphere.jpg|200px]]
|-
|colspan="2" style="text-align:center;" | 지평선에 걸쳐 보이는 [[화성]]의 얇은 대기층
|-
! bgcolor="#E8AB79" colspan="2" | 구성 성분<ref name="Abundance">{{저널 인용|언어=en|성1=Mahaffy|이름1=P. R.|성2=Webster|이름2=C. R.|성3=Atreya|이름3=S. K.|성4=Franz|이름4=H.|성5=Wong|이름5=M.|성6=Conrad|이름6=P. G.|성7=Harpold|이름7=D.|성8=Jones|이름8=J. J.|성9=Leshin|이름9=L. A.|성10=Manning|이름10=H.|성11=Owen|이름11=T.|성12=Pepin|이름12=R. O.|성13=Squyres|이름13=S.|성14=Trainer|이름14=M.|성15=Kemppinen|이름15=O.|성16=Bridges|이름16=N.|성17=Johnson|이름17=J. R.|성18=Minitti|이름18=M.|성19=Cremers|이름19=D.|성20=Bell|이름20=J. F.|성21=Edgar|이름21=L.|성22=Farmer|이름22=J.|성23=Godber|이름23=A.|성24=Wadhwa|이름24=M.|성25=Wellington|이름25=D.|성26=McEwan|이름26=I.|성27=Newman|이름27=C.|성28=Richardson|이름28=M.|성29=Charpentier|이름29=A.|성30=Peret|이름30=L.|저자표시=9|제목=Abundance and Isotopic Composition of Gases in the Martian Atmosphere from the Curiosity Rover|url=http://www.sciencemag.org/content/341/6143/263.abstract|저널=[[사이언스]]|날짜=2013-07-19|확인날짜=2013-10-05|권=341|호=6143|쪽=263-266|bibcode=2013Sci...341..263M|pmid=23869014}}</ref>
|-
|[[이산화 탄소]]
|95.97 %
|-
|[[아르곤]]
|1.93 %
|-
|[[질소]]
|1.89 %
|-
|[[산소]]
|0.146 %
|-
|[[일산화 탄소]]
|0.0557 %
|-
! bgcolor="#E8AB79" colspan="2" | 정보<ref name="nssdc">{{웹 인용|url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html|제목=Mars Fact Sheet|출판사=[[미국 항공우주국|NASA]]|확인날짜=2015-12-13}}</ref>
|-
|평균 [[기압]]
|0.636 [[파스칼 (단위)|kPa]]
|-
|기온
|
{| cellspacing="0" cellpadding="2" border="0"
|-
! 최저 !! 평균 !! 최고
|-
| -143°C
| -80°C
|35°C
|}
|}
'''화성의 대기'''는 [[태양계]]의 4번째 행성인 [[화성]]을 둘러싸고 있는 기체층을 의미하며 대부분이 [[이산화 탄소]]로 구성되어 있다. 평균 기압은 약 600 [[파스칼 (단위)|파스칼]]로 [[지구]]의 해수면 평균 기압인 101.3 [[파스칼 (단위)|킬로파스칼]]의 0.6 % 정도이며, [[높이척도|규모고도]]는 약 11 km 정도이다. 이때, 화성의 대기 질량은 25 테라톤(25×10<sup>12</sup>톤)으로 규모고도가 약 8.5 km인 [[지구]]의 대기 질량인 5148 테라톤(5148×10<sup>12</sup>톤)의 0.005 % 밖에 되지 않는다. 화성의 기압은 고도에 따라 큰 차이를 보이는데, [[화성]]에서 가장 높은 지역인 [[올림푸스 산]]의 최고봉에서는 약 30 파스칼 정도고 가장 낮은 지역인 [[헬라스 분지]]에서는 1,155 파스칼 정도로 어디서든지 화성의 기압은 [[암스트롱 한계]]보다 훨씬 낮아서 인간이 화성의 대기에 맨몸으로 노출된다면 위험해질 수 있다.

화성의 대기는 96 %가 [[이산화 탄소]], 1.9 %가 [[아르곤]], 1.9 %가 [[질소]] 등으로 이루어져 있으며, 소량의 [[산소]]와 [[일산화 탄소]], [[수증기]] 등도 포함되어 있다.<ref name="Abundance" /> [[몰 질량]]은 약 43.34 g/mol 정도이며<ref name="numbers">{{웹 인용|언어=en|last1=Robbins|first1=Stuart J.|title=Elemental composition of Mars' atmosphere|url=http://burro.astr.cwru.edu/stu/advanced/mars.html|publisher=[[케이스 웨스턴 리저브 대학교|Case Western Reserve University]] Department of Astronomy|accessdate=2012-04-05|date=2006-09-14|display-authors=etal|url-status=dead|보존일자=2011-06-15|보존url=https://web.archive.org/web/20110615120453/http://burro.astr.cwru.edu/stu/advanced/mars.html|deadurl=}}</ref><ref name="mean_molar_mass">{{저널 인용|언어=en| last1 = Seiff | first1 = A. | last2 = Kirk | first2 = D. | year = 1977 | title = Structure of the atmosphere of Mars in summer at mid-latitudes| journal = Journal of Geophysical Research | volume = 82 | issue = 28| pages = 4364–4378 | doi=10.1029/js082i028p04364 | bibcode=1977JGR....82.4364S}}</ref>, 2003년에 화성에서 [[메탄]]의 흔적이 발견된 이래로<ref name="whodunit">{{웹 인용|언어=en|url=http://www.astrobio.net/news-exclusive/interplanetary-whodunit/|제목=Interplanetary Whodunit – Methane on Mars|이름=David|성=Tenenbaum|작품=Astrobiology Magazine|출판사=[[미국 항공우주국|NASA]]|날짜=2005-07-20}}</ref><ref name="methane3">{{저널 인용|언어=en |bibcode=2003DPS....35.1418M |title=A Sensitive Search for Methane on Mars |last=Mumma |first=M. J. |last2=Novak |first2=R. E. |last3=Disanti |first3=M. A. |last4=Bonev |first4=B. P. |volume=35 |date=2003 |pages=937 |journal=American Astronomical Society}}</ref> 화성의 대기에 관한 관심이 급증했는데, 그 이유는 [[메탄]]이 생명체의 존재를 암시하기 때문이지만 한편으로는 메탄이 그저 화성의 [[화산]]이나 [[열수분출공|열수성 활동]] 등의 지질학적 활동을 통해 생산된 것이라는 추측도 있다.<ref name=makingsense>{{웹 인용|언어=en|url=http://www.astrobio.net/topic/origins/extreme-life/making-sense-of-mars-methane/|제목=Making Sense of Mars Methane|이름=David|성=Tenenbaum|작품=Astrobiology Magazine|출판사=[[미국 항공우주국|NASA]]|날짜=2008-06-09}}</ref>

화성의 대기는 먼지가 매우 많아서 [[표면]]에서 화성의 [[하늘]]을 본다면 밝은 갈색이나 옅은 주황색 계열의 붉은 색으로 보인다. 화성 탐사차인 [[오퍼튜니티 로버|오퍼튜니티]]와 [[스피릿 로버|스피릿]]이 수집한 정보에 의하면<ref name="dusty">{{저널 인용|언어=en|doi=10.1126/science.1104474|date=2004-12|title=Atmospheric imaging results from the Mars exploration rovers: Spirit and Opportunity|volume=306|issue=5702|pages=1753–6|issn=0036-8075|pmid=15576613|journal=[[사이언스]]|bibcode = 2004Sci...306.1753L|성1=Lemmon|이름1=M. T.|성2=Wolff|이름2=M. J.|성3=Smith|이름3=M. D.|이름4=Clancy|성4=R. T.|성5=Banfield|이름5=D.|성6=Landis|이름6=G. A.|성7=Ghosh|이름7=A.|성8=Smith|이름8=P. H.|성9=Spanovich|이름9=N.|성10=Whitney|이름10=B.|성11=Whelley|이름11=P.|성12=Greeley|이름12=R.|성13=Thompson|이름13=S.|성14=Bell|이름14=J. F.|성15=Squyres|이름15=S. W.|저자표시=9}}</ref> 대기 상공에 표류하는 먼지 입자의 크기가 1.5 [[마이크로미터]]인데, 새롭게 떠오르고 있는 환경 문제인 [[미세먼지]]를 분류하는 기준에 따르면 화성 먼지의 크기는 2.5 [[마이크로미터]] 이하로 극미세먼지 혹은 초미세먼지에 해당한다.

== 구조 ==
{| class="wikitable plainrowheaders" style="float: right; margin-right: 0; margin-left: 1em; text-align: center;"
|+ 지구와 화성의 [[기압]] 비교
! scope="col" | 위치
! scope="col" | 기압
|-
! scope="row" | [[올림푸스 산 (화성)|올림푸스 산]] 정상
| 0.03 킬로파스칼(0.0044 [[제곱 인치 당 파운드|프사이]])
|-
! scope="row" | 화성의 평균 기압
| 0.6 킬로파스칼(0.087 프사이)
|-
! scope="row" | [[헬라스 분지]] 최저 고도
| 1.16 킬로파스칼(0.168 프사이)
|-
! scope="row" | [[암스트롱 한계|암스트롱 한계점]]
| 6.25 킬로파스칼(0.907 프사이)
|-
! scope="row" | 에베레스트 산 정상<ref>{{저널 인용|언어=en |author=West, J. B. |date=1999-03-01 |title=Barometric pressures on Mt. Everest: New data and physiological significance |journal=Journal of Applied Physiology |volume=86 |issue=3 |pages=1062–6 |pmid=10066724}}</ref>
| 33.7 킬로파스칼(4.89 프사이)
|-
! scope="row" | 지구의 해수면
|  101.5 킬로파스칼(14.69 프사이)
|}

화성의 대기는 다음과 같은 구조로 나눌 수 있다.
* 외권 : 약 200 km 고도부터 시작되며, 우주 공간의 [[진공]]보다 약간 짙은 정도의 대기가 존재하는 구역으로 어느 부분이 대기권의 끝인지는 명확하게 규명된 바가 없다. 그저 고도가 상승할수록 대기가 갈수록 미약해지다가 진공에 가까워지는 것으로 추측하고 있다.
* 대기 상층부 <small>혹은 [[열권]]</small> : 태양광에 직접 가열되어 매우 온도가 높은 대기층으로 이 부분부터 명확하게 대기층의 단계를 구분할 수 있으며, 중층과 하층부의 대기에 비해 고요하고 일정하게 분포해 있다.
* 대기 중층부 : [[화성]]에 존재하는 [[제트 기류]]가 부는 층이다.
* 대기 하층부 : 대기층 중에서 비교적 따뜻한 구역으로 떠다니는 먼지와 지열의 영향을 받는다.

== 구성 ==
[[파일:PIA16460 Mars Atmosphere Gases 20121102.svg|섬네일|left|200px|화성 대기의 대부분을 구성하는 물질을 나타낸 그래프.]]
=== 이산화 탄소 ===
화성 대기의 대부분을 차지하는 물질은 약 95 %를 차지하고 있는 [[이산화 탄소]](CO<sub>2</sub>)로. 겨울이 되면 화성의 극지방에 전체 이산화 탄소의 약 25 %가 얼어붙어 [[드라이 아이스]]로 이루어진 극관이 형성되고 여름이 되면 햇빛에 의해 드라이 아이스가 다시 승화하여 대기의 일부로 되돌아간다. 이 현상은 [[화성]]이 공전하며 계절이 순환하는 동안 지속적으로 일어나며 이 때문에 겨울 동안에는 기압이 하락하고, 여름에는 기압이 상승한다.

과거에는 [[화성]]의 대기가 현재보다 더 짙고 따뜻하며 습도도 높았을 것으로 추측하고 있는데<ref>{{저널 인용|언어=en|doi=10.1016/j.icarus.2010.11.014|제목=Sequence and timing of conditions on early Mars|저널=Icarus|권=211|쪽=1204–1214|저자1=Fassett, C.|저자2=J. Head.|연도=2011}}</ref> 과거의 대기에 존재하던 이산화 탄소가 [[온실 효과]]를 일으켜 [[화성]]의 일부분의 기온이 0°C 보다 상승하여<ref>{{저널 인용|언어=en|제목=3D modelling of the early martian climate under a denser CO<sub>2</sub> atmosphere: temperatures and CO<sub>2</sub> ice clouds|저널=Icarus|권=222|쪽=81–99|연도=2013|저자=Forget, F.|저자표시=etal|doi=10.1016/j.icarus.2012.10.019|arxiv=1210.4216}}</ref> 얼음이 녹아 물이 흐르면서 강이나 호수 등을 형성했을 것으로 추측하고 있다.<ref>{{웹 인용|성1=Choi|이름1=Charles Q.|제목=Wet Mars: Red Planet Lost Ocean's Worth of Water, New Maps Reveal|url=http://www.space.com/28742-ancient-mars-ocean-water-lost.html|웹사이트=Space.com|날짜=2015-03-05|언어=en}}</ref> 일부 연구자들의 의견에 의하면 과거에는 [[화성]]의 대기가 현재 [[지구의 대기]]만큼 두꺼웠던 적이 있었다고 주장하고 있지만, 2015년 가을 들어서는 대부분의 연구자들이 과거에도 [[화성]]의 대기가 그렇게까지 두꺼운 정도는 아니였을 것이라고 주장한다.<ref name=whathappend>{{뉴스 인용|제목=What happened to early Mars' atmosphere? New study eliminates one theory|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2015/09/150903121019.htm|날짜=2015-09-03|뉴스=ScienceDaily|출판사=[[미국 항공우주국|NASA]]/[[제트추진연구소]]|언어=en}}</ref> 현재는 [[화성]]의 대기가 지구와 비교할 수 없을 정도로 얇지만, 비교적 최근까지는 화성의 대기가 지구와 비슷할 것이라고 추측되어왔었다. 또한 초기 화성에서는 많은 양의 [[이산화 탄소]]들이 [[탄산염]] 종류의 광물 형태로 굳어졌을 것이라고 추측했으나 [[화성]]의 궤도를 선회중인 많은 위성들의 과학 기구를 사용하여 관측한 결과에 따르면, [[화성]]에는 극소량의 [[탄산염]]이 매장된 상태라고 밝혀졌다.<ref>{{저널 인용|언어=en|제목=Geochemistry of carbonates on Mars: implications for climate history and nature of aqueous environments|저널=Space Science Reviews|날짜=2013-01|권=174|호=1|쪽=301-328|저자=Niles, P.|저자표시=etal}}</ref><ref name=whathappend/> 그로 인해 오늘날에는, 과거에 이산화 탄소들이 [[태양풍]]에 의해 쓸려나가 [[화성]]을 벗어나버렸을 것으로 추측하고 있다. 연구자들은 화성의 이산화 탄소가 화성을 탈출하게 되는 과정이 크게 2단계로 나뉘어 있다고 주장했는데 그 과정은 다음과 같다.<ref>{{웹 인용|성1=Cofield|이름1=Calla|제목=Search for 'Missing' Carbon on Mars Cancelled|url=http://www.space.com/31215-mars-missing-carbon-mystery.html?cmpid=NL_SP_weekly_2015-11-27|웹사이트=Space.com|날짜=2015-11-26|언어=en}}</ref>
* 태양으로부터 불어오는 [[자외선]]에 의해 [[이산화 탄소]] [[분자]]가 [[일산화 탄소]]와 [[산소]]로 쪼개짐
** 이후 자외선 [[광자]]에 의해 [[일산화 탄소]]가 [[탄소]]와 [[산소]]로 쪼개짐
* [[화성]]에 도달하는 에너지만으로도 충분히 화성을 탈출할 수 있을 정도로 가벼워짐
** 위 과정을 반복함으로써 지속적으로 이산화 탄소가 대기에서 탈출함

위 과정을 통해서 비교적 가벼운 [[탄소]] [[동위원소]](C<sup>12</sup>)들이 지속적으로 대기를 탈출하였고 비교적 무거운 탄소 동위원소(C<sup>13</sup>)들만이 현재의 화성 대기에 남아있는 것으로 추측하고 있다.<ref>{{뉴스 인용|제목=Mars once had a moderately dense atmosphere|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2015/11/151124170249.htm|날짜=2015-11-24|뉴스=ScienceDaily|출판사=California Institute of Technology|언어=en}}</ref> 이는 현재 활동중인 탐사차인 [[큐리오시티 로버|큐리오시티]]가 [[화성]]의 표면으로 무거운 탄소 동위원소를 발견함으로써 더욱 설득력을 얻게 되었다.<ref>{{저널 인용|언어=en | doi = 10.1126/science.1237961|pmid=23869013| title = Isotope Ratios of H, C, and O in CO<sub>2</sub> and H<sub>2</sub>O of the Martian Atmosphere| journal = [[사이언스]]| volume = 341| issue = 6143| pages = 260–3| year = 2013| last1 = Webster | first1 = C. R.| last2 = Mahaffy | first2 = P. R.| last3 = Flesch | first3 = G. J.| last4 = Niles | first4 = P. B.| last5 = Jones | first5 = J. H.| last6 = Leshin | first6 = L. A.| last7 = Atreya | first7 = S. K.| last8 = Stern | first8 = J. C.| last9 = Christensen | first9 = L. E.| last10 = Owen | first10 = T.| last11 = Franz | first11 = H.| last12 = Pepin | first12 = R. O.| last13 = Steele | first13 = A.}}</ref><ref>{{저널 인용|언어=en|제목=Tracing the fate of carbon and the atmospheric evolution of Mars|성1=Hu|이름1=Renyu|성2=Kass|이름2=David M.|성3=Ehlmann|이름3=Bethany L.|성4=Yung|이름4=Yuk L.|연도=2015|저널=Nature Communications|권=6|호=10003|doi=10.1038/ncomms10003}}</ref>

=== 아르곤 ===
[[파일:Victoria clouds.gif|200px|섬네일|right|[[오퍼튜니티 로버|오퍼튜니티]]가 촬영한 화성의 [[권운]]형 구름.]]
화성의 대기에는 [[태양계]] 내에서 [[대기]]가 존재하는 천체들에 비해 상당히 많은 양의 비활성 기체인 [[아르곤]]이 존재한다. 화성의 대기에서 [[이산화 탄소]]는 계절에 따라 고체로 응축되기도 하면서 시시각각 그 수치가 변하지만, 아르곤은 이산화 탄소처럼 응축되지 않기 때문에 그 총량이 항상 일정하다. 하지만 이산화 탄소의 양이 증가와 감소함에 따라 위치에 따른 상대 농도는 차이가 나며, 현재 활동중인 [[탐사선]]이 조사한 정보에 따르면 대기 내의 아르곤의 농도는 가을이 되면 증가하기 시작하다가 봄이 되면 다시 하락한다.

=== 물 ===
화성의 대기를 다른 측면에서 본다면 굉장히 특이한데, 여름이 되면 극지방에 얼어있던 [[드라이 아이스]]들이 승화하여 다시 대기 중으로 유입되는 과정에서 [[표면]]에 [[물]]의 흔적을 남기며, 최대 시속 400 km까지 도달하는 [[계절풍]]이 [[화성]]의 대기를 여러번 휩쓸게 된다. 이 과정에서 엄청난 양의 [[먼지]]와 [[수증기]]들이 대기 중으로 유입되면서 지구에서 생기는 형태와 유사한 [[성에]]나, 큰 [[권운]]형 구름을 형성한다. 이 권운형 구름은 2004년에 [[오퍼튜니티 로버|오퍼튜니티]]에 의해 촬영되었던 적이 있었고<ref name="clouds">{{웹 인용|언어=en|url=http://mars.nasa.gov/mer/gallery/press/opportunity/20041213a.html|제목=Mars Rovers Spot Water-Clue Mineral, Frost, Clouds|날짜=2004-12-13|확인날짜=2006-03-17|출판사=[[미국 항공우주국|NASA]]}}</ref> 2008년에 [[피닉스 (우주선)|피닉스 탐사선]]이 화성의 극지방에서 토양을 분석할 때 [[물]]로 이루어진 얼음이 검출된 적이 있었다.

=== 메탄 ===
[[파일:PIA16463-MarsVolatiles-20121102.jpg|섬네일|250px|left|화성 대기에서 휘발성 기체의 이동 경로.]]
화성의 대기의 메탄 함유량은 [[ppb]] 단위로 매우 적다. 처음으로 [[화성]] 대기에서 메탄이 존재한다고 밝힌 것은 2003년에 [[고더드 우주 비행 센터]] 팀이였고<ref name="methane3" /><ref>{{웹 인용|언어=en|url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/mars-methane-boosts-chances-for-life/|title=Mars Methane Boosts Chances for Life|work=[[스카이 앤드 텔레스코프]]|date=2004-09-28|accessdate=2014-12-20|author=Naeye, Robert}}</ref> 2004년에는 [[마스 익스프레스]] 탐사선이 지상 관측 중에 10 ppb 정도의 메탄을 찾아냈다고 밝혔다.<ref name="Krasnopolskya">{{저널 인용|언어=en|title=Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence for life?|first=V. A. |last=Krasnopolskya |first2=J. P. |last2=Maillard |first3=T. C. |last3=Owen |journal=Icarus |volume=172 |issue=2 |pages=537–547 |year=2004 |url=|doi=10.1016/j.icarus.2004.07.004 |bibcode=2004Icar..172..537K }}</ref><ref name="Formisano">{{저널 인용|언어=en |title=Detection of Methane in the Atmosphere of Mars |first=V. |last=Formisano |first2=S. |last2=Atreya |first3=T. |last3=Encrenaz |first4=N. |last4=Ignatiev |first5=M. |last5=Giuranna |journal=[[사이언스]] |volume=306 |issue=5702|pages=1758–1761 |year=2004 |doi=10.1126/science.1101732 |pmid=15514118 |bibcode=2004Sci...306.1758F }}</ref><ref name="methane">{{웹 인용 |언어=en |title=Mars Express confirms methane in the Martian atmosphere |publisher=[[유럽 우주국|ESA]] |url=http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMZ0B57ESD_0.html |accessdate=2006-03-17 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060224102528/http://www.esa.int/SPECIALS/Mars_Express/SEMZ0B57ESD_0.html# |archivedate=2006-02-24 |url-status=live }}</ref> 메탄 함유량은 2003년의 관측과 2006년의 관측에서 큰 차이를 보였는데, 이를 통해 대기에서의 메탄 함유량은 특정 장소에 밀집되어 있거나 계절에 영향을 받는 것으로 추측하고 있다.

화성에서의 메탄은 [[태양]]에서 오는 [[자외선]]과 다른 기체들과의 [[화학 반응]]으로 쉽게 사라지는데, 이 메탄이 극히 소량이라 하더라도 지속적으로 관측되는 것으로 보아 [[화성]]에 지속적으로 메탄 가스를 공급하는 근원지가 있을 것으로 추측하고 있지만. 현재의 광화학 기술력으로는 메탄의 정체를 정확하게 규명해낼 수 없으며<ref>{{웹 인용|언어=en|url=http://www.rsc.org/chemistryworld/News/2009/August/05080903.asp|title=Martian methane breaks the rules|publisher=[[영국 왕립 화학회]]|date=2009-08-05|accessdate=2014-12-20|author=Urquhart, James}}</ref><ref name=bbcjudith>{{웹 인용|언어=en|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/8186314.stm|title=Martian methane mystery deepens|work=[[BBC 뉴스]]|date=2009-08-05|accessdate=2014-12-20|last=Burns|first=Judith}}</ref> 이 메탄들이 [[화성]]의 대기에 진입하는 운석이나 소천체가 연소하는 과정에서 발생해 대기 중으로 유입된 것으로 추측하고 있었으나<ref>{{저널 인용|언어=en|title=Ultraviolet-radiation-induced methane emissions from meteorites and the Martian atmosphere|journal=[[네이처]]|first1=Frank |last1=Keppler |first2=Ivan |last2=Vigano |first3=Andy |last3=MacLeod |first4=Ulrich |last4=Ott |first5=Marion |last5=Früchtl |first6=Thomas |last6=Röckmann |url=http://www.nature.com/nature/journal/vaop/ncurrent/full/nature11203.html |accessdate=2012-06-08 |pmid=22678286 | doi=10.1038/nature11203 | volume=486 | issue=7401 | pages=93–6 | date=2012-06|bibcode = 2012Natur.486...93K }}</ref> [[임페리얼 칼리지 런던]]의 연구팀에서는 그런 과정을 통해 메탄이 생성된 것이라면 현재 측정되는 메탄의 양보다 훨씬 적을 것이라는 의견을 내놓았었다.<ref>{{뉴스 인용|언어=en |first1=Richard |last1=Court |first2=Mark |last2=Sephton |authorlink= |title=Life on Mars theory boosted by new methane study |date=2009-12-08|url=http://www3.imperial.ac.uk/newsandeventspggrp/imperialcollege/newssummary/news_8-12-2009-10-5-57#fni-2 |work=[[임페리얼 칼리지 런던]] |accessdate=2009-12-09}}</ref>

연구를 통해 나온 결과에 따르면 화성의 대기에 존재하는 메탄의 수명이 짧게는 7개월에서 길게는 4년인데<ref name="plumes">{{저널 인용|언어=en|title=Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003|journal=[[사이언스]]|date=2009-02-20|first=Michael J.|last=Mumma|volume=323|issue=5917|pages=1041–1045|doi=10.1126/science.1165243|url=http://images.spaceref.com/news/2009/Mumma_et_al_Methane_Mars_wSOM_accepted2.pdf |pmid=19150811 |bibcode=2009Sci...323.1041M|display-authors=etal}}</ref><ref name="Lefèvre">{{저널 인용|언어=en |title=Observed variations of methane on Mars unexplained by known atmospheric chemistry and physics |journal=[[네이처]] |date=2009-08-06 |first1=Lefèvre |last1=Franck |first2=François |last2=Forget |volume=460 |issue=7256 |pages=720–723 |doi=10.1038/nature08228 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v460/n7256/abs/nature08228.html |accessdate=2009-10-23 |pmid=19661912 |bibcode=2009Natur.460..720L }}</ref> 이는 화성 대기의 순환으로 인해 메탄이 특정 구역에서만 관찰되는 불균형 현상이 나타나기에 충분히 짧은 시간이다{{#tag:ref|메탄이 이보다 더 오래 살아남는다면 대기 순환의 영향을 여러 번 받게 되어 결국에는 화성 전체에 고르게 분포하게 될 것이다.|group=주}}. 하지만 7개월에서 4년은 350년이나 걸리는 자외선 복사를 통해 진행되는 광화학적 붕괴보다 훨씬 짧기에<ref name="plumes " /> 자외선이 아닌 다른 요인으로 인해 메탄이 매우 빠르게 붕괴된다고 추측하고 있으며, 이 요인으로 인한 붕괴는 자외선 복사로 인한 붕괴보다 100배에서 600배 정도 효율적이다<ref name="Lefèvre" /><ref name="plumes " /> 또한 너무나도 빠른 붕괴 속도에도 불구하고 메탄이 지속적으로 존재한다는 것은 매우 활발하게 메탄을 공급하는 요인이 존재한다는 것을 뜻한다.<ref name=bbcjudith/> 혹은 메탄이 소멸되는 것이 아니라 계절에 따라 [[클라스레이트 화합물]] 형태로 응고, 증발하거나<ref>{{저널 인용|언어=en |first1=Kevin |last1=Zahnle |first2=Richard |last2=Freedman |first3=David |last3=Catling |title=Is there Methane on Mars? – 41st Lunar and Planetary Science Conference | year=2010 |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/2456.pdf |accessdate=2010-07-26 }}</ref> 화성 표면에 있는 [[석영]](SiO<sub>2</sub>), [[감람석]] 성분과 반응하여 Si–CH<sub>3</sub> 화합물로 결합한다는 가능성도 제기되고 있다<ref name="Methane sink 2014">{{저널 인용|언어=en |title=A sink for methane on Mars? The answer is blowing in the wind |journal=Icarus |year=2014 |last=Jensen |first=Svend J. Knak |last2=Skibsted |first2=Jørgen |last3=Jakobsen |first3=Hans J. |last4=Kate |first4=Inge L. ten |last5=Gunnlaugsson |first5=Haraldur P. |first6=Jonathan P. |last6=Merrison |first7=Kai |last7=Finster |first8=Ebbe |last8=Bak |first9=Jens J. |last9=Iversen |first10=Jens C. |last10=Kondrup |first11=Per |last11=Nørnberg |volume=236 |pages=24–27 |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103514001626 |accessdate=2014-05-01 |doi=10.1016/j.icarus.2014.03.036 |bibcode=2014Icar..236...24K}}</ref>

[[파일:PIA19088-MarsCuriosityRover-MethaneSource-20141216.png|섬네일|350px|right|메탄의 공급과 소멸 과정의 상상도.]]
현재 가장 유력한 설은 화성의 메탄이 물과 암석의 반응, 물의 방사선 분해, [[황철석]] 생성 등과 같이 비 생물학적인 과정으로 형성되었다는 것이다. 위의 모든 과정에서 H<sub>2</sub> 가 생성되는데, H<sub>2</sub>는 피셔-트롭슈 과정을 통해 [[일산화 탄소]]나 [[이산화 탄소]]와 결합하여 메탄 같은 [[탄화수소]] 물질을 생성할 수 있으며<ref name="asc.2010">{{콘퍼런스 인용|언어=en |first=Michael |last=Mumma |contribution=The Astrobiology of Mars: Methane and Other Candinate Biomarker Gases, and Related Interdisciplinary Studies on Earth and Mars |title=Astrobiology Science Conference 2010 |work=Astrophysics Data System | publisher=Goddard Space Flight Center |location=Greenbelt, MD |year=2010 |contribution-url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/abscicon2010/pdf/5590.pdf |chapter-format=PDF |accessdate=2010-07-24 |display-authors=etal}}</ref> 메탄도 화성에 존재하는 물, 이산화 탄소, 황철석 등이 이 현상을 일으켜 생성되었다고 추측하고 있다.<ref name="olivine">{{저널 인용|언어=en |title=Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars |last=Oze |first=C. |first2=M. |last2=Sharma |journal=Geophys. Res. Lett. |volume=32 |issue=10 |pages=L10203 |year=2005 |url=http://www.agu.org/journals/gl/gl0510/2005GL022691/ |doi=10.1029/2005GL022691 |bibcode=2005GeoRL..3210203O }}</ref> 하지만 이 반응은 고온, 고압의 환경에서만 발생해서 표면 상에서는 일어날 수 없고 지표 아래에서는 일어날 가능성이 있다.<ref>{{뉴스 인용 |언어=en |first1=Paul |last1=Rincon |title=Mars domes may be 'mud volcanoes' |date=2009-03-26 |url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7966437.stm |work=[[BBC 뉴스]] |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090329182832/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/7966437.stm# |archivedate=2009-03-29 |url-status=live |accessdate=2009-04-02 }}</ref><ref>{{웹 인용|언어=en|url=http://astrobiology.com/2015/06/team-finds-new-hope-for-life-in-martian-crust.html|제목=Team Finds New Hope for Life in Martian Crust|날짜=2015-06-16|웹사이트=Astrobiology|출판사=SpaceRef}}</ref> 또한 화성에서 [[사문암]]{{#tag:ref|사문암은 주로 초염기성암이 열수변성을 받아 만들어진다.|group=주}} 성분이 검출되었는데, 사문암이 식으면서 메탄이 방출되는 현상 때문에 메탄이 존재할 수도 있으며<ref>{{저널 인용|언어=en |title=Low temperature production and exhalation of methane from serpentinized rocks on Earth: A potential analog for methane production on Mars |journal=Icarus |first=Giuseppe |last=Etiope |first2=Bethany L. |last2=Ehlmannc |first3=Martin |last3=Schoell |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103512001832 |accessdate=2012-06-08 |doi=10.1016/j.icarus.2012.05.009 |bibcode=2013Icar..224..276E |volume=224 |pages=276–285}}</ref> 또다른 가설은 이 메탄의 근원이 [[가스 하이드레이트]]라는 것으로, 화성의 빙권에 [[메탄]]이 가스 하이드레이트 형태로 갇혀 있어서 때때로 그 성분이 대기권으로 방출된다는 설이다.<ref>{{저널 인용 |언어=en |title=Variability of the methane trapping in Martian subsurface clathrate hydrates |journal=Planetary and Space Science |date=2009-01 |first=Caroline |last=Thomas |volume=57 |issue=1 |pages=42–47 |doi=10.1016/j.pss.2008.10.003 |url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V6T-4TPHRT5-2&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=e64bf861e4ef71f5336823d5dc1b9e12 |bibcode=2009P&SS...57...42T |arxiv=0810.4359 |accessdate=2009-08-02 |display-authors=etal }}{{깨진 링크|url=http://www.sciencedirect.com/science?_ob=ArticleURL&_udi=B6V6T-4TPHRT5-2&_user=10&_rdoc=1&_fmt=&_orig=search&_sort=d&_docanchor=&view=c&_acct=C000050221&_version=1&_urlVersion=0&_userid=10&md5=e64bf861e4ef71f5336823d5dc1b9e12 }}</ref>

멕시코의 과학자들이 화성의 대기를 재현한 환경에서 [[플라즈마]] 실험을 시행했는데, 플라즈마가 화성의 물이 얼은 얼음에 [[방전]]되며 상호 작용을 일으켜 메탄이 방출되는 것을 확인했다. 실제 화성에서 [[먼지 폭풍]]이나 먼지 악마가 발생할 때, 먼지 입자들 사이에 대전이 일어나 화성의 영구 동토층이나 도랑 등에 얼어있던 얼음과 상호작용을 일으켜 메탄이 생성될 수 있다는 설로, 대전으로 인해 이온화된 이산화 탄소 기체와 물 분자가 상호 작용하여 만들어진 부산물이 결합하여 메탄이 만들어지게 되며, 화성의 대기 환경에서 실험을 진행한 결과, 가해진 에너지 1 [[줄 (단위)|J]] 당 1.41×10<sup>16</sup> 개의 메탄 분자가 생성되는 것으로 확인되었다.<ref>{{웹 인용|언어=en|url=http://www.universetoday.com/97280/could-dust-devils-create-methane-in-mars-atmosphere/|제목=Could Dust Devils Create Methane in Mars’ Atmosphere?|성=Atkinson|이름=Nancy|날짜=2012-09-10|웹사이트=Universe Today}}</ref><ref>{{저널 인용|언어=en| last1 = Robledo-Martinez | first1 = A. | last2 = Sobral | first2 = H. | last3 = Ruiz-Meza | first3 = A. | year = 2012 | title = Electrical discharges as a possible source of methane on Mars: lab simulation | doi = 10.1029/2012gl053255 | journal = Geophys. Res. Lett. | volume = 39| page = L17202 | bibcode=2012GeoRL..3917202R}}</ref>

혹은, [[메탄 세균]] 같은 살아있는 [[미생물]] 등이 원인일 가능성도 있지만, 현재까지는 화성 어디에도 이런 [[유기체]]가 존재한다는 증거는 포착되지 않았다. 지구의 바다에서는 생물학적 작용으로 [[메탄]]이 [[에탄]]과 함께 생성되지만, 화산 폭발 등의 지질학적 작용으로 생성된 메탄은 [[이산화황]]과 함께 생성된다. 하지만 [[이산화황]] 또한 화성에서 포착된 바가 없는 것으로 보아 지질학적 작용은 메탄의 근원이 아닌 것으로 추측된다.<ref name="Krasnopolsky12">{{저널 인용|언어=en | last1 = Krasnopolsky | first1 = Vladimir A | year = 2012 | title = Search for methane and upper limits to ethane and SO2 on Mars | journal = Icarus | volume = 217 | pages = 144–152 | doi=10.1016/j.icarus.2011.10.019 | bibcode=2012Icar..217..144K}}</ref><ref name="Encrenaz11">{{저널 인용|언어=en | last1 = Encrenaz | first1 = T. | last2 = Greathouse | first2 = T. K. | last3 = Richter | first3 = M. J. | last4 = Lacy | first4 = J. H. | last5 = Fouchet | first5 = T. | last6 = Bézard | first6 = B. | last7 = Lefèvre | first7 = F. | last8 = Forget | first8 = F. | last9 = Atreya | first9 = S. K. | year = 2011 | title = A stringent upper limit to SO2 in the Martian atmosphere | journal = A&A | volume = 530 | page = 37 | doi=10.1051/0004-6361/201116820 | bibcode=2011A&A...530A..37E}}</ref>

[[파일:PIA19087-MarsCuriosityRover-GaleCrater-MethaneChart-20141216.png|left|섬네일|350px|[[큐리오시티 로버|큐리오시티]]의 탐사 기구로 분석한 메탄 검출량.]]
2011년에는 [[미국 항공우주국|NASA]]에서 [[화성]]에 존재하는 극미량의 성분들을 조사한 결과를 발표했는데, 메탄(7ppbv{{#tag:ref|ppbv는 대상의 부피가 전체에서 차지하는 비율을 나타넨 것으로, 7ppbv는 전체 부피에서 메탄이 차지하는 비율이 0.000000007 % 란 뜻이다.|group=주}} 이하), 에탄(0.2ppbv 이하), 메탄올(19ppbv 이하) 등과 매우 적은 양의 다른 성분들이 검출되었다.<ref name='Villanueva 2012'>{{저널 인용|언어=en| last1 = Villanueva | first1 = G. L. | last2 = Mumma | first2 = M. J. | last3 = Novak | first3 = R. E. | last4 = Radeva | first4 = Y. L. | last5 = Käufl | first5 = H. U. | last6 = Smette | first6 = A. | last7 = Tokunaga | first7 = A. | last8 = Khayat | first8 = A. | last9 = Encrenaz | first9 = T. | last10 = Hartogh | first10 = P. | year = 2013 | title = A sensitive search for organics (CH4, CH3OH, H2CO, C2H6, C2H2, C2H4), hydroperoxyl (HO2), nitrogen compounds (N2O, NH3, HCN) and chlorine species (HCl, CH3Cl) on Mars using ground-based high-resolution infrared spectroscopy | journal = Icarus | volume = 223 | issue = 1| pages = 11–27 | doi=10.1016/j.icarus.2012.11.013 | bibcode=2013Icar..223...11V}}</ref> 이 정보는 약 6년에 걸친 화성의 제각각 다른 지역과 계절의 변화에 따른 변동 또한 적용시킨 결과로, 이 결과에 따르면 유기체나 생물학적 작용으로 생성된 것이기엔 양이 너무나도 극미량이기 때문에 메탄의 원인이 생물학적 요인도 아닌 것으로 추측하고 있다.<ref name='Villanueva 2012'/>

2012년 8월에는 [[화성]]에 착륙한 [[큐리오시티 로버|큐리오시티]]가 탐사 장비를 이용해 [[메탄]]에 관한 측정을 진행했는데<ref name=makingsense/><ref>{{저널 인용|언어=en|last = Calvin | first = Wendy | title = Report from the 2013 Mars Science Orbiter (MSO) – Second Science Analysis Group|publisher = Mars Exploration Program Analysis Group (MEPAG)|page = 16|year = 2007|url = http://mepag.jpl.nasa.gov/reports/MSO_SAG2_Report_MEPAG_29may1.pdf|format = pdf|accessdate = 2009-11-09|display-authors=etal}}</ref> 그 결과 착륙 지점인 [[게일 크레이터|게일 분화구]]에는 5ppb 미만 혹은 거의 없는 정도로 극미량이 검출되었고<ref>{{웹 인용|언어=en|url=http://www.ustream.tv/nasajpl |title=Mars Curiosity Rover News Telecon|날짜=2012-11-02 }}</ref><ref name="Science-20121102">{{웹 인용|언어=en|last=Kerr|first=Richard A.|title=Curiosity Finds Methane on Mars, or Not|url=http://news.sciencemag.org/sciencenow/2012/11/curiosity-finds-methane-on-mars-.html|date=2012-11-02|publisher=[[사이언스]]|accessdate=2012-11-03|archive-date=2012-12-09|archive-url=https://archive.today/20121209084525/http://news.sciencemag.org/sciencenow/2012/11/curiosity-finds-methane-on-mars-.html|url-status=dead}}</ref><ref name="Space-20121102">{{웹 인용|언어=en|last=Wall |first=Mike |title=Curiosity Rover Finds No Methane on Mars — Yet| url=http://www.space.com/18333-mars-rover-curiosity-methane-measurements.html |date=2012-11-02| publisher=Space.com |accessdate=2012-11-03 }}</ref><ref name="NYT-20121102">{{뉴스 인용|언어=en| last=Chang| first=Kenneth |title=Hope of Methane on Mars Fades| url=http://www.nytimes.com/2012/11/03/science/space/hopes-for-methane-on-mars-deflated.html |date=2012-11-02|publisher=[[뉴욕 타임스]]|accessdate=2012-11-03}}</ref><ref name="Wired-20130718">{{웹 인용|언어=en|last=Mann |first=Adam |title=Mars Rover Finds Good News for Past Life, Bad News for Current Life on Mars |url=http://www.wired.com/wiredscience/2013/07/curiosity-mars-atmosphere |date=2013-07-18 |work=[[와이어드 (잡지)|와이어드]] |accessdate=2013-07-19}}</ref> 2013년까지도 메탄 측정량은 큰 변화가 없다가<ref name="SJ-20130919">{{저널 인용|언어=en |last1=Webster |first1=Christopher R. |last2=Mahaffy |first2=Paul R. |last3=Atreya |first3=Sushil K. |last4=Flesch |first4=Gregory J. |last5=Farley |first5=Kenneth A. |title=Low Upper Limit to Methane Abundance on Mars |url=http://www.sciencemag.org/content/early/2013/09/18/science.1242902.abstract |date=2013-09-19 |journal=[[사이언스]] |doi=10.1126/science.1242902 |accessdate=2013-09-19 |volume=342 |pages=355–357|bibcode = 2013Sci...342..355W }}</ref><ref name="SCI-20130919">{{저널 인용 |언어=en |last=Cho |first=Adrian |title=Mars Rover Finds No Evidence of Burps and Farts |url=http://news.sciencemag.org/space/2013/09/mars-rover-finds-no-evidence-burps-and-farts |date=2013-09-19 |work=[[사이언스]] |accessdate=2013-09-19 |archive-date=2013-09-20 |archive-url=https://archive.today/20130920191355/http://news.sciencemag.org/space/2013/09/mars-rover-finds-no-evidence-burps-and-farts |url-status=dead }}</ref><ref name="NYT-20130919">{{뉴스 인용|언어=en|last=Chang |first=Kenneth |title=Mars Rover Comes Up Empty in Search for Methane |url=http://www.nytimes.com/2013/09/20/science/space/mars-rover-comes-up-empty-in-search-for-methane.html |date=2013-09-19 |work=[[뉴욕 타임스]] |accessdate=2013-09-19 }}</ref> 2013년 말과 2014년 초에 측정한 결과에는 이전에 비해 10배가 넘는 수치의 메탄이 검출되었다. 측정한 결과에 따르면, 2개월 동안 주변 지역은 약 7.2 ppb 정도의 높은 메탄 함유량을 보였으며, 여전히 확인되지 않은 무언가에서 메탄이 지속적으로 공급되거나 배출되고 있다는 것을 확인하였다.<ref name='Webster 2015'>{{저널 인용|언어=en|title=Mars methane detection and variability at Gale crater |journal=Science |date=2015-01-23 |last=Webster |first=Christopher R. |volume=347 |issue=6220 |pages=415–417 |doi=10.1126/science.1261713 |url=http://www.sciencemag.org/content/347/6220/415.short |accessdate=2015-04-15 |bibcode = 2015Sci...347..415W }}</ref>

2014년 9월 14일에 [[화성]] 궤도에 성공적으로 진입한 [[인도]]의 화성 탐사선인 [[망갈리얀]] 탐사선도 [[파브리-페로 간섭계|탐사 기구]]를 통해 대기 내에 메탄 함유량을 측정했는데, 이 결과 또한 메탄의 양은 ppb 단위에 그쳤다.<ref>{{콘퍼런스 인용|언어=en | url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2013/pdf/2760.pdf | title=Indian mission to Mars | accessdate=2014-12-20 | author=Goswami, Jitendra Nath | year=2013 | conference=44th Lunar and Planetary Science Conference}}</ref><ref>{{웹 인용|언어=en| url=http://www.planetary.org/blogs/emily-lakdawalla/2015/03040850-mars-orbiter-mission-methane.html | title=Mars Orbiter Mission Methane Sensor for Mars is at work | publisher=Planetary Society | date=2015-03-04 | accessdate=2015-03-07 | author=Lakdawalla, Emily}}</ref> 또한 2016년에 발사 예정인 엑소마스 기체 추적 궤도선도 [[화성]]에서 메탄에 관한 탐사뿐만 아니라 메탄이 분해되어 생성되는 [[메탄올]]과 [[폼알데하이드]]에 관한 자세한 연구를 진행할 예정이다.<ref>{{뉴스 인용|언어=en |first1=Paul |last1=Rincon |title=Agencies outline Mars initiative |date=2009-07-09 |url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/8130393.stm|work=[[BBC 뉴스]] |accessdate=2009-07-26 }}</ref><ref>{{뉴스 인용|언어=en|title=NASA orbiter to hunt for source of Martian methane in 2016|date=2009-03-06|url=http://www.thaindian.com/newsportal/health/nasa-orbiter-to-hunt-for-source-of-martian-methane-in-2016_100163335.html|work=Thaindian News|accessdate=2009-07-26|url-status=|보존일자=2018-10-05|보존url=https://web.archive.org/web/20181005142406/http://www.thaindian.com/newsportal/health/nasa-orbiter-to-hunt-for-source-of-martian-methane-in-2016_100163335.html|deadurl=}}</ref><ref>{{웹 인용|언어=en|url=http://exploration.esa.int/mars/50371-inside-exomars-issue-7/|제목=Inside ExoMars - Quarterly Newsletter|날짜=2012-05-16|출판사=[[유럽 우주국]]}}</ref><ref name="Rick">{{저널 인용|언어=en|first=Rick|last=Docksai|title=A Chemical Mission to Mars|date=2011-07|저널=The Futurist|권=45|호=4|쪽=6|url=https://www.questia.com/magazine/1G1-259704951/a-chemical-mission-to-mars-methane-lures-astrobiologists|확인날짜=2011-08-05}}</ref>

=== 이산화 황 ===
현재 대기 중에 존재하는 [[이산화 황]]은 화산 활동에 의해 생겨났다고 추측된다. 이 때문에 화성에 존재하는 메탄에 대한 오랜 논쟁이 계속되고 있다. 만약 화성에 존재하는 메탄이 (지구에서 그렇듯이) 화산 활동으로 생겨난 것이라면 이산화 황은 대량으로 발견되리라 예상된다. 몇몇 팀은 [[NASA 적외선 망원경 시설]]을 이용해 이산화 황을 찾아내려고 노력했다. 이산화 황은 찾지 못했지만, 대기 중 농도 0.2 ppb라는 엄격한 상한선이 만들어졌다.<ref name="Krasnopolsky12" /><ref name="Encrenaz11" /> 2013년 3월, [[고더드 우주 비행 센터]]의 과학자들은 [[큐리오시티 (탐사차)|큐리오시티]]가 [[락 네스트 (화성)|락 네스트]]에서 분석한 토양 표본에서 SO<sub>2</sub>를 감지했다고 보고했다.<ref name="McAdams13">{{저널 인용|title=Insights into the Sulfur Mineralogy of Martian Soil at Rocknest, Gale Crater, Enabled by Evolved Gas Analyses|journal=44th Lunar and Planetary Science Conference|volume=44|pages=1751|author1=McAdam|first1=A. C.|last2=Franz|first2=H.|last3=Archer|first3=P. D.|last4=Freissinet|first4=C.|last5=Sutter|first5=B.|last6=Glavin|first6=D. P.|last7=Eigenbrode|first7=J. L.|last8=Bower|first8=H.|last9=Stern|first9=J.|last10=Mahaffy|first10=P. R.|last11=Morris|first11=R. V.|last12=Ming|first12=D. W.|last13=Rampe|first13=E.|last14=Brunner|first14=A. E.|last15=Steele|first15=A.|last16=Navarro-González|first16=R.|last17=Bish|first17=D. L.|last18=Blake|first18=D.|last19=Wray|first19=J.|last20=Grotzinger|first20=J.|author21=MSL Science Team|저자표시=9|year=2013|bibcode=2013LPI....44.1751M}}</ref>

== 먼지 폭풍 ==
[[파일:Mars dust opacities MER-B Sol 1205 to 1235.jpg|섬네일|300px|[[오퍼튜니티 로버|오퍼튜니티]]가 먼지 폭풍 속에서 촬영한 이미지, 마지막 이미지인 1235 화성일에는 태양광이 99 %까지 차단되었다.]]
1971년에 [[매리너 9호]]가 [[화성]]에 도착했을 때, 매리너 9호는 선명하고 매끈한 표면의 모습 대신에 먼지와 폭풍으로 덮힌 화성의 모습을 전송해왔는데<ref>{{웹 인용 |언어=en |title=Planet Gobbling Dust Storms |publisher=[[미국 항공우주국|NASA]] |url=http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast16jul_1.htm |accessdate=2007-02-22 |보존일자=2006-06-13 |보존url=https://web.archive.org/web/20060613062647/http://science.nasa.gov/headlines/y2001/ast16jul_1.htm |deadurl= }}</ref>  오직 [[올림푸스 산]]만이 먼지 속에서 분간할 수 있는 유일한 곳이였으며, 이후 과학자들은 연구를 통해 이 현상이 화성에서는 매우 빈번하게 일어난다는 사실을 알아냈다.

[[바이킹|바이킹 착륙선]]이 표면에서 수집한 정보에 따르면<ref name="Sheehan-13">{{서적 인용|언어=en|제목=The Planet Mars: A History of Observation and Discovery|장=Chapter 13|장url=http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/chap13.htm|이름=William|성=Sheehan|access-date=2015-12-26|archive-date=2011-11-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20111111091348/http://www.uapress.arizona.edu/onlinebks/mars/chap13.htm|url-status=dead}}</ref> 먼지 폭풍이 일어나는 동안 그 지역의 기온은 10°C에서 50°C 가량이 큰 폭으로 하락했고, 풍속은 폭풍이 처음 시작 될 때 17 m/s 정도에서 최대 26 m/s까지 상승했으며, 화성에 도달하는 빛이 거의 완벽하게 차단되는 것으로 확인되었다.

먼지 폭풍은 화성 표면에서 활동하는 탐사선들에게 매우 큰 악영향을 미치는데, 먼지들이 태양광을 거의 완벽하게 차단함으로써 [[태양 전지]]판을 전력원으로 사용하는 탐사선들은 전력 공급이 거의 중단되게 되며 이는 탐사선의 수명에도 안좋은 영향을 끼치게 된다. [[오퍼튜니티 로버|오퍼튜니티]]가 임무 활동 중에 먼지 폭풍을 직면하여 안전 모드로 구동하게 되었는데, 이 기간 동안에 촬영한 이미지에 따르면 1235 화성일에 태양광이 99 %까지 차단되었다.

== 미디어 ==
<gallery class="center">
파일:Mars atmosphere.jpg|지평선을 따라 보이는 화성의 옅은 대기층
파일:Mars violet sky.jpg|[[마스 패스파인더]]가 촬영한 화성의 수증기 구름
</gallery>
{{넓은 그림|MarsSunset losslesscrop.jpg|800px|align-cap=center|[[스피릿 로버|스피릿]]이 [[구세프 분화구]]에서 촬영한 일몰 (2005년 5월 이미지)}}
{{넓은 그림|Mars sunset PIA01547.jpg|800px|align-cap=center|[[마스 패스파인더]]가 [[아레스 발리스]]에서 촬영한 일몰 (1997년 7월 이미지)}}
{{넓은 그림|Martian-Sunset-O-de-Goursac-Curiosity-2013.jpg|800px|align-cap=center|[[큐리오시티 로버|큐리오시티]]가 [[게일 분화구]]에서 촬영한 일몰 (2013년 3월 이미지)}}

== 같이 보기 ==
* [[화성의 기후]]

== 각주 ==
;내용주
{{각주|group=주}}

;참조주
{{각주|3|refs=}}

{{화성}}
{{대기권}}
{{전거 통제}}

[[분류:화성의 대기| ]]
[[분류:화성|대기]]
[[분류:행성의 대기]]