Атмосфера на Марс

Атмосфера на Марс — слој од гасови што го опкружуваат Марс. Атмосферата првенствено е составена од јаглерод диоксид (95 %), молекуларен азот (2,8 %) и аргон (2 %). Исто така, содржи траги на водена пареа, кислород, јаглерод моноксид, водород и благородни гасови. Атмосферата на Марс е многу потенка од онаа на Земјата. Просечниот површински притисок е само околу 610 паскали што е помалку од 1 % од вредноста на Земјата. Моменталната тенка атмосфера на Марс го забранува постоењето на течна вода на површината на Марс, но многу проучувања сугерираат дека атмосферата на Марс била многу погуста во минатото. Поголемата густина во текот на пролетта и есента се намалува за 25% во текот на зимата кога јаглерод диоксидот делумно се замрзнува на половите. Највисоката атмосферска густина на Марс е еднаква на онаа што се наоѓа на 35 км. Атмосферата на Марс ја губи масата во вселената откако се формирала планетата, а истекувањето на гасови продолжува и денес.
Атмосферата на Марс е поладна од онаа на Земјата. Поради поголемото растојание од Сонцето, Марс добива помалку сончева енергија и има пониска делотворна температура, која е околу . Просечната температура на емисиите на површината на Марс е само , што е споредливо со внатрешноста на Антарктикот. Послабиот ефект на стаклена градина во атмосферата на Марс (, наспроти на Земјата) може да се објасни со малото изобилство на други стакленички гасови. Дневниот опсег на температури во долниот дел на атмосферата е огромен поради ниската топлинска инерција; може да се движи од до близу во близина на површината во некои региони. Температурата на горниот дел од атмосферата на Марс е исто така значително пониска од онаа на Земјата поради отсуството на стратосферскиот озон и ефектот на радијативно ладење на јаглерод диоксид на повисоки надморски височини.
На Марс преовладуваат прашински виори и песочни бури, кои понекогаш се набљудуваат со телескопи од Земјата, а во 2018 година дури и со голо око како промена на бојата и осветленоста на планетата. Песочните бури што ја опкружуваат планетата (глобални песочни прашини) се случуваат во просек на секои 5,5 Земјини години (на секои 3 марсовски години) на Марс и може да ја загрозат работата на роверите на Марс. Сепак, механизмот одговорен за развојот на големите бури од прашина сè уште не е добро разбран. Се претпоставува дека е слабо поврзан со гравитациското влијание на двете месечини, нешто слично на создавањето на плимата и осеката на Земјата.
Атмосферата на Марс е оксидирачка атмосфера. Фотохемиските реакции во атмосферата имаат тенденција да ги оксидираат органските видови и да ги претворат во јаглерод диоксид или јаглерод моноксид. Иако најчувствителната сонда за метан на неодамна лансираниот орбитер Егзомарс не успеала да најде метан во атмосферата на целиот Марс, неколку претходни мисии и телескопот од земја откриле неочекувани нивоа на метан во атмосферата на Марс, кој дури може да биде биопотпис за живот на Марс.
1 Историја на атмосферски набљудувања
Во 1784 година, британскиот астроном со германско потекло Вилијам Хершел објавил напис за неговите набљудувања на атмосферата на Марс во ''Филозофски трансакции'' и го забележал повременото движење на посветла област на Марс, што го припишува на облаците и пареите. Во 1809 година, францускиот астроном Онре Фложерг напишал за неговото набљудување на „жолтите облаци“ на Марс, кои најверојатно се настани од прашински бури. Во 1864 година, Вилијам Ратер Доус забележал дека „црвената нијанса на планетата не произлегува од некоја особеност на нејзината атмосфера; се смета дека тоа целосно се докажува со фактот што црвенилото е секогаш најдлабоко во близина на центарот, каде што атмосферата е најтенка." Спектроскопските набљудувања во 1860-тите и 1870-тите навеле многумина да мислат дека атмосферата на Марс е слична на атмосферата на Земјата. Меѓутоа, во 1894 година, спектралната анализа и другите квалитативни набљудувања од Вилијам Валас Кембел сугерирале дека Марс наликува на Месечината, која нема забележлива атмосфера, во многу аспекти. Во 1926 година, фотографските набљудувања од Вилијам Хамонд Рајт во опсерваторијата Лик му дозволиле на Доналд Хауард Менцел да открие квантитативни докази за атмосферата на Марс.
Со засилено разбирање на оптичките својства на атмосферските гасови и напредокот во технологијата на спектрометар, научниците почнале да го мерат составот на атмосферата на Марс во средината на 20 век. Луис Дејвид Каплан и неговиот тим ги детектирале сигналите на водена пареа и јаглерод диоксид во спектрограмот на Марс во 1964 година, како и јаглерод моноксид во 1969 година Во 1965 година, мерењата направени за време на прелетувањето на Маринер 4 потврдиле дека атмосферата на Марс е составена главно од јаглерод диоксид, а површинскиот притисок е околу 400 до 700 Pa. Откако станал познат составот на атмосферата на Марс, започнале астробиолошките истражувања на Земјата за да се одредат одржливоста за можен живот на Марс. За таа цел биле развиени контејнери кои симулирале услови на животната средина на Марс, наречени „ Марсови тегли“.
Во 1976 година, два слетувачи од Викинг-програмата ги обезбедиле првите ''in situ'' мерења на составот на атмосферата на Марс. Друга цел на мисијата вклучувала истраги за докази за минат или сегашен живот на Марс. Оттогаш, многу орбитери и слетувачи се испратени на Марс за да се измерат различните својства на атмосферата на Марс, како што се концентрацијата на гасови во трагови и изотопските соодноси. Дополнително, телескопските набљудувања и анализите на марсовските метеорити обезбедуваат независни извори на информации за проверка на наодите. Сликите и мерењата направени од овие вселенски летала во голема мера го подобруваат нашето разбирање за атмосферските процеси надвор од Земјата. Роверот ''Кјуриосити'' и лендерот ''Инсајт'' сè уште работат на површината на Марс за да вршат експерименти и да известуваат за локалното дневно време. Роверот ''Персеверанс'' и хеликоптерот ''Инџинуити'', кои ја формираат програмата Марс 2020, слетале во февруари 2021 година. Роверот ''Розалинд Франклин'' треба да биде лансиран во 2022 година.
2 Тековен хемиски состав
2.1 Јаглерод диоксид
CO<sub>2</sub> е главната компонента на атмосферата на Марс. Има среден зафатнински однос од 94,9 %. Во зимските поларни региони, температурата на површината може да биде пониска од точката на росење на CO <sub>2.</sub> Гасот CO<sub>2</sub> во атмосферата може да се кондензира на површината за да формира цврст сув мраз со дебелина од 1–2 м. Во лето, поларната капа од сув мраз може да претрпи сублимација и да го ослободи CO<sub>2</sub> назад во атмосферата. Како резултат на тоа, на Марс може да се забележи значителна годишна варијабилност во атмосферскиот притисок (≈25 %) и атмосферскиот состав. Процесот на кондензација може да се приближи со релацијата Клаузиус-Клапејрон за CO<sub>2</sub>.
И покрај високата концентрација на CO<sub>2</sub> во атмосферата на Марс, ефектот на стаклена градина е релативно слаб на Марс (околу 5 °C) поради ниската концентрација на водена пареа и нискиот атмосферски притисок. Додека водената пареа во атмосферата на Земјата има најголем придонес за ефектот на стаклена градина на современата Земја, таа е присутна само во многу мала концентрација во атмосферата на Марс. Покрај тоа, при низок атмосферски притисок, стакленички гасови не можат ефикасно да апсорбираат инфрацрвено зрачење бидејќи ефектот на проширување на притисокот е слаб.
Во присуство на сончево ултравиолетово зрачење (''hν'', фотони со бранова должина помала од 225 nm), CO<sub>2</sub> во атмосферата на Марс може да се фотолизира преку следнава реакција:
+ ( < 225 nm) ⟶ 
Ако нема хемиско производство на CO<sub>2</sub>, целиот CO<sub>2</sub> во сегашната атмосфера на Марс ќе биде отстранет со фотолиза за околу 3.500 години. Хидроксилните радикали (OH) произведени од фотолиза на водена пареа, заедно со другите чудни видови на водород (на пр. H, HO<sub>2</sub> ), може да го претвори јаглерод моноксидот (CO) назад во CO<sub>2</sub>. Реакциониот циклус може да се опише како:
Мешањето, исто така, игра улога во регенерирањето на CO<sub>2</sub> со доведување на O, CO и O<sub>2</sub> во горниот дел од атмосферата надолу. Рамнотежата помеѓу фотолизата и производството на редокс ја одржува просечната концентрација на CO<sub>2</sub> стабилна во денешната атмосфера на Марс.
СО<sub>2</sub> ледените облаци може да се формираат во зимските поларни региони и на многу голема надморска височина (>50 km) во тропските региони, каде што температурата на воздухот е пониска од точката на мраз на CO<sub>2</sub>.
2.2 Азот
N<sub>2</sub> е вториот најзастапен гас во атмосферата на Марс. Има среден зафатнински однос од 2,6 %. Различни мерења покажале дека атмосферата на Марс е збогатена со 15 N. Збогатувањето на тешкиот изотоп на азот е веројатно предизвикано од масовно селективни процеси на бегство.
2.3 Аргон
Аргонот е трет најзастапен гас во атмосферата на Марс. Има среден зафатнински однос од 1,9 %. Во однос на стабилните изотопи, Марс е збогатен со <sup>38</sup>Ar во однос на <sup>36</sup>Ar, што може да се припише на хидродинамичкото бегство.
Еден од изотопите на Аргон, <sup>40</sup>Ar, се добива од радиоактивното распаѓање на <sup>40</sup> К. Спротивно на тоа, <sup>36</sup>Ar е примордијален: бил присутен во атмосферата по формирањето на Марс. Набљудувањата покажуваат дека Марс е збогатен со <sup>40</sup> Ar во однос на <sup>36</sup> Ar, што не може да се припише на процесите на загуба со селективна маса. Можното објаснување за збогатувањето е дека значителна количина на исконска атмосфера, вклучително и <sup>36</sup> Ar, била изгубена од ерозија на удар во раната историја на Марс, додека <sup>40</sup> Ar биле испуштени во атмосферата по ударот.
2.4 Кислород и озон
Проценетиот просечен зафатнински однос на молекуларниот кислород (O <sub>2</sub>) во атмосферата на Марс е 0,174 %. Тој е еден од производите на фотолизата на CO<sub>2</sub>, водена пареа и озон (O ). Може да реагира со атомски кислород (O) за повторно да формира озон (O ). Во 2010 година, вселенската опсерваторија Хершел открила молекуларен кислород во атмосферата на Марс.
Атомскиот кислород се произведува со фотолиза на CO<sub>2</sub> во горниот дел од атмосферата и може да избега од атмосферата преку дисоцијативна рекомбинација. На почетокот на 2016 година, Стратосферската опсерваторија за инфрацрвена астрономија (SOFIA) открила атомски кислород во атмосферата на Марс, кој не е пронајден од мисијата Викинг и Маринер во 1970-тите.
Во 2019 година, научниците од НАСА кои работеле на мисијата на роверот ''Кјуриосити'', кои вршеле мерења на гасот, откриле дека количината на кислород во атмосферата на Марс се зголемила за 30 % во пролет и лето.
Слично на стратосферскиот озон во атмосферата на Земјата, озонот присутен во атмосферата на Марс може да биде уништен со каталитички циклуси кои вклучуваат непарни видови на водород:
Мрежа: </br></br>
Бидејќи водата е важен извор на овие чудни видови на водород, поголемо изобилство на озон обично се забележува во регионите со помала содржина на водена пареа. Мерењата покажале дека вкупната колона на озон може да достигне 2-30 μm-atm околу половите во зима и пролет, каде што воздухот е ладен и има низок сооднос на заситеност со вода. Вистинските реакции помеѓу озонот и непарните видови водород може дополнително да се комплицираат со хетерогените реакции што се случуваат во облаците вода-лед.
Се смета дека вертикалната дистрибуција и сезонскиот озон во атмосферата на Марс е поттикнат од сложените интеракции помеѓу хемијата и транспортот на воздух богат со кислород од географските широчини осветлени од сонцето до половите. УВ/ИР спектрометарот на Марс Експрес (''SPICAM'') покажал присуство на две различни озонски слоеви на ниски до средни географски широчини. Тие сочинуваат постојан, речиси површински слој под надморска височина од 30 км, посебен слој кој е присутен само во северна пролет и лето со надморска височина што варира од 30 до 60 километри, и уште еден посебен слој кој постои 40–60 км над јужниот пол во зима, без пандан над северниот пол на Марс. Оваа трета озонска обвивка покажува нагло намалување на надморската височина помеѓу 75 и 50 степени јужно. ''SPICAM'' открил постепено зголемување на концентрацијата на озон на 50 км до средината на зимата, по што полека се намалува на многу ниски концентрации, без слој што може да се забележи над 35 км.
2.5 Водена пареа
Водената пареа е гас во трагови во атмосферата на Марс и има огромна просторна, дневна и сезонска променливост. Мерењата направени од орбитарот ''Викинг'' во доцните 1970-ти сугерирале дека целата глобална вкупна маса на водена пареа е еквивалентна на околу 1 до 2 км <sup>3</sup> мраз. Неодамнешните мерења на орбитерот ''Марс Експрес'' покажале дека просечното глобално годишно изобилство на водена пареа во колона е околу 10-20 микрони што може да се таложат (пр. μm). Максимално изобилство на водена пареа (50-70 пр. μm) се наоѓа во северните поларни региони на почетокот на летото поради сублимацијата на водениот мраз во поларната капа.
За разлика од атмосферата на Земјата, облаците со течна вода не можат да постојат во атмосферата на Марс; тоа е поради нискиот атмосферски притисок. Водно-ледени облаци слични на цирус биле забележани од камерите на роверот ''Опортјунити'' и лендерот ''Феникс.'' Мерењата направени од лендерот ''Феникс'' покажале дека облаците можат да се формираат на врвот на планетарниот граничен слој ноќе и да се таложат назад на површината како кристали мраз во севернополарниот регион.
2.6 Прашина
Под доволно силен ветер (> 30 ms <sup>−1</sup>), прашинските честички може да се мобилизираат и подигнат од површината во атмосферата. Некои од прашинските честички може да се суспендираат во атмосферата и да патуваат со циркулација пред да паднат назад на земја. Прашинските честички можат да го ослабат сончевото зрачење и да комуницираат со инфрацрвеното зрачење, што може да доведе до значителен радијативен ефект на Марс. Мерењата на орбитерот сугерираат дека глобално просечната оптичка длабочина на прашина има ниво на позадина од 0,15 и достигнува врв во сезоната на перихел (пролет и лето). Локалното изобилство на прашина варира во голема мера според сезоните и годините. За време на глобалните настани од прашина, средствата на површината на Марс можат да набљудуваат оптичка длабочина која е над 4. Мерењата на површината, исто така, покажале дека делотворниот полупречник на прашинските честички се движи од 0,6 μm до 2 μm и има значителна сезонска важност.
Прашината има нерамномерна вертикална распределба на Марс. Освен планетарниот граничен слој, звучните податоци покажале дека има и други врвови на сооднос на мешање прашина на поголема надморска височина (на пр. 15–30 km над површината).
2.7 Метан
Како вулкански и биоген вид, метанот е од интерес за геолозите и астробиолозите. Меѓутоа, метанот е хемиски нестабилен во оксидирачка атмосфера со УВ зрачење. Животниот век на метанот во атмосферата на Марс е околу 400 години. Откривањето на метан во планетарна атмосфера може да укаже на присуство на неодамнешни геолошки активности или живи организми. Од 2004 година, во различни мисии и набљудувачки студии се пријавени траги на метан (во опсег од 60 ppb до под ограничување на детекција (< 0,05 ppb)). Изворот на метан на Марс и објаснувањето за огромната разлика во набљудуваните концентрации на метан се уште се под активна дебата.
2.8 Сулфур диоксид
Сулфур диоксидот (SO <sub>2</sub>) во атмосферата би бил показател за моментална вулканска активност. Посебно интересно станало поради долгогодишната полемика за метанот на Марс. Ако вулканите биле активни во поновата историја на Марс, би се очекувало да се најде SO <sub>2</sub> заедно со метан во сегашната атмосфера на Марс. Не е откриен SO <sub>2</sub> во атмосферата, со горната граница на чувствителност поставена на 0,2 ppb. Сепак, тим предводен од научници од Центарот за вселенски летови на НАСА објавил откривање на SO <sub>2</sub> во примероците од почвата Рокнест анализирани од роверот ''Кјуриосити'' во март 2013 година.
2.9 Други гасови
Јаглерод моноксид (CO) се произведува со фотолиза на CO<sub>2</sub> и брзо реагира со оксидансите во атмосферата на Марс за повторно да формира CO<sub>2</sub>. Проценетиот просечен зафатнински однос на CO во атмосферата на Марс е 0,0747%.
Благородните гасови, освен хелиум и аргон, се присутни на нивоа во трагови (≈10 - 0,01 ppmv) во атмосферата на Марс. Концентрацијата на хелиум, неон, криптон и ксенон во атмосферата на Марс е измерена со различни мисии. Изотопските соодноси на благородните гасови откриваат информации за раните геолошки активности на Марс и еволуцијата на неговата атмосфера.
Молекуларниот водород (H <sub>2</sub>) се произведува со реакција помеѓу непарните видови на водород во средната атмосфера. Може да се испорача до горната атмосфера со мешање или дифузија, да се распадне до атомски водород (H) со сончево зрачење и да избега од атмосферата на Марс. Фотохемиското моделирање проценило дека односот на мешање на H <sub>2</sub> во долната атмосфера е околу 15 ± 5 ppmv.
3 Вертикална структура
Вертикалната температурна структура на атмосферата на Марс се разликува од атмосферата на Земјата на многу начини. Информациите за вертикалната структура обично се заклучуваат со користење на набљудувања од термални инфрацрвени звуци, радиоприкривање, аеросопирање. Атмосферата на Марс може да се класифицира во три слоја според просечниот температурен профил:
* Тропосфера (≈0–40 km): Слој каде што се случуваат најголем дел од временските феномени (на пр. конвекција и прашински бури). Неговата динамика е во голема мера поттикната од дневното загревање на површината и количината на суспендирана прашина. Марс има поголема висина од 11,1 км од Земјата (8,5 km) поради неговата послаба гравитација. Теоретската стапка на сув адијабатски пропуст на Марс е 4,3 °C km <sup>−1</sup>, но измерената просечна стапка на пропуст е околу 2,5 °C km <sup>−1</sup> бидејќи суспендираните прашински честички го апсорбираат сончевото зрачење и го загреваат воздухот. Дневниот температурен опсег во близина на површината е огромен (60 °C ) поради ниската топлинска инерција. Во услови на прашина, суспендираните честички прашина може да го намалат дневниот опсег на температурата на површината на само 5 °C. Температурата над 15км се контролира со радијативни процеси наместо со конвекција. Марс е исто така редок исклучок од правилото „тропопауза од 0,1 бари“ што се наоѓа во другите атмосфери во Сончевиот Систем.* Мезосфера (≈40–100 km): Слој што има најниска температура. CO<sub>2</sub> во мезосферата делува како средство за ладење со ефикасно зрачење на топлина во вселената. Набљудувањата на ѕвезденото прикривање покажуваат дека мезопаузата на Марс се наоѓа на околу 100 километри (околу 0,01 до 0,001 Pa) и има температура од 100-120 K. Температурата понекогаш може да биде пониска од линијата на мрзнење на CO<sub>2</sub>, а забележани се и детекции на CO<sub>2</sub> ледени облаци во марсовската мезосфера.* Термосфера (≈100–230 km): Слојот главно се контролира со екстремно УВ загревање. Температурата на термосферата на Марс се зголемува со надморска височина и варира во зависност од сезоната. Дневната температура на горната термосфера се движи од 175 К (кај афел) до 240 К (во перихел) и може да достигне до 390 К, но сепак е значително пониска од температурата на Земјината термосфера. Повисоката концентрација на CO<sub>2</sub> во термосферата на Марс може да објасни дел од несовпаѓањето поради ефектот на ладење на CO<sub>2</sub> на голема надморска височина. Се смета дека процесите на загревање на поларната светлина не се важни во термосферата на Марс поради отсуството на силно магнетно поле на Марс, но орбитерот ''Мејвен'' открил неколку настани на поларната светлина.
Марс нема постојана стратосфера поради недостаток на видови кои апсорбираат кратки бранови во неговата средна атмосфера (на пр. стратосферски озон во атмосферата на Земјата и органска магла во атмосферата на Јупитер) за создавање температурна инверзија. Сепак, сезонска озонска обвивка и силна температурна инверзија во средната атмосфера се забележани над јужниот пол на Марс. Висината на турбопаузата на Марс варира во голема мера од 60 до 140 км, а варијабилноста е поттикната од <sub>густината на</sub> CO<sub>2</sub> во долната термосфера. Марс има и комплицирана јоносфера која е во интеракција со честичките на сончевиот ветер, екстремното УВ зрачење и Х-зраците од Сонцето и магнетното поле на неговата кора. Егзосферата на Марс започнува на околу 230 км и постепено се спојува со меѓупланетарниот простор.
4 Прашина и други динамични одлики
4.1 Прашински виор
Прашинските виори се вообичаени на Марс. Како и нивните колеги на Земјата, прашинските виори се формираат кога конвективните витли поттикнати од силно површинско загревање се натоварени со прашински честички. Прашинските ѓаволи на Марс обично имаат пречник од десетици метри и висина од неколку километри, кои се многу повисоки од оние забележани на Земјата. Студијата на трагите на прашинските виори покажале дека повеќето на Марс се појавуваат на околу 60°N и 60°С во пролет и лето. Годишно креваат околу 2,3 × 10 <sup>11</sup> kg прашина од површината на земјата во атмосферата, што е споредливо со придонесот од локалните и регионалните прашински бури.
4.2 Прашински бури
Локалните и регионалните прашински бури не се ретки на Марс. Локалните бури имаат големина од околу 10 <sup>3</sup> km <sup>2</sup> и се појавуваат околу 2000 настани годишно на Марс, додека регионалните бури од 10 <sup>6</sup> km <sup>2</sup> се забележани често во јужниот дел на пролетта и летото. Во близина на поларната капа, прашинските бури понекогаш може да се создаваат од преднички активности и вонтропски циклони.
Глобалните прашински бури (површина > 10 <sup>6</sup> km <sup>2</sup> ) се случуваат во просек еднаш на секои 3 марсови години. Набљудувањата покажале дека поголемите прашински бури обично се резултат на спојување на помали прашински бури, но механизмот на раст на бурата и улогата на атмосферските повратни информации сè уште не се добро разбрани. Иако се смета дека марсовската прашина може да се внесе во атмосферата со процеси слични на Земјините (на пр. солење), вистинските механизми допрва треба да се проверат, а електростатичките или магнетните сили исто така можат да играат во модулирање на емисијата на прашина. Истражувачите објавиле дека најголемиот единствен извор на прашина на Марс потекнува од формацијата Медуза Фоса.
На 1 јуни 2018 година, научниците на НАСА откриле знаци на прашинска бура на Марс, што резултирало со крај на мисијата на роверот ''Опортјунити'' со сончева енергија, бидејќи прашината ја блокирала сончевата светлина потребна за работа. До 12 јуни, бурата била најобемната забележана на површината на планетата и опфаќала површина приближна на големината на Северна Америка и Русија заедно (околу четвртина од планетата). До 13 јуни, роверот почнал да се соочува со сериозни проблеми во комуникацијата поради прашинската бура.
4.3 Топлинска плима
Сончевото греење на дневната страна и радијативното ладење на ноќната страна на планетата може да предизвикаат разлика во притисокот. Топлинските плими, кои се циркулацијата на ветерот и брановите поттикнати од таквото дневно променливо поле на притисок, може да датат многу варијабилност на атмосферата на Марс. Во споредба со атмосферата на Земјата, топлинските плими имаат поголемо влијание врз атмосферата на Марс поради посилниот дневен температурен контраст. Површинскиот притисок измерен од роверите на Марс покажале јасни сигнали за топлинска плима, иако варијацијата зависи и од обликот на површината на планетата и количината на суспендирана прашина во атмосферата. Атмосферските бранови можат да патуваат и вертикално и да влијаат на температурата и содржината на вода-мраз во средната атмосфера на Марс.
4.4 Орографски облаци
На Земјата, планинските венци понекогаш принудуваат воздушна маса да се издигне и да се олади. Како резултат на тоа, водената пареа станува заситена и се формираат облаци за време на процесот на кревање. На Марс, орбитерите забележале сезонско повторливо формирање на огромни водено-ледени облаци околу страната на ветрот на 20 километарските високи вулкани Арсија, што најверојатно е предизвикано од истиот механизам.
4.5 Ветерска модификација
На Марс, ветерот блиску до површината не само што испушта прашина, туку и ја менува геоморфологијата на Марс во големи временски размери. Иако се сметало дека атмосферата на Марс е премногу тенка за мобилизирање на песочните одлики, набљудувањата направени од ''HiRSE'' покажале дека миграцијата на дините не е ретка на Марс. Глобалната просечна стапка на миграција на дините (високи 2 – 120 м) е околу 0,5 метри годишно. Моделот за атмосферска циркулација сугерира дека повторените циклуси на ерозија на ветер и таложење прашина може да доведат до нето транспорт на почвени материјали од низините до висорамнините во геолошка временска рамка.
5 Атмосферска еволуција
Се смета дека масата и составот на атмосферата на Марс се промениле во текот на животот на планетата. Погуста, потопла и повлажна атмосфера е потребна за да се објаснат неколку очигледни одлики во претходната историја на Марс, како што е постоењето на течни водни тела. Набљудувањата на горната атмосфера на Марс, мерењата на изотопскиот состав и анализите на марсовски метеорити, обезбедуваат докази за долгорочните промени на атмосферата и ограничувањата за релативната важност на различните процеси.
5.1 Атмосферата во раната историја
+Изотопски сооднос на различни видови во атмосферата на Марс и Земјата, Изотопски сооднос, Марс, Земјата,
(во H <sub>2</sub> O), 9,3 ± 1,7 ‰, 1,56 ‰, ~ 6
85,1 ± 0,3, 89,9, 0,95
173 ± 9, 272, 0,64
476 ± 4,0, 499, 0,95
4,2 ± 0,1, 5,305 ± 0,008, 0,79
1900 ± 300, 298,56 ± 0,31, ~ 6
(4,4-6) × 10 <sup>6</sup>, 4 × 10 <sup>7</sup>, ~ 0,1
2,5221 ± 0,0063, 0,97, ~ 2,5
Општо земено, гасовите пронајдени на современиот Марс се исцрпени во полесни стабилни изотопи, што укажува на тоа дека атмосферата на Марс се променила со некои масовно избрани процеси во текот на неговата историја. Научниците често се потпираат на овие мерења на составот на изотоп за да ги реконструираат условите на атмосферата на Марс во минатото.
Додека Марс и Земјата имаат слични соодноси <sup>12</sup> C / <sup>13</sup> C и <sup>16</sup> O / <sup>18</sup> O <sup>, 14</sup> N е многу повеќе исцрпена во атмосферата на Марс. Се смета дека фотохемиските процеси на бегство се одговорни за изотопската фракционирање и предизвикале значителна загуба на азот во геолошката временска рамка.
Хидродинамичкото бегство во раната историја на Марс може да го објасни изотопското фракционирање на аргон и ксенон. На современиот Марс, атмосферата не ги испушта овие два благородни гасови во вселената поради нивната поголема маса. Сепак, поголемото изобилство на водород во атмосферата на Марс и високите флуксови на екстремни УВ од младото Сонце, заедно би можеле да предизвикаат хидродинамичен одлив и да ги одвлечат овие тешки гасови. Хидродинамичкото бегство исто така придонело за губење на јаглеродот, а моделите сугерираат дека е можно да се изгуби 1,000 hPa (1 бар) на CO<sub>2</sub> со хидродинамичко бегство за еден до десет милиони години под многу посилно сончево екстремно УВ на Марс. Во меѓувреме, поновите набљудувања направени од орбитерот ''Мејвен'' сугерираат дека бегството од распрскување е многу важно за бегството на тешки гасови на ноќната страна на Марс и можело да придонесе за 65 % губење на аргон во историјата на Марс.
Атмосферата на Марс е особено подложна на ударна ерозија поради малата брзина на бегство на Марс. Раниот компјутерски модел сугерира дека Марс би можел да изгуби 99% од својата почетна атмосфера до крајот на доцниот период на тешко бомбардирање врз основа на хипотетички флукс на бомбардирање проценет од густината на месечевиот кратер. Во однос на релативното изобилство на јаглерод, на Марс е само 10 % од оној на Земјата и Венера. Претпоставувајќи дека трите карпести планети имаат ист почетен испарлив инвентар, тогаш овој низок имплицира дека масата на CO<sub>2</sub> во раната атмосфера на Марс требало да биде десет пати поголема од сегашната вредност. Огромното збогатување на радиогениот <sup>40</sup> Ar над исконскиот <sup>36</sup> Ar е исто така во согласност со теоријата за ерозија на ударот.
Еден од начините да се процени количината на вода што се губи со бегството на водород во горната атмосфера е да се испита збогатувањето на деутериум над водородот. Студиите засновани на изотоп проценуваат дека 12 m до над 30 m глобален еквивалентен слој на вода е изгубен во вселената преку бегство на водород во историјата на Марс. Забележано е дека пристапот заснован на атмосферско бегство ја обезбедува само долната граница за проценетиот ран инвентар на вода.
За да се објасни коегзистенција на течна вода и слабо младо Сонце за време на раната историја на Марс, мора да се случил многу посилен ефект на стаклена градина во атмосферата на Марс за да се загрее површината над точката на замрзнување на водата. Карл Саган прв предложил дека 1 бар H <sub>2</sub> атмосферата може да произведе доволно затоплување за Марс. Водородот може да се произведе со енергичното испуштање гас од високо намалената рана марсовска обвивка и присуството на CO<sub>2</sub> и водена пареа може да го намали потребното изобилство на H да се генерира таков ефект на стаклена градина. Сепак, фотохемиското моделирање покажало дека е тешко да се одржува атмосфера со ова високо ниво на H <sub>2.</sub> SO <sub>2</sub>, исто така, бил еден од предложените ефективни стакленички гасови во раната историја на Марс. Сепак, други студии сугерираат дека високата растворливост на SO <sub>2</sub>, ефикасното формирање на аеросол H<sub>2</sub>, SO <sub>4</sub> и површинското таложење го забрануваат долгорочното наталожување на SO <sub>2</sub> во атмосферата на Марс и оттука го намалуваат потенцијалниот ефект на затоплување на SO <sub>2</sub>.
5.2 Атмосферско бегство на современиот Марс
И покрај помалата гравитација, атмосферското бегство не е ефикасно во современата атмосфера на Марс поради релативно ниската температура на егзобазата (≈200 K на 200 km надморска височина). Тоа може само да го објасни бегството на водород од Марс. Потребни се други нетермички процеси за да се објасни забележаното бегство на кислород, јаглерод и азот.
5.2.1 Избегање на водород
Молекуларниот водород (H <sub>2</sub>) се произведува од дисоцијација на H <sub>2</sub> O или други соединенија што содржат водород во долниот дел на атмосферата и се дифузира во егзосферата. Егзосферскиот H <sub>2</sub> потоа се распаѓа на атоми на водород, а атомите кои имаат доволно топлинска енергија можат да избегаат од гравитацијата на Марс. Излегувањето на атомскиот водород е очигледно од УВ спектрометри на различни орбитери. Додека повеќето студии сугерираат дека бегството на водород е блиску до ограничено на дифузија на Марс, поновите студии сугерираат дека стапката на бегство е модулирана од прашинските бури и има голема сезонска состојба. Проценетото бегство на водородот се движи од 10 <sup>7</sup> cm <sup>−2</sup> s <sup>−1</sup> до 10 <sup>9</sup> cm <sup>−2</sup> s <sup>−1</sup>.
5.2.2 Бегство на јаглерод
Фотохемијата на CO<sub>2</sub> и CO во јоносферата може да произведе CO<sub>2</sub><sup>+</sup> и CO <sup>+</sup> јони, соодветно:
+  ⟶ 
+  ⟶ 
Јон и електрон можат да се рекомбинираат и да произведат електронски неутрални производи. Производите добиваат дополнителна кинетичка енергија поради Кулоновата привлечност помеѓу јоните и електроните. Овој процес се нарекува дисоцијативна рекомбинација. Дисоцијативната рекомбинација може да произведе јаглеродни атоми кои патуваат побрзо од брзината на бегство на Марс, а оние што се движат нагоре можат да избегаат од атмосферата на Марс:
УВ фотолизата на јаглерод моноксид е уште еден клучен механизам за бегството на јаглеродот на Марс:
+ ( < 116  nm) ⟶ 
Други потенцијално важни механизми вклучуваат бегство на CO<sub>2</sub> и судир на јаглерод со брзи атоми на кислород. Проценетиот целокупен флукс на бегство е околу 0,6 × 10 <sup>7</sup> cm <sup>−2</sup> s <sup>−1</sup> до 2,2 × 10 <sup>7</sup> cm <sup>−2</sup> s <sup>−1</sup> и во голема мера зависи од сончевата активност.
5.2.3 Бегство на азот
Како јаглеродот, дисоцијативната рекомбинација на N <sub>2</sub><sup>+</sup> е важна за бегството на азот на Марс. Покрај тоа, други фотохемиски механизми за бегство исто така играат важна улога:
+  ⟶ 
Стапката на бегство на азот е многу чувствителна на масата на атомот и сончевата активност. Целокупната проценета стапка на бегство од <sup>14</sup> N е 4,8 × 10 <sup>5</sup> cm <sup>−2</sup> s <sup>−1</sup>.
5.2.4 Бегство на кислород
Дисоцијативната рекомбинација на CO<sub>2</sub><sup>+</sup> и O <sub>2</sub><sup>+</sup> (произведена од реакцијата на CO<sub>2</sub><sup>+</sup> исто така) може да генерира атоми на кислород кои патуваат доволно брзо за да избегаат:
Сепак, набљудувањата покажале дека нема доволно брзи атоми на кислород во марсовската егзосфера како што е предвидено со механизмот за дисоцијативна рекомбинација. Моделските проценки на стапката на бегство на кислород сугерираат дека може да биде над 10 пати помала од стапката на бегство на водород. Како алтернативни механизми за бегство на кислород се предложени јони и прскање, но овој модел сугерира дека тие се помалку важни од дисоцијативната рекомбинација во моментов.
6 Необјаснети појави
6.1 Откривање на метан
Метанот (CH <sub>4</sub>) е хемиски нестабилен во сегашната оксидирачка атмосфера на Марс. Брзо би се распаднал поради ултравиолетовото зрачење од Сонцето и хемиските реакции со други гасови. Затоа, постојаното присуство на метан во атмосферата може да значи постоење на извор за постојано надополнување на гасот.
Орбитралниот истражувач на Марс, кој ги направил најчувствителните мерења на метанот во атмосферата на Марс со над 100 глобални звуци, не пронашол метан од 0,05 делови на милијарда (ppb). Сепак, има и други извештаи за откривање на метан со помош на копнени телескопи и роверот ''Кјуриосити''. Количините во трагови на метан, на ниво од неколку ppb, првпат биле пријавени во атмосферата на Марс од тим од Центарот за вселенски летови Годард на НАСА во 2003 година. Биле измерени големи разлики во изобилството помеѓу набљудувањата направени во 2003 и 2006 година, што сугерирало дека метанот е локално концентриран и веројатно сезонски.
Во 2014 година, НАСА објавила дека роверот ''Кјуриосити'' забележал десеткратно зголемување на метанот во атмосферата околу него кон крајот на 2013 и почетокот на 2014 година. Четири мерења направени во текот на два месеци во овој период изнесувале просечни 7,2 ppb, што значи дека Марс епизодно произведува или ослободува метан од непознат извор. Пред и потоа, читањата биле во просек околу една десетина од тоа ниво. На 7 јуни 2018 година, НАСА објавила циклична сезонска варијација на нивото на позадината на атмосферскиот метан.
Главните кандидати за потеклото на метанот на Марс вклучуваат небиолошки процеси како што се реакции на вода- карпи, радиолиза на вода и формирање на пирит, од кои сите произведуваат H <sub>2</sub> кој потоа може да генерира метан и други јаглеводороди преку синтезата на Фишер-Тропш со CO и CO<sub>2</sub>. Исто така, се покажало дека метанот може да се произведе со процес кој вклучува вода, јаглерод диоксид и минералот оливин, за кој се знае дека е вообичаен на Марс. Живите микроорганизми, како што се метаногените, се уште еден можен извор, но на Марс не е пронајден доказ за присуство на такви организми. Постојат некои сомнежи за откривање на метан, што сугерира дека тој наместо тоа може да биде предизвикан од недокументирана копнена контаминација од ровери или погрешна интерпретација на мерните необработени податоци.
6.2 Молњи
Во 2009 година, една набљудувачка студија базирана на Земјата објавила откривање на настани од големи размери на електрично празнење на Марс и предложила дека тие се поврзани со празнење на молњите во прашинские бури на Марс. Сепак, подоцнежните набљудувачки студии покажале дека резултатот не може да се репродуцира со користење на радарскиот приемник на ''Марс Експрес'' Лабораториска студија покажала дека воздушниот притисок на Марс не е поволен за полнење на зрнеста прашина, па затоа е тешко да се генерираат молњи во атмосферата на Марс.
6.3 Супер-ротирачки млаз над екваторот
Супер-ротацијата се однесува на феноменот дека атмосферската маса има поголема аголна брзина од површината на планетата на екваторот, што во принцип не може да биде управувано од невидливи оскисиметрични циркулации. Асимилираните податоци и симулацијата на моделот на општа циркулација (GCM) сугерираат дека супер-ротирачкиот млаз може да се најде во атмосферата на Марс за време на глобалните прашински бури, но тој е многу послаб од оние забележани на бавно ротирачките планети како Венера и Титан. Експериментите на GCM покажале дека топлинските плими можат да играат улога во поттикнувањето на супер-ротирачкиот млаз. Сепак, моделирањето на супер-ротација сè уште останува како предизвикувачка тема за планетарните научници.
7 Потенцијал за употреба од луѓе
Атмосферата на Марс е ресурс со познат состав достапен на кое било место за слетување на Марс. Предложено е дека човечкото истражување на Марс би можело да користи јаглерод диоксид (CO<sub>2</sub>) од атмосферата на Марс за да направи метан (CH <sub>4</sub>) и да го користи како ракетно гориво за мисијата за враќање. Студиите за мисии кои предлагаат користење на атмосферата на овој начин го вклучуваат предлогот на Роберт Зубрин. Два главни хемиски патишта за употреба на јаглерод диоксид се реакцијата Сабатиер, претворајќи го атмосферскиот јаглерод диоксид заедно со дополнителен водород (H <sub>2</sub>), за производство на метан (CH <sub>4</sub> ) и кислород (O <sub>2</sub> ) и електролиза, користејќи цврст оксид од цирконија електролит за разделување на јаглерод диоксидот на кислород (O <sub>2</sub> ) и јаглерод моноксид (CO).
8 Галерија со слики