Марс - физически характеристики

  Марс е четвъртата планета от Слънцето. Носи името на Римския бог на войната и често е наричана "Червената планета" поради червеникавия си цвят. Марс е вътрешна планета от Земен тип с тънка атмосфера съставена основно от въглероден диоксид.

  Марс има приблизително два пъти по-малък диаметър от Земята, като повърхностната му площ е малко по-малка от площта на сухата земя на нашата планета. Марс е по-малко плътен от Земята, имайки 15% от нейния обем и 11% от нейната маса. Гравитационното привличане на повърхността на планетата е сходно с това на Меркурий. Това е така въпреки по-големия размер на Марс, тъй като Меркурий е с по-висока плътност. Гравитацията на повърхността на Марс е 37% от тази на Земята, което значи, че ако сте там, ще тежите почти три пъти по-малко и ще можете да скачате почти три пъти по-нависоко. Червено-оранжевият цвят на Марсианската повърхност се причинява от наличието на железен оксид, т.нар. хематит или ръжда.

Вътрешна структура:

  Подобно на Земята, Марс е разделен на плътно металическо ядро, заобиколено от по-малко плътни материали. Сегашните модели на неговия вътрешен строеж предвиждат радиус на ядрото около 1794 +-65 км със съдържание предимно на желязо и никел, примесени с около 16-17 % сяра. Масата на ядрото е в диапазона от 2,7% до 4,9% от общата маса на планетата. Това ядро от железен сулфид се счита за два пъти по-богато на леки елементи от Земното ядро. Ядрото е заобиколено от силикатна мантия, която е формирала много от тектоничните и вулканичните характеристики на планетата, но тя изглежда в момента е спяща. Температурата във вътрешността на планетата е между 800-1500°С, значително по-ниска от тази във вътрешността на Земята. Освен силиций и кислород, най-разпространените елементи в марсианската кора са желязо, магнезий, алуминий, калций и калий. Средната дебелина на кората на планетата е около 50 км. с максимална дебелина от 125 км. Земната кора е с дебелина приблизително 40 км.

Повърхностна геология:

Геологическа карта на Марс

  Марс е скалиста планета състояща се от минерали съдържащи силиций, кислород, метали и други елементи, които са типични за състава на скалите. Повърхността на Марс е основно съставена от базалтови скали, въпреки че част от тях са по-богати на силиций от типичния базалт, подобно на андезитните скали на Земята. Регионите на север с ниско албедо показват по-високи от нормалните концентрации на силикати. Части от планините на юг включват измерими количества от калциеви пироксени. Голяма част от повърхността на планетата е покрита с фин прах от трижелезен оксид.

  Въпреки че Марс няма признаци на структурирано глобално магнитно поле, наблюдения показват, че части от кората на планетата са намагнетизирани. Това свидетелства за променлива полярност на неговото диполно поле, случвала се в миналото. Този палеомагнетизъм на магнито-възприемчиви минерали е подобен на променливите полета открити на дъното на Земните океани. Една теория публикувана през 1999 година и преразгледана през октомври 2005-та (с помощта на космическия апарат на НАСА Mars Global Surveyor), посочва че тези полета предполагат тектонична активност на Марс преди 4 млрд години, преди планетарното динамо да спре да функционира и магнитното поле на планетата да изчезне.

  Смята се, че по време на формирането на слънчевата система, Марс е бил създаден като резултат от стохастичен процес на акреция на материал от протопланетарния диск обикалял Слънцето. Марс има много отличаващи се химически характеристики породени от неговата позиция в Слънчевата система. Елементите със сравнително ниски точки на кипене, като например хлор, фосфор и сяра, са много по-често срещани на Марс, отколкото на Земята. Тези елементи вероятно са били избутани навън от енергетичния слънчев вятър на младото Слънце.

  След формирането на планетите, всички те са били подложени на т.нар. "късна тежка бомбардировка". Около 60% от повърхността на Марс показва следи от сблъсъци от тази ера, докато много от останалата повърхност е вероятно под изхвърления материал от тези сблъсъци. Има свидетелства за огромен кратер от сблъсък в северната хемисфера на Марс простиращ се 10600 на 8500 км или около 4 пъти размера на лунния кратер Айткен разположен на южния полюс на Луната, най-големият открит кратер от сблъсък до момента. Тази теория предполага, че Марс е бил ударен от обект с размерите на Плутон преди около 4 млрд години. Смята се, че това събитие е причината за марсианската хемисферична дихтономия (разлика в елевациите между северната и южната хемисфера на планетата с от 1 до 3 км), както и за създаването на басейна Бореалис, който покрива 40% от планетата.

Геологичната история на Марс може да бъде разделена на много периоди, но следващите са трите основни периода.

- Ноев период (на името на огромен регион в южното полукълбо на Марс на име Ноевата земя, англ "Noachis Terra"): Формиране на най-древните налични повърхности на Марс преди 4,5 до 3,5 млрд години. Повърхностите от тази ера са белязани от много големи метеоритни кратери. Смята се че вулканичното плато Тарсис се е формирало през този период с големи наводнения от течна вода в късната част на периода.

- Хесперски период (именуван на платото Хесперия): преди 3,5 до 2,9 млрд години. Хесперският период се характеризира с формирането на обширни полета от лава.

- Амазонски период (на името на Амазонското плато, една от най-гладките равнини на Марс): от преди 2,9 млрд години до днес. Амазонските региони имат няколко метеоритни кратера, но от друга страна пък са доста разнообразни. Олимпус Монс се е формирал през този период.

  На Марс все още има геологична активност. Долините Атабаска са дом на потоци от лава създадени преди около 200 млн години. Водни потоци в грабените наречени "Ямките на Цербер" случили се преди около 20 млн години индикират за еднакво скорошни вулканични активности. На 19-ти февруари 2008 снимки от Марс Риконъсънс Орбитер показаха доказателства за лавина от скала висока 700 метра.

Почви:

  Сондата Феникс изпрати данни показващи че марсианската почва е леко алкална и съдържаща елементи като магнезий, натрий, калий и хлор. Тези вещества се намират в почвите на Земята и те са необходими за растежа на растения. Експериментите проведени от космическата сонда показаха, че марсианската почва има основно Рн от 7,7 и съдържа 0,6% солен перхлорат.

  "Жилките" са често срещани на Марс и нови се появяват често по стръмни склонове на кратери, падини и долини. "Жилките" са тъмни отначало и изсветляват с времето. Те могат да се появяват в тясна зона и след това да се разпространят на стотици метри. Те са наблюдавани да следват ръбовете​ на каменните блокове и други препятствия на пътя им. Често срещаните теории включват това, че те са тъмни подлежащи слоеве от почва разкрити след лавини от светът прах или прашни дяволи. Няколко други обяснения включват влиянието на вода или дори растежът на организми.

 Хидрология:

  Течна вода не може да съществува на повърхността на Марс поради ниското атмосферно налягане, което е по-малко от 1% от това на Земята, освен в най-ниските региони за кратки периоди. Двете полярни шапки изглежда са съставени основно от вода. Обемът на водния лед в южната полярна шапка, ако се разтопи, би бил достатъчен да покрие повърхността на цялата планета с вода с дълбочина 11 метра. Ледената мантия се простира от полюса до ширини от около 60°. Смята се, че в криосферата на Марс се съдържат ​големи количества воден лед. Сондата Феникс взе директно проби от воден лед в плитка марсианска почва на 31.07.2008 г.

Земните форми видими на Марс предполагат че на повърхността е съществувала течна вода. Огромни линейни ивици от излъскана земя, познати като отточните канали, са прорязали повърхността на около 25 места. Смята се, че това са следи от ерозия, предизвикана от катастрофален изблик на вода от подземни водоизточници, въпреки че според някои хипотези, някои от тези структури са резултат от действието на ледници или лава. Един от най-големите примери, Ма'адим Валис е дълъг 700 км, много повече от Гранд Каньон, с ширина от 20 км и дълбочина от 2 км на места. Смята се, че е бил издълбан от течаща вода в ранната история на Марс. Най-младите от тези канали се смята че са формирани само преди няколко милиона години. На други места, особено в най-старите части на повърхността на Марс, дендритни мрежи от долини от фин мащаб са разпространени в значителни пропорции от ландшафта. Характеристиките на тези долини и тяхното разпространение предполагат, че те са били издълбани от поток, резултат от валежи в ранната история на Марс. Подземният веден поток и изкопаването от подпочвените води могат да играят важни спомагателни функции в някои мрежи, но валежът вероятно е основната причина за разрязването в почти всички случаи.

  По дължината на стените на кратерите и каньоните има хиляди формирования, които приличат на наземни улеи. Тенденцията е улеите да се намират в планините на южното полукълбо и да сочат към екватора; всички са разположени на 30 ° ширина. Редица автори предполагат, че техният процес на образуване включва течна вода, вероятно от топене на лед, въпреки че други твърдят, че механизмите на образуване включват замръзнал въглероден диоксид или движението на сух прах. Няма образувани частично ерозирали дерета от атмосферни влияния и не са наблюдавани насложени метеоритни кратери, което показва, че това са млади формирования, вероятно все още активни. Други геоложки особености, като делтите и алувиалните ветрила запазени в кратери, са допълнителни доказателства за по-топли, по-влажни условия в интервал или интервали в предишната история на Марс. Такива условия задължително изискват широко разпространено присъствие на кратерни езера в голяма част от повърхността, за които има самостоятелно минералогично, седиментно и геоморфологично доказателство.

  Допълнително доказателство, че течната вода някога е съществувала на повърхността на Марс, идва от откриването на специфични минерали като хематит и гоетит, като и двата понякога се образуват в присъствието на вода. През 2004 г. Опортюнити откри минерала джаросит. Той се формира само при наличие на киселинна вода, което показва, че водата някога е съществувала на Марс. По-нови доказателства за течна вода идват от откриването на минералния гипс на повърхността от роувъра на НАСА Опортюнити през декември 2011 г. Смята се, че количеството вода в горната мантия на Марс, представлявано от хидроксилни йони, съдържащи се в минералите от геологията на Марс, е равно или по-голямо от това на Земята при 50-300 части на милион вода, което е достатъчно за да покрие цялата планета до дълбочина от 200-1000 м. На 18 март 2013 г. НАСА съобщава за доказателства от инструментите на роувъра "Кюриосити" за минерална хидратация, вероятно хидратиран калциев сулфат, в няколко скални проби, включително счупените фрагменти от скалата "Тинтина" и скалата "Сътън Инлайер", както и в структурата на други скали като "Кнор" и "Вернике". Анализът, използващ DAN инструмента на роувъра, осигури доказателство за подземна вода, достигаща до 4% съдържание на вода, до дълбочина до 60 см., по време на преместването на роувъра от мястото за кацане в Брадбъри до района на Йелоунайф Бей в терена "Гленелг". През септември 2015 г. НАСА съобщи, че са открили убедителни доказателства за потоци от солена вода по склонове, базирани на отчитания от спектрометъра на затъмнените площи на склоновете. Тези наблюдения доведоха до потвърждаване на по-ранни хипотези, основаващи се на времето на образуване и темпа на растеж, че тези тъмни ивици са резултат от вода, протичаща много плитко под повърхността. Ивиците съдържат хидратирани соли, перхлорати, които имат молекули на водата в кристалната си структура. Ивиците се спускат надолу по склоновете през лятото на Марс, когато температурата е над -23 градуса по Целзий и замръзват при по-ниски температури.

  Изследователите вярват, че голяма част от ниските северни равнини на планетата са били покрити с океан, дълбок стотици метри, въпреки че това остава спорно. През март 2015 г. учените заявиха, че такъв океан може да е бил с размера на земния Арктически океан. Това откритие се основава на съотношението на водата към деутерий в модерната атмосфера на Марс в сравнение с това съотношение на Земята. Количеството марсиански деутерий е осем пъти по-голямо от количеството, което съществува на Земята, което предполага, че древният Марс е имал значително по-високи нива на количеството вода. Резултатите от роувъра на НАСА Кюриосити преди това са разкрили високо съотношение на деутерий в кратера на Геле, макар и не достатъчно значително, за да се предположи предишното присъствие на океан. Други учени предупреждават, че тези резултати не са потвърдени и посочват, че марсианските климатични модели все още не са показали, че планетата е била достатъчно топла в миналото, за да поддържа течна вода.

Полярни шапки:

  Марс има две постоянни полярни шапки. По време на зимата на полюса, той лежи в непрекъснат мрак, охлаждайки повърхността и предизвиквайки отлагането на 25-30% от атмосферата в плочи от CO2 лед (сух лед). Когато полюсите отново се изложат на слънчева светлина, замразеният СО2 се сублимира, създавайки ураганни ветрове, които духат от полюсите със скорост от 400 км / ч. Тези сезонни процеси пренасят големи количества прах и водни пари, като пораждат подобни на Земята замръзвания и големи перести облаци. Облаците от воден лед бяха заснети от роувъра Опортюнити през 2004 г.

  Ледените шапки на двата полюса се състоят основно (70%) от воден лед.

  Замръзналият въглероден диоксид се натрупва като сравнително тънък слой с дебелина около един метър на северната шапка само през северната зима, докато южната шапка има постоянна покривка от сух лед с дебелина около осем метра.

 Тази постоянна покривка от сух лед на южния полюс е покрита от плоски, плитки, приблизително кръгли ями, за които повтарящи се изображения показват, че се разширяват с по 1 метър годишно. Това показва, че постоянното покритие на CO 2 над водния лед на южния полюс се унищожава с течение на времето. Северната полярна шапка има диаметър от около 1000 км по време на северното лято на Марс и съдържа около 1,6 милиона кубически километра лед, които, ако се разпределят равномерно върху шапката, ще бъдат с 2 км дебелина. Това е сравнимо с обема от 2,85 милиона кубически километра за ледниковия блок на Гренландия. Южната полярна шапка на Марс има диаметър 350 км и дебелина 3 км.

  Общият обем на леда в южната полярна шапка, плюс прилежащите пластови находища, се оценява на 1,6 милиона кубически километра. И двете полярни шапки имат спирални корита, които са показани от скорошния анализ на радара, проникващ през леда, на SHARAD, в резултат на катабатични ветрове, които са спираловидни поради ефекта на Кориолис. Сезонното замръзване на районите близо до южната ледена шапка води до образуването на прозрачни плочи от сух лед с дебелина 1 м над сушата. С пристигането на пролетта, слънчевата светлина загрява повърхността и налягането от сублимиращ СО2 се натрупва под плочата, повдигайки и в крайна сметка разрушавайки я. Това води до изригвания, подобни на гейзер, на газ от СО2, смесен с тъмния базалтичен пясък или прах. Този процес е бърз, наблюдаван да се случва в рамките на няколко дни, седмици или месеци, скорост на промяна доста необичайна в геологията - особено за Марс. Газът, който се спуска под плочата под формата на гейзер, оформя паяжина от радиални канали под леда, като процесът е инвертиран еквивалент на ерозионна мрежа, образувана от вода, която се оттича през една дупчица.

География и именуване на повърхностните формирования:

 Макар, че са по-добре помнени с картографирането на Луната, Йохан Хайнрих Медлер и Вилхелм Беер са били първите "ареографи". Те започнали, като установили, че повечето повърхностни особености на Марс са постоянни и по-точно определили периода на въртене на планетата. През 1840 г. Медлер обединява десет години наблюдения и изготвя първата карта на Марс. Вместо да дава имена на различните маркировки, Беер и Медлер просто ги обозначават с букви. Меридиан Бей (Синус Меридиани) е такава характеристика "а". Днес обектите на Марс са именувани от различни източници. Албедо образуванията са именувани от класическата митология. Кратерите по-големи от 60 километра се наричат на починали учени, писатели и други, които са допринесли за изучаването на Марс. Кратери по-малки от 60 км са именувани на градове и села в света с население по-малко от 100 000 души. Големите долини са наименувани за думата "Марс" или "звезда" на различни езици; малките долини са наречени на реки. Големите албедо образувания запазват много от по-старите имена, но често се актуализират, за да отразяват новите знания за характера им. Например, Никс Олимпика (снеговете на Олимп) стана Олимпус Монс (връх Олимп). Повърхността на Марс, както се вижда от Земята, е разделена на два вида области с различно албедо. По-бледите равнини, покрити с прах и пясък, богати на червеникави железни оксиди, някога са били смятани за марсиански "континенти" и са им давани имена като Арабия Тера (Арабска земя) или Амазонис Планитиа (Амазонска равнина). Тъмните части са смятани за морета, оттук и имената им Маре Еритреум, Маре Сиренум и Аурора Синус. Най-голямата тъмна зона видима от Земята е Сиртис Майор Планум. Постоянният северен полярен лед е наречен Планум Бореум, докато южната шапка се нарича Планум Аустрале. Екваторът на Марс се определя от неговата ротация, но е определено местоположението на неговия Първичен меридиан, както e и на Земята (в Гринуич), чрез избор на произволна точка; Медлер и Беер избрали линията за първите си карти на Марс през 1830 г. След като космическият апарат "Маринър 9" предостави обширни изображения на Марс през 1972 г., за определяне на 0.0 ° географска дължина бе избран малък кратер (по-късно наречен Airy-0), разположен в Синус Меридиани, за да съвпадне с първоначалния избор. Тъй като Марс няма океани и следователно няма "морско равнище", трябва да се избере повърхност с нулева височина като референтно ниво. Това се нарича ареоид на Марс, аналогичен на земния геоид. Нулевата надморска височина се определя от височината, при която има атмосферно налягане 610,5 Pa (6,105 mbar). Това налягане съответства на тройната точка на водата и е около 0,6% от повърхностното налягане на морското равнище на Земята (0,006 атм). На практика днес тази повърхност се определя директно от сателитните гравитационни измервания.

Топография на метеоритните сблъсъци:

 Дихотомията на марсианската топография е удивителна: северните равнини, изравнени от потоци лава, контрастират с южните планински върхове, изпъкнали и изкривени от древни въздействия и сблъсъци. Изследванията през 2008 г. представят доказателства за теория, предложена през 1980 г., която постулира, че преди четири милиарда години северното полукълбо на Марс е било ударено от обект с размери от една десета до две трети от размера на Земната Луна. Ако бъде валидирано, това ще направи северното полукълбо на Марс място на кратер с големина 10,600 на 8,500 километра или приблизително колкото територията на Европа, Азия и Австралия взети заедно, надминавайки басейна на южния полюс Аиткен като най-големия метеоритен кратер в Слънчевата система.

  Марс е белязан от редица ударни кратери: открити са общо 43 000 кратера с диаметър от 5 км или повече. Най-големият потвърден от тях е кратерният басейн Хелас, лека албедо форма, ясно видима от Земята. Поради по-малката маса на Марс, вероятността обект да се сблъска с планетата е около половината от тази да се сблъска със Земята. Марс се намира по-близо до астероидния пояс, така че има по-голям шанс да бъде ударен от материали от този източник. Марс е по-вероятно да бъде ударен от комети с къс период, т.е. онези, които се намират в орбитата на Юпитер. Въпреки това на Марс има много по-малко кратери в сравнение с Луната, защото атмосферата на Марс осигурява защита срещу малки метеори, а процесите на модифициране на повърхността са заличили някои кратери. Марсианските кратери могат да имат морфология, която подсказва, че земята е станала мокра след сблъска с метеора.

Вулкани:

  Щитовидният вулкан Олимпус Монс е неактивен вулкан, разположен в обширната област Тарсис, която е дом на още няколко големи вулкана. Олимпус Монс е приблизително 3 пъти по-висок от връх Еверест, който е висок 8,8 км. Той е или най-високата или втората най-висока планина в Слънчевата система, в зависимост от това как се мери. Различните източници посочват, че той е висок между 21-27 км.

Тектонични области:

  Големият каньон Валес Маринерис има дължина от 4000 км и дълбочина до 7 км. Дължината му се равнява на тази на континента Европа и се простира на 1/5 от обиколката на Марс. За сравнение, Гранд каньон на Земята е дълъг едва 446 км и дълбок 2 км. Валес Маринерис се формира поради подуването на района на Тарсис, което е довело до колапс на кората в района на Валес Маринерис. През 2012 г. е предположено, че Валес Маринерис не е само грабен, а и граница на плочата, където е настъпило 150 километрово напречно движение , което прави Марс планета с евентуална двойна тектонична подредба на плочите.

Пещери и дупки:

  Изображения от Системата за визуализиране на топлинни емисии (THEMIS) на борда на орбиталния апарат Одисей на НАСА, разкриха седем възможни пещерни входа на склоновете на вулкан Арсиа Монс. Пещерите, кръстени на близките на техните откриватели, са известни като "седемте сестри". Входовете на пещерите имат ширина от 100 до 252 м и се оценяват на най-малко 73 до 96 м дълбочина. Тъй като светлината не достига до пода на повечето пещери, възможно е те да се простират много по-дълбоко от тези по-ниски оценки и да се разширят под повърхността. "Дена" е единственото изключение - нейният под е видим и е измерен до 130 м дълбочина. Интериорът на тези пещери може би е защитен от микрометероити, ултравиолетово лъчение, слънчеви излъчвания и високоенергийни частици, които бомбардират повърхността на планетата.

Атмосфера:

  Марс е загубил своята магнитосфера преди 4 милиарда години, вероятно поради множество удари на астероиди, така че слънчевият вятър взаимодейства директно с марсианската йоносфера, като понижава атмосферната плътност чрез отстраняване на атомите от външния слой. Както Марс Глобъл Сървейър, така и Марс Експрес откриха, че йонизираните атмосферни частици се просмукват в космоса зад Марс и тази атмосферна загуба се проучва от орбиталния апарат МАВЕН. В сравнение със Земята, атмосферата на Марс е доста разнообразна. Атмосферното налягане върху повърхността днес варира от 30 Pa (0.030 kPa) на Олимпус Монс до над 1 155 Pa (1.155 kPa) в Хелас Планития, със средно налягане на повърхността 600 Pa (0.60 kPa). Най-високата атмосферна плътност на Марс е равна на тази, която се намира на 35 км над земната повърхност. Полученото средно повърхностно налягане е само 0.6% от това на Земята (101.3 kPa). Скалата на височината на атмосферата е около 10,8 км, което е по-високо от на Земята - 6 км, тъй като повърхностната гравитация на Марс е само около 38% от Земната. Този ефект се компенсира и от ниската температура и от 50% по-високо средно молекулно тегло на атмосферата на Марс. Атмосферата на Марс се състои от около 96% въглероден диоксид, 1,93% аргон и 1,89% азот, заедно със следи от кислород и вода. Атмосферата е доста прашна, съдържаща частици с диаметър около 1,5 μm, които дават на марсианското небе кафяво-оранжев цвят, когато се наблюдава от повърхността. То може да придобие розов оттенък поради частиците от железен оксид, смесени в него.

  Метанът е открит в атмосферата на Марс с концентрация от около 30 частици на милиард; той се среща в удължени струи, а профилите предполагат, че метанът е освободен от отделни области. В северната част на планетата през лятото основната струя съдържа 19 000 метрични тона метан с прогнозна сила на източника от 0,6 килограма в секунда. Профилите предполагат, че може да има два локални източника, като първият е центриран близо до 30 ° N 260 ° W, а вторият е близо до 0 ° N 310 ° W. Смята се, че Марс трябва да произвежда 270 тона метан на година. Метанът може да съществува в атмосферата на Марс само за ограничен период от време преди да бъде унищожен - оценките за неговия живот варират от 0,6 до 4 години. Неговото присъствие въпреки този кратък живот показва, че трябва да има активен източник на газ. Вулканичната активност, кометарните въздействия и наличието на метаногенни микробиални форми на живот са сред възможните източници. Метанът може да бъде произведен чрез небиологичен процес, наречен серпентинизация, включващ вода, въглероден диоксид и минерален оливин, който е често срещан на Марс.

  Роувърът Кюриосити, който се е приземил на Марс през август 2012 г., е в състояние да направи измервания, които отличават различните изотополози на метана, но дори мисията да определи, че микроскопичният марсиански живот е източникът на метана, вероятно формите на живот се намират далеч под повърхността, извън обсега на роувъра. Първите измервания с настройващия се лазерен спектрометър (TLS) показват, че в мястото на измерване има по-малко от 5 частици на милиард метан. На 19 септември 2013 г. учените от НАСА не отчитат засичане на атмосферния метан от допълнителни измервания на Кюриосити, с измерена стойност от 0,18 ± 0,67 частици на милиард, съответстваща на горна граница от само 1,3 частици на милиард (95% граница на доверие) и в резултат заключават, че вероятността за текуща метаногенна микробна активност на Марс е малка.

  Мисията на Марс Орбитър от Индия търси метан в атмосферата, докато ЕкзоМарс Трейс Газ Орбитер,  стартирал през 2016 г., ще продължи да проучва метана, както и продуктите му на разлагане, като формалдехид и метанол.

  На 16 декември 2014 г. НАСА съобщи, че маршрутизаторът на "Кюриосити" е установил "десетократно покачване", вероятно локализирано в количеството метан в атмосферата на Марс. Измерванията направени "десетки пъти в продължение на 20 месеца", показват увеличение в края на 2013 г. и началото на 2014 г., средно "7 части метан на милиард в атмосферата". Преди и след това показанията са средно около една десета от това ниво. Амонякът е бил открит на Марс от спътника Марс експрес, но с относително краткия му живот не е ясно какво го е произвело. Амонякът не е стабилен в атмосферата на Марс и се разпада след няколко часа. Един от възможните източници е вулканичната активност.

Полярно сияние:

През 1994 г. "Марс експрес" на Европейската космическа агенция откри ултравиолетова светлина, идваща от "магнитни чадъри" в южното полукълбо. Марс няма глобално магнитно поле, което да насочва заредените частици в атмосферата. Марс има множество магнитни полета с форма на чадър главно в южното полукълбо, които са останки от глобално поле, което се е разпаднало преди милиарди години.

  В края на декември 2014 г. космическият апарат MAVEN на НАСА открива доказателства за широко разпространено полярно сияние в северното полукълбо на Марс, което се спуска до приблизително 20-30 градуса северна ширина на Марс. Частиците причиняващи Аурора са проникнали в атмосферата на Марс, създавайки сияние под 100 километра над повърхността. Полярните сияния на Земята варират от 100 км до 500 км над повърхността. Магнитните полета в слънчевото вятърно покритие над Марс в атмосферата и заредените частици следват линиите на магнитното поле на слънчевия вятър в атмосферата, карайки аурорите да настъпят извън магнитните чадъри.

  На 18 март 2015 г. НАСА съобщава за откриването на аурора, която не е напълно разбрана, и за необясним облак от прах в атмосферата на Марс.

Климат:

  От всички планети в Слънчевата система, сезоните на Марс са най-подобни на Земята, поради подобни наклони на ротационните оси на двете планети. Дължината на марсианските сезони е около два пъти по-голяма от тази на Земята, защото по-голямото разстояние на Марс от Слънцето води до това, че марсианската година е около две земни години. Температурите на повърхността на Марс варират от минус -143 ° C (-225 ° F) при полярните шапки до 35 ° C (95 ° F) в екваториално лято. Широката гама от температури се дължи на тънката атмосфера, която не може да съхрани много слънчева топлина, ниското атмосферно налягане и ниската топлинна инерция на марсианската почва. Планетата е 1,52 пъти по-отдалечена от Слънцето спрямо Земята, което води до получаване само на 43% от слънчевата светлина на Земята.
  Ако Марс имаше орбита, подобна на Земята, нейните сезони щяха да бъдат подобни на Земята, защото аксиалният й наклон е подобен на този на Земята. Сравнително голямата ексцентричност на орбитата на Марс има значителен ефект. Марс е близо до перихелий, когато е лято в южното полукълбо и зима в северното и близо до афелиона, когато е зима в южното полукълбо и лято на север. В резултат на това сезоните в южното полукълбо са по-крайни, а сезоните в северната част са по-меки, отколкото иначе биха били. Летните температури на юг могат да достигнат до 303 К (30 ° С, 54 ° F) по-топли от еквивалентните летни температури на север.
  Марс има най-големите прашни бури в Слънчевата система. Те могат да варират от буря над малка площ до гигантски бури, които покриват цялата планета. Те са склонни да се проявяват, когато Марс е най-близо до Слънцето, и се оказва, че повишават глобалната температура.