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.https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/[Normally reddish-orange or even pink, Mars now glows pumpkin-orange. Even my eyes can see the difference. ALPO assistant coordinator Richard Schmude has also noted an increase in brightness of ~0.2 magnitude concurrent with the color change.] 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.

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.

Тековен хемиски состав Јаглерод диоксид CO2 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 2. Гасот CO2 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 CO2 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 CO2. мини|300x300пкс| Споредба на изобилството на јаглерод диоксид, азот и аргон во атмосферите на Земјата, Венера и Марс И покрај високата концентрација на CO2 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), CO2 во атмосферата на Марс може да се фотолизира преку следнава реакција:

+ ( < 225 nm) ⟶ 

Ако нема хемиско производство на CO2, целиот CO2 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, HO2 ), може да го претвори јаглерод моноксидот (CO) назад во CO2. Реакциониот циклус може да се опише како:

Мешањето, исто така, игра улога во регенерирањето на CO2 со доведување на O, CO и O2 во горниот дел од атмосферата надолу. Рамнотежата помеѓу фотолизата и производството на редокс ја одржува просечната концентрација на CO2 стабилна во денешната атмосфера на Марс.

СО2 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 CO2.

Азот N2 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. десно|мини|300x300пкс|Односите на изотопи на аргон се знак за атмосферска загуба на Марс.

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 38Ar во однос на 36Ar, што може да се припише на хидродинамичкото бегство.

Еден од изотопите на Аргон, 40Ar, се добива од радиоактивното распаѓање на 40 К. Спротивно на тоа, 36Ar е примордијален: бил присутен во атмосферата по формирањето на Марс. Набљудувањата покажуваат дека Марс е збогатен со 40 Ar во однос на 36 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 36 Ar, била изгубена од ерозија на удар во раната историја на Марс, додека 40 Ar биле испуштени во атмосферата по ударот. десно|мини|300x300пкс| Сезонски варијации на кислород во кратерот Гејл

Кислород и озон Проценетиот просечен зафатнински однос на молекуларниот кислород (O 2) во атмосферата на Марс е 0,174 %. Тој е еден од производите на фотолизата на CO2, 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 CO2 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.