Mars' atmosfære er relativt tynn og er sammensatt hovedsakelig av karbondioksid (95,32 %). Siden spormengder av metan ble oppdaget har det vært stor interesse rundt studiene av atmosfærens sammensetning,[1] som kan indikere tilstedeværelsen av liv på Mars, men som også kan være produsert av geokjemiske prosesser, vulkansk eller hydrotermisk aktivitet.[2]
Det atmosfæriske trykket ved Mars' overflate varierer fra rundt 30 Pa på toppen av Olympus Mons til over 1 115 Pa i dybdene i Hellas Planitia. Gjennomsnittstrykket ligger på 600 Pa, sammenlignet med jordens 101,3 kPa ved havoverflaten og en total masse på 25 teratonn sammenlignet med jordens 5 148 teratonn. Skalahøyden på Mars' atmosfære er imidlertid ca. 11 km, noe høyere enn jordens 7 km. Atmosfæren på Mars består av 95 % karbondioksid, 3 % nitrogen, 1,6 5 argon og inneholder spor av oksygen, vann og metan, med en gjennomsnittlig molar masse på 43,34 g/mol.[3][4] Atmosfæren er ganske støvete, noe som gir himmelen på Mars en lys brun eller oransje farge sett fra overflaten; data fra Mars Exploration Roverne indikerer at svende støvpartikler i atmosfæren er ca. 1,5 mikrometer i diameter.[5]
Historie
Mars' atmosfære er antatt å ha endret seg i løpet av planetens levetid, og beviser antyder muligheten for at Mars hadde store hav for noen få milliarder år siden.[6] Som angitt i hypotesen om hav på Mars overstiger det atmosfæriske trykket ved overflaten på Mars bare et av trippelpunktene for vann (6,11 hektopascal (0,0886 psi)) i de laveste høydene; i høyereliggende områder kan vann bare eksistere i fast- eller dampform. Årlig middeltemperatur ved overflaten er i dag mindre enn 210 K (−63 °C, -82 °F), betydelig lavere enn det som er nødvendig for å opprettholde flytende vann. Mars kan imidlertid ha hatt bedre forutsetninger for å beholde flytende vann på overflaten tidligere i sin historie.
Mulige årsaker til uttømming av en tidligere tykkere atmosfære på Mars inkluderer:
Katastrofal kollisjon av et legeme stort nok til å blåse bort en betydelig andel av atmosfæren;[7]
Nedre atmosfære – et varmt område påvirket av varme fra svevestøv og fra bakken.
Midterste atmosfære – Mars har en jetstrøm som flyter i denne regionen.
Øvre atmosfære, eller termosfære – en region med svært høye temperaturer forårsaket av oppvarming fra solen. Atmosfæriske gasser begynner å deles fra hverandre i disse høydene snarere enn å danne den like blandingen som finnes i de lavere atmosfærelagene.
Eksosfære – vanligvis oppgitt å starte på 200 km og høyere. Denne regionen er hvor siste rest av atmosfæren fusjonerer inn i universets vakuum. Der finnes ingen klar grense for hvor atmosfæren ender; den bare svinner hen.
Sammensetning
Mars' tynne atmosfære, synlig i horisonten i dette bildet fra en lav bane.
Karbondioksid
Den største andelen av atmosfæren på Mars er karbondioksid (CO2). I løpet av en vinter på Mars befinner polområdene seg i kontinuerlig mørke og overflaten blir så kald at så mye som 25 % av atmosfærens CO2 kondenserer ved polkalottene til fast CO2-is (tørris). Når polområdene igjen blir utsatt for sollys om sommeren sublimererCO2-isen tilbake til atmosfæren. Denne prosessen fører til betydelige årlige variasjoner i det atmosfæriske trykket og den atmosfæriske sammensetningen rundt polene på Mars.
Argon
Sammenlignet med atmosfæren på de andre planetene i solsystemet er atmosfæren på Mars betydelig beriket med edelgassenargon. I motsetning til karbondioksid kondenserer ikke innholdet av argon i atmosfæren, og dermed blir den totale mengden argon i atmosfæren konstant. Imidlertid kan den relative konsentrasjonen på ethvert gitt sted endres ettersom karbondioksid beveger seg inn og ut av atmosfæren. Nyere satellittdata viser en økning av argon i atmosfæren over den sørlige polen om høsten, men som forsvinner igjen neste vår.[9]
Vann
Marshimmelen med skyer som inneholder vannholdig is
Andre aspekter av Mars' atmosfære varierer betydelig. Når karbondioksid sublimerer tilbake til atmosfæren i løpet av sommeren etterlater det spor av vann. Sesongvinder feier over polområdene med hastigheter som nærmer seg 400 km/t og frakter med seg store mengder støv og vanndamp som gir opphav til jordlignende frost og store cirrusskyer. Disse skyene av vannholdig is ble fotografert av Opportunity i 2004.[10] Forskere fra NASA som jobber Phoenix Mars-oppdraget bekreftet 31. juli 2008 at de hadde vann under overflaten ved Mars' nordlige polområde. Videre analyse av landingsfartøyet Phoenix vil bekrefte om vannet var flytende og om det inneholder organiske materialer som er nødvendig for liv.
Metan
Spormengder av Metan (CH4) på nivåer med flere nmol/mol (parts per billion, ppb) ble først rapportert i Mars' atmosfære av et team ved NASA Goddard Space Flight Center i 2003.[11][12] I mars 2004 antydet banesondenMars Express[13] og bakkebaserte observasjoner fra Canada-France-Hawaii Telescope[14] tilstedeværelsen av metan i atmosfæren med en molfraksjon på ca. 10 nmol/mol.[15]
Fordeling av metan i atmosfæren til Mars i løpet av det som er sommertid på den nordlige halvkule
Fordi metan på Mars raskt vil brytes ned på grunn av kosmisk stråling,[trenger referanse] ultrafiolette stråler fra solen og kjemiske reaksjoner med andre gasser, nødvendiggjør den rapporterte vedvarende tilstedeværelsen i atmosfæren at det foreligger en kilde til å fylle på gass.[16] Nåværende fotokjemiske modeller kan ikke alene forklare hverken den raske opptreden eller forsvinningen av metan, eller dens rapporterte variasjoner i rom og tid.[17] Det har blitt foreslått at metan kan fylles opp av meteoritter som går inn i atmosfæren, men forskere fra Imperial College London har funnet at volumene av metan som frigjøres på denne måten er for lave til å opprettholde de målte nivåene av gassen.[18]
Metanet oppstår i bestandige søyler og profilene deres innebærer at metan ble løslatt fra atskilte regioner. Under den nordlige midtsommeren inneholdt hovedsøylen 19 000 tonn metan med en estimert kildestyrke på 0,6 kg per sekund.[19][20] Profilene antyder at det kan ha vært to lokale kilderegioner, den første sentrert nær 30 °N, 260 °W og den andre nær 0 °, 310 °W.[19] Det er anslått at Mars årlig må produsere 270 tonn metan.[19][21][22]
Forskning antyder at den impliserte nedbrytingstiden for metan kan være så lenge som ~4 år og så kort som ~0,6 år.[19][23] Denne nedbrytingstiden er kort nok til at den atmosfæriske sirkulasjonen kan opprettholde den observerte, ujevne fordelingen av metan over planeten. I begge tilfeller er nedbrytingstiden mye kortere enn tidsskalaen (~350 år) for fotokjemisk (UV-stråling) nedbryting.[19] Den raske nedbrytingen av metan antyder at en annen prosess må dominere fjerningen av atmosfærisk på Mars, og den må være mer effektiv enn nedbryting av lys med en faktor på 100x til 600x.[19][23] Denne uforklarlige raske nedbrytingen antyder også en svært aktiv fullstendiggjørende kilde.[24] En mulighet er at metan ikke blir konsumert i det hele tatt, men heller kondenserer og fordamper sesongmessig fra klatrater.[25]
Selv om metan kan stamme fra en geologisk kilde er mangelen på nåværende vulkanisme, hydrotermisk aktivitet eller søylestrømmer tegn som ikke støtter en geologisk forklaring. Levende mikroorganismer, som metanogener, er en annen mulig kilde, men det finnes ingen bevis for at slike organismer eksisterer noe sted på Mars. NASA og Den europeiske romfartsorganisasjon (ESA) planlegger å se etter ledsagergasser som kan antyde hvilke kilder som er mest sannsynlige;[26][27] i jordens hav har produksjon av biologisk metan en tendens til å være ledsaget av etan, mens vulkansk metan er ledsaget av svoveldioksid.[27]
De viktigste kandidatene til opprinnelsen til metan på Mars omfatter ikke-biologiske prosesser som reaksjoner mellom vann og steiner, radiolyse av vann og dannelse av svovelkis som alle danner H2 som så kunne generere metan og hydrokarboner via Fischer-Tropsch-syntesen med CO og CO2.[28] Det ble også nylig påvist at metan kunne produseres ved en prosess som involverer vann, karbondioksid og mineraletolivin, som er kjent for å være vanlig på Mars.[29] De nødvendige prosessene for denne reaksjonen (dvs. høy temperatur og trykk) eksisterer ikke på overflaten, men kan eksistere i jordskorpen.[30] For å bevise at denne prosessen forekommer må serpentin, et mineral-bi-produkt av prosessen, bli oppdaget. En annen mulig geofysisk kilde kan være klatrathydrater.[31]
ESA fant at konsentrasjonen av metan i Mars' atmosfære ikke var lik, men sammenfalt med tilstedeværelsen av vanndamp. I den øvre atmosfæren er disse to gassene jevnt fordelt, men nær overflaten er de konsentrert i tre ekvatoriale regioner, kalt Arabia Terra, Elysium Planitia og Arcadia Memnonia. Planetforsker David H. Grinspoon fra Southwest Research Institute mener sammenfall av vanndamp og metan øker sjansen for at metan er av biologisk opprinnelse, men han advarer om at det er usikkert hvordan liv kunne ha overlevd så lenge på en planet så ugjestmild som Mars.[12] Det har blitt antydet at grotter kan være de eneste naturlige strukturene i stand til å beskytte primitive livsformer fra mikrometeoroider, UV-stråling, solstormer og høyenergi-partikler som bombarderer planetens overflate.[32][33][34]
I motsetning til funnene beskrevet over konkluderer studier av Kevin Zahnle, en planetforser ved NASAs Ames Research Center, og to kolleger at «der er foreløping ingen overbevisende bevis for metan på Mars». De hevder at de sterkeste rapporterte observasjonene av gassen til dags dato er tatt ved frekvenser hvor forstyrrelser fra metan i jordens atmosfære er spesielt vanskelig å fjerne, og er dermed upålitelige. I tillegg hevder de at de publiserte observasjonene som sterkest indikerer metan på Mars også hevder at det ikke er metan tilstede på Mars.[35][36][37]
For å til syvende og sist bestemme proveniens av funnene av metan skal en fremtidig sonde eller landingsfartøy som inneholder massespektrometer sendes til Mars.[38] Innsatsen for å identifisere kildene til terrestriske metan har vist at målinger av forskjellige metanisotopologer ikke nødvendigvis skiller mellom mulige geologiske og biogene kilder, men overfloden av andre gasser som dannes samtidig, som etan (C2H6), i forhold til metan gjør det; overflodforholdet mellom etan og metan er <0,001 for biogene kilder, mens andre kilder produserer nesten tilsvarende mengder metan og etan.[39]
Roveren til Mars Science Laboratory, som er planlagt å lande på Mars i 2012, vil kunne foreta målinger som skiller mellom de ulike typene av metan,[40] men selv om oppdraget er å fastslå mikroskopisk liv er kilden til metan, ligger disse livsformene sannsynligvis langt under overflaten, utenfor roverens rekkevidde.[41] Omløpssonden Mars Trace Gas Mission som er planlagt skutt opp i 2016 vil ytterligere studere metanisotopologer,[26][42] så vel som dens nedbrytingsprodukter som formaldehyd og metanol.
Atmosfæren på Mars er en ressurs av kjent sammensetning, tilgjengelig ved enhver landingsplass på Mars. Det har vært foreslått at en menneskelig utforskning av Mars kunne bruke karbondioksid (CO2) fra atmosfæren til å lage rakettdrivstoff for hjemferden. Oppdragsstudier som foreslår å bruke atmosfæren på denne måten inkluderer Mars Direct-forslaget til Robert Zubrin og NASAs Design reference mission-studie. To store kjemiske traseer for bruk av karbondioksid er Sabatier-prosessen som konverterer karbondioksid i atmosfæren og hydrogen (H2) for å lage metan (CH4) og oksygen (O2), og elektrolyse som bruker zirconiumdioksid-elektrolytt til å splitte karbondioksid til oksygen (O2) og karbonmonoksid (CO)
^«Clouds» (på engelsk). NASA (pressemelding). 13. desember 2004. Besøkt 13. oktober 2011.
^Mumma, M. J.; Novak, R. E.; DiSanti, M. A.; Bonev, B. P.,. «A Sensitive Search for Methane on Mars» (på engelsk). American Astronomical Society.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)DPS meeting #35, #14.18
^V. A. Krasnopolskya, J. P. Maillard, T. C. Owen (2004). «Detection of methane in the Martian atmosphere: evidence for life?». Icarus. 172 (2): 537–547. Bibcode:2004Icar..172..537K. doi:10.1016/j.icarus.2004.07.004.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
^Zahnle, Kevin; Freedman, Richard; Catling, David (2011). «Is there Methane on Mars? Part II»(PDF) (på engelsk). Lunar and Planetary Institute. Besøkt 13. oktober 2011.CS1-vedlikehold: Flere navn: forfatterliste (link)
