A atmosfera de Marte é composta principalmente por dióxido de carbono (95%), nitrogênio molecular (2,85%) e argônio (2%). Ela também contém níveis-traço de vapor de água, oxigênio, monóxido de carbono, hidrogênio e gases nobres. A atmosfera de Marte é muito mais rarefeita e mais fria do que a da Terra, possuindo uma densidade máxima de 20 g/m3 (cerca de 2% do valor da Terra), com uma temperatura geralmente abaixo de zero até −60 °C. A pressão média na superfície é de cerca de , o que representa 0,6% do valor da Terra.
A atmosfera marciana, atualmente rarefeita, impede a existência de água líquida na superfície de Marte, mas muitos estudos sugerem que a atmosfera de Marte era muito mais espessa no passado. A densidade mais alta durante a primavera e o outono é reduzida em 25% durante o inverno, quando o dióxido de carbono congela parcialmente nas calotas polares. A densidade atmosférica mais elevada em Marte é igual à densidade encontrada a acima da superfície da Terra e é de ≈0,020 kg/m3. A atmosfera de Marte tem perdido massa para o espaço desde que o núcleo do planeta desacelerou, e o vazamento de gases ainda continua nos dias de hoje.
A atmosfera de Marte é mais fria do que a da Terra devido à maior distância em relação ao Sol, recebendo menos energia solar e tendo uma temperatura efetiva mais baixa, que é de cerca de . A temperatura média de emissão da superfície de Marte é de apenas , o que é comparável ao interior da Antártida. Embora a atmosfera de Marte seja composta principalmente por dióxido de carbono, o efeito estufa na atmosfera marciana é muito mais fraco do que o da Terra: em Marte, contra na Terra, devido à densidade muito menor de dióxido de carbono, levando a um menor aquecimento por efeito estufa. Além disso, a atmosfera marciana contém muito menos vapor de água do que a atmosfera da Terra, e o vapor de água é outro contribuinte importante para o efeito estufa. A variação diária de temperatura na baixa atmosfera apresenta ampla variação devido à baixa inércia térmica; ela pode variar de a perto de perto da superfície em algumas regiões. A temperatura da parte superior da atmosfera marciana também é significativamente mais baixa do que a da Terra por causa da ausência de ozônio estratosférico e do efeito de resfriamento radiativo do dióxido de carbono em altitudes mais elevadas.
Redemoinhos de poeira e tempestades de poeira são prevalentes em Marte, sendo por vezes observáveis por telescópios a partir da Terra, e em 2018 até mesmo a olho nu como uma mudança na cor e no brilho do planeta.https://skyandtelescope.org/astronomy-news/is-the-mars-opposition-already-over/ Tempestades de poeira que circundam o planeta (tempestades globais de poeira) ocorrem em média a cada 5,5 anos terrestres (a cada 3 anos marcianos) em Marte e podem ameaçar a operação de rovers marcianos. No entanto, o mecanismo responsável pelo desenvolvimento de grandes tempestades de poeira ainda não é bem compreendido. Sugeriu-se que esteja vagamente relacionado à influência gravitacional de ambas as luas, de forma um tanto semelhante à criação de marés na Terra.
A atmosfera marciana é uma atmosfera oxidada. As reações fotoquímicas na atmosfera tendem a oxidar as espécies orgânicas e transformá-las em dióxido de carbono ou monóxido de carbono. Embora a sonda de metano mais sensível no recém-lançado ExoMars Trace Gas Orbiter não tenha conseguido encontrar metano na atmosfera em todo o planeta Marte, várias missões anteriores e telescópios baseados em terra detectaram níveis inesperados de metano na atmosfera marciana, o que pode até ser uma bioassinatura de vida em Marte. No entanto, a interpretação das medições ainda é altamente controversa e carece de consenso científico.
Evolução atmosférica
Acredita-se que a massa e a composição da atmosfera marciana tenham mudado ao longo da existência do planeta. Uma atmosfera mais espessa, mais quente e mais úmida é necessária para explicar várias características evidentes na história primitiva de Marte, como a existência de corpos de água líquida. Observações da alta atmosfera marciana, medições da composição isotópica e análises de meteoritos marcianos fornecem evidências das mudanças de longo prazo da atmosfera e restrições para a importância relativa de diferentes processos.
A atmosfera no início da história + Razão isotópica de diferentes espécies nas atmosferas de Marte e da Terra Razão isotópica Marte Terra (em H2O) 9,3 ± 1,7 × 10−4 1,56 × 10−4 ~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) × 106 4 × 107 ~0,1 2,5221 ± 0,0063 0,97 ~2,5 Em geral, os gases encontrados no Marte moderno são depletados em isótopos estáveis mais leves, indicando que a atmosfera marciana mudou por meio de processos de seleção de massa ao longo de sua história. Os cientistas frequentemente dependem dessas medições da composição isotópica para reconstruir as condições da atmosfera marciana no passado.
Embora Marte e a Terra tenham razões semelhantes de 12C / 13C e 16O / 18O, o 14N é muito mais depletado na atmosfera marciana. Pensa-se que os processos de escape fotoquímico sejam responsáveis pelo fracionamento isotópico e tenham causado uma perda significativa de nitrogênio em escalas de tempo geológicas. Estimativas sugerem que a pressão parcial inicial de N2 pode ter chegado a até 30 hPa.
O escape hidrodinâmico no início da história de Marte pode explicar o fracionamento isotópico de argônio e xenônio. No Marte moderno, a atmosfera não está perdendo esses dois gases nobres para o espaço exterior devido à sua massa mais pesada. No entanto, a maior abundância de hidrogênio na atmosfera marciana e os altos fluxos de UV extremo do Sol jovem poderiam, juntos, ter impulsionado um fluxo hidrodinâmico para fora e arrastado esses gases pesados. O escape hidrodinâmico também contribuiu para a perda de carbono, e modelos sugerem que é possível perder de CO2 por escape hidrodinâmico em um a dez milhões de anos sob um UV extremo solar muito mais forte em Marte. Enquanto isso, observações mais recentes feitas pelo orbitador MAVEN sugeriram que o escape por pulverização (sputtering) é muito importante para o escape de gases pesados no lado noturno de Marte e pode ter contribuído para 65% da perda de argônio na história de Marte.
A atmosfera marciana é particularmente propensa à erosão por impacto devido à baixa velocidade de escape de Marte. Um modelo de computador preliminar sugeriu que Marte poderia ter perdido 99% de sua atmosfera inicial até o final do período do intenso bombardeio tardio, com base em um fluxo de bombardeio hipotético estimado a partir da densidade de crateras lunares. Em termos de abundância relativa de carbono, a razão em Marte é apenas 10% daquela da Terra e de Vênus. Assumindo que os três planetas rochosos tenham o mesmo inventário inicial de voláteis, essa baixa razão implica que a massa de CO2 na atmosfera marciana primitiva deveria ter sido dez vezes maior do que o valor atual. O enorme enriquecimento de 40Ar radiogênico em relação ao 36Ar primordial também é consistente com a teoria da erosão por impacto.
Uma das maneiras de estimar a quantidade de água perdida pelo escape de hidrogênio na alta atmosfera é examinar o enriquecimento de deutério em relação ao hidrogênio. Estudos baseados em isótopos estimam que uma camada global equivalente de água de 12 m a mais de 30 m foi perdida para o espaço por meio do escape de hidrogênio na história de Marte. Nota-se que a abordagem baseada no escape atmosférico fornece apenas o limite inferior para o inventário inicial estimado de água.
Para explicar a coexistência de água líquida e o paradoxo do jovem Sol fraco durante o início da história de Marte, um efeito estufa muito mais forte deve ter ocorrido na atmosfera marciana para aquecer a superfície acima do ponto de congelamento da água. Carl Sagan propôs pela primeira vez que uma atmosfera de 1 bar de H2 poderia produzir aquecimento suficiente para Marte. O hidrogênio pode ser produzido pela desgaseificação vigorosa de um manto marciano primitivo altamente reduzido, e a presença de CO2 e vapor de água pode diminuir a abundância necessária de H2 para gerar tal efeito estufa. No entanto, a modelagem fotoquímica mostrou que manter uma atmosfera com esse alto nível de H2 é difícil. O SO2 também foi um dos gases de efeito estufa propostos como eficazes no início da história de Marte. No entanto, outros estudos sugeriram que a alta solubilidade do SO2, a formação eficiente de aerossóis de H2SO4 e a deposição na superfície impedem o acúmulo a longo prazo de SO2 na atmosfera marciana e, portanto, reduzem o potencial efeito de aquecimento do SO2.
Escape atmosférico no Marte moderno Apesar da menor gravidade, o escape de Jeans não é eficiente na atmosfera marciana moderna devido à temperatura relativamente baixa na exobase (≈200 K a 200 km de altitude). Ele só pode explicar o escape de hidrogênio de Marte. Outros processos não térmicos são necessários para explicar o escape observado de oxigênio, carbono e nitrogênio.
Escape de hidrogênio O hidrogênio molecular (H2) é produzido a partir da dissociação de H2O ou de outros compostos contendo hidrogênio na baixa atmosfera e se difunde para a exosfera. O H2 exosférico então se decompõe em átomos de hidrogênio, e os átomos que têm energia térmica suficiente podem escapar da gravidade de Marte (escape de Jeans). O escape de hidrogênio atômico é evidente a partir dos espectrômetros UV em diferentes orbitadores. Embora a maioria dos estudos tenha sugerido que o escape de hidrogênio seja próximo ao limite de difusão em Marte, estudos mais recentes sugerem que a taxa de escape é modulada por tempestades de poeira e tem uma grande variação sazonal. O fluxo de escape estimado de hidrogênio varia de 107 cm−2 s−1 a 109 cm−2 s−1.
Escape de carbono A fotoquímica de CO2 e CO na ionosfera pode produzir íons CO2+ e CO+, respectivamente:
+ ⟶ + ⟶
Um íon e um elétron podem se recombinar e produzir produtos eletricamente neutros. Os produtos ganham energia cinética extra devido à atração de Coulomb entre íons e elétrons. Esse processo é chamado de recombinação dissociativa. A recombinação dissociativa pode produzir átomos de carbono que viajam mais rápido do que a velocidade de escape de Marte, e aqueles que se movem para cima podem então escapar da atmosfera marciana:
A fotólise por UV do monóxido de carbono é outro mecanismo crucial para o escape de carbono em Marte:
+ ( < 116 nm) ⟶ .
Outros mecanismos potencialmente importantes incluem o escape por pulverização de CO2 e a colisão de carbono com átomos rápidos de oxigênio. O fluxo de escape geral estimado é de cerca de 0,6 × 107 cm−2 s−1 a 2,2 × 107 cm−2 s−1 e depende fortemente da atividade solar.
Escape de nitrogênio Assim como o carbono, a recombinação dissociativa de N2+ é importante para o escape de nitrogênio em Marte. Além disso, outros mecanismos de escape fotoquímico também desempenham um papel importante:
+ ⟶
A taxa de escape de nitrogênio é muito sensível à massa do átomo e à atividade solar. A taxa de escape geral estimada de 14N é de 4,8 × 105 cm−2 s−1.
Escape de oxigênio A recombinação dissociativa de CO2+ e O2+ (produzidos também a partir de reações com CO2+) pode gerar átomos de oxigênio que viajam com velocidade suficiente para escapar:
No entanto, as observações mostraram que não há átomos de oxigênio rápidos suficientes na exosfera marciana como previsto pelo mecanismo de recombinação dissociativa. Estimativas de modelos da taxa de escape de oxigênio sugeriram que ela pode ser mais de 10 vezes inferior à taxa de escape de hidrogênio. A captura de íons (ion pickup) e a pulverização catódica foram sugeridas como mecanismos alternativos para o escape de oxigênio, mas este modelo sugere que eles são menos importantes do que a recombinação dissociativa na atualidade.
Escape ionosférico