Marsa atmosfēra - ķīmiskais sastāvs, laika apstākļi un klimats pagātnē. NASA ierosina atjaunot Marsa atmosfēru ar magnētisko vairogu Vai uz Marsa ir skābeklis
>>> Marsa atmosfēra
Marss - planētas atmosfēra: atmosfēras slāņi, ķīmiskais sastāvs, spiediens, blīvums, salīdzinājums ar Zemi, metāna daudzums, sena planēta, izpēte ar foto.
BETmarsa atmosfēra ir tikai 1% no zemes, tāpēc uz Sarkanās planētas nav aizsardzības pret saules starojumu, kā arī normāls temperatūras režīms. Marsa atmosfēras sastāvu veido oglekļa dioksīds (95%), slāpeklis (3%), argons (1,6%) un nelieli skābekļa, ūdens tvaiku un citu gāzu piemaisījumi. Tas ir arī piepildīts ar mazām putekļu daļiņām, kuru dēļ planēta izskatās sarkana.
Pētnieki uzskata, ka agrāk atmosfēras slānis bija blīvs, bet sabruka pirms 4 miljardiem gadu. Bez magnetosfēras saules vējš ietriecas jonosfērā un samazina atmosfēras blīvumu.
Tas noveda pie zema spiediena indikatora - 30 Pa. Atmosfēra stiepjas 10,8 km garumā. Tas satur daudz metāna. Turklāt atsevišķās jomās ir novērojamas spēcīgas emisijas. Ir divas vietas, bet avoti vēl nav atklāti.
Gadā tiek saražotas 270 tonnas metāna. Tas nozīmē, ka mēs runājam par kaut kādu aktīvu pazemes procesu. Visticamāk, tā ir vulkāniska darbība, komētas ietekme vai serpentinizācija. Vispievilcīgākā iespēja ir metanogēnā mikrobu dzīve.
Tagad jūs zināt par Marsa atmosfēras klātbūtni, bet diemžēl tā ir paredzēta kolonistu iznīcināšanai. Tas neļauj šķidram ūdenim uzkrāties, ir atvērts starojumam un ir ārkārtīgi auksts. Taču nākamajos 30 gados mēs joprojām koncentrējamies uz attīstību.
Planētu atmosfēru izkliedēšana
Astrofiziķis Valērijs Šematovičs par planētu atmosfēru, eksoplanetu sistēmu attīstību un Marsa atmosfēras zudumu:
Katra planēta vairākos veidos atšķiras no pārējām. Citas atrastās planētas cilvēki salīdzina ar sev labi zināmo, bet ne perfekti, – tā ir planēta Zeme. Galu galā tas ir loģiski, uz mūsu planētas varētu parādīties dzīvība, kas nozīmē, ka, ja jūs meklējat planētu, kas ir līdzīga mūsējai, tad arī tur būs iespējams atrast dzīvību. Šo salīdzinājumu dēļ planētām ir savas atšķirīgās iezīmes. Piemēram, Saturnam ir skaisti gredzeni, kuru dēļ Saturnu sauc par skaistāko planētu Saules sistēmā. Jupiters ir lielākā planēta Saules sistēmā un šī Jupitera iezīme. Tātad, kādas ir Marsa iezīmes? Šis raksts ir par to.
Marsam, tāpat kā daudzām citām Saules sistēmas planētām, ir pavadoņi. Marsam ir divi pavadoņi, Fobs un Deimos. Satelītus nosaukuši grieķi. Foboss un Deimos bija Ares (Marsa) dēli un vienmēr bija tuvu savam tēvam, tāpat kā šie divi pavadoņi vienmēr atrodas Marsa tuvumā. Tulkojumā “Phobos” nozīmē “bailes”, bet “Deimos” nozīmē “šausmas”.
Foboss ir mēness, kura orbīta atrodas ļoti tuvu planētai. Tas ir planētai tuvākais satelīts visā Saules sistēmā. Attālums no Marsa virsmas līdz Fobosam ir 9380 kilometri. Satelīts riņķo ap Marsu ar frekvenci 7 stundas 40 minūtes. Izrādās, ka Fobs paspēj veikt trīs un dažus apgriezienus ap Marsu, savukārt pats Marss ap savu asi veic vienu apgriezienu.
Deimos ir mazākais mēness Saules sistēmā. Satelīta izmēri ir 15x12,4x10,8 km. Un attālums no satelīta līdz planētas virsmai ir 23 450 tūkstoši km. Deimos apgriezienu periods ap Marsu ir 30 stundas un 20 minūtes, kas ir nedaudz vairāk nekā laiks, kas nepieciešams planētai, lai grieztos ap savu asi. Ja atrodaties uz Marsa, tad Foboss pacelsies rietumos un iestāsies austrumos, veicot trīs apgriezienus dienā, bet Deimos, gluži pretēji, pacelsies austrumos un rietēs rietumos, vienlaikus veicot tikai vienu apgriezienu. Planēta.
Marsa un tā atmosfēras iezīmes
Viena no galvenajām Marsa iezīmēm ir tā, ka tas tika izveidots. Atmosfēra uz Marsa ir ļoti interesanta. Tagad atmosfēra uz Marsa ir ļoti reta, iespējams, ka nākotnē Marss pilnībā zaudēs savu atmosfēru. Marsa atmosfēras iezīmes ir tādas, ka kādreiz uz Marsa bija tāda pati atmosfēra un gaiss kā uz mūsu dzimtās planētas. Taču evolūcijas gaitā Sarkanā planēta zaudēja gandrīz visu savu atmosfēru. Tagad Sarkanās planētas atmosfēras spiediens ir tikai 1% no mūsu planētas spiediena. Marsa atmosfēras iezīmes ir arī tādas, ka pat ar trīs reizes mazāku planētas gravitāciju salīdzinājumā ar Zemi Marss var izraisīt milzīgas putekļu vētras, paceļot gaisā tonnas smilšu un augsnes. Putekļu vētras jau vairāk nekā vienu reizi ir sabojājušas mūsu astronomu nervus, jo putekļu vētras ir ļoti plašas, tad Marsa novērošana no Zemes kļūst neiespējama. Dažreiz šādas vētras var ilgt pat mēnešus, kas ļoti sabojā planētas izpētes procesu. Taču planētas Marsa izpēte ar to nebeidzas. Uz Marsa virsmas atrodas roboti, kas neaptur planētas izpētes procesu.
Planētas Marss atmosfēras īpatnības ir arī apstāklī, ka zinātnieku minējumi par Marsa debesu krāsu ir atspēkoti. Zinātnieki uzskatīja, ka debesīm uz Marsa jābūt melnām, taču kosmosa stacijas uzņemtie attēli no planētas atspēkoja šo teoriju. Debesis uz Marsa nemaz nav melnas, tās ir rozā, pateicoties smilšu un putekļu daļiņām, kas atrodas gaisā un absorbē 40% saules gaismas, pateicoties kurām uz Marsa rodas rozā debesu efekts.
Marsa temperatūras iezīmes
Marsa temperatūras mērījumi sākās salīdzinoši sen. Viss sākās ar Lamplenda mērījumiem 1922. gadā. Tad mērījumi liecināja, ka vidējā temperatūra uz Marsa ir -28º C. Vēlāk, 50. un 60. gados, tika uzkrātas zināmas zināšanas par planētas temperatūras režīmu, kas tika veiktas no 20. līdz 60. gadiem. No šiem mērījumiem izrādās, ka dienas laikā pie planētas ekvatora temperatūra var sasniegt +27º C, bet uz vakaru noslīdēs līdz nullei, un no rīta kļūs -50º C. Temperatūra pie poliem svārstās no plkst. +10º C, polārajā dienā un līdz ļoti zemai temperatūrai polārajā naktī.
Marsa reljefa iezīmes
Marsa virsma, tāpat kā citas planētas, kurām nav atmosfēras, ir rētas ar dažādiem krāteriem no krītošiem kosmosa objektiem. Krāteri ir maza izmēra (5 km diametrā) un lieli (diametrs no 50 līdz 70 km). Tā kā Marss nebija atmosfēras, tas bija pakļauts meteoru lietum. Bet planētas virsmā ir ne tikai krāteri. Iepriekš cilvēki uzskatīja, ka uz Marsa ūdens nekad nav bijis, taču planētas virsmas novērojumi vēsta citu stāstu. Marsa virsmā ir kanāli un pat nelielas ieplakas, kas atgādina ūdens nogulsnes. Tas liek domāt, ka uz Marsa bija ūdens, taču tas daudzu iemeslu dēļ pazuda. Tagad grūti pateikt, kas jādara, lai uz Marsa atkal parādītos ūdens un mēs varētu novērot planētas augšāmcelšanos.
Uz Sarkanās planētas ir arī vulkāni. Slavenākais vulkāns ir Olimpa kalns. Šis vulkāns ir zināms visiem tiem, kas interesējas par Marsu. Šis vulkāns ir lielākais kalns ne tikai uz Marsa, bet arī Saules sistēmā, tā ir vēl viena šīs planētas iezīme. Ja stāvat Olimpa kalna pakājē, tad šī vulkāna malu saskatīt nebūs iespējams. Šis vulkāns ir tik liels, ka tā malas sniedzas aiz horizonta un šķiet, ka Olimps ir bezgalīgs.
Marsa magnētiskā lauka iezīmes
Šī, iespējams, ir pēdējā interesantā šīs planētas iezīme. Magnētiskais lauks ir planētas aizsargs, kas atgrūž visus elektriskos lādiņus, kas virzās uz planētu un atgrūž tos no sākotnējās trajektorijas. Magnētiskais lauks ir pilnībā atkarīgs no planētas kodola. Marsa kodols ir gandrīz nekustīgs, un tāpēc planētas magnētiskais lauks ir ļoti vājš. Magnētiskā lauka darbība ir ļoti interesanta, tā nav globāla, kā uz mūsu planētas, bet ir zonas, kurās tas ir aktīvāks, un citās zonās tā var nebūt vispār.
Tādējādi planētai, kas mums šķiet tik parasta, ir vesela virkne savu iezīmju, no kurām dažas ir vadošās mūsu Saules sistēmā. Marss nav tik vienkārša planēta, kā jūs varētu domāt no pirmā acu uzmetiena.
Tā kā Marss atrodas tālāk no Saules nekā Zeme, tas debesīs var ieņemt pozīciju pretī Saulei, tad tas ir redzams visu nakti. Šo planētas stāvokli sauc konfrontācija. Uz Marsa tas atkārtojas ik pēc diviem gadiem un diviem mēnešiem. Tā kā Marsa orbīta ir plašāka nekā Zemes, tad opozīciju laikā attālumi starp Marsu un Zemi var atšķirties. Reizi 15 vai 17 gados notiek Lielā konfrontācija, kad attālums starp Zemi un Marsu ir minimāls un ir 55 miljoni km.
Kanāli uz Marsa
Marsa fotogrāfija, kas uzņemta no Habla kosmiskā teleskopa, skaidri parāda planētas raksturīgās iezīmes. Uz Marsa tuksnešu sarkanā fona ir skaidri redzamas zili zaļas jūras un spilgti balts polārais vāciņš. Slavens kanāliem bildē nav redzams. Šajā palielinājumā tie patiešām nav redzami. Pēc liela mēroga Marsa attēlu iegūšanas Marsa kanālu noslēpums beidzot tika atrisināts: kanāli ir optiska ilūzija.
Lielu interesi izraisīja jautājums par pastāvēšanas iespējamību dzīve uz marsa. 1976. gadā veiktie pētījumi par amerikāņu AMS "Viking", acīmredzot, sniedza galīgo negatīvo rezultātu. Uz Marsa dzīvības pēdas nav atrastas.
Tomēr par to joprojām notiek dzīva diskusija. Abas puses, gan dzīvības uz Marsa atbalstītāji, gan pretinieki, izvirza argumentus, kurus pretinieki nevar atspēkot. Vienkārši nav pietiekami daudz eksperimentālu datu, lai atrisinātu šo problēmu. Atliek tikai gaidīt, kad notiekošie un plānotie lidojumi uz Marsu sniegs materiālus, kas apstiprina vai atspēko dzīvības esamību uz Marsa mūsu laikā vai tālā pagātnē. materiāls no vietnes
Marsam ir divi mazi satelīts- Foboss (51. att.) un Deimos (52. att.). To izmēri ir attiecīgi 18×22 un 10×16 km. Foboss atrodas no planētas virsmas tikai 6000 km attālumā un ap to apgriežas aptuveni 7 stundās, kas ir 3 reizes mazāk nekā Marsa dienā. Deimos atrodas 20 000 km attālumā.
Ar satelītiem ir saistīti vairāki noslēpumi. Tātad to izcelsme nav skaidra. Lielākā daļa zinātnieku uzskata, ka tie ir salīdzinoši nesen notverti asteroīdi. Grūti iedomāties, kā Fobs izdzīvoja pēc meteorīta trieciena, kas uz tā atstāja krāteri 8 km diametrā. Nav skaidrs, kāpēc Foboss ir melnākais mums zināmais ķermenis. Tā atstarošanas spēja ir 3 reizes mazāka nekā sodrējiem. Diemžēl vairāki kosmosa kuģu lidojumi uz Fobosu beidzās neveiksmīgi. Daudzu gan Fobosa, gan Marsa jautājumu galīgais risinājums tiek atlikts līdz ekspedīcijai uz Marsu, kas plānota 21. gadsimta 30. gados.
Kad mēs runājam par klimata pārmaiņām, mēs skumji grozām galvas - ak, cik ļoti pēdējā laikā ir mainījusies mūsu planēta, cik piesārņota ir tās atmosfēra... Tomēr, ja mēs gribam redzēt reālu piemēru, cik liktenīgas var būt klimata pārmaiņas, tad mums tas nebūs jāmeklē uz Zemes un ārpus tās. Marss ir ļoti piemērots šai lomai.
To, kas šeit bija pirms miljoniem gadu, nevar salīdzināt ar šodienas attēlu. Mūsdienās uz Marsa virsmas ir rūgts aukstums, zems spiediens, ļoti plāna un reta atmosfēra. Mūsu priekšā ir tikai bāla bijušās pasaules ēna, kuras virsmas temperatūra nebija daudz zemāka par pašreizējo temperatūru uz zemes, un cauri līdzenumiem un aizām plūda pilnas upes. Varbūt šeit pat bija organiska dzīve, kas zina? Tas viss ir pagātnē.
No kā sastāv Marsa atmosfēra?
Tagad tas pat noraida iespēju šeit dzīvot dzīvām būtnēm. Marsa laikapstākļus nosaka daudzi faktori, tostarp ledus cepuru cikliskā augšana un kušana, atmosfēras ūdens tvaiki un sezonālās putekļu vētras. Dažreiz milzīgas putekļu vētras aptver visu planētu uzreiz un var ilgt vairākus mēnešus, padarot debesis tumši sarkanas.
Marsa atmosfēra ir aptuveni 100 reizes plānāka nekā Zemes, un tajā ir 95 procenti oglekļa dioksīda. Precīzs Marsa atmosfēras sastāvs ir:
- Oglekļa dioksīds: 95,32%
- Slāpeklis: 2,7%
- Argons: 1,6%
- Skābeklis: 0,13%
- Oglekļa monoksīds: 0,08%
Turklāt nelielos daudzumos ir: ūdens, slāpekļa oksīdi, neons, smagais ūdeņradis, kriptons un ksenons.
Kā radās Marsa atmosfēra? Tāpat kā uz Zemes - degazācijas rezultātā - gāzu izdalīšanās no planētas zarnām. Tomēr gravitācijas spēks uz Marsa ir daudz mazāks nekā uz Zemes, tāpēc lielākā daļa gāzu izplūst pasaules telpā, un tikai neliela daļa no tām spēj noturēties ap planētu.
Kas pagātnē notika ar Marsa atmosfēru?
Saules sistēmas pastāvēšanas rītausmā, tas ir, pirms 4,5–3,5 miljardiem gadu, Marsam bija pietiekami blīva atmosfēra, kuras dēļ ūdens uz tā virsmas varēja atrasties šķidrā veidā. Orbitālās fotogrāfijās redzamas plašo upju ieleju kontūras, sena okeāna aprises uz sarkanās planētas virsmas, un roveri vairākkārt ir atraduši ķīmisko savienojumu paraugus, kas mums pierāda, ka acis nemelo – visas šīs reljefa detaļas. cilvēka acīm pazīstami uz Marsa veidojās tādos pašos apstākļos kā uz Zemes.
Nebija šaubu, ka uz Marsa ir ūdens, šeit nav nekādu jautājumu. Vienīgais jautājums ir, kāpēc viņa pazuda?
Galvenā teorija par šo lietu izskatās apmēram šādi: kādreiz Marsam bija efektīvi atstarojošs saules starojums, taču laika gaitā tas sāka vājināties un pirms aptuveni 3,5 miljardiem gadu praktiski pazuda (turklāt atsevišķi lokālie magnētiskā lauka centri , saskaņā ar jaudu, kas ir diezgan salīdzināma ar Zemi, uz Marsa atrodas pat tagad). Tā kā Marss ir gandrīz uz pusi mazāks nekā Zeme, tā gravitācija ir daudz vājāka nekā mūsu planētai. Šo divu faktoru kombinācija (magnētiskā lauka zudums un vāja gravitācija) noveda pie tā. ka Saules vējš sāka "izsist" no planētas atmosfēras gaismas molekulas, pamazām to retinot. Tātad Marss dažu miljonu gadu laikā pārvērtās par ābola lomu, no kura ar nazi tika rūpīgi nogriezta āda.
Vājinātais magnētiskais lauks vairs nespēja efektīvi “nodzēst” kosmisko starojumu, un saule no dzīvības avota pārvērtās par Marsa slepkavu. Un atšķaidītā atmosfēra vairs nespēja noturēt siltumu, tāpēc temperatūra uz planētas virsmas nokritās līdz vidēji -60 grādiem pēc Celsija, tikai vasaras dienā pie ekvatora, sasniedzot +20 grādus.
Lai gan Marsa atmosfēra šobrīd ir aptuveni 100 reižu plānāka nekā Zemes, tā joprojām ir pietiekami bieza, lai uz sarkanās planētas aktīvi notiktu laikapstākļu veidošanās procesi, nokrita nokrišņi, radās mākoņi un vēji.
"Putekļu velns" - neliels viesuļvētra uz Marsa virsmas, fotografēts no planētas orbītas
Radiācija, putekļu vētras un citas Marsa īpašības
Radiācija planētas virsmas tuvumā ir bīstami, tomēr saskaņā ar NASA datiem, kas iegūti no Curiosity rovera analīžu apkopojuma, izriet, ka pat 500 dienu uzturēšanās laikā uz Marsa (+360 dienas ceļā) astronauti (ieskaitot aizsarglīdzekļus) saņemtu starojuma "devu", kas vienāda ar 1 zīvertu (~100 rentgenu). Šī deva ir bīstama, taču noteikti nenogalinās pieaugušo "uz vietas". Tiek uzskatīts, ka 1 sīverts saņemtā starojuma palielina astronauta risku saslimt ar vēzi par 5%. Pēc zinātnieku domām, zinātnes labad var iet uz lielām grūtībām, īpaši pirmo soli uz Marsu, pat ja tas sola veselības problēmas nākotnē... Tas noteikti ir solis nemirstībā!
Uz Marsa virsmas sezonāli plosās simtiem putekļu velnu (tornado), kas paceļ putekļus no dzelzs oksīdiem (vienkāršā veidā rūsas) atmosfērā, kas bagātīgi klāj Marsa tuksnešus. Marsa putekļi ir ļoti smalki, kas apvienojumā ar zemu gravitāciju noved pie tā, ka ievērojams to daudzums vienmēr atrodas atmosfērā, īpaši augstu koncentrāciju sasniedzot rudenī un ziemā ziemeļu puslodēs un pavasarī un vasarā atmosfērā. planētas dienvidu puslodes.
Putekļu vētras uz Marsa- lielākais Saules sistēmā, kas spēj aptvert visu planētas virsmu un dažreiz ilgst vairākus mēnešus. Galvenās putekļu vētru sezonas uz Marsa ir pavasaris un vasara.
Šādu spēcīgu laikapstākļu parādību mehānisms nav pilnībā izprotams, bet ar lielu varbūtības pakāpi tiek izskaidrots ar šādu teoriju: kad atmosfērā paceļas liels skaits putekļu daļiņu, tas noved pie tā straujas uzkaršanas līdz lielam augstumam. Siltas gāzu masas plūst uz planētas aukstajiem reģioniem, radot vēju. Marsa putekļi, kā jau minēts, ir ļoti viegli, tāpēc stiprs vējš saceļ vēl vairāk putekļu, kas savukārt sasilda atmosfēru vēl vairāk un rada vēl stiprākus vējus, kas savukārt rada vēl vairāk putekļu... un tā tālāk!
Uz Marsa lietus nav, un no kurienes tie var nākt aukstumā pie -60 grādiem? Bet dažreiz snieg. Tiesa, šāds sniegs sastāv nevis no ūdens, bet gan no oglekļa dioksīda kristāliem, un tā īpašības vairāk atgādina miglu nekā sniegu (“sniegpārslas” ir pārāk mazas), taču pārliecinieties, ka tas ir īsts sniegs! Tikai ar vietējo specifiku.
Kopumā “sniegs” iet gandrīz visā Marsa teritorijā, un šis process ir ciklisks - naktī oglekļa dioksīds sasalst un pārvēršas kristālos, nokrītot uz virsmas, un dienas laikā tas atkūst un atkal atgriežas atmosfērā. Taču planētas ziemeļu un dienvidu polos ziemā valda sals līdz -125 grādiem, tāpēc, reiz izkritusi kristālu veidā, gāze vairs neiztvaiko un slānī guļ līdz pavasarim. Vai, ņemot vērā Marsa sniega cepuru izmērus, ir jāsaka, ka ziemā oglekļa dioksīda koncentrācija atmosfērā samazinās par desmitiem procentu? Atmosfēra kļūst vēl retāka, un rezultātā saglabājas vēl mazāk siltuma... Marss iegrimst ziemā.
Marss, ceturtā planēta, kas atrodas vistālāk no Saules, jau ilgu laiku ir bijis pasaules zinātnes uzmanības objekts. Šī planēta ir ļoti līdzīga Zemei ar vienu, nelielu, bet liktenīgu izņēmumu - Marsa atmosfēra ir ne vairāk kā viens procents no Zemes atmosfēras tilpuma. Jebkuras planētas gāzes apvalks ir noteicošais faktors, kas nosaka tās izskatu un apstākļus uz virsmas. Ir zināms, ka visas Saules sistēmas cietās pasaules veidojās aptuveni vienādos apstākļos 240 miljonu kilometru attālumā no Saules. Ja Zemes un Marsa veidošanās apstākļi bija gandrīz vienādi, tad kāpēc šīs planētas tagad ir tik atšķirīgas?
Tas viss ir atkarīgs no izmēra – Marsam, kas veidots no tāda paša materiāla kā Zeme, kādreiz bija šķidrs un karsts metāla kodols, tāpat kā mūsu planētai. Pierādījums - daudzi izdzisuši vulkāni uz Bet "sarkanā planēta" ir daudz mazāka par Zemi. Tas nozīmē, ka tas ātrāk atdziest. Kad šķidrais kodols beidzot atdzisa un sacietēja, konvekcijas process beidzās, un līdz ar to pazuda arī planētas magnētiskais vairogs – magnetosfēra. Tā rezultātā planēta palika neaizsargāta pret Saules postošo enerģiju, un Marsa atmosfēru gandrīz pilnībā aizpūta saules vējš (milzīga radioaktīvu jonizētu daļiņu straume). "Sarkanā planēta" ir pārvērtusies par nedzīvu, blāvu tuksnesi...
Tagad Marsa atmosfēra ir plāns retinātas gāzes apvalks, kas nespēj pretoties nāvējošā iekļūšanai planētas virsmā. Marsa termiskā relaksācija ir par vairākām kārtām mazāka nekā, piemēram, Venērai, kuras atmosfēra ir daudz blīvāka. Pārāk zemas siltumietilpības Marsa atmosfēra veido izteiktākus diennakts vidējā vēja ātruma rādītājus.
Marsa atmosfēras sastāvu raksturo ļoti augsts saturs (95%). Atmosfērā ir arī slāpeklis (apmēram 2,7%), argons (apmēram 1,6%) un neliels daudzums skābekļa (ne vairāk kā 0,13%). Atmosfēras spiediens uz Marsa ir 160 reizes lielāks nekā uz planētas virsmas. Atšķirībā no Zemes atmosfēras gāzveida apvalkam šeit ir izteikti mainīgs raksturs, jo planētas polārie vāciņi, kas satur milzīgu daudzumu oglekļa dioksīda, viena gada cikla laikā kūst un sasalst.
Saskaņā ar datiem, kas saņemti no izpētes kosmosa kuģa Mars Express, Marsa atmosfērā ir noteikts daudzums metāna. Šīs gāzes īpatnība ir tās straujā sadalīšanās. Tas nozīmē, ka kaut kur uz planētas ir jābūt metāna papildināšanas avotam. Šeit var būt tikai divas iespējas - vai nu ģeoloģiskā aktivitāte, kuras pēdas vēl nav atklātas, vai mikroorganismu dzīvībai svarīga aktivitāte, kas var pārvērst mūsu priekšstatu par dzīvības centru klātbūtni Saules sistēmā.
Marsa atmosfērai raksturīga ietekme ir putekļu vētras, kas var plosīties vairākus mēnešus. Šī planētas blīvā gaisa sega galvenokārt sastāv no oglekļa dioksīda ar nelieliem skābekļa un ūdens tvaiku ieslēgumiem. Šāds ilgstošs efekts ir saistīts ar ārkārtīgi zemo Marsa gravitāciju, kas ļauj pat ļoti retai atmosfērai pacelt no virsmas miljardiem tonnu putekļu un noturēt to ilgu laiku.