Структура.
Из-за меньшей по сравнению с Землей силой тяжести Марс характеризуется меньшими градиентами плотности и давления его атмосферы, а поэтому марсианская атмосфера гораздо протяженнее земной. Высота однородной атмосферы на Марсе больше, чем на Земле, и составляет около 11 км. Несмотря на сильную разреженность марсианской атмосферы, в ней по разным признакам выделяются те же концентрические слои, что и в земной. В целом атмосфера Марса подразделяется на две крупные оболочки - гомосферу и гетеросферу. В гомосфере химический состав не зависит от высоты, поскольку процессы переноса тепла и влаги в атмосфере и их обмена по вертикали целиком определяются турбулентным перемешиванием. Так как молекулярная диффузия в атмосфере обратно пропорциональна ее плотности, то с некоторого уровня этот процесс становится преобладающим и является основной особенностью верхней оболочки - гетеросферы, где происходит молекулярное диффузное разделение. Граница раздела между этими оболочками, которая находится на высотах от 120 до 140 км, называется турбопаузой.

От поверхности до высоты 20 - 30 км протягивается тропосфера, где температура падает с высотой. Верхняя граница тропосферы колеблется в зависимости от времени года (температурный градиент в тропопаузе меняется от 1 до 3 град/км при среднем значении 2,5 град/км).

Над тропопаузой находится изотермическая область атмосферы - стратомезосфера, протягивающаяся до высоты 100 км. Средняя температура стратомезосферы исключительно низкая и составляет - 133°С. В отличие от Земли, где в стратосфере содержится преимущественно весь атмосферный озон, на Марсе его концентрация ничтожно мала (он распределен от высот 50 - 60 км до самой поверхности, там его концентрация максимальна).

Выше стратомезосферы простирается верхний слой атмосферы - термосфера. Для нее характерен рост температуры с высотой в среднем от - 133°С в основании слоя до +27°С на высоте 200 км.

Примерно с высоты 250 км начинается экзосфера Марса, в которой преобладает атомарный водород. Ввиду очень медленного уменьшения концентрации водорода с высотой этот элемент является основным компонентом самых внешних слоев атмосферы планеты и образует водородную корону, простирающуюся на расстояние около 20 000 км. Непрерывное снабжение верхней атмосферы Марса атомарным водородом происходит за счет фотодиссоциации водяного пара у марсианской поверхности.

Область с высокой степенью ионизации марсианского «воздуха» находится в интервале высот примерно от 100 до 400 км. Концентрация таких ионов, как O₂⁺, O⁺ и СO₂⁺, в этой области порядка 10³ - 10⁵ на кубический сантиметр. При этом концентрация ионов максимальна днем и минимальна ночью.

Поскольку, как уже было сказано, концентрация озона на Марсе ничтожно мала и нет озонового экрана, как у Земли, ультрафиолетовое излучение доходит до самой поверхности планеты. По этой причине даже на поверхности Марса активно происходят фотохимические реакции. Слой атмосферы, где происходят химические реакции, называется хемосферой. Марсианская хемосфера простирается от поверхности до высоты около 120 км.

Химический состав.
Основной компонент атмосферы Марса - углекислый газ. Конденсация в полярных шапках зимой и испарение летом приводят к тому, что количество этого газа в атмосфере испытывает сезонные колебания. Азот, являющийся основным компонентом атмосферы Земли, в атмосфере Марса составляет лишь около нескольких процентов. Менее обильные составляющие атмосферы представлены оксидом углерода, кислородом, озоном и водой. Оксид углерода (СО) является продуктом фотодиссоциации и составляет 8·10-4^-4 от концентрации СО₂. Молекулярный кислород (O₂) появляется в результате фотодиссоциации как CO₂, так и Н₂О в верхней атмосфере Марса. При этом кислород диффундирует в более низкие слои атмосферы, где его концентрация достигает 1,3·10^-3 от приповерхностной концентрации С02. Количество озона сильно меняется в зависимости от температуры поверхности.

Содержание H₂O в атмосфере Марса примерно в 100 - 200 раз меньше, чем в атмосфере самых сухих регионов Земли, и составляет 10 - 30 мкм осажденного столба воды. Сезонные и суточные вариации водяного пара находятся в пределах 1 - 100 мкм. Так, зимой атмосфера практически «сухая». Водяной пар появляется в ней весной, и к середине лета его количество достигает максимума, следуя за изменениями температуры поверхности. В течение периода лето - осень водяной пар постепенно перераспределяется, причем максимум содержания его перемещается от северной полярной области к экваториальным широтам. При этом общее глобальное содержание пара в атмосфере (по данным «Викинга-1») остается приблизительно постоянным и эквивалентным 1,3 км³ льда. Максимальное содержание Н₂О (100 мкм осажденной воды, равное 0,2 объемных %) было зафиксировано летом над темным районом, опоясывающим северную остаточную полярную шапку. В это время года атмосфера надо льдом полярной шапки обычно близка к насыщению.

Конденсационные явления.
Образования конденсационной природы, периодически существующие в атмосфере Марса, представлены белыми облаками, а также туманами (или дымками) и полярной мглой. Если первые были обнаружены еще при телескопических наблюдениях, то вторые открыты благодаря космическим аппаратам. Облака, наблюдаемые на высоких уровнях атмосферы (более 20 км), образуются в результате конденсации CO₂. Этот же процесс ответствен за формирование низких облаков полярных областей.

Инфракрасные спектры белых облаков, полученные с помощью космических аппаратов, свидетельствуют о том, что облачные образования состоят из кристалликов льда. Как правило, водяные облака формируются над марсианской поверхностью на высотах менее 20 км. Замечено, что многие из этих облаков образуются при поднятии воздушных масс по наветренным склонам крупных форм рельефа.

Облака и туманы очень распространены близ зимних полярных шапок (так называемая полярная мгла), когда температура атмосферы опускается ниже точки замерзания CO₂ (-126°С). Собственно полярные облака расположены обычно довольно низко над поверхностью (на высоте менее 10 км) и представляют собой тонкие образования из льда Н₂О в летний период и СО₂ зимой.

Одно из интересных и редких на Марсе атмосферных явлений было обнаружено («Викинг-1») при фотографировании северной полярной области в 1978 г. Это циклонические структуры, четко отождествляемые на фотографиях по вихревидным системам облаков с циркуляцией против часовой стрелки. Они были обнаружены в широтном поясе 65 - 80° с. ш. в течение «теплого» периода года, с весны до начала осени, когда здесь устанавливается полярный фронт. Его возникновение обусловлено существующим в это время года резким контрастом температур поверхности между краем ледяной шапки и окружающими равнинами. Связанные с таким фронтом волновые движения воздушных масс и приводят к появлению столь знакомых нам по Земле циклонических вихрей. Обнаруженные на Марсе системы вихревидных облаков по размеру колеблются от 200 до 500 км, скорость их перемещения около 5 км/ч, а скорость ветров на периферии этих систем около 20 м/с. Длительность существования отдельного циклонического вихря колеблется от 3 до 6 сут. Величины температур в центральной части марсианских циклонов свидетельствуют о том, что облака состоят из кристалликов льда воды.

Пылевые бури.
Характерная особенность атмосферы Марса - постоянное присутствие пыли, придающее атмосфере желтый оттенок. Часты пылевые бури. Астрономы уже давно наблюдают их в виде отдельных желтых облаков, а иногда в виде сплошной желтой пелены, охватывающей всю планету. Согласно спектральным измерениям размер пылевых частиц оценивается в 1 мкм. Скорость перемещения пылевых облаков достигает 40 - 60 км/ч. Максимум развития желтых облаков на Марсе (до сплошной пелены) достигается в перигелии. Слабая желтая мгла в атмосфере, как правило, наблюдается после крупных пылевых бурь и без труда обнаруживается фотометрическими и поляриметрическими методами.

Пылевые бури, хорошо наблюдавшиеся на снимках, сделанных с орбитальных аппаратов, оказались слабозаметными при съемке с посадочных аппаратов. Прохождение пылевых бурь в местах посадок этих космических станций фиксировалось лишь по резкому изменению температуры, давления и очень слабому потемнению общего фона неба. Слой пыли, осевшей после бури в окрестностях мест посадок «Викингов», составил лишь несколько микрометров. Все это свидетельствует о довольно низкой несущей способности марсианской атмосферы, Масса пыли в столбе атмосферы (при оптической толщине от 0,1 до 10), оцененная в период пылевой бури 1971 г., составляла от 7,8·10^-5 до 1,66·10^-3 г/см². Таким образом, общий вес пылевых частиц в атмосфере Марса за период глобальных пылевых бурь может доходить до 108 - 109 т, что соизмеримо с общим количеством пыли в земной атмосфере.

Верхние горизонты короны Марса

Поверхность Марса покрыта чехлом обломочного материала (реголита), в образовании которого важную роль играли экзогенные процессы: эоловые, локальнофлювиальные, гравитационные, мерзлотные, эоловогляциальные, метеоритная бомбардировка. Мощность реголита колеблется от сотен метров до нескольких километров. Время воздействия указанных процессов на поверхность планеты исчисляется от сотен миллионов до нескольких миллиардов лет. В итоге сформировался осадочный чехол значительной мощности - до нескольких километров в отдельных регионах. Доминирующим процессом, интенсивно действовавшим в начальный период эволюции поверхности Марса (более 4 млрд. лет назад) была метеоритная бомбардировка древней коры планеты. Этот процесс создал сильно кратерированнып ландшафт (похожий на поверхность лунных материков) и привел к значительному раздроблению верхних горизонтов литосферы и формированию мощного чехла мегареголита. Мощность такого слоя на Марсе может достигать 2 км.

Так как Марс обладал атмосферой и в прошлом, то ветровая деятельность на его поверхности, полностью лишенной растительного покрова (столь характерного для Земли), приводила к «пересортировке» поверхностного материала и дифференцированному переносу его в локальные понижения (кратеры) и обширные депрессии в сотни километров поперечником (ударные бассейны). Такой процесс продолжался всю геологическую историю планеты и сформировал осадочные толщи, мощность которых в отдельных местах может составлять несколько километров.

Заметную роль в образовании осадочного чехла играют полярные шапки. Здесь ежегодно в течение сотен миллионов лет происходит конденсация основных компонентов марсианской атмосферы (СО₂ и H₂O), сопровождаемая осаждением пыли и накоплением эпизодических песчано-пылевых покровов. Это привело к формированию серии пачек слоистых отложений, общая мощность которых достигает нескольких километров.

Многолетние наблюдения за пылевыми облаками в атмосфере Марса, наземные поляриметрические наблюдения и сопоставление суточного хода температуры поверхности с режимом инсоляции свидетельствуют о том, что поверхность планеты перекрыта тонкозернистым материалом. Наиболее достоверная информация о свойствах этого материала получена с помощью космических аппаратов. Так, плотность поверхностного грунта Марса, оцененная по величине тепловой инерции (характеризующей способность грунта к нагреванию и остыванию), составляет около 1,2 г/см^³. Средняя плотность марсианского грунта, по данным радиолокации, равна 1,7 г/см^³. Такая оценка справедлива во всем диапазоне радиоволн от 3,8 до 70 см, а так как глубина проникновения электрических волн в этом диапазоне колеблется от нескольких десятков сантиметров до 10 м, получается, что грунт в поверхностном слое мощностью до 10 м довольно однороден.

При средней плотности грунта 1,4 г/см^³ и принятой плотности составляющих его частиц базальтового состава 2,8 г/см^³ пористость поверхностного грунта на Марсе может составлять примерно 50%.

Поскольку сила тяжести на Марсе в 2,5 раза меньше, чем на Земле, то трещины в коренных породах будут полностью «закрываться» соответственно на большей глубине (около 12 км, на Земле - около 5 км). Исходя из этого можно принять, что плотность чехла обломочного материала на Марсе на глубинах до нескольких километров будет порядка 2,2 - 2,5 г/см^³, средняя пористость в нем около 20%. В масштабе нескольких десятков километров поверхностный материал на Марсе довольно однороден и средний размер его частиц оценивается в интервале 0,1 - 5 мм.

О наличии на поверхности тонкого материала свидетельствуют резкие суточные колебания температур поверхности, быстро затухающие на небольшой глубине (около 25 см). Панорамные изображения с «Викинга-1, -2» подтверждают наличие на поверхности планеты как грубообломочного, так и тонкозернистого материала (рис. 1). Исследование поверхностного грунта в месте посадки «Викинга-1» показало, что частицы в интервале размеров 0,01 - 0,1 мм составляют 60% на участках «песчаного» грунта и 30% на участках «каменистого» грунта. Более крупные частицы (0,1 - 2 мм) составляют 10 и 30% соответственно.