Атмосфера Марса. О наличии атмосферы у М. можно судить по наблюдаемому потемнению его диска к краю, медленному угасанию звёзд, покрываемых планетой, по потере чёткости деталей поверхности М. при их перемещении к краю его диска. Над лимбом замечается лёгкая дымка, а также высокие тонкие дисперсные облака и, наконец, пылевые бури, при которых перестают быть видимы большие области планеты, иногда на долгое время. Такова, например, была буря, на два месяца закрывшая почти все детали поверхности М. вскоре после великого противостояния 1971.
Согласно результатам спектральных наблюдений, в состав атмосферы М. входят: углекислый газ (CO2 ) — от 50 почти до 100 %; следы водяного пара и окиси углерода (CO). Из теоретических соображений следует, что в атмосфере имеется азот (N2 ) — 0,5—5 % и аргон (Ar) в количествах, сравнимых с N2 . На высотах более 1000 км атмосфера М. состоит преимущественно из атомарного водорода в крайней степени разрежения (около 104 атомов в см3 ). Кислород (O2 ) на М. спектроскопически не обнаружен; для него лишь установлен верхний предел: 0,3 % по отношению к CO2 . М. имеет ионосферу, состоящую из нескольких слоев. Наибольшая плотность электронов ne = 1,5×104 см-3 в ней — на высоте около 130 км . Фотометрические наблюдения М. приводили к завышенным значениям мощности его атмосферы, поскольку рассеяние света аэрозольной составляющей атмосферы М. (примерно в 5 раз большее рассеяния газовой составляющей) при таких определениях ошибочно приписывалось также газу. Спектральные наблюдения молекулярных полос CO2 в инфракрасной области, а также ослабление радиосигналов с АМС «Маринер-4», «Маринер-6» и «Маринер-7» при захождении их за диск М. привели к значению полного давления на среднем уровне поверхности М. — 6,5 ± 2,0 мб , то есть в 160 раз меньшему, чем у поверхности Земли. К такому же результату привели и спектральные наблюдения, выполненные на АМС «Марс-3». В низколежащих областях М. (например, Амазонии) давление доходит до 12 мб , а в высоких падает до 1—2 мб .
Количество водяного пара в атмосфере М. соответствует 10—60 мкм осажденной воды.
Температура Марса. Измерения теплового потока, исходящего из М. в радиодиапазоне (1 мм — 21 см ) длин волн, дают среднюю температуру поверхности планеты 220 ± 10 К — на среднем расстоянии от Солнца. В перигелии она на 10 % выше, а в афелии — на столько же ниже. Солнечная постоянная на М. составляет 59 мвт/см2 . Инфракрасная радиометрия позволяет измерить температуру поверхности М. в разных точках: на экваторе тотчас после полудня она достигает 300 К и быстро падает до 220 К при заходе Солнца. За ночь она опускается ещё на 50 К, так что перед восходом Солнца она равна 174 К (—100 °С). На широте 45° — соответственно 282, 200 и 160 К. У полярных шапок температура достигает всего лишь 150 К (то есть около —125 °С). Тёмные области значительно теплее светлых.
Атмосфера М. гораздо холоднее. Из радионаблюдений АМС «Маринер-6» при его заходе за диск М. вычислена температура атмосферы вблизи экватора; у её основания она оказалась равной 250 К, тогда как сама поверхность имела температуру 274 ± 5 К. температура ночной атмосферы в точке с широтой +36°, по измерениям с АМС «Маринер-7», составила 205 К, а ближе к полюсу, на широте +79°, 164 К. В это время в северном полушарии была осень. В нижней атмосфере на протяжении 20—25 км плотность и давление с высотой убывают примерно в 10 раз, в то время как температура падает с 210 К до 150 К. Далее температура падает медленнее и достигает минимума 110 К на высоте 50 км, после чего очень медленно возрастает до 300—350 К на высоте около 200 км и продолжает оставаться такой до высот свыше 1000 км . То обстоятельство, что температура поверхности М. значительно выше температуры прилежащего слоя, вызывает сильную конвекцию в дневное время в нижней атмосфере М. Горизонтальные движения в атмосфере М., судя по перемещению облаков, совершаются со скоростями до 10—15 м/сек . Теоретически можно допустить скорости до 30—40 м/сек , а если учитывать макрорельеф, то местные ветры могут достигать скоростей 100—120 м/сек . Естественно, что, несмотря на малую плотность атмосферы, она в состоянии поднимать как мелкие, так и крупные пылевые частицы и перемещать на расстояния до 6000 км частицы диаметром 5—10 мкм и на 50 км — диаметром 75 мкм .
Установленные на разных широтах в разные сезоны различия температуры атмосферы и поверхности М. согласуются с давно замеченными сезонными изменениями деталей его поверхности: с наступлением весны полярная шапка начинает уменьшаться в размерах; вокруг неё появляется тёмный ободок «таяния»; моря, прежде очень тусклые, серые, становятся всё контрастнее, причём возрастание контрастов медленно распространяется от полюса к экватору. В это же время происходят сезонные изменения в очертаниях морей. К концу лета синевато-зеленоватые оттенки в морях сменяются буроватыми. Описанная картина долгое время давала основание думать, что полярная шапка, состоящая из льда и снега, тает и питает влагой всё более удалённые от неё области планеты, которые «расцветают» и становятся хорошо заметными. Низкие температуры в атмосфере и на поверхности М. делают такую интерпретацию сомнительной. Прежде всего это относится к самой природе полярных шапок: при температуре —125 °С даже углекислый газ должен быть в твёрдом состоянии. Такая же низкая температура на высоте 30 км и ещё более низкая на большей высоте также требует конденсации атмосферного углекислого газа. Полярная шапка не может состоять ни из чего иного, кроме CO2 , из неё же состоят белые облака, часто наблюдаемые на М. Вместе с тем спектральные наблюдения указывают на небольшие примеси обычного льда (H2 O) к «сухому льду» из CO2 в полярных шапках. Вероятно, из обычного льда состоят те последние остатки южной полярной шапки, которые не исчезают в течение лета, тогда как обширные пространства, покрытые тонким слоем твёрдой углекислоты, быстро испаряются уже в начале лета. Всё же на М. воды очень мало, если только её нет в виде «вечной мерзлоты», которая возможна не только в приполярных областях. В последних вполне возможна «вечная мерзлота» из углекислоты. Случайные тектонические процессы, сопровождаемые выделением тепла, могут разрушить вечную мерзлоту локально и тогда появляются реки, признаки которых на М. есть (см. выше). Однако главную роль при быстрых изменениях на М. играют перемещения пыли в атмосфере и на поверхности планеты.
Экспериментальные исследования Марса. Полёты АМС серий «Маринер» и «Марс» позволяют вести экспериментальные исследования геоморфологии, геологии и эволюции поверхности и атмосферы М. Полученные результаты таких исследований позволяют высказать предположение о том, что наблюдаемые на М. большие кратеры гораздо моложе лунных. Но при этом разрушены они больше, что, по-видимому, объясняется процессами выветривания.
Жизнь на Марсе. Весьма популярная ранее идея о населённости М. живыми (и даже разумными) существами не подтверждается результатами температурных и спектроскопических наблюдений. Сколь ни велика приспособляемость живых организмов к условиям среды, тот факт, что признаки кислорода в атмосфере М. не обнаружены, делает гипотезу существования высоких форм жизни на М. неправдоподобной. Однако низкие формы жизни, особенно анаэробные, могут там существовать (см. Астроботаника , Астробиология ). Достаточно хорошее облучение поверхности М. ультрафиолетовыми лучами делает вполне вероятным синтез органических молекул, из которых построены живые клетки. Многие формы земных микроорганизмов, поставленные в лаборатории в условия, свойственные поверхности М., продолжали существовать и размножаться.
