El dióxido de carbono constituye el 95,3 por ciento de la atmósfera en peso (véase la tabla), nueve veces la cantidad actual en la atmósfera mucho más masiva de la Tierra. Gran parte del dióxido de carbono de la tierra, sin embargo, está químicamente encerrado en rocas sedimentarias; la cantidad en la atmósfera marciana es menos de una milésima parte del total terrestre. El equilibrio de la atmósfera marciana consiste en nitrógeno molecular, vapor de agua y gases nobles (argón, neón, criptón y xenón)., También hay trazas de gases que se han producido a partir de los constituyentes primarios por reacciones fotoquímicas, generalmente altas en la atmósfera; estos incluyen oxígeno molecular, monóxido de carbono, óxido nítrico y pequeñas cantidades de ozono.
la atmósfera inferior suministra gas a la ionosfera del planeta, donde las densidades son bajas, las temperaturas son altas y los componentes se separan por difusión de acuerdo con sus masas. Varios constituyentes en la parte superior de la atmósfera se pierden en el espacio, lo que afecta la composición isotópica de los gases restantes., Por ejemplo, debido a que el hidrógeno se pierde preferentemente sobre su isótopo más pesado deuterio, la atmósfera de Marte contiene cinco veces más deuterio que la de la Tierra.
aunque el agua es solo un componente menor de la atmósfera marciana (unas pocas moléculas por 10.000 como máximo), principalmente debido a las bajas temperaturas atmosféricas y superficiales, juega un papel importante en la química atmosférica y la meteorología. La atmósfera marciana está efectivamente saturada con vapor de agua, sin embargo no hay agua líquida presente en la superficie., La temperatura y la presión del planeta son tan bajas que las moléculas de agua solo pueden existir como hielo o como vapor. Poca agua se intercambia diariamente con la superficie a pesar de las temperaturas superficiales muy frías durante la noche.
NASA / JPL
el vapor de agua se mezcla uniformemente hasta altitudes de 10-15 km (6-9 millas) y muestra fuertes gradientes latitudinales que dependen de la temporada. Los mayores cambios ocurren en el hemisferio norte. Durante el verano en el norte, la desaparición completa de la capa de dióxido de carbono deja atrás una capa de agua-hielo. La sublimación del agua de la capa residual da lugar a un fuerte gradiente de concentración norte-sur del vapor de agua en la atmósfera., En el sur, donde permanece una pequeña capa de dióxido de carbono en verano y solo se ha detectado una pequeña cantidad de hielo de agua, normalmente no se desarrolla un fuerte gradiente de vapor de agua en la atmósfera.
NASA / JPL / Malin Space Science Systems
se cree que el vapor de agua atmosférico está en contacto con un depósito mucho más grande en el suelo marciano., Las capas subsuperficiales de hielo parecen ser ubicuas en Marte en latitudes hacia el polo de 40°; las muy bajas temperaturas subsuperficiales impedirían que el hielo se sublimara. La nave espacial Mars Odyssey de 2001 confirmó que el hielo está presente a menos de un metro de la superficie en latitudes superiores a 60°, y el módulo de aterrizaje Phoenix encontró hielo debajo de la superficie a 68° N, pero no se sabe cuán profunda se extiende la capa de hielo. Las imágenes tomadas por el Mars Reconnaissance Orbiter mostraron nuevos cráteres de impacto en latitudes entre 40 ° N y 60 ° N que habían expuesto el hielo de agua subsuperficial hasta una profundidad de 74 cm (29 pulgadas)., En contraste, en latitudes bajas el hielo es inestable, y cualquier hielo presente en el suelo tendería a sublimarse en la atmósfera.
Las mediciones isotópicas sugieren que grandes cantidades de dióxido de carbono, nitrógeno y argón estaban presentes en la atmósfera en el pasado y que Marte puede haber perdido gran parte de su inventario de sustancias volátiles Al principio de su historia, ya sea al espacio o al suelo (es decir, encerrado químicamente en rocas)., Marte una vez tuvo una atmósfera mucho más gruesa que se perdió en el espacio a través del viento solar y la radiación ultravioleta del sol, que eran mucho más intensas en el sistema solar temprano.
también se ha detectado metano en la atmósfera de Marte. El rover Curiosity observó una variación estacional en el metano, pero las mediciones de los orbitadores han mostrado solo variaciones esporádicas o incluso una ausencia completa de metano. Esta contradicción sugiere que algún proceso elimina el metano observado cerca de la superficie antes de que se propague a través de la atmósfera., Los volcanes y los meteoritos han sido descartados como orígenes del metano, que deja como posibles fuentes las reacciones químicas entre roca y agua o el metabolismo por posibles microorganismos marcianos.
