MARTE

Marte é o quarto planeta a partir do Sol, o segundo menor do Sistema Solar. Batizado em homenagem ao deus romano da guerra, muitas vezes é descrito como o "Planeta Vermelho", porque o óxido de ferro predominante em sua superfície lhe dá uma aparência avermelhada. Marte é um planeta rochoso com uma atmosfera fina, com características de superfície que lembram tanto as crateras de impacto da Lua quanto vulcões, vales, desertos e calotas polares da Terra. O período de rotação e os ciclos sazonais de Marte são também semelhantes aos da Terra, assim como é a inclinação que produz as suas estações do ano. Marte é o lar do Monte Olimpo, a segunda montanha mais alta conhecida no Sistema Solar (a mais alta em um planeta), e do Valles Marineris, um desfiladeiro gigantesco. A suave Bacia Polar Norte, no hemisfério norte marciano, cobre cerca de 40% do planeta e pode ser uma enorme marca de impacto. Marte tem duas luas conhecidas, Fobos e Deimos, que são pequenas e de forma irregular. Estas luas podem ser asteroides capturados, semelhante ao 5261 Eureka, um asteroide troiano marciano. Marte está sendo explorado por oito espaçonaves atualmente: seis em órbita — Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Atmosphere and Volatile Evolution Missile – MAVEN, Mars Orbiter Mission e ExoMars Trace Gas Orbiter — e duas na superfície — Mars Science Laboratory Curiosity, Perseverance e o rover chinês Zhurong, como também o lander InSight. Entre as espaçonaves desativadas que estão na superfície marciana estão a sonda Spirit e várias outras sondas e rovers, como a Phoenix, que completou sua missão em 2008, e o Opportunity.

Características Físicas

Marte tem aproximadamente metade do diâmetro da Terra. Ele é menos denso do que a Terra, tendo cerca de 15% do seu volume e 11% de sua massa, resultando em uma aceleração da gravidade na superfície que é cerca de 38% da que se observa na Terra. A superfície marciana é apenas ligeiramente menor do que a área total de terra firme do planeta Terra. Apesar de Marte ser maior e mais massivo do que Mercúrio, este tem uma densidade mais elevada, com o que os dois planetas têm uma força gravitacional quase idêntica na superfície — a de Marte é mais forte por menos do que 1%. A aparência vermelho-alaranjada da superfície marciana é causada pelo óxido de ferro (III), mais comumente conhecido como hematita, ou ferrugem. Pode também parecer caramelo, enquanto outras cores comuns de superfície incluem dourado, marrom e esverdeado, dependendo dos minerais presentes. Estudo sugere que Marte teve um anel bilhões de anos atrás.

Estrutura Interna

Tal como a Terra, este planeta sofreu diferenciação, o que resultou em um núcleo metálico denso sobreposto por materiais menos densos, a uma distância estimada entre 1 810 e 1 860 km. Os modelos atuais do interior do planeta implicam uma região central de cerca de 1 794 km ± 65 km de raio, composta principalmente por ferro e níquel, com cerca de 16-17% de enxofre. Este núcleo de sulfureto de ferro é parcialmente fluido e tem duas vezes a concentração dos elementos mais leves que existem no núcleo da Terra. O núcleo está envolvido por um manto de silicato que formou muitos dos acidentes tectônicos e vulcânicos do planeta, mas que parecem agora estar dormentes. Além do silício e do oxigênio, os elementos mais abundantes na crosta marciana são ferro, magnésio, alumínio, cálcio e potássio. A espessura média da crosta do planeta é cerca de 50 quilômetros, com uma espessura máxima de 125 km. A crosta terrestre, com uma média de 40 km de espessura, tem apenas um terço da densidade da crosta de Marte, considerando-se a razão dos tamanhos dos dois planetas. A sonda InSight, prevista para 2016, irá utilizar um sismógrafo para melhor determinar os modelos do interior do planeta.

Geologia da Superfície

Marte é um planeta rochoso que consiste em minerais contendo silício e oxigênio, metais e outros elementos que normalmente compõem rocha. A superfície de Marte é composta principalmente de basalto toleítico,[18] embora parte seja mais rica em sílica que o basalto típico e possa ser semelhantes às rochas andesíticas da Terra ou ao vidro de sílica. Regiões de baixo albedo apresentam concentrações de plagioclásios, sendo que as regiões de albedo mais baixo, ao norte, exibem concentrações superiores às normais de silicatos e de vidro de sílica. Partes das terras altas ao sul incluem quantidades detectáveis de piroxênios com alto teor de cálcio. Concentrações localizadas de hematita e olivina também foram encontradas.A maior parte da superfície está profundamente coberta por uma camada de pó de óxido de ferro (III) de textura fina.

Embora Marte não apresente qualquer evidência de possuir um campo magnético estruturado global, observações mostram que partes da crosta do planeta foram magnetizadas e que inversões geomagnéticas já ocorreram no passado. Este paleomagnetismo de minerais magneticamente suscetíveis tem propriedades que são muito semelhantes às faixas alternadas encontradas no fundo dos oceanos da Terra. Uma teoria, publicada em 1999 e reexaminada em outubro de 2005 (com a ajuda da Mars Global Surveyor), indica que essas faixas demonstram a existência de placas tectônicas em Marte há quatro bilhões de anos, antes de o dínamo planetário ter deixado de funcionar e o campo magnético do planeta ter desaparecido, talvez por causa de um excesso de hidrogênio, liberado pela dissociação da água próximo ao núcleo quente.

Durante a formação do Sistema Solar, Marte foi criado como resultado de um processo estocástico de acreção a partir do disco protoplanetário que orbitava o Sol. Marte tem muitas características químicas próprias causadas por sua posição no Sistema Solar. Elementos com pontos de ebulição relativamente baixos, como cloro, fósforo e enxofre são muito mais comuns em Marte do que na Terra. Estes elementos, provavelmente, foram removidos das áreas mais próximas ao Sol pelo vento solar da jovem estrela.

Após a formação dos planetas, todos foram sujeitos ao chamado "intenso bombardeio tardio". Cerca de 60% da superfície de Marte mostra registros de impactos dessa época, enquanto a maior parte da superfície restante é provavelmente sustentada por imensas bacias de impacto causadas por esses eventos. Há evidências de uma enorme bacia de impacto no hemisfério norte de Marte, abrangendo 10 600 km por 8 500 km, ou cerca de quatro vezes maior do que a Bacia do Polo Sul-Aitken da Lua, a maior depressão de impacto já descoberta. Esta teoria sugere que Marte foi atingido por um corpo do tamanho de Plutão cerca de quatro bilhões de anos atrás . O evento, que se acredita ser a causa da dicotomia hemisférica marciana, criou a suave Bacia Polar Norte, que cobre 40% do planeta.

A história geológica de Marte pode ser dividida em vários períodos, mas os seguintes são os três períodos principais:

Período Noachiano (nomeado a partir da Noachis Terra): formação das mais antigas superfícies existentes de Marte, entre 4,5 bilhões e 3,5 bilhões de anos. Superfícies desse período são marcadas por muitas grandes crateras de impacto. Acredita-se que a protuberância de Tharsis, um planalto vulcânico, tenha se formado durante este período, com extensas inundações por água líquida no final dessa época;

Período Hesperiano (nomeado a partir da Hesperia Planum): de 3,5 bilhões de anos a 2,9-3,3 bilhões de anos atrás. O período Hesperiano é marcado pela formação de extensas planícies de lava;

Período Amazônico (nomeado a partir da Amazonis Planitia): de 2,9-3,3 bilhões de anos atrás até o presente. Regiões amazônicas têm poucas crateras de impacto de meteoritos, mas são bastante variadas. O Monte Olimpo formou-se durante este período, juntamente com fluxos de lava em outros lugares de Marte. Alguma atividade geológica ainda ocorre no planeta. O Athabasca Valles apresenta vestígios de derramamento de lava de cerca de 200 milhões de anos. A água corrente no Cerberus Fossae ocorreu há menos de 20 milhões de anos, indicando intrusões vulcânicas igualmente recentes. Em 19 de fevereiro de 2008, as imagens da sonda Mars Reconnaissance Orbiter mostraram evidências de uma avalanche a partir de um precipício de 700 metros de altura.

Solo

A sonda Phoenix enviou dados que mostraram que o solo marciano é ligeiramente alcalino e contém elementos como magnésio, sódio, potássio e cloro. Esses nutrientes são encontrados nos jardins da Terra e são necessários para o crescimento das plantas. Experimentos realizados pela sonda mostraram que o solo marciano tem um pH básico de 7,7 e contém 0,6% do sal perclorato.

Estrias são comuns em Marte e novas aparecem com frequência em encostas íngremes de crateras, desfiladeiros e vales. As estrias são escuras no início e ficam mais claras com o tempo. Elas podem começar em uma pequena área e, em seguida, espalhar-se por centenas de metros. Elas também foram vistas seguindo as bordas das pedras e outros obstáculos em seu caminho. As teorias mais comumente aceitas indicam que elas são camadas subjacentes escuras do solo descobertas após avalanches de poeira brilhante ou redemoinhos. Várias explicações têm sido propostas, algumas das quais envolvem água ou mesmo o crescimento de organismos.

Hidrologia

Marte já abrigou um ciclo hidrológico ativo, como demonstrado por características geológicas em sua superfície. Porém, ele não possui mais a quantidade de água necessária para produzir essas impressões geológicas. Água líquida não poderia existir na superfície de Marte devido à baixa pressão atmosférica, que é cerca de 100 vezes mais fraca que a da Terra, a não ser em menores elevações por curtos períodos. As duas calotas polares marcianas também parecem ser feitas em grande parte de água. O volume de água congelada na camada de gelo do polo sul, se derretido, seria suficiente para cobrir toda a superfície do planeta a uma profundidade de 11 metros. Um manto de permafrost se estende desde o polo até latitudes de cerca de 60°.

As observações feitas pela sonda Mars Reconnaissance Orbiter revelaram a possibilidade de que exista água corrente no planeta durante os meses mais quentes. Em 2013, o rover Curiosity da NASA descobriu que o solo de Marte contém entre 1,5% e 3% de água em sua massa (cerca de 33 litros de água por metro cúbico, embora não esteja acessível por estar ligada a outros compostos). Marte pode ser facilmente visto da Terra a olho nu, assim como a sua coloração avermelhada. Sua magnitude aparente atinge -3,0 e é superada apenas por Júpiter, Vênus, Lua e Sol. Telescópios ópticos baseados em terra estão tipicamente limitados à resolução de acidentes geográficos maiores que 300 km quando a Terra e Marte estão mais próximos, devido à atmosfera terrestre.

Até o primeiro voo bem-sucedido sobre Marte feito em 1965 pela Mariner 4, muitos especulavam sobre a presença de água em estado líquido na superfície do planeta. Isto era baseado em variações periódicas observadas em manchas claras e escuras, particularmente nas latitudes polares, que se pareciam com mares e continentes; faixas escuras e longas foram interpretadas por alguns como canais de irrigação para a água líquida. Estas características foram mais tarde explicadas como ilusões de ótica, apesar de evidências geológicas recolhidas por missões não tripuladas sugerirem que Marte já teve uma cobertura de água de grande escala em sua superfície. Em 2005, dados de radar revelaram a presença de grandes quantidades de gelo de água nos polos e em latitudes médias. A sonda robótica Spirit coletou amostras de compostos químicos que continham moléculas de água em março de 2007, enquanto a sonda Phoenix encontrou amostras de gelo no solo marciano raso em julho de 2008. Em setembro de 2015, cientistas da NASA anunciaram a descoberta de córregos sazonais com água em estado líquido na superfície do planeta com base em dados do Mars Reconnaissance Orbiter.

Possível escoamento de água do solo de Marte. Acredita-se que grandes quantidades de água congelada estejam presas dentro da espessa criosfera de Marte. Os dados de radar da Mars Express e da Mars Reconnaissance Orbiter mostram grandes quantidades de gelo em ambos os polos (julho de 2005) e nas latitudes médias (novembro de 2008). A sonda Phoenix retirou amostras de água congelada do solo marciano em 31 de julho de 2008.

Formas de relevo visíveis em Marte também sugerem fortemente que água em estado líquido tenha existido na superfície do planeta. Faixas lineares enormes de terra lavada, conhecidas como canais de escoamento, atravessam a superfície em cerca de 25 lugares. Acredita-se que essas faixas sejam registros de erosões que ocorreram durante a liberação catastrófica de água de aquíferos subterrâneos, embora haja hipóteses de que algumas dessas estruturas tenham resultado da ação de geleiras ou de lava. Um dos maiores exemplos, Ma'adim Vallis, tem cerca de 700 km de comprimento e é muito maior que o Grand Canyon, com uma largura de 20 km e uma profundidade de 2 km em alguns lugares. Acredita-se que tenha sido escavado por água corrente no início da história do planeta. Acredita-se que os mais novos desses canais tenham se formado recentemente, há apenas alguns milhões de anos. Em outros lugares, particularmente nas áreas mais antigas da superfície marciana, redes dendríticas de vales em escala menor estão espalhadas por proporções significativas da paisagem. As características desses vales e sua distribuição indicam fortemente que eles foram escavados pelo escoamento resultante da chuva ou queda da neve no início da história de Marte. Fluxos de água subsuperficiais e subterrâneos podem desempenhar papéis subsidiários importantes em algumas redes, mas a precipitação foi, provavelmente, a principal causa da formação em quase todos os casos.

Ao longo de crateras e de paredes de desfiladeiros, há também milhares de acidentes geográficos que parecem semelhantes às ravinas terrestres. As ravinas tendem a surgir nas terras altas do hemisfério sul e próximas ao equador, todas em direção aos polos de 30° de latitude. Vários autores sugeriram que o seu processo de formação envolvia água líquida, provavelmente gelo liquefeito, embora outros tenham defendido mecanismos de formação de geada de dióxido de carbono ou o movimento de pó seco. Não foram observadas ravinas parcialmente degradadas pelo intemperismo ou crateras de impacto sobrepostas, indicando que estes são acidentes muito jovens, possivelmente ainda ativos atualmente.

Outras características geológicas, como deltas e leques aluviais preservados em crateras, também apontam para condições mais quentes e mais úmidas em algum intervalo ou intervalos na história antiga de Marte. Tais condições requerem necessariamente a presença generalizada de lagos de cratera em uma grande proporção da superfície, para os quais também há evidências mineralógicas, sedimentológicas e geomorfológicas independentes.

Outra evidência de que a água líquida existiu em algum momento sobre a superfície de Marte vem a partir da detecção de minerais específicos, como hematita e goethita, ambos os quais se formam, por vezes, na presença de água. Em 2004, o Opportunity detectou o mineral jarosita, que se forma somente na presença de água ácida, demonstrando que a água uma vez existiu em Marte. Evidências mais recentes de água líquida vêm do achado do mineral gipsita na superfície pelo Opportunity em dezembro de 2011. O líder do estudo, Francis McCubbin, cientista planetário da Universidade do Novo México em Albuquerque, analisando hidroxilas em minerais cristalinos de Marte, declarou que a quantidade de água no manto superior de Marte é igual ou maior do que a da Terra, entre 50 e 300 partes por milhão, o que é suficiente para cobrir todo o planeta a uma profundidade de 200 a 1 000 metros.

Vista da cratera Korolev onde é visível uma espessa camada de gelo de cerca de 1.9 km. Imagem tirada pelo Mars Express da ESA. Em 18 de março de 2013, a NASA relatou evidências, encontradas pelos instrumentos do rover Curiosity, de hidratação mineral, provavelmente sulfato de cálcio hidratado, em várias amostras de rochas, incluindo fragmentos das rochas "Tintina" e "Sutton Inlier", bem como em inclusões e nódulos em outras rochas, como "Knorr" e "Wernicke". Análises usando o instrumento DAN do Curiosity forneceram evidências da presença de água subterrânea até uma profundidade de 60 cm, num teor de até 4% de água, na travessia do rover desde o Bradbury Landing até a área do Yellowknife Bay, na locação Glenelg.

Em 28 de setembro de 2015, a NASA anunciou que havia encontrado evidência conclusiva de fluxos sazonais de salmoura hidratada em encostas, com base em leituras espectrométricas das áreas escuras das encostas. Essas observações confirmaram hipóteses anteriores, baseadas na época da formação e taxa de crescimento, de que essas estrias escuras resultaram do fluxo de água na subsuperfície muito rasa. As estrias contêm sais hidratados, percloratos, que possuem moléculas de água em sua estrutura cristalina. As estrias fluem pelas encostas no verão marciano, quando a temperatura está acima de -23 °C, e congelam em temperaturas menores.

Linhas escuras que escorrem pelas encostas da cratera Hale são uma forte evidência de água em estado líquido na superfície marciana Pesquisadores acreditam que grande parte das planícies baixas do norte do planeta foi coberta por um oceano com centenas de metros de profundidade, embora esta tese ainda seja controversa. Em março de 2015, cientistas afirmaram que tal oceano pode ter tido o tamanho do Oceano Ártico da Terra. Este achado foi obtido a partir da relação entre a água e o deutério na atmosfera marciana moderna em comparação com a relação encontrada na Terra. Oito vezes mais deutério foi encontrado em Marte do que existe na Terra, o que sugere que antigamente Marte tinha níveis significativamente mais elevados de água. Os resultados do rover Curiosity já haviam encontrado uma alta proporção de deutério na cratera Gale, embora não significativamente alta para sugerir a presença de um oceano. Outros cientistas advertiram que o estudo não foi confirmado e apontaram que os modelos climáticos marcianos naquele momento não demonstraram que o planeta era quente o suficiente no passado para manter corpos de água líquida. No entanto, a maioria concorda que um oceano existiu há mais de 3 bilhões de anos, mas há uma variedade de opiniões sobre quanto tempo durou.

Nenhuma água salgada líquida foi definitivamente encontrada em Marte. Mas houve indícios de água escorrendo do subsolo e um relatório de 2018 controverso da MARSIS de um lago de 20 km de diâmetro, enterrado quase 1,5 km abaixo da superfície, perto do polo sul do planeta. A investigação revelou que o polo sul é composto por várias camadas de gelo e poeira a uma profundidade de cerca de 1,5 km, distribuídos por uma região de 200 km de largura. Os pesquisadores descobriram que um tipo de salmoura poderia permanecer líquido na superfície do planeta e alguns centímetros abaixo por até seis horas consecutivas em 40% do planeta, principalmente nas latitudes médias a altas do norte. No entanto, essas salmouras nunca ficariam mais quentes do que cerca de -48° C, cerca de 25 graus abaixo da tolerância conhecida pela vida na Terra.

Calotas polares

Marte tem duas calotas polares de gelo permanente. Durante o inverno em um dos polos, ele fica em escuridão contínua, que resfria a superfície e provoca a deposição de 25 a 30% da atmosfera em placas de gelo de CO2 (gelo seco).[86] Quando o polo é novamente exposto à luz solar, o CO2 congelado sublima, criando enormes ventos que varrem o polo a velocidades de até 400 km/h. Esses ventos sazonais transportam grandes quantidades de poeira e vapor d’água, dando origem a geadas semelhantes às da Terra e de grandes nuvens cirrus. Nuvens de água e gelo foram fotografadas pelo rover Opportunity em 2004.

As calotas polares em ambos os polos são compostas principalmente (70%) de gelo de água. Dióxido de carbono congelado acumula como uma camada relativamente fina de cerca de um metro de espessura na calota norte apenas no inverno, enquanto a calota sul tem uma cobertura de gelo seco permanente de cerca de oito metros de espessura. Esta cobertura permanente de gelo seco no polo sul é salpicada por alguns tipos de poços circulares que se repetem e estão se expandindo alguns metros por ano; isso sugere que a cobertura permanente de CO2 sobre o gelo do polo sul está se degradando ao longo do tempo. A calota polar norte tem um diâmetro de aproximadamente mil quilômetros durante o verão do hemisfério norte de Marte e contém cerca de 1,6 milhão de quilômetros cúbicos (km³) de gelo, que, se espalhado uniformemente sobre a calota, teria 2 km de espessura. Em comparação, a camada de gelo da Groenlândia tem um volume de 2,85 milhões de quilômetros cúbicos. A calota polar do sul tem um diâmetro de 350 km e uma espessura de 3 km. O volume total de gelo na calota polar sul, mais os depósitos em camadas adjacentes, foi estimado em 1,6 milhão de quilômetros cúbicos. Ambas as calotas polares apresentam calhas espirais, que recente análise do radar SHARAD mostrou serem resultado de ventos catabáticos em espiral devido ao efeito Coriolis.

A queda de geada sazonal em algumas áreas perto da calota polar sul resulta na formação de placas transparentes medindo até 1 quilômetro de diâmetro e 1 metro de espessura de gelo seco acima do solo. Com a chegada da primavera, a luz solar aquece o subsolo, e a pressão do CO2 sublimado aumenta sob o bloco, elevando-o e, finalmente, rompendo-o. Isto leva a erupções semelhantes a gêiseres de gás CO2 misturado com areia ou pó de basalto escuro. Este processo é rápido e acontece no espaço de alguns dias, semanas ou meses, uma taxa de variação bastante incomum em geologia - especialmente para Marte. O gás fluindo sob um bloco em direção a um gêiser escava sob o gelo um padrão de canais radiais do tipo teia de aranha, num processo que é o equivalente inverso de uma rede de erosão formada pela água que é drenada por um ralo. Em 2021 cientistas recriaram uma versão parecida com formas de araneiformes negras em seu laboratório. Os experimentos mostram diretamente que os padrões de aranha que observamos em Marte em órbita podem ser esculpidos pela conversão direta de gelo seco de sólido em gasoso.

Perda de água Pensa-se que a perda de água de Marte para o espaço resulta do transporte de água para a atmosfera superior, onde é dissociada ao hidrogênio e foge do planeta. Mas uma observação em 2019 sugere que a súbita perda de água ocorre na atmosfera superior de Marte, aumentando a abundância de hidrogênio. Na atmosfera superior, a luz solar e a química desassociam moléculas de água em átomos de hidrogênio e oxigênio que a fraca gravidade não pode impedir de escapar para o espaço.

Um cientista revelou que o vapor de água está se acumulando em grandes quantidades e proporções inesperadas a uma altitude de mais de 80 km na atmosfera marciana. As estimativas indicaram que grandes bolsas atmosféricas estão mesmo em uma condição de supersaturação, com a atmosfera contendo 10 a 100 vezes mais vapor de água do que sua temperatura deveria permitir hipoteticamente. Com as taxas de supersaturação observadas, o limite de fuga de água aumentaria significativamente durante estações específicas.

Atmosfera

Marte perdeu sua magnetosfera há 4 bilhões de anos, então o vento solar interage diretamente com a ionosfera marciana, diminuindo a densidade atmosférica ao remover átomos da camada exterior. Ambas as sondas Mars Global Surveyor e Mars Express detectaram partículas atmosféricas ionizadas arrastadas para o espaço a partir de Marte e esta perda atmosférica está sendo estudada pela sonda MAVEN. Em comparação com a Terra, a atmosfera de Marte é muito rarefeita. A pressão atmosférica na superfície varia hoje entre um mínimo de 30 Pa (0,030 kPa) no Monte Olimpo para mais de 1 155 Pa (1,155 kPa) em Hellas Planitia, com uma pressão média ao nível da superfície de 600 Pa (0,60 kPa). A maior densidade atmosférica em Marte é igual à densidade encontrada 35 km acima da superfície da Terra. A pressão de superfície média resultante é de apenas 0,6% a da Terra (101,3 kPa). A altura de escala da atmosfera é cerca de 10,8 km, que é maior do que a da Terra (6 km), porque a gravidade de superfície de Marte é de apenas 38% da gravidade da Terra, o que é compensado tanto pela temperatura mais baixa quanto pelo peso molecular 50% maior da atmosfera de Marte. A atmosfera de Marte é composta por cerca de 96% de dióxido de carbono, 1,93% de argônio e 1,89% de nitrogênio, juntamente com traços de oxigênio e água. A atmosfera é muito empoeirada, contendo partículas de cerca de 1,5 µm de diâmetro que dão ao céu marciano uma cor opaca quando vista da superfície.

Metano foi detectado na atmosfera de Marte, com uma fração molar de cerca de 30 ppb; ele ocorre em plumas extensas, e os perfis implicam que o metano foi liberado a partir de regiões distintas. No meio do verão do norte, a pluma principal continha 19 mil toneladas métricas de metano, com uma força de fonte estimada de 0,6 kg por segundo. Os perfis sugerem que pode haver duas regiões de origem, a primeira centrada perto de 30°N 260°W e a segunda perto de 0°N 310°W. Estima-se que Marte deva produzir 270 toneladas/ano de metano.

O metano pode existir na atmosfera de Marte por um período limitado de tempo até ser destruído – as estimativas do seu tempo de vida variam entre 0,6 a 4 anos terrestres.[136][139] A sua presença, apesar desta vida curta, indica a existência de uma fonte ativa do gás no planeta. Atividade vulcânica, impactos de cometas e a presença de formas de vida microbianas metanogênicas estão entre as possíveis fontes. O metano também poderia ser produzido por um processo não biológico chamado serpentinização, que envolve água, dióxido de carbono e o mineral olivina, que se sabe ser comum em Marte.

O rover Curiosity, que pousou em Marte em agosto de 2012, é capaz de fazer medições que distinguem entre diferentes isotopólogos de metano; mas mesmo que a missão determine que a vida microscópica marciana é a fonte do metano, essas formas de vida provavelmente residem muito abaixo da superfície, fora do alcance do rover. As primeiras medições com o Tunable Laser Spectrometer (TLS) indicaram que há menos de 5 ppb de metano no local de pouso no momento da medição. Em 19 de setembro de 2013, cientistas da NASA, com base em outras medições feitas pela Curiosity, não relataram a detecção de metano atmosférico, com um valor medido de 0,18 ± 0,67 ppbv correspondente a um limite máximo de apenas 1,3 ppbv (limite de confiança de 95%) e, como resultado, concluíram que a probabilidade de atividade microbiana metanogênica atual em Marte é reduzida. A sonda Mars Orbiter Mission, da Índia, está pesquisando metano na atmosfera, enquanto a ExoMars Trace Gas Orbiter, planejada para ser lançada em 2016, irá estudar mais o metano, bem como os seus produtos de decomposição, como formaldeído e metanol.

Amônia também foi detectada em Marte pelo satélite Mars Express, mas com a sua vida útil relativamente curta, não ficou claro o que a tenha produzido. A amônia não é estável na atmosfera marciana e desintegra-se depois de algumas horas. Uma fonte possível é a atividade vulcânica.

A sonda Trace Gas Orbiter (TGO), da Agência Espacial Europeia, chegou a Marte em 2016, e em 2018 começou a escanear a atmosfera por metano. Dois dos espectrômetros do TGO - um instrumento belga chamado NOMAD e um russo chamado ACS - foram projetados para detectar o metano em concentrações muito baixas. No entanto, o satélite europeu não detectou um único vestígio de metano.

Enormes plumas semelhantes a nuvens, 260 km acima da superfície de Marte, chegam a entrar na exosfera, onde a atmosfera se funde com o espaço interplanetário. Nenhum dos esclarecimentos costumeiros para tais nuvens faz sentido, uma vez que a água, o gelo de dióxido de carbono, as tempestades de poeira ou as descargas de luz auroral, na maior parte das vezes, não atingem tais alturas. Em 2019, cientistas propuseram que elas devem sua existência ao fenômeno chamado "fumaça meteórica", poeira gelada criada por detritos espaciais que se chocam com a atmosfera do planeta. Cerca de duas a três toneladas de detritos espaciais colidem em Marte todos os dias, em média, e à medida que esses meteoros se desintegram na atmosfera do planeta, injetam um enorme volume de poeira no ar.