火星の大気

一般的に、現代の火星で見られるガスは軽い安定同位体が枯渇しており、火星の大気はその歴史の中で質量選択プロセスによって変化してきたことを示している。科学者はしばしば、過去の火星大気の状態を再現するために、これらの同位体組成の測定値に頼っている。^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ]}

火星と地球は¹² C / ¹³ Cおよび¹⁶ O / ¹⁸ Oの比率が似ているが、火星の大気では^{14 N がはるかに少ない。光化学的脱出プロセスが}同位体分別を引き起こし、地質学的時間スケールで窒素の大幅な損失を引き起こしたと考えられている。^{[ 4 ]}_{推定では、N 2}の初期分圧は最大 30 hPa であった可能性がある。^{[ 35 ] [ 36 ]} 

火星の初期の歴史における流体力学的逃避は、アルゴンとキセノンの同位体分別を説明する可能性がある。現代の火星では、これらの2つの希ガスは質量が大きいため、大気から宇宙空間に漏れ出していない。しかし、火星の大気中の水素の存在量が多いことと、若い太陽からの極端紫外線のフラックスが高いことが相まって、流体力学的流出を引き起こし、これらの重いガスを引きずり去った可能性がある。^{[ 37 ] [ 38 ] [ 4 ]}流体力学的逃避は炭素の損失にも寄与しており、モデルによると、火星の太陽極端紫外線がはるかに強い場合、1000万年から1000万年の間に流体力学的逃避によって1,000 hPa (1 bar)の CO _{2が失われる可能性がある。} ^{[ 39 ]}一方、 MAVENオービターによる最近の観測では、スパッタリング逃避が火星の夜側の重いガスの逃避に非常に重要であり、火星の歴史におけるアルゴンの 65% の損失に寄与した可能性があることが示唆されている。^{[ 40 ] [ 41 ] [ 33 ]}  

火星の大気は、火星の脱出速度が低いため、特に衝突侵食を受けやすい。初期のコンピューターモデルでは、月のクレーター密度から推定される仮想的な衝突フラックスに基づいて、火星は重爆撃期末期までに初期大気の99%を失った可能性があると示唆された。 ^{[ 42 ]}炭素の相対存在量に関して、火星のC/ ^84Kr比は地球と金星のわずか10%である。3つの岩石惑星が同じ初期揮発性物質在庫を持っていると仮定すると、この低いC/ ^84Kr_{比は、初期火星大気中のCO2}の質量が現在の値の10倍高かったはずであることを示唆している。^{[ 43 ]}放射性^40Arが原始^{36Arよりも大幅に濃縮されていることも}、衝突侵食理論と一致している。^{[ 4 ]}

上層大気における水素の流出によって失われた水の量を推定する方法の1つは、水素に対する重水素の濃縮を調べることです。同位体に基づく研究では、火星の歴史において、水素の流出によって宇宙空間に失われた水の総面積は12mから30m 以上と推定されています。 ^{[ 44 ]}大気流出に基づくアプローチは、初期の水の総量の推定値の下限値しか提供しないことに注意が必要です。^{[ 4 ]} 

火星の初期の歴史において液体の水と微弱な若い太陽が共存していたことを説明するには、火星の大気中で、表面を水の凝固点以上に温める、はるかに強い温室効果が発生したに違いない。カール・セーガンは、1 気圧の_H₂大気が火星に十分な温暖化をもたらすことができると最初に提唱した。^{[ 45 ]}水素は、高度に還元された初期火星のマントルからの激しいガス放出によって生成され、 _CO₂と水蒸気の存在は、そのような温室効果を生み出すために必要なH₂の量を減らすことができる。_[ ^{46 ]しかしながら}_{、光化学モデルは、この高レベルのH₂}を持つ大気を維持することは困難であることを示した。^{[ 47 ]} SO₂_もまた、火星の初期の歴史において提案された効果的な温室ガスの1つである。^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}_{しかし、他の研究では、 SO2}の高い溶解度、H2SO4 エアロゾルの効率的な形成_、表面への沈着により、火星大気中のSO2_の長期的な蓄積が妨げられ、したがって SO2 の潜在的な温暖化効果が減少すると_示唆されている。^{[ 4 ]}

重力が低いにもかかわらず、火星の大気圏外縁部の温度が比較的低い（高度200kmで約200K）ため、ジーンズ脱出は 現代の火星大気では効率的ではない。ジーンズ脱出は、火星からの水素の脱出しか説明できない。酸素、炭素、窒素の観測された脱出を説明するには、他の非熱的プロセスが必要となる。

酸素の漏出

_{CO 2} ⁺と O ₂ ⁺ (CO ₂ ⁺反応からも生成される)の解離再結合により、脱出するのに十分な速さで移動する酸素原子が生成される可能性がある。

CO + 2 + e ⁻ ⟶ CO + O

CO + 2 + O ⟶ O + 2 + CO

O + 2 + e ⁻ ⟶ O + O

しかし、観測結果によると、解離再結合メカニズムで予測されるほど火星外気圏には高速酸素原子が十分に存在しないことが示された。^{[ 63 ] [ 41 ]}酸素脱出率のモデル推定では、水素脱出率の10倍以上低い可能性があることが示唆された。^{[ 59 ] [ 64 ]}イオンピックとスパッタリングは酸素脱出の代替メカニズムとして提案されているが、このモデルでは、現時点では解離再結合よりも重要ではないことが示唆されている。^{[ 65 ]}

火星の大気（炭素、酸素、水素）はMAVENの紫外線分光器で測定された。^{[ 66 ]}

太陽風と惑星間磁場が火星の導電性電離層と相互作用すると、MAVEN を用いて詳細にマッピングおよび研究された電気力学的電流が発生します。^{[ 67 ]}これらの電流は電離層粒子を高高度に押し上げ、そこで太陽風がそれらを惑星から吹き飛ばし、地球規模のイオン流出を引き起こします。しかし、これらは火星の生涯にわたる大気と電離層の損失を説明するには十分ではありません。^{[ 68 ]}

CO ₂は火星の大気の主成分です。平均体積 (モル) 比は 94.9% です。^{[ 3 ]}冬の極地では、表面温度が CO ₂の霜点よりも低くなることがあります。大気中のCO ₂ガスは表面に凝縮して、厚さ 1～2 m の固体ドライアイスを形成します。^{[ 4 ]}夏には、極地のドライアイスキャップが昇華して CO ₂を大気中に放出します。その結果、火星では大気圧 (約 25%) と大気組成に大きな年間変動が見られます。^{[ 69 ]}凝縮プロセスは、CO _2のクラウジウス・クラペイロンの関係式で近似できます。^{[ 70 ] [ 4 ]}

また、レゴリスへのCO _{2の吸着と}レゴリスからのCO 2 の吸着が、年間大気変動に寄与する可能性もある。極冠におけるCO _2氷の昇華と堆積が季節サイクルの原動力となっているが、砂嵐、大気潮汐、一時的な渦などの他のプロセスも役割を果たしている。^{[ 71 ] [ 72 ] [ 73 ] [ 74 ] [ 75 ]これらのより小さなプロセスのそれぞれと、それらが全体の大気サイクルにどのように寄与しているかを理解することで、火星の大気が全体としてどのように}機能しているかについてのより明確なイメージが得られる。火星のレゴリスは内部表面積が大きいことが示唆されており、これは吸着ガスを貯蔵する容量が比較的高い可能性があることを示唆している。^{[ 76 ]}吸着は分子の膜が表面に付着することによって機能するため、特定の体積の物質の表面積の量が、どれだけの吸着が起こり得るかの主な要因となる。例えば、固体のブロック状の物質には内部表面積はありませんが、スポンジのような多孔質の物質には高い内部表面積があります。火星のレゴリスは粒子が細かく緩いため、大気からかなりの量のCO2が吸着される可能性があります。_[ ^{77 ]大気}からレゴリスへの吸着は、メタンと水の混合比の観測されたサイクルを説明するものとして以前に提案されています。^{[ 76 ] [ 77 ] [ 78 ] [ 79 ]} _CO2の吸着が起こっているかどうか、そして起こっている場合、それが大気循環全体にどの程度影響しているかを判断するには、さらなる研究が必要です。

火星の大気には高濃度のCO₂が含まれているにもかかわらず_{、水蒸気濃度が低く大気圧も低いため、火星の}温室効果は比較的弱い（約5  ℃）。地球の大気中の水蒸気は現代の地球の温室効果に最も大きく寄与しているが、火星の大気中には非常に低い濃度でしか存在しない。さらに、大気圧が低いと、圧力広がり効果が弱いため、温室効果ガスは赤外線を効果的に吸収できない。^{[ 80 ] [ 81 ]}

太陽からの紫外線（hν、波長が225 nmより短い光子 ）が存在する場合、火星大気中のCO2は以下の反応によって光分解される可能性_がある。

CO ₂ + hν ( λ < 225  nm) ⟶ CO + O。

_{CO 2}の化学的生成がない場合、現在の火星大気中のCO _{2はすべて約 3,500 年で光分解によって除去されます。} ^{[ 4 ]}水蒸気の光分解によって生成されるヒドロキシルラジカル (OH) は、他の奇数水素種 (例えば H、HO 2) とともに、一酸化_{炭素(CO) を CO 2}に戻すことができます。反応サイクルは次のように記述できます。^{[ 82 ] [ 83 ]}

CO + OH ⟶ CO ₂ + H

H + O ₂ + M ⟶ HO ₂ + M

HO ₂ + O ⟶ OH + O ₂

正味反応: CO + O ⟶ CO ₂

混合は、上層大気中のO、CO、O₂を下方へ運ぶことで_CO₂の再生にも寄与している。 ^{[ 4 ]}_{光分解と酸化還元生成のバランスにより、現代の火星大気ではCO₂}の平均濃度が安定している。

CO ₂氷雲は、冬の極地や、気温が CO _{2の霜点よりも低い熱帯地域の}非常に高い高度(> 50 km) で形成されることがあります。^{[ 1 ] [ 84 ] [ 85 ]} 

N₂_は火星大気中で 2 番目に豊富なガスです。平均体積比は 2.6% です。^{[ 3 ]}さまざまな測定により、火星大気は^15Nが濃縮されていることが示されています。^{[ 86 ] [ 35 ]}窒素の重同位体の濃縮は、質量選択的脱出プロセスによって引き起こされている可能性があります。^{[ 87 ]}

アルゴンは火星の大気中で3番目に豊富なガスです。平均体積比は1.9%です。^{[ 3 ]}安定同位体に関して言えば、火星は36Arに比べて38Arが濃縮されており^、これ^は流体力学的脱出に起因すると考えられます。

アルゴンの同位体の 1 つである⁴⁰ Ar は、⁴⁰ Kの放射性崩壊によって生成されます。対照的に、³⁶ Ar は原始的なものであり、火星の形成後に大気中に存在していました。観測によると、火星は³⁶ Arに比べて⁴⁰ Ar が濃縮されており、これは質量選択的損失プロセスに起因するものではありません。^{[ 29 ]}濃縮の考えられる説明としては、火星の初期の歴史において、 ³⁶ Ar を含む原始大気のかなりの量が衝突侵食によって失われ、衝突後に^{40 Ar が大気中に放出されたことが挙げられます。 [ 29 ] [ 4 ]}

火星大気中の分子状酸素（O ₂ ）の平均体積比は0.174%と推定されている。 ^{[ 3 ]}_{これはCO 2}、水蒸気、オゾン（O ₃ ）の光分解生成物の1つである。原子状酸素（O）と反応してオゾン（O ₃ ）を再生することができる。2010年にハーシェル宇宙望遠鏡が火星大気中の分子状酸素を検出した。^{[ 90 ]}

原子状酸素は上層大気中のCO2の光分解によって生成され、解離再結合またはイオンピックアップによって大気から脱出することができます。2016年初頭、_成層圏赤外線天文台（SOFIA）は火星の大気中に原子状酸素を検出しました。これは1970年代のバイキングとマリナーのミッション以来発見されていませんでした。^{[ 91 ]}

2019年、ガスの測定を行ってきたキュリオシティ探査車ミッションに従事するNASAの科学者たちは、火星の大気中の酸素量が春と夏に30%増加したことを発見した。^{[ 92 ]}

地球の大気圏成層圏オゾンと同様に、火星の大気中に存在するオゾンも、奇数水素種が関与する触媒サイクルによって破壊される可能性がある。

H + O ₃ ⟶ OH + O ₂

O + OH ⟶ H + O ₂

正味: O + O ₃ ⟶ 2O ₂

水はこれらの奇数水素種の重要な供給源であるため、オゾンの存在量は水蒸気含有量の少ない地域でより多く観測される。^{[ 93 ]}測定によると、 冬と春には極付近でオゾンの全柱が2～30μm-atmに達することがあり、そこでは空気が冷たく、水飽和比が低い。^{[ 94 ]}オゾンと奇数水素種との実際の反応は、水氷雲で起こる不均一反応によってさらに複雑になる可能性がある。^{[ 95 ]}

火星大気中のオゾンの垂直分布と季節性は、化学反応と、日光の当たる緯度から極への酸素を豊富に含む空気の輸送との複雑な相互作用によって引き起こされると考えられています。^{[ 96 ] [ 97 ]}マーズ・エクスプレスのUV/IR分光計（SPICAM）は、低緯度から中緯度に2つの異なるオゾン層が存在することを示しました。これらは、高度30 km（19 mi）以下の地表付近に常に存在する層、北半球の春と夏にのみ存在し、高度が30～60 kmで変化する別の層、そして冬に南極上空40～60 kmに存在する別の別の層で構成され、火星の北極上空には対応する層はありません。 ^{[ 98 ]}この3番目のオゾン層は、南緯75度から50度の間で高度が急激に低下します。 SPICAMは、真冬まで50km （31マイル）のオゾン濃度が徐々に増加し、その後ゆっくりと非常に低い濃度まで減少し、35km（22マイル）より上には層が検出されなくなったことを検出した。^{[ 96 ]}        

水蒸気は火星の大気中の微量ガスであり、空間的、日周的、季節的に大きな変動性がある。^{[ 99 ] [ 100 ]} 1970年代後半にバイキング探査機が行った測定では、地球全体の水蒸気の総質量は氷の約1～2  km ³に相当すると示唆された。^{[ 101 ]}マーズ・エクスプレス探査機による最近の測定では、地球全体の年間平均水蒸気柱量は約10～20可降性マイクロメートル（pr. μm）であることが示された。^{[ 102 ] [ 103 ]}水蒸気の最大量（50～70  pr.  μm）は、極冠の水氷の昇華により、初夏に北極域で見られる。^{[ 102 ]}

地球の大気とは異なり、火星の大気には液体の水の雲は存在できません。これは、大気圧が低いためです。巻雲のような水氷の雲は、オポチュニティ探査車とフェニックス着陸機のカメラで観測されています。^{[ 104 ] [ 105 ]}フェニックス着陸機による測定では、水氷の雲は夜間に惑星境界層の上部で形成され、北極域で氷の結晶として地表に降下することが示されました。^{[ 100 ] [ 106 ]}

メタンは火山性および生物起源の物質であるため、地質学者や宇宙生物学者にとって興味深い。^{[ 21 ]}しかし、メタンは紫外線のある酸化性大気中では化学的に不安定である。火星大気中のメタンの寿命は約400年である。^{[ 107 ]}惑星大気中のメタンの検出は、最近の地質活動または生物の存在を示す可能性がある。^{[ 21 ] [ 108 ] [ 109 ] [ 107 ]} 2004年以降、さまざまなミッションや観測研究で微量のメタン（60 ppbから検出限界以下（< 0.05 ppb）まで）が報告されている。^{[ 110 ] [ 111 ] [ 112 ] [ 113 ] [ 114 ] [ 115 ] [ 116 ] [ 117 ] [ 118 ] [ 16 ]火星のメタンの発生}源と、観測されたメタン濃度の大きな不一致の説明については、現在も活発な議論が続いている。^{[ 22 ] [ 21 ] [ 107 ] 2024年}、NASA は、火星でメタンが発見された唯一の場所はゲール クレーターであると報告した。^{[ 119 ]}

詳細については、「メタンの検出」の項も参照してください。

大気中の二酸化硫黄（SO ₂）は、現在の火山活動の指標となる。火星のメタンに関する長年の論争のため、これは特に興味深いものとなっている。火星の歴史の最近の時期に火山が活動していた場合、現在の火星の大気中にメタンとともにSO _{2が見つかることが予想される。} ^{[ 120 ] [ 121 ]}大気中ではSO ₂は検出されておらず、感度の上限は0.2  ppbに設定されている。^{[ 122 ] [ 123 ]}しかし、 NASAゴダード宇宙飛行センターの科学者が率いるチームは、2013年3月にキュリオシティ探査車が分析したロックネストの土壌サンプルからSO _{2が検出されたと報告した。} ^{[ 124 ]}

一酸化炭素（CO）はCO2の光分解によって生成され_{、火星大気中の酸化剤と速やかに反応してCO2}を再生します。火星大気中のCOの平均体積比は0.0747%と推定されています。^{[ 3 ]}

ヘリウムとアルゴン以外の希ガスは、火星の大気中に微量（ネオン2.5 ppmv、クリプトン0.3 ppmv、キセノン0.08 ppmv ^{[ 5 ]}）で存在します。火星の大気中のヘリウム、ネオン、クリプトン、キセノンの濃度は、さまざまなミッションによって測定されています。^{[ 125 ] [ 126 ] [ 127 ] [ 31 ]}希ガスの同位体比は、火星の初期の地質活動と大気の進化に関する情報を明らかにします。^{[ 125 ] [ 31 ] [ 128 ]}

分子状水素（H₂ _）は、中間大気中の奇数水素種間の反応によって生成されます。混合または拡散によって上層大気に運ばれ、太陽放射によって原子状水素（H）に分解され、火星の大気から脱出します。^{[ 129 ]}_{光化学モデルでは、下層大気中のH₂}の混合比は約15±5 ppmvと推定されています。^{[ 129 ]}

十分に強い風 (> 30 m/s) の下では、塵粒子は移動して地表から大気に持ち上げられることがあります。^{[ 1 ] [ 4 ]}塵粒子の一部は、大気中に浮遊し、循環によって移動してから地上に落下します。^{[ 14 ]}塵粒子は太陽放射を減衰させ、赤外線放射と相互作用するため、火星に大きな放射効果をもたらす可能性があります。オービターの測定によると、地球全体の平均塵光学的深さは背景レベルが 0.15 で、近日点季節 (南半球の春と夏) にピークを迎えます。^{[ 146 ]}局所的な塵の量は季節や年によって大きく異なります。^{[ 146 ] [ 147 ]}地球規模の塵イベントの間、火星表面の資産は 4 を超える光学的深さを観測できます。^{[ 148 ] [ 149 ]}表面の測定では、塵粒子の有効半径は 0.6 μm から 2 μm の範囲で、かなりの季節性があることも示されています。^{[ 149 ] [ 150 ] [ 151 ]}

火星では塵の垂直分布が不均一である。惑星境界層とは別に、観測データによると、より高い高度（例えば 地表から15～30km上空）にも塵の混合比のピークが存在することが示されている。^{[ 152 ] [ 153 ] [ 14 ]}

砂嵐

火星では局地的および地域的な砂嵐は珍しくありません。^{[ 14 ] [ 1 ]}局地的な嵐は、火星の1年あたり約2000回発生する約10 ³ km ^{2の大きさですが、10 6} km ²の規模の地域的な嵐は、南半球の春と夏に頻繁に観測されます。^{[ 1 ]}極冠付近では、砂嵐は前線活動や温帯低気圧によって発生することがあります。^{[ 154 ] [ 14 ]}

火星のダストストーム（面積 > 10 ⁶ km ²）は、平均して火星の 3 年ごとに 1 回発生します。^{[ 4 ]}観測によると、より大きなダストストームは通常、より小さなダストストームが合体した結果ですが、^{[ 11 ] [ 15 ]}ストームの成長メカニズムと大気フィードバックの役割はまだよく理解されていません。^{[ 15 ] [ 14 ]}火星のダストは地球と同様のプロセス（例えば跳躍）によって大気中に巻き込まれると考えられていますが、実際のメカニズムはまだ検証されておらず、静電気力や磁力もダスト放出の調節に関与している可能性があります。^{[ 14 ]}研究者らは、火星のダストの最大の単一発生源はメデューサフォッサエ層から来ていると報告しています。^{[ 155 ]}

2018年6月1日 、NASAの科学者たちは火星で砂嵐の兆候を検知しました（画像参照）。この砂嵐により、太陽光発電式のオポチュニティ探査車のミッションは終了しました。砂嵐は、探査車の動作に必要な太陽光を遮ったためです（画像参照）。 6月12日までに、この砂嵐は火星表面で記録された中で最も広範囲に及び、北アメリカとロシアを合わせた面積（火星の約4分の1）に相当しました。6月13日までに、オポチュニティ探査車は砂嵐のために深刻な通信障害に見舞われ始めました。^{[ 156 ] [ 157 ] [ 158 ] [ 159 ] [ 160 ]}  

砂塵旋風

火星では塵旋風がよく見られます。^{[ 161 ] [ 14 ]}地球の塵旋風と同様に、火星の塵旋風は、強い地表加熱によって発生する対流渦に塵粒子が巻き込まれることで形成されます。^{[ 162 ] [ 163 ]}火星の塵旋風は通常、直径が数十メートル、高さが数キロメートルで、地球で観測されるものよりもはるかに高いです。^{[ 1 ] [ 163 ]}塵旋風の軌跡の研究によると、火星の塵旋風のほとんどは春と夏に北緯60度と南緯60度付近で発生しています。^{[ 161 ]塵旋風は、年間約2.3× 10¹¹kg}の塵を地表から大気中に巻き上げており、これは局地的および地域的な砂嵐による寄与に匹敵します。^{[ 161 ]}

風による地表面の変化

火星では、地表付近の風が塵を放出するだけでなく、長期間にわたって火星の地形を変化させています。火星の大気は砂の地形を移動させるには薄すぎると考えられていましたが、HiRISEによる観測では、火星では砂丘の移動は珍しくないことが示されました。^{[ 164 ] [ 165 ] [ 166 ]}砂丘（高さ2～120m）の地球全体の平均移動速度は約0.5メートル/年です。^{[ 166 ]}大気循環モデルは、風による侵食と塵の堆積の繰り返しサイクルが、地質学的時間スケールで低地から高地への土壌物質の正味輸送につながる可能性があることを示唆しています。^{[ 4 ]}

惑星の昼側の太陽加熱と夜側の放射冷却は、圧力差を引き起こす可能性がある。^{[ 167 ]}熱潮汐は、このような日変動する圧力場によって引き起こされる風の循環と波であり、火星大気の多くの変動を説明できる。^{[ 168 ]}地球の大気と比較して、火星大気では日中の温度差が強いため、熱潮汐の影響が大きい。^{[ 169 ]}火星探査車によって測定された表面圧力は、熱潮汐の明確な信号を示したが、その変動は惑星表面の形状と大気中の浮遊塵の量にも依存する。^{[ 170 ]}大気波は垂直方向にも伝播し、火星の中間大気の温度と水氷含有量に影響を与える可能性がある。^{[ 168 ]}

地球では、山脈によって気団が上昇して冷えることがあります。その結果、上昇過程で水蒸気が飽和し、雲が形成されます。^{[ 171 ]} 火星では、周回探査機が、高さ20kmの火山アルシア・モンスの風下側に季節的に繰り返される巨大な水氷雲の形成を観測しており、これはおそらく同じメカニズムによって引き起こされていると考えられます。^{[ 172 ] [ 173 ]}

メタン（CH₄ _）は、火星の現在の酸化性大気中では化学的に不安定である。太陽からの紫外線や他のガスとの化学反応によって、すぐに分解されてしまうだろう。したがって、大気中にメタンが持続的に存在するということは、メタンを継続的に供給する供給源が存在することを示唆している可能性がある。

ESA -Roscosmos Trace Gas Orbiterは、100回以上の全球観測で火星大気中のメタンの最も高感度な測定を行ってきたが、 0.05 ppbの検出限界でメタンは検出されなかった。 ^{[ 16 ] [ 17 ] [ 18 ]}しかし、地上望遠鏡やキュリオシティ探査車によるメタンの検出報告は他にもある。数ppbレベルの微量のメタンが火星大気中に初めて報告されたのは、2003年にNASAゴダード宇宙飛行センターのチームによるものだった。 ^{[ 177 ] [ 178 ]} 2003年と2006年に行われた観測では存在量に大きな違いが見られ、メタンは局所的に濃縮されており、おそらく季節的なものだと示唆された。^{[ 179 ]}

2014年、NASAはキュリオシティ探査車が2013年後半から2014年初頭にかけて周囲の大気中のメタン濃度が10倍に増加（「急増」）したことを検出したと報告した。この期間の2か月間に行われた4回の測定では平均7.2 ppbとなり、火星が未知の発生源から断続的にメタンを生成または放出していることを示唆している。^{[ 116 ]}その前後の測定値は平均してそのレベルの約10分の1であった。^{[ 180 ] [ 181 ] [ 116 ]} 2018年6月7日 、NASAは大気中のメタンの背景レベルに周期的な季節変動があることを発表した。^{[ 182 ] [ 20 ] [ 183 ]}

火星のメタンの発生源として最も有力な候補には、水と岩石の反応、水の放射線分解、黄鉄鉱の形成といった非生物学的プロセスがあり、これらはすべてH ₂を生成し、それがCOと CO ₂とのフィッシャー・トロプシュ合成によってメタンやその他の炭化水素を生成する可能性がある。^{[ 184 ]}また、メタンは水、二酸化炭素、および火星に多く存在する鉱物であるオリビンを含むプロセスによって生成される可能性があることも示されている。 ^{[ 185 ]}メタン生成菌などの微生物も可能性のある発生源だが、火星でそのような生物が存在するという他の証拠は見つかっていない。^{[ 186 ] [ 187 ] [ 111 ]}メタンの検出にはいくつかの疑念があり、探査車からの記録されていない地球上の汚染、または測定生データの誤解釈が原因である可能性が示唆されている。^{[ 22 ] [ 188 ]}

2009年、地球からの観測研究により、火星で大規模な放電現象が検出されたと報告され、火星の砂嵐における雷放電に関連していると提案された。^{[ 189 ]}しかし、その後の観測研究では、マーズ・エクスプレスのレーダー受信機と地球上のアレン望遠鏡アレイを使用しても、この結果は再現できないことが示された。^{[ 190 ] [ 191 ] [ 192 ]}実験室での研究では、火星の気圧は塵粒子の帯電に適しておらず、そのため火星の大気中で雷を発生させることは難しいことが示された。^{[ 193 ] [ 192 ]} 2025年、マーズ2020ローバーのパーサビアランスは、塵旋風や砂嵐に関連する雷と思われる音声記録を記録した。^{[ 194 ] [ 195 ]}

超回転とは、大気の質量が惑星の赤道面よりも高い角速度を持つ現象を指し、原理的には非粘性軸対称循環では駆動できない。^{[ 196 ] [ 197 ]}同化データと一般循環モデル（GCM）シミュレーションは、超回転ジェットが火星大気中で全球的な砂嵐の際に見られることを示唆しているが、金星やタイタンのような低速回転惑星で観測されるものよりはるかに弱い。^{[ 154 ]} GCM実験では、熱潮汐が超回転ジェットの誘発に役割を果たす可能性があることが示された。^{[ 198 ]}それにもかかわらず、超回転のモデリングは惑星科学者にとって依然として困難な課題である。^{[ 197 ]}