Марс
Відзначимо лише, що першої з них дотримується більшість дослідників Марса, бо вона побудована на більш природних припущеннях. Видимий колір Марса визначається в основному кольором його поверхні, і спробуємо вказати мінерал, наявність якого на Марсі найбільш імовірна. За спектральною відбивною здатністю поверхня Марса подібна до лимоніту. Цей мінерал в порошкоподібному вигляді може легко підніматись повітряними течіями, утворюючи жовтого кольору, які часто спостерігаються на Марсі. Така „іржа” могла утворитися в результаті тривалого окислення поверхневих порід Марса, що містять залізо. Можливо, саме тому атмосфера Марса повністю позбулася кисню.За останній час вдалось провести порівняння лимоніту з поверхнею Марса. За відбивними властивостями в інфрачервоній ділянці спектра до 4 мк. Це зробив московський астроном В.І.Мороз.
Очевидно таке порівняння є найбільш обґрунтованим, бо в інфрачервоному світлі атмосфера Марса не впливатиме на загальний хід кривої розподілу енергії в спектрі, і на цей раз ми маємо підстави вважати, що спостерігаємо безпосередньо поверхню планети. Одержаний В.І Морозом результат – разючий збіг графіків для лимоніту і поверхні Марсу.
Щодо марсіанських морів, то оскільки їх колір порівняно з кольором марсіанських пустель дещо менш насичений, вкриваючи їх речовина також може бути зв’язана з лимонітом, але його процентний вміст як забарвлюючого пігменту в деякому відносно темному основному матеріалі повинен тут бути меншим. У зв’язку з спостережуваними коливаннями кольору і яскравості марсіанських морів за сезонним ритмом на планеті можна припускати, що ці райони поверхні марса вкриті острівцями бідної марсіанської рослинності. Численні фотометричні вимірювання окремих темних областей Марса, виконані в 1954 і 1956 рр. у Харкові, показали, що закон відбивання світла для морів дещо відмінний від закону для пустель.
Атмосферний тиск
Вже ранні визначення оптичної товщини марсіанської атмосфери показали, що вона за своєю загальною щільністю значно відрізняється від атмосфери Землі. Для атмосфери Землі середнє значення оптичної товщини в видимій ділянці спектра дорівнює 0,30.
Декілька астрономів – Н.М.Ситинська, В.В Шаронов, М.П. Барабашов та ін. В різний час дійшли висновку відносно значення оптичної товщини атмосфери Марса. Вона виявилась рівною в середньому 0,06 для 5000 Ǻ, що відповідає атмосферному тиску біля поверхні Марса (60 мм рт. ст.). До останнього часу ця цифра залишилась загальноприйнятою і в дискусії про можливість існування на Марсі живих організмів біла однією з основних величин, що характеризують такі непривабливі умови на нашому рожевому сусіді.
Отже, тиск біля поверхні Марса не перевищує 15 мм рт. ст.
Хімічний та аерозольний склад атмосфери
Дослідження хімічного складу атмосфери Марса показали, що кисень в ній становить, близько 0, 1 %, вуглекислий газ – 2,2 % загального об’єму. Інших газів, які можна було б виявити шляхом спостереження з поверхні Землі, в атмосфері Марса не знайдено.
При вивченні хімічного складу атмосфери планети ми завжди виходимо з припущення про первісний склад газової хмари, з якої потім утворилися планети. Хімічний склад цієї хмари повинен відповідати поширеності хімічних елементів у космічному просторі.
Через те, що швидкість звітрювання на Марсі дорівнює 5,1 км/сек, тобто приблизно вдвічі менша, ніж на Землі, можна твердити, що легкі гази, такі, як водень, гелій і деякі інші, утриматись в атмосфері Марса не здатні і повинні зникнути.
Насправді з кінетичної теорії газу випливає, що, коли вік Марса такий же, як і Землі (4,5 млрд. Років), то в його атмосфері могли утриматись тільки ті гази, для яких швидкість теплового руху не перевищує 1 км/сек. Температура атмосфери Марса становить близько - 70°С. При такій температурі всі гази, у яких молекулярна вага менша за 6, не могли утриматись в його атмосфері.
Атмосфера Марса повинна складатися переважно з важких, хімічно нейтральних газів, таких, як азот, аргон тощо.
Отже, тиск біля поверхні Марса не перевищує 15 мм рт. ст.