A Mars hidrogén- és oxigénkoronája a bolygó felső légkörének külső, vékony rétege, ott, ahol az atmoszféra találkozik a világűrrel. Ebben a régióban azok az atomok, amelyek valaha felszínhez közeli szén-dioxid- és vízmolekulák alkotórészei voltak, el tudnak szökni az űrbe. Mivel ezeknek a molekuláknak komoly szerepük van a klíma alakításában, a követésük lehetővé teheti a Mars elmúlt négymilliárd éves történetének megértését, illetve azon folyamat felvázolását, amelynek során a bolygó meleg és nedves időjárása a ma tapasztalható hideg és száraz klímává alakult.
A MAVEN az ultraibolya képalkotó spektrográfjával (Imaging Ultraviolet Spectrograph, IUVS) észlelte a Mars légkörét. A műszer a nevezett atomok által visszavert ultraibolya napfényre érzékeny. Mike Chaffin (University of Colorado) szerint a MAVEN mérései a kiterjedt marsi légkör eddigi legrészletesebb képét szolgáltatták, közvetlenül megmutatva azt is, hogy az atomok hogyan hagyják el a felső légkört. Az észlelések azt jelzik, hogy a Vénusszal és a Földdel ellentétben a vörös bolygó gyenge gravitációs tere miatt a légkör külső rétegei csak nagyon gyengén kötődnek a Marshoz.
Az IUVS a molekulák által elnyelt ultraibolya sugárzás mérése alapján feltérképezte az ózon eloszlását is a Mars légkörében. Justin Deighan (University of Colorado) szerint ilyen teljességű ózontérképpel csak a Föld esetében rendelkezünk. Anyabolygónkon a sarki lyukakat eredményező ózonpusztulást korábban főként a hűtőberendezésekben alkalmazott ún. freongázok okozták. A Mars esetében az ózon ugyanilyen könnyen bomlik a Nap ultraibolya sugárzása által szétrombolt vízmolekulákból származó termékek hatására. Az ózon vizsgálatával tehát a marsi légkörben zajló fotokémiai reakciókról is információhoz juthatunk.
