miniatura|Mosaic de dues exposicions del Mars Orbiter Camera (MOC) delMars Global Surveyor que mostren la Terra, la Lluna, i Júpiter de 2003 miniatura|El cel de Mart es torna violaci pels núvols de gel d'aigua miniatura|Detall del cel de Mart en una posta de sol, que mostra més variació de color, feta amb el Mars Pathfinder En molts casos, els fenòmens astronòmics vistos des del planeta Mart són iguals o similars als vistos des de la Terra però de vegades poden ser bastant diferents. Per exemple, com que l'atmosfera de Mart no conté cap capa d'ozó, també es poden fer observacions de rajos ultravioleta des de la superfície de Mart.
Estacions
Mart té una obbliqüitat de l'eclíptica de 25.19°, bastant propera al valor de 23.44° de la Terra, i és per això que Mart té les estacions de primavera, estiu, tardor i hivern com la Terra. Com a la Terra, els hemisferis sud i nord tenen estiu i hivern en temps oposats.
Tanmateix, l'òrbita de Mart té una excentricitat significativament més gran que la de Terra. Per això, les estacions són de longitud desigual, molt més que a la Terra: EstacióSols (a Mart)Dies (a la Terra)Primavera (nord), tardor (sud)193.3092.764Estiu (nord), hivern (sud)178.6493.647Tardor (nord) primavera (sud)142.7089.836Hivern (nord), estiu (sud)153.9588.997 En termes pràctics, això significa que els estius i els hiverns tenen intensitats i durades diferents en els hemisferis nord i sud. L'hivern en l'hemisferi nord és tebi i curt (ja que Mart es mou ràpidament a prop del seu periheli), mentre que hiverns en el sud duren més i són més freds (Mart s'està movent més a poc a poc prop de afeli). De manera similar, els estius a l'hemisferi nord dón llargs i frescos, mentre que estius en el sud són curt i càlids. Per això, els valors màxims i mínims de la temperatura són considerablement més extrems a l'hemisferi sud que en el nord. esquerra|miniatura|Cel de Mart al migdia, imatge obtinguda pel Mars Pathfinder (juny, 1999). esquerra|miniatura|Cel de Mart a l'hora de la posta de sol, imatge obtinguda pel Mars Pathfinder (juny, 1999). esquerra|miniatura|Cel de Mart a la posta de sol, imatge obtinguda pel rover Spirit (maig, 2005). esquerra|miniatura|Cel de Mart en un ocàs, imatge obtinguda pel rover Curiosity (febrer de 2013; el sol és simulat per un artista). El retard estacional de Mart no supera els dos dies, a causa de la seva manca de grans masses d'aigua i de factors similars que provocarien un efecte de decalatge.radiative time constant Així, pel que fa a les temperatures de Mart, "la primavera" és aproximadament el mirall de "l'estiu" i "la tardor" és aproximadament el mirall de "hivern" (si es consideren els solsticis i els equinoccis com els començaments de les estacions), i si Mart tingués una òrbita circular, les temperatures màximes i mínimes serien un parell de dies després del solsticis d'estiu i d'hivern, a diferència del que passa a la Terra, on aquests dies són un mes més tard. L'única diferència entre les temperatures de primavera i d'estiu és deguda a l'excentricitat relativament alta de l'òrbita de Mart: a Mart en la primavera de l'hemisferi nord, el planeta és més lluny del Sol que durant l'estiu del nord, i per això, casualment, la primavera és lleugerament més fresca que l'estiu i la tardor és lleugerament més tèbia que l'hivern. Tanmateix, en l'hemisferi sud passa el contrari.
Les variacions de temperatura entre la primavera i l'estiu són molt més baixes que les sobtades variacions que es donen en un únic sol (dia marcià). Diàriament, les temperatures tenen el seu pic en el migdia solar i arriben al mínim en la mitjanit local. Això és similar al que passa en els deserts de la Terra, tot i que a Mart es dona d'una manera molt més pronunciada.
L'obliqüitat de l'eclíptica i l'excentricitat de la Terra (o de Mart) no són, sota cap concepte, fixes, sinó que varien degut a pertorbacions gravitacionals d'altres planetes del Sistema Solar en una escala de desenes o centenars de milers d'anys. Així, per exemple, l'excentricitat de la Terra d'aproximadament un 1% fluctua i pot augmentar fins al 6%, i en algun punt del futur llunyà, la Terra haurà de gestionar les implicacions de les estacions de durades molt diferents en el calendari i de les interrupcions que comportaran.
A part de l'excentricitat, l'obliqüitat de l'eclíptica també pot variar de 21.5° a 24.5°, i el període d'aquest "cicle d'obliqüitat" és d'uns 41,000 anya. Es creu que aquest i d'altres canvis cíclics similars són els responsables de les edats de gel (vegeu teoria de Milanković). En canvi, el cicle d'obliqüitat de Mart és molt més extrem: de 15° a 35° en un cicle de 124,000 anys. Alguns estudis recents fins i tot apunten que al llarg de desenes de milions d'anys, l'oscil·lació pot ser de 0° a 60°.The Obliquity of Mars Aparentment, la gran lluna de la Terra té un paper important a mantenir l'obliqüitat de l'eclíptica en uns valors raonables; Mart no té aquesta influència estabilitzadora i la seva obliqüitat pot variar d'una forma més caòtica.
El color del cel La tonalitat normal del cel durant el dia és d'un vermell rosenc; tanmateix, durant la posta i la sortida del sol, és blau. Això és el contrari exacte de la situació de la Terra. Tanmateix, durant el dia el cel és d'un color groc marronós, similar a la llaminadura "butterscotch". A Mart, normalment, la difusió de Rayleigh és un fenomen poc significatiu. Es creu que el color del cel és degut a la presència d'un 1% per volum de magnetita en les partícules de pols. A causa de la pols en l'atmosfera de Mart, el crepuscle dura molt de temps, entre la posta i la sortida del sol. De vegades, el cel de Mart pren un color violaci, a causa de la difusió de la llum per partícules molt petites d'aigua presents en els núvols.JPL: A Violet Martian Sky
Generar imatges acurades amb els colors reals de la superfície de Mart és sorprenentment complicat.Phil Plait's Bad Astronomy: Misconceptions: What Color is Mars? Hi ha una gran variació en el color del cel en les imatges que s'han publicat; moltes d'elles, tanmateix, utilitzen filtres per maximitzar el valor científic i no intenten mostrar el color real. Tot i això, durant molts anys, es creia que el cel de Mart era més rosenc del que ara es creu.
Fenòmens astronòmics La Terra i la Lluna center|miniatura|400x400px|La Terra i la Lluna vistes des de Mart (MRO; HiRISE; 20 de novembre de 2016) Vist des de Mart, la Terra és un planeta interior com Venus (una "estrella de matí" o "estrella de vespre"). La Terra i la Lluna apareixen com estrelles a ull nu, però un observador amb telescopi les veuria com a creixents, amb alguns petits detalls visibles.
Un observador de Mart podria veure al Lluna orbitant al voltant de la Terra, cosa que seria visible fàcilment a ull nu. En canvi, un observador de la Terra no pot veure cap satèl·lit de cap altre planeta a ull nu, i no va ser fins poc després de la invenció del telescopi que es van descobrir els primers satèl·lits d'altres planetes (les llunes galileanes de Júpiter).
miniatura|200x200px|La Terra com a estrella de matí, imatge obtinguda per l'Spirit del MER el 7 de març de 2004
Quan la Terra i la Lluna estan a màxima separació angular, es podrien distingir fàcilment com un planeta doble, però al voltant d'una setmana més tard es fusionarien en un únic punt de llum (a ull nu), i llavors una setmana més tard, la lluna tindria la màxima separació angular en el costat oposat. La màxima separació angular entre la Terra i la Lluna canvia considerablement segons la distància relativa entre la Terra i Mart: és d'uns 25′ quan la Terra es troba més a prop de Mart (a prop de la conjunció inferior) però és només de 3.5′ quan la Terra es troba més lluny de Mart (a prop de la conjunció superior). En comparació, el diàmetre aparent de la Lluna des de la Terra és de 31′.
esquerra|miniatura|200x200px|La Terra i la Lluna des de Mart, imatge obtinguda pel Mars Global Surveyor el 8 de maig de 2003, a les 13:00 UTC. Amèrica del Sud és visible.
La mínima separació angular seria menys d'1′, i ocasionalment la Lluna es veuria transitant davant davant o darrere (no sent vista) de la Terra. Aquest darrer cas correspondria a una ocultació de Mart vist des de la Terra, i degut al fet que l'albedo lunar és considerablement inferior al de la Terra, hi hauria un lleu flaix de llum, tot i que seria massa feble per ser detectable a ull nu ja que la mida de la Lluna és molt més petita que la de la Terra i cobriria només una fracció petita del disc de la Terra.
Mars Global Surveyor va fer una fotografia de la Terra i de la Lluna el 8 de maig de 2003 a les 13:00 UTC, molt a prop de l'elongació del Sol i a una distància de 0.930 AU de Mart. Les magnituds aparents que es van donar van ser −2.5 i +0.9. Al llarg del temps, les magnituds reals varien en funció de la distància i les fase de la Terra i la Lluna.
D'un dia al següent, la vista de la Lluna canviarà de forma molt diferent per un observador a Mart que per un observador a la Terra. La fase lunar vista des de Mart no canviaria gaire d'un dia a l'altre; correspondria a la fase de la Terra, i només canviaria gradualment a mesura que tant la Terra com la Lluna es moguessin en les seves òrbites al voltant del Sol. D'altra banda, un observador a Mart veuria la Lluna rotar, amb el mateix període que el període orbital, i veuria altres fenòmens que des de la Terra mai no poden ser vistos.
Com que la Terra és un planeta interior, els observadors de Mart poden, ocasionalment, veure el trànsit de la Terraa través del Sol. El següent trànsit serà l'any 2084. Un observador des de Mart també pot veure trànsits de Meduri i de Venus.
Fobos i Deimos miniatura|Fobos eclipsa el Sol, imatges obtingudes pel Mars Exploration Rover El satèl·lit Fobos apareix amb una tercera part del diàmetre angular de la Lluna plena vista des de la Terra; d'altra banda, Deimos apareix més o menys com una estrella amb un disc difícilment discernible. Fobos orbita tan ràpidament (amb un període interior a una tercera part d'un sol) que surt per l'oest i es pon per l'est, i ho fa dues vegades cada sol; Deimos, d'altra banda, surt per l'est i es pon per l'oest, però només orbita unes hores amb un període inferior a un sol marcià.
La màxima brillantor de Fobos en "lluna plena" té una magnitud de −9 o −10, mentre que la de Deimos és al voltant de −5. En comparació, la Lluna plena vista des de la Terra és considerablement més brillant, amb una magnitud de −12.7. Fobos és igualment prou brillant per fer ombres; Deimos és només lleugerament més brillant que el planeta Venus vist des de la Terra. Com la Lluna de la Terra, tant Fobos com Deimos són considerablement més tènues quan estan en fases que no són la lluna plena. A diferència de la Lluna de la Terra, les fases i el diàmetre angular de Fobos canvien ostensiblement d'una hora a la següent; Deimos és massa petit per què les seves fases siguin discernibles a ull nu.
Tant Fobos com Deimos segueixen òrbites equatorials amb poca inclinació i orbiten bastant a prop de Mart. És per això que Fobos no és visible des de latituds més al nord que 70.4°N o més al sud que 70.4°S; Deimos no és visible des de latituds més al nord de 82.7°N o més al sud que 82.7°S. Un observador a latitud alta (a menys de 70.4°) veu un diàmetre angular de Fobos notablement més petit ja que es troba més lluny del satèl·lit. Similarment, un observador a l'equador veu Fobos notablement més gran quan surt i es pon comparat amb un que es trobi a latituds més altes o baixes.
esquerra|miniatura|Fobos i Deimos des del rover Spirit. Cortesia de Caltech NASA/JPL Un observador a Mart pot veure el trànsits de Fobos i de Deimos a través del sol. Els trànsits de Fobos poden ser anomenats eclipses parcials del sol per Fobos, ja que el diàmtre angular de Fobos arriba a ser la meitat del diàmetre angular del Sol. Tanmateix, en el cas de Deimos, el terme "trànsit" és apropiat, ja que el satèl·lit apareix com un petit punt en el disc del Sol.