miniatura|250px|Mosaico de Marte visto por la Viking 1, 22 de febrero de 1980. El clima de Marte es más extremo que el que podemos encontrar aquí en la Tierra, es mucho más frío y con una variabilidad de temperaturas muy grande. Además, tormentas de polvo a escala planetaria originadas por fuertes vientos lo azotan frecuentemente.
Temperaturas del planeta Sobre las temperaturas que reinan en Marte, todavía no se dispone de datos suficientes que permitan conocer su evolución a lo largo del año marciano en las diferentes latitudes y, mucho menos, las particularidades regionales.
Por hallarse Marte mucho más lejos del Sol que la Tierra, sus climas son más fríos, y tanto más por cuanto la atmósfera, al ser tan tenue, retiene poco calor: de ahí que la diferencia entre las temperaturas diurnas y nocturnas sea más pronunciada que en nuestro planeta. A ello contribuye también la baja conductividad térmica del suelo marciano. La duración del día y de la noche en Marte, es prácticamente la misma que en la Tierra, de 24 h y media aproximadamente. La temperatura en la superficie depende de la latitud y presenta variaciones estacionales. La temperatura media superficial es de unos 218 K (-55 °C). La variación diurna de las temperaturas es muy elevada como corresponde a una atmósfera tan tenue. Las máximas diurnas, en el ecuador y en verano, pueden alcanzar los 20 °C o más, mientras las mínimas nocturnas pueden alcanzar fácilmente -80 °C. Ahí ocurre el fenómeno que a la máxima diurna, en el lado solano de un peñasco se registre 20 °C; pero en su sombra, la temperatura fácilmente llegue a los -50 °C.
En los casquetes polares, en invierno las temperaturas pueden bajar hasta -143 °C.
En una de esas ocasiones Marte se hallaba bastante cercano al Sol y entonces se registró en el ecuador, en pleno verano, la temperatura de 27 °C. En 1976, Marte se hallaba, por el contrario, a su máxima distancia del Sol cuando llegaron al planeta las sondas Viking. A pesar de hallarse el hemisferio en verano, la máxima temperatura diurna registrada fue de -13 °C (a las 15 ) y la mínima de –86 °C (a las 6, antes de la salida del Sol). Por su parte, la segunda Viking se posó en la latitud de 47,89ºN y midió allí, también en pleno verano, temperaturas máximas y mínimas que, en promedio, fueron respectivamente de -38 y -89 °C.
Observaciones climáticas históricas Giancomo Maraldi determinó en 1704 que el casquete polar sur no estaba centrado en el polo rotacional de Marte. Durante la oposición de 1719, G. Maraldi observó ambos casquetes polares y variabilidades temporales en su extensión.
Tormentas de polvo Enormes tormentas de polvo, que persisten durante semanas e incluso meses, oscureciendo todo el planeta pueden surgir de repente, aunque son más frecuentes tras el perihelio del planeta y en el hemisferio Sur, cuando allí es el final de la primavera, están causadas por vientos de más de 150 km/h. En la Tierra un viento de 50 a 60 km/h basta para levantar nubes de polvo, en Marte dada la ínfima densidad del aire, solo un vendaval de unos 200 km/h puede producir el mismo efecto. Dichas tormentas pueden alcanzar dimensiones planetarias. Tienen su origen en la diferencia de energía del Sol que recibe el planeta en el afelio y en el perihelio. Cuando Marte se encuentra en las cercanías del perihelio de su órbita, la temperatura se eleva en el hemisferio Sur por ser finales de primavera y por el mayor acercamiento al Sol, lo que causa que el suelo pierda su humedad. En ciertas regiones, especialmente entre Noachis y Hellas, se desencadena entonces una violenta tempestad local que, arranca del suelo seco imponentes masas de polvo. Este, al ser muy fino, se eleva a grandes altitudes y, en unas semanas, cubre no solo todo un hemisferio sino incluso casi la totalidad del planeta. El polvo en suspensión en la atmósfera provoca una neblina amarilla que oscurece los accidentes más característicos del planeta. Al interferir la entrada de energía solar, las temperaturas máximas disminuyen, pero a su vez actúa como una manta que impide la disipación del calor, por lo que las temperaturas mínimas aumentan. En consecuencia la oscilación térmica diurna disminuye drásticamente. Así ocurrió en 1971, imposibilitando durante cierto tiempo las observaciones que debían efectuar las cuatro sondas (Mars 2, Mars 3 soviéticas y dos Mariner estadounidense). Esas tormentas de polvo explican los cambios de color que afectan al disco marciano visto desde la Tierra y que tanto habían intrigado a los astrónomos durante más de un siglo.
Durante un año marciano, parte del dióxido de carbono (CO2) de la atmósfera, se congela en el hemisferio donde es invierno, o se sublima del polo a la atmósfera cuando es verano. En consecuencia la presión atmosférica tiene una gran variación anual.
La luz diurna en Marte es similar a usar gafas de sol en la Tierra, como se aprecia en las fotografías tomadas por los rovers. Hay suficiente radiación difusa del cielo como para que las sombras no parezcan particularmente oscuras. Marte se encuentra a una y media unidades (1,524 Unidades Astronómicas y la luminosidad es en su superficie menos de la mitad (0,431) comparada con la terrestre, que se toma como
Estaciones
Al igual que en la Tierra, el ecuador marciano está inclinado respecto al plano de la órbita un ángulo de 25º,19. Ambos planos se cortan señalando una dirección que se llama punto Aries (Vernal) en la Tierra o punto Vernal de Marte cuando la órbita corta ascendentemente el ecuador del planeta. Ambos puntos se toman como origen de las longitudes solares (areocéntricas, en honor al dios Ares). La primavera comienza en el hemisferio Norte en el equinoccio de primavera cuando el Sol atraviesa el punto Vernal pasando del hemisferio Sur al Norte (Ls=0 y creciendo). En el caso de Marte esto tiene también un sentido climático. Los días y las noches duran igual y comienza la primavera en el hemisferio Norte. Esta dura hasta que LS=90° solsticio de verano en que el día tiene una duración máxima en el hemisferio Norte y mínima en el Sur.
Análogamente, Ls = 90°, 180°, y 270° indican para el hemisferio Norte el solsticio de verano, equinoccio otoñal, y el solsticio invernal, respectivamente mientras que en el hemisferio Sur es al revés. Por ser la duración del año marciano aproximadamente doble que el terrestre también lo es la duración de las estaciones.
La diferencia entre sus duraciones es mayor porque la excentricidad de la órbita marciana es mucho mayor que la terrestre. He aquí la duración de las cuatro estaciones en Marte: Estación Duración en Marte Durac. Tierra hemisferio boreal hemisferio austral Soles Días Días primavera otoño 194 199 92,9 verano invierno 178 183 93,6 otoño primavera 143 147 89,7 invierno verano 154 158 89,1
La comparación con las estaciones terrestres muestra que, así como la duración de éstas difiere a lo sumo en 4,5 días, en Marte, debido a la gran excentricidad de la órbita, la diferencia llega a ser primeramente de 51 soles.
Actualmente el hemisferio Norte goza de un clima más benigno que el hemisferio Sur. La razón es evidente: el hemisferio Norte tiene otoños (143 días) e inviernos (154 días) cortos y además cuando el Sol está en el perihelio lo cual dada la excentricidad de la órbita del planeta, hace que sean más benignos. Además la primavera (194 días) y el verano (178 días) son largos, pero estando el Sol en el afelio son más fríos que los del hemisferio Sur. Para el hemisferio Sur la situación es la inversa. Hay pues una compensación parcial entre ambos hemisferios debido a que las estaciones de menos duración tienen lugar estando el planeta en el perihelio y entonces recibe del Sol más luz y calor. Debido a la retrogradación del punto Vernal y al avance del perihelio, la situación se va decantando cada vez más.
En 2.940 años terrestres el perihelio de Marte se alineará al solsticio de invierno. Carl Sagan propuso en 1971, para conciliar la evidente erosión hídrica con la actual escasez de vapor de agua, la teoría del «largo invierno». Con la alineación del perihelio al solsticio de invierno, existirá para el hemisferio Norte, cortos inviernos y muy benignos (por su proximidad al perihelio) y largos veranos. Al revés en el hemisferio Sur. Ello provocaría que el extenso y grueso casquete polar Norte, sea transferido a través de la atmósfera, al casquete polar Sur. En la operación, la mayor parte de los hielos de agua y dióxido de carbono (CO2) se encontrarían en forma de vapor en la atmósfera, produciendo un efecto invernadero. Se elevaría la temperatura superficial, aumentaría la presión y durante unos pocos miles de años se interrumpiría el «largo invierno» para dar lugar a una «primavera corta». Al cabo de 27.850 años la situación se invertiría.
Cambio climático Observaciones recientes de la superficie marciana, han mostrado que su clima podría ser mucho más dinámico de lo que se había esperado, con una importante disminución reciente del casquete sur, observado entre 2003 y 2007, que indicaría un calentamiento continuado del clima marciano durante los últimos años. Este efecto se retroalimenta ya que el casquete polar sur de Marte está formado mayoritariamente por dióxido de carbono (CO2), de modo que su evaporación aumenta el débil efecto invernadero de la atmósfera marciana y contribuye a incrementar aún más las temperaturas. En un estudio publicado en la revista Nature en 2007 de la radiación reflejada por la superficie de Marte, se indica que entre las décadas de 1970 y 1990 la temperatura media del planeta habría aumentado 0,65 °C. El equipo de Lori Fenton comparó mapas termales obtenidos por la misión Viking de la NASA en los años 70 con mapas obtenidos dos décadas después por la Global Surveyor. Vieron que grandes zonas de la superficie se han oscurecido o iluminado en las últimas tres décadas. Esto parece deberse a un cambio del albedo de la superficie causado por los vientos.
Las variaciones de dióxido de carbono en la atmósfera marciana conforme a su condensación y evaporación en los polos, originan cambios en la presión atmosférica superficial en cada estación, siendo las presiones menores en invierno y mayores en el verano del hemisferio sur.
Metano en la atmósfera Tres proyectos separados han detectado la presencia de gas metano en la atmósfera de Marte. Se calcula que este gas es destruido en unos 4 años y que su concentración desigual en la atmósfera sugiere la presencia de una fuente activa de producción. Un análisis adicional revela que la producción total de metano debe ser de unas 150 toneladas por año.Planetary Fourier Spectrometer website (ESA, Mars Express) El origen del metano puede ser de origen geoquímico, volcánico o biológico, sin embargo, ninguna de estas fuentes se ha detectado, lo cual expande el misterio de su continua producción.
Pasado marciano derecha|Animación de nubes de hielo moviéndose en el sitio de amerizaje del Phoenix Desde 1964, se comenzó a estudiar directamente la historia geofísica de Marte mediante la sonda Mariner 4. Para unos, Marte albergó en un pasado grandes cantidades de agua y tuvo un pasado cálido, con una atmósfera mucho más densa, el agua fluyendo por la superficie y excavando los grandes canales que surcan su superficie. Al calcular la cantidad de agua que había excavado los canales gigantes, los geólogos de la NASA concluyeron que Marte tuvo ríos que empequeñecían a los mayores terrestres. Como unos caudales tan enormes eran imposibles de mantener, se supuso que las riadas habían sido cortas y catastróficas, causadas por acontecimientos excepcionales como erupciones volcánicas o impactos de meteoritos. La orografía de Marte presenta un hemisferio norte que es una gran depresión y donde los partidarios de Marte húmedo sitúan al Oceanus Borealis, un mar cuyo tamaño sería similar al mar Mediterráneo.