Во многих случаях астрономические явления, которые можно наблюдать с поверхности планеты Марс, являются такими же или схожими с соответствующими явлениями, которые можно наблюдать с Земли. Однако иногда (как, например, с видом Земли как утренней/вечерней звезды) они могут существенно отличаться. Например, поскольку атмосфера Марса не имеет озонового слоя, с поверхности Марса можно также вести ультрафиолетовые наблюдения.
Сезоны См. также: Климат Марса и Хронометрия на Марсе
Наклон оси вращения Марса составляет 25,19° — значение достаточно близкое к земному, которое составляет 23,44°, а следовательно Марс, так же как и Земля, имеет сезоны — весну, лето, осень и зиму. И так же как и на Земле, на северном и южном полушариях планеты лето и зима наступают в противоположное время, то есть когда в северном полушарии лето продолжается, на южной в это же время — зима, и наоборот.
Но орбита Марса имеет значительно больший эксцентриситет, чем орбита Земли. Поэтому сезоны имеют неодинаковую продолжительность, значительно более неравномерную, чем на Земле: СезонСолы(на Марсе)Дни (на Земле)Северная весна, южная осень:193,3092,764Северное лето, южная зима:178,6493,647Северная осень, южная весна:142,7089,836Северная зима, южное лето:153,9588,997 Это означает, что летние и зимние сезоны имеют разную продолжительность и интенсивность в северном и южном полушариях. Зимы на севере теплые и короткие (потому что Марс быстро движется вблизи перигелия), тогда как зимы на юге длительные и холодные (поскольку Марс медленно движется вблизи афелия). Так же лета на севере длительные и холодные, тогда как на юге — короткие и горячие. Таким образом, температурные экстремумы значительно больше на южном полушарии, чем на северном.
Сезонное температурное отставание на Марсе составляет не более чем несколько дней, поскольку на планете отсутствуют крупные водоемы и другие подобные факторы, которые могли бы создать буферный эффект. Так, если говорить о температуре на поверхности Марса, «весна» является приблизительным отражением «лета», тогда как «осень» является приблизительным отражением «зимы» (если считать солнцестояния и равноденствия точками отсчета для соответствующих сезонов), и если бы орбита Марса была круглой, максимальные и минимальные температуры проявились бы уже через несколько дней после летнего и зимнего солнцестояний, а не через месяц, как это, примерно, происходит на Земле. Единственное отличие между весенней и летней температурами вызвано сравнительно значительным эксцентриситетом орбиты Марса: в период северной весны Марс находится дальше от Солнца, чем в течение северного лета, а потому весна несколько холоднее лета, и так же осень немного теплее зимы. Зато в южном полушарии все наоборот.
Естественно, что температурные вариации между весной и летом значительно ниже, чем очень резкие вариации, происходящие в пределах одного марсианского сола (марсианские сутки). Ежедневно температура достигает своего пика в полдень по местному времени, и опускается до минимума в полночь по местному времени. Примерно такой же эффект можно наблюдать и в земных пустынях, но на Марсе он значительно более выражен.
Стоит заметить, что наклон оси вращения и эксцентриситет орбиты Земли (или Марса) ни в коем случае не являются фиксированными и варьируются в результате гравитационных пертурбаций, вызванных воздействием других планет Солнечной системы во временном масштабе десятков тысяч или сотен тысяч лет. Так, эксцентриситет земной орбиты, который составляет около 1 %, регулярно колеблется, и может увеличиться даже до 6 %, и в определённый момент времени в далеком будущем Земли придется иметь дело с календарными последствиями того, что продолжительность разных пор года будет очень разной (к тому же, это повлечет значительные изменения климата).
Не только эксцентриситет, но и наклон земной оси может варьироваться от 21,5° до 24,5°, а продолжительность этого «цикла покачивания» составляет 41 000 лет. Эти и другие подобные циклические изменения считаются ответственными за ледниковые периоды (см. циклы Миланковича). В противоположность Земле, цикл покачивания Марса значительно более экстремален: от 15° до 35° с продолжительностью в 124 000 лет. Некоторые из новейших исследований позволяют даже предполагать, что через десятки миллионов лет такое качание может достигать даже от 0° до 60°. Луна, большой спутник Земли, очевидно, играет важную роль в удерживании оси наклона вращения планеты в разумных пределах; Марс не имеет такого стабилизационного воздействия, а поэтому наклон его оси может варьироваться более хаотично.
Цвет неба На заходе и на рассвете марсианское небо имеет розовато-красную окраску, но, когда Солнце садится или восходит, небо приобретает синий цвет. То есть на Марсе смена цветов происходит противоположно по сравнению с Землей. В течение дня небо имеет желто-коричневый цвет — «цвет ириса». На Марсе рэлеевское рассеивание обычно проявляется очень слабо. Считается, что цвет неба вызван присутствием одного объемного процента магнетита в виде пылевых частиц. Сумерки длятся долго после захода Солнца, и так же долго длится рассвет перед его восходом, все это вызвано наличием пыли в марсианской атмосфере. Время от времени марсианское небо приобретает фиолетовую окраску из-за рассеивания света очень мелкими частицами водяного льда в облаках.
Генерирование точных изображений марсианской поверхности в истинных цветах является неожиданно сложной задачей. Есть много цветовых вариаций неба, воспроизводимого на опубликованных снимках; многие из таких изображений, однако, используют фильтры, чтобы усилить различные детали, важные с научной точки зрения, и не пытаются воспроизвести настоящие цвета. Как бы то ни было, марсианское небо много лет считалось более розоватым, чем считается теперь.
Астрономические явления
Земля и Луна Если смотреть с Марса, Земля является внутренней планетой, как и Венера («утренняя звезда» или «вечерняя звезда»). Земля и Луна, если смотреть на них невооруженным глазом, выглядят как звезды, но наблюдатели с телескопами видели бы их как полумесяцы с некоторыми заметными деталями.
Наблюдатель на Марсе смог бы разглядеть Луну, которая движется по орбите вокруг Земли, и это вполне можно было бы увидеть и невооруженным глазом. Зато наблюдатели на Земле не могут невооруженным глазом разглядеть спутники других планет, первые такие спутники были обнаружены лишь вскоре после изобретения телескопа (ими стали галилеевы спутники — четыре крупнейших спутника Юпитера).
При максимальном угловом расстоянии Земля и Луна могли бы наблюдаться с поверхности Марса как двойная планета, но уже примерно через неделю они бы слились в одну световую точку (для невооруженного глаза), и ещё через неделю после этого Луна снова достигла бы максимального углового расстояния от Земли, но уже с противоположной стороны. Максимальное угловое расстояние между Землей и Луной значительно варьируется в зависимости от относительного расстояния между Землей и Марсом: угловое расстояние между Землей и её спутником составляет около 17', когда Земля находится ближе всего к Марсу (вблизи нижнего соединения), и лишь около 3,5', когда Земля находится дальше всего от Марса (вблизи верхнего сообщения). Для сравнения, видимый диаметр Луны, если измерять с поверхности Земли, составляет 31'.
Минимальное угловое расстояние между Луной и Землей, если смотреть с Марса невооруженным глазом, составило бы 1', и в конце концов можно было бы наблюдать прохождение Луны между Марсом и Землей, или же увидеть, как он скрывается за (покрывается) планетой. В первом случае это бы соответствовало покрытию Марса Луной, если смотреть с поверхности Земли, и поскольку альбедо Луны значительно меньше, чем альбедо Земли, произойдет снижение общей яркости, но такое снижение было бы слишком малым, чтобы его могли заметить наблюдатели невооруженным глазом. Это вызвано тем, что Луна значительно меньше Земли, и может скрыть лишь небольшую часть видимого земного диска.
Космический аппарат Mars Global Surveyor сделал снимок Земли и Луны 8 мая 2003 года в 13:00 UTC, очень близко к максимальной элонгации от Солнца, и на расстоянии 0,930 а. е. от Марса. Видимая звёздная величина составила −2,5 и +0,9. В разное время действительная звездная величина существенно варьируется в зависимости от расстояния и фаз Земли и Луны.
От одного дня к другому изменение вида Луны для наблюдателя на Марсе будет очень отличаться от тех изменений, которые будет видеть наблюдатель на Земле. Фаза Луны, если смотреть с поверхности Марса, не слишком будет меняться ото дня ко дню; ее фаза будет соответствовать фазе Земли, и постепенно будет меняться вместе с движением этих двух тел по их околосолнечным орбитам. Зато для наблюдателя с Марса будет видимым вращение Луны, которое будет иметь тот же период, что и период ее орбиты, а поэтому наблюдатель сможет увидеть детали поверхности Луны со стороны, противоположной от Земли, то есть те детали, которые невозможно увидеть с поверхности Земли.
Поскольку Земля является внутренней планетой, наблюдатели на Марсе могут время от времени наблюдать прохождение Земли непосредственно между Марсом и Солнцем. Следующее такое прохождение состоится в 2084 году. Кроме того, они также могут наблюдать такие прохождения Меркурия и Венеры.
Фобос и Деймос
Спутник Фобос по размерам составляет около одной третьей от углового диаметра полной Луны, видимой с поверхности Земли. Деймос более-менее похож на звезду, причём его диск едва заметен или его вообще нельзя разглядеть невооруженным глазом. Фобос движется так быстро (период его обращения вокруг планеты составляет лишь около одной третьей сола), что дважды в сол он восходит на западе и заходит на востоке. Деймос восходит на востоке и заходит на западе, но движется по орбите лишь на несколько часов медленнее, чем марсианский сол, поэтому на горизонте он может находиться до двух с половиной солов.
Максимальная яркость Фобоса составляет около −9 или −10 единиц звездной величины, тогда как Деймоса — около −5. Для сравнения, Луна для наблюдателей на Земле имеет значительно более высокую яркость — −12,7 единицы звездной величины. Тем не менее, Фобос является достаточно ярким, чтобы отбрасывать тени; Деймос лишь немного ярче, чем Венера на ночном небе для наблюдателей на Земле. Конечно, так же как и Луна, спутники Марса значительно менее ярки, когда находятся не в полных фазах. Но в отличие от спутника Земли, фазы и угловой диаметр Фобоса меняются из часа в час; Деймос же слишком мал, чтобы его фазы можно было наблюдать невооруженным глазом.
Как Фобос, так и Деймос имеют низко наклоненные экваториальные орбиты, и движутся по ним на сравнительно небольшом расстоянии от Марса. Вследствие этого Фобоса не видно севернее 70,4° с. ш., и южнее 70,4° ю. ш.; Деймоса не видно севернее 82,7° с. ш. и южнее 82,7° ю. ш.. Наблюдатели в высоких широтах (менее 70,4°) видели бы заметно меньший угловой диаметр Фобоса, поскольку они были бы дальше от него. Соответственно, перед наблюдателями на экваторе открывался бы значительно меньший видимый угловой диаметр Фобоса при восходе и закате, по сравнению с тем, каким он выглядел бы, находясь непосредственно над наблюдателем.
Наблюдатели на Марсе могут увидеть прохождения Фобоса и прохождения Деймоса перед диском Солнца. Прохождение Фобоса можно также назвать затмениями Солнца Фобосом, поскольку угловой диаметр Фобоса составляет около половины углового диаметра Солнца. Однако в случае с Деймосом, более подходящим является термин «прохождение», поскольку он выглядит как маленькая точка на фоне диска Солнца.