thumb|220px|O céu de Marte adquire uma tonalidade violeta devido a nuvens de água congelada.
thumb|220px|Céu de Marte durante o pôr do sol, imagem obtida pela Mars Pathfinder. thumb|220px|Imagem aproximada do céu de Marte, exibindo mais variação de cor, imagem obtida pela Mars Pathfinder.
Este artigo apresenta informações e imagens sobre a observação de fenômenos astronômicos a partir do planeta Marte. Em muitos casos, estes podem ser idênticos ou similares aos observados a partir da Terra mas às vezes (tal como a vista da Terra como uma estrela matutina/vespertina) eles podem ser bastante diferentes. Por exemplo, devido ao fato de a atmosfera de Marte não possuir uma camada de ozônio, é possível fazer observações ultravioleta a partir da superfície de Marte.
Estações
Marte possui uma inclinação axial de 25.19°, bem próximo ao valor de 23.44° para a Terra, sendo as estações de Marte a primavera, o verão, o outono e o inverno, tal como na Terra. Assim como na Terra, os hemisférios norte e sul possuem verões e invernos em tempos opostos.
No entanto, a órbita de Marte possui uma excentricidade maior do que aquela da Terra. Assim as estações possuem uma duração desigual, muito mais do que na Terra:
Estação Sols(em Marte) Dias(na Terra) Primavera no norte, Outono no sul: 193.30 92.764 Verão no norte, Inverno no sul: 178.64 93.647 Outono no norte, Primavera no sul: 142.70 89.836 Inverno no norte, Verão no sul: 153.95 88.997
Em termos práticos, isso significa que os verões e os invernos possuem durações e intensidades diferentes nos hemisférios norte e sul. Verões no sul são amenos e curtos (porque Marte se move rapidamente durante seu periélio), enquanto os invernos no sul são longos e frios (Marte se move devagar durante seu afélio).
Órbitas de Martedesde 2002 Equinócio de primaverano norte Solstício de verãono norte Equinócio de outonono norte Solstício de invernono norte 0: 2002-04-18 2002-11-02 2003-05-06 2003-09-29 1: 2004-03-05 2004-09-21 2005-03-23 2005-08-16 2: 2006-01-22 2006-08-08 2007-02-08 2007-07-04 3: 2007-12-10 2008-06-25 2008-12-25 2009-05-21 datas obtidas com o Mars24 Sunclock da NASA em http://www.giss.nasa.gov/tools/mars24/
O atraso sazonal em Marte não ultrapassa os dois dias,radiative time constant devido à sua falta de grandes corpos de água e fatores similares que providenciariam um efeito favorecedor à retenção de calor. Assim, para as temperaturas de Marte, a primavera reflete de maneira aproximada o verão, assim como o outono reflete de maneira aproximada o inverno, e se Marte tivesse um órbita circular as temperaturas mínima e máxima ocorreriam alguns dias após o solstício de verão e de inverno, e não um mês após, como na Terra. A única diferença entre as temperaturas de primavera e de verão se devem à excentricidade relativamente alta da órbita de Marte: na primavera no hemisfério norte Marte se encontra mais distante do sol do que no verão do hemisfério norte, e assim por coincidência a primavera é ligeiramente mais fresca que o verão e outono e um pouco mais amena que o inverno. No entanto, no hemisfério sul o oposto é válido.
É claro, as variações de temperatura entre a primavera e o verão são muito menores do que as variações pronunciadas que ocorrem no decorrer de um único sol marciano (dia marciano). No decorrer de um dia, a temperatura atinge o máximo no meio dia solar e o mínimo à meia noite. Este é similar ao efeito dos desertos na Terra, porém muito mais pronunciado.
É interessante notar que a inclinação axial e a excentricidade da Terra (ou de Marte) são de maneira nenhuma fixa, mas na verdade variam devido às perturbações gravitacionais de outros planetas no sistema solar em uma escala de tempo de centenas ou milhares de anos. Assim, por exemplo, a excentricidade da Terra de aproximadamente 1% flutua regularmente e pode aumentar para até 6%, e em algum ponto no futuro distante a Terra também passará a ter que lidar com as implicações nos calendários das estações cujas durações variarão bastante (e as maiores perturbações climáticas que acompanham esse fenômeno).
Descontando a excentricidade, a inclinação axial também pode variar de 21.5° a 24.5°, e a duração deste "ciclo de obliquidade" é de 41000 anos. Supõe-se que essas e outras mudanças cíclicas similares sejam responsáveis pelas eras glaciais (ver ciclos de Milankovitch). Em contraste, o ciclo de obliquidade de Marte é muito mais extremo: de 15° a 35° em um ciclo de 124,000 anos. Alguns estudos recentes sugerem até mesmo no decorrer de dezenas de milhões anos, a variação na inclinação pode ter sido 0° a 60°.The Obliquity of Mars A grande Lua aparentemente desempenha um importante papel na manutenção da inclinação axial da Terra dentro de limites razoáveis; Marte não possui tal influência estabilizadora e sua inclinação axial pode variar de maneira muito mais caótica.
A cor do céu No momento do nascer e do pôr do sol o céu marciano possui uma tonalidade rosada, mas nas proximidades do pôr do sol o céu é azul. Isso é o exato oposto da situação na Terra. No entanto, durante o dia a tonalidade do céu é uma coloração amarelo-marrom como um "caramelo".http://humbabe.arc.nasa.gov/mgcm/faq/sky.html Em Marte, a dispersão de Rayleigh é geralmente um efeito diminuto. Acredita-se que a cor do céu é causada pela presença de 1% em volume de magnetita nas partículas de poeira. O crepúsculo dura muito após o sol ter se posto e anterior à sua aurora, devido à grande quantidade de poeira na atmosfera marciana. Às vezes, o céu marciano adquire uma cor violeta, devido à dispersão de luz por partículas muito pequenas de gelo nas nuvens.The Martian Sky: Stargazing from the Red Planet
Gerar imagens em cores verdadeiras da superfície de Marte é surpreendentemente complicado.Phil Plait's Bad Astronomy: Misconceptions: What Color is Mars? Há muita variação na cor do céu tal como se observa nas imagens publicadas; muitas dessas imagens, no entanto, utilizam filtros para maximizar o valor científico e não tem o propósito de revelar a cor verdadeira. No entanto, acreditou-se por muitos anos que o céu de Marte fosse de uma tonalidade rosada muito mais intensa do que se acredita atualmente.
Fenômenos astronômicos
Terra e Lua Visto de Marte, a Terra é um planeta interior assim como Vênus (uma "estrela matutina" ou "estrela vespertina"). A Terra e a Lua se assemelham a estrelas a olho nu, mas observadores utilizando telescópios as veriam como crescentes, com alguns detalhes visíveis.
Um observador em Marte seria capaz de ver a Lua orbitando ao redor da Terra, e isso seria perfeitamente visível a olho nu. Em contraste, observadores na Terra não podem ver nenhum satélite de outros planetas a olho nu, e não foi até a invenção do telescópio que os primeiros satélites foram descobertos (As luas de Galileu, de Júpiter).
A uma separação angular máxima, a Terra e a Lua seriam facilmente distinguíveis como um planeta duplo, mas em uma semana após estes mesclariam em um único ponto luminoso (a olho nu), e então uma semana mais tarde, a Lua alcançaria a separação angular máxima no lado oposto. A separação angular máxima da Terra e da Lua varia consideravelmente de acordo com a distância relativa entre a Terra e Marte: ela é de 17′ quando a Terra se encontra o mais próximo de Marte (próximo a conjunção inferior), mas de apenas de 3.5′ quando a Terra se encontra o mais afastado de Marte (próximo a conjunção superior). Por comparação diâmetro aparente da Lua a partir da Terra é de 31′.
A separação angular mínima seria menor que 1′, e a Lua seria ocasionalmente vista transitando em frente ou por detrás (sendo assim oculta) da Terra. O último caso corresponderia a uma ocultação de Marte a do ponto de vista da Terra, e devido ao fato de o albedo da Lua ser consideravelmente menor que o da Terra, uma queda no brilho como um todo ocorreria apesar de este evento ser demasiado pequeno para ser observado a olho nu devido ao fato de o tamanho da Lua ser muito inferior ao da Terra e esta cobrir apenas uma fração do disco da Terra.
A Mars Global Surveyor obteve imagens da Terra e da Lua em 8 de maio de 2003 13:00 UTC, muito próximo à elongação angular máxima em relação ao Sol e a uma distância de 0.930 AU a partir de Marte. A magnitude aparente é dada a -2.5 e +0.9.Mars Global Surveyor MOC2-368 Release Em diversos momentos as magnitudes factuais variarão consideravelmente dependendo da distância e das fases da Terra e d Lua.
De um dia a outro, a vista da Lua mudaria de maneira bem diferente para um observador de Marte em relação a um observador da Terra. As fases da Lua observadas a partir de Marte não mudariam de um dia a outro; elas corresponderiam às fases da Terra, e apenas mudariam gradualmente na medida em que a Terra e a Lua perfazem suas órbitas em torno do Sol. Por outro lado, um observador de Marte veria a rotação da Lua, com a mesma duração de seu período orbital, podendo também ver as formações do lado oculto que nunca são vistas a partir da Terra.
Devido ao fato de a Terra ser um planeta interior, observadores de Marte poderiam avistar ocasionalmente trânsitos da Terra através do Sol. O próximo ocorrerá em 2084. É claro, eles também podem observar trânsitos de Mercúrio e trânsitos de Vênus.
Fobos e Deimos
A lua Fobos aparenta ter um terço do diâmetro angular que a Lua cheia tem na Terra; por outro lado, Deimos se assemelha mais a uma estrela cujo disco quase impossível de ser discernido. Fobos orbita tão rápido que ele nasce a oeste e se põe a leste; Deimos por outro lado nasce a leste e se põe a oeste, mas orbita em um intervalo de tempo de algumas horas mais devagar em relação ao sol marciano, então se passam dois dias e meio entre o seu nascer e seu alvorecer.
O brilho máximo de Fobos durante a "lua cheia" é de uma magnitude -9 ou -10, enquanto a de Deimos é de aproximadamente -5.Astronomical Phenomena From Mars Por comparação, a Lua cheia vista da Terra é consideravelmente mais brilhante, de magnitude -12.7. Fobos é brilhante o bastante para projetar sombras; Deimos é ligeiramente mais brilhante que Vênus visto a partir da Terra. É claro, tal como a Lua da Terra, ambos Fobos e Deimos são considerados mais foscos fora da fase cheia. Diferente da Lua da Terra, as fases e diâmetro angular de Fobos mudam visivelmente com o passar das horas; Deimos é pequeno demais para que suas fases sejam observadas a olho nu.
Ambos Fobos e Deimos possuem órbitas equatoriais e orbitam bastante próximos a Marte. Como resultado, Fobos não é visível além da latitude norte 70.4°N ou a sul de 70.4°S; Deimos não é visível nas latitudes a norte de 82.7°N ou a sul de 82.7°S. Observadores em altas latitudes (inferior a 70.4°) observaria um diâmetro angular notadamente menor para Fobos por estarem mais distantes do satélite. Similarmente, observadores de Fobos baseados no Equador observariam diâmetro angular menor para Fobos durante seu nascer e sua ocultação, comparado ao momento em que este está a pino.
Observadores em Marte podem visualizar trânsitos de Fobos e transitos de Deimos através do Sol. Os trânsitos de Fobos poderiam ser também chamados eclipses parciais do Sol por Fobos, tendo em vista que o diâmetro angular de Fobos é mais da metade do diâmetro angular do Sol. Porém, no caso de Deimos, o termo "trânsito" é inapropriado, tendo em vista que este aparenta ser um pequeno ponto frente ao disco solar.
Devido ao fato de Fobos orbitar em uma órbita equatorial de baixa inclinação, há uma variação sazonal na latitude da posição da sombra de Fobos projetada na superfície de Marte, circulando do extremo norte ao extremo sul e de volta. Em qualquer localidade geográfica escolhida em Marte, há dois intervalos por ano marciano quando a sombra está passando por sua latitude e alguns trânsitos de Fobos podem ser observados naquela localidade geográfica em um par de semanas durante um intervalo desses. A situação é similar para Deimos, exceto zero ou um ocorrem em um intervalo.