Visualizza wikitesto di Utente:FabioGeo/Clima di Marte


[[File:Mars2020_-_Sol_738_-_NavLeft_-_Flickr_-_Kevin_M._Gill.png|destra|miniatura| Il cielo nuvoloso di Marte visto dal ''rover'' [[Perseverance (rover)|''Perseverance'']] nel 2023 al [[Sol (astronomia)|sol]] 738.]]
Il '''clima di Marte''' è da secoli oggetto di curiosità scientifica sia perché è l'unico [[pianeta terrestre]] la cui superficie può essere facilmente osservata direttamente in dettaglio dalla Terra con l'aiuto di un [[telescopio]], sia perché risulta possibile studiarne, con l'apposita strumentazione, la composizione atmosferica.

Sebbene [[Marte (astronomia)|Marte]] sia più piccolo della [[Terra]] con solo un decimo della massa terrestre,<ref>{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/files/resources/Planet-Mars-Quick-Facts_Mars-nasa-gov.pdf|sito=mars.nasa.gov|dataaccesso=December 1, 2023}}</ref> e il 50% più lontano dal [[Sole]] rispetto alla Terra (1,524 [[Unità astronomica|ua]] contro 1 [[Unità astronomica|ua]] del nostro pianeta) il suo clima presenta importanti somiglianze, come la presenza di calotte polari (simile alle nostre [[Calotta artica|calotta glaciale artica]] e [[calotta glaciale antartica]]), cambiamenti stagionali e fenomeni meteorologici osservabili e modellizzabili partendo dalle conoscenze acquisite per il pianeta Terra, attirando l'attenzione di [[Planetologia|planetologi]] e [[Climatologia|climatologi]] e realizzando studi approfonditi. Comunque, anche se il clima di Marte presenta somiglianze con quello della Terra (comprese periodiche [[Era glaciale|ere glaciali]]), esistono differenze importanti che ne diversificano il comportamento (come ad esempio [[:en:Volumetric_heat_capacity|un’inerzia termica]] molto inferiore a quella terrestre). [[Atmosfera di Marte|Infatti l'atmosfera di Marte]] ha [[Altezza di scala|un'altezza di scala]] di circa 11 chilometri, 60% maggiore di quella terrestre. Assieme alla struttura planetaria e a quella atmosferica, il clima di Marte e la sua evoluzione è di notevole importanza per dare una risposta alla storica questione se la vita sia mai potuto esistere sul pianeta.

Marte è stato studiato con strumenti terrestri sin dal XVII secolo, ma è solo da quando è iniziata l'epoca della [[esplorazione di Marte]], a metà degli anni '60 del XX secolo, che è stata possibile l'osservazione a distanza ravvicinata. I veicoli spaziali in ''flyby'' ed in orbita del pianeta hanno fornito dati dall'alto dell'atmosfera, mentre ''lander'' e ''rover'' hanno misurato, sul posto dove risiedono, localmente le condizioni atmosferiche. Gli strumenti di oggi sofisticati e posti in orbita terrestre continuano a fornire utili osservazioni del quadro generale dei fenomeni meteorologici a scala relativamente grande che periodicamente avvengo sul pianeta rosso.

La prima missione di sorvolo marziano fu [[Mariner 4|la Mariner 4]], arrivata nel 1965. Quel rapido passaggio di due giorni (14-15 luglio 1965) con strumenti grezzi contribuì poco allo stato delle conoscenze del clima marziano. Le successive missioni Mariner ([[Mariner 6 e 7]]) colmarono alcune lacune nelle informazioni di base sul clima. Studi particolareggiati, basati sui dati ottenuti dalle missioni ma anche da osservazioni a terra, sono iniziati in maniera più rigorosa con i lander [[Programma Viking|del programma Viking]] nel 1975 e continuano tutt'oggi con le sonde come il [[Mars Reconnaissance Orbiter]], il [[Mars Express]], l'[[ExoMars]] con il suo [[ExoMars Trace Gas Orbiter|Trace Gas Orbiter]], HOPE della [[Emirates Mars Mission]], la sonda [[MAVEN]] (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN), il [[2001 Mars Odyssey]] e per finire con la missione cinese [[Tianwen-1]]. 

I dati ricavati dalle varie missioni di studio sulla dinamica climatica e sulla atmosfera di Marte hanno permesso alla NASA di definire una complessa simulazione digitale chiamata modello di circolazione generale di Marte (o MGCM, [[:en:Mars_general_circulation_model|Mars General Circulation  Model]]<nowiki/>oggi tenuto dal Mars Climate Modeling Center)<ref>{{Cita web|url=https://www.nasa.gov/space-science-and-astrobiology-at-ames/division-overview/planetary-systems-branch-overview-stt/mars-climate-modeling-center/|titolo=Mars Climate Modeling Center}}</ref><ref>L'Ames Mars GCM è stato utilizzato per simulare tempeste di polvere marziane (Murphy ''et al''., 1995), il ciclo idrologico (Nelli ''et al''., 2009), nubi di acqua e anidride carbonica (Colaprete ''et al''., 2008) e numerose altre caratteristiche del clima marziano (vedi Urata e Toon, 2013).</ref> riferimento per ogni studio e ogni analisi relativa all'atmosfera e al clima marziano. Differenti iterazioni del modello e di altri hanno portato ad una maggiore comprensione delle dinamiche planetarie ed anche a definire alcuni limiti di tali modelli, affinati col progredire delle conoscenze provenienti dalle missioni consolidate e nuove e dei ''survey'' che con esse vengono effettuati. Il modello MGCM viene oggi supportato dal [https://www.nasa.gov/space-science-and-astrobiology-at-ames/division-overview/planetary-systems-branch-overview-stt/mars-climate-modeling-center/ Mars Climate Modeling Center] della NASA che rilascia anche un applicativo, ospitato dai server della Ames Research Center, per utilizzare, testare e controllare i dati osservativi, tramite il [https://www.nasa.gov/general/mars-global-climate-model-gcm-tutorial/#hds-sidebar-nav-1 Mars Global Climate Model].<ref>{{Cita web|url=https://www.nasa.gov/general/mars-global-climate-model-gcm-tutorial/|titolo=Mars Global Climate Model (GCM) Tutoria|autore=NASA|dataaccesso=February 26, 2024}}</ref>

== Osservazioni storiche sul clima ==
Lo studio del clima di Marte si intreccia inevitabilmente con la storia delle osservazioni astronomiche e dell'analisi delle caratteristiche fisiche del pianeta. In questa ottica, sebbene Marte sia stato osservato sin dai tempi di Galileo, soltanto nel XVIII secolo si cominciò a decifrare la dinamica climatica. Si dovrà attendere Giandomenico Cassini per capire che Marte aveva un periodo di rotazione molto simile a quello terrestre (stimò un valore pari a 24 ore e 40 minuti di poco inferiore a quello oggi accettato). [[Giacomo Filippo Maraldi|Giacomo Maraldi]] osservò nel 1704 che ai poli marziani c'erano due punti bianchi e che nell'emisfero meridionale questo era eccentrico rispetto al polo di rotazione.<ref name="mars1700">{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/allaboutmars/mystique/history/1700/|dataaccesso=April 20, 2021}}</ref> L'astronomo  dedusse correttamente, durante l'opposizione del 1719, che tali punti bianchi erano le calotte polari marziane.

Se Maraldi osservò per primo le calotte polari, chi iniziò a definirle fu [[William Herschel]], il quale credeva che tutti i pianeti fossero abitati e che esistessero persino esseri intelligenti che vivevano in una zona fresca sotto la superficie del sole. Herschel fu il primo ad osservare le variazioni di diametro delle calotte polari secondo un ciclo stagionale ben definito (di fatto osservò anche l'eccentricità del polo sud). In più l'astronomo dedusse la bassa densità dell'atmosfera marziana nel suo scritto del 1784, intitolato ''Sulle notevoli apparizioni nelle regioni polari del pianeta Marte, l'inclinazione del suo asse, la posizione dei suoi poli e la sua figura sferoidale; con alcuni cenni relativi al suo diametro e alla sua atmosfera reali''. Osservando dei transiti di Marte nei pressi di due stelle deboli, Herschel non notò alcuna variazione della loro luminosità, concludendo, correttamente, che attorno a Marte c'era un'atmosfera poco spessa ad interferire con la luce emessa dalle due stelle.<ref name="mars1700">{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/allaboutmars/mystique/history/1700/|dataaccesso=April 20, 2021}}</ref>

Per quanto riguarda le osservazioni sulle dinamiche climatiche e sull'atmosfera si possono sorvolare le osservazioni dei primi dell'Ottocento. Si pone l'accento solo su un paio di osservazioni di [[:en:Honoré_Flaugergues|Honoré Flaugergues]]: la prima è che nel 1809 scoprì delle nuvole gialle sulla superficie di Marte (di fatto è la prima osservazione documentata e riconosciuta di tempeste di polvere marziane) e la seconda che le calotte polari si rimpicciolivano per scioglimento del ghiaccio (1813), significativamente nella primavera marziana (ipotizzando, in maniera errata, che Marte fosse più caldo della Terra).<ref>{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/allaboutmars/mystique/history/1800/|dataaccesso=April 20, 2021}}</ref> 

Si deve arrivare al 1837 per avere notizie sul ritiro del polo boreale, da parte di Beer e Maedler, osservato con il 24 cm dell'Osservatorio reale di Berlino. Nel 1854 William Whewell conclude che Marte possiede mari segnati dal colore verde e terre definite dal colore rosso e si chiede se ci sia vita extraterrestre, mentre il reverendo William  Ruther Dawes, dalle favorevoli opposizioni del 1862 e del 1864, arriva alla conclusione che le facile osservazioni della superficie potrebbero riflettere una scarsità di nubi presenti associate ad una tenue atmosfera dovuta ad una minore gravità del pianeta.<ref>{{Cita libro|autore=Prestinenza L.|titolo=La scoperta dei pianeti|anno=2007|editore=Gremese|città=Roma|p=77}}</ref>

Per avere degli avanzamenti sulle conoscenze si deve attendere l'uso dello spettroscopio. Nel 1867 padre Secchi e, separatamente, Sir William Huggings assieme a Pierre Jules Janssen (1824-1907) tentarono di scovare indizi sulla presenza di ossigeno. Sebbene non riuscirono a riconoscerla, affermarono che comunque vi erano delle bande in assorbimento da definire (in relazione alla Luna) e che comunque l'atmosfera sembrava essere molto sottile.<ref>{{Cita libro|autore=Prestinenza L.|titolo=La scoperta dei pianeti|anno=2007|editore=Gremese|città=Roma|p=68}}</ref> 

La seconda metà del XIX secolo e sino all'inizio del XX secolo, gli astronomi furono impegnati al riconoscimento della superficie di Marte e dei canali artificiali, che potevano indicare la presenza di una civiltà intelligente e di un clima molto simile a quello terrestre. Solo William W. Campbell nel 1894 disse di ottenere uno spettro uguale a quello della Luna. Nel 1909 Eugene M. Antoniadi con un telescopio di 83 cm e Alfred Russel Wallace in modo indipendente posero fine alle accese discussioni dimostrando con osservazioni ed arguti argomenti l'impossibilità dell'esistenza dei canali, mostrando di fatto Marte per quello che effettivamente era: un pianeta che non poteva ospitare vita e non possedeva canali artificiali di nessuna sorta. Inoltre Antoniadi dimostrò anche in maniera inequivocabile la presenza di trasporto massivo di polvere tramite l'azione del vento.<ref>{{Cita libro|autore=Prestinenza L.|titolo=La scoperta dei pianeti|data=2007|editore=Gremese|città=Roma|pp=90-94}}</ref>

IL XX secolo segna il passo allo studio approfondito dell'atmosfera di Marte. Nel 1924 [[Seth Barnes Nicholson|Seth B. Nicholson]] e [[:en:Edison_Pettit|Edison Pettit]] (entrambi americani) dimostrano, tramite il telescopio di Monte Wilson con il generoso specchio di 2,54 m, che l'atmosfera sembra avere una temperatura variabile dai -68 °C ai 7°C.<ref>{{Cita web|url=https://www.jstor.org/stable/40693334|titolo=RADIATION MEASURES ON THE PLANET MARS}}</ref> Nello stesso anno [[William Weber Coblentz|William weber Coblentz]] e [[Carl Otto Lampland]] indicano la temperatura superficiale minore di -85 °C mentre la temperatura delle nubi sembra attestarsi attorno ai 30 °C.<ref>{{Cita web|url=https://www.semanticscholar.org/paper/RADIOMETRIC-MEASUREMENTS-ON-MARS-Coblentz-Lampland/198396c7be004592ebdde94efaa363148f9cc468|titolo=RADIOMETRIC MEASUREMENTS ON MARS}}</ref> Nel 1925 [[Walter Sydney Adams|Walter S. Adams]] conferma la presenza di acqua in atmosfera<ref>{{Cita web|url=https://www.jstor.org/stable/40693405|titolo=An Attempt to Detect Water-Vapor and Oxygen Lines in the Spectrum of Mars with the Registering Microphotometer (Abstract)}}</ref>  e l'anno successivo indica la presenza in percentuale della molecola di ossigeno in quantità pari a quella che si può trovare nei deserti caldi terrestri (con [[:en:Theodore_Dunham_Jr.|Theodore Dunham Jr]] nel 1934 definirà la quantità di O<sub>2</sub> minore dell'1%).<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Adams W. S.|autore2=Dunham T. Jr.|anno=1934|titolo=The B Band of Oxygen in the Spectrum of Mars|rivista=Astrophysical Journal|volume=79|numero=308|doi=10.1086/143538|bibcode=1934ApJ....79..308A}}</ref> Durante gli anni venti del secolo scorso, l'astronomo francese [[Bernard Lyot]] usa il polarimetro per studiare le proprietà superficiali della Luna e dei pianeti. Nel 1929 l'astronomo nota che la luce polarizzata emessa dalla superficie di Marte è molto simile a quella irradiato dalla Luna, sebbene ipotizza che le sue osservazioni potrebbero essere spiegate dal gelo e forse dalla vegetazione. Basandosi sulla quantità di luce solare diffusa dall'atmosfera marziana, l'astronomo fissa un limite superiore di 1/15 dello spessore dell'atmosfera terrestre. Ciò di fatto limita la pressione superficiale a non più di 2,4 kPa (24 [[Bar (unità di misura)|mbar]]).<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Lyot B.|anno=1929|titolo=Recherches sur la polarisation de la lumière des planètes et de quelques substances terrestres|rivista=Annales de l'Observatoire de Paris, Section de Meudon|bibcode=1929PhDT.........9L}}</ref> Oggi conosciamo il valore di pressione bene, pari a 6,36 [[Bar (unità di misura)|mbar]].<ref>{{Cita web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html|titolo=Mars Fact Sheet}}</ref> L'ultima osservazione storica degna di menzione è quella effettuata da [[Gerard Peter Kuiper|Gerard Kuiper]], astronomo americano che nel 1947 indica la presenza della molecola di CO<sub>2</sub> nell'atmosfera di Marte usando la spettrometria ad infrarossi. Effettivamente Kuiper è stato in grado di stimare che la quantità di anidride carbonica su una determinata area della superficie è doppia rispetto alla Terra. Tuttavia, poiché sopravvaluta la pressione superficiale su Marte, Kuiper conclude, erroneamente, che le calotte polari non possono essere composte da anidride carbonica congelata (ovviamente l'alternativa era l'acqua). Nel 1948 il meteorologo americano [[:en:Seymour_Hess|Seymour L. Hess]] riesce a determinare che la formazione delle sottili nuvole marziane richiederebbe l'equivalente di solo 4 mm di precipitazione di acqua a pressione del vapore pari a 0,1 kPa (ossia 1,0 [[Bar (unità di misura)|mbar]]).

== Paleoclimatologia ==
Osservazioni e modelli recenti stanno producendo informazioni non solo sul clima attuale e sulle condizioni atmosferiche di Marte, ma anche del suo passato. Per comprendere la paleoclimatologia si devono però determinare le diverse fasi attraversate dal pianeta.

Attualmente esistono [[Scala dei tempi geologici di Marte|due sistemi di datazione]] in uso per definire la [[Scala dei tempi geologici di Marte|scala del tempo geologico]] che ha visto Marte avere diverse condizioni. Il primo e più comune metodo si basa sulla densità di craterizzazione della superficie planetaria ed è ripartito in tre Periodi chiamati [[Noachiano]], [[Esperiano]] ed [[Amazzoniano]]. L'altro sistema di datazione definisce una linea temporale basata sull'alterazione di minerali argillosi, anch'essa ripartita con tre Periodi, il [[Phyllocian|Fillociano]], il [[Theikian|Teiikiano]] e il [[Siderikian|Siderikano]].

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</timeline><small>Periodi geologici di Marte in Ma (milioni di anni fa).</small>

È stato suggerito che Marte avesse un'atmosfera molto più densa e calda all'inizio della sua storia, nel [[Noachiano]].<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Fassett C. I.|autore2=Head J. W.|anno=2011|titolo=Sequence and timing of conditions on early Mars|rivista=Icarus|volume=211|numero=2|doi=10.1016/j.icarus.2010.11.014|bibcode=2011Icar..211.1204F}}</ref> Da tempo si teorizza infatti che in quel periodo l’atmosfera  fosse ricca di [[anidride carbonica]]. Una tale composizione avrebbe innalzato la temperatura, almeno in alcuni luoghi, al di sopra del punto di congelamento dell’acqua.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Forget F. + altri 7|anno=2013|titolo=3D modelling of the early martian climate under a denser CO2 atmosphere: Temperatures and CO2 ice clouds|rivista=Icarus|volume=222|numero=1|doi=10.1016/j.icarus.2012.10.019|bibcode=2013Icar..222...81F|arxiv=1210.4216}}</ref> Con la temperatura più elevata, l’acqua avrebbe potuto essere allo stato liquido, scorrere scavando i numerosi canali e valli di deflusso osservabili sulla superficie nelle aree attribuite al primo periodo. L'acqua potrebbe anche essere stata drenata a formare laghi e forse un oceano.<ref>{{Cita web|url=http://www.space.com/28742-ancient-mars-ocean-water-lost.html|titolo=Wet Mars: Red Planet Lost Ocean's Worth of Water, New Maps Reveal|dataaccesso=December 1, 2015}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Villanueva G. L. + altri 8|anno=2015|titolo=Strong water isotopic anomalies in the martian atmosphere: Probing current and ancient reservoirs|rivista=Science|volume=348|numero=6231}}</ref> Alcuni ricercatori hanno suggerito che l'atmosfera di Marte potrebbe essere stata molte volte più densa di quella terrestre; tuttavia, una ricerca pubblicata nel settembre 2015 ha avanzato l’idea che forse l’atmosfera marziana primordiale non era così densa come si pensava in precedenza.<ref name="sciencedaily.com">{{Cita web|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2015/09/150903121019.htm|titolo=What happened to early Mars' atmosphere? New study eliminates one theory|dataaccesso=March 9, 2018}}</ref> In fondo non sempre i segni sembrano andare verso l'idea di atmosfera più spessa. Recenti osservazioni spettrali dei depositi di [[minerali argillosi]] supportate dai modelli sulle condizioni di formazione<ref>{{Cita web|url=https://phys.org/news/2007-07-clay-view-early-mars-environment.html|titolo=Clay Studies Alter View of Early Mars Environment}}</ref> indicano che [[Argilla|nell'argilla]] di quell'epoca è presente una scarsa quantità di [[carbonati]], se non addirittura completamente assenti. Tipicamente però la formazione di argilla in un ambiente ricco di anidride carbonica è sempre accompagnata dalla formazione di carbonati, sebbene questo possano successivamente essere dissolti dall'acidità vulcanica.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Fairén A. G|anno=2004|titolo=Inhibition of carbonate synthesis in acidic oceans on early Mars|rivista=Nature|volume=431|numero=7007|doi=10.1038/nature02911|bibcode=2004Natur.431..423F|PMID=15386004}}</ref>

Nel Noachiano effettivamente sembrava esistere acqua corrente sulla superficie. La morfologia di alcuni crateri da impatto indica che il terreno al momento dell'urto era bagnato.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Carr M. H. + altri 5|anno=1977|titolo=Martian impact craters and emplacement of ejecta by surface flow|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=82|numero=B26|doi=10.1029/js082i028p04055|bibcode=1977JGR....82.4055C}}</ref> Le osservazioni geomorfologiche sulle [[:en:Valley_network_(Mars)|reti vallive marziane]]<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Craddock R. A.|autore2=Howard A. D.|anno=2002|titolo=The case for rainfall on a warm, wet early Mars|rivista=Journal of Geophysical Research (Planets)|volume=107|numero=E11|doi=10.1029/2001JE001505|bibcode=2002JGRE..107.5111C}}</ref> e i calcoli dei tassi di erosione del paesaggio<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Golombek M. P.|autore2=Bridges N. T.|anno=2000|titolo=Erosion rates on Mars and implications for climate change: Constraints from the Pathfinder landing site|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=105|numero=E1|pp=1841-1854|doi=10.1029/1999je001043|bibcode=2000JGR...105.1841G}}</ref> indicano condizioni fortemente più calde e umide sul pianeta nel primo periodo (prima di circa quattro miliardi di anni fa circa) rispetto a quelli successivi. Tale ipotesi viene suffragata dal ritrovamento su Marte di minerali che vengono a formarsi in ambiente idrico, tra cui [[ematite]] e [[jarosite]], da parte del rover ''[[Opportunity]]'' e [[goethite]] da parte del rover [[Spirit (rover)|''Spirit'']]. Ciò ha portato alla conclusione che le effettive condizioni climatiche in un lontano passato consentivano all'[[:en:Water_on_Mars|acqua di scorrere liberamente su Marte]] almeno per il primo periodo di vita, mentre l'analisi chimica dei campioni [[Meteorite marziano|delle meteoriti marziani]] ritrovati sulla Terra suggerisce che la temperatura ambientale in prossimità della superficie di Marte è rimasta molto probabilmente inferiore allo 0 °C negli successivi quattro miliardi di anni.<ref name="science309_5734">{{Cita pubblicazione|autore=Shuster D. L.|autore2=Weiss B. P.|anno=2005|titolo=Martian Surface Paleotemperatures from Thermochronology of Meteorites|rivista=Science|volume=309|numero=5734|pp=594-597|doi=10.1126/science.1113077|bibcode=2005Sci...309..594S|url=https://authors.library.caltech.edu/51952/7/Shuster.SOM.pdf|PMID=16040703}}</ref>

Alcuni ricercatori sostengono che la notevole massa dei vulcani appartenenti al ''bulge'' di [[Tharsis (Marte)|Tharsis]] abbia giocato un importante ruolo sul clima di Marte influenzandone la dinamica. I vulcani in eruzione difatti emettono grandi quantità di gas formati principalmente da vapore acqueo e anidride carbonica più altri in quantità leggermente inferiore quale il biossido di zolfo. Potrebbe quindi essere stato rilasciato abbastanza gas dagli edifici vulcanici tale da rendere l'atmosfera di Marte più densa di quella preesistente (i vulcani potrebbero anche aver emesso abbastanza acqua (H<sub>2</sub>O) in fase di vapore da coprire l'intera superficie marziana fino ad una profondità di 120 m). L'anidride carbonica e il vapore acqueo (assieme ad altri gas, meno importanti su Marte) sono efficienti [[gas serra]]. Il loro effetto è quello di assorbire il calore riemesso dalla superficie planetaria come [[radiazione infrarossa]] intrappolandola ed aumentando la temperatura media di un pianeta. Pertanto, i vulcani di Tharsis, emettendo importanti quantitativi di CO<sub>2</sub> (e di vapore acqueo), avrebbero potuto rendere Marte più simile alla Terra nel remoto passato. L'atmosfera poteva effettivamente essere più densa e calda sostenendo un ciclo idrologico, formando oceani o laghi.<ref>{{Cita libro|autore=Hartmann W.|titolo=A Traveler's Guide to Mars|anno=2003|editore=Workman Publishing. NY|città=New York}}</ref> Tuttavia, si è rivelato estremamente difficile costruire [[Modello generale della circolazione|modelli climatici globali]] affidabili per Marte che producano temperature superiori ai 0 °C in qualsiasi momento della sua storia,<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Haberle R. M.|anno=1998|titolo=Early Mars Climate Models|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=103|numero=E12|pp=28467-28480|doi=10.1029/98je01396|bibcode=1998JGR...10328467H}}</ref> sebbene ciò possa semplicemente riflettere problemi nella calibrazione accurata di tali modelli oppure delle condizioni iniziali al contorno.

Il clima di Marte sembra essere cambiato anche più vicino a noi temporalmente. Tra le molte prove che possono fornire le morfologie superficiali marziane, alcune sembrano indicare l'esistenza di una passata era glaciale estrema e geologicamente recente. Infatti solo 370.000 anni fa il pianeta Marte poteva apparire con una colorazione bianca piuttosto che rossa, come suggerito, nel 2016,  in un articolo di un team di alcuni ricercatori del Southwest Research Institute.<ref>{{Cita web|url=https://www.media.inaf.it/2016/05/26/una-recente-era-glaciale-marziana/|titolo=Una recente era glaciale marziana}}</ref> Gli autori dello studio hanno posto l'accento sulla configurazione dei depositi di ghiaccio stratificati posti ai poli di Marte affermando che questi hanno registrano una storia dettagliata di accumulazione ed erosione legata ai processi di modifica climatica.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Isaac B. Smith + altri 3|anno=2016|titolo=An ice age recorded in the polar deposits of Mars|rivista=Science|volume=352|numero=6289|doi=10.1126/science.aad69|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.aad6968}}</ref><ref>Gli autori dell'articolo indicano come  le indagini radar effettuate dagli orbiter permettono di misurare questi strati e forniscono prove dei cambiamenti climatici come l'avanzamento del ghiaccio e la ritirata. Un'analisi volumetrica dettagliata dei dati osservativi  mostrano che circa 87.000 km<sup>3</sup> di ghiaccio si sono accumulati ai poli dalla fine dell'ultima era glaciale avvenuta 370.000 anni fa. Questo volume equivarrebbe a uno strato globale di circa 60 cm di spessore di cui la maggior parte del materiale viene accumulato nel polo nord. Questi risultati forniscono sia un mezzo per comprendere la storia di accumulazione dei depositi polari in relazione ai cicli orbitali di Milankovitch, sia vincoli per una migliore determinazione dei climi passati e futuri di Marte.</ref>

== Tempo atmosferico ==
[[File:PIA17940-MartianMorningClouds-VikingOrbiter1-1976-20140212.jpg|destra|miniatura| Nuvole mattutine marziane riprese dal [[Viking 1 Orbiter|Viking Orbiter 1]] nel 1976.]]
La temperatura e la circolazione atmosferica di Marte variano ogni [[Sol (astronomia)|anno marziano]] (come previsto per qualsiasi pianeta dotato di atmosfera e [[inclinazione assiale]]) in linea con lo spostamento orbitale. Marte è privo però delle masse di acqua (quali gli oceani) tipici stabilizzatori delle dinamiche climatiche e fonti di alcune variazioni sulla Terra i cui effetti possono risentirsi ben oltre l'anno solare. I dati della  [[:en:Mars_Orbiter_Camera|Mars Orbiter Camera]] a partire dal marzo 1999 e che coprono 2,5 anni marziani<ref>{{Cita web|url=https://www.msss.com/mars_images/moc/mer_weather/|titolo=Mars Global Surveyor|dataaccesso=20 aprile 2021}}</ref> mostrano che il clima marziano tende ad essere maggiormente ripetitivo e quindi più prevedibile di quello della Terra. Se un evento si verifica in un particolare periodo dell'anno, i dati disponibili (per quanto scarsi) indicano che è abbastanza probabile che lo stesso fenomeno si ripeta l'anno successivo quasi nello stesso luogo con lo scarto più o meno di una settimana. Ciò lascia intendere come alcuni fenomeni (tipo l'insorgenza di tempeste di polveri) possano essere osservati nello stesso luogo sin dai tempi storici.

Per quanto riguarda le precipitazioni, Marte ha le caratteristiche fisiche e chimiche adeguate per far precipitare a terra neve di ghiaccio secco, forma solida del biossido di carbonio, con il processo di brinamento. Il passaggio del diossido di carbonio allo stato solido avviene solo a temperature inferiori ai -78 °C (motivo per cui sulla Terra tale composto viene prodotto industrialmente e non recuperabile in natura). Ciò significa che su Marte potenzialmente potrebbero esistere due tipi di neve. Una è il tipo che sperimentiamo sulla Terra, fatto di acqua ghiacciata, l'altra è data proprio dalla CO<sub>2</sub>. In particolare nelle regioni polari, dall'atmosfera precipita neve di anidride carbonica che si deposita sulla superficie, formando strati bianchi, a tratti translucidi, simili a brina o gelo (la caduta di ghiaccio secco in questi luoghi sembra giocare un ruolo importante nell'aumentare l'estensione delle calotte durante l'inverno). A riprova di ciò si può indicare che il 29 settembre 2008 il ''lander'' [[Phoenix Mars Lander|''Phoenix'']] ha rilevato nuvole di biossido di carbonio, poste a 4,5 km sopra il suo [[:en:Green_Valley_(Mars)|sito di atterraggio]], vicino [[Cratere Heimdal|al cratere]] [[Cratere Heimdal|Heimdal]], da cui è iniziata a cadere neve di diossido di carbonio (di fatto è stata la prima osservazione di precipitazione nevosa), mentre il 3 settembre 2008 sempre [[Phoenix Mars Lander|''Phoenix'']] ha rilevato nubi di ghiaccio di acqua come cirri di cristallo di ghiaccio sulla Terra.<ref>{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/resources/ice-clouds-in-martian-arctic-accelerated-movie/|titolo=Ice Clouds in Martian Arctic|data=2008}}</ref><ref>Come afferma la pagina web dal titolo ''Ice Clouds in Martian Arctic'', le nuvole sono una visualizzazione drammatica del ciclo dell'acqua marziano. Il vapore acqueo uscirebbe dal polo nord durante il picco dell'estate marziana. In questo momento e nel polo settentrionale l'abbondanza di vapore acqueo avrebbe superato il massimo come rilevato nel sito del ''lander'' Phoenix. L'acqua in atmosfera sarebbe quindi disponibile per formare nuvole, nebbia e gelo.</ref><ref>Nessun ''orbiter'' o ''rover'' è in grado di osservare la neve che cade sul pianeta rosso perché il fenomeno meteorologico si verifica solo ai poli, sotto la copertura nuvolosa e di notte. Le camere sugli ''orbiter'' non possono scrutare tra le nuvole e non sono stati ancora progettati ''rover'' o ''lander'' in grado di sopravvivere alle temperature gelide dei poli. Tuttavia, lo strumento ''Mars Climate Sounder'' alloggiato sul ''Mars Reconnaissance Orbiter'' è in grado di rilevare una porzione della radiazione EM non rilevabile dall'occhio umano. Con ciò l'''orbiter'' è riuscito ad effettuare rilevamenti della neve di anidride carbonica che precipitava ai poli marziani. Il ''lander'' Phoenix (2008) ha anche usato il suo ''[[lidar]]'' per rilevare la neve ghiacciata di acqua dal suo punto di emissione a circa 1609 km dal polo nord marziano.</ref> Nei fiocchi di neve di biossido di carbonio sembra possa aver aderito anche neve di acqua che, comunque, vaporizzerebbe prima di raggiungere il suolo, fenomeno chiamato tecnicamente [[virga]].<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Alsaeed N. R.|autore2=Hayne P. O:|anno=2022|titolo=Transport of Water Into the Polar Regions of Mars Through Scavenging by CO2 Snowfall|rivista=Journal of Geophysical Research: Planets|volume=127|numero=11|doi=10.1029/2022JE007386}}</ref>

Sulla superficie di Marte si possono venire a formare gelate a base di ghiaccio d'acqua e di  anidride carbonica lontano dai poli. L'''orbiter'' Odyssey (2001) è riuscito ad osservare il gelo formarsi e trasformarsi in gas alla luce del sole, mentre i lander Viking individuarono il ghiaccio quando arrivarono  su Marte negli anni '70.
[[File:Mars_Viking_21i093.png|miniatura| Ghiaccio d'acqua ammanta la superficie della pianura di [[Utopia Planitia]], come osservato dal ''lander'' [[Viking 2]] il 18 maggio 1979. Il ghiaccio d'acqua su Marte aderirebbe al [[ghiaccio secco]], il quale funzionerebbe da seme di precipitazione.]]

== Nubi ==
[[File:Ice_Clouds_in_Martian_Arctic.gif|destra|riquadrato| Nuvole di ghiaccio si muovono sopra il sito di atterraggio di [[Phoenix Mars Lander|''Phoenix'']], per un periodo di 10 minuti (ripresa del 29 agosto 2008).]]
A differenza delle nubi terrestri, le nubi marziane possono venire a formarsi ben oltre la quota di base arrivando sino ai 100 km sopra la superficie (anche se tipicamente non superano i 60 km di altitudine.<ref>{{Cita web|url=http://www.space.com/scienceastronomy/060828_mars_clouds.html|titolo=Mars Clouds Higher Than Any On Earth|dataaccesso=October 26, 2007}}</ref> Il processo di aggregazione avverrebbe naturalmente come sulla Terra, attorno ad un nucleo di [[ghiaccio secco]] o di acqua e ghiaccio precedentemente esistente.<ref name=":4">{{Cita web|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/nasas-curiosity-rover-captures-shining-clouds-on-mars|titolo=NASA’s Curiosity Rover Captures Shining Clouds on Mars|sito=NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL)|lingua=en-US|dataaccesso=2024-02-02}}</ref> Su Marte però sembra avere una certa importanza anche il processo di addensamento attorno a particelle fini presenti in atmosfera e portate ad alte quote dalle tempeste di polvere.

Inoltre nuvole più rare, definite madreperlacee, vengono a costituirsi quando tutte le particelle che le compongono si formano contemporaneamente, brillando con colori splendidi ed iridescenti.<ref name=":4" /> Le prime immagini di Marte, inviate dal [[Mariner 4]], mostrarono effettivamente nuvole visibili nella parte alta dell'atmosfera di Marte. Tali nubi, come osservato successivamente, risultano molto deboli e possono essere osservate solo riflettendo la luce solare contro l'oscurità del cielo notturno. Sotto questo aspetto tali nuvole, sembrano essere simili alle [[nubi nottilucenti]] della Terra, tipicamente mesosferiche e che si addensano a circa 80 km dalla superficie del nostro pianeta.

== Temperatura ==
Le prime misurazioni della temperatura marziana sono antecedenti [[Era spaziale|all'era spaziale]]. Tuttavia, le prime strumentazioni e le tecniche, grezze, di [[radioastronomia]] produssero risultati diversi tra loro non fornendo valori univoci.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Pettit E.|autore2=Nicholson S. B.|anno=1924|titolo=Radiation Measures on the Planet Mars|rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=36|pp=269-272|bibcode=1924PASP...36..269P}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Coblentz W. W.|anno=1925|titolo=Temperature estimates of the planet Mars|rivista=Astronomische Nachrichten|volume=224|numero=22|p=361|doi=10.1002/asna.19252242202|bibcode=1925AN....224..361C}}</ref> Le prime sonde a ''flyby'' (tipo [[Mariner 4]]) e i successivi ''orbiter'' utilizzarono la tecnica di [[:en:Radio_occultation|occultazione radio]] per produrre una [[aeronomia]]. Con la composizione chimica già dedotta dalla [[spettroscopia]], si poteva quindi derivare la temperatura e la pressione dell'atmosfera. Tuttavia, le occultazioni nei ''flyby'' possono misurare solo proprietà lungo due [[:en:Transect|transetti]] all'entrata e all'uscita delle loro traiettorie, del disco di Marte come se fosse visto dalla Terra. Ciò si traduce in istantanee meteorologiche più che misurazioni valide nel tempo, in una zona particolare dell'atmosfera e in un momento ben stabilito (quello di transito). 

Le piattaforme orbitanti aumentarono (e tuttora aumentano) il numero di transetti radio.<ref>Dati aggiornati vengono forniti dalla missione della NASA MAVEN e dal ''rover'' Zhurong. Si legga a tale proposito Thiemann E. M. E. ''et al''.,  ''Mars Thermospheric Variability Revealed by MAVEN EUVM Solar Occultations: Structure at Aphelion and Perihelion, and Response to EUV Forcing'', Journal of Geophysical Research'', 123, 9, pp. 2248-2269, 2018, 0.1029/2018JE005550,'' https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2018JE005550 e Jiang C. ''et al''., ''Initial results of the meteorological data from the first 325 sols of the Tianwen‑1 mission'', Nature, Scientific Reports, 13, 3325, 2023, DOI: 10.1038/s41598-023-30513-2.</ref> Le missioni successive, a partire dai doppi sorvoli delle sonde gemelle [[Mariner 6 e 7]] e delle russe, sempre gemelle, [[Mars 2]] e [[Mars 3|3]], trasportarono strumentazioni atte allo scopo come i rilevatori a infrarossi per misurare [[Energia radiante|l'energia radiante]]. La sonda [[Mariner 9]] è stata la prima a posizionare un radiometro e uno spettrometro a infrarossi nell'orbita di Marte, nel 1971, insieme ad altri strumenti e ad un trasmettitore radio. Seguirono  le [[Viking 1]] e [[Viking 2|2]], non solo con i rilevatori termici a infrarossi (IRTM) ma anche con altri tipi di strumentazione.<ref>{{Cita web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experiment/display.action?id=1975-075A-02|titolo=Infrared Thermal Mapper (IRTM)|dataaccesso=September 14, 2014}}</ref> Queste missioni, assieme a quelle successive, oltre che effettuare misurazioni, poterono corroborare i set di dati  ottenuti per [[telerilevamento]], tramite bracci meteorologici dei ''lander'' ''[[wikipedia:Proposte di trasferimento/Wikizionario/In situ|in situ]]'',<ref>{{Cita web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experiment/display.action?id=1975-075C-07|titolo=Meteorology|dataaccesso=September 14, 2014}}</ref> dai ''rover'' atterrati sulla superficie ed anche alle analisi effettuate dai sensori di temperatura e pressione ad alta quota durante la loro discesa.<ref>{{Cita web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/experiment/display.action?id=1975-075C-02|titolo=Atmospheric Structure|dataaccesso=September 14, 2014}}</ref>

Prima e subito dopo le missioni Viking, le temperature marziane più aggiornate e avanzate furono determinate dalla Terra tramite la spettroscopia a microonde. Poiché il fascio delle microonde è inferiore a 1' (1 minuto d'arco), questo risulta essere più grande del disco del pianeta stesso; le misurazioni ottenute riflettono più una media globale di Marte che una valore istantaneo locale.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Clancy R. T.|autore2=Muhleman D. O.|autore3=Berge G. L.|anno=1990|titolo=Global changes in the 0-70 km thermal structure of the Mars atmosphere derived from 1975 to 1989 microwave CO spectra|rivista=American Geophysical Union and Geological Society of America, International Conference on Mars, 4th, Tucson, AZ, Jan. 10-13, 1989, Journal of Geophysical Research|volume=95|pp=14543-14554|abstract=Microwave spectra of Mars atmospheric CO, which include both 12CO and 13CO spectra, are analyzed to obtain the CO mixing ratio and temperature profile of the atmosphere of Mars for the 0-70 km altitude region.|doi=10.1029/jb095ib09p14543|bibcode=1990JGR....9514543C|ISSN=0148-0227}}</ref> Successivamente, lo [[:en:Thermal_Emission_Spectrometer|spettrometro a emissione termica (TES)]] del [[Mars Global Surveyor]] prima e, in misura minore, [[:en:Thermal_Emission_Imaging_System|il THEMIS]] della sonda [[2001 Mars Odyssey]] poi (e in generale qualunque altro strumento finalizzato alla raccolta di misure termiche), non potè semplicemente [[Riproducibilità|riprodurre]] le misurazioni nell'infrarosso ma dovette [[:en:Sensor_fusion|confrontare (col procedimento del sensor fusion)]] i dati provenienti dalle diverse fonti come le misurazioni in microonde dalla Terra, e, ancora dopo con le analisi effettuate con i ''lander'' e i ''rover'' delle missioni successive. 

Viene proposta di seguito una tabella riassuntiva delle temperature al 1999 con le misurazioni all'epoca disponibili reperibili tramite bibliografia. 
{| class="wikitable"
|+
! colspan="3" |Temperature al 1999 con fonti bibliografiche.
|-
!Bibliografia
!Risultati
(w/surrounding text)
!Risultati 
standardizzati
|-
|Solar System Exploration: Bodies: Mars. NASA.
|Mean Temperature at Solid Surface 186 to 268 K.
|186–268 K.
|-
|''Mars''. 15th Edition. Chicago: Encyclopaedia Britannica, Copyright, 1997.
|Its surface atmospheric temperature is only -23 °C.
|250 K.
|-
|Williams, David R. Mars Fact Sheet. NASA Goddard Space Flight Center. 12 October 1999.
|Average temperature: ~210 K
|210 K.
|-
|''Handbook of Chemistry and Physics''. 9th Edition. CRC Press, 1986: 14-3.
|218 K (−55 °C)
|218 K.
|-
|[https://solarviews.com/eng/mars.htm Mars Introduction]. Solar Views.
|The average recorded temperature on Mars is -63 °C with a maximum temperature of 20 °C and a minimum of −140 °C.
|210 K (media).
130–250 K (''range'').
|-
| colspan="3" |Fonte: [https://hypertextbook.com/facts/2001/AlbertEydelman.shtml The physics factbook], Albert Eydelman.
|} 

Dalla amalgamazione delle misurazioni si è arrivati a trarre delle conclusioni interessanti. I set di dati ottenuti dal [[:en:Thermal_Emission_Spectrometer|TES]] e normalizzati  "[...] suggeriscono temperature atmosferiche generalmente più fredde e un carico di polvere inferiore negli ultimi decenni su Marte, rispetto alla missione Viking [...]", sebbene i dati delle Viking fossero stati già precedentemente rivisti al ribasso.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Wilson, R.|autore2=Richardson M. I.|anno=2000|titolo=The Martian atmosphere during the Viking mission. I. Infrared measurements of atmospheric temperatures revisited|rivista=Icarus|volume=145|numero=2|pp=555-579|abstract=The Viking Infrared Thermal Mapper 15-μm channel brightness temperature observations (IRTM T15) provide extensive spatial and temporal coverage of martian atmospheric temperatures on diurnal to seasonal time scales. The 15-μm channel was designed so that these temperatures would be representative of a deep layer of atmosphere centered at 0.5 mb (∼25 km). Our re-examination of the IRTM data indicates that the 15-μm channel was additionally sensitive to surface radiance so that air temperature determinations (nominal T15) are significantly biased when the thermal contrast between the surface and atmosphere is large. This bias is suggested by the strong correlation between the diurnal variation of tropical T15 and surface temperatures for non-dust-storm conditions. We show that numerical modeling of the thermal tides provides a basis for distinguishing between the surface and atmospheric contributions to IRTM T15 and thus allows the atmospheric component to be estimated. The resulting bias amounts to a ∼15-K offset for midday atmospheric temperatures at subsolar latitudes during relatively clear periods and is negligible at night. The proposed temperature correction results in close agreement between the stimulated and observed patterns of diurnal variation for conditions ranging from clear to dusty. A major consequence of this work is the improved definition of the diurnal, latitudinal, and seasonal variation of martian atmosphere temperatures during the Viking mission. An accounting for the surface temperature bias resolves much of the discrepancy between IRTM and corresponding microwave observations, indicating that there is relatively little interannual variability in global temperatures during the aphelion season ( Ls ∼ 40°-100°). We find further support for this argument in a comparison with T15 temperatures synthesized from Mariner 9 Infrared Interferometer Spectrometer spectra. The significantly reduced diurnal temperature variations in this season are consistent with the relatively clear atmosphere that is implied by the cooler temperatures. Cooler temperatures and reduced diurnal variation will likely be of significance for the modeling of water ice cloud dynamics in this season.|doi=10.1006/icar.2000.6378|bibcode=2000Icar..145..555W}}</ref>  I dati del [[:en:Thermal_Emission_Spectrometer|TES]] mostrano che "[...] durante i periodi del perielio del 1997 rispetto a quelli del 1977, sono state osservate temperature atmosferiche globali molto più fredde (10-20 K di differenza) [...]"<ref>Durante il periodo dall'ottobre 1997 al settembre 1999 (un intero anno marziano), Clancy ''et al''. hanno ottenuto e analizzato oltre 100 osservazioni in banda millimetrica, dell'assorbimento della linea della CO atmosferica di Marte per ottenere i profili di temperatura atmosferica. Tali misurazioni si estendono per le longitudine solare LS da 190° nel 1997 a 180° nel 1999 e coincidono con il profilo della temperatura atmosferica e le misurazioni della colonna di polvere ottenute dall'esperimento del Thermal Emission Spectrometer (TES) a bordo del Mars Global Surveyor (MGS). Un confronto delle temperature atmosferiche di Marte recuperate con questi due metodi distinti fornisce la prima opportunità di calibrare sui dati TES le misurazioni da terra a lungo termine (1982-1999) delle temperature atmosferiche di Marte, nel contesto di osservazioni contemporanee di veicoli spaziali, spazialmente mappate. I confronti dei profili delle temperature atmosferiche ad un'altitudine compresa tra 0 e 30 km, recuperate con le due tecniche, concordano generalmente con una precisione di calibrazione a meno di 5 K (delle osservazioni millimetriche).

Il periodo scelto dai ricercatori tiene conto anche della tempesta di polvere regionale  sviluppata su Noachis Terra e che ha portato a un riscaldamento improvviso (~15 K a 0,5 mbar, corrispondente a ~25 km di altitudine) dell'atmosfera globale di Marte ad una longitudine solare LS di 224° nel 1997 (Christensen ''et al''., 1998; Conrath ''et al''., 2000; Smith ''et al''., 2000).</ref> e che "[...] l'atmosfera globale all'afelio di Marte è più fredda, meno polverosa e più nuvolosa di quanto indicato dalla climatologia stabilita dal Viking [...]" tenendo ancora una volta conto delle revisioni di Wilson e Richardson sui dati dei due Viking.<ref name="Clancy et al 2000">{{Cita pubblicazione|autore=Clancy R. T. + altri 7|anno=2000|titolo=An intercomparison of ground-based millimeter, MGS TES, and Viking atmospheric temperature measurements: Seasonal and interannual variability of temperatures and dust loading in the global Mars atmosphere|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=105|numero=E4|pp=9553-9572|abstract=During the period October 1997 to September 1999 we obtained and analyzed over 100 millimeter-wave observations of Mars atmospheric CO line absorption for atmospheric temperature profiles. These measurements extend through one full Mars year (solar longitudes LS of 190° in 1997 to 180° in 1999) and coincide with atmospheric temperature profile and dust column measurements from the Thermal Emission Spectrometer (TES) experiment on board the Mars Global Surveyor (MGS) spacecraft. A comparison of Mars atmospheric temperatures retrieved by these distinct methods provides the first opportunity to place the long-term (1982-1999) millimeter retrievals of Mars atmospheric temperatures within the context of contemporaneous, spatially mapped spacecraft observations. Profile comparisons of 0-30 km altitude atmospheric temperatures retrieved with the two techniques agree typically to within the 5 K calibration accuracy of the millimeter observations. At the 0.5 mbar pressure level (~25 km altitude) the 30°N/30°S average for TES infrared temperatures and the disk-averaged millimeter temperatures are also well correlated in their seasonal and dust-storm-related variations over the 1997-1999 period. This period includes the Noachis Terra regional dust storm, which led to very abrupt heating (~15 K at 0.5 mbar) of the global Mars atmosphere at LS=224° in 1997 [Christensen et al., 1998; Conrath et al., this issue; Smith et al., this issue]. Much colder (10-20 K) global atmospheric temperatures were observed during the 1997 versus 1977 perihelion periods (LS=200°-330°), consistent with the much (2 to 8 times) lower global dust loading of the atmosphere during the 1997 perihelion dust storm season versus the Viking period of the 1977a,b storms. The 1998-1999 Mars atmosphere revealed by both the millimeter and TES observations is also 10-15 K colder than presented by the Viking climatology during the aphelion season (LS=0°-180°, northern spring/summer) of Mars. We reassess the observational basis of the Viking dusty-warm climatology for this season to conclude that the global aphelion atmosphere of Mars is colder, less dusty, and cloudier than indicated by the established Viking climatology even for the Viking period. We also conclude that Mars atmospheric temperatures exhibit their most significant interannual variations during the perihelion dust storm season (10-20 K for LS=200°-340°) and during the post-aphelion northern summer season (5-10 K for LS=100°-200°).|doi=10.1029/1999JE001089|bibcode=2000JGR...105.9553C}}</ref> 

Confronti successivi, pur ammettendo che "[...] è la registrazione delle temperature dell'aria a microonde a essere la più rappresentativa [...]", hanno tentato di unificare le registrazioni discontinue dei diversi veicoli spaziali. Da questa operazione di calibrazione non è risultata chiara alcuna tendenza misurabile nella temperatura media globale tra i dati IRTM (nell'infrarosso) dei Viking e del TES MGS. In pratica sembra che "[...] Le temperature dell'aria provenienti dai Viking e dal MGS nell'infrarosso sono essenzialmente indistinguibili per il periodo di riferimento, suggerendo che le epoche a cui si riferiscono i Viking e il MGS sono caratterizzate essenzialmente dallo stesso stato climatico." Dalle retrospettive sui dati è emersa però "[...] una forte dicotomia [...]" tra gli emisferi settentrionale e meridionale, un "[...] paradigma molto asimmetrico per il ciclo annuale marziano: una primavera e un'estate settentrionali relativamente fresche, non molto polverose e relativamente ricche di vapore acqueo e nuvole di ghiaccio e un’estate australe piuttosto simile a quella osservata dai Viking con temperature dell’aria più calde con meno vapore acqueo e ghiaccio d’acqua e livelli più elevati di polvere atmosferica”.<ref name="Liu 2003">{{Cita pubblicazione|autore=Liu J.|autore2=Richardson M. I.|autore3=Wilson R. J.|anno=2003|titolo=An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared|rivista=Journal of Geophysical Research,|volume=108|numero=E8|abstract=Intercomparison of thermal infrared data collected by Mariner 9, Viking, and Mars Global Surveyor (MGS) is presented with a specific focus on air temperatures, dust opacities, and water ice opacities. Emphasis is placed on creating a uniform data set to most effectively reduce interinstrument biases and offsets. The annual cycle consistently shows a strong asymmetry about the equinoxes, with northern spring and summer exhibiting relatively low temperatures, very high year-to-year repeatability, and essentially no short-term (tens of days) variability. The globally averaged Martian nighttime air temperatures close annually to within a Kelvin during northern spring and summer. Daytime temperatures show more variability (3-6 K). The difference in repeatability of daytime versus nighttime temperatures is not understood. Viking and MGS air temperatures are essentially indistinguishable for this period, suggesting that the Viking and MGS eras are characterized by essentially the same climatic state. Southern summer is characterized by strong dust storm activity and hence strong year-to-year air temperature variability. Dust opacity shows a remarkable degree of interannual variability in southern spring and summer, associated with the intermittent activity of regional and planet-encircling dust storms, but exhibits high year-to-year repeatability in northern spring and summer. Specifically, late northern spring and early northern summer dust opacities appear to be completely insensitive to the occurrence (or not) of major dust storms in the previous southern spring or summer. We show that both Viking and MGS data sets exhibit significant (and similar) polar cap edge dust storm activity. The origins of the various major dust storms can be identified in the thermal infrared data from Viking and MGS, including the transport of dust from the northern autumn baroclinic zone into the southern hemisphere tropics, which has also been identified in visible imaging. We also note that the period around Ls = 225° is characterized by very high dust opacities associated with dust storm development or decay in every year thus far observed by spacecraft. Water ice opacities have been retrieved from Viking infrared data for the first time. We show that the northern spring and summer tropical cloud belt structure and evolution are essentially the same in each of the multiple years observed by Viking and MGS. Relatively subtle spatial features recur in the cloud belt from year to year, suggesting the influence of surface topography and thermophysical properties and a reasonably consistent supply of water vapor. The seasonal evolution of the tropical cloud belt through northern spring and summer is shown, with the only significant deviations between years occurring from Ls = 140° to 160°, where opacities fall in the second MGS year associated with a small dust storm. Polar hood clouds are observed in Viking and MGS observations with similar timing and extent. Interactions between dust and water ice were highlighted in the Hellas basin region during the southern spring 1977a and 2001 dust storms. The observations demonstrate that the Martian atmosphere executes a very ``repeatable'' annual cycle of atmospheric phenomena. However, a major part of this cycle is the occurrence of highly variable and potentially major dust storm events. After such dust storm events the atmosphere rapidly relaxes to its stable, repeatable state.|doi=10.1029/2002JE001921|bibcode=2003JGRE..108.5089L}}</ref>

Dal [[Mars Reconnaissance Orbiter|Mars Climate Sounder]] (MCS) del [[Mars Reconnaissance Orbiter]] si può (proprio per confronto con i dati pregressi del THEMIS e del IRTM), analogamente ad altre piattaforme orbitanti sinora descritte, [[:en:Atmospheric_sounding|ricavare profili atmosferici]].<ref name="Bell et al.">{{Cita pubblicazione|autore=Bell J. + altri 19|data=2009|titolo=Mars Reconnaissance Orbiter Mars Color Imager (MARCI): Instrument description, calibration, and performance|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=114|numero=E8|abstract=The Mars Color Imager (MARCI) instrument aboard the NASA Mars Reconnaissance Orbiter spacecraft is a wide-angle, multispectral Charge-Coupled Device (CCD) “push frame” imaging camera designed to provide frequent, synoptic-scale color imaging of the Martian atmosphere and surface. MARCI uses a 1024 × 1024 pixel interline transfer CCD detector that has seven narrowband interference filters bonded directly to the CCD. Five of the filters are in the visible to short-wave near-infrared wavelength range (437, 546, 604, 653, and 718 nm) and two are in the ultraviolet range (258 and 320 nm). Here we describe the scientific objectives of the MARCI investigation and the basic characteristics, calibration, and in-flight performance of the MARCI instrument. We include several examples of early scientific results and investigations enabled by an extensive preflight and in-flight calibration program and by validation of the performance of the instrument in flight.|doi=10.1029/2008je003315|bibcode=2009JGRE..114.8S92B}}</ref> Lo strumento MCS è stato sin dall'arrivo, in grado di operare congiuntamente con il [[:en:Thermal_Emission_Spectrometer|TES]] del MGS, anche se per un breve periodo, in modo tale da amalgamare i dati ottenuti dalle due strumentazioni (del [[:en:Thermal_Emission_Spectrometer|TES]] e del MCS).<ref>Entrambi poi possono anche essere utilizzati (ed effettivamente è stato fatto) per amalgamare i set di dati, meno precisi, del THEMIS del Mars Odyssey, del IRTM dei Viking e dello SPICAM del Mars Express, per coprire un singolo record complessivo ben calibrato.</ref> Sebbene le temperature ottenute dal MCS e dal TES siano generalmente coerenti tra loro,<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Kleinböhl A. + altri 11|anno=2009|titolo=Mars Climate Sounder limb profile retrieval of atmospheric temperature, pressure, and dust and water ice opacity|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=114|numero=E10|doi=10.1029/2009je003358|bibcode=2009JGRE..11410006K|url=https://authors.library.caltech.edu/16637/1/Kleinboehl2009p6276J_Geophys_Res-Planet.pdf}}</ref> i ricercatori che hanno provveduto alla elaborazione dei dati, indicano possibili effetti di mascheramento delle eventuali variazioni interannuali della temperatura media globale da incertezze di calibrazione e modellizzazione.<ref>Precedenti lavori hanno attribuito apparenti variazioni interannuali della superficie globale e della temperatura atmosferica alle principali attività di tempesta di polvere; tuttavia, questa variazione è stata da allora attribuita a un errore di calibrazione nel set di dati TES che è stato corretto.</ref> Inoltre raffreddamento delle temperature al di sotto della precisione analitica sono state ravvisate, probabilmente perché gli [[Superficie di Lambert|albedi Lambert]] derivati dal MCS sono leggermente più alti delle misurazioni TES acquisite nella stessa stagione e località.<ref>Gran parte di questa differenza può essere attribuita alle funzioni di risposta spettrale del MCS e del TES. Comunque, coerentemente con i lavori precedenti al 2013, l'albedo globale è altamente variabile (∼ 6%) e questa variabilità deve essere presa in considerazione nel determinare le tendenze climatiche globali a lungo termine. Sono state derivate anche le distribuzioni di aerosol verticali dalle misurazioni calibrate dei canali visibili del MCS, dimostrando l'utilità dei dispositivi per il monitoraggio degli aerosol.</ref> Alla fine, "[...] dopo aver tenuto conto di questo raffreddamento modellato, le temperature nelle bande per MY (Mars Years) 28 del MCS risultano essere in media 0,9 K (di giorno) e 1,7 K (di notte) minori (e quindi ad indicare una freddo maggiore) rispetto alle misurazioni nelle bande per MY (Mars Years) 24 del TES."<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Bandfield J. L. + altri 4|anno=2013|titolo=Radiometric comparison of Mars Climate Sounder and Thermal Emission spectrometer measurements|rivista=Icarus|volume=225|numero=1|pp=28-39|doi=10.1016/j.icarus.2013.03.007|bibcode=2013Icar..225...28B}}</ref>

Per indicare la variabilità della temperatura misurata a terra dalle prime missioni della NASA, viene riportata una tabella riassuntiva con le medie e i ''range'' in gradi celsius, a mostrare come i valori forniti (medie misurate) della temperatura ''in situ'' siano, in diversi luoghi del pianeta, differenti (al 2004).<ref>{{Cita web|url=http://hypertextbook.com/facts/2001/AlbertEydelman.shtml|titolo=Temperature on the surface of Mars|dataaccesso=September 9, 2007}}</ref> 
{| class="wikitable"
|Articolo, ''press'', anno
|Luogo e 
temperature misurate
|Temperature (in °C)
|-
|''Mars Exploration Rover Landings Press Kit'' (in pdf) NASA, gennaio 2004.
|Near-surface atmospheric temperature at landing site: −100 C to 0 C.
|−100 to 0 °C
|-
|Tillman J. E., Johnson N. C., LeCompte G. F., ''Mars Pathfinder Temperature Data: Entire MPF Mission'', University of Washington.
|Large data table spanning 78 sols (martian days) with readings taken at three different heights above the surface: 1 m, 0.5 m, and 0.25 m.
|−80 to 0 °C
(''range'')
−43 °C
(media)
|-
|Tillman J. E., Johnson N. C., LeCompte G. F., ''Mars Viking Lander 1 Temperature Data: Entire MPF Mission'', University of Washington.
|Large data table spanning 78 sols (martian days) with readings taken at 1.6 m.
|−91 to −17 °C
(''range'')
−59 °C
(media)
|-
|(Mars) ''Lower Atmosphere. Windows to the Universe'', University Corporation for Atmospheric Research (UCAR),1998.
|Surface temperatures range from −113 °C at the winter pole to 0 °C on the dayside during summer.
|−113 to 0 °C
|-
| colspan="3" |Fonte: [https://hypertextbook.com/facts/2001/AlbertEydelman.shtml The physics factbook], Albert Eydelman.
|}
Il valore comune come media superficiale è pari a -63 °C.<ref>{{Cita web|url=http://marsnews.com/the-planet-mars|titolo=The Planet Mars|dataaccesso=September 8, 2007}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/marsfact.html|titolo=Mars Fact Sheet|dataaccesso=November 1, 2018}}</ref> Le temperature superficiali possono raggiungere un massimo di circa 20 °C a mezzogiorno all'equatore, e una minima di circa -153 °C ai poli. Le misurazioni effettive della temperatura nel sito dei ''lander'' Viking vanno da -17,2 °C a -107 °C.<ref name=":0">{{Cita web|url=http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/resources/mars_data-information/temperature_overview.html|titolo=Mars. Temperature overview by James E. Tillman}}</ref> La temperatura più calda al suolo stimata dal Viking ''Orbiter'' è stata di 27 °C.<ref name=":0" /> Il rover Spirit ha registrato una temperatura massima dell'aria diurna all'ombra di 35 °C, e temperature registrate regolarmente ben al di sopra 0 °C, tranne in inverno.<ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20131102112312/http://marsrover.nasa.gov/spotlight/20070612.html|titolo=Extreme Planet Takes its Toll. Jet Propulsion Laboratory Featured Story in Internet Archive.|data=12 giugno 2007|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20131102112312/http://marsrover.nasa.gov/spotlight/20070612.html|dataarchivio=2 novembre 2013|urlmorto=http://marsrover.nasa.gov/spotlight/20070612.html}}</ref>

Di seguito vengono forniti, sotto forma tabellare, alcuni dati climatici. Per il [[cratere Gale]], le stagioni sono state normalizzate a quelle della Terra.
{| class="wikitable"
! colspan="7" |'''Weather''' Reports ([[Chryse Planitia]], missione Pathfinder, 1997).
|-
|Giorno
|Ora
|Sol
|Ora locale
|Temp. (°C)
|Press. (millibar)
|Dir. vento
|-
|9 lug
| -
|5
|2:41 pm
| --13,3
|6,71
|Da ovest
|-
|10 lug
| -
|6
|2:55 pm
| -12,8
|6,70
|Da ovest
|-
|12 lug
| -
|8
|12:17 pm
| -23,9
|6,79
|Da ovest
|-
|14 lug
| -
|10
|11:51 am
| -67,2
|6,70
|Da ovest-nordest
|-
|16 lug
| -
|12
|6:35 am
| -67,2
|6,71
|Da nordovest
|-
|17 lug 
| -
|14
|6:34 am
| -22,8
|6,74
|Da nordest
|-
|22 lug
| -
|18
|12:47 pm
| -22,2
|6,74
|Da sudovest
|-
|27 lug
| -
|23
|2:12 pm
| -13
|6,76
|Da ovest
|-
|30 lug
| -
|26
|2:36 pm
| -18
|6,77
|Leggero, da ovest
|-
|7 ago
|7:57 pm PDT
|34
|14:58 pm
| -16,1
|6,68
|Leggero, da ovest
|-
|26 ago
|7:05 am PDT
|52
|14:15 pm
| -10
|6,81
|Leggero, da nord
|-
| colspan="7" |Fonte: [https://mars.nasa.gov/MPF/science/weather.html NASA], Dr. Tim Schofield, JPL Atmospheric Structure/Meteorology Package Team Leader.
|}
{| class="wikitable"
! colspan="14" |Dati climatici per il cratere Gale (missione MSL, Curiosity, 2012-2015).
|-
!Mese
!Gen
!Feb
!Mar
!Apr
!Mag
!Giu
!Lug
!Ago
!Set
!Ott
!Nov
!Dic
!Annuale
|-
|Reccord più alto
|6
|6
|1
|0
|7
|14
|20
|19
|7
|7
|8
|8
|20
|-
|Media giornaliera massima
| -7
| -20
| -23
| -20
| -4
|0,0
|2
|1
|1
|4
| -1
| -3
| -5,7
|-
|Media giornaliera minima
| -82
| -86
| -88
| -87
| -85
| -78
| -76
| -69
| -68
| -73
| -73
| -77
| -78,5
|-
|Record più basso
| -95
| -127
| -114
| -97
| -98
| -125
| -84
| -80
| -78
| -78
| -83
| -110
| -127
|-
| colspan="14" |Fonte: Centro di Astrobiología,<ref name="REMS-2015">{{cite web|url=http://cab.inta-csic.es/rems/index.htm|title=Mars Weather|publisher=Centro de Astrobiología|date=2015|access-date=May 31, 2015|url-status=dead|archive-url=https://archive.today/20151025050810/http://cab.inta-csic.es/rems/index.htm|archive-date=October 25, 2015|df=mdy-all}}</ref> Mars Weather,<ref>{{cite web|url=https://twitter.com/MarsWxReport|title=Mars Weather|work=Twitter.com|publisher=Centro de Astrobiología|access-date=September 10, 2015|archive-date=April 10, 2019|archive-url=https://web.archive.org/web/20190410020755/https://twitter.com/marswxreport|url-status=live}}</ref> NASA Quest,<ref name="NASA-Quest">{{cite web|url=http://quest.nasa.gov/aero/planetary/mars.html|title=Mars Facts|series=NASA Quest|publisher=[[NASA]]|access-date=May 31, 2015|url-status=dead|archive-url=https://web.archive.org/web/20150316083106/http://quest.nasa.gov/aero/planetary/mars.html|archive-date=March 16, 2015}}</ref> SpaceDaily.<ref name="SD-20001019">{{cite news|url=http://www.spacedaily.com/news/mars-water-science-00k1.html|title=White Mars: The story of the Red Planet Without Water|work=[[ScienceDaily]]|last=Hoffman|first=Nick|date=October 19, 2000|access-date=May 31, 2015|archive-date=April 23, 2018|archive-url=https://web.archive.org/web/20180423073833/http://www.spacedaily.com/news/mars-water-science-00k1.html|url-status=live}}</ref> Temperatura in °C.
|}
{| class="wikitable"
! colspan="4" |Minima e massima giornaliera ([[Elysium Planitia]], missione InSight, 2020).
|-
!Giorno
!Sol
!Minima
!Massima
|-
|25 ott
|675
| -95,4
| -4,4
|-
|24 ott
|676
| -96,8
| -15,3
|-
|23 ott
|677
| -96,6
| -11,6
|-
|22 ott
|678
| -97,7
| -9,1
|-
|21 ott
|679
| -97,2
| -16,9
|-
|20 ott
|680
| -96,9
| -16,5
|-
|19 ott
|681
| -96,9
| -15,9
|-
| colspan="4" |Fonte: [https://mars.nasa.gov/insight/mission/weather/ Mars InSight] Mission.
|}
{| class="wikitable"
! colspan="4" |Minima e massima giornaliera ([[Elysium Planitia|Jezero crater]], missione Mars2020, Perseverance, 2021).
|-
!Giorno
!Sol 
!Minima
!Massima
|-
|4 nov
|252
| -78,9
| -20,6
|-
|5 nov
|253
| -77,8
| -21,1
|-
|8nov
|256
| -77,2
| -21,7
|-
|9 nov
|257
| -77,8
| -21,1
|-
|10 nov
|258
| -78,3
| -20,0
|-
| colspan="4" |Fonte: [https://www.jpl.nasa.gov/videos/hows-the-weather-on-mars-nasa-mars-report JPL].
|}
Liu e Richardson (2003) in una loro pubblicazione riferiscono che, "Sulla base dei dati della temperatura dell'aria nelle ore notturne, ogni primavera e ogni inizio dell'estate nell'emisfero settentrionale osservate, sembrano essere identiche entro il livello di errore sperimentale (±1 °C)" ma anche che "[...] i dati diurni, tuttavia, suggeriscono una storia un po' diversa, con le temperature che variano di anno in anno fino a 6 °C in questa stagione. Questa discrepanza giorno-notte è inaspettata e non compresa".<ref name="Liu 2003">{{Cita pubblicazione|autore=Liu J.|autore2=Richardson M. I.|autore3=Wilson R. J.|anno=2003|titolo=An assessment of the global, seasonal, and interannual spacecraft record of Martian climate in the thermal infrared|rivista=Journal of Geophysical Research,|volume=108|numero=E8|abstract=Intercomparison of thermal infrared data collected by Mariner 9, Viking, and Mars Global Surveyor (MGS) is presented with a specific focus on air temperatures, dust opacities, and water ice opacities. Emphasis is placed on creating a uniform data set to most effectively reduce interinstrument biases and offsets. The annual cycle consistently shows a strong asymmetry about the equinoxes, with northern spring and summer exhibiting relatively low temperatures, very high year-to-year repeatability, and essentially no short-term (tens of days) variability. The globally averaged Martian nighttime air temperatures close annually to within a Kelvin during northern spring and summer. Daytime temperatures show more variability (3-6 K). The difference in repeatability of daytime versus nighttime temperatures is not understood. Viking and MGS air temperatures are essentially indistinguishable for this period, suggesting that the Viking and MGS eras are characterized by essentially the same climatic state. Southern summer is characterized by strong dust storm activity and hence strong year-to-year air temperature variability. Dust opacity shows a remarkable degree of interannual variability in southern spring and summer, associated with the intermittent activity of regional and planet-encircling dust storms, but exhibits high year-to-year repeatability in northern spring and summer. Specifically, late northern spring and early northern summer dust opacities appear to be completely insensitive to the occurrence (or not) of major dust storms in the previous southern spring or summer. We show that both Viking and MGS data sets exhibit significant (and similar) polar cap edge dust storm activity. The origins of the various major dust storms can be identified in the thermal infrared data from Viking and MGS, including the transport of dust from the northern autumn baroclinic zone into the southern hemisphere tropics, which has also been identified in visible imaging. We also note that the period around Ls = 225° is characterized by very high dust opacities associated with dust storm development or decay in every year thus far observed by spacecraft. Water ice opacities have been retrieved from Viking infrared data for the first time. We show that the northern spring and summer tropical cloud belt structure and evolution are essentially the same in each of the multiple years observed by Viking and MGS. Relatively subtle spatial features recur in the cloud belt from year to year, suggesting the influence of surface topography and thermophysical properties and a reasonably consistent supply of water vapor. The seasonal evolution of the tropical cloud belt through northern spring and summer is shown, with the only significant deviations between years occurring from Ls = 140° to 160°, where opacities fall in the second MGS year associated with a small dust storm. Polar hood clouds are observed in Viking and MGS observations with similar timing and extent. Interactions between dust and water ice were highlighted in the Hellas basin region during the southern spring 1977a and 2001 dust storms. The observations demonstrate that the Martian atmosphere executes a very ``repeatable'' annual cycle of atmospheric phenomena. However, a major part of this cycle is the occurrence of highly variable and potentially major dust storm events. After such dust storm events the atmosphere rapidly relaxes to its stable, repeatable state.|doi=10.1029/2002JE001921|bibcode=2003JGRE..108.5089L}}</ref> Nella primavera e nell'estate meridionale, la variazione è dominata dalle tempeste di polvere che innalzano il valore della temperatura minima notturna e abbassano la temperatura massima diurna.<ref>{{Cita libro|autore=Sheehan W.|autore2=Bell J.|titolo=The Planet Mars: A History of Observation and Discovery|anno=1996|editore=The University of Arizone Press}}</ref> Ciò si traduce in una minima diminuzione della temperatura superficiale media (pari a 20 °C) e un altrettanto moderato aumento della temperatura nell'atmosfera superiore (circa 30 °C).<ref name="Gurwell">{{Cita pubblicazione|autore=Gurwell M. A. + altri 3|anno=2005|titolo=Mars surface and atmospheric temperature during the 2001 global dust storm|rivista=Icarus|volume=175|numero=1|pp=23-31|abstract=The dramatic growth and evolution of the 2001 martian global dust storm were captured using the Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS). While the lower and middle atmosphere (pressures greater than 50 μbar, up to ∼45 km altitude) showed rapid heating of up to 40 K, the average surface brightness temperature plummeted by ∼20 K at the peak of the storm. The storm appears to have had little impact on the global temperature structure at altitudes above ∼ 10 μbar (∼ 60 km).|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.009|bibcode=2005Icar..175...23G}}</ref>  

In maniera assoluta Kalita e Guha (2021) riportano che, durante la tempesta di polvere avvenuta nel 2021 ed osservata da Tianwen-1, la temperatura dell'aria è aumenta dalla media misurata nel periodo fino a 200 K (-73.15 °C). Tale valore è stato ottenuto dai profili di temperatura acquistati con il Mars Climate Sounder (MCS)<ref name=":5">{{Cita pubblicazione|autore=Kalita J.|autore2=Guha A.|anno=2022|titolo=Atmospheric Changes During 2021 Local Dust Storms of Mars: A Case Study Based on Tianwen-1 Reports, MCS And VMC|rivista=SSRN Elsevier|doi=10.2139/ssrn.4156912|url=https://papers.ssrn.com/sol3/papers.cfm?abstract_id=4156912}}</ref>
== Proprietà e processi atmosferici ==
[[File:PIA16460-Mars-AtmophereGases-20121102.jpg|destra|miniatura| I[[Atmosfera di Marte|i gas più abbondanti]] presenti oggi nell'atmosfera di Marte. (D[[:en:Curiosity_(rover)|ati ottenuti dal rover Curiosity]], [[:en:Sample_Analysis_at_Mars|con analisi dei campioni effettuati dal dispositivo ''in situ'']], ottobre 2012).]]

=== La composizione e la bassa pressione atmosferica ===
Marte ha un'[[Atmosfera di Marte|atmosfera]] molto fina rispetto a quella terrestre. Lo strumento di Curiosity, Sample Analysis at Mars (SAM), fornisce per l'[[atmosfera di Marte]] una composizione al 95,9% di biossido di carbonio. Seguono argon (Ar, 2%), azoto molecolare (N<sub>2</sub>, 1,95%), ossigeno molecolare (0<sub>2</sub>,14%) e per finire monossido di carbonio (CO, 0,06%) più altri gas in quantità minore delle componenti ora elencate. 

In conseguenza dello spessore atmosferico, Marte presenta una [[Pressione atmosferica|pressione superficiale]] media di circa 600 [[Pascal (unità di misura)|pascal]] (Pa), molto inferiori ai 101.325 Pa della Terra. Un effetto di ciò è che l'atmosfera di Marte reagisce molto più rapidamente e in maniera più efficace a un dato input di energia rispetto all'atmosfera terrestre.<ref name=":0">{{Cita web|url=http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/resources/mars_data-information/temperature_overview.html|titolo=Mars. Temperature overview by James E. Tillman}}</ref> Ad esempio, a causa della bassa pressione superficiale (e della proprietà della superficie marziana), l'atmosfera vicino alla superficie subisce oscillazioni di temperatura notevoli ogni giorno (come osservato dallo strumento ASI/Met del Pathfinder).<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Schofield  J. T. + altri 8|anno=1997|titolo=The Mars Pathfinder Atmospheric Structure Investigation/Meteorology (ASI/MET) Experiment|rivista=Science|volume=276|numero=5344|pp=1752-1758|doi=10.1126/science.278.5344.1752}}</ref> Di conseguenza, Marte è soggetto a forti [[:en:Atmospheric_tide|maree termiche]] prodotte dal riscaldamento solare piuttosto che dall’influenza gravitazionale. Queste maree possono essere significative, arrivando fino al 10% della pressione atmosferica totale (pari a, tipicamente, circa 50 Pa). Anche l'atmosfera terrestre sperimenta maree diurne e semidiurne simili, ma il loro effetto è meno evidente a causa della massa molto maggiore della Terra e  quindi dell'inerzia che possiede.<ref name=":0" /><ref>Sulla Terra le maree atmosferiche sono caratterizzate da ampiezze in superficie  molto piccole (sebbene misurabili). Su Marte, queste maree hanno relativamente grandi ampiezze, in genere pari o prossime ai 0,5 millibar. Si noti che questo è quasi il 10% della pressione superficiale ed è di conseguenza un effetto molto grande.</ref>

Negli ultimi anni il rover Perseverance ha permesso di caratterizzare le dinamiche di pressione atmosferica, con i suoi strumenti meteorologici, permettendoci di farci un'idea delle variazioni a cui ha assistito, tra il sol 5 e il sol 460 e per longitudini solari (Ls) tra ∼ 13° e circa 241°.<ref name=":6">{{Cita pubblicazione|autore=Sánchez-Lavega A. + altri 26|anno=2022|titolo=Mars 2020 Perseverance Rover Studies of the Martian Atmosphere Over Jezero From Pressure Measurements|rivista=Journal of Geophysical Research: Planets|volume=128|doi=10.1029/2022JE007480}}</ref> Nello specifico Sánchez-Lavega e i sui collaboratori (2022) riportano nel loro studio di analisi una certa dinamicità stagionale della pressione media giornaliera correlata al ciclo di condensazione ed evaporazione ai poli del biossido di carbonio (tanto da confrontarsi bene con le previsioni del modello inferito dal Mars Climate Database (o MCD) con deviazione massima di circa 10 Pa a Ls 145°.<ref name=":6" /> Riportano anche risultati riguardo le oscillazioni giornaliere e stagionali e le ampiezze delle maree e delle onde di modifica della pressione a breve e a lungo periodo, correlando le modifiche, in alcuni casi, al contenuto in polvere presente nell'atmosfera.<ref name=":6" /><ref>In particolare e senza ragione di completezza (si rimanda al lavoro svolto dai ricercatori) Sánchez-Lavega e colleghi indicano che:

• l'ampiezza e la fase delle prime sei componenti (e quindi maggiori) delle maree termiche mostrano chiari andamenti stagionali con il valore massimo delle ampiezze variabile da 2 a 22 Pa (il confronto con le previsioni MCD mostra un accordo ragionevole, eccezion fatta per la componente terdiurna);

• la correlazione tra l'ampiezza delle maree diurne e semidiurne con il contenuto di polvere nell'atmosfera è una combinazione lineare dell'ampiezza delle quattro componenti, correlate alla profondità ottica integrata;

• le onde di lungo periodo sono presenti permanentemente con periodi di 2–5 sol e ampiezze altamente variabili, tra 2 e 10 Pa; tali onde si amplificavano con il quantitativo di polvere contenuta nell'atmosfera (gli autori utilizzano il modello MCD per interpretare questo fenomeno come dovuto alle onde barocline derivanti dall'instabilità delle correnti a getto polare poste ai margini della calotta polare settentrionale);

• sono state osservate regolarmente oscillazioni di breve periodo nell'intervallo dei 8–24 minuti e con ampiezze di picco ∼0,4 Pa di notte, in condizioni atmosferiche stabili (gli autori interpretano tali onde come onde gravitazionali interne a [[Frequenza di Brunt-Väisälä|frequenze Brunt-Väisälä]] nell'intervallo dei 0,032 s<sup>−1</sup> - 0,06 s<sup>−1</sup> come determinato dal gradiente di temperatura superficiale) con le lunghezze d'onda verticali dell'ordine della profondità del cratere (la loro lunghezza d'onda orizzontale prevista è ∼2 km molto minore del diametro del cratere Jezero);

• durante il giorno sono state osservate fluttuazioni rapide e irregolari con ampiezze HWHM (''Half Width at Half Maximum'') di 0,04 Pa e massime ampiezze di picco ∼0,4–0,8 Pa prodotte dalla convezione turbolenta (tipicamente accompagnate da una pressione transitoria che scende fino a ∼7 Pa con durata ∼1–150 s a causa dell'incontro ravvicinato con vortici e diavoli di polvere);

• gli effetti sul campo di pressione prodotti possono essere correlati ad una tempesta di polvere regionale che si è sviluppata a inizio gennaio 2022 (sol 310 – sol 320); l'iniezione di polvere ha prodotto la caduta massima della pressione minima fino a 60 Pa nel sol 313, accompagnato da un aumento dell'ampiezza delle maree diurne e semidiurne di un fattore di 2–3 insieme ad un calo della loro fase (l'attività delle onde gravitazionali nelle ore mattutine ha mostrato un accorciamento nei loro periodi fino a 1-3 minuti e durante la notte sono comparse oscillazioni ad alta frequenza al di sopra del livello di rumore).</ref>

La seconda conseguenza di un pressione bassa è la modifica dello stato chimico dell'acqua. Sebbene la temperatura su Marte possa superare lo zero, l’acqua liquida è instabile su gran parte del pianeta proprio perché la pressione atmosferica è inferiore [[Punto triplo|al punto triplo]] del composto. Questa condizione fa si che il ghiaccio d’acqua [[Sublimazione|sublimi]] in vapore acqueo, ossia passi direttamente in fase vapore da quello solido. Fanno eccezione le aree depresse del pianeta, in particolare nel bacino d'impatto [[Hellas Planitia|di Hellas Planitia]], il più grande cratere di questo tipo su Marte. È così profondo che la pressione atmosferica su fondo raggiunge un valore di 1155 Pa, ben al di sopra del punto triplo necessario affinché l'acqua posso permanere allo stato liquido. Risulta quindi ovvio che se la temperatura supera il punto di congelamento, localmente, in alcune zone potrebbe esistere e permanere acqua allo stato liquido.<ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20060929101816/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/pressure.html|titolo=Mars' low surface pressure...|autore=Mars General Circulation Modelling Group|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060929101816/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/pressure.html|dataarchivio=2007|urlmorto=http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/pressure.html|dataaccesso=February 22, 2007}}</ref>

=== Vento ===
[[File:PIA16813-MarsCuriosityRover-ParachuteFlapsInWind-20120812to20130113.gif|destra|miniatura| Il paracadute del rover ''Curiosity'' sventola grazie al vento marziano (riprese di [[HiRISE]]/[[Mars Reconnaissance Orbiter|MRO]] effettuate dal 12 agosto 2012 al 13 gennaio 2013).]]
[[File:MarsDustDevi-AmazonisPlanitia-MGS-MOC-20010401-E03-00938.gif|miniatura| [[:en:Martian_dust_devils|Tracce di diavoli della polvere]] in [[Amazonis Planitia]] (ripresa del 10 aprile 2001).]]
La superficie di Marte ha [[:en:Volumetric_heat_capacity|un'inerzia termica]] molto bassa, il che significa che si riscalda rapidamente quando viene irradiata dal sole. Gli sbalzi termici giornalieri tipici, lontano dalle regioni polari, sono intorno ai 100 K. Sulla Terra, i venti spesso si sviluppano in aree in cui l'inerzia termica cambia improvvisamente per composizione superficiale, come, ad esempio, dal mare alla terra. Non essendoci mari su Marte un effetto uguale non può avverarsi, ma ci sono aree in cui l’inerzia termica del suolo cambia in maniera significativa, portando alla generazione di venti mattutini e serali simili alle brezze marine terrestri.<ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20040928111821/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/surface.html|titolo=Mars' desert surface...|autore=Mars General Circulation Modelling Group|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20040928111821/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/surface.html|dataarchivio=25 febbraio 2007|urlmorto=http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/surface.html|dataaccesso=February 25, 2007}}</ref><ref>Come riportato in wikipedia in lingua inglese un progetto denominato Antares (Mars Small-Scale Weather o MSW) avrebbe identificato alcuni piccoli punti deboli in alcuni modelli climatici globali (GCM) a causa della modellizazione del suolo primitiva e grossolana. "L'immissione di calore al suolo e viceversa è piuttosto importante su Marte, quindi gli schemi del suolo devono essere abbastanza accurati." Questi punti deboli sono stati corretti o sono in correzione e dovrebbero portare a valutazioni future più accurate, ma rendono alquanto problematico il continuo affidamento alle previsioni più vecchie del clima marziano già modellato. Fonti: ''websrv2.tekes.fi'', <nowiki>http://websrv2.tekes.fi/opencms/opencms/OhjelmaPortaali/Paattyneet/Antares/en/Dokumenttiarkisto/Viestinta_ja_aktivointi/Lehdistotiedotteet/Press/fallpress2003.htx.i1948.doc</nowiki>. <small>URL consultato il 6 July 2019</small>.</ref>


Avendo un asse inclinato, Marte presenta differenze climatiche. Tali differenze si esplicano, similmente al nostro pianeta, alle differenti latitudini. 

Alle basse latitudini domina la [[Cella di Hadley|circolazione di Hadley]], che è essenzialmente, ad esempio, la stessa che sulla Terra genera gli [[alisei]]. Per ciò che concerne tale circolazione una delle principali differenze tra quelle di  Marte e quelle della Terra è la loro velocità<ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20041010024818/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/tropics.html|titolo=The Martian tropics...|autore=Mars General Circulation Modelling Group|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20041010024818/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/tropics.html|dataarchivio=8 settembre 2007|urlmorto=http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/tropics.html|dataaccesso=September 8, 2007}}</ref> misurata su una [[Overturning timescale|scala temporale definita di ribaltamento]]. Infatti tale tempo, di ribaltamento, risulta diverso: su Marte è di circa 100 [[:en:Timekeeping_on_Mars|giorni marziani]] mentre sulla Terra risulta maggiore di un anno.

A latitudini più elevate una serie di aree di alta e bassa pressione, chiamate onde di pressione [[:en:Baroclinity|baroclina]], dominano il tempo atmosferico (si legga ad esempio Mintz, 1969; Pollack ''et al''., 1981; Pollack ''et al''., 1990; Haberle ''et al''., 1993; Haberle ''et al''., 2003).<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Richard A. Urata|autore2=Owen B. T.|anno=2013|titolo=A new general circulation model for Mars based on the NCAR Community Atmosphere Model|rivista=Icarus|volume=226|numero=1|doi=10.1016/j.icarus.2013.05.017}}</ref>

I venti a latitudini intermedie giocano un ruolo importante nel modellare la conformazione della calotta polare meridionale, di cui si è già accennato alla sua eccentricità nella introduzione storica. Questo disposizione ha sempre perplesso i ricercatori che studiano i corpi planetari da anni e solo nel 2005 si è arrivata alla conclusione di come si possa arrivare alla conformazione asimmetrica della calotta glaciale sud. La base del mancato accentramento sembrano essere due sistemi meteorologici regionali che vengono a formarsi a metà autunno sino all'inverno. Tali sistemo derivano da forti venti verso est che caratterizzano proprio la circolazione atmosferica marziana a medie latitudini. Questi venti soffiano direttamente nel bacino di Hellas (che, con la sua dimensione di 2300 km di larghezza e i suoi 7 km di profondità, è la più grande struttura ad impatto su Marte). La profondità del cratere e il ripido rialzo delle pareti deviano i venti e creano quelle che vengono chiamate onde di Rossby qui sulla Terra. Queste onde reindirizzano i venti d'alta quota su Marte e costringono il sistema meteorologico a volgere verso il polo sud. Questo meccanismo provoca nell'emisfero occidentale di Marte, un forte sistema a bassa pressione in prossimità del polo sud e un sistema ad alta pressione nell'emisfero orientale, sempre vicino al polo. La temperatura del sistema a bassa pressione è spesso al di sotto del punto di condensazione per l'anidride carbonica, così il gas si condensa e cade dal cielo come neve e si accumula sul terreno come gelo. Nel sistema ad alta pressione, le condizioni non sono mai appropriate per la neve, quindi si verifica solo il gelo superficiale. Pertanto la copertura polare meridionale viene a comporsi da due diversi meccanismi. Le aree che hanno un'ampia copertura nevosa non sublimano in estate perché riflettono più luce solare nello spazio rispetto al gelo superficiale. I grani di gelo tendono ad essere più grandi dei grani di neve e hanno superfici più ruvide. La trama irregolare intrappola più luce solare, favorendo la sublimazione. Quindi l'area occidentale della calotta polare meridionale, costruita con neve e gelo, non solo ha una maggiore quantità di ghiaccio di anidride carbonica depositata, ma sublima anche più lentamente durante l'estate, mentre l'area orientale costruita con il gelo scompare completamente.<ref>Questo complesso sistema spiega perché la copertura residua meridionale non è posizionato simmetricamente attorno al polo sud. La dinamica è stata chiarita da Giuranna e il suo ''team'' (Istituto di Fisica dello Spazio Interplanetario CNR/IFSI) nel 2005 grazie ai dati ricavati con il Mars Express dell'ESA (Giuranna, 2005). Giuranna e colleghi hanno utilizzato lo spettrometro planetario Fourier (PFS) a bordo di Mars Express per misurare la temperatura dell'atmosfera marziana da terra fino a un'altitudine di 50 km sopra la regione polare meridionale. Il ''team'' ha utilizzato i profili per tracciare il modo in cui l'atmosfera cambia di temperatura e altre caratteristiche per oltre mezzo anno marziano. Inoltre hanno monitorato il modo in cui l'anidride carbonica si trasforma nella calotta glaciale meridionale mentre l'autunno marziano evolve verso l'inverno marziano.

</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Mars_Express/Mars_polar_cap_mystery_solved|titolo=Mars polar cap mystery solved|data=22 settembre 2008|accesso=1 marzo 2024}}</ref>

Marte è più secco e freddo della Terra e di conseguenza la polvere sollevata da questi venti tende a rimanere nell'atmosfera più a lungo che sulla Terra poiché non vi sono precipitazioni che la dilavano (ad eccezione delle nevicate di CO<sub>2</sub>).<ref name="François Forget">{{Cita web|url=http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/publi/forget_science2004.pdf|autore=François Forget|dataaccesso=February 25, 2007}}</ref> Alcune di queste tempeste [[Ciclone|cicloniche]] sono state catturate dal [[telescopio spaziale Hubble]] come ad esempio quella del 27 aprile 1999 centrata sul polo nord.<ref>{{Cita web|url=https://esahubble.org/images/opo9922b/|titolo=Hubble Views Collossal Polar Cyclone on Mars.}}</ref>

==== Venti e salti catabatici ====
I venti catabatici (o flussi atmosferici di drenaggio) sono venti creati dall'aria densa raffreddata che affonda e accelera lungo terreni in pendenza grazie alla forza gravitazionale.<ref name=":3">{{Cita pubblicazione|autore=Spiga A.|data=2011|titolo=Elements of comparison between Martian and terrestrial mesoscale meteorological phenomena: Katabatic winds and boundary layer convection|rivista=Planetary and Space Science. Comparative Planetology: Venus-Earth-Mars|volume=59|numero=10|pp=915–922|doi=10.1016/j.pss.2010.04.025|bibcode=Bibcode:2011P&SS...59..915S|ISSN=0032-0633.}}</ref><ref name=":0">{{Cita web|url=http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/resources/mars_data-information/temperature_overview.html|titolo=Mars. Temperature overview by James E. Tillman}}</ref> Vengono osservati molto comunemente sulla Terra in luoghi freddi come le calotte glaciali elevate della Groenlandia e dell'Antartide. I venti catabatici possono anche interessare zone di Marte in cui si possono avere intense circolazioni discendenti, tipo nella Valles Marineris, sull'Olympus Mons e, ovviamente, in entrambi le calotte polari.<ref name=":3" /><ref name=":0" /> I venti catabatici possono essere identificati dalle molteplici caratteristiche geomorfologiche superficiali osservabili nelle regioni polari marziane, come i campi di dune e le strisce di gelo.<ref name=":1">{{Cita pubblicazione|autore=Spiga A.|autore2=Smith I.|titolo=Katabatic jumps in the Martian northern polar regions|rivista=Icarus|volume=308|lingua=en|doi=10.1016/j.icarus.2017.10.021|bibcode=2018Icar..308..197S|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0019103517301860|ISSN=0019-1035}}</ref>

A causa della bassa inerzia termica della sottile atmosfera di [[Anidride carbonica|CO<sub>2</sub>]]  e dei brevi tempi radiativi, i venti catabatici su Marte sono due o tre volte più forti di quelli sulla Terra e hanno luogo in ampie zone con venti ambientali deboli, terreno in pendenza e inversioni della temperatura in prossimità della superficie o anche con raffreddamento radiativo della superficie e dell'atmosfera.<ref name=":3" /><ref name=":0" /> 

I venti catabatici rientrano a pieno titolo nella dinamica climatica di Marte: sono stati determinanti nel modellare la calotta polare settentrionale e i depositi stratificati polari, sia nella metodologia eolica che nella metodologia termica;<ref name=":1" /> è stato  dimostrato con le misure che l'accelerazione dei venti catabatici aumenta con la pendenza del pendio provocando il riscaldamento atmosferico quanto più questa sia maggiore.<ref name=":2">{{Cita pubblicazione|autore=Spiga A.|autore2=Forget F.|autore3=Madeleine JB., Montabone M., Lewis S. R., Millour E.|titolo=The impact of martian mesoscale winds on surface temperature and on the determination of thermal inertia|rivista=Icarus|volume=212|numero=2|lingua=en|doi=10.1016/j.icarus.2011.02.001|bibcode=2011Icar..212..504S|url=https://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0019103511000509|ISSN=0019-1035}}</ref><ref>In linea di principio tale riscaldamento atmosferico potrebbe manifestarsi su qualsiasi pendio sufficientemente ripido, ma ciò non sempre equivale al riscaldamento superficiale anche in maniera lineare.</ref>  È stato inoltre anche dimostrato che limitano il tasso di condensazione della [[Anidride carbonica|CO<sub>2</sub>]] sulle calotte polari in inverno e aumentano la sublimazione della stessa in estate.<ref name=":2" /> Sebbene le misurazioni quantitative dei venti catabatici siano raramente disponibili, queste rimangono un elemento molto ricercato per tutte le missioni progettate verso Marte.<ref name=":3" /><ref name=":0" />

Su Marte sono comuni anche i salti catabatici soprattutto nelle aree depresse del pianeta. Queste zone possono essere morfologicamente strette, con importanti cambiamenti orizzontali di pressione, temperatura e velocità del vento e che richiedono del vapore acqueo super-saturo per formare nuvole e consentire la migrazione del ghiaccio dalla parte a monte della depressione verso le quote più depresse, a valle.<ref name=":3">{{Cita pubblicazione|autore=Spiga A.|data=2011|titolo=Elements of comparison between Martian and terrestrial mesoscale meteorological phenomena: Katabatic winds and boundary layer convection|rivista=Planetary and Space Science. Comparative Planetology: Venus-Earth-Mars|volume=59|numero=10|pp=915–922|doi=10.1016/j.pss.2010.04.025|bibcode=Bibcode:2011P&SS...59..915S|ISSN=0032-0633.}}</ref> L'ultima condizione, necessaria, gioca un ruolo importante nelle calotte polari stagionali. In inverno la calotta glaciale (e quindi a composizione di acqua) che copre le regioni polari mostrano un numero minore di salti catabatici, indicando una minore presenza di ghiaccio d’acqua affinché possa venirsi a creare tale vapore super saturo.<ref name=":3" /> Tuttavia, anche quando la copertura stagionale è sublimata, nel corso dell’estate marziana, i venti veloci, necessari per attivare i salti catabatici, non sono più presenti, il che significa che la copertura nuvolosa è divenuta nuovamente trascurabile.<ref name=":3" /> Il risultato di ciò è che i salti catabatici possono essere più comunemente osservati negli avvallamenti durante la stagione primaverile e autunnale marziana.<ref name=":3" />

=== Tempeste di polvere ===
{{Immagine multipla
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[[File:PIA22737-Mars-2018DustStorm-MCS-MRO-Animation-20181030.webm|centro|miniatura|600x600px|{{Centrato|[[Atmosphere of Mars|Tempesta di polvere su Marte]] come [[Optical depth|profondità ottica τ (tau)]] ripresa da maggio a settembre 2018 con il [[Mars Climate Sounder]] del [[Mars Reconnaissance Orbiter]]<br />(1:38; animation; 30 October 2018; [[:File:PIA22737-Mars-2018DustStorm-MCS-MRO-Animation-20181030.webm|file description]]).}}]]
Quando la sonda [[Mariner 9]] arrivò su Marte nel 1971, gli scienziati si aspettavano di ottenere nuove immagini nitide dei dettagli della superficie. Invece ricevettero una rappresentazione di una tempesta di polvere quasi planetaria<ref>{{Cita web|url=https://science.nasa.gov/solar-system/planets/mars/10-things-massive-dust-storm-on-mars/|titolo=10 Things: Massive Dust Storm on Mars}}</ref> con il solo gigantesco vulcano [[Olympus Mons]] visibile, emergere dalla foschia. La tempesta durò un mese, un evento che, gli scienziati appresero da allora, essere abbastanza comune su Marte. Utilizzando i dati del Mariner 9, [[:en:James_B._Pollack|James B. Pollack]] ''et al''., proposero un meccanismo per le tempeste di polvere su Marte sin dal 1973.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Leovy C. B.|autore2=Zurek R. W.|autore3=Pollack J. B.|anno=1973|titolo=Mechanisms for Mars dust storms|rivista=Journal of Atmospheric Science|volume=30|pp=749-762|doi=10.1175/1520-0469(1973)030<0749:MFMDS>2.0.CO;2|bibcode=1973JAtS...30..749L|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1973JAtS...30..749L/abstract}}</ref>
[[File:Mars_dust_opacities_MER-B_Sol_1205_to_1235.jpg|destra|miniatura| Time-lapse composito dell'orizzonte marziano visto dal rover ''Opportunity'' nell'arco di 30 giorni marziani; mostra quanta luce solare è stata bloccata dalle tempeste di sabbia del luglio 2007; il valore τ di 4,7 indica che il 99% della luce solare è stata bloccata.]]
Come osservato dalle sonde Viking sulla superficie,<ref name="Sheehan-13">{{Cita libro|nome=William|cognome=Sheehan|nome2=Jim|cognome2=Bell|titolo=The Planet Mars: A History of Observation and Discovery|url=https://books.google.com/books?id=1J9EEAAAQBAJ&pg=PA194|accesso=2024-02-29|data=2021-10-19|editore=University of Arizona Press|lingua=en|ISBN=978-0-8165-4686-2}}</ref> "[...] durante una tempesta di polvere globale, l'intervallo di temperatura diurna si è ridotta drasticamente, da 50°C a circa 10°C e la velocità del vento è aumentata considerevolmente; in effetti, nel giro di solo un'ora dall'arrivo della tempesta, il vento era salito a {{Converti|17|m/s|km/h|abbr=on}}, con raffiche fino a {{Converti|26|m/s|km/h|abbr=on}}. Tuttavia, non è stato osservato alcun effettivo trasporto di materiale in nessuno dei due siti dei ''lander'', solo un graduale schiarimento e perdita di contrasto del materiale superficiale mentre la polvere si depositava su di esso." 

Nel giugno 2001, il giorno 26, l'Hubble Space Telescope avvistò una tempesta di polvere in procinto di formarsi nel [[Hellas Planitia|bacino di Hellas]] su Marte.<ref>{{Cita web|url=https://hubblesite.org/contents/media/images/2005/34/1810-Image.html?news=true|titolo=Mars Dust Storm – June 26, 2001}}</ref> Il giorno dopo la tempesta  si allargò divenendo un evento planetario. Le misurazioni orbitali hanno mostrato che la tempesta di polvere ha ridotto la temperatura media della superficie e aumentato la temperatura dell'atmosfera di Marte di 30 K.<ref name="Gurwell">{{Cita pubblicazione|autore=Gurwell M. A. + altri 3|anno=2005|titolo=Mars surface and atmospheric temperature during the 2001 global dust storm|rivista=Icarus|volume=175|numero=1|pp=23-31|abstract=The dramatic growth and evolution of the 2001 martian global dust storm were captured using the Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS). While the lower and middle atmosphere (pressures greater than 50 μbar, up to ∼45 km altitude) showed rapid heating of up to 40 K, the average surface brightness temperature plummeted by ∼20 K at the peak of the storm. The storm appears to have had little impact on the global temperature structure at altitudes above ∼ 10 μbar (∼ 60 km).|doi=10.1016/j.icarus.2004.10.009|bibcode=2005Icar..175...23G}}</ref> La bassa densità dell'atmosfera marziana fa sì quindi che venti compresi tra 18 m/s e sino a 22 m/s (da 65 sino a 79 km/h) siano necessari per sollevare la polvere dalla superficie. Poiché Marte è secco, la polvere può rimanere nell'atmosfera molto più a lungo che sulla Terra, dove viene presto spazzata via dalla pioggia. La stagione successiva alla tempesta di polvere aveva temperature diurne di 4 K sotto la media. Ciò è stato attribuito alla copertura globale di regolite marziana, di colore chiaro, che si è depositata dalla tempesta di polvere, aumentando temporaneamente [[Albedo|l'albedo]] del pianeta stesso.<ref name="Fenton">{{Cita pubblicazione|autore=Fenton L. K.|autore2=Geissler P. E.|autore3=Haberle R. M.|anno=2007|titolo=Global warming and climate forcing by recent albedo changes on Mars|rivista=Nature|volume=446|numero=7136|doi=10.1038/nature05718|bibcode=2007Natur.446..646F|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007Natur.446..646F/abstract|PMID=17410170}}</ref>

Tianwen-1 nel corso della sua operatività ha segnalato sei tempeste di polvere locali vicino alla media latitudine (Qu ''et al''., 2021). In base al profilo della temperatura

acquisito dal Mars Climate Sounder (MCS) per la tempesta di polvere avvenuta nel 2021 e ripresa a terra dal ''rover''  nello stesso momento, Kalita e Guha (2021) hanno calcolato alcuni parametri che potevano influenzare la struttura atmosferica e quindi anche il clima. Così hanno stimato l'altezza dello strato limite planetario convettivo ([[:en:Convective_planetary_boundary_layer|Convective Boundary Layer]] o CBL) variabile da 7 a 9 km durante le tempeste di polvere. Sotto tale limite infatti la forte miscelazione produce un'alta concentrazione di polveri presso l'area osservata; hanno calcolato che la tempesta di polvere osservata è durata significativamente più di un sol, influenzando la struttura atmosferica localmente e la circolazione planetaria, suggerendo che la polvere si dirige verso l'equatore iniettando polvere nel ramo ascendente della circolazione di Hadley indicando che, forse, l'aumento della miscelazione della polvere si verifica nella media atmosfera e che la temperatura dell'aria aumenta a livello medio. Inoltre gli autori dello studio hanno stimato le proprietà della particelle di polvere che componevano la tempesta. Queste sembravano avere un raggio effettivo variabile da 300 nm a 3000 nm. Attraverso i dati sulla temperatura e sull'opacità del ghiaccio d'acqua hanno mostrato la possibilità della formazione di nuvole di ghiaccio d'acqua alla media latitudine di Marte.<ref name=":5" /><ref>La formazione delle nuvole di ghiaccio d'acqua è stata osservata attraverso la luminosità dati delle immagini disponibili a bassa risoluzione e catturate dalla Visual Monitoring Camera (VMC) della sonda Mars Express.</ref>

Poiché il [[Mars Global Surveyor]] è stato in grado di osservare Marte per 4 anni marziani, dai dati si è scoperto che il clima marziano era molto simile di anno in anno. Eventuali differenze erano direttamente correlate ai cambiamenti nell'energia solare che aveva raggiunto Marte. Gli scienziati sono stati anche in grado di prevedere con precisione le tempeste di sabbia che si sarebbero verificate durante l'atterraggio del [[Beagle 2]]. Comunque si è scoperto che le tempeste di polvere regionali sono strettamente correlate ai luoghi in cui la polvere era disponibile.<ref name="marsjournal.org">{{Cita pubblicazione|autore=Malin M. C. + altri 3|anno=2010|titolo=An overview of the 1985-2006 Mars Orbiter Camera science investigation|rivista=Mars Informatics|volume=5|pp=1-60|doi=10.1555/mars.2010.0001}}</ref>

Le tempeste di polvere producono anche effetti negativi sulle piattaforme presenti sulla superficie di Marte. A metà del 2007 una tempesta di polvere su scala planetaria ha rappresentato di fatto una seria minaccia per i [[Mars Exploration Rover|rover esplorativi]] ''Spirit'' e ''Opportunity''. Questi erano alimentati ad energia solare. Una riduzione del quantitativo di energia fornita ai pannelli solari dall'irradiazione solare rendono necessaria la chiusura della maggior parte degli esperimenti scientifici in attesa che le tempeste cessino.<ref>{{Cite press release|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2007-080|title=NASA Mars Rovers Braving Severe Dust Storms|date=20 July 2007|publisher=Jet Propulsion Laboratory}}</ref> In seguito alla tempesta di polvere del 2007, ma anche di altre, i rover avevano una potenza notevolmente ridotta soprattutto a causa della deposizione della polvere sugli array dei moduli fotovoltaici.<ref>{{Cite press release|url=https://mars.jpl.nasa.gov/mer/newsroom/pressreleases/20070907a.html|title=Mars Rovers Survive Severe Dust Storms, Ready For Next {{as written|Obje|tives [sic]}}|date=7 September 2007|publisher=Jet Propulsion Laboratory}}</ref> Inoltre questa deposizione, oltre che portare ad un abbassamento di produzione energetica e quindi ad una mancata alimentazione dei rover, ha anche il problema di impedire la corretta ricarica delle batterie utili nei periodi di buio e per alimentare i generatori atti a riscaldare le componenti elettroniche, onde evitare che vengano danneggiate dall'eccessivo freddo. I lunghi tempi di esposizione agli effetti delle tempeste porta di fatto ad un abbattimento dell'efficienza delle batterie stesse che, se non alimentate per tempi sufficientemente lunghi, ne fanno decadere le prestazioni sino all'impossibilità di un corretto funzionamento. Questa dinamica è avvenuta per il rover [[Opportunity]]. Nel mese di giugno 2018 è stata notata una grossa tempesta di sabbia in via espansione dallo strumento [[Mars Reconnaissance Orbiter#MARCI|Mars Color Imager]] del [[Mars Reconnaissance Orbiter]], proprio nella zona di [[Opportunity]] iniziata alla fine di maggio 2018 (e continuata fino a metà giugno).<ref>{{Cita web|url=https://watchers.news/2018/06/13/dust-storm-mars/|titolo=Rapidly intensifying, possibly planet-wide dust storm affecting Mars|autore=|sito=The Watchers|data=2018-06-13|lingua=en-US|accesso=2024-03-08}}</ref> Il 10 giugno il rover aveva effettivamente inviato una misurazione adeguata al suo funzionamento. Dopo tale comunicazione però [[Opportunity]] ha smesso di inviare dati, segno che l'alimentazione necessaria non era più disponibile, rendendolo definitivamente non operante.<ref>L'insorgere della tempesta di sabbia, in via di espansione, è stata osservata dallo strumento [[Mars Reconnaissance Orbiter#MARCI|Mars Color Imager]] del [[Mars Reconnaissance Orbiter]], proprio nella zona di [[Opportunity]], costringendo gli operatori da terra a interrompere qualsiasi missione scientifica e inviare i comandi di spegnimento a tutti gli strumenti non essenziali. Il 10 giugno il rover ha inviato a terra una comunicazione sulle sue condizioni, evidenziando che, nonostante la poca energia disponibile ai pannelli solari fosse di 22 [[Wattora|Wh]], ci fosse ancora abbastanza energia per le comunicazioni e che la temperature interna era di -29 [[Grado Celsius|°C]] (la temperatura interna deve essere mantenuta dentro l'intervallo di -40C° e +40C° da un [[generatore termoelettrico a radioisotopi]], per evitare di far subire ai componenti elettronici danni causati dal freddo, motivo principale della perdita del rover gemello [[Spirit (rover)|Spirit]]). Questa tempesta di sabbia ha oscurato il cielo molto di più della [[Opportunity#Tempeste di sabbia|tempesta del 2007]] con un livello di oscuramento del sole di 10,8 τ, rispetto ai 5,5 del 2007 (molto simile alla tempesta sperimentata dalla sonda [[Viking 1]] nel 1977).

Dopo l'ultima comunicazione del 10 giugno (Sol 5111) il rover ha smesso di inviare segnali verso la Terra, segno che probabilmente la tensione delle batterie è andata sotto il limite minimo di 24 Volt. In queste condizioni il rover è quindi andato in [[safe mode]] lasciando attivo solo il ''Mission Clock'', il quale controlla solo quando il livello di energia torna agli standard operativi, così da riattivare il rover e comunicare verso la Terra. Al 20 giugno non erano state ancora ricevute comunicazioni da parte del rover e ormai la tempesta stava assumendo una scala globale, arrivando anche al ''Gale Crater'' dove il rover [[Curiosity (rover)|Curiosity]] stava effettuando in quel momento misurazioni sulla polvere dovute alla tempesta. Dal 10 giugno 2018, dopo oltre 600 comandi inviati nel tentativo di comunicare, Opportunity non ha dato più segni di vita. Molto probabilmente le basse temperature raggiunte durante la tempesta di sabbia hanno danneggiato il ''Mission Clock'', che di conseguenza non ha permesso al rover di riprendere contatto con la Terra.</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/opportunity-hunkers-down-during-dust-storm|titolo=Opportunity Hunkers Down During Dust Storm|autore=https://www.jpl.nasa.gov|sito=NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL)|lingua=en-US|accesso=2024-02-22}}</ref>Il 20 giugno 2018, la NASA ha riferito che la tempesta di polvere era cresciuta fino a coprire completamente l’intero pianeta.<ref name="NASA-20180620">{{Cita web|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=7164|dataaccesso=21 June 2018}}</ref><ref name="SPC-20180621">{{Cita web|url=https://www.space.com/40952-mars-dust-storm-2018-covers-entire-planet.html|dataaccesso=21 June 2018}}</ref>  

[[File:PIA03170_fig1duststroms.jpg|miniatura| Marte senza tempesta di polvere nel giugno 2001 (a sinistra) e con una tempesta di polvere globale nel luglio 2001 (a destra), come osservato dal Mars Global Surveyor]]
Nella totalità degli eventi le tempeste di polvere sono più comuni durante [[Perielio|il perielio]], quando il pianeta riceve il 40% in più di luce solare rispetto [[Afelio|all'afelio]]. Nel punto più vicino al Sole è più facile che si formino nell'atmosfera nubi di ghiaccio d'acqua, che interagiscono con le particelle di polvere, influenzando la temperatura del pianeta. L'osservazione a partire dagli anni '50 del XX secolo ha dimostrato anche che le probabilità che si verifichi una tempesta di polvere su tutto il pianeta in un particolare anno marziano sono circa di una su tre.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Zurek R. W.|autore2=Martin L. J.|anno=1993|titolo=Interannual variability of planet-encircling dust storms on Mars|rivista=ournal of Geophysical Research,|volume=98|numero=E2|abstract=Interannual variability of the atmosphere of Mars is dominated by the occurrence, or absence, of planet-encircling dust storms. In this paper we use a recent review of Earth-based telescopic observations of Mars together with Viking orbiter and lander data to estimate the frequency of occurrence of planet-encircling dust storms over the past century and to test whether the period spanned by the Mariner 9 and Viking missions to Mars is representative of the decades prior to 1950. In doing so, we take into account the practical limitations imposed on Earth-based coverage of Mars by the orbital geometries of the two planets. Both spacecraft and Earth-based observations suggest that planet-encircling dust storms on Mars occur during a so-called ``dust storm season'' in southern spring and summer. Viking data demonstrate decidedly that planet-encircling dust storms could have occurred in the past on Mars without being detected from Earth during years in which Mars was far from Earth during the dust storm season and thus difficult to observe. However, the same historical record indicates that planet-encircling storms were absent during the dust storm seasons monitored during several favorable oppositions prior to 1956 and after 1986. Overall, the chance of a planet-encircling dust storm occurring in any arbitrary Mars year is estimated to be approximately one in three (18-55% at the 95% level of confidence), if such occurrence is random from year-to-year and yet restricted seasonally to southern spring and summer.|doi=10.1029/92JE02936|bibcode=1993JGR....98.3247Z}}</ref>

Tra gli effetti delle tempeste di polvere c'é da annoverare quelli della perdita di acqua da Marte. Uno studio sulle tempeste di polvere effettuato tramite il [[Mars Reconnaissance Orbiter]] ha suggerito che il 10% della fuga di acqua dal pianeta  potrebbe essere stata causata dalle tempeste di polvere. Gli strumenti a bordo dell'''orbiter'' hanno rilevato infatti la presenza di vapore acqueo, osservato ad altitudini molto elevate durante tempeste di polvere globali. A quelle altitudini la luce ultravioletta del Sole può scomporre l’acqua in idrogeno e ossigeno permettendo all'idrogeno di fuggire nello spazio.<ref>{{Cita web|url=https://www.sciencenews.org/article/mars-dust-storms-water|sito=Science News|dataaccesso=January 24, 2018}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Heavens N. G. + altri 9|titolo=Hydrogen escape from Mars enhanced by deep convection in dust storms|rivista=Nature Astronomy|volume=2|pp=126-132|abstract=Present-day water loss from Mars provides insight into Mars's past habitability1-3. Its main mechanism is thought to be Jeans escape of a steady hydrogen reservoir sourced from odd-oxygen reactions with near-surface water vapour2, 4,5. The observed escape rate, however, is strongly variable and correlates poorly with solar extreme-ultraviolet radiation flux6-8, which was predicted to modulate escape9. This variability has recently been attributed to hydrogen sourced from photolysed middle atmospheric water vapour10, whose vertical and seasonal distribution is only partly characterized and understood11-13. Here, we report multi-annual observational estimates of water content and dust and water transport to the middle atmosphere from Mars Climate Sounder data. We provide strong evidence that the transport of water vapour and ice to the middle atmosphere by deep convection in Martian dust storms can enhance hydrogen escape. Planet-encircling dust storms can raise the effective hygropause (where water content rapidly decreases to effectively zero) from 50 to 80 km above the areoid (the reference equipotential surface). Smaller dust storms contribute to an annual mode in water content at 40-50 km that may explain seasonal variability in escape. Our results imply that Martian atmospheric chemistry and evolution can be strongly affected by the meteorology of the lower and middle atmosphere of Mars.|doi=10.1038/s41550-017-0353-4|bibcode=2018NatAs...2..126H}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2018-012&rn=news.xml&rst=7041|sito=NASA/JPL|dataaccesso=January 24, 2018}}</ref><ref>Il rapporto D/H aumenta nel tempo poiché l'acqua è dissociata e gli atomi di H e quelli di O sfuggono nello spazio lasciando in atmosfera una concentrazione maggiore del deuterio (D). Il rapporto complessivo indica, in pratica, la quantità totale di acqua persa con l’età del pianeta (Boston University, Center for Space Physics, 2019).</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Ma X. + altri 13|anno=2023|titolo=Tianwen-1 and MAVEN observations of Martian oxygen ion plumes|rivista=Icarus|volume=406|abstract=There is a significant Martian ion escape channel called the “plume”. Due to the lack of multi-point, high-resolution field and particle detections, the energization mechanism and source region identification of ion plumes by in situ measurements remain unclear. China's first Mars exploration mission, Tianwen-1, provides us an opportunity to study ion escape owing to the high altitude of its apoapsis (∼3 RM, RM is Mars radius). In this study, we take advantage of the joint observations of Tianwen-1 and Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN) to study oxygen ion plumes. Our statistical results confirm the convection electric field acceleration as the energization mechanism of plume ions (up to >15 keV) in a more direct way than ever before. Our estimation suggests that most ion plumes originate from middle and low MSE (Mars Solar Electric) latitude of the northern dayside Martian ionosphere. This work improves our understanding of the pick-up process of the Martian escaping ions.}}</ref> A riprova di ciò si può indicare che la scoperta della perdita, più recente, di idrogeno atomico [[:en:Water_on_Mars|dall’acqua]] avviene in concomitanza con le diverse stagioni e che i processi ne determinano in gran parte l'attività, in coincidenza con le tempeste di polvere quando queste trasportano l’acqua direttamente nell’atmosfera superiore.<ref>{{Cita news|lingua=en|url=https://phys.org/news/2020-11-mars-fled-red-planet.html}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Stone S. W. + altri 5|data=2020|titolo=Hydrogen escape from Mars is driven by seasonal and dust storm transport of water|rivista=Science|volume=370|numero=6518|pp=824-831|lingua=en|doi=10.1126/science.aba5229|bibcode=2020Sci...370..824S|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.aba5229|PMID=33184209|ISSN=0036-8075}}</ref>

Anche l'ExoMars sta eseguendo analisi sull'atmosfera in caso di presenza di polveri in sospensione. Al 2019 i due spettrometri a bordo della sonda, NOMAD e ACS, hanno effettuato le prime misurazioni, ad alta risoluzione e con il metodo dell’occultazione solare dell’atmosfera, osservando il modo in cui la luce solare viene assorbita nell’atmosfera per rivelare le impronte chimiche delle sue componenti.<ref name=":7">{{Cita web|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Human_and_Robotic_Exploration/Exploration/ExoMars/First_results_from_the_ExoMars_Trace_Gas_Orbiter#accept|titolo=First results from the ExoMars Trace Gas Orbiter|data=10 aprile 2019}}</ref> Tale metodo ha consentito di tracciare la distribuzione verticale del vapore acqueo e dell’acqua "semi-pesante” (con un atomo di idrogeno sostituito da un atomo di deuterio), da vicino alla superficie marziana fino a oltre 80 km di altitudine. I nuovi risultati tracciano l’influenza della polvere nell’atmosfera sull’acqua, insieme alla fuga di atomi di idrogeno nello spazio. I ricercatori (Ann Carine Vandaele e colleghi) che utilizzano la strumentazione hanno indicato che "Alle latitudini settentrionali abbiamo visto caratteristiche come nuvole di polvere ad altitudini di circa 25-40 km che prima non c'erano, e alle latitudini meridionali abbiamo visto strati di polvere spostarsi ad altitudini più elevate [...] L’aumento del vapore acqueo nell’atmosfera è avvenuto in modo straordinariamente rapido, nel giro di pochi giorni durante l’inizio della tempesta, indicando una rapida reazione dell’atmosfera alla tempesta di polvere”.<ref name=":7" /><ref>Le osservazioni del NOMAD e dell'ACS sono coerenti con i modelli di circolazione globale. La polvere assorbe la radiazione solare, riscaldando il gas circostante e provocandone l’espansione, ridistribuendo a sua volta altri elementi o molecole, come l’acqua, su un intervallo verticale più ampio. Si instaura inoltre un contrasto termico più elevato tra le regioni equatoriali e polari, rafforzando la circolazione atmosferica. Allo stesso tempo, grazie alle temperature più elevate, si formano meno nubi di ghiaccio d’acqua che normalmente confinano il vapore acqueo a quote più basse. I team di studio hanno anche effettuato la prima osservazione di acqua semipesante contemporaneamente al vapore acqueo, fornendo informazioni chiave sui processi che controllano la quantità di atomi di idrogeno e deuterio che fuggono nello spazio. Ciò significa anche che è possibile ricavare il rapporto deuterio-idrogeno (D/H), un indicatore importante per l'evoluzione e la concentrazione dell'acqua su Marte.</ref>
==== Elettricità atmosferica ====
Si ritiene che le tempeste di polvere su Marte possano portare a fenomeni elettrici atmosferici.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Eden H. F.|autore2=Vonnegut B.|anno=1973|titolo=Electrical Breakdown Caused by Dust Motion in Low-Pressure Atmospheres: Considerations for Mars|rivista=Science|volume=180|numero=4089|pp=962-963|doi=10.1126/science.180.4089.962|bibcode=1973Sci...180..962E|PMID=17735929}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Harrison R. G. + altri 14|anno=2016|titolo=Applications of Electrified Dust and Dust Devil Electrodynamics to Martian Atmospheric Electricity|rivista=Space Science Reviews,|volume=203|numero=1-4|abstract=Atmospheric transport and suspension of dust frequently brings electrification, which may be substantial. Electric fields of 10 kV m-1 to 100 kV m-1 have been observed at the surface beneath suspended dust in the terrestrial atmosphere, and some electrification has been observed to persist in dust at levels to 5 km, as well as in volcanic plumes. The interaction between individual particles which causes the electrification is incompletely understood, and multiple processes are thought to be acting. A variation in particle charge with particle size, and the effect of gravitational separation explains to, some extent, the charge structures observed in terrestrial dust storms. More extensive flow-based modelling demonstrates that bulk electric fields in excess of 10 kV m-1 can be obtained rapidly (in less than 10 s) from rotating dust systems (dust devils) and that terrestrial breakdown fields can be obtained. Modelled profiles of electrical conductivity in the Martian atmosphere suggest the possibility of dust electrification, and dust devils have been suggested as a mechanism of charge separation able to maintain current flow between one region of the atmosphere and another, through a global circuit. Fundamental new understanding of Martian atmospheric electricity will result from the ExoMars mission, which carries the DREAMS (Dust characterization, Risk Assessment, and Environment Analyser on the Martian Surface)—MicroARES ( Atmospheric Radiation and Electricity Sensor) instrumentation to Mars in 2016 for the first in situ electrical measurements.|doi=10.1007/s11214-016-0241-8|bibcode=2016SSRv..203..299H|url=https://hal-insu.archives-ouvertes.fr/insu-01301857/document}}</ref><ref>{{Cita libro|nome=Carlos|cognome=Calle|titolo=Electrostatic Phenomena in Planetary Atmospheres.|data=2017|editore=Morgan & Claypool Publishers}}</ref>  È noto che i granelli di polvere si caricano elettricamente quando entrano in collisione con il terreno o con altri grani in sospensione.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Forward K. M.|autore2=Lacks D. J.|autore3=Sankaran R. M.|anno=2009|titolo=Particle-size dependent bipolar charging of Martian regolith simulant|rivista=Geophysical Research Letters|volume=36|numero=13|abstract=The intense dust devils and dust storms on Mars are believed to generate large electrostatic fields that significantly alter geophysical and geochemical processes on the planet. The existence of such fields must be related to a mechanism by which charged dust separates by polarity; it has been widely hypothesized that this separation originates from a particle-size dependence of the charge polarity, but this effect has never been demonstrated. To address this issue, we carry out experiments on the triboelectric charging of Martian regolith simulant (JSC-1 Mars), using a fluid flow apparatus wherein only particle-particle interactions occur, as is the case in Martian dust events. Our experiments show direct evidence that smaller particles tend to charge negatively and larger particles tend to charge positively, which provides a mechanism for the charge separation that creates electric fields in Martian dust events.|doi=10.1029/2009GL038589|bibcode=2009GeoRL..3613201F}}</ref> Analisi teoriche, computazionali e sperimentali di flussi polverosi su scala di laboratorio e sui diavoli di polvere che vengono a formasi a scala maggiore sulla Terra, indicano che l’elettricità autoindotta (vengono ricompresi anche i fulmini), è un fenomeno comune nei flussi turbolenti carichi di polvere.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Melnik O.|autore2=Parrot M.|titolo=Electrostatic discharge in Martian dust storms|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=103|numero=A12|pp=29107-29118|abstract=Although the Martian atmosphere does not satisfy general requirements for lightning generation, there is a possibility of electrical discharge in the case of strong surface winds and a resulting extremely large dust mass loading in the course of large dust storms occurring on this planet. On Earth, negative potential gradients of many thousands of volts per meter have been measured during dust storms when winds are sufficiently strong. However, owing to a lower pressure in the Martian atmosphere, the required voltage for electrical breakdown is lower than on Earth. After a brief review of the observations concerning Earth's atmosphere and the laboratory experiments performed to understand these phenomena, the results of numerical simulation of the electrification in Martian dust storms are presented. Known characteristics of Martian dust grains and the Martian atmosphere are considered, and the different forces applied to the dust particles are taken into account. The electrostatic potential and the evolution of the charge density are calculated using Poisson's equation and the continuity equation. Two different wind configurations in the Martian atmosphere are studied: a wind vortex and a wind parallel to the ground encountering an obstacle (a small hill). It is shown that electric discharge occurs under specific conditions.|doi=10.1029/98JA01954|bibcode=1998JGR...10329107M|url=https://hal-insu.archives-ouvertes.fr/insu-03235135/file/98JA01954.pdf}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Renno N. O. + altri 4|anno=2003|titolo=Electrical discharges and broadband radio emission by Martian dust devils and dust storms|rivista=Geophysical Research Letters|volume=30|numero=22|abstract=Triboelectric charging of saltating and colliding sand and dust particles produces strong electric fields in terrestrial dust devils and dust storms. Acceleration of the charged particles, as well as microdischarges between them, generates wideband electromagnetic radiation. Similar phenomena are expected to be ubiquitous on Mars, because Martian dust devils and dust storms are larger, stronger and more frequent than their terrestrial analogues, and electrical discharges occur at a much lower potential gradient in the thin Martian atmosphere. We present theoretical arguments and observational evidence that Martian dust events produce nonthermal wideband electromagnetic radiation detectable from Earth.|doi=10.1029/2003GL017879|bibcode=2003GeoRL..30.2140R}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Krauss C. E.|autore2=Horányi M|autore3=Robertson S.|anno=2006|titolo=Modeling the formation of electrostatic discharges on Mars|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=111|numero=E2|abstract=Mars' low atmospheric pressure and arid, windy climate provide an environment that supports the triboelectric charging of dust. A laboratory experiment has been performed to demonstrate that the vertical motion of dust is sufficient for this charging mechanism to produce strong electric fields capable of creating electrical discharges in a low-pressure CO2 atmosphere. Discharges have been visually and electronically detected, and the discharge frequencies and intensities have been measured. The range of pressures required to efficiently produce these discharges has also been examined, demonstrating that electrical discharges can occur under conditions expected on the Martian surface. Additionally, a simple theoretical model has been created to constrain the parameters involved in the dust charging experiment. This model supports the ideas developed in the experimental phase of the project.|doi=10.1029/2004JE002313|bibcode=2006JGRE..111.2001K}}</ref> Su Marte questa tendenza sarebbe rafforzata dalla bassa pressione dell’atmosfera, che si tradurrebbe in campi elettrici molto più bassi, necessari per la rottura. Di conseguenza, la segregazione aerodinamica della polvere sia sulla mesoscala che sulla macroscala potrebbe facilmente portare a una separazione delle cariche sufficientemente ampia da produrre una rottura elettrica locale nelle nubi di polvere al di sopra del suolo.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Di Renzo M.|autore2=Urzay J.|titolo=Aerodynamic generation of electric fields in turbulence laden with charged inertial particles|rivista=Nature Communications|volume=9|numero=1676|doi=10.1038/s41467-018-03958-7|bibcode=2018NatCo...9.1676D|PMID=29700300}}</ref>
[[File:Dusty_turbulence_CFD.tif|miniatura| Simulazione numerica diretta di turbolenze cariche, di 168 milioni di particelle di polvere inerziale, caricate elettricamente (Center for Turbulence Research, Stanford University)]]
Tuttavia, a differenza di altri pianeti del Sistema Solare non esistono misurazioni ''in situ'' sulla superficie di Marte che possano dimostrare queste ipotesi.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Aplin K. L.|autore2=Fischer G.|anno=2017|titolo=Lightning detection in planetary atmospheres|rivista=Weather|volume=72|numero=2|pp=46-50|abstract=Lightning in planetary atmospheres is now a well-established concept. Here we discuss the available detection techniques for, and observations of, planetary lightning by spacecraft, planetary landers and, increasingly, sophisticated terrestrial radio telescopes. Future space missions carrying lightning-related instrumentation are also summarised, specifically the European ExoMars mission and Japanese Akatsuki mission to Venus, which could both yield lightning observations in 2016.|doi=10.1002/wea.2817|bibcode=2017Wthr...72...46A|arxiv=1606.03285}}</ref> Il primo tentativo di chiarire queste incognite doveva essere effettuata dal [[Schiaparelli EDM Lander|''lander'' Schiaparelli EDM]] della missione ExoMars nel 2016, che includeva hardware di bordo specificatamente progettato e quindi rilevante per misurare le cariche elettriche della polvere e i campi elettrici atmosferici su Marte. Purtroppo, il ''lander'' ha fallito l'atterraggio automatizzato il 19 ottobre 2016 schiantandosi sulla superficie e non permettendo nessuna analisi in tal senso.

==== Saltazione ====
Il processo di [[:en:Saltation_(geology)|saltazione geologica]], meccanismo per cui i grani di sabbia si mettono a saltare su di una superficie, è piuttosto importante come agente per l'aggiunta di particolato nell'atmosfera su Marte. Particelle di sabbia saltanti sono state osservate dal rover MER ''[[:en:Spirit_(rover)|Spirit]].''<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Geoffrey A. L. + altri 5|anno=2006|titolo=DUST AND SAND DEPOSITION ON THE MER SOLAR ARRAYS AS VIEWED BY THE
MICROSCOPIC IMAGER|rivista=Lunar and Planetary Science XXXVII|numero=1932|url=https://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/1932.pdf}}</ref><ref>{{Cita web|url=http://www.grc.nasa.gov/WWW/RT/2006/RP/RPV-landis2.html|titolo=Dust on Mars Solar Arrays Examined With Microscopic Imager|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090510064530/http://www.grc.nasa.gov/WWW/RT/2006/RP/RPV-landis2.html|dataarchivio=10 maggio 2009|urlmorto=http://www.grc.nasa.gov/WWW/RT/2006/RP/RPV-landis2.html}}</ref> Tali osservazioni effettuate dalla superficie (anche quella terrestre) con le ipotesi teoriche, comunque non concordano tra loro; nel mondo reale si vengono a perdere fino alla metà delle particelle saltanti rispetto a quelle previste dalla teoria classica.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Kok J. F.|autore2=Renno N. O.|titolo=Electrostatics in Wind-Blown Sand|rivista=Physical Review Letters|volume=100|numero=1|doi=10.1103/PhysRevLett.100.014501|bibcode=2008PhRvL.100a4501K|PMID=18232774|arxiv=0711.1341}}</ref> Un modello maggiormente in accordo  con le osservazioni del mondo reale suggerisce che le particelle saltanti creano un campo elettrico che aumenta l’effetto della saltazione. I grani delle polveri suMarte saltano in traiettorie 100 volte più alte e più lunghe raggiungendo velocità 5-10 volte più elevate rispetto ai grani sulla Terra.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Almeida M. P.|autore2=Parteli E. J. R.|autore3=Andrade J. S., Herrmann H. J.|titolo=From the Cover: Giant saltation on Mars|rivista=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=105|numero=17|doi=10.1073/pnas.0800202105|bibcode=2008PNAS..105.6222A|PMID=18443302}}</ref>

=== Nube anulare settentrionale annuale ===
[[File:Mars_cyclone.jpg|destra|miniatura| Immagine di Hubble della colossale nube polare su Marte]]
Una grande nube a forma di ciambella appare nella regione polare nord di Marte più o meno nello stesso periodo, ogni anno marziano con all'incirca la stessa dimensione, formandosi al mattino e dissipandosi nel pomeriggio.<ref name="mgs">{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/MPF/|titolo=Mars Pathfinder|sito=mars.nasa.gov|dataaccesso=July 6, 2019}}</ref> Il diametro esterno della nuvola è di circa 1600 km e il foro interno (o occhio)  che ha una estensione di 320 km.<ref name="cornell">{{Cita web|url=http://www.news.cornell.edu/releases/May99/mars.cyclone.deb.html|dataaccesso=September 6, 2007}}</ref> Si pensa che la nuvola sia composta da ghiaccio d'acqua,<ref name="cornell" /> dandogli il caratteristico colore bianco, a differenza delle più comuni tempeste di polvere che assumono il colore giallo-arancio.

Morfologicamente la nube sembra rimandare ad una tempesta ciclonica, più simile a un uragano, ma a differenza di questo non ruota.<ref name="mgs">{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/MPF/|titolo=Mars Pathfinder|sito=mars.nasa.gov|dataaccesso=July 6, 2019}}</ref> La nuvola appare durante l'estate settentrionale e ad alta latitudine. Si ipotizza che tale formazione sia dovuta alle condizioni climatiche, uniche, vicino al polo settentrionale.<ref name="cornell">{{Cita web|url=http://www.news.cornell.edu/releases/May99/mars.cyclone.deb.html|dataaccesso=September 6, 2007}}</ref> Infatti già ai tempi delle sonde orbitanti Viking furono rilevate tempeste simili a cicloni per la prima volta, proprio durante i programmi di mappatura delle missioni, ma la nube anulare settentrionale risulta essere quasi tre volte più grande<ref name="cornell" /> tanto da essere  stata osservata anche dall'Hubble Space Telescope e da varie sonde tra cui il [[Mars Global Surveyor]].<ref name="mgs" /><ref name="cornell" /> Risulta utile sottolineare che, oltre alla nube anulare, altri eventi possono risultare ricorrenti come le tempeste e i [[:en:Martian_dust_devils|diavoli di polvere]].<ref name="cornell" />

=== Presenza di metano ===
[[File:Martian_Methane_Map.jpg|miniatura| La fonte del metano di Marte è sconosciuta. Viene mostrata nell'immagine il rilevamento del plume in atmosfera, durante la stagione estiva settentrionale.]]
Su Marte è stato osservato [[metano]] (CH<sub>4</sub>). Questo, con l'attuale atmosfera ossidante presente, risulta essere chimicamente instabile. Infatti il metano si decompone rapidamente per ossidazione, anche a causa delle radiazioni ultraviolette del Sole e delle reazioni con altri gas. Quindi, una presenza persistente di metano nell'atmosfera può implicare l'esistenza di una fonte per ricostituire continuamente il gas perso.

Tracce di metano, a livello di diverse [[Notazione per parti|parti per miliardo]] (ppb), sono state segnalate per la prima volta nell'atmosfera di Marte da un team del [[Goddard Space Flight Center]] della NASA nel 2003.<ref name="methane33">{{Cita pubblicazione|autore=Mumma M. J.|autore2=Novak, R. E.|autore3=DiSanti M. A., Bonev B. P.|anno=2003|titolo=A Sensitive Search for Methane on Mars|rivista=Bulletin of the American Astronomical Society|volume=35|bibcode=2003DPS....35.1418M}}</ref><ref>{{Cita web|url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/mars-methane-boosts-chances-for-life/|autore=Naeye, Robert|dataaccesso=20 December 2014}}</ref> Però misurazioni effettuate in tempi diversi hanno fornito differenti valori. Utilizzando spettrometri a infrarossi ad alta dispersione su tre telescopi terrestri, è stata misurata la concentrazione di metano e di vapore acqueo simultaneamente su Marte, per diversi intervalli di longitudine (nord) all'inizio e alla fine dell'estate 2003 e vicino all'equinozio di primavera del 2006.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Mumma M. J. et al|anno=2009|titolo=Strong Release of Methane on Mars in Northern Summer 2003|rivista=Science|volume=323|numero=5917|pp=1041-1045|doi=10.1126/science.11652|url=https://www.science.org/doi/10.1126/science.1165243}}</ref> Il risultato è che sono state osservate grandi differenze nelle abbondanze tra i due anni. Ciò suggerisce che il metano fosse concentrato localmente e probabilmente stagionale.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Hand E.|anno=2018|titolo=Mars methane rises and falls with the seasons|volume=359|numero=6371|pp=16-17|doi=10.1126/science.359.6371.16|bibcode=2018Sci...359...16H|PMID=29301992}}</ref>  Nel 2014, la NASA ha riferito che il rover ''Curiosity'' ha rilevato un aumento di dieci volte, come picco, del metano nell’atmosfera circostante, tra la fine del 2013 e l’inizio del 2014. Quattro misurazioni effettuate nell'arco di due mesi in questo periodo hanno registrato una media di 7,2 ppb, il che implica che Marte produce o rilascia episodicamente metano da una fonte sconosciuta.<ref name=":36">{{Cita pubblicazione|autore=Webster C. R. + altri 19|titolo=Mars methane detection and variability at Gale crater|rivista=Science|volume=347|numero=6220|doi=10.1126/science.1261713|bibcode=2015Sci...347..415W|url=https://authors.library.caltech.edu/52526/7/Webster.SM.pdf|PMID=25515120|ISSN=0036-8075}}</ref> Prima e dopo, le letture erano in media di circa un decimo di quel livello.<ref name="NASA-20141216-GW">{{Cita web|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-432|titolo=NASA Rover Finds Active and Ancient Organic Chemistry on Mars|dataaccesso=16 December 2014}}</ref><ref name="NYT-20141216-KC">{{Cita news|autore=Kenneth Chang|url=https://www.nytimes.com/2014/12/17/science/a-new-clue-in-the-search-for-life-on-mars.html|titolo=‘A Great Moment’: Rover Finds Methane, a Clue That Mars May Harbor Life|pubblicazione=The New York Times}}</ref><ref name=":36" /> Il 7 giugno 2018, la NASA ha annunciato una variazione stagionale ciclica nel livello di fondo del metano atmosferico.<ref name="NYT-20180607">{{Cita news|autore=Kenneth Chang|url=https://www.nytimes.com/2018/06/07/science/mars-nasa-life.html|titolo=Life on Mars? Rover’s Latest Discovery Puts It ‘On the Table’|pubblicazione=The New York Times}}</ref><ref name="SCI-20180608b">{{Cita pubblicazione|autore=Webster, Christopher R.|volume=360|doi=10.1126/science.aaq0131|bibcode=2018Sci...360.1093W|PMID=29880682}}</ref><ref name="SCI-20180608c">{{Cita pubblicazione|autore=Eigenbrode, Jennifer L.|titolo=Organic matter preserved in 3-billion-year-old mudstones at Gale crater, Mars|volume=360|doi=10.1126/science.aas9185|bibcode=2018Sci...360.1096E|PMID=29880683}}</ref>

Differentemente sembra che il metano non sia stato osservato dal Mars Trace Gas Orbiter dell'ExoMars, almeno al 2021.<ref name=":8">{{Cita pubblicazione|autore=Korablev O. et al.|anno=2019|titolo=No detection of methane on Mars based on early ExoMars Trace Gas Orbiter observations|rivista=Nature|volume=568|pp=517-520|url=https://www.nature.com/articles/s41586-019-1096-4}}</ref><ref>Al 2021, nonostante le migliorie alla strumentazione del TGO, non è stata rilevato il gas da parte della sonda ExoMars. SI legga [https://www.esa.int/Science_Exploration/Human_and_Robotic_Exploration/Exploration/ExoMars/ExoMars_orbiter_continues_hunt_for_key_signs_of_life_on_Mars ExoMars orbiter continues hunt for key signs of life on Mars].</ref>  Tale mancanza potrebbe essere ricondotta a qualche meccanismo che tende ad eliminarlo velocemente una volta entrato in atmosfera.<ref name=":8" /> Alcuni autori propongo tale agente essere la superficie fortemente ossidante di Marte derivabile, ad esempio, dall'azione dei perclorati presenti a terra.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Sushil K. A. et al.|anno=2019|titolo=Methane on Mars from MSL-Curiosity and ExoMars-Trace Gas Orbiter: A Destructive Role of Surface Oxidants?|rivista=Ninth International Conference on Mars}}</ref> Nel frattempo ExoMars avrebbe riconosciuto (al 2020) firme di altri gas, mai osservati prima, quali l'ozono (O<sub>3</sub>) e l'anidride carbonica (CO<sub>2</sub>), basato su un intero anno marziano di osservazioni, da parte dei suoi sensibili sensori della suite di analisi chimica atmosferica (ACS).<ref>{{Cita web|url=https://www.esa.int/Science_Exploration/Human_and_Robotic_Exploration/Exploration/ExoMars/ExoMars_finds_new_gas_signatures_in_the_martian_atmosphere|titolo=ExoMars finds new gas signatures in the martian atmosphere|data=27 luglio 2020}}</ref>
[[File:PIA22328-MarsCuriosityRover-Methane-SeasonalCycle-20180607.jpg|miniatura| Il rover ''Curiosity'' ha rilevato una variazione stagionale ciclica del metano atmosferico.]]
I principali candidati per l'origine del metano di Marte includono processi non biologici come reazioni [[:en:Properties_of_water|acqua]]-roccia, [[radiolisi]] dell'acqua con formazione [[Pirite|di pirite]], i quali producono [[Idrogeno|H<sub>2</sub>]] che potrebbe quindi generare metano e altri idrocarburi tramite [[Processo Fischer-Tropsch|sintesi Fischer-Tropsch]] con [[Monossido di carbonio|CO]] e CO<sub>2</sub>.<ref name="asc.2010">Anno{{Cita conferenza|anno=2010}}</ref> È stato anche dimostrato che il metano potrebbe essere prodotto mediante un processo che coinvolge acqua, anidride carbonica e[[Olivina|l'olivina]], minerale noto per essere comune su Marte.<ref name="olivine">{{Cita pubblicazione|autore=Oze C.|autore2=Sharma M.|anno=2005|titolo=Have olivine, will gas: Serpentinization and the abiogenic production of methane on Mars|rivista=Geophysical Research Letters|volume=32|numero=10|doi=10.1029/2005GL022691|bibcode=2005GeoRL..3210203O|url=https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/full/10.1029/2005GL022691}}</ref> [[Microrganismo|I microrganismi]] viventi, come [[Metanogeni|i metanogeni]], sono un’altra possibile fonte, ma su Marte non è stata trovata alcuna prova della presenza di tali organismi (si legga a tal proposito [[Vita su Marte|vita su Marte#Metano]]).<ref name="PNAS-20120607">{{Cita pubblicazione|autore=Oze C. + altri 3|anno=2012|titolo=Differentiating biotic from abiotic methane genesis in hydrothermally active planetary surfaces|rivista=Proceedings of the National Academy of Sciences|volume=109|numero=25|pp=9750-9754|doi=10.1073/pnas.1205223109|bibcode=2012PNAS..109.9750O|PMID=22679287}}</ref><ref name="Space-20120625">{{Cita web|url=http://www.space.com/16284-mars-life-atmosphere-hydrogen-methane.html|titolo=Mars Life Could Leave Traces in Red Planet's Air: Study|dataaccesso=27 June 2012}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Krasnopolsky V. A.|autore2=Maillard J. P.|autore3=Owen T. C.|anno=2004|titolo=Detection of methane in the martian atmosphere: evidence for life?|rivista=Icarus|volume=172|numero=2|pp=537-547|abstract=Using the Fourier Transform Spectrometer at the Canada-France-Hawaii Telescope, we observed a spectrum of Mars at the P-branch of the strongest CH 4 band at 3.3 μm with resolving power of 180,000 for the apodized spectrum. Summing up the spectral intervals at the expected positions of the 15 strongest Doppler-shifted martian lines, we detected the absorption by martian methane at a 3.7 sigma level which is exactly centered in the summed spectrum. The observed CH 4 mixing ratio is 10±3 ppb. Total photochemical loss of CH 4 in the martian atmosphere is equal to 2.2×10 cms, the CH 4 lifetime is 340 years and methane should be uniformly mixed in the atmosphere. Heterogeneous loss of atmospheric methane is probably negligible, while the sink of CH 4 during its diffusion through the regolith may be significant. There are no processes of CH 4 formation in the atmosphere, so the photochemical loss must therefore be balanced by abiogenic and biogenic sources. Outgassing from Mars is weak, the latest volcanism is at least 10 million years old, and thermal emission imaging from the Mars Odyssey orbiter does not reveal any hot spots on Mars. Hydrothermal systems can hardly be warmer than the room temperature at which production of methane is very low in terrestrial waters. Therefore a significant production of hydrothermal and magmatic methane is not very likely on Mars. The calculated average production of CH 4 by cometary impacts is 2% of the methane loss. Production of methane by meteorites and interplanetary dust does not exceed 4% of the methane loss. Methane cannot originate from an extinct biosphere, as in the case of "natural gas" on Earth, given the exceedingly low limits on organic matter set by the Viking landers and the dry recent history which has been extremely hostile to the macroscopic life needed to generate the gas. Therefore, methanogenesis by living subterranean organisms is a plausible explanation for this discovery. Our estimates of the biomass and its production using the measured CH 4 abundance show that the martian biota may be extremely scarce and Mars may be generally sterile except for some oases.|doi=10.1016/j.icarus.2004.07.004|bibcode=2004Icar..172..537K}}</ref> 

=== Morfologie da anidride carbonica ===
Le immagini [[Mars Reconnaissance Orbiter|del Mars Reconnaissance Orbiter]] in alta risoluzione suggeriscono che su Marte e soprattutto verso i poli, si verifica un insolito effetto di erosione basato sul clima, caratteristico del pianeta rosso. Il riscaldamento primaverile in alcune aree porta a far sublimare il ghiaccio secco e a fluire verso l'alto, creando modelli di erosione molto insoliti chiamati ''spider gullies'' sino a dare forme caratteristiche definite ''spider terrain''<ref name=":9" /> Il meccanismo è semplice e agisce in virtù delle condizione fisiche e chimiche di Marte: il ghiaccio traslucido (e quindi semitrasparente) di biossido di carbonio si deposita durante l'inverno ai poli e nelle sue vicinanze; quando la luce solare primaverile riscalda la superficie ghiacciata, sottostante al contatto con il materiale roccioso e per un effetto simile all'effetto serra si viene a concentrare calore che fa vaporizzare la CO<sub>2</sub> (all'interfaccia ghiaccio secco-roccia) e facendola sublimare direttamente in gas. Il gas di diossido di carbonio scorre sotto la coltre ghiacciata creando dei tubi per lo spostamento e trascinando le polveri provenienti dalla roccia. In punti deboli dello strato congelato la compagine ghiacciata può essere portata a rottura (per pressione del gas sottostante facendo risalire il gas di CO<sub>2</sub> e formando geyser con eruzione del gas verso l'atmosfera<ref name="Kieffer" /> con l'espulsione verso l'alto anche del materiale roccioso tipicamente di colore marrone scuro.<ref name=":9">{{Cita libro|autore=Greeley R.|titolo=Introduction to Planetary Geomorphology|anno=2013|editore=Cambridge University Press|pp=142-143}}</ref> Sebbene le eruzioni non siano state osservate direttamente, sono proprio le ''macchie scure di dune'' e i ''ventagli'' più chiari sul ghiaccio chiaro le prove di questa dinamica. Le macchie e i ventagli sono quindi composti dalla sabbia e dalla polvere trasportata in alto dalle eruzioni. Forma caratteristica che in generale accompagna questi depositi sono l'insieme di solchi e tubi che intagliano la superficie ghiacciata (i ''spider terrain'') scavati sotto il ghiaccio proprio dal gas in uscita (vedi [[:en:Geysers_on_Mars|Geyser su Marte]]).<ref name="Kieffer">{{Cita pubblicazione|autore=Kieffer H. H.|autore2=Christensen P. R.|autore3=Titus T. N.|titolo=CO2 jets formed by sublimation beneath translucent slab ice in Mars' seasonal south polar ice cap|rivista=Nature|volume=442|numero=7104|doi=10.1038/nature04945|bibcode=2006Natur.442..793K|PMID=16915284}}</ref> Si ritiene che le eruzioni di gas [[Azoto|di azoto]] osservate dalla ''[[Voyager 2]]'' su [[Tritone (astronomia)|Tritone]] avvengano con un meccanismo molto simile.

== Effetti orografici ==
[[File:PIA16463-MarsVolatiles-20121102.jpg|sinistra|miniatura| [[Atmosfera di Marte|Gas volatili]] del pianeta [[Marte (astronomia)|Marte]] (da misure effettuate con il ''rover'' [[Curiosity (rover)|Curiosity]] nell'ottobre del 2012).]]
Le tempeste marziane sono influenzate in modo significativo dalle grandi catene montuose di Marte.<ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20090511221647/https://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/mountains.html|titolo=The Martian mountain ranges...|autore=Mars General Circulation Modelling Group|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090511221647/https://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/mountains.html|dataarchivio=10 ottobre 2004|urlmorto=http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/mountains.html|dataaccesso=September 8, 2007}}</ref> [[Montes di Marte|Montagne individuali]], come [[Olympus Mons|l'Olympus Mons]] (che detiene il record di vulcano del Sistema Solare più alto, pari a 26 km circa) possono influenzare localmente il clima, anche se gli effetti meteorologici maggiori sono dovuti al più ampio insieme di vulcani nella regione di [[Tharsis (Marte)|Tharsis]].

Un fenomeno meteorologico ripetuto che coinvolge le montagne è una nuvola di polvere a spirale che si forma sopra [[Arsia Mons]]. Questa può raggiungere altezze da 15 km fino a 30 km sopra l'omonimo vulcano (posto a 9° di latitudine sud, 121° di longitudine ovest). Questo fenomeno si attiva ogni anno avvicinandosi all'inizio dell'inverno meridionale. Poco prima dell'inizio infatti la luce del sole riscalda l'aria sulle pendici del vulcano. Quest'aria sale, portando con sé piccole quantità di polvere. Alla fine, l'aria in aumento converge sulla caldera del vulcano, la grande depressione circolare alla sua cima. Il sedimento fine si innalza dai pendii del vulcano fondendosi in una nuvola a spirale di polvere abbastanza spessa da essere osservata effettivamente dall'orbita. Sebbene sia un fenomeno annuale, osservazioni e calcoli al computer indicano che può formarsi solo per un breve periodo di tempo (per ogni anno). Dinamiche simile che producono nubi di polvere a spirale  non sono state notate sugli altri grandi vulcani, come ad esempio quelli di Tharsis, ma sono state osservate altri tipi di nuvole sulle principali topografie orografiche.<ref>{{Cita web|url=http://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA04294|dataaccesso=September 8, 2007}}</ref> Tali nuvole sono presenti attorno a Olympus Mons, Ascraeus Mons, Pavonis Mons, Elysium Mons e Alba Patera ed ovviamente ad Arsia Mons, durante tutto l'anno marziano, con un picco a fine estate.<ref name="icarus">{{Cita pubblicazione|autore=Benson J. L + altri 3|titolo=Interannual variability of water ice clouds over major martian volcanoes observed by MOC|rivista=Icarus|volume=184|numero=2|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.014|bibcode=2006Icar..184..365B}}</ref>

Le nuvole che circondano le orografie mostrano una variabilità stagionale. Sono state studiate già dagli anni '70 del secolo scorso (Smith e Smith, 1972) sui dati prelevati dal 1924 al 1971, scoprendo che l'attività delle nuvole era generalmente limitata alla fine primavera e prime stagioni estive nell'emisfero settentrionale, in una fascia di  longitudine solare aerocentrica compresa tra 60° e 150°. Più recentemente Benson ''et al''. (2003) ha studiato il comportamento stagionale delle nuvole di ghiaccio d'acqua topografiche nella regione di Tharsis usando le immagini giornaliere tramite la Mars Mars Orbiter Camera del Mars Global Surveyor (MOC/MGS), da marzo 1999 a luglio 2001, caratterizzando le tendenze stagionali nelle attività delle nuvole pomeridiane per i tre vulcani di Tharsis (Ascraeus Mons, Pavonis Mons e Arsia Mons), di Olympus Mons e di Alba Patera. Si è così potuto definire che l'insorgere delle nuvole sull'Olympus Mons e [[Ascraeus Mons|sull'Ascreaus Mons]] avviene nella primavera e nell'estate dell'emisfero settentrionale, raggiungendo un'area massima totale di circa 900.000 km<sup>2</sup> e 1.000.000 km <sup>2</sup> rispettivamente, in tarda primavera. Le nubi attorno [[Alba Mons|ad Alba Patera]] e [[Pavonis Mons]] mostrano un ulteriore picco, minore, a fine estate. In inverno sono state osservate pochissime nuvole. Le previsioni del [[:en:Mars_general_circulation_model|Modello di Circolazione Generale di Marte]] sono coerenti con queste osservazioni.<ref name="icarus">{{Cita pubblicazione|autore=Benson J. L + altri 3|titolo=Interannual variability of water ice clouds over major martian volcanoes observed by MOC|rivista=Icarus|volume=184|numero=2|doi=10.1016/j.icarus.2006.03.014|bibcode=2006Icar..184..365B}}</ref>

Glenar ''et al''. (2003) hanno studiato le proprietà delle nuvole di Elysium Mons, utilizzando osservazioni a terra nel vicino infrarosso, e hanno scoperto che la dimensione delle particelle di ghiaccio variava con l'ora del giorno. Hanno trovato inoltre che le particelle grandi hanno dominato al mattino (9:50 LST), mentre le dimensioni delle particelle sono rapidamente diminuite nel tardo mattino e nel primo pomeriggio (10:50 e 12:00 LST). Variazioni all'aumento delle dimensioni delle particelle sono state osservate verso metà pomeriggio (13:20, 13:40 e 14:50 LST), con le particelle più grandi che diventavano dominante man mano che il pomeriggio procedeva. Inoltre, gli autori hanno osservato che la profondità ottica delle nubi è aumentata progressivamente raggiungendo la massima opacità durante le ore pomeridiane.<ref name="icarus" />

== Coperture polari ==
[[File:North_Pole_-_Mars_-_Flickr_-_jccwrt.png|miniatura| Ripresa della calotta polare con la profondità dell'atmosfera e una grande nube orografica visibile all'orizzonte. Ripresa effettuata dal Mars Express con lo strumento HRSC.]]
[[File:Mars_Ice_Age_PIA04933_modest.jpg|destra|miniatura| Questa vista simulata mostra come sarebbe potuto apparire Marte durante il culmine di una possibile era glaciale in tempi geologicamente recenti.Durante un periodo compreso tra 2,1 milioni e 400.000 anni fa, l'aumento dell'inclinazione dell'asse di rotazione di Marte causò un aumento del riscaldamento solare ai poli. Uno studio che utilizza le osservazioni delle orbite Mars Global Surveyor e Mars Odyssey della NASA conclude che questo riscaldamento polare avrebbe causato la mobilitazione di vapore acqueo e polvere nell’atmosfera e l’accumulo di un deposito superficiale di ghiaccio e polvere fino a circa 30 gradi di latitudine in entrambi gli emisferi. Marte ora sarebbe in un periodo interglaciale, caratterizzato da una minore inclinazione assiale (negli ultimi 300.000 anni circa). Il deposito superficiale ricco di ghiaccio, depositato durante la glaciazione, si starebbe degradando, in particolare modo, nella zona di latitudine compresa tra 30 gradi e 60 gradi, mentre il ghiaccio d’acqua ritorna ai poli.]]
[[File:PIA21465_-_North_Polar_Layers.jpg|miniatura| Ripresa con [[HiRISE]] di Olympia Rupes nel [[Planum Boreum]], di uno dei tanti strati di ghiaccio d'acqua esposti, trovati nelle regioni polari di Marte. Larghezza raffigurata: 1,3 km circa.]]
[[File:PIA11858_Starburst_Spider.jpg|destra|miniatura| Immagine ripresa da [[HiRISE]] di ''macchie scure di dune'' e ventagli formati da eruzioni di geyser di gas CO<sub>2</sub> sulla calotta glaciale meridionale di Marte.]]
Alcune dinamiche climatiche di Marte vengono regolate dalle masse ghiacciate polari. Infatti Marte possiede calotte al polo nord e al polo sud, costituite da ghiaccio d'acqua; tuttavia, sulle loro superfici è presente anche anidride carbonica congelata ([[ghiaccio secco]]). Tale tipo di ghiaccio si accumula nella regione polare nord ([[Planum Boreum]]) solo in inverno, sublimando completamente in estate. Il meccanismo si ripete al polo sud esattamente con la stessa stagionalità. Qui però si ha anche  una copertura permanente di ghiaccio secco fino a otto metri di spessore.<ref>{{Cita web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Marspoles.html|dataaccesso=February 26, 2007}}</ref> Questa differenza è dovuta alla maggiore elevazione del polo sud data dalla [[:en:Martian_dichotomy|dicotomia marziana]].

Gran parte dell'atmosfera (composta da biossido di carbonio) può condensare al polo invernale facendo si che la pressione atmosferica possa variare fino a un terzo del suo valore medio. Questa condensazione o la relativa evaporazione, causerà una variazione inversa della proporzione dei gas non condensabili nell'atmosfera.<ref name="François Forget">{{Cita web|url=http://www-mars.lmd.jussieu.fr/mars/publi/forget_science2004.pdf|autore=François Forget|dataaccesso=February 25, 2007}}</ref> 

L'eccentricità dell'orbita di Marte influenza questo ciclo, così come altri fattori quali l'inclinazione assiale ed altri moti millenari. In primavera e in autunno il vento generabile dal processo di sublimazione dell'anidride carbonica è così forte che può divenire la causa delle tempeste di polvere globali sopra menzionate.<ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20090511222314/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/ice.html|titolo=Mars' dry ice polar caps...|autore=Mars General Circulation Modelling Group|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090511222314/http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/ice.html|urlmorto=http://www-mgcm.arc.nasa.gov/mgcm/HTML/WEATHER/ice.html|dataaccesso=February 22, 2007}}</ref>

La calotta polare nord ha un diametro di circa 1.000 km durante l'estate settentrionale marziana,<ref name=":0">{{Cita web|url=http://www.mira.org/fts0/planets/097/text/txt002x.htm|titolo=Mars|dataaccesso=February 26, 2007}}</ref> e contiene circa 1,6 milioni di km<sup>3</sup> di ghiaccio, che se distribuiti uniformemente sul polo formerebbe uno spessore di 2 km (rispetto a un volume di 2,85 milioni di km<sup>3</sup> per la [[:en:Greenland_ice_sheet|calotta glaciale della Groenlandia]]).<ref name="brown">{{Cita pubblicazione|autore=Carr M. H.|autore2=Head J. W.|titolo=Oceans on Mars: An assessment of the observational evidence and possible fate|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=108|numero=E5|doi=10.1029/2002JE001963|bibcode=2003JGRE..108.5042C}}</ref>  La calotta polare meridionale ha un diametro di 350 km e uno spessore massimo di 3 km.<ref name=":0" /><ref name="nasa">{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20090514054111/https://science.nasa.gov/headlines/y2003/07aug_southpole.htm|titolo=Mars is Melting|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090514054111/https://science.nasa.gov/headlines/y2003/07aug_southpole.htm|urlmorto=https://science.nasa.gov/headlines/y2003/07aug_southpole.htm|dataaccesso=February 26, 2007}}</ref> 

Entrambe le calotte polari mostrano depressioni a spirale, che inizialmente si pensava si formassero come risultato del riscaldamento solare differenziale, accoppiato con la sublimazione del ghiaccio e la condensazione del vapore acqueo.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Pelletier J. D.|anno=2004|titolo=How do spiral troughs form on Mars?|rivista=Geology|volume=32|numero=4|p=365|abstract=A three-dimensional model for the coupled evolution of ice-surface temperature and elevation in the Martian polar ice caps is presented. The model includes (1) enhanced heat absorption on steep, dust-exposed scarps, (2) accumulation and ablation, and (3) lateral conduction of heat within the ice cap. The model equations are similar to classic equations for excitable media, including nerve fibers and chemical oscillators. In two dimensions, a small zone of initial melting in the model develops into a train of poleward-migrating troughs with widths similar to those observed on Mars. Starting from random initial conditions, the three-dimensional model reproduces spiral waves very similar to those in the north polar ice cap, including secondary features such as gull-wing shaped troughs, bifurcations, and terminations. These results suggest that eolian processes and ice flow may not control trough morphology.|doi=10.1130/G20228.2|bibcode=2004Geo....32..365P|url=http://geomorphology.geo.arizona.edu/PAPERS/pelletier_04d.pdf}}
</ref><ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20090514054111/http://science.nasa.gov/headlines/y2003/07aug_southpole.htm|titolo=Mars is Melting|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090514054111/http://science.nasa.gov/headlines/y2003/07aug_southpole.htm|urlmorto=https://science.nasa.gov/headlines/y2003/07aug_southpole.htm}}</ref> Analisi dei dati radar a penetrazione del ghiaccio provenienti dallo strumento [[SHARAD]] ha dimostrato invece che le depressioni a spirale si sono formate da una situazione specifica di conformazione, in cui [[Vento catabatico|venti catabatici]] ad alta densità scendono dall'alto polare per trasportare il ghiaccio a creare forme di fondo di grande lunghezza d'onda.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Smith I. B.|autore2=Holt J. W.|titolo=Onset and migration of spiral troughs on Mars revealed by orbital radar|rivista=Nature|volume=465|numero=7297|doi=10.1038/nature09049|bibcode=2010Natur.465..450S|PMID=20505722}}</ref><ref>{{Cita web|url=http://www.space.com/8494-mystery-spirals-mars-finally-explained.html|titolo=Mystery Spirals on Mars Finally Explained|dataaccesso=May 26, 2010}}</ref>  La forma a spirale delle depressioni deriva [[Forza di Coriolis|dall'effetto Coriolis]] (della classe delle [[Forza apparente|forze apparenti]], a cui risulta soggetto un corpo quando si osserva il suo moto da un sistema di riferimento, che sia in moto rotatorio, rispetto ad un [[sistema di riferimento inerziale]]) che forza i venti, proprio come lo spostamento delle masse d'aria sulla terra si muovono a spirale, formando ad esempio un uragano. Tali depressioni non si sono formate contestualmente alle calotte glaciali; cominciarono invece a formarsi tra 2,4 milioni e 500.000 anni fa, dopo che già i tre quarti della calotta glaciale erano al loro posto. Ciò suggerisce che un cambiamento climatico ne ha avviato l’inizio. Poi, dinamicamente, entrambe le calotte polari si restringono e ricrescono seguendo la fluttuazione della temperatura delle stagioni marziane.

Esistono anche tendenze a lungo termine che sono state meglio comprese soltanto negli ultimi periodi di studio. In entrambe le calotte polari si stanno attualmente accumulando ghiacci e polveri, confermando il ciclo previsto da Milankovich su scale temporali dell'ordine dei ~ 400.000 e dei ~ 4.000.000 di anni. I rilevamenti dello strumento [[SHARAD]] del Mars Reconnaissance Orbiter indicano una crescita del limite totale di ghiaccio pari a ~ 0,24 km<sup>3</sup>/anno. Di questo, il 92%, ovvero ~ 0,86 mm/anno, sta crescendo in direzione nord,<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Smith I. B.,Putzig N. E., Holt J. W., Phillips R. J.|titolo=An ice age recorded in the polar deposits of Mars|rivista=Science|volume=352|numero=6289|doi=10.1126/science.aad6968|bibcode=2016Sci...352.1075S|PMID=27230372}}</ref> poiché [[Cella di Hadley|la circolazione di Hadley]], deviata da Marte, agisce come aspirazione, non lineare, di sostanze volatili verso il settentrione.
== Effetti del vento solare ==
Attualmente l’atmosfera è molto rarefatta. Per molti anni si è ritenuto che, come nel caso della Terra, la maggior parte dell’anidride carbonica primordiale fosse racchiusa nei minerali carbonati. Tuttavia, nonostante l'uso di molti strumenti orbitanti per la ricerca di carbonati, sono stati trovati pochissimi depositi di tali sali.<ref name="sciencedaily.com">{{Cita web|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2015/09/150903121019.htm|titolo=What happened to early Mars' atmosphere? New study eliminates one theory|dataaccesso=March 9, 2018}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Niles P. B. + altri 8|anno=2013|titolo=Geochemistry of Carbonates on Mars: Implications for Climate History and Nature of Aqueous Environments|rivista=Space Science Reviews|volume=174|numero=1-4|pp=301-328|abstract=Ongoing research on martian meteorites and a new set of observations of carbonate minerals provided by an unprecedented series of robotic missions to Mars in the past 15 years help define new constraints on the history of martian climate with important crosscutting themes including: the CO2 budget of Mars, the role of Mg-, Fe-rich fluids on Mars, and the interplay between carbonate formation and acidity. Carbonate minerals have now been identified in a wide range of localities on Mars as well as in several martian meteorites. The martian meteorites contain carbonates in low abundances (<1 vol.%) and with a wide range of chemistries. Carbonates have also been identified by remote sensing instruments on orbiting spacecraft in several surface locations as well as in low concentrations (2-5 wt.%) in the martian dust. The Spirit rover also identified an outcrop with 16 to 34 wt.% carbonate material in the Columbia Hills of Gusev Crater that strongly resembled the composition of carbonate found in martian meteorite ALH 84001. Finally, the Phoenix lander identified concentrations of 3-6 wt.% carbonate in the soils of the northern plains. The carbonates discovered to date do not clearly indicate the past presence of a dense Noachian atmosphere, but instead suggest localized hydrothermal aqueous environments with limited water availability that existed primarily in the early to mid-Noachian followed by low levels of carbonate formation from thin films of transient water from the late Noachian to the present. The prevalence of carbonate along with evidence for active carbonate precipitation suggests that a global acidic chemistry is unlikely and a more complex relationship between acidity and carbonate formation is present.|doi=10.1007/s11214-012-9940-y|bibcode=2013SSRv..174..301N|url=https://authors.library.caltech.edu/36708/1/Niles_2013p301.pdf}}</ref> Oggi si pensa che gran parte dell’anidride carbonica nell’aria marziana sia stata rimossa dal [[vento solare]] così come lo sono stati altre molecole e composti gassosi. I ricercatori hanno scoperto un processo in due fasi che invia il gas nello spazio.<ref>{{Cita web|url=http://www.space.com/31215-mars-missing-carbon-mystery.html|titolo=Search for 'Missing' Carbon on Mars Cancelled|dataaccesso=December 1, 2015}}</ref> La luce ultravioletta proveniente dal Sole potrebbe colpire una molecola di anidride carbonica, scomponendola in monossido di carbonio e ossigeno.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Cui J. + altri 4|anno=2019|titolo=Photochemical escape of atomic C and N on Mars: clues from a multi-instrument MAVEN dataset|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=621|numero=A23|pp=1-8|abstract=Context. Photochemical escape of hot atoms is crucial to the long-term evolution of the Martian climate. For atomic C and N, photochemical
escape is primarily driven by photodissociation (PD) of CO and N2.
Aims. Combining the Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) measurements of atmospheric neutral densities and solar
EUV/X-ray irradiance, we perform a state-of-the-art analysis of atomic C and N escape on Mars.
Methods. For each MAVEN orbit, we calculated the hot C and N production rates in the dayside Martian upper atmosphere via PD,
from which the escape rates are estimated using a simplified technique to parameterize the respective escape probabilities taking into
account multiple collisions with ambient neutrals.
Results. The mean C and N escape rates are 1   1024 s􀀀1 and 9   1024 s􀀀1, appropriate for low to moderate solar activity conditions,
and thermospheric PD makes a larger contribution to the total N escape than to the total C escape. The above differences highlight
the importance of nascent energy, with more energetic nascent escaping atoms able to survive collisions with ambient neutrals more
easily, thus extending down to deeper regions of the atmosphere. Solar cycle variation in C and N escape is revealed by our analysis,
whereas solar zenith angle variation is absent for both species. These results could be explained by the fact that the production of
nascent escaping atoms responds to varying solar illumination angle at low altitudes where the escape probability is negligible, but
responds to varying level of solar EUV/X-ray irradiance at high altitudes where the atmosphere is essentially collisionless.|doi=10.1051/0004-6361/201833749}}</ref><ref>Cui ''et al''. (2019), indicano anche la scissione dell'atomo di azoto molecolare N<sub>2</sub>, e quindi, come anche accade al CO, la fuga per effetto fotochimico, guidato dunque dalla fotodissociazione.</ref> Un secondo fotone di luce ultravioletta potrebbe successivamente scomporre il monossido di carbonio in ossigeno e carbonio che otterrebbero energia sufficiente per fuggire dal pianeta. In questo processo è molto probabile che l'isotopo leggero del carbonio ([[:en:Carbon-12|<sup>12</sup>C]]) fugga verso l'esterno lasciando l'atmosfera marziana arricchita con l’isotopo pesante del carbonio ([[:en:Carbon-12|<sup>13</sup>C]]).<ref>{{Cita web|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2015/11/151124170249.htm|titolo=Mars once had a moderately dense atmosphere|dataaccesso=March 9, 2018}}</ref> Questa maggiore quantità dell’isotopo pesante è quella che è stata misurata effettivamente dal [[:en:Curiosity_(rover)|''rover'' ''Curiosity'']] su Marte.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Webster C. R. + altri 13|anno=2013|titolo=Isotope Ratios of H, C, and O in CO2 and H2O of the Martian Atmosphere|rivista=Science|volume=341|numero=6143|pp=260-263|abstract=Stable isotope ratios of H, C, and O are powerful indicators of a wide variety of planetary geophysical processes, and for Mars they reveal the record of loss of its atmosphere and subsequent interactions with its surface such as carbonate formation. We report in situ measurements of the isotopic ratios of D/H and 18O/16O in water and 13C/12C, 18O/16O, 17O/16O, and 13C18O/12C16O in carbon dioxide, made in the martian atmosphere at Gale Crater from the Curiosity rover using the Sample Analysis at Mars (SAM)’s tunable laser spectrometer (TLS). Comparison between our measurements in the modern atmosphere and those of martian meteorites such as ALH 84001 implies that the martian reservoirs of CO2 and H2O were largely established ~4 billion years ago, but that atmospheric loss or surface interaction may be still ongoing.|doi=10.1126/science.1237961|bibcode=2013Sci...341..260W|url=https://authors.library.caltech.edu/102999/1/260.full.pdf|PMID=23869013}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Hu R. + altri 3|anno=2015|titolo=Tracing the fate of carbon and the atmospheric evolution of Mars|rivista=Nature Communications|volume=6|numero=10003|abstract=The climate of Mars likely evolved from a warmer, wetter early state to the cold, arid current state. However, no solutions for this evolution have previously been found to satisfy the observed geological features and isotopic measurements of the atmosphere. Here we show that a family of solutions exist, invoking no missing reservoirs or loss processes. Escape of carbon via CO photodissociation and sputtering enriches heavy carbon (13C) in the Martian atmosphere, partially compensated by moderate carbonate precipitation. The current atmospheric 13C/12C and rock and soil carbonate measurements indicate an early atmosphere with a surface pressure <1 bar. Only scenarios with large amounts of carbonate formation in open lakes permit higher values up to 1.8 bar. The evolutionary scenarios are fully testable with data from the MAVEN mission and further studies of the isotopic composition of carbonate in the Martian rock record through time.|doi=10.1038/ncomms10003|bibcode=2015NatCo...610003H|PMID=26600077|arxiv=1512.00758}}</ref>

Marte ha perso gran parte del suo campo magnetico circa quattro miliardi di anni fa. Attualmente il pianeta non ne possiede<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Ramstad R. et al.|anno=2020|titolo=The global current systems of theMartian induced magnetosphere|rivista=Nature Astronomy|volume=4|pp=979-985}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Zhang C. et al.|anno=2022|titolo=Three‐Dimensional Configuration of Induced Magnetic Fields Around Mars|rivista=J. Geophys. Res. Planets|volume=127|doi=10.1029/2022je007334}}</ref> (in realtà permane la magnetizzazione residua delle rocce percepibile come campo globale ma con valenza locale<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Acuña M. H. et al.|anno=1999|titolo=Global distribution of crustal magnetization discovered by the Mars global surveyor mag/er experiment|rivista=Science|volume=284|pp=790-793}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Connerney J. E. P. et al.|anno=2005|titolo=Tectonic implications of Mars crustal magnetism|rivista=Proc. Natl Acad. Sci USA|volume=102|pp=14970–14975}}</ref>), rendendo prominente l'interazione tra [[vento solare]] e [[Raggi cosmici|la radiazione cosmica]] con la parte superiore dell'atmosfera. La conseguenza di questa configurazione è che la [[ionosfera]] marziana viene interessata direttamente, così che i suoi gas vengano ionizzati ed estratti dall'atmosfera. L’atmosfera marziana risulta più sottile di quanto sarebbe altrimenti, proprio a causa di questo effetto, dovuto all’azione costante del vento solare verso gli atomi dello strato atmosferico esterno.<ref name=":0">{{Cita web|url=http://www-k12.atmos.washington.edu/k12/resources/mars_data-information/temperature_overview.html|titolo=Mars. Temperature overview by James E. Tillman}}</ref><ref>{{Cita web|url=https://science.nasa.gov/mars/facts/|titolo=Mars Facts}}</ref> La ionosfera di Marte gioca quindi un ruolo fondamentale nella perdita di gas atmosferici e di acqua nello spazio. L'''orbiter'' della NASA [[MAVEN]] ha fornito misurazioni della composizione della ionosfera marziana (in modo differente da come le fornirono gli ''orbiter'' delle missioni Viking, del 1976, relative ad una sola ora del giorno) generando la prima mappa della struttura, differenziandola tra giorno e notte. Le informazioni ottenute hanno mostrato come come le densità dei due ioni principali O<sup>2+</sup> e O<sup>+</sup>, dipendono prettamente dall'altitudine e dal tempo del giorno indicando che la struttura globale della ionosfera influirebbe sulla quantità di acqua che fugge da Marte.<ref>{{Cita web|url=https://lasp.colorado.edu/maven/files/2016/04/MAVEN_ionosphere_nugget.pdf|titolo=MAVEN surveys the ionosphere of Mars|sito=LASP (Laboratory for Atmospheric and Space Physics)|data=2016|lingua=en}}</ref> Inoltre Zhang ''et al''. (2021) indicano la perdita per generazione di nubi di plasma osservate formarsi a basse altitudini (circa 600 km). Secondo gli autori, tali nubi (con fuga esplosiva della massa di plasma ed identificate soltanto recentemente tramite le osservazioni di sonde spaziali delle ultime missioni) sarebbero un "importante canale di fuga" degli ioni come dedotto dall'analisi dei dati di MAVEN.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Zhang C. + altri 15|anno=2021|titolo=MAVEN Observations of Periodic Low-altitude Plasma Clouds at Mars|rivista=The Astrophysical Journal Letters|volume=922|numero=L33|pp=1-8}}</ref><ref>Gli autori trovano che gli ioni pesanti in queste nubi sono dispersi, in termini di energia, con la stessa velocità, indipendentemente dalle specie che li compongono. Tracciando tale dispersione in termini energetici, hanno scoperto che la fonte di queste nuvole si trova alla bassa altitudine della ionosfera (∼120 km). Il flusso medio del plasma ionosferico, trasportato dalle nuvole in movimento verso la coda della ionosfera è dell'ordine di 10<sup>7</sup> cm<sup>−2</sup> s<sup>−1</sup>, un ordine superiore al valore medio di fuga del flusso proprio per la coda magnetica, suggerendo un'esplosione che facilita la fuga di ioni attraverso le nuvole. Sulla base delle caratteristiche delle nubi di plasma, gli autori suggeriscono inoltre che, similmente per quanto accade nella cuspide della ionosfera sulla Terra, queste nubi potrebbero essere il prodotto del riscaldamento dovuto alle precipitazioni del vento solare lungo le linee del campo aperto, generate dal flusso magnetico solare.</ref><ref>Secondo Zhang e colleghi (Zhang ''et al''., 2023), su Marte agirebbe anche l'asportazione di ioni al suolo sebbene protetti dal campo magnetico residuo totale. Utilizzando i dati di MAVEN, gli autori riferiscono di aver osservato strutture di dispersione a cuneo dello ione idrogeno con distribuzioni ''distribuzioni a forma di farfalla'' (con picchi dell'angolo di inclinazione pari a 22,5°−45° e 135°−157,5°). Si legga a tale proposito Zhang C. ''et al.'', ''Detection of magnetospheric ion drift patterns at Mars'', Nature Communications, 14, 6866, pp. 1-10, 2023, DOI:10.1038/s41467-023-42630-7.</ref>

La maggior parte della perdita atmosferica su Marte, che si pensa sia avvenuta nel passato, potrebbe essere ricondotta alla dinamica di fuga per scissione delle molecole dell'acqua portate in atmosfera superiore. Per essere coerente con le osservazioni odierne però, la teoria attuale dovrebbe presupporre un indebolimento del vento solare (rispetto all'attività solare primordiale); quindi gli effetti odierni di distruzione dell’atmosfera sono molto minori di quelli del passato, quando il vento solare era più forte e dinamico a causa della minore età del Sole.<ref name=":0" /><ref>A tale proposito c'é da indicare un fatto curioso. Utilizzando i dati di MAVEN alla fine del 2023 è stata notata una "scomparsa" del vento solare nei pressi della ionosfera marziana. Tale dinamica avviene quando sul Sole si verifica un evento così potente da creare un flusso di particelle talmente veloce da spazzare via quello più costante e lento precedentemente emesso. In questo modo, sulla traiettoria, si viene a formare un vuoto del vento solare, che su Marte è durato due giorni. Il gruppo di studio di tale effetto ha notato che quando la pressione del vento solare è cessata si è osservata l'espansione della dimensione della magnetosfera e ionosfera di tre volte il valore medio originale e, contemporaneamente, la perdita del loro stato di magnetizzazione. Si legga a tale proposito l'articolo su Globalscience [https://www.globalscience.it/47970/la-scomparsa-del-vento-solare-su-marte/ ''La ‘scomparsa’ del vento solare su Marte''].</ref>

== Le stagioni ==
[[File:Sublimation_Of_Ice_In_Martian_Spring.jpg|miniatura| In primavera, [[Sublimazione|la sublimazione]] della CO<sub>2</sub>, ghiacciata, fa sì che la sabbia, sotto lo strato di ghiaccio, venga estratta e produca depositi a forma di ventaglio. Sono i cosiddetti ''getti'' o ''geyser'' di biossido di carbonio, caratteristici delle zone polari.]]
Ogni pianeta ha moti di breve durata (come la rotazione e la rivoluzione) e di lunga durata, come le variazioni per [[Precessione degli equinozi|precessione]]. La precessione dell'allineamento dell'obliquità e dell'eccentricità porta al riscaldamento e al raffreddamento globale (definite ''grandi'' estati o ''grandi'' inverni) di Marte con un periodo di 170.000 anni.<ref name="repeat">{{Cita web|url=http://www.realclimate.org/index.php?p=192|autore=Steinn Sigurðsson|dataaccesso=February 21, 2007}}</ref>

[[Marte (astronomia)|Marte]] ha [[Inclinazione assiale|un'inclinazione assiale]] di 25,2° valore prossimo a quello terrestre pari a 23° 26' 10.5". Ciò significa che il pianeta è soggetto alle stagioni e alle loro variazioni, proprio come sulla Terra. Marte però si differenzia per l'[[Eccentricità orbitale|eccentricità]] dell'orbita, pari a 0,1 molto maggiore dell'attuale eccentricità orbitale della Terra che è di circa 0,02 (in pratica quasi circolare). La maggiore eccentricità fa sì che l' [[:en:Solar_irradiance|insolazione]] su Marte varii in modo marcato mentre il pianeta orbita attorno al Sole (con un anno marziano della durata di 687 giorni, circa 2 anni terrestri). Come sulla Terra, [[Inclinazione assiale|l'obliquità]] di Marte domina le stagioni ma, a causa della grande eccentricità, gli inverni nell'emisfero meridionale sono lunghi e freddi mentre quelli dell'emisfero settentrionale sono brevi e relativamente caldi. E sempre come sulla Terra, l'[[Inclinazione assiale|obliquità]] di Marte subisce cambiamenti periodici che possono portare a cambiamenti climatici di lunga durata. 

Lunghezze disuguali delle stagioni per l'attuale conformazione orbitale. 
{| class="wikitable floatright" style="text-align:center;"
! Stagione
! Sol di Marte
! Giornate della Terra
|-
| Primavera settentrionale, autunno meridionale
| 193,30
| 92.764
|-
| Estate settentrionale, inverno meridionale
| 178,64
| 93.647
|-
| Autunno settentrionale, primavera meridionale
| 142,70
| 89.836
|-
| Inverno settentrionale, estate meridionale
| 153,95
| 88.997
|}
Con le conoscenze odierne accumulate si ritiene che il ghiaccio, che attualmente osserviamo sulla superficie, si sia accumulato quando l'inclinazione orbitale di Marte era molto diversa da quella attuale.<ref>{{Cita web|url=https://mars.nasa.gov/resources/25549/polar-ice/|titolo=Polar ice}}</ref> Si pensa inoltre che molte strutture su Marte, specialmente nel quadrilatero di [[Maglia di Ismenius Lacus|Ismenius Lacus]], contengano grandi quantità di ghiaccio d'acqua. Il modello più popolare accreditato per l'origine del ghiaccio è il [[cambiamento climatico]], dovuto a grandi spostamenti nell'inclinazione dell'asse di rotazione del pianeta. Difatti l'asse su cui ruota il pianeta presenta una notevole variazione che lo porta ad oscillare molto più della Terra, modificando il valore dell'angolo nel tempo in maniera marcata.<ref>Madeleine, J. et al. 2007. Mars: A proposed climatic scenario for northern mid-latitude glaciation. Lunar Planet. Sci. 38. Abstract 1778.</ref><ref>Madeleine, J. et al. 2009. Amazonian northern mid-latitude glaciation on Mars: A proposed climate scenario. Icarus: 203. 300–405.</ref> Questa sua modifica dell'obliquità, varia notevolmente anche i virtù dell'assenza di una grande luna stabilizzatrice (come avviene con il sistema Terra-Luna). Marte infatti possiede solo due piccole lune; Phobos e Deimos non possono stabilizzarla come avviene per la Luna, terrestre. A volte l'inclinazione è arrivata ad essere addirittura superiore agli 80 gradi.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Touma J.|autore2=Wisdom J.|anno=1993|titolo=The Chaotic Obliquity of Mars|rivista=Science|volume=259|numero=5099|doi=10.1126/science.259.5099.1294|bibcode=1993Sci...259.1294T|PMID=17732249}}</ref><ref name="ReferenceA">{{Cita pubblicazione|autore=Laskar J., Correia A. C. M., Gastineau M., Joutel F., Levrard B., Robutel, P.|anno=2004|titolo=Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars|rivista=Icarus|volume=170|numero=2|doi=10.1016/j.icarus.2004.04.005|bibcode=2004Icar..170..343L|url=https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00000860/file/Ma_2004.laskar_prep.pdf}}</ref> I grandi cambiamenti nell'inclinazione spiegano molte delle caratteristiche ricche di ghiaccio su Marte.Alcuni milioni di anni fa, l'inclinazione dell'asse di Marte era prossima ai 45° (valore massimo di obliquità normale e non eccezionale) invece dell'attuale 25°. Diversi studi hanno dimostrato che quando l’inclinazione di Marte raggiunge i 45°, il ghiaccio ai poli non è più stabile.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Levy J. S., Head J. W., Marchant D. R., Kowalewski D. E.|anno=2008|titolo=Identification of sublimation-type thermal contraction crack polygons at the proposed NASA Phoenix landing site: Implications for substrate properties and climate-driven morphological evolution|rivista=Geophysical Research Letters|volume=35|numero=4|doi=10.1029/2007GL032813|bibcode=2008GeoRL..35.4202L}}</ref> Inoltre, a questa inclinazione, elevata, le riserve di anidride carbonica solida sublimano, aumentando la pressione atmosferica. Questa maggiore pressione consente di trattenere un maggior quantitativo di polvere nell’atmosfera, facilitando l'aggregazione di acqua attorno ai grani. L'umidità nell'atmosfera ricadrà sotto forma di neve o di ghiaccio congelato sui granelli di polvere. I calcoli suggeriscono che questo materiale si concentrerà alle medie latitudini.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Levy J.|autore2=Head, J.|autore3=Marchant D.|anno=2009a|titolo=Thermal contraction crack polygons on Mars: Classification, distribution, and climate implications from HiRISE observations|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=114|numero=E1|doi=10.1029/2008JE003273|bibcode=2009JGRE..114.1007L}}</ref><ref>Hauber, E., D. Reiss, M. Ulrich, F. Preusker, F. Trauthan, M. Zanetti, H. Hiesinger, R. Jaumann, L. Johansson, A. Johnsson, S. Van Gaselt, M. Olvmo. 2011. Landscape evolution in Martian mid-latitude regions: insights from analogous periglacial landforms in Svalbard. In: Balme, M., A. Bargery, C. Gallagher, S. Guta (eds).  Martian Geomorphology. Geological Society, London. Special Publications: 356. 111–131</ref> I modelli di circolazione generale dell’atmosfera marziana prevedono accumuli di polvere ricca di ghiaccio proprio nelle stesse aree in cui si trovano già strutture ricche di ghiaccio.<ref name="ReferenceA">{{Cita pubblicazione|autore=Laskar J., Correia A. C. M., Gastineau M., Joutel F., Levrard B., Robutel, P.|anno=2004|titolo=Long term evolution and chaotic diffusion of the insolation quantities of Mars|rivista=Icarus|volume=170|numero=2|doi=10.1016/j.icarus.2004.04.005|bibcode=2004Icar..170..343L|url=https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00000860/file/Ma_2004.laskar_prep.pdf}}</ref> Quando l'inclinazione comincia nuovamente a diminuire a valori più bassi, il ghiaccio sublimerà trasformandosi direttamente in gas e lasciando dietro di sé uno strato di polvere.<ref name="Mellon, M. 1995">{{Cita pubblicazione|autore=Mellon M. T.|autore2=Jakosky B. M.|anno=1995|titolo=The distribution and behavior of Martian ground ice during past and present epochs|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=100|numero=E6|doi=10.1029/95je01027|bibcode=1995JGR...10011781M}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Schorghofer N.|anno=2007|titolo=Dynamics of ice ages on Mars|rivista=Nature|volume=449|numero=7159|doi=10.1038/nature06082|bibcode=2007Natur.449..192S|PMID=17851518}}</ref> Il nuovo deposito, differito, ricoprirà il materiale sottostante preesistente; ad ogni ciclo di elevati livelli di obliquità, rimarrà un mantello ricco di ghiaccio<ref>Madeleine, J., F. Forget, J. Head, B. Levrard, F. Montmessin.  2007. Exploring the northern mid-latitude glaciation with a general circulation model. In: Seventh International Conference on Mars. Abstract 3096.</ref> formando una stratificazione dei depositi in cui lo strato superficiale liscio del mantello di copertura rappresenterebbe, probabilmente, solo materiale relativamente recente  a volte depositatosi dal cielo. 
Jacques Laskar, del Centro nazionale francese per la ricerca scientifica, sostiene che gli effetti di questi cambiamenti climatici periodici possono essere osservati proprio nella natura stratificata della calotta glaciale del polo nord marziano.<ref>{{Cita news|autore=Jacques Laskar|url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/2280991.stm}}</ref> La ricerca attuale suggerisce che Marte si trova in un periodo interglaciale caldo che dura da più di 100.000 anni.<ref>{{Cita web|url=https://earthsky.org/space/ice-ages-and-ice-at-mars-polar-cap/|titolo=Ice ages, and ice at Mars’ polar cap|accesso=1 marzo 2024}}</ref> {{Immagine multipla
|allinea = center
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|allinea titolo = center
|immagine1 = ESP 039721 1400mantlelayers.jpg
|didascalia1 = Il mantello liscio copre parti di un cratere nel quadrilatero di Phaethontis. La stratificazione suggerisce che il mantello sia stato depositato più volte.
|immagine2 = ESP 039721 1400mantlelayersclose.jpg
|didascalia2 = Ingrandimento dell'immagine precedente degli strati del mantello. Sono visibili da quattro a cinque strati. Foto scattata con il programma HiWish.
}}
== Prove del recente cambiamento climatico ==
[[File:Mars_pits_1999.gif|destra|miniatura| Fori nella calotta polare sud come ripreso dal <small>MGS 1999, NASA.</small>]]
Negli ultimi anni (marziani) sono stati osservati cambiamenti regionali attorno al polo sud (ossia [[Planum Australe]]) di Marte dove, nel 1999, il [[Mars Global Surveyor]] aveva fotografato dei fori nello strato di anidride carbonica congelata. A causa della loro sorprendente forma e orientamento, questi buchi sono diventati noti come [[:en:Swiss_cheese_features|swiss cheese features]] (caratteristiche del formaggio svizzero) e i terreni dove appaiono sono stati battezzati ''cottage cheese terrain''. Nel 2001 la sonda fotografò nuovamente gli stessi fori e scoprì che erano diventati più grandi, ritirandosi di circa 3 metri in un anno marziano.<ref>{{Cita web|url=http://mars.jpl.nasa.gov/mgs/msss/camera/images/CO2_Science_rel/index.html|dataaccesso=February 22, 2007}}</ref> Queste morfologie sono causate dalla sublimazione dello strato di ghiaccio secco, esponendo così lo strato di ghiaccio d'acqua inerte sottostante. Osservazioni più recenti indicano che il ghiaccio al polo sud di Marte continua a sublimare.<ref>{{Cita web|url=https://astronomy.com/news/2005/09/mgs-sees-changing-face-of-mars|dataaccesso=April 20, 2021}}</ref> Le cavità nel ghiaccio continuano a crescere di circa 3 metri ogni anno marziano. Malin afferma che le condizioni su Marte attualmente non sono favorevoli alla formazione di nuovo ghiaccio. Un comunicato stampa [[NASA|della NASA]] indica che "il cambiamento climatico [è] in corso"<ref>{{Cita web|url=https://web.archive.org/web/20050923190858/http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/mgs-092005.html|titolo=Orbiter's Long Life Helps Scientists Track Changes on Mars|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20050923190858/http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/mgs-092005.html|urlmorto=http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/mgs-092005.html|dataaccesso=April 20, 2021}}</ref> sul pianeta rosso. In un riassunto delle osservazioni effettuate con la Mars Orbiter Camera, i ricercatori hanno ipotizzato che del ghiaccio secco potrebbe essersi depositato tra il [[Mariner 9]] e la missione [[Mars Global Surveyor]]. Sulla base dell’attuale tasso di perdita, i depositi di oggi potrebbero scomparire tra un centinaio di anni.<ref name="marsjournal.org">{{Cita pubblicazione|autore=Malin M. C. + altri 3|anno=2010|titolo=An overview of the 1985-2006 Mars Orbiter Camera science investigation|rivista=Mars Informatics|volume=5|pp=1-60|doi=10.1555/mars.2010.0001}}</ref>

Nelle aree a bassa latitudine si è notata una maggiore presenza di ghiaccio d’acqua, più di quanto uno avrebbero dovuto aspettarsi, in regime di condizioni climatiche attuali.<ref>{{Cita web|url=https://www.space.com/33001-mars-ice-age-ending-now.html|sito=Space.com|dataaccesso=July 6, 2019}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Head J. W., Mustard J. F., Kreslavsky M. A., Milliken R. E., Marchant D. R.|titolo=Recent ice ages on Mars|rivista=Nature|volume=426|numero=6968|doi=10.1038/nature02114|bibcode=2003Natur.426..797H|url=https://www.nature.com/articles/nature02114|PMID=14685228}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Head J. W. + altri 13|titolo=Tropical to mid-latitude snow and ice accumulation, flow and glaciation on Mars|rivista=Nature|volume=434|numero=7031|doi=10.1038/nature03359|bibcode=2005Natur.434..346H|PMID=15772652}}</ref> "[Mars Odyssey ] ci sta fornendo indicazioni sui recenti cambiamenti climatici globali su Marte", ha affermato Jeffrey Plaut, ricercatore del progetto per la missione in forza al Jet Propulsion Laboratory della NASA, in un lavoro pubblicato nel 2003 senza revisione paritaria e pubblicato sul sito jpl.nasa.gov.<ref>{{Cita web|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/odyssey-studies-changing-weather-and-climate-on-mars|titolo=Odyssey Studies Changing Weather and Climate on Mars}}</ref>

=== Teorie dell'attribuzione ===

==== Cambiamenti polari ====
Colaprete ''et al''. (2005) hanno condotto simulazioni con un modello di circolazione generale di Marte mostrando che localmente il clima  attorno al polo sud marziano potrebbe attualmente trovarsi in un periodo di instabilità. Tale instabilità simulata sembra essere radicata nella geografia della regione, portando gli autori a ipotizzare che la sublimazione del ghiaccio polare sia un fenomeno tipico dell'area piuttosto che globale.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Colaprete A. + altri 5|titolo=Albedo of the south pole on Mars determined by topographic forcing of atmosphere dynamics|rivista=Nature|volume=435|numero=7039|doi=10.1038/nature03561|bibcode=2005Natur.435..184C|url=https://zenodo.org/record/1233281|PMID=15889086}}</ref> I ricercatori hanno dimostrato che, anche con una luminosità solare costante, i poli sono stati in grado di alternare periodi di deposizione a periodi di erosione con perdita di ghiaccio. L’innesco di un cambiamento di stato potrebbe essere un aumento del carico di polvere nell’atmosfera o un cambiamento dell’albedo dovuto alla deposizione di ghiaccio d’acqua sulla calotta polare.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Jakosky, Bruce M.|anno=1990|titolo=Year-to-year instability of the Mars south polar cap.|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=95|doi=10.1029/JB095iB02p01359|bibcode=1990JGR....95.1359J|ISSN=0148-0227}}</ref> Questa teoria è risultata alquanto problematica a causa della mancanza di ghiaccio che sarebbe dovuto venirsi a depositare dopo la tempesta di polvere globale del 2001.<ref name="Fenton">{{Cita pubblicazione|autore=Fenton L. K.|autore2=Geissler P. E.|autore3=Haberle R. M.|titolo=Global warming and climate forcing by recent albedo changes on Mars|rivista=Nature|volume=446|numero=7136|doi=10.1038/nature05718|bibcode=2007Natur.446..646F|url=http://humbabe.arc.nasa.gov/~fenton/pdf/fenton/nature05718.pdf|PMID=17410170}}</ref> Questa discrepanza potrebbe derivare da un secondo problema ossia quello che l’accuratezza del modello di circolazione generale di Marte diminuisce di affidabilità man mano che ci si sposta da una scala di simulazione del fenomeno globale ad una a livello locale. In ragione di ciò è stato affermato che, forse, "i cambiamenti regionali osservati nella copertura di ghiaccio del polo sud sono quasi certamente dovuti a una transizione climatica regionale, non a un fenomeno globale, oggettivamente non correlati a forzanti esterne".<ref name="repeat">{{Cita web|url=http://www.realclimate.org/index.php?p=192|autore=Steinn Sigurðsson|dataaccesso=February 21, 2007}}</ref><ref>Scrivendo in un articolo ''su Nature'', il redattore capo di News and Features, Oliver Morton, ha dichiarato: "Il riscaldamento di altri corpi solari è stato colto dagli scettici del clima. Su Marte, il riscaldamento sembra essere dovuto alla polvere che si solleva e scopre grandi macchie" di rocce basaltiche nere che si scaldano di giorno." Si legga a tale proposito Morton O., ''The warming of other solar bodies has been seized upon by climate sceptics'', Nature, 2007 e Fenton L. K., Geissler P. E. e Haberle R. M., ''Global warming and climate forcing by recent albedo changes on Mars'', in ''Nature'', vol. 446, n. 7136, [[Bibcode]]: 2007Natur.446..646F, [[Digital object identifier|DOI]]: 10.1038/nature05718, [[PMID|PMID:]]17410170, 2007.</ref>

== Abitabilità ==
Sebbene allo stato attuale Marte sia inospitale per gli esseri umani, molte persone hanno suggerito [[Terraformazione di Marte|di terraformarlo]] per modificare il clima col fine di renderlo più abitabile per gli esseri umani. In particolare, [[Elon Musk]] ha suggerito di far esplodere [[Arma nucleare|tesate nucleari]] sulle calotte polari di Marte per rilasciare [[vapore acqueo]] e [[anidride carbonica]] con l'effetto di riscaldare il pianeta sufficientemente da renderlo abitabile per gli esseri umani.<ref>{{Cita web|url=https://www.space.com/elon-musk-nuke-mars-terraforming.html|sito=Space.com|lingua=en|dataaccesso=2023-01-22}}</ref>

== Zone climatiche ==
Le [[zone climatiche]] terrestri sono state definite per la prima volta da [[Wladimir Köppen]] in base alla distribuzione dei gruppi di vegetazione. La classificazione del clima è inoltre basata sulla temperatura, sulle precipitazioni e suddivisa in base alle differenze nella distribuzione stagionale della temperatura e delle precipitazioni. Esiste un gruppo separato per i climi extrazonali come per l'alta quota. Marte non ha né vegetazione né precipitazioni (a parte quelle solide e comunque infrequenti), quindi per definire una qualsiasi classificazione climatica basterebbe basarsi solo sulla temperatura. Un'ulteriore affinamento del sistema potrebbe benissimo basarsi sulla distribuzione delle polveri, sul contenuto di vapore acqueo e sulla presenza di neve. In modo complementare anche su Marte potrebbero essere definite le zone climatiche per insolazione (zone climatiche solari) come avviene per la Terra. Avendo un'inclinazione simile si possono definire delle zone tropicali, equatoriale, polare, settentrionale e meridionale.<ref>{{Cita web|url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2010/pdf/1199.pdf|autore=Hargitai Henrik|dataaccesso=May 18, 2010}}</ref>

== Missioni ==
Diverse sono le missioni che ad oggi stanno studiando le dinamiche climatiche e l'atmosfera di Marte. Dal 2001 la [[2001 Mars Odyssey|Mars Odyssey]] è in orbita attorno a Marte effettuando misurazioni della temperatura atmosferica globale con lo strumento TES. Il Mars Reconnaissance Orbiter sta effettuando osservazioni giornaliere relative al meteo e al clima dall'orbita. Uno dei suoi strumenti, il [[Mars Reconnaissance Orbiter|Mars climate sounder]], è stato pensato e progettato proprio per il lavoro di osservazione delle dinamiche climatiche. La stazione [[Mars Science Laboratory|MSL]], Curiosity, è stata lanciata nel novembre 2011 ed è atterrata su Marte il 6 agosto 2012.<ref>{{Cita news|url=https://web.archive.org/web/20111126175305/http://www.nasa.gov/mission_pages/msl/news/milestones.html|titolo=Multimedia Features - Mars Science Laboratory Launch Milestones|pubblicazione=NASA MSL|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20111126175305/http://www.nasa.gov/mission_pages/msl/news/milestones.html|urlmorto=http://www.cbsnews.com/8301-205_162-57487070/curiosity-rover-touches-down-on-mars/}}</ref> Lo scopo principale della missione è quella di studiare la geologia di Marte e il clima. Dal 2014 lavora l'<nowiki/>''orbiter'' [[MAVEN]] e dal 2016 orbita l'ExoMars Trace Gas Orbiter ([[ExoMars Trace Gas Orbiter|TGO]]) con lo scopo di comprendere struttura e composizione delll'atmosfera di Marte. Dal 2020 operano anche altre piattaforme finalizzate allo studio climatico, oppure che alloggiano strumenti per lo studio dinamico atmosferico. L'''orbiter'' della [[Emirates Mars Mission]], HOPE, opera in campo largo osservando contemporaneamente la bassa e l'alta atmosfera in modo continuativo.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Montabone L. et al.|anno=2022|titolo=The Case and Approach for Continuous, Simultaneous, Global Mars Weather Monitoring from Orbit|rivista=Seventh International Workshop on the Mars Atmosphere: Modelling and Observations}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Almatroushi H. et al.|anno=2021|titolo=Emirates Mars Mission Characterization of Mars Atmosphere Dynamics and Processes|rivista=Space Science Reviews|volume=217|numero=89|abstract=The Emirates Mars Mission (EMM) – Hope Probe – was developed to understand Mars
atmospheric circulation, dynamics, and processes through characterization of the Mars atmosphere
layers and its interconnections enabled by a unique high-altitude (19,970 km periapse
and 42,650 km apoapse) low inclination orbit that will offer an unprecedented local
and seasonal time coverage over most of the planet. EMM has three scientific objectives
to (A) characterize the state of the Martian lower atmosphere on global scales and its geographic,
diurnal and seasonal variability, (B) correlate rates of thermal and photochemical
atmospheric escape with conditions in the collisional Martian atmosphere, and (C) characterize
the spatial structure and variability of key constituents in the Martian exosphere.
The EMM data products include a variety of spectral and imaging data from three scientific
instruments measuring Mars at visible, ultraviolet, and infrared wavelengths and contemporaneously
and globally sampled on both diurnal and seasonal timescale. Here, we describe
our strategies for addressing each objective with these data in addition to the complementary
science data, tools, and physical models that will facilitate our understanding. The results
will also fill a unique role by providing diagnostics of the physical processes driving atmospheric
structure and dynamics, the connections between the lower and upper atmospheres,
and the influences of these on atmospheric escape.}}</ref> Molte ed importati sono state le scoperte effettuate con tale sonda: si citano qui i rapporti di correlazione della fuga degli ioni e degli elementi dall'alta e dalla bassa atmosfera<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Almatroushi H. et al.|anno=2022|titolo=Results From the Emirates Mars Mission (EMM) - HOPE probe|rivista=53rd Lunar and Planetary Science Conference}}</ref>, la predizione delle tempeste di polvere<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Syamala S. R. N. et al.|anno=2022|titolo=STUDY & PREDICTION OF DUST STORMS IN LOWER MARTIAN ATMOSPHERE USING EMIRATES MARS INFRARED SPECTROMETER (EMIRS) DATA|rivista=73rd International Astronautical Congress}}</ref>, il riconoscimento delle complicate differenze delle aurore marziane nonché gli effetti climatici stagionali.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Smith M. D. et al.|titolo=EMIRS Observations of the Aphelion-Season Mars Atmosphere|rivista=Geophysical Research Letters|volume=49|abstract=Thermal infrared spectra taken by the Emirates Mars Infrared Spectrometer (EMIRS) on-board
the Emirates Mars Mission (EMM) spacecraft are well suited for the retrieval of surface temperatures, the
atmospheric temperature profile from the surface to ∼40 km, and the column abundance of dust aerosols, water ice clouds, and water vapor. A constrained linear inversion retrieval routine that includes multiple scattering has been developed and optimized for this purpose. Here, we present a brief overview of the retrieval algorithm and first atmospheric science results from observations taken by EMIRS over the first Earth year of EMM Science Phase operations. These retrievals show extensive water ice clouds, typical for the aphelion season of these observations, and the expected north polar summer maximum and subsequent equatorward transport of water vapor is well documented. An unusually strong and early regional dust storm and its associated thermal response were also observed.|doi=10.1029/2022GL099636}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Fan S. et al.|titolo=Migrating Thermal Tides in the Martian Atmosphere During Aphelion Season Observed by EMM/EMIRS|rivista=Geophysical Research Letters|volume=49|doi=10.1029/2022GL099494}}</ref>Operano la sonda cinese Tianwen-1 ed il ''rover'' Perseverance per il programma MARS2020, sebbene questo sia finalizzato alla raccolta dei campioni da riportare sulla Terra, presso il cratere Jezero. Inoltre dal 2013 al 2022 ha operato [[Mars Orbiter Mission|Mangalyaan]] un ''obiter'' indiano (con la missione MOM) che aveva come scopo secondario proprio lo studio atmosferico marziano. Si tralasciano gli studi effettuati con i dati ricavati dalla sonda perché particolareggiati. Si lasciano solo, nelle note, alcune pubblicazioni notevoli e di particolare interesse da consultare qualora si voglia approfondire le conoscenze relative alle dinamiche climatiche relazionate ai ''dust storm''.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Bhardwaj A. et al.|anno=2016|titolo=On the evening time exosphere of Mars: Result from MENCA aboard Mars Orbiter Mission|rivista=Geophysical Research Letters|volume=43|pp=1862-1867|abstract=The Mars Exospheric Neutral Composition Analyser (MENCA) aboard the Indian Mars Orbiter
Mission (MOM) is a quadrupole mass spectrometer which provides in situ measurement of the composition
of the low-latitude Martian neutral exosphere. The altitude profiles of the three major constituents,
i.e., amu 44 (CO2), amu 28 (N2 + CO), and amu 16 (O) in the Martian exosphere during evening (close to
sunset terminator) hours are reported using MENCA observations from four orbits of MOM during late
December 2014, when MOM’s periapsis altitude was the lowest. The altitude range of the observation
encompasses the diffusively separated region much above the well-mixed atmosphere. The transition from
CO2 to O-dominated region is observed near 270 km. The mean exospheric temperature derived using
these three mass numbers is 271 ± 5 K. These first observations corresponding to the Martian evening
hours would help to provide constraints to the thermal escape models.}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Bhardwaj A. et al.|anno=2017|titolo=Observation of suprathermal argon in the exosphere ofMars|rivista=Geophysical Research Letters|volume=44|pp=2088–2095|abstract=The altitude profiles of argon-40 (Ar) in the Martian exosphere are reported using Mars
Exospheric Neutral Composition Analyser aboard Indian Mars Orbiter Mission (MOM) from four orbits
during December 2014 (Ls = 250∘ –257∘), when MOM’s periapsis altitude was the lowest. The upper limit of
Ar number density corresponding to this period is ∼5 × 105 cm−3 (∼250 km), and the typical scale height is
∼16 km, corresponding to an exospheric temperature of ∼275 K. However, on two orbits, the scale height
over this altitude region is found to increase significantly making the effective temperature >400 K. Neutral
Gas and Ion Mass Spectrometer observations on the Mars Atmosphere and Volatile Evolution mission also
indicate that the change in slope in Ar density occurs near the upper exosphere (around 230–260 km).
These observations indicate significant suprathermal CO2 and Ar populations in the Martian exosphere.
Significant wave-like perturbations are observed but only on certain days when suprathermal population is
seen. Pickup ion-induced heating is discussed as the other viable source.}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Venkateswara R. N.|autore2=Gupta N.|autore3=Kadhane U. R.|anno=2020|titolo=Enhanced Densities in the Martian Thermosphere Associated With the 2018 Planet‐Encircling Dust Event: Results From MENCA/MOM and NGIMS/MAVEN|rivista=Journal of Geophysical Research|volume=125|abstract=Response of the Martian upper thermosphere to the lower atmospheric dust activity is studied
using unique observations made together by the Mars Orbiter Mission (MOM) and the Mars Atmosphere
and Volatile Evolution (MAVEN) spacecraft. The Mars Exospheric Neutral Composition Analyzer
(MENCA)/MOM and the Neutral Gas and Ion Mass Spectrometer (NGIMS)/MAVEN have simultaneously
(on the same day) measured the neutral densities in the Martian thermosphere on 5, 8, 10, 13, 16, and 29
June 2018. The measurement period falls in the onset and progression time of the planet‐encircling dust
event (PEDE) in the Mars lower atmosphere. During this time, the inbound trajectories of MAVEN and
MOM spacecraft occurred on the dawnside and duskside, respectively. Using these observations, we
found that thermospheric densities both on the dawnside and duskside are enhanced associated with the
onset and growth of PEDE‐2018. The enhancement, however, is more on the duskside than on the
dawn, showing the dawn‐dusk asymmetry. The densities on the duskside reach their maximum on 29 June
2018, close to the time of peak dust activity. These results are explained by considering the local time
asymmetries in radiative heating of the lower atmosphere and subsequent expansion of the thermosphere
due to PEDE‐2018. Furthermore, O/CO2 ratios below 220‐km altitude become one on the dawnside, whereas
they are always <0.2 at the dusk. This indicates that radiative cooling is more effective on the dawnside
than the duskside.|doi=10.1029/2020JE006430}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Nagaraja K. et al.|anno=2020|titolo=Study of Exospheric Neutral Composition of Mars observed from Indian Mars Orbiter Mission|rivista=New Astronomy|volume=77|abstract=The exospheric composition data of Mars for the period 2014–15 has been extracted and analysed using the observations carried out by the MENCA (Mars Exospheric Neutral Composition Analyser) payload on-board the Mars Orbiter Mission (MOM) launched by India. The latitude, longitude, altitude and solar zenith angle coverage of the partial pressure values of different exospheric constituents are determined and assigned to create a new data-set with orbit-wise data assimilation particularly between 260 and 600 km altitude range. Apart from getting the results on mean individual orbits’ partial pressure profiles, the variations of the total as well as partial pressures are studied with respect to the distribution of the major atmospheric constituents and their dependence on solar activity. In particular, CO2 and O variations are considered together for any differential effects due to photolysis and photo-ionisation. The results on the gradual reduction in densities due to decreasing daily mean sunspot numbers and strong response of CO2 and O pressures to solar energetic particle events like that of 24 December 2014 are presented.}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Mishra M. K. et al.|anno=2016|titolo=Estimation of dust variability and scale height of atmospheric optical depth (AOD) in the Valles Marineris on Mars by Indian Mars Orbiter Mission (MOM) data|rivista=Icarus|volume=265|pp=84-94}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Guha B. K.|autore2=Panda J.|autore3=Chauhan P.|anno=2019|titolo=Analysing some martian atmospheric characteristics associated with a dust storm over the Lunae Planum region during October 2014|rivista=Icarus|volume=319|pp=293-307|abstract=This study analyses the vertical aerosol distribution and associated atmospheric characteristics during a dust storm event in early Martian southern summer. The analysis is based on the observations of the Mars Colour Camera (MCC) onboard the Indian Mars Orbiter Mission during October 11 and October 20, 2014. A local-scale dust storm is found within the north-eastern portion of the Lunae Planum region on October 11, 2014, which is observed to be relatively larger during October 20. The dust storm disappeared in the next image taken over the same region during October 28, 2014, leaving a thick haze over Lunae Planum and the Valles Marineris region. It is observed from the Mars Daily Global Maps of the Mars Color Imager (MARCI) on board the Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) that the dust storm was generated in the Acidalia region, moved south and came over Lunae Planum and Tempe Terra. Later on, this northern hemispheric storm sequence crossed the equator and merged with a Hellas sequence over Noachis Terra. An increase in vertically integrated dust opacity derived from the observations of Mars Climate Sounder on board MRO was seen over a large latitudinal extent i.e., 60° S to 60° N. Analysis of dust and water ice opacity and temperature profile is carried out before, during and after the dust storm period as observed by MCC and MARCI images. Dust opacity is found to have increased drastically up to 20 km altitude. An increase of dustiness at the HATDM (High Altitude Tropical Dust Maximum) layer is seen, but with a temporal delay of 2° LS after the dust storm disappearance. The study implicates the variation of convective boundary layer growth in the tenuous Martian atmosphere during the dust storm scenario for this temporal delay in dust lifting. The dust lifting is found to be exclusively responsible for the increase in heating rate at this layer, not cloud radiative heating caused by water ice clouds.}}</ref> 

Per ultimo si può citare Mars InSight il cui scopo primario è stato quello di studiare l'interno di Marte. Nonostante fosse stato progettato appositamente per il rilevamento dell'emissione termica e della sismica, il ''lander'' è stato equipaggiato con sofisticata strumentazione meteorologica col fine di riconoscere gli effetti atmosferici da correlare ai terremoti marziani riconosciuti dagli appositi sensori sismici. Importati sono le considerazioni ricavate sulle onde atmosferiche per dinamiche gravitazionali<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Spiga A. et al.|anno=2019|titolo=Exploring Mars’ Planetary Boundary Layer with InSight|rivista=Ninth International Conference on Mars}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Banfield D. et al.|anno=2019|titolo=Mars Atmospheric Science from NASA’s InSight Lander|rivista=Ninth International Conference on Mars}}</ref>, lo studio sui diavoli di polvere<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Perrin C. et al.|anno=2020|titolo=Monitoring of Dust Devil Tracks Around the InSight landing Site, Mars, and Comparison with In Situ Atmospheric Data|rivista=Geophysical Research Letters|volume=47|abstract=The NASA InSight mission on Mars is a unique opportunity to study atmospheric processes
both from orbit and in situ observations.We use post-landing high-resolution satellite images to monitor
dust devil activity during the first 8 months of the mission.We perform mapping and semiautomatic
detection of newly formed dust devil tracks and analyze their characteristics (sizes, azimuths, distances,
and directions of motion).We find a large number of tracks appearing shortly after landing, followed by a
significant decrease of activity during late winter, then a progressive increase during early spring. New
tracks are characterized by dark linear, to slightly curvilinear, traces ranging from a few to more than 10 m
wide. Tracks are oriented in the ambient wind direction, according to measurements made by InSight's
meteorological sensors. The systematic analysis of dust devil tracks is useful to have a better understanding
of atmospheric and aeolian activity around InSight.}}</ref> nonché le numerose osservazioni meteorologiche effettuate dai sensori APSS-PS e TWINS.<ref>{{Cita pubblicazione|autore=Banfield D. et al.|anno=2019|titolo=Mars Atmospheric Science from NASA’s InSight Lander|rivista=Ninth International Conference on Mars}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|autore=Banfield D. et al.|anno=2020|titolo=The atmosphere of Mars as observed by InSight|rivista=Nature Geoscience|volume=13|numero=3|pp=190-198|doi=10.1038/S41561-020-0534-0|ISSN=1752-0894}}</ref>  

{{Immagine multipla
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|sotto = [[Curiosity rover]] – [[Temperature]], [[Pressure]], [[Humidity]] at [[Gale Crater]] on [[Mars]] {{small|(August 2012 – February 2013)}}
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}}

== Riferimenti ==