Iklim Mars telah menjadi topik pembahasan ilmiah selama berabad-abad, terutama karena Mars adalah satu-satunya planet kebumian yang permukaannya dapat dengan mudah diamati secara langsung dan detail dari Bumi dengan bantuan teleskop.

Meski ukuran Mars lebih kecil dari Bumi dengan massa yang hanya sepersepuluh massa Bumi,^[1] dan berjarak 50% lebih jauh dari Matahari daripada Bumi, iklimnya memiliki kemiripan penting, seperti adanya tudung es kutub, perubahan musim, dan pola cuaca yang dapat diamati. Hal ini telah menarik perhatian para ahli planetologi dan klimatologi. Meski iklim Mars memiliki kesamaan dengan Bumi, seperti adanya zaman es berkala, terdapat perbedaan yang mencolok, seperti inersia termal yang jauh lebih rendah. Atmosfer Mars memiliki tinggi skala sekitar 11 kilometer (6,8 mi), 60% lebih besar daripada atmosfer Bumi. Pengetahuan tentang iklim ini sangat penting untuk menjawab pertanyaan apakah kehidupan ada atau pernah ada di planet ini.

Mars telah dipelajari oleh berbagai instrumen yang berbasis di Bumi sejak abad ke-17, tetapi baru sejak penjelajahan Mars dimulai pada pertengahan tahun 1960-an pengamatan dari jarak dekat dimungkinkan. Pesawat antariksa yang melintas dan mengorbit telah mengambil data dari antariksa, sementara wahana pendarat dan penjelajah telah mengukur kondisi atmosfer secara langsung.

Misi penerbangan lintas Mars pertama adalah Mariner 4, yang tiba pada tahun 1965. Lintasan singkat dua hari (14–15 Juli 1965) dengan instrumen yang masih kasar hanya sedikit berkontribusi pada pengetahuan tentang iklim di Mars. Misi Mariner selanjutnya (Mariner 6 dan 7) mengisi beberapa celah dalam informasi mengenai iklim dasar. Studi iklim berbasis data dimulai dengan sungguh-sungguh dengan kendaraan pendarat Viking pada tahun 1975 dan berlanjut dengan wahana seperti Mars Reconnaissance Orbiter.

Upaya pengamatan kini telah dibantu dengan sejenis simulasi komputer ilmiah yang disebut model sirkulasi umum Mars (Mars General Circulation Model).^[2] Beberapa iterasi berbeda dari MGCM telah meningkatkan pemahaman tentang Mars beserta batasan model tersebut.

Pada tahun 1704, Giacomo Maraldi mendapati bahwa tudung es di kutub selatan tidak berpusat pada kutub rotasi Mars.^[3] Selama oposisi tahun 1719, Maraldi mengamati kedua tudung es dan luasnya yang berubah-ubah.

William Herschel adalah orang pertama yang menyimpulkan kepadatan atmosfer Mars yang rendah dalam makalahnya tahun 1784 yang berjudul "Tentang kenampakan luar biasa di wilayah kutub di Mars, kemiringan sumbunya, posisi kutubnya, dan bentuk bulatnya; dengan beberapa petunjuk yang berkaitan dengan diameter sebenar dan atmosfernya". Ketika Mars tampak melintasi dua bintang redup tanpa menunjukkan perubahan pada kecerahannya, Herschel dengan tepat menyimpulkan bahwa hanya ada sedikit atmosfer yang menyelubungi Mars yang mampu mengganggu cahaya.^[3]

Penemuan "awan kuning" oleh Honore Flaugergues pada tahun 1809 di permukaan Mars adalah pengamatan pertama yang diketahui tentang badai debu di Mars.^[4] Flaugergues pada tahun 1813 menemukan adanya penyusutan es kutub yang signifikan selama musim semi di Mars. Spekulasinya adalah bahwa Mars lebih hangat daripada Bumi yang terbukti tidak benar.

Saat ini ada dua sistem penanggalan yang digunakan untuk mempelajari geologi Mars. Salah satunya berdasarkan kepadatan kawah dan dibagi menjadi tiga era: Noachium, Hesperium, dan Amazonium. Yang lainnya adalah garis waktu mineralogi, juga memiliki tiga periode: Phyllocium, Theikium, dan Siderikium.

Pengamatan dan pemodelan terbaru menghasilkan informasi tidak hanya tentang iklim dan kondisi atmosfer saat ini di Mars tetapi juga tentang masa lalunya. Atmosfer Mars pada era Noachium telah lama diakui kaya akan karbon dioksida. Pengamatan spektrum terbaru terhadap endapan mineral lempung di Mars dan pemodelan kondisi pembentukan mineral lempung^[5] telah menemukan bahwa hanya sedikit atau tidak ada mineral karbonat yang terdapat dalam tanah liat di era tersebut. Pembentukan lempung di lingkungan yang kaya karbon dioksida selalu disertai dengan kemunculan karbonat, meskipun karbonat tersebut kemudian dapat larut oleh keasaman vulkanik.^[6]

Penemuan mineral yang terbentuk oleh air di Mars, termasuk hematit dan jarosit, oleh robot peneroka Opportunity dan goetit oleh Spirit, telah menyimpulkan bahwa kondisi iklim di masa lampau memungkinkan air cair mengalir bebas di Mars. Morfologi beberapa kawah tumbukan di Mars menunjukkan bahwa tanah tampak basah ketika tumbukan terjadi.^[7] Pengamatan geomorfologi terhadap laju erosi lanskap^[8] dan jaringan lembah Mars^[9] juga mengungkap kondisi yang lebih hangat dan basah di Mars pada era Noachium (sebelum sekitar empat miliar tahun yang lalu). Namun, analisis kimia terhadap sampel meteorit Mars menunjukkan bahwa suhu permukaan Mars kemungkinan besar tetap berada di bawah 0 °C (32 °F) selama empat miliar tahun terakhir.^[10]

Beberapa ilmuwan berpendapat bahwa massa besar gunung berapi di Tharsis telah memberikan pengaruh besar pada iklim Mars. Gunung-gunung berapi yang meletus mengeluarkan sejumlah besar gas, terutama uap air dan CO₂. Gas yang dikeluarkan mungkin cukup untuk membuat atmosfer Mars di masa lalu lebih tebal daripada atmosfer Bumi. Gunung berapi tersebut juga dapat mengeluarkan cukup air untuk membanjiri seluruh permukaan Mars hingga kedalaman 120 meter (390 ft). Karbon dioksida adalah gas rumah kaca yang menghangatkan suhu planet: ia memerangkap panas dengan menyerap radiasi inframerah. Dengan demikian, gunung-gunung berapi di Tharsis, dengan mengeluarkan CO₂, dapat membuat Mars lebih mirip Bumi di masa lalu. Mars mungkin pernah memiliki atmosfer yang jauh lebih tebal dan lebih hangat, dan lautan atau danau mungkin pernah ada.^[11] Namun, telah terbukti sangat sulit untuk membuat model iklim global yang meyakinkan untuk Mars yang memiliki suhu di atas 0 °C (32 °F; 273 K) pada titik mana pun dalam sejarahnya,^[12] meskipun ini mungkin hanya mencerminkan masalah dalam pengkalibrasian model tersebut secara akurat.

Bukti adanya zaman es ekstrem yang terjadi baru-baru ini secara geologis di Mars dipublikasikan pada tahun 2016. Hanya 370.000 tahun yang lalu, planet ini akan tampak lebih putih alih-alih merah.^[13]

Suhu dan sirkulasi cuaca Mars bervariasi sepanjang tahun Mars (seperti yang telah diduga untuk planet mana pun dengan atmosfer dan kemiringan sumbu). Mars tidak memiliki lautan, sumber sebagian besar variasi suhu di Bumi. Data Kamera Pengorbit Mars yang dimulai pada Maret 1999 selama 2,5 tahun Mars^[14] menunjukkan bahwa cuaca Mars cenderung lebih berulang dan karenanya lebih dapat diprediksi daripada cuaca di Bumi. Jika suatu peristiwa terjadi pada waktu tertentu dalam setahun, data yang tersedia (meski sedikit jumlahnya) menunjukkan bahwa kemungkinan besar peristiwa itu akan terulang pada tahun berikutnya di lokasi yang hampir sama, dengan selisih seminggu.

Pada tanggal 29 September 2008, wahana pendarat Phoenix mendeteksi salju yang jatuh dari awan 4,5 kilometer (2,8 mi) di atas lokasi pendaratannya di dekat Kawah Heimdal. Presipitasi itu lalu menguap sebelum mencapai tanah, suatu fenomena yang disebut virga.^[15]

Badai debu Mars dapat mengangkat partikel-partikel halus di atmosfer yang dapat membentuk awan. Awan ini dapat terbentuk sangat tinggi, hingga 100 kilometer (62 mi) di atas permukaan.^[16] Selain badai debu, awan juga dapat terbentuk secara alami akibat pembentukan es kering atau dari air dan es, serta bahan kimia lainnya.^[17] Lebih jauh lagi, awan "Mutiara" yang lebih langka telah terbentuk ketika semua partikel awan terbentuk pada saat yang bersamaan, menciptakan awan yang berkilauan.^[17] Gambar pertama Mars yang dikirim oleh Mariner 4 menunjukkan awan yang terlihat di atmosfer atas Mars. Awan tersebut sangat samar dan tampak memantulkan sinar matahari di kegelapan malam. Awan tersebut tampak mirip dengan awan di mesosfer, yang juga dikenal sebagai awan noktilusen yang terbentuk sekitar 80 kilometer (50 mi) di atas Bumi.

Usaha pengukuran suhu Mars sudah dimulai sejak sebelum zaman Angkasa. Namun, instrumentasi dan teknik awal astronomi radio menghasilkan hasil yang kasar dan berbeda-beda.^[18][19] Wahana lintas awal (Mariner 4) dan wahana pengorbit selanjutnya menggunakan okultasi radio untuk melakukan aeronomi. Dengan memperhatikan komposisi kimia yang sudah diketahui melalui metode spektroskopi, suhu dan tekanan dapat dihitung. Meski demikian, okultasi terbang lintas hanya dapat mengukur sifat-sifat di sepanjang dua lintasan, pada saat masuk dan keluar orbit Mars seperti yang disaksikan dari Bumi. Hal ini menghasilkan "gambaran" cuaca di area tertentu dan pada waktu tertentu. Wahana pengorbit kemudian meningkatkan jumlah lintasan radio. Misi selanjutnya, dimulai dengan penerbangan ganda Mariner 6 dan 7, beserta Mars 2 dan 3 milik Uni Soviet, membawa detektor inframerah untuk mengukur energi radiasi. Mariner 9 merupakan misi yang pertama kali menempatkan radiometer dan spektrometer inframerah di orbit Mars pada tahun 1971, bersama dengan instrumen dan pemancar radionya yang lain. Viking 1 dan 2 lalu menyusul dengan tidak hanya dengan Pemetaan Termal Inframerah (IRTM).^[20] Misi-misi tersebut juga dapat menguatkan data pengindraan jauh ini tidak hanya dengan perangkat metrologi pendarat in situ mereka,^[21] tetapi juga dengan sensor suhu dan tekanan untuk ketinggian yang lebih tinggi saat perjalanan turun.^[22]

Nilai in situ yang berbeda telah dilaporkan untuk suhu rata-rata di Mars,^[23] dengan nilai umum −63 °C (210 K; −81 °F).^[24][25] Suhu permukaan dapat melonjak hingga sekitar 20 °C (293 K; 68 °F) pada tengah hari di khatulistiwa, dan suhu terendah sekitar −153 °C (120 K; −243 °F) di kawasan kutub.^[26] Pengukuran suhu aktual di lokasi pendaratan wahana Viking berkisar dari −17,2 °C (256,0 K; 1,0 °F) hingga −107 °C (166 K; −161 °F). Suhu tanah terhangat yang diperkirakan oleh Pengorbit Viking adalah 27 °C (300 K; 81 °F).^[27] Wahana Spirit mencatat suhu udara maksimum siang hari di tempat teduh sebesar 35 °C (308 K; 95 °F) dan secara konsisten mencatat suhu jauh di atas 0 °C (273 K; 32 °F) kecuali pada musim dingin.^[28]

Telah dilaporkan bahwa "Berdasarkan data pengukuran suhu di malam hari, setiap musim semi dan awal musim panas utara yang diamati identik dalam batas kesalahan eksperimental (dalam ±1 °C)" tetapi "data siang hari, bagaimanapun, menunjukkan hasil yang agak berbeda, dengan suhu bervariasi dari tahun ke tahun hingga 6 °C pada musim ini.^[29] Perbedaan siang-malam ini tidak terduga dan tidak dipahami". Pada musim semi dan musim panas selatan, variasi disebabkan oleh badai debu yang meningkatkan angka suhu rendah di malam hari dan menurunkan suhu tinggi di siang hari.^[30] Hal ini mengakibatkan penurunan kecil pada suhu permukaan rata-rata (20 °C) dan peningkatan sedang pada suhu di atmosfer atas (30 °C).^[31]

Sebelum dan sesudah misi Viking, pengukuran suhu Mars yang lebih baru dan lebih canggih ditentukan dari Bumi melalui spektroskopi gelombang mikro. Karena berkas gelombang mikro kurang dari 1 menit busur, lebih besar daripada cakram planet, hasilnya adalah rata-rata global.^[32] Kemudian, Spektrometer Emisi Termal milik Mars Global Surveyor dan, sampai batas tertentu, THEMIS milik Mars Odyssey 2001 tidak hanya dapat memproses hasil pengukuran inframerah tetapi juga membandingkan data dari pendarat, robot penjelajah, dan gelombang mikro Bumi. Mars Climate Sounder milik Mars Reconnaissance Orbiter juga dapat mencatat profil atmosfer. Kumpulan data tersebut "menunjukkan suhu atmosfer yang umumnya lebih dingin dan kandungan debu yang lebih rendah dalam beberapa dasawarsa terakhir di Mars dibandingkan selama Misi Viking,"^[33] meskipun data Viking sebelumnya telah direvisi.^[34] Data TES menunjukkan "Suhu atmosfer global yang jauh lebih dingin (10–20 K) teramati selama periode perihelion 1997 dibandingkan 1977" dan "bahwa atmosfer aphelion global Mars lebih dingin, kurang berdebu, dan lebih berawan daripada yang ditunjukkan oleh data Viking yang telah diperoleh," sekali lagi, dengan mempertimbangkan revisi Wilson dan Richardson terhadap data dari Viking.^[35]

Perbandingan selanjutnya, meski juga mengakui bahwa "rekaman gelombang mikro suhu udara adalah yang paling representatif," mencoba menggabungkan rekaman dari pesawat ruang angkasa yang terputus-putus. Tidak ada perbedaan mencolok dalam suhu rata-rata global antara IRTM milik Viking dan TES milik MGS yang terlihat. "Suhu udara Viking dan MGS pada dasarnya tidak dapat dibedakan untuk periode ini, menunjukkan bahwa era Viking dan MGS dicirikan oleh keadaan iklim yang pada dasarnya serupa." Ditemukan "dikotomi yang kuat" antara belahan utara dan selatan, "paradigma yang sangat asimetris untuk siklus tahunan Mars: musim semi dan musim panas utara yang relatif dingin, tidak terlalu berdebu, dan relatif kaya akan uap air dan awan es; serta musim panas selatan yang agak mirip dengan yang diamati oleh Viking dengan suhu udara yang lebih hangat, lebih sedikit uap air dan es air, dan kadar debu di atmosfer yang lebih tinggi."^[29]

Instrumen MCS (Mars Climate Sounder) milik Mars Reconnaissance Orbiter, setelah tiba, mampu beroperasi bersama dengan MGS untuk periode singkat; rangkaian data Mars Odyssey THEMIS dan Mars Express SPICAM yang kurang mumpuni juga dapat digunakan untuk melengkapi catatan yang terkalibrasi dengan baik. Meskipun suhu MCS dan TES umumnya konsisten,^[36] para peneliti melaporkan kemungkinan pendinginan di bawah presisi analitis. "Setelah memperhitungkan pendinginan yang dimodelkan ini, suhu yang diperoleh MCS MY 28 rata-rata 0,9 (siang hari) dan 1,7 K (malam hari) lebih dingin daripada pengukuran TES MY 24."^[37]

Telah diajukan sebuah dugaan bahwa Mars memiliki atmosfer yang jauh lebih tebal dan hangat di awal riwayatnya.^[38] Sebagian besar atmosfer awal ini terdiri dari karbon dioksida. Atmosfer seperti itu akan meningkatkan suhu, setidaknya di beberapa tempat, hingga di atas titik beku air.^[39] Dengan suhu yang lebih tinggi, air yang mengalir dapat mengukir banyak kanal dan lembah yang umum dijumpai di planet ini. Air tersebut juga mungkin menggenang membentuk danau dan mungkin samudra.^[40] Beberapa peneliti berpendapat bahwa atmosfer Mars mungkin berkali-kali lipat lebih tebal daripada atmosfer Bumi; tetapi penelitian yang diterbitkan pada September 2015 memajukan gagasan bahwa mungkin atmosfer awal Mars tidak setebal yang diramalkan sebelumnya.^[41]

Saat ini, atmosfernya sangat tipis. Selama bertahun-tahun, diasumsikan bahwa seperti halnya di Bumi, sebagian besar karbon dioksida telah tersimpan dalam bentuk mineral karbonat. Namun, meskipun banyak instrumen pengorbit digunakan untuk mencarinya, sangat sedikit endapan karbonat yang ditemukan.^[41][42] Saat ini, diperkirakan bahwa sebagian besar karbon dioksida di udara Mars dihilangkan oleh angin surya. Para peneliti telah menemukan proses dua langkah yang membuang gas tersebut ke luar angkasa.^[43] Sinar ultraungu dari Matahari dapat menabrak molekul karbon dioksida, memecahnya menjadi karbon monoksida dan oksigen. Foton dari sinar ultraungu kemudian dapat memecah karbon monoksida menjadi oksigen dan karbon yang akan memperoleh energi yang cukup untuk keluar dari planet. Dalam proses ini, isotop ringan karbon (¹²C) kemungkinan besar akan hilang ke angkasa lepas. Oleh karena itu, karbon dioksida yang tersisa di atmosfer akan diperkaya dengan isotop berat (¹³C).^[44] Tingkat isotop berat yang lebih tinggi inilah yang ditemukan oleh wahana Curiosity di Mars.^[45][46] Data iklim untuk Kawah Gale tersaji di bawah ini, dengan musim yang dinormalisasi dengan musim di Bumi.

Data iklim Kawah Gale (2012–2015)
Bulan	Jan	Feb	Mar	Apr	Mei	Jun	Jul	Agt	Sep	Okt	Nov	Des	Tahun
Rekor tertinggi °C (°F)	6 (43)	6 (43)	1 (34)	0 (32)	7 (45)	14 (57)	20 (68)	19 (66)	7 (45)	7 (45)	8 (46)	8 (46)	20 (68)
Rata-rata tertinggi °C (°F)	−7 (19)	−20 (−4)	−23 (−9)	−20 (−4)	−4 (25)	0 (32)	2 (36)	1 (34)	1 (34)	4 (39)	−1 (30)	−3 (27)	−5.7 (21.7)
Rata-rata terendah °C (°F)	−82 (−116)	−86 (−123)	−88 (−126)	−87 (−125)	−85 (−121)	−78 (−108)	−76 (−105)	−69 (−92)	−68 (−90)	−73 (−99)	−73 (−99)	−77 (−107)	−78.5 (−109.3)
Rekor terendah °C (°F)	−95 (−139)	−127 (−197)	−114 (−173)	−97 (−143)	−98 (−144)	−125 (−193)	−84 (−119)	−80 (−112)	−78 (−108)	−78 (−109)	−83 (−117)	−110 (−166)	−127 (−197)
Sumber: Centro de Astrobiología,[47] Mars Weather,[48] NASA Quest,[49] SpaceDaily[50]

Atmosfer Mars sebagian besar terdiri dari karbon dioksida dan memiliki tekanan permukaan rata-rata sekitar 600 pascal (Pa), hampir 170 kali lebih rendah daripada tekanan di Bumi yang mencapai 101.000 Pa. Salah satu dampaknya adalah atmosfer Mars dapat bereaksi jauh lebih cepat terhadap masukan energi dari luar dibandingkan atmosfer Bumi.^[51] Akibatnya, Mars mengalami pasang surut termal yang lebih kuat yang dihasilkan oleh pemanasan matahari daripada pengaruh gravitasi. Pasang surut ini bisa signifikan, hingga 10% dari total tekanan atmosfer (biasanya sekitar 50 Pa). Atmosfer Bumi mengalami pasang surut harian dan setengah harian yang serupa, tetapi efeknya kurang terlihat karena massa atmosfer Bumi jauh lebih besar.

Meskipun suhu di Mars dapat mencapai di atas titik beku, air cair tetap tidak stabil di sebagian besar permukaannya, karena tekanan atmosfer berada di bawah titik tripel air sehingga es akan langsung menyublim menjadi uap. Pengecualian untuk ini adalah daerah dataran rendah planet, terutama di cekungan tumbukan Hellas Planitia, kawah tumbukan terbesar di Mars. Kawah ini sangat dalam sehingga tekanan atmosfer di dasarnya mencapai 1155 Pa yang berada di atas titik tripel, jadi jika suhu melebihi titik beku, air cair dapat bertahan di sana.

Permukaan Mars memiliki inersia termal yang sangat rendah, yang berarti permukaannya cepat panas ketika disinari mentari. Perubahan suhu harian yang khas, di luar wilayah kutub, sekitar 100 K. Di Bumi, angin sering terbentuk di daerah di mana inersia termal berubah secara tiba-tiba, seperti dari laut ke darat. Tidak ada laut di Mars, tetapi terdapat daerah di mana inersia termal tanah berubah, menimbulkan angin pagi dan sore yang mirip dengan fenomena angin laut di Bumi.^[52] Proyek Antares "Cuaca Skala Kecil Mars" (MSW) telah mengidentifikasi pada tahun 2003 beberapa kelemahan kecil dalam model iklim global (GCM) saat itu karena pemodelan tanah GCM yang lebih primitif. "Aliran panas dari dan ke tanah cukup krusial di Mars, sehingga kondisi tanah perlu diperhitungkan agar hasilnya akurat."^[53] Kelemahan tersebut sedang diperbaiki dan seharusnya mengarah pada penilaian di masa depan yang lebih akurat, meski membuat ketergantungan yang berkelanjutan pada prediksi lama tentang iklim Mars yang telah dimodelkan menjadi agak bermasalah.

Di lintang rendah, sirkulasi Hadley mendominasi, dan pada dasarnya sama dengan proses yang di Bumi yang memicu angin pasat. Di lintang yang lebih tinggi, serangkaian area tekanan tinggi dan rendah, yang disebut gelombang tekanan baroklinik, mendominasi cuaca. Mars lebih kering dan lebih dingin daripada Bumi, sehingga debu yang terangkat oleh angin ini cenderung tertahan di atmosfer lebih lama daripada di Bumi karena tidak ada curah hujan untuk membersihkannya (kecuali salju CO₂).^[54] Salah satu badai siklon tersebut baru-baru ini dilihat oleh Teleskop Luar Angkasa Hubble (gambar di bawah).

Salah satu perbedaan utama antara sirkulasi Hadley di Mars dan Bumi adalah kecepatannya^[55] yang diukur pada skala waktu pembalikan. Skala waktu pembalikan di Mars sekitar 100 hari Mars sedangkan di Bumi, lebih dari satu tahun.

Angin katabatik, atau aliran drainase atmosfer, adalah angin yang terbentuk dari udara padat yang mendingin yang tenggelam dan berakselerasi menuruni lereng melalui tarikan gravitasi.^[56] Angin ini paling sering ditemukan di Bumi yang memengaruhi lapisan es yang tinggi di Greenland dan Antarktika, dan angin katabatik juga dapat ditemukan memengaruhi bagian-bagian Mars dengan sirkulasi lereng bawah yang jelas dan intens, seperti Valles Marineris, Olympus Mons, dan tudung es di kutub utara dan selatan.^[56] Angin ini dapat diidentifikasi oleh berbagai fitur morfologi permukaan yang berbeda di wilayah kutub, seperti daerah berbukit pasir dan garis-garis embun beku.^[57] Karena inersia termal atmosfer CO₂ Mars yang tipis dan skala waktu radiasi yang pendek, angin katabatik di Mars dua hingga tiga kali lebih kuat daripada di Bumi dan terjadi di daratan yang luas dengan angin ambien yang lemah, medan miring, dan inversi suhu dekat permukaan atau pendinginan radiasi permukaan dan atmosfer.^[56] Angin katabatik telah berperan penting dalam membentuk tudung kutub utara dan endapan berlapis kutub, baik dalam metodologi aeolius maupun metodologi termal.^[57] Diketahui pula bahwa percepatan angin katabatik meningkat seiring dengan kemiringan lereng dan menyebabkan pemanasan atmosfer semakin meningkat jika kemiringan lerengnya semakin terjal.^[58] Pemanasan atmosfer ini dapat muncul di lereng curam mana pun, tetapi ini tidak selalu sama dengan pemanasan permukaan.^[58] Angin katabatik juga terbukti membatasi laju kondensasi CO₂ di tudung kutub pada musim dingin dan meningkatkan sublimasi CO₂ pada musim panas.^[58] Meskipun pengukuran kuantitatif angin katabatik jarang tersedia, pengukuran tersebut tetap menjadi elemen yang sangat dibutuhkan untuk misi mendatang.^[56]

Lompatan katabatik juga umum terjadi di palung di Mars dan terbentuk dari berbagai faktor seperti perubahan horizontal besar dalam tekanan, suhu, kecepatan angin, dan uap air super jenuh yang dapat membentuk awan dan memungkinkan migrasi es dari bagian hulu palung ke hilir. Karena alasan inilah, tudung kutub mengalami lebih sedikit lompatan katabatik di musim dingin, karena tudung es musiman yang menutupi wilayah kutub mengunci keberadaan air yang dibutuhkan untuk menciptakan uap. Namun, ketika tudung es musiman telah menyublim selama musim panas di Mars, angin kencang yang diperlukan untuk lompatan katabatik tidak lagi ada karena perubahan suhu yang kecil yang berarti tutupan awan kembali dapat terabaikan. Oleh karena itu, lompatan katabatik paling sering terlihat di palung-palung selama musim semi dan musim gugur Mars.^[59]

Ketika wahana Mariner 9 tiba di Mars pada tahun 1971, para ilmuwan berharap melihat gambar-gambar baru permukaan yang detail dan jernih. Namun, yang mereka lihat adalah badai debu yang hampir menyelimuti seluruh planet^[61] dengan hanya menyisakan gunung berapi raksasa Olympus Mons yang tampak menonjol di atas kegelapan. Badai tersebut berlangsung selama satu bulan, suatu kejadian yang kemudian diketahui oleh para ilmuwan cukup umum terjadi di Mars. Dengan menggunakan data dari Mariner 9, James B. Pollack dkk. mengusulkan mekanisme untuk badai debu Mars pada tahun 1973.^[62]

Sebagaimana diamati oleh pesawat ruang angkasa Viking dari permukaan,^[30] "selama badai debu global, rentang suhu harian menyempit tajam, dari 50 °C menjadi sekitar 10 °C, dan kecepatan angin meningkat secara signifikan—memang, hanya dalam satu jam setelah badai tiba, kecepatan angin telah meningkat menjadi 17 meter per detik (61 km/h), dengan embusan hingga 26 meter per detik (94 km/h). Meski demikian, tidak ada pengangkutan material yang sebenarnya diamati di kedua lokasi tersebut, hanya peningkatan albedo dan pudarnya kontras antara warna-warni permukaan secara bertahap ketika debu yang warnanya seragam melayang-layang di atasnya." Pada tanggal 26 Juni 2001, Teleskop Antariksa Hubble mengamati badai debu yang sedang terbentuk di Cekungan Hellas di Mars (gambar kanan). Sehari kemudian, badai tersebut "meledak" dan menjadi peristiwa global. Pengukuran orbital menunjukkan bahwa badai debu ini menurunkan suhu rata-rata permukaan dan menaikkan suhu atmosfer Mars sebesar 30 K.^[31] Kepadatan atmosfer Mars yang rendah berarti angin dengan kecepatan 18–22 meter per detik (65–79 km/h) diperlukan untuk mengangkat debu dari permukaan, tetapi karena Mars sangat kering, debu dapat tetap bertahan di atmosfer jauh lebih lama daripada di Bumi, di mana debu tersebut segera dibasuh oleh hujan. Musim setelah badai debu tersebut memiliki suhu siang hari 4 K di bawah rata-rata. Hal ini disebabkan oleh lapisan debu berwarna terang yang menutupi seluruh permukaan Mars setelah badai debu, yang untuk sementara meningkatkan albedo Mars.^[63]

Pada pertengahan tahun 2007, badai debu yang melanda seluruh planet menimbulkan ancaman serius bagi wahana penjelajah Mars bertenaga surya Spirit dan Opportunity dengan mengurangi jumlah energi yang dihasilkan oleh panel surya dan mengharuskan penghentian sebagian besar eksperimen ilmiah sambil menunggu badai berlalu.^[64] Setelah badai mereda, wahana penjelajah tersebut mengalami penurunan daya yang signifikan karena debu yang hinggap di panel surya.^[65]

Badai debu paling sering terjadi saat perihelion, ketika planet menerima 40 persen lebih banyak sinar matahari daripada selama aphelion. Selama aphelion, awan es air terbentuk di atmosfer, berinteraksi dengan partikel debu dan memengaruhi suhu planet.^[66]

Badai debu global Mars, yang dapat berlangsung selama berbulan-bulan, sering kali dipicu oleh pemanasan dari matahari di dekat perihelion planet, yang mengintensifkan sirkulasi atmosfer dan pengangkatan debu.^[67]

Badai debu besar yang semakin intensif dimulai pada akhir Mei 2018 dan telah berlangsung hingga pertengahan Juni. Pada 10 Juni 2018, seperti yang diamati di lokasi kendaraan Opportunity, badai tersebut lebih parah daripada badai debu tahun 2007 yang dialami Opportunity.^[68] Pada 20 Juni 2018, NASA melaporkan bahwa badai debu telah meluas hingga meliputi keseluruhan planet.^[69][70]

Pengamatan sejak tahun 1950-an menunjukkan bahwa kemungkinan terjadinya badai debu di seluruh planet dalam satu tahun Mars tertentu adalah sekitar satu banding tiga.^[71]

Badai debu berkontribusi pada hilangnya air di Mars. Sebuah studi tentang badai debu dengan Mars Reconnaissance Orbiter menunjukkan bahwa 10 persen kehilangan air dari Mars mungkin disebabkan oleh badai debu. Instrumen Mars Reconnaissance Orbiter mendeteksi uap air yang teramati pada ketinggian yang sangat tinggi selama badai debu global. Sinar ultraungu dari matahari kemudian dapat memecah air menjadi hidrogen dan oksigen. Hidrogen dari molekul air kemudian lepas ke kehampaan ruang angkasa.^[72][73][74] Hilangnya hidrogen atomik terbaru dari air ditemukan sebagian besar disebabkan oleh proses musiman dan badai debu yang menerbangkan air ke atmosfer atas.^[75][76]

Telah diperkirakan bahwa badai debu Mars dapat menyebabkan fenomena listrik atmosfer.^[77][78][79] Butiran debu diketahui menjadi bermuatan listrik saat bertabrakan dengan tanah atau dengan butiran lainnya.^[80] Analisis teoritis, komputasional, dan eksperimental dari aliran debu skala laboratorium dan pusaran debu skala penuh di Bumi menunjukkan bahwa listrik, termasuk petir, adalah fenomena umum dalam aliran turbulen yang sarat akan debu.^[81][82][83] Di Mars, kecenderungan ini akan diperparah oleh tekanan atmosfer yang rendah, yang menyebabkan medan listrik yang diperlukan untuk terjadinya kilatan menjadi jauh lebih rendah. Akibatnya, pemisahan aerodinamis debu berukuran menengah dan besar dapat dengan mudah menyebabkan pemisahan muatan yang cukup besar untuk menghasilkan kilatan listrik lokal di awan debu di atas tanah.^[84]

Kendati demikian, berbeda dengan planet lain di Tata Surya, tidak ada pengukuran in-situ yang ada di permukaan Mars untuk membuktikan hipotesis ini.^[85] Upaya perdana untuk mengungkap hal-hal yang tak diketahui ini dilakukan oleh wahana pendarat Schiaparelli EDM dari misi ExoMars pada tahun 2016, yang menyertakan perangkat keras yang relevan untuk mengukur muatan listrik debu dan medan listrik di atmosfer Mars. Sayangnya, wahana pendarat tersebut gagal selama pendaratan otomatis pada 19 Oktober 2016, dan menghantam permukaan Mars.

Proses saltasi geologis cukup penting di Mars untuk menjelaskan mekanisme masuknya partikel ke atmosfer. Partikel pasir yang mengalami saltasi telah diamati oleh wahana MER Spirit.^[86] Teori dan hasil pengamatan di dunia nyata tidak cocok satu sama lain. Secara teoritis, atmosfer yang tipis di Mars seharusnya membuat saltasi di Mars terjadi lebih sedikit dibandingkan di Bumi. Nyatanya, butiran pasir di Mars melompat dengan lintasan 100 kali lebih tinggi dan lebih panjang serta mencapai kecepatan 5–10 kali lebih tinggi daripada butiran pasir di Bumi.^[87] Sebuah model yang lebih sesuai dengan pengamatan dunia nyata menunjukkan bahwa partikel saltasi menciptakan medan listrik statis yang meningkatkan efek saltasi.^[88]

Sebuah awan besar berbentuk kue donat muncul di kutub utara Mars pada waktu yang sama setiap tahun Mars dan dengan ukuran yang hampir sama.^[89] Awan ini terbentuk di pagi hari dan menghilang pada sore hari.^[89] Diameter luar awan kira-kira 1.600 kilometer (990 mi), dan lubang atau mata bagian dalamnya berdiameter 320 kilometer (200 mi).^[90] Awan ini diperkirakan terdiri dari es air,^[90] sehingga berwarna putih, tidak seperti badai debu yang lebih umum.

Awan ini tampak seperti siklon, mirip dengan badai, tetapi tidak berputar.^[89] Awan ini muncul selama musim panas utara dan di lintang tinggi. Spekulasi menyebutkan bahwa ini disebabkan oleh kondisi iklim yang unik di dekat kutub utara.^[90] Badai seperti siklon pertama kali terdeteksi dalam program pemetaan oleh pengorbit Viking, tetapi awan anular utara hampir berukuran tiga kali lebih besar.^[90] Awan tersebut juga telah terdeteksi oleh berbagai wahana dan teleskop termasuk Hubble dan Mars Global Surveyor.^[90][89]

Peristiwa berulang lainnya adalah badai debu dan puting beliung.^[90]

Senyawa hidrokarbon metana (CH₄) secara kimiawi tidak stabil dalam atmosfer Mars yang bersifat oksidatif pada masa kini. Metana akan cepat terurai oleh sinar ultraungu dari Matahari maupun reaksi kimia dengan gas lain. Oleh karena itu, keberadaan metana yang berkelanjutan di atmosfer dapat mengisyaratkan adanya sumber yang terus-menerus menghasilkan gas tersebut.

Jumlah metana yang sangat sedikit, pada tingkat beberapa bagian per miliar (bpm), pertama kali dilaporkan di atmosfer Mars oleh tim di NASA Goddard pada tahun 2003.^[91][92] Perbedaan besar dalam kelimpahan terukur antara pengamatan yang dilakukan pada tahun 2003 dan 2006, menunjukkan bahwa metana terkonsentrasi secara lokal dan mungkin bersifat musiman.^[93] Pada tahun 2014, NASA melaporkan bahwa wahana penjelajah Curiosity mendeteksi lonjakan sepuluh kali lipat metana di atmosfer di sekitarnya pada akhir tahun 2013 dan awal tahun 2014. Empat pengukuran yang diambil selama dua bulan pada periode ini rata-rata sebesar 7,2 bpm, yang menyiratkan bahwa Mars secara berkala memproduksi atau melepaskan metana dari sumber yang tidak dikenal.^[94] Sebelum dan sesudah itu, hasil pengukuran rata-rata menunjukkan angka sekitar sepersepuluh dari nilai tersebut.^[95][96][94] tanggal 7 Juni 2018, NASA mengumumkan variasi musiman kadar metana di atmosfer.^[97][98][99]

Kandidat utama untuk asal usul metana Mars meliputi proses nonbiologis seperti reaksi air-batuan, radiolisis air, dan pembentukan pirit, yang semuanya menghasilkan H₂ yang kemudian dapat membentuk metana dan hidrokarbon lainnya melalui proses Fischer–Tropsch dengan CO dan CO₂.^[100] Telah ditunjukkan pula bahwa metana dapat terbentuk melalui proses yang melibatkan air, karbon dioksida, dan mineral mirah kuning yang diketahui umum di Mars.^[101]

Mikroorganisme hidup, seperti metanogen, adalah sumber potensial lainnya, meski belum ada bukti tentang eksistensi makhluk hidup di Mars.^{[102][103][104]}

Citra Mars Reconnaissance Orbiter menunjukkan efek erosi yang tidak biasa terjadi sebagai fenomena iklim Mars. Pemanasan musim semi di daerah tertentu menyebabkan es CO₂ menyublim lalu menyembur ke atas, menciptakan pola erosi yang sangat tidak biasa yang disebut "jurang laba-laba".^[105] Es CO₂ yang tembus cahaya terbentuk selama musim dingin dan ketika sinar matahari musim semi menghangatkan permukaan, ia menguapkan CO₂ di bawahnya menjadi gas yang mengalir ke atas melalui lapisan es CO₂ tembus cahaya. Titik-titik lemah di es tersebut membentuk letupan geiser CO₂.^[105]

Badai di Mars sangat dipengaruhi oleh gunung-gunung besar di Mars.^[106] Gunung-gunung individual seperti Olympus Mons yang sangat tinggi (26 kilometer (85.000 ft)) dapat memengaruhi cuaca lokal, tetapi efek cuaca yang lebih besar disebabkan oleh kumpulan gunung berapi yang lebih besar di Tharsis.

Salah satu fenomena cuaca unik yang berulang yang melibatkan pegunungan adalah awan debu spiral yang terbentuk di atas Arsia Mons. Awan debu spiral di atas Arsia Mons dapat menjulang setinggi 15–30 kilometer (9,3–18,6 mi) di atas puncaknya.^[107] Awan muncul di sekitar Arsia Mons sepanjang tahun Mars, dan memuncak pada akhir musim panas.^[108]

Awan di sekitar pegunungan menunjukkan variabilitas musiman. Awan di Olympus Mons dan Ascraeus Mons muncul pada musim semi dan musim panas di belahan utara, mencapai total luas maksimum sekitar 900.000 km² dan 1.000.000 km² masing-masing pada akhir musim semi. Ukuran awan di sekitar Alba Mons dan Pavonis Mons sedikit memuncak di akhir musim panas. Sangat sedikit awan yang diamati di musim dingin. Prediksi dari Mars General Circulation Model konsisten dengan observasi ini.^[108]

Mars memiliki lapisan es di kutub utara dan selatannya, yang sebagian besar terdiri dari es air; namun, terdapat karbon dioksida beku (es kering) di permukaannya. Es kering menumpuk di wilayah kutub utara (Planum Boreum) hanya pada musim dingin, dan menguap sepenuhnya pada musim panas, sementara wilayah kutub selatan juga memiliki lapisan es kering permanen hingga setebal 8 meter (26 ft).^[109] Perbedaan ini disebabkan oleh elevasi kutub selatan yang lebih tinggi.

Sebagian besar atmosfer dapat mengembun di kutub musim dingin sehingga tekanan atmosfer dapat bervariasi hingga sepertiga dari nilai rata-ratanya. Pengembunan dan penguapan ini akan mengakibatkan proporsi gas yang tidak dapat mengembun di atmosfer berubah-ubah.^[54] Eksentrisitas orbit Mars memengaruhi siklus ini, beserta faktor-faktor lainnya. Pada musim semi dan musim gugur, angin akibat proses sublimasi karbon dioksida bertiup sangat kuat hingga mampu menciptakan badai debu global yang sudah dijabarkan di atas.^[110]

Tutupan es di kutub utara memiliki diameter sekitar 1.000 km selama musim panas utara,^[111] dan menampung sekitar 1,6 juta km³ kubik es, yang jika tersebar merata di atas tutupan tersebut akan setebal 2 km.^[112] Bandingkan dengan volume 2,85 juta kilometer kubik untuk lapisan es Greenland. Tutupan di kutub selatan lebih kecil dengan diameter 350 km dan ketebalan maksimum 3 km.^[113] Kedua tutupan kutub menunjukkan adanya palung spiral, yang awalnya dianggap terbentuk sebagai akibat dari perbedaan intensitas cahaya matahari yang berbeda, ditambah dengan sublimasi es dan kondensasi uap air.^[114][115] Analisis terbaru terhadap data dari instrumen radar penembus es milik SHARAD telah menunjukkan bahwa palung spiral terbentuk dari situasi unik di mana angin katabatik berkepadatan tinggi yang turun dari tekanan tinggi di kawasan kutub menyapu es dan menciptakan bentuk dasar gelombang besar.^[116][117] Bentuk spiral berasal dari gaya Coriolis pada angin, seperti halnya angin di bumi yang berputar membentuk badai. Palung tersebut tidak terbentuk bersamaan dengan lapisan es; sebaliknya, palung tersebut mulai terbentuk antara 2,4 juta dan 500.000 tahun yang lalu, setelah tiga perempat lapisan es terbentuk. Hal ini menunjukkan bahwa perubahan iklim memungkinkan kemunculannya. Kedua lapisan es kutub menyusut dan membesar kembali mengikuti fluktuasi suhu musiman di Mars; ditambah tren jangka panjang yang lebih dipahami di era modern.

Selama musim semi di belahan bumi selatan, pemanasan matahari pada endapan es kering di kutub selatan menyebabkan penumpukan gas CO₂ bertekanan di bawah permukaan es semitransparan, yang dihangatkan oleh penyerapan radiasi oleh substrat yang lebih gelap. Setelah mencapai tekanan yang cukup, gas tersebut menyembur keluar dari es dalam bentuk semburan seperti geiser. Meskipun letusan tersebut belum terekam secara langsung, letusan tersebut meninggalkan jejak berupa "bintik-bintik gelap serta lapisan yang lebih terang di atas es", yang berasal dari pasir dan debu yang terangkat oleh letupan lalu jatuh kembali, dan pola alur seperti laba-laba yang terbentuk di bawah es oleh gas yang menyembur keluar.^[118][119] Letupan gas nitrogen yang diamati oleh Voyager 2 di Triton diduga terjadi melalui mekanisme yang serupa.

Kedua lapisan es kutub saat ini sedang terakumulasi, mengonfirmasi siklus Milankovich yang diprediksi pada skala waktu ~400.000 dan ~4.000.000 tahun. Pengukuran oleh Mars Reconnaissance Orbiter SHARAD menunjukkan pertumbuhan lapisan es total sebesar ~0,24 km^{3/tahun. Dari jumlah tersebut, 92%, atau ~0,86 mm/tahun, bergerak ke utara,[120] karena sirkulasi Hadley Mars yang bergeser bertindak sebagai pompa nonlinier volatil ke utara.}

Mars kehilangan sebagian besar medan magnet sekitar empat miliar tahun yang lalu. Akibatnya, angin surya dan radiasi kosmik berinteraksi langsung dengan ionosfer Mars. Hal ini membuat atmosfer lebih tipis daripada seharusnya karena paparan angin surya yang terus-menerus mengikis atom-atom dari lapisan atmosfernya yang terluar.^[121]

Mars memiliki kemiringan sumbu 25,2°. Artinya, ada pembagian musim di Mars, seperti halnya di Bumi. Eksentrisitas orbit Mars adalah 0,1, jauh lebih besar daripada eksentrisitas orbit Bumi saat ini sekitar 0,02. Eksentrisitas yang besar menyebabkan insolasi di Mars bervariasi saat planet mengorbit Matahari. (Tahun Mars atau sol berlangsung selama 687 hari, kira-kira setara 2 tahun Bumi.) Seperti di Bumi, kemiringan sumbu Mars yang paling memengaruhi musim, tetapi karena eksentrisitas yang besar, musim dingin di belahan selatan lebih panjang dan dingin sementara di utara cenderung pendek dan lebih hangat.

Kini diperkirakan bahwa es terakumulasi ketika kemiringan orbit Mars sangat berbeda dari sekarang. Poros tempat planet berputar memiliki "goyangan" yang cukup besar, artinya sudutnya berubah seiring waktu.^{[122][123][124]} Beberapa juta tahun silam, kemiringan sumbu Mars adalah 45 derajat, bukan 25 derajat seperti sekarang. Kemiringannya, yang juga disebut oblikuitas, sangat bervariasi karena kedua satelitnya yang kecil tidak mampu menjaga kestabilannya sebagaimana Bulan menstabilkan kemiringan Bumi.

Banyak fitur di Mars, terutama di kuadran Ismenius Lacus, diperkirakan mengandung sejumlah besar es. Model yang paling populer untuk asal-usul es adalah perubahan iklim akibat perubahan besar pada kemiringan sumbu rotasi planet. Terkadang kemiringannya bahkan lebih besar dari 80 derajat.^[125][126] Perubahan besar pada kemiringan menjelaskan banyak fitur geografis kaya es di Mars.

Studi telah menunjukkan bahwa ketika kemiringan Mars mencapai 45 derajat bukannya 25 derajat saat ini, es tidak lagi stabil di kawasan kutub.^[127] Selain itu, pada kemiringan yang tinggi ini, cadangan karbon dioksida menyublim, sehingga memperbesar tekanan atmosfer. Bertambahnya tekanan ini memungkinkan lebih banyak debu terjebak di atmosfer. Kelembapan di atmosfer akan jatuh sebagai salju atau sebagai es yang membeku pada butiran debu. Perhitungan menunjukkan bahwa material ini akan terkonsentrasi di lintang tengah.^[128][129] Model sirkulasi umum atmosfer Mars memprediksi akumulasi debu kaya es di area yang sama di mana fitur sarat es ditemukan.^[126] Ketika kemiringan mulai berkurang ke nilai yang lebih rendah, es menyublim (berubah langsung menjadi gas) dan menyisakan tumpukan debu.^[130][131] Debu yang menumpuk tersebut menutupi material di bawahnya sehingga pada setiap siklus tingkat kemiringan yang tinggi, beberapa lapisan yang kaya akan es tetap tertinggal.^[132] Perlu dicatat bahwa lapisan mantel permukaan yang halus mungkin hanya mewakili material yang relatif baru. Di bawah ini adalah gambar lapisan di mantel halus ini yang kadang-kadang jatuh dari langit.

Presisi dalam penyelarasan kemiringan sumbu dan eksentrisitas menyebabkan pemanasan dan pendinginan global (musim panas dan musim dingin yang 'hebat') dengan periode 170.000 tahun.^[133]

Seperti halnya di Bumi, kemiringan sumbu Mars mengalami perubahan berkala yang dapat menyebabkan perubahan iklim yang berlangsung lama. Sekali lagi, perubahan ini lebih drastis di Mars karena Mars tidak memiliki penstabil dari satelit yang berukuran cukup besar. Akibatnya, kemiringan sumbunya dapat berubah hingga 45°. Jacques Laskar, dari Pusat Penelitian Ilmiah Nasional Prancis, berpendapat bahwa dampak dari perubahan iklim periodik ini dapat dilihat pada sifat berlapis dari lapisan es di kutub utara Mars.^[134] Penelitian saat ini menunjukkan bahwa Mars berada dalam periode interglasial hangat yang telah berlangsung lebih dari 100.000 tahun.^[135]

Karena Mars Global Surveyor mampu mengamati Mars selama 4 tahun Mars, ditemukan bahwa cuaca Mars serupa dari tahun ke tahun. Perbedaan apa pun yang terjadi berhubungan langsung dengan perubahan intensitas energi matahari yang mencapai Mars. Para ilmuwan bahkan mampu memprediksi secara akurat badai debu yang akan terjadi saat pendaratan Beagle 2. Badai debu regional ditemukan berhubungan erat dengan ketersediaan debu.^[136]

Terjadi perubahan regional di sekitar kutub selatan (Planum Australe) selama beberapa tahun Mars terakhir. Pada tahun 1999, Mars Global Surveyor memotret lubang-lubang di lapisan es kering di kutub selatan Mars. Karena bentuk dan orientasinya yang mencolok, lubang-lubang ini dikenal sebagai fitur keju swiss. Pada tahun 2001, wahana tersebut memotret lubang yang sama lagi dan menemukan bahwa lubang-lubang tersebut telah membesar, lalu menyusut sekitar 3 meter selama satu tahun Mars.^[137] Fitur-fitur ini disebabkan oleh sublimasi lapisan es kering, sehingga menyingkap lapisan es air yang inert. Pengamatan yang lebih baru menunjukkan bahwa es di kutub selatan Mars terus mengalami sublimasi.^[138] Lubang-lubang di es terus membesar sekitar 3 meter per tahun Mars. Malin menyatakan bahwa kondisi di Mars saat ini tidak kondusif untuk pembentukan es baru. Siaran pers NASA menyebutkan bahwa "perubahan iklim sedang berlangsung"^[139] di Mars. Dalam ringkasan pengamatan dengan Mars Orbiter Camera, para peneliti berspekulasi bahwa beberapa es kering mungkin telah mengendap antara misi Mariner 9 dan Mars Global Surveyor. Berdasarkan laju penghilangannya saat ini, endapan yang ada saat ini mungkin akan hilang dalam seratus tahun.^[136]

Di tempat lain di planet ini, daerah lintang rendah memiliki lebih banyak es air daripada yang seharusnya berdasarkan kondisi iklim saat ini.^{[140][141][142]}

Colaprete dkk. melakukan simulasi dengan Model Sirkulasi Umum Mars yang menunjukkan bahwa iklim lokal di sekitar kutub selatan Mars saat ini mungkin berada dalam periode tidak stabil. Ketidakstabilan yang disimulasikan berakar pada geografi wilayah tersebut, yang membuat para penulis berspekulasi bahwa sublimasi es kutub adalah fenomena lokal dan bukan global.^[143] Para peneliti menunjukkan bahwa bahkan dengan luminositas matahari yang konstan, kutub mampu berpindah keadaan antara terjadi penumpukan atau kehilangan es. Penyebab perubahan keadaan dapat berupa peningkatan muatan debu di atmosfer atau perubahan albedo karena pengendapan es air di tudung kutub.^[144] Teori ini agak bermasalah karena kurangnya pembentukan es setelah badai debu global tahun 2001.^[63]

Telah dikemukakan bahwa "perubahan regional yang diamati pada tutupan es kutub selatan hampir pasti disebabkan oleh transisi iklim regional, bukan fenomena global, dan terbukti tidak terkait dengan gaya eksternal."^[133] Dalam sebuah artikel berita di Nature, Kepala Editor Oliver Morton mengatakan "Pemanasan benda-benda tata surya lainnya telah dimanfaatkan oleh para skeptis iklim. Di Mars, pemanasan tampaknya disebabkan oleh debu yang berterbangan dan menyingkap hamparan besar batuan basal hitam yang menyerap panas di siang hari."^[63][145]

Meskipun dalam keadaan saat ini Mars tidak layak huni bagi manusia, banyak orang telah menyarankan teraformasi Mars untuk mengubah iklim agar lebih layak huni bagi manusia. Bahkan, Elon Musk telah menyarankan peledakan senjata nuklir di lapisan es Mars untuk melepaskan uap air dan karbon dioksida, yang menurutnya dapat menghangatkan planet secara signifikan sehingga mungkin membuatnya layak huni bagi manusia, walau hal ini telah dibantah oleh penelitian terbaru.^[146]

Zona iklim di Bumi pertama kali didefinisikan oleh Wladimir Köppen berdasarkan distribusi kelompok vegetasi. Klasifikasi iklim selanjutnya didasarkan pada suhu, curah hujan, dan dibagi lagi berdasarkan perbedaan distribusi musiman suhu dan curah hujan; dan terdapat kelompok terpisah untuk iklim ekstrazonal seperti di dataran tinggi. Mars tidak memiliki vegetasi maupun curah hujan, sehingga klasifikasi iklim hanya dapat didasarkan pada suhu; penyempurnaan lebih lanjut dari sistem ini dapat didasarkan pada distribusi debu, kadar uap air, dan kemunculan salju. Zona Iklim Matahari juga dapat dengan mudah didefinisikan untuk Mars.^[147]

Mars Odyssey kini sedang mengorbit Mars dan melakukan pengukuran suhu atmosfer global dengan instrumen TES. Mars Reconnaissance Orbiter saat ini melakukan pengamatan cuaca dan iklim harian dari orbit. Salah satu instrumennya, Mars Climate Sounder, dikhususkan untuk pekerjaan pengamatan iklim. Mars Science Laboratory diluncurkan pada November 2011 dan mendarat di Mars pada 6 Agustus 2012.^[148] Wahana pengorbit MAVEN, Mangalyaan, dan TGO saat ini juga tengah mengorbit Mars dan mempelajari atmosfernya.

• Laporan Cuaca Terkini di Mars oleh wahana penjelajah Curiosity
• Laporan Cuaca Terkini di Mars oleh wahana pendarat InSight

• Jakosky, Bruce M.; Phillips, Roger J. (2001). "Mars' volatile and climate history". Nature. 412 (6843): 237–244. Bibcode:2001Natur.412..237J. doi:10.1038/35084184. PMID 11449285.