В багатьох випадках астрономічні явища, які можна спостерігати з поверхні планети Марс, є такими ж, або подібними, до відповідних явищ, які можна спостерігати із Землі. Однак іноді (як, наприклад, з видом Землі як вечірньої/ранкової зорі) вони можуть суттєво відрізнятися. Наприклад, оскільки атмосфера Марса не має озонового шару, з поверхні Марса можна також вести ультрафіолетові спостереження.

Сезони

Нахил осі обертання Марса становить 25,19° — значення досить близьке до Земного, яке дорівнює 23,44°, а отже Марс, так само як і Земля, має сезони — весну, літо, осінь та зиму. І так само як і на Землі, на північній та південній півкулях планети літо й зима настають у протилежний час (тобто коли на північній півкулі триває літо, на південній у цей же час — зима, і навпаки).

Але орбіта Марса має значно більший ексцентриситет, аніж орбіта Землі. Тому сезони мають неоднакову тривалість, значно більш нерівномірну, аніж на Землі: СезонСоли(на Марсі)Дні (на Землі)Північна весна, південна осінь: 193,30 92,764Північне літо, південна зима: 178,64 93,647Північна осінь, південна весна: 142,70 89,836Північна зима, південне літо: 153,95 88,997 На практиці це означає, що літні та зимові сезони мають різну тривалість та інтенсивність на північній та південній півкулях. Зими на півночі є теплими та короткими (тому що Марс рухається швидко поблизу перигелію), тоді як зими на півдні є тривалими та холодними (оскільки Марс рухається повільно поблизу афелію). Так само літа́ на півночі є тривалими та холодними, тоді як на півдні — короткими й гарячими (як для Марса).  Таким чином, температурні екстремуми є значно більшими на південній півкулі, аніж на північній.

Сезонне температурне відставання на Марсі становить не більше ніж кілька днів, оскільки на планеті відсутні великі водойми та подібні фактори, які могли б створити буферний ефект.  Так, якщо говорити про температуру на поверхні Марса, «весна» є приблизним віддзеркаленням «літа», тоді як «осінь» є приблизним віддзеркаленням «зими» (якщо вважати сонцестояння та рівнодення точками відліку для відповідних сезонів), і якби орбіта Марса була круглою, максимальні та мінімальні температури проявилися б уже за кілька днів після літнього та зимового сонцестоянь, а не аж через місяць, як це, приблизно, відбувається на Землі. Єдина відмінність між весняною та літньою температурами спричинена порівняно значним ексцентриситетом орбіти Марса: у період північної весни Марс перебуває далі від Сонця, ніж протягом північного літа, а тому, лише за збігом обставин, весна є дещо холоднішою порою марсіанського року, аніж літо, і так само осінь є дещо теплішою порою, аніж зима. Натомість у південній півкулі все навпаки.

Звісно, що  температурні варіації між весною та літом є значно нижчими, аніж дуже різкі варіації, що відбуваються в межах одного марсіанського сола (марсіанської доби). Щоденно температура сягає свого піку опівдні за місцевим часом, і опускається до мінімуму опівночі за місцевим часом. Приблизно такий же ефект можна спостерігати і в земних пустелях, але на Марсі він значно більш виражений.

Варто зауважити, що нахил осі обертання та ексцентриситет орбіти Землі (чи Марса) в жодному разі не є фіксованими, а радше варіюються внаслідок гравітаційних пертурбацій, спричинених впливом інших планет Сонячної системи в часовому  масштабі десятків тисяч або сотень тисяч років. Так, ексцентриситет земної орбіти, який становить близько 1 %, регулярно коливається, і може збільшитися навіть до 6 %, і в певний момент часу в далекому майбутньому, Землі доведеться мати справу з календарними наслідками того, що тривалість різних пір року буде дуже різною (до того ж, це спричинить також значні зміни клімату). 

І не лише ексцентриситет, а й нахил земної осі може варіюватися від  21,5° до 24,5°, а тривалість цього «циклу похитування» становить 41 000 років. Ці та інші подібні циклічні зміни вважаються відповідальними за льодовикові періоди (див. цикли Міланковича).  На противагу Землі, цикл похитування Марса є значно більш екстремальним: від 15° до 35° із тривалістю в 124 000 років. Деякі з найновіших досліджень дозволяють навіть припускати, що через десятки мільйонів років таке гойдання може сягати навіть від 0° до 60°. Місяць, великий супутник Землі, очевидно, відіграє важливу роль в утримуванні осі нахилу обертання планети в розумних межах; Марс не зазнає такого стабілізаційного впливу, а тому нахил його осі може варіюватися більш хаотично.

Колір неба При заході та на світанку марсіанське небо має рожевувато-червоне забарвлення, але коли Сонце сідає чи сходить, небо набуває синього кольору. Тобто на Марсі зміна кольорів відбувається у протилежний спосіб, порівняно із Землею. Однак протягом дня небо має жовто-коричневий колір — «колір ірису» . На Марсі релеївське розсіювання зазвичай є дуже слабким ефектом. Вважається, що колір неба спричинений присутністю одного об'ємного відсотка магнетиту в пилових часточках.  Сутінки тривають довго після заходу Сонця, і так само довго триває світанок перед його сходом, і все це спричинено наявністю пилу в марсіанській атмосфері. Час від часу марсіанське небо набуває фіолетового забарвлення через розсіювання світла дуже дрібними часточками водяного льоду в хмарах.

Генерування точних зображень марсіанської поверхні в правдивих кольорах є несподівано складною задачею. Є багато кольорових варіацій неба, відтвореного на опублікованих знімках; чимало з таких зображень, однак, використовують фільтри, щоб підсилити різні деталі, важливі з наукової точки зору, і не намагаються відтворити справжні кольори. Як би там не було, марсіанське небо багато років вважалося більш рожевуватим, аніж його вважають тепер.

Астрономічні явища

Земля та Місяць Якщо дивитися з Марса, Земля є внутрішньою планетою, як і Венера («ранкова зоря» або «вечірня зоря»).  Земля та Місяць, якщо дивитися на них неозброєним оком, виглядають як зірки, але спостерігачі з телескопами бачили б їх як півмісяці, з деякими помітними деталями.

Спостерігач на Марсі зміг би розгледіти Місяць, що рухається по орбіті навколо Землі, і це цілком можна було б побачити й неозброєним оком. Натомість спостерігачі на Землі не можуть неозброєним оком розгледіти супутники інших планет, а перші такі супутники були виявлені людьми невдовзі після винайдення телескопа (ними стали галілеєві супутники — чотири найбільші супутники Юпітера).

При максимальній кутовій відстані Земля та Місяць могли б спостерігатися з поверхні Марса як подвійна планета, але вже приблизно через тиждень вони б злилися в одну світлову точку (для неозброєного ока), і ще через тиждень після цього Місяць знову досяг би максимальної кутової відстані від Землі, але вже з протилежного боку. Максимальна кутова відстань між Землею та Місяцем значно варіюється в залежності від відносної відстані між Землею та Марсом: кутова відстань між Землею та її супутником становить близько 17′, коли Земля перебуває найближче до Марса (поблизу нижнього сполучення), і лише близько 3,5′, коли Земля перебуває найдалі від Марса (поблизу верхнього сполучення).  Для порівняння, видимий діаметр Місяця, якщо вимірювати з поверхні Землі у форматі кутової відстані, становить 31′.

Мінімальна кутова відстань між Місяцем та Землею, якщо дивитися з Марса неозброєним оком, становила б 1′, і зрештою можна було б спостерігати проходження Місяця між Марсом та Землею, або ж побачити, як він ховається за (покривається) планетою. У першому випадку це б відповідало покриттю Марса Місяцем, якщо дивитися з поверхні Землі, і оскільки альбедо Місяця є значно меншим, аніж альбедо Землі, відбудеться зниження загальної яскравості, але таке зниження було б надто малим, аби його могли помітити спостерігачі неозброєним оком. Це спричинено тим, що Місяць є значно меншим за Землю, і може приховати лише невелику частину земного видимого диска.

Космічний апарат Mars Global Surveyor зробив знімок Землі та Місяця 8 травня 2003 року о 13:00 UTC, дуже близько до максимальної елонгації від Сонця, та на відстані 0,930 а. о. від Марса. Видима зоряна величина становила −2,5 та +0,9. У різний час дійсна зоряна величина суттєво варіюється в залежності від відстані та фаз Землі й Місяця.

Від одного дня до іншого зміна вигляду Місяця для спостерігача на Марсі дуже відрізнятиметься від тих змін, які бачитиме спостерігач на Землі. Фаза Місяця, якщо дивитися з поверхні Марса, не надто змінюватиметься з дня на день; його фаза відповідатиме фазі Землі, і поступово змінюватиметься разом із рухом цих двох тіл по їхніх навколосонячних орбітах.  Натомість для спостерігача з Марса буде видимим обертання Місяця, яке матиме той же період, що й період його орбіти а тому спостерігач зможе побачити деталі поверхні Місяця з боку, протилежного від Землі, тобто ті деталі, які неможливо побачити з поверхні Землі.

Оскільки Земля є внутрішньою планетою, спостерігачі на Марсі можуть час від часу спостерігати проходження Землі безпосередньо між Марсом та Сонцем. Наступне таке проходження відбудеться 2084 року. Крім того, вони також можуть спостерігати такі проходження Меркурія та Венери.

Фобос і Деймос

На вигляд супутник Фобос за розмірами становить близько однієї третьої від кутового діаметра повного Місяця, видимого з поверхні Землі; Натомість Деймос має більш-менш зіркоподібний вигляд, при чому його диск ледь-ледь помітний, або його й узагалі неможливо розгледіти неозброєним оком.  Фобос рухається так швидко (період його обертання навколо планети становить лише близько однієї третьої сола), що двічі на сол він сходить на заході та заходить на сході; натомість Деймос сходить на сході й заходить на заході, але рухається по орбіті лише на кілька годин повільніше, ніж марсіанський сол, тож на горизонті він може перебувати до двох з половиною солів.

Максимальна яскравість Фобоса становить близько −9 або −10 одиниць зоряної величини, тоді як Деймоса — близько −5.  Для порівняння, Місяць для спостерігачів на Землі має значно вищу яскравість —  −12,7 одиниці зоряної величини. Тим не менш, Фобос є достатньо яскравим, аби відкидати тіні; Деймос же є лише дещо яскравішим, аніж Венера на нічному небі для спостерігачів на Землі. Звісно, що так само як і Місяць, супутники Марса є значно менш яскравими, коли перебувають не в повних фазах. Але на відміну від супутника Землі, фази та кутовий діаметр Фобоса змінюються з години на годину; Деймос же — надто малий, аби його фази можна було спостерігати неозброєним оком.

Як Фобос так і Деймос мають низько нахилені екваторіальні орбіти, і рухаються по них на порівняно невеликій відстані від Марса. Внаслідок цього Фобоса не видно північніше за 70,4° пн. ш., та південніше за 70,4° пд. ш.; Деймоса не видно північніше 82,7° пн. ш. та південніше 82,7° пд. ш.. Спостерігачі на вищих широтах (менш як 70,4°) бачили б помітно менший кутовий діаметр Фобоса, оскільки вони були б далі від нього. Відповідно, перед спостерігачами на екваторі відкривався б значно менший видимий кутовий діаметр Фобоса при його сході та заході, порівняно з тим, яким він виглядав би, перебуваючи безпосередньо над спостерігачем.

Спостерігачі на Марсі можуть побачити проходження Фобоса та проходження Деймоса перед диском Сонця. Проходження Фобоса можна також назвати затемненнями Сонця Фобосом, оскільки кутовий діаметр Фобоса становить близько половини кутового діаметра Сонця. Проте у випадку з Деймосом, більш відповідним є термін «проходження», оскільки він виглядає як маленька точка на фоні диска Сонця.