As mudanças anuais na temperatura em um planeta são causadas por uma combinação de dois fatores: inclinação axial (eixo) e a distância variável do Sol. Na Terra, a inclinação do eixo determina quase toda a variação anual, porque a órbita da Terra é quase circular. Mas Marte tem a excentricidade orbital mais elevada em relação a qualquer planeta exceto Plutão; a distância do Sol em Marte varia do UA 1,64 ao UA 1,36 em um ano marciano. Esta grande variação, combinada com uma inclinação axial ligeiramente maior do que a da Terra (Terra 23,45 graus e Marte 25,19 graus), causa mudanças sazonais maiores do que aquelas que nós experimentamos mesmo nas regiões mais frias do nosso planeta.

       A temperatura de um ponto em um planeta é determinado em sua maior parte pela quantidade de luz solar que cai nessa posição. Se os planetas não tivessem nenhuma inclinação axial, a temperatura seria maior no equador, onde a luz solar cai mais diretamente, e deixaria de cair nos pólos. Entretanto, se o planeta tiver uma inclinação axial, o ângulo de queda da luz solar em um ponto mudará durante todo o ano. Por exemplo, os pólos estarão na escuridão durante a metade do ano, e sob luz solar durante a outra metade.

     O efeito da inclinação axial de Marte pode ser visto na imagem abaixo. A imagem de cima mostra o equinócio vernal (quando os dias são iguais a noite, vernal refere-se a primavera), ou o começo da primavera no hemisfério do norte, quando o Sol cai diretamente no equador. Na esquerda está o solstício de verão (quando o Sol se encontra mais afastado do equador), quando o pólo fica exposto a luz solar durante o dia inteiro. No fundo está o equinócio do outono, quando o Sol cai outra vez diretamente no equador, e finalmente na direita está o solstício de inverno, quando o pólo norte se encontra em contínua escuridão.

Note que os solstícios e os equinócios estão nomeados para as estações no hemisfério do norte; as circunstâncias são invertidas para o hemisfério sul. Cientistas que estudam as mudanças sazonais em Marte freqüentemente usam a longitude solar (também conhecida como Ls), para indicar as estações. O Ls é o ângulo da linha de Marte-Sol com à linha de Marte-Sol no equinócio vernal, assim no equinócio vernal, o Ls é 0. Por exemplo, no solstícios de verão, o Ls é 90, e no solstícios de inverno, o Ls é 270.

        As variações anuais, tais como o crescimento e encolhimento dos tampões (calotas) polares, foram observadas da Terra durante muito tempo, embora só quando uma nave espacial visitou marte,  reconheceu-se que estes tampões variáveis não eram compostos de água, mas da geada de dióxido de carbono (CO2). Durante a escuridão polar, as temperaturas caem abaixo do ponto em que o CO2, o constituinte predominante da atmosfera de Marte, muda do estado gasoso para o sólido (em um processo chamado sublimação) assim com o congelamento de muito dióxido de carbono e a sua conseqüente eliminação da atmosfera a pressão atmosférica global diminui em cerca de 25%.

      Observamos esta variação nas medições feitas pelo Viking Lander 1. Esta tabela, da pressão atmosférica média sobre o período de três anos em Marte, mostra que a pressão em VL1 muda de menos de 7 millibars (mb) a quase 9 millibars em no período de um ano.

   Dia do ano	pressão(mb)
     ------       ------------
0    	     8.0
57	    8.25
114	     8.4
172	     7.75
229	     7.0
286	     6.9
343	     7.25
400	     8.0
458	     8.8
515	     8.9
572	     8.5
629	     8.0
 

         A pressão atmosférica é controlada por um contrapeso complexo entre o pólo frio e morno. Se o pólo sul está na escuridão absoluta, o pólo norte está sobre uma luz solar intensa, assim veríamos que a pressão permaneceria bem constante durante o ano, com o CO2 (gás carbônico) vaporizado em um pólo para sublimar somente no outro. Porém, recorde da excentricidade da órbita de Marte -- isto causa uma incidência solar quando um pólo está sobre a luz solar significativamente diferente de quando o outro pólo está sobre a luz solar.