Марс (симбол: ♂) је четврта планета по удаљености од Сунца и друга најмања у Сунчевом систему, након Меркура. Добила је име по римском богу рата — Марсу. Такође се назива и „Црвеном планетом”, јер на површини преовладава гвожђе(III) оксид који планети даје црвенкасту боју. Марс је терестричка планета са танком атмосфером, и површинским одликама које подсећају на Месец — ударни кратери, и на Земљу — вулканске купе, долине, пустиње и поларне ледене капе. Период ротације и годишња доба на Марсу су такође слична онима на Земљи, а сличан је и нагиб осе ротације планете који условљава годишња доба. На Марсу се налази Олимп (Олимпус Монс) — највећи вулкан и за сада друга највиша планина у Сунчевом систему (највиша на некој од планета), као и Долина Маринера — један од највећих кањона у Сунчевом систему. Депресија Бореалис на северној полулопти заузима 40% површине планете и могуће је да је настала великим ударом другог небеског тела у Марс током формирања Сунчевог система. Марс има два природна сателита — Фобос и Дејмос, који су малих димензија и неправилног облика. Могуће је да су они у ствари ухваћени астероиди, налик астероиду 5261 Еурека који је Марсов тројанац.

Све до првог успешног пролета сонде Маринер 4 поред Марса 1965. године, много се причало о присуству воде у течном стању на површини. Ова нагађања била су заснована на периодичним променама светлих и тамних предела на површини, нарочито око поларних региона; посматрачи, предвођени Ђованијем Скјапарелијем и Персивалом Лоуелом, закључили су да су то мора и континенти. За дуге, тамне линије које су посматрачи видели кроз своје телескопе сматрало се да су канали за наводњавање који су се протезали преко целе површине, и да их је изградила цивилизација далеко напреднија од људске на Земљи. За ове линије се касније показало да су биле оптичка варка, мада ареолошки докази прикупљени роботизованим сондама послатим на површину указују да је Марс у далекој прошлости добрим делом био прекривен воденим пространствима. Током 2005. године радарски подаци прикупљени из орбите указали су на велике количине леда на половима, али и на нижој ареографској ширини. Марсовски ровер Спирит открио је 2007. године у прикупљеним узорцима хемијска једињења која садрже водене молекуле. Лендер Феникс је 31. јула 2008. прикупио директне узорке леда који се налазио непосредно испод површине на месту на којем се сонда спустила. Агенција Наса је 28. септембра 2015. објавила доказе о присуству течне слане воде на површини Марса у летњим месецима.

Марс тренутно истражује седам свемирских сонди: пет из орбите — Одисеј, Марс експрес, MRO, Мејвен, Мангалијан, и две на површини — ровери Опортјунити и Кјуриосити. Фотографије сонде -{MRO}- откриле су сезонске токове воде у најтоплијим месецима на Марсу. Ровер Кјуриосити је 2013. открио да 1,5—3% тла чини вода (мада је та вода везана за друга једињења и није слободно доступна).

У току су многа истраживања везана за настањеност Марса живим организмима у прошлости, али и у садашњости. Испитивања на самом тлу Марса спроведена су сондама Викинг 1 и 2, роверима Спирит и Опортјунити, лендером Феникс и ровером Кјуриосити. У изградњи је још неколико сонди опремљених астробиолошким инструментима — Инсајт, Марс 2020. и Егзомарс. Током 2020-их је планирана и међународна мисија повратка узорака тла на Земљу. Слетање људи на Марс агенција Наса тренутно има у плану око 2040. године.

Марс је лако видљив са Земље голим оком, и лако се уочава његова црвенкаста боја. Његова привидна магнитуда је –2,91, тако да су од њега на небу сјајнији само Јупитер, Венера, Месец и Сунце. Оптички земаљски телескопи имају ограничене могућности при посматрању Марса — могуће је разазнати одлике на површини веће од 300 km, и то када су Марс и Земља најближи у својим орбитама; ове потешкоће јављају се због Земљине атмосфере.

Како је Марс био римски бог рата, а грчко име за Марс је Арес, за појмове везане уз Марс користи се префикс арео- уместо гео-; на пример, уместо „географска ширина” користимо појам „ареографска ширина”.

Географска мапа НАСА Одисеј непрекидно кружи око Марса, узимајући велики број слика. Одисеј је искористио Термални Емисиони Сликовни Систем (THEMIS) који користи инфраред камеру којом је сликао разне материјале који се загрејавају и хладе. Испод је слика која користи 20.000 THEMIS слика. центар|безоквира|617x617пиксел|Географска мапа Марса

Физичке карактеристике

Марс има полупречник приближно једнак половини Земљиног и само десети део њене масе, пошто му је густина мања, али је његова површина тек нешто мања од површине копна на Земљи. И док је Марс већи и масивнији од Меркура, Меркур је гушћи. Ово резултује тиме да ове планете имају приближне јачине гравитационих сила, где је гравитациона сила Марса чак и јача за нешто мање од 1%. Црвенкасто-наранџаст изглед површине Марса је последица гвожђе(III) оксида, познатијег као рђа.

Унутрашња структура Као што је то случај и код Земље, унутрашњост Марса је слојевита — у центру се налази метално језгро окружено слојевима материјала мање густине. Најновији модели унутрашње структуре Црвене планете, поткрепљени подацима прикупљеним свемирским сондама крајем 20. и почетком 21. века, указују на језгро пречника 3.580 ± 130 km, састављено углавном од гвожђа и никла, и око 16–17% сумпора. Сматра се да овакво језгро, састављено од гвожђе(II) сулфида, има дупло већу концентрацију лаких елемената од Земљиног језгра. Језгро је окружено силикатним мантлом који је оформио многе тектонске и вулканске одлике на планети, али се чини да је данас тај мантл неактиван („успаван”). Осим силицијума и кисеоника, најраспрострањенији елементи у кори Марса су гвожђе, магнезијум, алуминијум, калцијум и калијум. Просечна дебљина коре планете је око 50 km, док је максимална дебљина око 125 km. Земљина кора, са просечном дебљином од 40 km, је када се узме у обзир величина обе планете три пута тања од коре Црвене планете. Наса ће 2018. године лансирати лендер Инсајт опремљен сеизмометром, који ће прикупити значајно прецизније и детаљније податке о унутрашњем саставу.

Површинска ареологија мини|десно|400п|Марсова топографија (јужни пол горе лево, северни пол горе десно); доња слика приказује Меркаторову пројекцију Марса до 70° ареографске ширине; висина терена је означена разним бојама Марс је терестричка планета која се састоји од минерала који садрже силицијум и кисеоник, метале, и друге елементе који се обично могу пронаћи у стенама. Површину планете углавном чини толиетски базалт, мада су поједини делови богатији силицијумом него типичан базалт и сличнији су андезитним стенама на Земљи или силицијумском стаклу. Региони са ниским албедом поседују трагове плагиокласа, док региони на северној полулопти са ниским албедом указују на концентрацију силиката знатно изнад нормалних вредности. На деловима површине на јужној полулопти, које углавном чине висије, детектовано је присуство пироксена богатих калцијумом. На појединим локалитетима детектовани су и хематит и оливин. Површина планете је највећим делом прекривена дебелим слојем гвожђе(III) оксидне прашине (рђе).

Иако нема доказа о постојању глобалног магнетског поља на Марсу, из података прикупљених сондама јасно се види да су поједини делови коре планете намагнетисани, као и да је у прошлости долазило до замене магнетских полова магнетног дипола. Ова појава назива се палеомагнетизам и јавља се у минералима који су подложни магнетисању, и имају особине сличне наизменичним линијама које се формирају на дну океана на Земљи. Према једној теорији, објављеној 1999. и преиспитаној 2005. године (уз помоћ података прикупљених сондом Марсов глобални геометар), ова појава демонстрира постојање тектонских плоча на Марсу пре 4 милијарде година, пре него што је планетарни динамо престао да ради, након чега је и магнетско поље планете „избледело”.

При формирању Сунчевог система, Марс је настао стохастичким процесом акреције из протопланетарног диска који се налазио у орбити око Сунца. Марс поседује јединствене хемијске одлике чији је узрок позиција планете унутар Сунчевог система. Хемијски елементи са нижом тачком кључања, попут хлора, фосфора и сумпора, су знатно присутнији на Марсу него на Земљи; ови елементи су вероватно нестали из региона ближе Сунцу јер их је „одувао” соларни ветар младе и енергетичне звезде.

По завршетку формирања планета, све су прошле кроз „касно тешко бомбардовање” (). Око 60% површине Марса поседује доказе о ударима из тог периода, док остатак површине чине велике депресије (басени) настали као последица тих удара. Подаци прикупљени орбитерима указују на огроман ударни басен на северној полулопти планете, димензија 10.600 x 8.500 km, или четири пута већи од басена Јужни пол — Ејткен на Месецу — другог највећег ударног басена откривеног до сада. Према овој теорији у Марс је ударило небеско тело величине Плутона пре око 4 милијарде година. Овај удар, који се сматра узроком Марсове хемисферичне дихотомије, оформио је раван басен Бореалис који заузима 40% површине планете.

Ареолошка историја Марса може се поделити на многе периоде, али се могу издвојити следећа три значајнија:

мини|десно|250п|Уметничко виђење како је Марс можда изгледао пре 4 милијарде година Нојев период () — назван по региону Нојева земља () — током којег је формирано најстарије тло на Марсу, од пре 4,5 до 3,5 милијарди година. Кора из овог периода је раштркана по целој површини данашњег Марса и прошарана је многим ударним кратерима. Испупчење Тарсис, вулканског порекла, је вероватно настало у овом периоду. Крајем овог периода јављале су се честе и обилне поплаве (тада је на Марсу вероватно владала топлија клима па је било обиље воде у течном стању). Хисперијски период () — назван по Хисперијском платоу () — трајао је од пре 3,5 до 3,3/2,9 милијарди година. Хисперијски период обележило је формирање великих поља лаве. Амазонски период — назван по Амазонским равницама () — од пре 3,3/2,9 милијарди година до данас. Региони формирани у овом периоду имају мали број ударних кратера, али су иначе доста разноврсни. Планина Олимп је формирана током овог раздобља историје планете, као и неки други токови лаве.

И на данашњем Марсу је присутна одређена ареолошка активност. У долини Атабаска (названој по реци у Канади) било је токова лаве до пре 200 милиона година. Водених токова било је у рововима названим Керберова удубљења () пре мање од 20 милиона година, што указује и на вулканску активност у истом временском периоду. На фотографијама сонде MRO од 19. фебруара 2008. године видљиве су лавине на литици високој 700 m.

Тло мини|десно|150п|Прашина богата силицијумом откривена ровером Спирит Лендер Феникс прикупио је податке из којих се видело да је тло на Марсу благо алкално и садржи елементе попут магнезијума, натријума, калијума и хлора. Ове хранљиве материје могу се наћи и у баштама на Земљи, и неопходне су при узгајању биљака. Експерименти спроведени током ове мисије показали су да тло Марса има базну pH вредност 7,7, и садржи 0,6% соли перхлората.

Пруге су честе на Марсу и често се појављују нове на стрмим падинама кратера, исушених корита и долина. Ове пруге су тамне када се појаве, а затим с временом постану светлије. Понекад, ове пруге се појаве на мањем подручју да би се затим прошириле и на неколико стотина метара. Такође је уочено да прате контуре стена и других препрека које им се нађу на путу. Теорија о пореклу ових пруга која је најшире прихваћена у научним круговима је да су оне тамне јер су то у ствари тамни слојеви подповршинског тла који су откривени када одрон или мањи торнадо уклони блеђи површински слој тла. Према другим теоријама, настанак ових пруга објашњава се деловањем воде или чак растом живих организама.

Хидрологија