bélyeg|250px|A Mars felszíne a Viking leszállóegység készítette képen bélyegkép|250px|Mars-térkép a 19. századból
A Mars a Naptól számított negyedik bolygó a Naprendszerben. Szabad szemmel is könnyedén látható az éjszakai égbolton. A római hadistenről nevezték el, de gyakran hívják „vörös bolygónak” is színe miatt, amit a Mars felszínét meghatározó vas-oxid okoz. A Mars a harmadik legnagyobb kőzetbolygó a Naprendszerben, számos rendkívüli felszíni képződménnyel.
Két természetes holdja van, a Phobos és a Deimos, mindkettő kicsi és szabálytalan alakú, valószínűleg befogott kisbolygók. Továbbá a 2000-es évek elejétől három mesterséges hold kíséri útján: Mars Odyssey, Mars Express és a Mars Reconnaissance Orbiter.
A Mars nagy hatást gyakorol az emberi képzeletre, mivel egy hibás fordítást követően (természetes csatorna → mesterséges csatorna) elterjedt, hogy a Marson idegen civilizáció létezik.The Map Room Life on Mars Sok történet született a marslakókról, ezek közül talán a leghíresebb irodalmi művek H. G. Wells: Világok harca és Edgar Rice Burroughs: Barsoom-ciklusa. Jelen tudásunk szerint amennyiben van élet a Marson, az legfeljebb egyszerűbb élőlényekre, mikroorganizmusokra korlátozódik.
Fizikai tulajdonságai Mivel a Mars feleakkora átmérőjű, mint a Föld, ezért felszíne negyede, a tömege kb. nyolcada a Földének.
A felszíni gravitációja valamivel több, mint a földi egyharmada, így egy 80 kg súlyú ember a Marson csak 30 kg-t mutatna a mérlegen.
A felszín vizsgálata alapján a marsi kőzettörmelék nagy valószínűséggel alkalmas az életre, növények termesztésére: az Antarktika szárazabb völgyeiben található talajaihoz hasonló tulajdonságokat mutat. Lúgos kémhatású (az adott elemzés 8–9 közötti pH-értékeket mutatott ki), kimutatható magnézium, nátrium és kálium, az élethez szükséges tápanyagokat és vegyületeket is találtak. Fontos különbség, hogy nem tartalmaz szerves anyagot (humuszt) mely kialakulása mikrobiális tevékenységhez kötött, ami elengedhetetlenek a tápanyagok körforgásához és a magasabb rendű élet kialakulásához.
Belső felépítése Az InSight űrszonda 2019 óta vizsgálja a marsi „földrengéseket”. A méréseket egy érzékeny szeizmométer végzi, mivel a marsi rengések sokkal kisebb energiájúak, mint a földi földrengések. A földrengések vizsgálatával és elemzésével a Mars belső felépítéséről lehet információkat nyerni, mert a rengéshullámok a különböző fizikai tulajdonságú anyagokban eltérő módon terjednek, nyelődnek el, továbbá a határterületeken visszaverődnek, így ki lehet számítani az egyes rétegek fizikai kiterjedését.
A szeizmikus adatok megerősítették, hogy a Mars magja feltehetően egykor teljesen olvadt volt, mielőtt a ma látható kéregre, köpenyre és magra oszlott, de ezek különböznek a földitől.
A kutatók felfedezték, hogy a szonda leszállóhelye alatt, a marsi egyenlítő közelében a marsi kéreg vastagsága 15 és 47 kilométer között van. Egy ilyen vékony kéregnek viszonylag nagy arányban kell tartalmaznia radioaktív elemeket, ami megkérdőjelezi a teljes kéreg kémiai összetételére vonatkozó korábbi modelleket.
A földkéreg alatt található a köpeny, a szilárdabb kőzetből álló litoszféra pedig 400–600 kilométer mélyre nyúlik – kétszer olyan mélyre, mint a Földön. Ez azért lehet, mert a Marson már csak egy kontinentális lemez van, szemben a Földdel, ahol hét nagy, mozgó lemez található.
A mérések azt is mutatják, hogy a marsi köpeny ásványtanilag hasonló a földi felső köpenyhez. Ebben az értelemben a marsi köpeny a földi köpeny egyszerűbb változata. A szeizmológia azonban a kémiai összetételbeli különbségeket is feltárja. A marsi köpeny több vasat tartalmaz, mint a földi.
A Mars magjának sugara körülbelül , ami jó l nagyobb, mint azt 15 évvel ezelőtt, az InSight küldetés tervezésekor feltételezték. A kutatók most szeizmikus hullámok segítségével tudták újraszámolni a mag méretét. Ha ismert a mag sugara, ki lehet számítani a sűrűségét.
Ha a mag sugara nagy, akkor a mag sűrűségének viszonylag alacsonynak kell lennie – magyarázzák a kutatók. A magnak a vas és a nikkel mellett nagy arányban kell tartalmaznia könnyebb elemeket is. Ezek közé tartozik a kén, az oxigén, a szén és a hidrogén, és ezek nagy arányt tesznek ki. A kutatók arra a következtetésre jutottak, hogy az egész bolygó összetétele még nem teljesen ismert. Mindazonáltal a mostani vizsgálatok megerősítik, hogy a mag folyékony – ahogyan azt gyanították – még akkor is, ha a Marsnak már nincs mágneses mezeje.The anatomy of a planet 22.07.2021 – Press release
Légköre A Mars légköre nagyon ritka: a felszíni légnyomás mindössze 0,75%-a a földinek: 7,5 millibar, szemben a földi 1013 millibarral. A légkörének 95%-a szén-dioxid, 3%-a nitrogén, 1,6%-a argon és nyomokban van oxigén és víz.Mars Fact Sheet, 2004. szeptember 1., National Space Science Data Center, NASA A kis felszíni nyomás következtében a szén-dioxid -125 °C-on kicsapódik szénsavhó formájában. 0 °C feletti hőmérséklet csak ritkán fordul elő, télen az 50°-nál magasabb szélességeken jelentős területeken csökken a hőmérséklet a szén-dioxid fagyáspontja alá. Az ekkor kicsapódó szénsavhó ugyanakkor nyáron elszublimál. Igen fontos éghajlati jellemző a nagy napi hőingás. A levegőben szálló por miatt a marsi égboltnak a felszínről vörös színe van. A porrészecskék kb. 1,5 µm átmérőjűek.Lemmon et al.: Atmospheric Imaging Results from the Mars Exploration Rovers: Spirit and Opportunity
A légkör rétegződését a felszínre leszálló és leereszkedés közben nyomás-, hőmérséklet- és sűrűség-méréseket végző műholdak adataiból ismerjük (Viking–1, Viking–2, Mars Pathfinder, Mars Exploration Rover). Ezen adatok alapján a marsi légkör három részre oszlik: alsó, középső és felső légkörre.
Az alsó légkör a felszíntől 40 km-es magasságig terjed. A nyomás és a hőmérséklet a magassággal csökken. Az energiatranszportban a konvekció a meghatározó kb. 10 km-es magasságig. A konvekció éjszaka megszűnik és erős hőmérsékleti inverzió lép fel a felszín közelében. Az alsó légkör nyomása és hőmérséklete a földi sztratoszféráéhoz hasonló értékű. Az alsó atmoszféra sűrűsége a szén-dioxid és a víz szublimálása, illetve a sarkokon való kicsapódása eredménye, ami az évszakoktól függ. Ez ahhoz vezet, hogy a felszíni nyomás is évszaktól függően ingadozik, 700 Pascal és 900 Pa között.
Az alsó légkört két folyamat melegíti. A légkörben lévő szén-dioxid egy nagyon gyenge üvegházhatást vált ki, mivel ez akadályozza az infravörös sugarak távozását a világűr felé. Ezen felül az alsó légkörben nagy mennyiségű finom porszemcse található, amik elnyelik a Napból érkező infravörös sugárzást, és újra kisugározzák azt. Ez a porréteg fontos szerepet játszik az alsó légkör hőmérsékletének meghatározásában (a felszínről a „porördögök” gyakorlatilag folyamatosan emelik a légkörbe a finom porszemcséket).
Télen az ózon is hozzájárul kismértékben a sarkok feletti légkör melegítéséhez azzal, hogy a Napból érkező UV-sugárzás hatására ózon keletkezik. Az ózon viszonylag ritka a légkörben, mivel kevés a rendelkezésre álló oxigén, és mivel reakcióba lép a légkörben lévő hidrogénnel (ami a vízpára fotolízise során keletkezik). A sarkok felett téli időszakban kevés a légkörben a vízpára, így ilyenkor több ózon keletkezik (Perrier et al., 2006). Ózont az alsó és a középső légköri rétegben is észleltek (Blamont and Chassefière, 1993; Novak et al., 2002; Lebonnois et al., 2006).
A középső légkör (vagy mezoszféra) 40 és 100 km között helyezkedik el. Itt a hőmérséklet erősen időfüggő. A hőmérséklet-változások a közeli infravörös sugárzás elnyelődéséből származnak, és a napsugárzásból eredő másodlagos sugárzásból, amit a szén-dioxid bocsát ki. Hatással van rá az alsó légkörben kialakuló hullámmozgás, ami a középső légkörben felerősödik az éjszakai és nappali oldal közötti hőmérséklet-különbségek hatására (Schofield et al., 1997).
A felső légkör (vagy termoszféra) a 110 km fölötti magasságokon található. A termoszférát a Nap 10 és 100 eV közötti energiájú extrém UV-sugárzása gerjeszti (ez 100 nm és 10 nm közötti hullámhosszat jelent). A Nap extrém UV-sugárzásának erőssége a napciklustól függ. A hőmérséklet alacsonyabb, ha a Nap aktivitása alacsonyabb, és növekszik, ha a napfoltok száma növekszik. A 130 km feletti réteget ionoszférának nevezik, mert a Napból eredő sugárzás ionizálja a légkörben lévő gázokat. A Mars ionoszférájában lévő elektronok nagy része szén-dioxidból származik és a nappali oldal felett a fényelektromos jelenség miatt nagyobb számban fordulnak elő.
A 130–150 km fölötti rétegben (ezt exobase-nek nevezik) a részecskék az alacsony sűrűség és a magas hőmérséklet miatt el tudnak szökni a világűrbe (Mantas and Hanson, 1979).Nadine Barlow: Mars – An Introduction to its interior, surface and atmosphere, Cambridge University Press, 2008,
A Mars légköre középső rétegének hőmérséklete naponta két alkalommal megnövekszik. Az első alkalom a nappal közepe táján van, a másik nem sokkal éjfél után. A hőmérsékleti eltérés eléri a 32 kelvint. A Mars Reconnaissance Orbiter adatai alapján a jelenség egész évben jelentkezik a Mars egész területén. Ezt a félnapos periódussal rendelkező jelenséget már az 1970-es években felfedezték, de akkoriban úgy gondolták, hogy az a napsugárzás hatására jön létre, ami felmelegíti a légkörben lévő port, tehát csak a porviharok idején számottevő mértékű, és nem egész évben.
Amerikai kutatók a NASA Mars Orbiter adataira támaszkodva a jelenség okát abban jelölték meg, hogy a Mars légkörében az év nagy részében jelen lévő, áttetsző jégfelhők részben elnyelik a felszín infravörös (=hő) sugárzását, és éjszaka visszasugározzák azt.Mars Water-Ice Clouds Are Key to Odd Thermal Rhythm 2013-06-12
Az ESA Mars Express mintegy évtizedes mérései alapján megállapították, hogy a Mars déli pólusa fölött télen háromféle ózonréteg is kialakul. Az ózonkoncentráció jellemzően kb. 300-szor kisebb, mint a Föld esetében, de ez helytől és időtől függően változik. A Mars Express SPICAM UV spektrométere két különálló ózonréteget mutatott ki az alacsonytól a közepes magasságig. Ez gyakorlatilag állandó, felszínközeli réteget jelent 30 km magasság alatt, és egy másik réteget, ami csak az északi félteke tavasza és nyara alatt van jelen, ennek magassága 30 és 60 km között van. Az utóbbi években a SPICAM mérései egy harmadik ózonréteget is kimutattak 40–60 km magasságban, télen, a déli pólus felett. Ennek nincs megfelelője az északi pólusnál.A seasonal ozone layer over the Martian south pole 2013-09-29
A metán sikertelen keresése A korábbi információkat a metán jelenlétéről a Marson 2013-ban megcáfolták a szonda mérései alapján. A metán jelenléte azért fontos, mert az élet lehetőségére is utalhatott volna, bár metán keletkezhet nem csak biológiai úton, hanem geológiai folyamatok során, meteorok légkörbe jutásakor, vagy UV-sugárzás hatására is. A metán hiánya nem jelenti az élet lehetőségének kizárását, mivel a Földön több mikróba ismert, amik nem állítanak elő metánt. A Curiosity 2012 októberétől 2013 júniusáig hat alkalommal vett mintát a Mars légköréből és egyik esetben sem mutatott ki metánt a Tunable Laser Spectrometer nevű műszerével (=hangolható lézerspektrométer), még nyomokban sem. A mérések alapján a Mars légkörében a metán mennyisége kevesebb mint 0,0013 ppm. Ez a korábbi becsléseknek körülbelül az 1/6-a. Ismereteink szerint nincs mód arra, hogy az esetleg légkörben lévő metán gyorsan lebomoljon, ehhez legalább több száz év szükséges. A Curiosity műszerének érzékenysége alapján a Mars légkörébe kerülő metán mennyisége legfeljebb évi 10-20 tonna lehet (a Föld légkörébe körülbelül 50 milliószor ennyi metán jut).NASA Curiosity Rover Detects No Methane On Mars 2013-09-22
A metán előfordulás az esetleges marsi élet szompontjából is fontos lehet, mivel azt káros metaogén baktériumokhoz hasonló élőlények is termelhetik.
Sarki fény