Na obloze nás upoutá jeho cihlově červená barva, stejně jako naše předky. Staré národy ji vesměs považovaly za symbol ohně a krve, proto má planeta jméno Mars – bůh války. Škoda, že jsme se neřídili indickou astrologií, v níž je naopak bohem lásky, nebo sídlem lásky je červené srdce. Charakteristická barva je ve skutečnosti způsobena výskytem oxidů železa na povrchu, připomínajícím kamenitou pouští – horniny, půda i obloha mají hnědočervené až okrové zbarvení.
Mars má zhruba poloviční průměr než Země a je obklopen dynamickou atmosférou. Přes četné rozdíly je Zemi nejpodobnější – dobou rotace, sklonem osy, střídáním ročních dob i některými povrchovými útvary. V dalekohledu Mars vidíme jako okrový kotouček s několika temnými a jasnými skvrnkami. Detailnější pohled na většinu poznatků přinesly až kosmické sondy, kterých se k Marsu vydalo téměř 50.
Sklon Marsový rotační osy se téměř shoduje se sklonem osy Země. Na planetě se proto podobně jako na Zemi střídají roční období – jen vzhledem k delší oběžné době Marsu trvá každá z nich kolem poloviny našeho roku.
Mars se otáčí poněkud pomaleji než Země, takže sluneční den, zvaný sol, trvá 24h 39min 35s. Denní pohyb hvězd probíhá stejně jako na pozemské obloze, jen viditelnost souhvězdí je poněkud jiná a průzračnost atmosféry je nižší než u nás. Na Marsově obloze jako nejjasnější objekt září Země.
Současné poznání nitra Marsu nasvědčuje tomu, že může být modelován i kůrou, tvořenou nejlehčími látkami, pláštěm a jádrem z roztaveného železa a dalších příměsí.
Měřením změny magnetického pole planety na základě měření jemných změn drah umělých družic Marsu byla získána orientační mapa kůry Marsu, složené z hliníku a křemíku. Rozsah tloušťky se mění v rozmezí 30 až 80 km, pričemž jsou prokazatelné rozdíly mezi severní polokoulí, kde je kůra tenčí, a jižní polokoulí, kde je kůra silnější. Tenká kupra podporovala rychlé ochlazování nově vzniklé planety a mohla přispět ke vzniku velkého severního oceánu na raném Marsu. Silná kůra může vysvětlovat nepřítomnost deskové tektoniky. U měření vyplívá, že relativně nejmenší tloušťka kůry je pod pánví Hlleas – jen 10 km.
Pláší tvořený především olivínem a FeO, by mohl být silný zhruba 1500 až 2000 km. V nitru Marsu je jádro, o němž máme dosud jen orientační představu mezních hodnot. Zaujímá přibližně 16% hmotnosti planety a 4% objemu. jestliže je jádro pevné (složené ze železa FeS), podobně jako zemské, potom by měl být jeho minimální poloměr asi 1250 km.
Díky sondám víme s jistotou, že povrchový tlak řídké atmosféry je kolem 760Pa (asi jako ve stratosféře Země ve výšce 30 km). Hodnoty naměřené na povrchu sondami jsou: Viking 1 – 900 Pa, Viking 2 – 1080 Pa a Pathfinder – 680 Pa. Povrchový tlak ovšem lokálně dosahuje hodnot až 1400 Pa v závislosti na reliéfu terénu a sezónních změnách. Např. V pánvi Hellas je 1240 Pa. Poznamenejme, že průměrný atmosférický tlak na Zemi je 101 325 Pa.
Atmosféra planety Mars je zcela odlišná od ovzduší naší Země. Je složena zejména z oxidu uhličitého s malým množstvím ostatních plynů. Oxid uhličitý tvoří 95,32 objemových procent, dusík 2,7%, argon 1,6%, kyslík 0,14%, oxid uhelnatý 0,07%, vyskytují se i stopy vodních par a další plyny.
Pozorované soutěksy, údolí, kaňony, pobřeží i koryta velmi věrohodně napovídají, že jimi tekla voda. Teď už tomu můžeme věřit.
Větrné proudění je poměrně značné a dosahuje až 130 m/s (450km/h), ovšem vzhledem k hustotě atmosféry je účinek podstatně menší, než mají pozemské uragány. V místech přistání Vikingů byl obvykle přízemní vánek nepřevyšující v létě 25 km/h a na podzim 35 km/h. Při prachových bouřích však rychlost větrného proudění vzrostla na 60 až 110 km/h.
Teploty na Marsu se pohybují v rozmezí -140 °C až +20 °C, průměrná zaznamenaná teplota byla -63 °C. Vzhledem k excentritě dráhy Marsu jsou na severní polokouli během roku podstatně menší teplotní rozdíly než na jižní.
Průměrná roční teplota na rovníku je kolem -40 °C, ve středních šířkách -60 °C na pólech až -100 °C. Teplota atmosféry je za dne nejméně o 20 °C nižší než teplota povrchu, za noci se tepelný rozdíl vyrovná. Rozdíly se podobají vnitrozemí Antarktidy. Průměrná zaznamenaná teplota na Marsu je -63 °C (210 K) s maximální teplotou 20 °C (293 K) a minimální -140 °C (133 K).
Mars spolu s ostatními planetami začal vznikat před více než 4,7 miliardami let z prachu a plynu, tento proce byl ukončen před 4,6 mld. let. Geologickou minulost rozdělujeme do tří etap.
V nejstarším období (noachianu) byl povrch vystaven značnému bombardování i vulkanické aktivitě. Na severní polokouli vznikly mělké oceány do nichž se vlévaly prudké řeky. Klima na Marsu bylo teplejší a podmínky se podobaly těm, jaké kdysi panovaly i na Zemi. Není vyloučeno, že zde začaly vznikat i primitivní formy života – avšak chyběl jim zřejmě čas k dalšímu vývoji.
Před 3 mld. let začal hesperian, v jehož průběhu se zmírnila vulkanická činnost, Mars se začal ochlazovat a vysychat. Část vody se usadila jako led, postupně překrývaný půdní erozí, část unikla do meziplanetárního prostoru.
V nejmladším geologickém období (amazonianu) procesy pokračovaly až k dnešnímu stavu, kdy je atmosféra tak řídká, že se voda nemůže vyskytovat v kapalném stavu. Pátrání po vodě na Marsu je napínavým příběhem na pokračování.
Kolem planety obíhají satelity Phobos a Deimos, nepravidelného tvaru, připomínající obří brambory s rozměry 27/20 km a 15/11 km, pokryté krátery od srážek s menšími tělesy a zajímavým systémem mělkých brázd. Jsou neobvykle tmavé, a proto odrážejí jen malou část dopadajícího slunečního záření. Se vší pravděpodobností jde o zachycené planetky. Kosmické sondy nám je už před mnoha lety ukázaly zblízka s takovými detaily, že o tom nemusíme pochybovat.
