Povrch Marsu
povrch.jpg(1 kb)
Povrch Marsu je zřejmě výsledkem mnoha procesů, za nichž se vytvořily různé typy terénu. Mezi tyto procesy lze počítat bombardování povrchu meteoroidy, vulkanickou a tektonickou činnost, vymizení podkladového materiálu, působení větru a snad i vody. Výrazným terénem této planety je krajina pokrytá krátery. Na jižní polokouli planety je ale daleko více kráterů než na polokouli severní a mnohé z nich vykazují stopy silné eroze. Navíc se na jižní polokouli nalézají krátery největší. Z toho lze odvodit, že nejintenzívnější bombardování probíhalo asi v první miliardě let po vytvoření kůry planety, ale ve stejné době působila i nejsilnější eroze. Krátery na severní polokouli jsou zjevně mladší a mají také lépe zachovány všechny detaily. Není to samozřejmě vyvoláno tím, že by bombardování na severní polokouli bylo slabší, ale zahlazením nejstarších a největších kráterů pozdějšími vulkanickými výlevy. Jiným působivým svědkem vulkanické činnosti jsou obrovské štítové sopky, jejichž základny mají průměr několika set kilometrů, a které jsou vyšší než nejvyšší hory na Zemi. Nejmladší a největší z nich je Olympus Mons s průměrem asi 600 km, převyšující okolní terén o 25 km. Jinou pozoruhodností objevenou na Marsu sondami jsou sinusovité kanály, z nichž největší má délku 1 500 km a šířku až 200 km. Na první pohled připomínají koryta pozemských řek, a proto se jejich vznik připisuje působení tekoucí vody. Určitou podobu by snad bylo možné najít mezi marťanskými kanály a pouštními, vysýchajícími říčkami na Zemi. Atmosféra Marsu je však v současné době velmi suchá a jakákoli volná voda na povrchu planety by se velmi rychle vypařila. Není však vyloučeno, že v dřívějších dobách existovala epocha nebo možná i epochy, v nichž se na Marsu mohla udržet.

Polární čepičky
polarnicepicky1.jpg(5 kb)
Okolí pólů planety je pokryto bílou vrstvou, která je nejspíš tvořena ledem. Je ale velmi tenká, protože na jaře mizí rychlostí až několika desítek kilometrů za den. Vrchní bílá vrstva, která na jaře a v létě částečně mizí a v zimě se opět obnovuje je nejspíš pouze méně podstatnou částí čepiček. Hlavní složkou by měla být poměrně tlustá (snad až několik set metrů) ledová vrstva, skrytá od nánosy prachu.

Nepočítáme-li Zemi, má Mars nejčlenitější povrch ze všech planet pozemského typu, některé z útvarů jsou dokonce velmi nápadné:
- Olympus Mons: největší hora ve Sluneční soustavě, čnící nad okolní pláň do výšky 24 km. Její základna má přes 500 km v průměru a je lemována 6 km vysokým srázem. Valles Marineris NENÍ výtvorem proudící vody - vzniklo natahováním a praskáním kůry v souvislosti se vznikem Tharsis sopka.jpg(119 kb)
- Tharsis: obrovská výduť na povrchu Marsu, která je okolo 4000 km široká a 10 km vysoká.
- Hellas Planitia: impaktní kráter na jižní polokouli; přes 6 km hluboký, průměr 2000 km.
- Valles Marineris: systém kaňonů měřící 4000 km na délku a hluboký od 2 do 7 km.

Mnohé z martského povrchu je velmi staré, ale jsou zde i mnohem mladší útvary jako rozsedliny, hřbety, kopce a plošiny. Převládajícím prvkem na jižní polokouli jsou starobylé, krátery poseté vysočiny poněkud podobné měsíčním. V protikladu k nim jsou - ponejvíce na severní polokouli - plošiny, které jsou mnohem mladší, nižší a mají více spletitou historii. Stejně jako Merkur a Měsíc i Mars se jeví být v současnosti zcela bez tektonicky aktivních míst, není znám žádný nedávný horizontální pohyb povrchu (jako na Zemi kupř. vrásnění). Bez žádného pohybu martských desek zůstávají žhavá místa pod kůrou vůči povrchu fixována. To, společně s nízkou gravitací, mohlo být příčinou vzniku výdutě Tharsis s jejími enormními vulkány. Jak jinak, ani žádná současná sopečná činnost není zaznamenána. Podle nejnovějších důkazů sondy Mars Global Surveyor ale je možné, že Mars měl v raných dobách velmi výraznou tektonickou aktivitu - ve srovnání se Zemí mnohem zajímavější!