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Von der Sonne aus gesehen ist der Mars der vierte Planet. Er ist der Erde in vielem ähnlich – vor allem in den geologischen Prozessen, die seine Oberfläche formten. Er ist nur etwa halb so groß wie die Erde, besitzt aber auch einen Schalenaufbau bestehend aus einem eisenhaltigen Kern, einem silikatischen Mantel und einer äußeren Kruste. Auch die Neigung seiner Rotationsachse ist mit 25,2 Grad der Erde sehr ähnlich, wodurch es auf dem Mars ebenfalls Jahreszeiten gibt. Infolge seines längeren Bahnumlaufs um die Sonne (ein Marsjahr dauert etwa zwei Erdjahre) dauern diese aber jeweils ungefähr ein halbes Erdjahr. Die größten Unterschiede zur Erde liegen vor allem in seiner sehr dünnen Atmosphäre, dem fehlenden Magnetfeld und den extrem niedrigen Temperaturen auf seiner Oberfläche. Bei durchschnittlich −60 Grad Celsius und einem Luftdruck von weniger als einem Prozent der Erdatmosphäre gibt es kein flüssiges Wasser auf dem Mars, zumindest heute nicht mehr. Die Temperaturen können tagsüber im Sommer in Äquatornähe bis nahe +27 Grad Celsius ansteigen, in winterlicher Marsnacht an den Polen dagegen bis auf −133 Grad Celsius abfallen.

Dank der zahlreichen Marsmissionen wie beispielsweise Mariner 9, Viking 1 und 2, Mars Global Surveyor, 2001 Mars Odyssey, Mars Express, oder Mars Reconnaissance Orbiter kennen wir die Oberflächenbeschaffenheit und -formationen recht gut. Grob kann man die Oberfläche in zwei große Regionen unterteilen: ein nördliches Gebiet mit Tiefebenen und ein südliches Hochland mit zahlreichen Einschlagskratern. Besonders auffallend sind in Äquatornähe der 26 Kilometer aus seiner Umgebung herausragende und im Durchmesser 600 Kilometer große Schildvulkan Olympus Mons sowie seine drei nur wenig kleineren Nachbarn Arsia Mons, Ascraeus Mons und Pavonis Mons, die der sechs Kilometer hohen Tharsis-Region aufsitzen. Markant ist auch das gewaltige Grabenbruchsystem der Valles Marineris (benannt nach der Sonde Mariner 9), das fast 4000 Kilometer lang ist und sich von Nord nach Süd über 700 Kilometer erstreckt. An den tiefsten Stellen sind die Grabenbrüche bis zu zehn Kilometer tief. In der südlichen Hemisphäre befinden sich mit den Einschlagsbecken Hellas und Argyre Planitia die größten heute noch sichtbaren Impaktstrukturen auf dem Mars.

Die Oberfläche des Mars wurde durch Wasser (fluviatil), Eis und Gletscher (glazial) und Wind (aeolische Prozesse) unterschiedlicher Intensität und Dauer geformt und überprägt. Verzweigte Talsysteme erstrecken sich über weite Gebiete und zeugen von einem Wasserkreislauf auf dem Mars. Eines der bekanntesten Talsysteme ist Ma’adim Vallis, das in den Einschlagskrater Gusev entwässerte, in dem der Marsrover Spirit nach Spuren von Wasser suchte. Neben fließenden Gewässern gab es aber auch Kraterseen, die mit Wasser gefüllt waren. Sie werden heute Paläoseen genannt und gehen oft mit Deltas, charakteristischen Mineralablagerungen und Ein- bzw. Ausflussrinnen einher. Eine kurzzeitige Mobilisierung von Wasser in jüngerer Vergangenheit in Verbindung mit Schlamm- oder Schuttströmen könnte die charakteristischen Erosionsrinnen verursacht haben, die an vielen Kraterhängen zu finden sind.

Die beiden Marsmonde Phobos und Deimos, 1877 von Asaph Hall (1829–1907) entdeckt, haben ähnliche Eigenschaften. Beide besitzen eine recht unregelmäßige Form und haben eine sehr dunkle Oberfläche, die nur etwa fünf Prozent des Sonnenlichts reflektiert. Phobos, mit bis zu 27 Kilometern Durchmesser der größere der beiden Marsmonde, weist eine Vielzahl von Einschlagkratern auf, von denen Stickney mit zwölf Kilometern und Hall mit fünf Kilometern Durchmesser die größten sind. Der kleinere Deimos in größerer Entfernung zum Mars ist nur bis zu 15 Kilometer groß und besitzt deutlich weniger sichtbare Krater. Bilddaten der Viking-Missionen zeigen, dass seine Oberfläche stärker von einer Staubschicht, dem Regolith, bedeckt ist als die von Phobos.

Überblick über die wichtigsten Fakten zum Mars und den Marsmonden.