Dank der zahlreichen Marsmissionen wie beispielsweise Mariner 9, Viking 1 und 2, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express und Mars Reconnaissance Orbiter, die mit verschiedensten Instrumenten den Planeten aus dem Orbit kartiert, vermessen und charakterisiert haben, kennen wir die Oberflächenbeschaffenheit und -formationen recht gut.
Mars-Express-Mosaik des Zentralteils der Valles Marineris. (© ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO)
Grob kann man die Oberfläche in zwei große Regionen unterteilen: ein ebenes nördliches Tiefland und ein südliches Hochland mit zahlreichen Einschlagskratern sowie einigen riesigen Vulkanen. Dadurch ergibt sich eine markante Oberflächenstruktur auf dem Mars, die sogenannte Dichotomie („Zweiteilung“): Der größte Teil der Nordhalbkugel liegt mehrere Kilometer tiefer als die Oberfläche der Südhalbkugel, mit einer relativ scharfen Grenze die ungefähr dem Äquator folgt. Die Kruste der Südhalbkugel muss, wie die geophysikalische Landemission InSight zeigen konnte, außerdem dicker sein, als die der nördlichen Tiefebene. Die Ursache für dieses Phänomen ist noch nicht geklärt.
Besonders auffallend sind in Äquatornähe der 22 Kilometer aus seiner Umgebung aufragende und 600 Kilometer durchmessende 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 Valles Marineris (benannt nach der Sonde Mariner 9), das mehr als 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 Planitia und Argyre Planitia die größten heute noch sichtbaren Impaktstrukturen auf dem Mars.
Vulkanismus prägte den Planeten während eines großen Teils seiner Entwicklung. An vielen Stellen wurden auf der Oberfläche Minerale identifiziert, die typisch für basaltische Zusammensetzungen sind. Basalte sind die bei weitem häufigsten vulkanischen Gesteine auf den erdähnlichen Körpern des Sonnensystems. Auf der Erde sind einige der größten Vulkane, wie etwa die Inselgruppe von Hawaii, basaltischer Natur, vor allem aber bestehen die Ozeanböden aus diesem eisen- und magnesiumreichen vulkanischen Gestein. Basalte entstehen, wenn relativ ursprüngliches Material des Planetenmantels teilweise zu Magma aufgeschmolzen wird, in der Kruste aufsteigt und an der Oberfläche als Lava austritt. Man geht davon aus, dass die Marskruste im Wesentlichen aus Basalt besteht, der allerdings durch Prozesse wie Meteoriteneinschläge, chemische Verwitterung (Alteration) und Abtragung mineralogisch verändert und vielerorts nicht mehr in seinem ursprünglichen Kontext vorhanden ist.
Vulkane sind an einigen Stellen gehäuft zu finden. Die größte vulkanische Provinz ist Tharsis in der westlichen Hemisphäre, in der etwa ein Dutzend große und hunderte kleiner Vulkane entdeckt wurden, deren Aktivität bis in die jüngste Vergangenheit reichte. Eine andere vulkanische Region ist Elysium, wo einige Lavaströme wahrscheinlich erst vor wenigen Millionen Jahren entstanden sind. Die jüngste Aktivität liegt wahrscheinlich weniger als 200.000 Jahre zurück, was in geologischem Maßstab praktisch gegenwärtig ist und die Frage aufwirft, ob Vulkanismus auf dem Mars möglicherweise nur „schlafend“ ist und an einigen Stellen in Zukunft wieder aktiv werden könnte.
Außer durch Vulkanismus wurde die Marsoberfläche auch von tektonischen Prozessen geformt. Auf den Satellitenbildern sind zahlreiche Störungen (bruchhafte Verformungen der Lithosphäre, also der spröden äußeren Planetenhülle) zu erkennen. Schwärme von Störungen können oft mehrere hundert oder sogar tausend Kilometer lang werden. Auf dem Mars gibt es sowohl Dehnungs- als auch Einengungsstörungen, aber nur wenige seitliche Verschiebungen. Das ist ein Indiz dafür, dass der Mars ein „Ein-Platten-Planet“ ist, dessen Lithosphäre, anders als bei der Erde, nicht aus mehreren Platten besteht, die sich seitlich gegeneinander verschieben.
Dao und Niger Valles, aufgenommen von Mars Express. (© ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO)
Mit „Störung” werden in der Geologie Brüche im Gestein bezeichnet, und der Bruchprozess selbst ist ein Erd- bzw. Marsbeben. Mit ihrem hochempfindlichen Seismometer konnte die von November 2018 bis Dezember 2022 betriebene Landesonde InSight weit über tausend Marsbeben registrieren und damit bestätigen, dass es auch heute noch tektonische Bewegungen in der Kruste des Mars gibt. Die von den Marsbeben ausgehenden seismischen Wellen durchlaufen das Innere des Planeten und werden beispielsweise von der Grenze zwischen flüssigem Kern und festem Mantel reflektiert. InSight konnte so erstmals die Dicke der Kruste des Mars sowie die Größe seines Kerns direkt messen. Die Wellen von einem weit entfernten Marsbeben und einem in großer Entfernung eingeschlagenen Meteoriten sind sogar durch den Kern hindurch gelaufen und liefern damit Informationen über dessen Struktur in mehr als 1500 Kilometern Tiefe. Durch die geringere Masse des Mars ist auch der Druck in seinem Inneren viel niedriger als in der Erde. Daher treten die Minerale, die auf der Erde typisch für Tiefen zwischen 440 und 660 Kilometern sind, im Mars erst unterhalb von 800 bis 1000 Kilometern Tiefe auf. Die in der Erde unterhalb von 660 Kilometern typischen Minerale gibt es im Innern des Mars wegen des geringeren Drucks dagegen gar nicht. Gleichzeitig ermöglichen es die Druckverhältnisse im Marsinneren, dass es an der Unterseite seines Mantels eine Schicht aus geschmolzenem Gestein gibt, welche direkt auf dem Kern aus ebenfalls geschmolzenem Eisen aufliegt. Aufgrund der geringeren Dichte des Gesteins vermischen sich die beiden Schichten aber nicht. Es gibt derzeit keine Hinweise darauf, dass es im Zentrum des Mars einen festen inneren Eisenkern geben könnte – anders als der Erdkern ist der Marskern wahrscheinlich komplett flüssig.
Das Innere des Mars, wie das aller Körper im Sonnensystem, ist im Grunde genommen eine Wärmekraftmaschine. Der Zerfall von radioaktiven Isotopen, z. B. von Uran, Thorium oder Kalium, aber auch die Energie, die während der Planetenbildung erzeugt wurde, sind die wichtigsten Quellen für die Wärmeproduktion im Inneren. Diese Wärme wird über die Planetenoberfläche abgegeben und führt zur Abkühlung des Inneren über lange geologische Zeiträume. Der effizienteste Wärmetransportmechanismus ist die Konvektion. Die langsame Bewegung (das Kriechen und Umwälzen) des Mantelgesteins aufgrund der Temperatur- und Druckunterschiede im Inneren des Planeten sorgt für die Umverteilung der Wärme und wird in Oberflächenstrukturen wie beispielsweise Vulkanen oder tektonischen Verformungen sichtbar. Die großen Vulkanregionen Tharsis und Elysium, die noch vor geologisch gesehen kurzer Zeit aktiv waren, zeigen, dass thermische Konvektion heute noch im Inneren des Mars stattfindet. Thermische Anomalien im Mantel werden durch Dichteunterschiede zwischen heißem Material aus tieferen Regionen im Inneren des Mars und kälteren Regionen nahe der Oberfläche erzeugt. Diese sogenannten Mantelplumes, die das heiße Gestein aufgrund seiner geringeren Dichte in Richtung der Oberfläche aufsteigen lassen, wo es unter dem geringeren Druck aufschmilzt, sind vermutlich die Ursache für die jüngste vulkanische Aktivität des Planeten. Einige der von InSight registrierten Marsbeben konnten dem Gebiet der Cerberus Fossae zugeschrieben werden, wo die jüngste vulkanische Aktivität weniger als 200.000 Jahre zurück liegt. Diese Beben deuten auf Abkühlungs- und Schrumpfungsprozesse heißer vulkanischer Gesteinskörper (sog. Ganggesteine oder Dikes) hin.
Während der frühen Planetenentwicklung hat die Konvektion im flüssigen Eisenkern des Mars einen Dynamo angetrieben, der ein Magnetfeld erzeugte. Heute besitzt Mars kein planetares Magnetfeld mehr, allerdings sind die Spuren eines einst aktiven Dynamos in alten Krustengesteinen an der Oberfläche des Planeten aufgezeichnet: Ältere Oberflächengesteine sind magnetisiert, während jüngere Regionen keine Magnetisierung aufweisen. Das deutet darauf hin, dass das Magnetfeld des Mars vermutlich nur während der ersten 500 Millionen Jahre der Marsgeschichte aktiv war. Eine genaue Vermessung der Rotation des Mars, durch Kombination von Daten der Missionen Viking, Mars Pathfinder und InSight, sowie vom Kern reflektierte und mit InSight aufgenommene Scherwellen, zeigen aber, dass der Kern des Mars auch heute noch geschmolzen und flüssig ist.