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.

Mars-Express-Mosaik des Zentralteils der Valles Marineris. (© ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO)Mars-Express-Mosaik des Zentralteils der Valles Marineris. (© ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO)Vulkanismus prägte den Planeten während eines großen Teils seiner Entwicklung. An vielen Stellen wurden auf der Oberfläche Mineralien identifiziert, die typisch für basaltischen Vulkanismus sind. Dies ist auf den erdähnlichen Körpern des Sonnensystems die häufigste Art von Vulkanismus: Auf der Erde sind einige der größten Vulkane, wie etwa die Inselgruppe von Hawaii, hauptsächlich aus Basalten aufgebaut, 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 großen Blasen 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, Verwitterung und Abtragung verändert und vielerorts nicht mehr in seinem ursprünglichen Kontext vorhanden ist.

Die heute erloschenen Vulkane selbst sind nur noch an einigen Stellen gehäuft zu finden. Die größte vulkanische Provinz ist Tharsis, in der etwa ein Dutzend große und Hunderte kleiner Vulkane entdeckt wurden, deren Aktivität bis in die jüngste Marsvergangenheit reichte. Eine andere vulkanische Region ist Elysium, wo einige Lavaströme wahrscheinlich erst vor wenigen Millionen Jahren erkaltet sind, was in geologischem Maßstab praktisch gegenwärtig ist und die Frage aufwirft, ob Mars möglicherweise an einigen Stellen noch immer vulkanisch aktiv ist.

Außer durch Vulkanismus wurde die Marsoberfläche auch von tektonischen Prozessen geformt. Auf den Satellitenbildern sind zahlreiche Störungen zu beobachten, die durch Brüche in der starren Lithosphäre entstanden sind, also in der spröden äußersten Gesteinskruste des Planeten. Schwärme von Störungen können oft mehrere hundert oder sogar tausend Kilometer lang werden. Sowohl Dehnungs- als auch Einengungsstörungen sind bekannt, aber nur wenige Seitenverschiebungen. Das ist nicht überraschend, da diese auf der Erde vor allem durch die Plattentektonik verursacht werden, bei der Kontinentalplatten seitlich aneinander vorbeigleiten. Mars dagegen ist ein „Einplatten-Planet“, dessen Lithosphäre nicht wie die der Erde aus vielen einzelnen Platten besteht, die sich gegeneinander verschieben.

Dao und Niger Valles, aufgenommen von Mars Express. (© ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO)Dao und Niger Valles, aufgenommen von Mars Express. (© ESA/DLR/FU Berlin, CC BY-SA 3.0 IGO)Das Innere des Mars, wie das aller Körper im Sonnensystem, ähnelt im Grunde genommen einer Wärmekraftmaschine. Der Zerfall von radioaktiven Isotopen, z. B. von Uran, Thorium oder Kalium, aber auch die Energie, die während der Planetenbildung erzeugt wird, sind die wichtigsten Quellen für die Wärmeproduktion im Inneren. Diese Wärme wird über die Planetenoberfläche abgegeben und führt über lange geologische Zeiträume zur Abkühlung des Inneren. Einer der effizientesten Wärmetransportmechanismen ist Konvektion. Die langsame Bewegung (das „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 bis vor wenigen Millionen Jahren aktiv waren, zeigen, dass thermische Konvektion heute noch im Inneren des Mars stattfindet. Sogenannte thermische Anomalien im Mantel werden durch Dichteunterschiede zwischen heißem Material aus tieferen Regionen im Inneren des Mars und kälteren Regionen nahe der Oberfläche erzeugt. Dann steigen, in der Geologie als Diapire und im Englischen als „mantle plumes“ bezeichnete, aus heißem Gestein bestehende „Blasen“ aufgrund ihrer geringeren Dichte durch den Mantel des Planeten langsam in Richtung Oberfläche auf, wo das Gestein durch den abnehmenden Druck des darüber liegenden Gesteins leichter aufschmelzen und Magmen bilden kann. Sie sind vermutlich die Quelle für die jüngsten Vulkane des Mars.

Während der frühen Planetenentwicklung hat die Konvektion im flüssigen Eisenkern des Mars einen Dynamo angetrieben und ein Magnetfeld erzeugt. Heute besitzt der Mars kein aktives Magnetfeld mehr, allerdings sind die Spuren des 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 selbsterzeugte Magnetfeld des Mars vermutlich nur während der ersten 500 Millionen Jahre der Marsentwicklung aktiv war.