Povrch Marsu

Útvary povrchu Marsu, které lze pozorovat ze Země, se nazývají albedové útvary. Jedná se o temnější plochy a světlejší oblasti, z nichž nelze usoudit na terénní typy. Při detailnějším pohledu (např. z oběžných drah sond) se albedové útvary neprojeví a je vidět zřetelně terén. Proto mají albedové útvary a terénní útvary samostatný systém pojmenování: názvosloví albedových útvarů vzniklo v 19. století a vychází z klasické geografie a mytologie, zatímco terénní útvary jsou pojmenované podle slavných vědců a cestovatelů.

Povrch Marsu je většinou rovný a pokrytý mnoha velkými i malými kameny.

Na většině jižní polokoule se prostírá plošina s krátery a povrch se zde podobá povrchu Měsíce. Krátery jsou ale plošší a je jich méně než na Měsíci. V atmosféře Marsu, přestože je řídká, vanou často silné a prudké větry a zuří prachové bouře, které krátery a celý povrch planety rozrušují. Nemalou měrou se na této činnosti podílí i mráz. Vznik kráterů pochází z bombardování planety planetkami nebo z vlastní vulkanické činnosti. Plošinu přerušují občas pánve, které jsou lemovány horskými oblastmi.

Severní polokoule je převážně rovinatá, z níž místy vystupují vulkanické kužely typově shodné s pozemskými štítovými sopkami (největší je Olympus Mons, jejíž základna má průměr 550 km, vrchol ve výšce 26 km nad okolním terénem a na něm kráter o průměru 72 km). Významným údolním systémem je Valles Marineris s dalšími přilehlými údolími o délce téměř 5000 km, který leží poblíž rovníku a patrně vznikl tektonickými procesy v kůře.

V okolí pólů lze nalézt usazeniny zmrzlé vody a  (tzv. polární čepičky tloušťky několika milimetrů) a řadu útvarů vzniklých působením mrazu. Na několika místech se nacházejí vyschlá koryta vodních toků, která naznačují existenci vody v tekutém stavu. Současná atmosféra ale dovoluje pouze existenci vodní páry a ledu. Přítomnost vody v tekutém stavu a existence husté atmosféry (která existenci tekuté vody umožnila) svědčí o silné vulkanické činnosti v minulosti, která později velmi zeslábla. Značné množství vody, která kdysi proudila mohutnými koryty, se mohla z časti zachovat pod povrchem Marsu.

Půda Marsu se skládá z kyslíku, křemíku, železa, hliníku, vápníku, draslíku a dalších prvků.