Redigerer Mars (planet) (avsnitt)

== Fysiske egenskaper ==
[[Fil:Mars Earth Comparison.png|mini|Sammenligning av størrelsen mellom [[jorden]] og Mars.]]
Mars er omtrent halvparten så stor som jorden i [[diameter]], og med rundt 15 % av jordens volum og 11 % av [[masse]]n har den en lavere tetthet enn jorden. [[Areal|Overflatearealet]] er litt mindre enn det totale arealet av jordens fastland.<ref name="nssdc" /> Selv om Mars er større og mer massiv enn [[Merkur]], har Merkur en høyere tetthet. De to planetene har tilnærmet lik gravitasjonskraft ved overflaten &ndash; mindre enn 1 % sterkere på Mars.

Sammenlignet med jorden og [[månen]] er Mars omtrent på gjennomsnittet i størrelse, masse og [[overflategravitasjon]] &ndash; månen er rundt halvparten av diameteren til Mars mens jorden er det dobbelte; jorden er rundt ni ganger så massiv som Mars mens månen er rundt en niendedel så massiv. Det rød-orange utseende på marsoverflaten er forårsaket av [[jern(III)oksid]], best kjent som hematitt eller rust.<ref name="rust" />

=== Indre struktur ===
Liksom jorden har Mars gjennomgått en [[Differensiering (planetologi)|planetarisk differensiering]], hvor en tett, metallisk kjerne er blitt omgitt av mindre tette materialer.<ref name="Nimmo 2005" /> Modeller viser en delvis flytende kjerne av [[jernsulfid]]er på omkring {{Formatnum:1794±65}}&nbsp;km i radius, bestående primært av [[jern]] og [[nikkel]] med omkring 16-17 % [[svovel]].<ref name="icarus213_2_451" /> Konsentrasjonen av lettere grunnstoffer er dobbelt så høy som i jordens kjerne. Kjernen er omgitt av en [[mantelen|mantel]] av [[silikat]]er, som har dannet mange av de tektoniske og vulkanske formasjonene på planeten, men som nå ser ut til å være inaktiv. Ved siden av [[silisium]] og [[oksygen]], består skorpen av [[jern]], [[magnesium]], [[aluminium]], [[kalsium]] og [[kalium]]. Skorpens gjennomsnittlige tykkelse er rundt 50&nbsp;km med en maksimum tykkelse på 125&nbsp;km.<ref name="jacque03" /> Jordens skorpe er i gjennomsnitt 40&nbsp;km tykk &ndash; bare en tredjedel så tykk som Mars' i forhold til planetenes størrelse. Sonden [[InSight]], som er planlagt å lande i 2018, vil bruke et [[seismograf]] for bedre å avgrense de indre bestanddelene.

=== Geologi ===
{{Utdypende artikkel|Areologi}}
Mars er en [[terrestrisk planet|steinplanet]] som består av mineraler som inneholder [[silisium]], [[oksygen]], [[metall]]er og andre elementer som typisk danner [[fjell]]. Baneobservasjoner og undersøkelser av [[Marsmeteoritt|meteorittsamlinger]] viser en overflate sammensatt hovedsakelig av [[basalt]]. Noen bevis antyder at en del av overflaten er rikere på [[silisiumdioksid]] enn typisk basalt, og ligner [[andesitt]]iske steiner på jorden. Observasjonene kan også forklares med silisiumdioksidgass. Regioner med lav [[albedo]] viser konsentrater av [[plagioklas]]. Store deler av overflaten er dekket med finkornet støv av jern(III)oksid.<ref name="sci300a" /><ref name="sci300b" />

Selv om det ikke er påvist et strukturert, globalt [[magnetfelt]],<ref name="magnetosphere" /> viser observasjoner at deler av planetens skorpe er magnetisert og at vekslende polaritetreversering av de dipole feltene har skjedd i fortiden. Denne [[paleomagnetisme]]n av magnetisk følsomme mineraler har egenskaper som er svært lik de vekselvise stripene på havbunnen på jorden. En teori, publisert i 1999 og undersøkt på nytt i oktober 2005 (med hjelp fra ''Mars Global Surveyor''), er at disse stripene demonstrerer platetektonikk for fire [[milliard]]er år siden, før den planetariske dynamoen stoppet opp og forårsaket at planetens magnetfelt forsvant.<ref name="plates" />

Under [[Solsystemets opprinnelse og utvikling|solsystemets dannelse og utvikling]] ble Mars dannet fra en [[protoplanetarisk skive]] som gikk [[bane]] rundt solen som et resultat av en [[stokastisk prosess]] av flyktet akkresjon. Mars har mange karakteristiske kjemiske egenskaper på grunn av sin posisjon i solsystemet. Grunnstoffer med forholdsvis lave [[kokepunkt]], som [[klor]], [[fosfor]] og [[svovel]], finnes i større konsentrasjoner på Mars enn på jorden &ndash; disse grunnstoffene forsvant trolig fra områder nærmere solen på grunn av kraftige [[solvind]]er fra den unge solen.<ref name="ssr96_1_4_197" />

Etter dannelsen av planetene ble de alle utsatt for «[[det sene tunge bombardementet]]». Rundt 60 % av overflaten har spor etter nedslag fra denne tiden.<ref name="zharkov93" group="L" /><ref name="icarus165_1" /><ref name="barlow88" /> Store deler av den resterende overflaten består trolig av enorme nedslagsbasseng fra denne tiden. Et enormt nedslagsbasseng på den nordlige halvkulen er {{Formatnum:10600}}&nbsp;km langt og {{Formatnum:8500}}&nbsp;km bredt, eller ca. fire ganger større enn [[Sydpol-Aitkenbassenget]] som er det største bassenget oppdaget til nå.<ref name="northcratersn" /><ref name="northcraterguard" /> Denne teorien antyder at Mars ble truffet av et [[himmellegeme]] på størrelse med [[Pluto]] for fire milliarder år siden. Denne hendelsen, som antas å være årsaken til Mars' hemisfæriske dikotomi, skapte det flate [[Nordpolbassenget (Mars)|Borealisbassenget]] som dekker ca. 40 % av planeten.<ref name="sciam080627" /><ref name="nyt080626" />

Planetens geologiske historie kan deles inn i flere perioder, men består primært av tre perioder:<ref name="jog91" /><ref name="ssr_96_1_4" />
* Den ''noachiske perioden''<ref name="noachisk periode" group="lower-alpha" /> (oppkalt etter [[Noachis Terra]]) 4,5 til 3,5 milliarder år siden.
* Den ''hesperiske perioden''<ref name="hesperisk periode" group="lower-alpha" /> (oppkalt etter Hesperia Planum) Fra 3,5 til ca. 3 milliarder år siden.
* Den ''amazonske perioden''<ref name="amazonsk periode" group="lower-alpha" /> (oppkalt etter [[Amazonis Planitia]]). Fra ca. 3 milliarder år siden til nåtid.l

Noe geologisk aktivitet finner fremdeles sted. I [[Athabasca Valles]] finnes det skiktlignende lavastrømmer opp til rundt 200&nbsp;millioner år siden. Vannstrømmer i [[graben]]er kalt [[Cerberus Fossae]] oppstod for mindre enn 20&nbsp;millioner år siden og indikerer like nylig vulkanaktivitet.<ref name="ag44_4" /> 19. februar 2008 viste bilder fra ''[[Mars Reconnaissance Orbiter]]'' bevis for et skred fra en 700&nbsp;m høy klippe.<ref name="dc080304" />

=== Jordsmonn ===
Landingsfartøyet ''[[Phoenix (romsonde)|Phoenix]]'' samlet data som viste at jordsmonnet var noe alkalisk, og inneholdt grunnstoffene [[magnesium]], [[natrium]], [[kalium]] og [[klorid]]. Disse næringsstoffene finnes i hager på jorden og er nødvendig for vekst av planter.<ref name="bbc080627" /> Eksperimenter utført av Phoenix viste at jordsmonnet har en [[Base|basisk]] [[pH]] på 8,3 og kan inneholde spor av [[salt]] [[perklorat]].<ref name="marssalt" /><ref name="jpl_soil" />

[[Fil:Tharsis Tholus block.JPG|left|thumb|Tharsis Tholus mørke [[strekfarge|strek]] sett fra [[HiRISE]]. Den ligger i midten til venstre i dette bildet. Tharsis Tholus ligger like til høyre.]]
Streker er vanlig rundt om på Mars, og nye dukker opp regelmessig i bratte skråninger i kratre, renner og daler. Strekene er mørke i starten og blir lysere med alderen. Noen ganger starter strekene i et lite område som så sprer seg utover hundrevis av meter. De har også blitt sett å følge kantene av steinblokker og andre hindringer i deres vei. Den allment aksepterte teorien er at mørke underliggende jordlag kommer frem etter skred av lyst støv eller støvdjevler.<ref name="jpl_dust_devil" /> Flere forklaringer har imidlertid blitt fremlagt og noen involverer vann eller til og med veksten av organismer.<ref name="gpl29_23_41" /><ref name="oleb33_4_515" />

=== Hydrologi ===
[[Fil:Nasa mars opportunity rock water 150 eng 02mar04.jpg|thumb|upright|Mikroskopisk foto en grå [[konkresjon]] av [[hematitt]], tatt av ''[[Opportunity (Mars-rover)|Opportunity]]'', indikerer tidligere tilstedeværelse av flytende vann.]]

Flytende vann kan ikke eksistere på overflaten på grunn av det lave atmosfæriske trykket, med unntak av i de laveste høydene i kortere perioder.<ref name="h" /><ref name="jgr110" /> De to polkalottene ser ut til hovedsakelig å bestå av vann.<ref name="kostama" /><ref name="sci299" /> Det samlede volumet med vann i den sørlige iskappen er tilstrekkelig til å dekke hele planetens overflate med 11&nbsp;m vann om den smeltet.<ref name="nasa070315" /> En mantel av [[permafrost]] strekker seg fra polen til rundt 60. breddegrad.<ref name="kostama" />

Store mengder med is er antatt å være fanget under den tykke [[kryosfæren]]. Radardata fra ''[[Mars Express]]'' og ''[[Mars Reconnaissance Orbiter]]'' viser store mengder med is både under polene (juli 2005)<ref name="specials1" /><ref name="bbc040124" /> og ved midlere breddegrader (november 2008).<ref name="jsg.utexas.edu" /> Landingsfartøyet til Phoenix tok direkte prøver av is i grunt jordsmonn 31. juli 2008.<ref name="spacecraft1" />

[[Geomorfologi|Landformer]] antyder sterkt at flytende vann til tider har eksistert på overflaten. Enorme lineære skår av skurt grunn (utstrømningskanaler) på rundt 25 steder, antas å dokumentere erosjonen under den katastrofale frigjøringen av vann fra undergrunnakviferer, men der finnes også hypoteser om at de skyldes isbreer eller lava.<ref name="Kerr2005" /><ref name="Jaeger2007" /> Den yngste av kanalene antas å ha blitt dannet så nylig som få millioner år siden.<ref name="nature434" /> Andre steder, spesielt på de eldste områdene av marsoverflaten, spres et nettverk av dentrittiske daler seg over betydelige deler av landskapet. Dalenes spredning antyder at de ble gravd ut av [[overflateavrenning|avrenning]] fra regn eller snøfall tidlig i planetens historie. Vannstrømmer under overflaten og grunnvannstapping kan spille subsidiære roller i enkelte nettverk, men nedbør var trolig årsaken i nesten alle tilfeller.<ref name="CraddockHoward2002" />

Tusenvis av formasjoner langs kratre og dalvegger ligner på terrestriske [[ravine]]r. De har en tendens til å befinne seg i høylandet på den sørlige halvkulen og til å gå mot ekvator; alle er vendt mot polene med 30° breddegrader. En rekke forfattere har foreslått at dannelsesprosessen avhenger av flytende vann, sannsynligvis fra smeltet is.<ref name="sci288" /><ref name="nasa061206" /> Andre har argumentert for dannelsesmekanismer som involverer karbondioksidfrost eller bevegelse av tørt støv.<ref name="bbc061206" /><ref name="nasa061206b" /> Ingen delvis nedbrutte raviner har blitt formet av forvitring og ingen nedslagskratre er observert, og indikerer at dette er svært unge formasjoner, muligens også aktive i dag.<ref name="nasa061206" />

[[elvedelta|Deltaer]] og [[alluviale]] vifter som er bevart i kratre, argumenterer også for varmere, våtere forhold ved noen intervall eller intervaller i planetens tidligere historie.<ref name="Lewis2006" /> De krever en utbredt tilstedeværelse av [[kratersjø]]er, som det også er uavhengige mineralogiske, sedimentologiske og geomorfologiske bevis for.<ref name="Matsubara2011" /> Noen forfattere har hevdet at de nordlige lave slettene til tider var dekket med sanne hav, hundrevis av meter dype, men dette er fortsatt kontroversielt.<ref name="Head1999" />

Det er påvist [[hematitt]] og [[goethitt]], som noen ganger dannes i nærvær av vann.<ref name="nasa040303" /> I 2004 oppdaget ''Opportunity'' mineralet [[jarositt]], som bare dannes i nærvær av surt vann.<ref name="nasa101001" /> Noen av bevisene som antas å indikere gamle vannbassenger og strømmer har blitt bestridt etter studier av bilder med høyere oppløsning tatt ''Mars Reconnaissance Orbiter''.<ref name="sci317" />

==== Polkalotter ====
[[Fil:Mars NPArea-PIA00161.jpg|thumb|[[Viking-programmet]]s [[banesonde]]s syn av den nordlige polalotten på Mars]]
Mars har to permanente polkalotter. Om vinteren befinner disse seg i kontinuerlig mørke mens overflaten kjøles ned slik at 25&ndash;30 % av atmosfæren kondenserer ut i tykke skiver med is av [[karbondioksid]] ([[tørris]]).<ref name="icarus169" /> Når polene igjen blir belyst med sollys, [[Sublimasjon|sublimerer]] den frosne karbondioksiden og skaper kraftige vinder som feier over polene i hastigheter opp mot 400&nbsp;[[km/t]]. Dette årstidsfestede fenomenet transporterer store mengder støv og vanndamp, og gir grunnlag for jordlignende frost og store [[cirrus]]skyer. I 2004 fotograferte roveren ''[[Opportunity (Mars-rover)|Opportunity]]'' skyer av is.<ref name="clouds" />

Disse polare iskappene består hovedsakelig av vann-is. På den nordlige polkalotten samler frossen karbondioksid opp et meter tykt lag om vinteren, mens den sørlige kalotten har et rundt åtte meter tykt permanent tørris-dekke.<ref name="darling_marspoles" /> Nordkalotten har en diameter på ca. {{Formatnum:1000}}&nbsp;km under den nordlige Mars-sommeren,<ref name="mira" /> og består av ca. 1,6&nbsp;millioner km³ med is. Hadde isen vært jevnt fordelt over polkalotten, ville den vært ca. 2&nbsp;km tykk.<ref name="brown" /> (Sammenlignet med et volum på 2,85&nbsp;millioner km³ for isdekket på [[Grønland]]). Sørkalotten har en diameter på 350&nbsp;km og en tykkelse på 3&nbsp;km.<ref name="phillips" /> Det totale volum is i den sørkalotten pluss tilstøtende lag har også blitt anslått til 1,6&nbsp;millioner km³.<ref name="sci315" /> Begge polkalottene viser spiralrenner, som antas å ha blitt dannet av varierende solvarme, is-sublimering og vanndamp-kondensasjon.<ref name="geo32" /><ref name="eas080922" />

Denne årstid-frosten resulterer i noen av områdene nær den sørlige iskappen i dannelsen av et meter tykt gjennomsiktig lag med tørris over bakken. Når området varmes opp om våren, oppstår det trykk fra sublimerende karbondioksid under laget, som fører til at dette heves og sprekkes opp. Dette fører til [[Geysir (geologi)|geysir]]-lignende utbrudd av karbondioksidgass blandet med mørk [[basalt]]-sand/-støv. Prosessen går raskt, og er observert å skje i løpet av noen dager, uker eller måneder, en endringsfrekvens som er heller uvanlig i geologi, og spesielt for Mars. Gassen som strømmer under laget mot en geysir lager et edderkopplignende mønster av radiale kanaler under isen.<ref name="2006-100" /><ref name="Kieffer2000" /><ref name="Portyankina" /><ref name="Hugh2006" />

=== Geografi ===
{{Utdypende artikkel|Areografi|seogså=:Kategori:Geografiske steder på Mars}}
[[File:Schiaparelli_versus_Mars.jpg|thumb|[[Giovanni Schiaparelli]]s kart over [[Albedoformasjoner på Mars|albedoformasjoner]] på Mars (1888) sammenlignet med moderne observasjoner.<ref>{{Cite journal|url=http://www.agu.org/pubs/crossref/1974/JB079i026p03907.shtml|title=Surface Features on Mars: Ground-Based Albedo and Radar Compared With Mariner 9 Topography|publisher=[[Journal of Geophysical Research]]|volume=79|number=26|pages=3907-3916|year=1974|doi=10.1029/JB079i026p03907}}</ref>]]
[[Johann Heinrich von Mädler|Johann Heinrich Mädler]] og [[Wilhelm Beer]] huskes for kartleggingen av månen, men var også blant de første «[[areografi|areografene]]». De fastslo at størstedelen av overflateformasjonene på Mars var faste og bestemte planetens rotasjonsperiode mer presist. I 1840 kombinerte Mädler ti års observasjoner og tegnet det første kartet over Mars. I stedet for å gi navn til de ulike flekkene utpekte Beer og Mädler dem med bokstaver; Meridian Bay ([[Sinus Meridiani]]) ble dermed kjennetegnet «''a''».<ref name="sheehan_ch04" />

Før [[romsonde]]r kunne sende detaljerte bilder, ble kart vanligvis tegnet over [[Albedoformasjoner på Mars|albedoformasjoner]], lysere eller mørkere flekker eller mønstre som kunne observeres ved hjelp av jordbaserte [[teleskop]]. De ble navngitt etter klassisk [[mytologi]], mens de i dag blir navngitt ut fra flere kilder. Kratre større en 60&nbsp;km blir oppkalt etter avdøde vitenskapsmenn og forfattere og andre som har bidratt til studiene av Mars. Kratre som er mindre enn 60&nbsp;km blir oppkalt etter byer og landsbyer på jorden med mindre enn {{Formatnum:100000}}&nbsp;innbyggere. Store daler er oppkalt etter ordet ''mars'' eller ''stjerne'' på forskjellige språk, og mindre daler er oppkalt etter elver.<ref name="Formasjonsnavn" />

De gamle [[Albedoformasjoner på Mars|albedoformasjonsnavnene]] brukes også i moderne navngivning. Et fjell i albedoformasjonen ''Nix Olympica'' (Olympus' snø) fikk for eksempel navnet ''Olympis Mons'' (Olympusfjellet).<ref name="viking_1950_2000" /> Sett fra jorden er overflaten delt inn i to områdetyper med ulik [[albedo]]. De blekere slettene dekket med støv og sand rik på røde [[jernoksid]]er var en gang sett på som «kontinenter» og gitt navn som [[Arabia Terra]] eller [[Amazonis Planitia]]. De mørke formasjonene var antatt å være hav og fikk derfor navn som [[Mare Erythraeum]], Mare Sirenum og [[Aurorae Sinus]]. Den største mørke formasjonen sett fra jorden er [[Syrtis Major Planum]].<ref name="seds_huygens" /> Den permanente nordlige polkalotten blir kalt [[Planum Boreum]] mens den sørlige kappen blir kalt [[Planum Australe]].

Ekvator er definert av rotasjonen. Beliggenheten til [[nullmeridianen]] ble spesifisert, på samme måte som jordens (ved [[Greenwich]]), ved valg av et vilkårlig punkt; Mädler og Beer valgte en linje for deres første kart i 1830. Etter at [[Mariner 9]] leverte omfattende bilder i 1972, ble et lite krater (senere kalt [[Airy-0]]) som ligger i [[Sinus Meridiani]] valgt som definisjonen for 0,0° lengdegrader for å sammenfalle med det opprinnelige valget.<ref name="archinal_caplinger" />

Siden Mars ikke har noe hav eller «havnivå», ble nullhøydeflaten valgt som Mars' ''areoid'',<ref name="NASAMola2007" /> analogt med det den terrestriske [[geoide]]n. Nullhøyden er definert av høyden hvor det er 610,5&nbsp;[[Pascal (enhet)|Pa]] (6,105&nbsp;mbar) [[atmosfærisk trykk]].<ref name="pers66" /> Dette trykket tilsvarer [[trippelpunkt]]et for vann og er rundt 0,6 % av overflatetrykket på havnivået på jorden (0,006&nbsp;atm).<ref name="lunine99" group="L" /> I dag blir overflaten i praksis definert direkte fra gravitasjonsmålinger med satellitter.

{{Panoramabilde|Victoria_Crater%2C_Cape_Verde-Mars.jpg|1100px|Et bilde i tilnærmet sanne farger, tatt av Mars Exploration [[Opportunity (Mars-rover)|Opportunity-rover]]. Bildet viser [[Victoria (krater)|Victoria-krateret]] fra Kapp Verde. Det ble tatt over en periode på tre uker, fra 16. oktober til 6. november 2006.{{Byline|NASA}}}}

==== Nedslagstopografi ====
[[Fil:MarsTopoMap-PIA02031 modest.jpg|right|thumb|250px|Vulkanske platåer (rødt) og nedslagsbasseng (blått) dominerer dette topografiske kartet over Mars{{Byline|NASA}}]]
Dikotomien i topografien er slående: De nordlige slettene er flatet ut av lavastrømmer, mens det sørlige høylandet er fulle av arr gamle nedslagskratre. Forskning i 2008 bekreftet en teori fra 1980 om at den nordlige halvkulen for fire milliarder år siden ble truffet av et objekt med størrelse på en tiendedel til to tredjedeler av [[månen]]. Teorien tilsier at den nordlige halvkulen er åstedet for et nedslagskrater som er {{Formatnum:10600}}&nbsp;km langt og {{Formatnum:8500}}&nbsp;km bredt. Området er omtrent på størrelse med Europa, Asia og Australia til sammen, overgår [[Sydpol-Aitkenbassenget]], og er det største nedslagskrateret i solsystemet.<ref name="northcratersn" /><ref name="northcraterguard" />

Totalt {{Formatnum:43000}} [[nedslagskrater|nedslagskratre]] har en diameter på 5&nbsp;km eller mer.<ref name="wright03" /> Det største er [[Hellas Planitia|nedslagsbassenget Hellas]], en lys [[Albedoformasjoner på Mars|albedoformasjon]] godt synlig fra jorden.<ref name="ucar_geography" /> På grunn av Mars' mindre masse er sannsynligheten for at et objekt kolliderer med planeten rundt halvparten av jordens. Planeten ligger imidlertid nærmere asteroidebeltet, og har derfor økt sjanse for å bli truffet av steiner herfra. I tillegg er sannsynligheten større for å treffes av kortperiodiske [[komet]]er som ligger innenfor banen til [[Jupiter]].<ref name="emp9" /> Mars har likevel langt færre kratre enn månen, fordi atmosfæren gir beskyttelse mot små meteorer. Morfologien til noen kratre tyder på at bakken ble våt etter at meteoren slo ned.<ref name="emp45" />

==== Vulkaner ====
{{Utdypende|Vulkaner på Mars}}
[[Fil:Olympus Mons alt.jpg|right|thumb|Olympus Mons, det høyeste kjente fjellet i solsystemet, sett ovenfra i en høyde av 27&nbsp;000&nbsp;meter.{{Byline|Foto: Viking 1|22. juni 1978}}]]
[[Skjoldvulkan]]en [[Olympus Mons]] (''Mount Olympus'') på 21,3&nbsp;km er det høyeste kjente fjellet i solsystemet.<ref name="glenday09" group="L" /> Det er en utdødd vulkan i det aller høyereliggende regionen [[Tharsis]] som inneholder en rekke andre store vulkaner. Olympus Mons er over tre ganger så høy som [[Mount Everest]], som til sammenligning er 8&nbsp;848 meter.<ref name="scsdes49" />

==== Tektoniske steder ====
Den store [[canyon|dalen]] [[Valles Marineris]] (latin for ''[[Mariner-programmet|Mariner]] Valleys'', også kjent som Agathadaemon i de gamle kanalkartene) har en lengde på {{Formatnum:4000}}&nbsp;km og en dybde på opp til 7&nbsp;km. Dens lengde tilsvarer lengden av Europa og strekker seg over en femtedel av Mars' omkrets. Til sammenligning er [[Grand Canyon]] på jorden 446&nbsp;km lang og nesten 2&nbsp;km dyp. Valles Marineris ble dannet av hevelser i Tharsis-området som forårsaket at jordskorpen i området ved Valles Marineris kollapset. Dalen [[Ma'adim Vallis]] (''Ma'adim'' er [[hebraisk]] for Mars) er 700&nbsp;km lang og flere ganger større enn Grand Canyon med en bredde på 20&nbsp;km og en dybde på 2&nbsp;km enkelte steder. Det er mulig at Ma'adim Vallis ble oversvømmet av flytende vann i fortiden.<ref name="lucchita_rosanova" />

==== Grotter ====
[[Fil:Mars caves from NASA orbiters.jpg|right|thumb|THEMIS-bilder av mulige grotteinnganger på Mars. Gropene har uformelt blitt navngitt (A) Dena, (B) Chloe, (C) Wendy, (D) Annie, (E) Abby (venstre) og Nikki, og (F) Jeanne.{{Byline|NASA}}]]
Bilder fra [[Thermal Emission Imaging System]] (THEMIS) ombord på NASAs [[banesonde]] [[Mars Odyssey]] har avdekket syv mulige [[grotte]]innganger på flankene av vulkanen [[Arsia Mons]].<ref name="cushing_titus_wynn07" /> Grottene, oppkalt etter oppdagernes kjære, er kollektivkt kjent som «syv søstre».<ref name="nau070328" /> Grotteinngangene er fra 100&ndash;252&nbsp;m brede og de antas å være minst 73&ndash;96&nbsp;m dype. Siden lyset aldri når bunnen av de fleste hulene er det sannsynlig at de går mye dypere enn disse lave estimatene, og at de utvides under overflaten. «Dena» er det eneste unntaket; dens bunn er synlig og ble målt til å være 130&nbsp;m dyp. Innsiden av disse grottene kan være beskyttet fra [[mikrometeoroide]]r, [[ultrafiolett stråling]], [[solstorm]]er og høyenergi-partikler som bombarderer planetens overflate.<ref name="bbc070317" />

=== Atmosfære ===
{{Utdypende artikkel|Mars' atmosfære}}
[[Fil:Mars atmosphere.jpg|right|thumb|Den tynne atmosfæren er synlig i horisonten på dette bildet som er tatt i en lav bane.{{Byline|NASA}}]]
Mars mistet [[magnetosfære]]n for fire milliarder år siden.<ref name="swind" /> [[Solvind]]en vekselvirker direkte med [[Ionosfæren|ionosfære]]n og senker den atmosfæriske tettheten ved å fjerne [[atom]]er fra de ytre lagene. Både [[Mars Global Surveyor]] og Mars Express har oppdaget disse atmosfæriske partiklene forsvinne ut i rommet utenfor Mars.<ref name="swind" /><ref name="swind2" /> Sammenlignet med jorden er atmosfæren ganske fortynnet. Det [[atmosfærisk trykk|atmosfæriske trykket]] ved overflaten går fra et minimum på 30&nbsp;[[Pascal (enhet)|Pa]] (0,030&nbsp;kPa) på [[Olympus Mons]] til over {{Formatnum:1155}}&nbsp;Pa (1,155&nbsp;kPa) i [[Hellas Planitia]], noe som betyr et overflatetrykk på 600&nbsp;Pa (0,60&nbsp;kPa).<ref name="bolonkin09" group="L" /> Overflatetrykket på det tykkeste tilsvarer trykket som finnes 35&nbsp;km over jordens overflate,<ref name="atkinson07" /> som er mindre enn 1 % av jordens overflatetrykk (101,3&nbsp;kPa). [[Skalahøyde]]n av atmosfæren er ca. 10,8&nbsp;km,<ref name="carr06" group="L" /> noe som er høyere enn jordens (6&nbsp;km) fordi overflategravitasjonen bare er ca. 38 % av jordens &ndash; en effekt oppveid av både lavere temperatur og 50 % høyere gjennomsnittlig molekylvekt i atmosfæren på Mars.

Atmosfæren består av 95 % [[karbondioksid]], 3 % [[nitrogen]], 1,6 % [[argon]] og inneholder spor av [[oksygen]] og [[vann]].<ref name="nssdc" /> Den er ganske støvete og inneholder partikler på ca. 1,5 [[mikrometer|µm]] i diameter som gir marshimmelen en gulbrun farge når den ses fra overflaten.<ref name="dusty" />

[[Metan]] med en molekylfraksjon på rundt 30&nbsp;[[ppb]]<ref name="methane-me" /><ref name="methane" /> oppstår i bestandige søyler, og profilene innebærer at metan ble løslatt fra adskilte regioner. I den nordlige midtsommeren inneholdt hovedsøylene {{Formatnum:19000}}&nbsp;[[tonn|metriske tonn]] med metan, med en estimert kildestyrke på 0,6&nbsp;kilogram per sekund.<ref name="plumes" /><ref name="hand08" /> Profilene antyder to lokale kilderegioner, den første sentrert nær 30°&nbsp;N,&nbsp;260°&nbsp;W og den andre nær 0°,&nbsp;310°&nbsp;W.<ref name="plumes" /> Det har blitt anslått at Mars må produsere 270&nbsp;tonn metan per år.<ref name="plumes" /><ref name="results" />

Den underforståtte nedbrytingstiden for metan kan være så lang som fire år og så kort som omtrent 0,6 år.<ref name="plumes" /><ref name="nature460" /> Denne raske omveltningen skulle tilsi en aktiv kilde til gass. [[Vulkan]]sk aktivitet, [[komet]]nedslag og [[metanogen]]ske [[mikroorganisme|mikrobielle]] livsformer er blant andre mulige kilder. Metan kan også bli produsert av en ikke-biologisk prosess kalt ''[[Serpentinitt|serpentinisering]]''<ref name="serpentinisering" group="lower-alpha" /> som involverer vann, karbondioksid og [[mineral]]et [[olivin]], som er vanlig på Mars.<ref name="olivine" />

=== Klima ===
[[Fil:2005-1103mars-full.jpg|thumb|Mars fra [[Hubble Space Telescope]] 28. oktober 2005 med en synlig sandstorm.{{Byline|NASA og ESA}}]]
{{Utdypende artikkel|Mars' klima}}
Av alle planetene i solsystemet er årstidene på Mars mest lik jordens, fordi helningen på rotasjonsaksene er veldig like. Årstidene er likevel rundt dobbelt så lange som jordens, ettersom omløpstiden rundt solen tilsvarer 1,88 år på jorden. Overflatetemperaturene varierer fra ca. &minus;150&nbsp;℃ under vinteren ved polene til +20&nbsp;℃ på det meste om somrene.<ref name="h" /> Det store spranget i temperaturene kommer av den tynne atmosfæren som ikke kan lagre mye solvarme, det lave atmosfæriske trykket og den lave [[volumetrisk varmekapasitet|termiske tregheten]] i jordsmonnet.<ref name="nasa_surface" /> Planeten er også 1,52 ganger lenger unna solen enn jorden, og mottar kun rundt 43 % av sollyset.<ref name="disc920901" />

Hvis Mars hadde en jordlignende bane, ville dens årstider være like jordens fordi [[aksehelning]]en ligner på jordens. Den relativt store eksentrisiteten i Mars bane ville imidlertid ha en betydelig effekt. Mars er i nærheten av [[Apside|perihelion]] når det er sommer på den sørlige halvkulen og vinter på den nordlige, og nær [[Apside|aphel]] når det er vinter på den sørlige halvkulen og sommer på den nordlige. Årstidene på den sørlige halvkulen er derfor mer ekstreme, og årstidene på den nordlige halvkulen er mildere enn det som ellers ville vært tilfelle. Sommertemperaturene i sør kan komme opp i 30&nbsp;°C varmere enn ekvivalente sommertemperaturer i nord.<ref name="goodman97" />

Mars har også de største [[sandstorm]]ene i solsystemet. Disse kan variere fra en storm over et lite område til gigantiske stormer som dekker hele planeten. De oppstår tilsynelatende når Mars er nærmest solen, og øker den globale temperaturen.<ref name="philips01" />