Марс — четвертая по расстоя­нию от Солнца планета Солнеч­ной системы. На звездном небе он выглядит как немерцающая точ­ка красного цвета, которая вре­мя от времени значительно пре­восходит по блеску звезды пер­вой величины. Марс периодичес­ки подходит к Земле на расстоя­ние до 57 млн. км, значительно ближе, чем любая из больших планет, кроме Венеры.

По основным физическим ха­рактеристикам Марс относится к планетам земной группы. По диа­метру он почти вдвое меньше Зем­ли и Венеры. Планета окутана га­зовой оболочкой — атмосферой, которая имеет меньшую плот­ность, чем земная. Даже в глубо­ких впадинах Марса, где давление атмосферы наибольшее, оно при­близительно в 100 раз меньше, чем у поверхности Земли, а на уровне марсианских горных вершин — в 500—1000 раз меньше. Тем не ме­нее в атмосфере Марса наблюда­ются облака и постоянно присут­ствует более или менее плотная дымка из мелких частиц пыли и кристалликов льда. Марсианское небо в ясную погоду имеет розо­ватый цвет, что объясняется рас­сеянием солнечного света на пы­линках и подсветкой дымки оран­жевой поверхностью планеты.

По химическому составу марси­анская атмосфера отличается от земной и содержит 95,3% углекис­лого газа с примесью 2,7% азота, 1,6% аргона, 0,07% окиси углеро­да, всего лишь 0,13% кислорбда и приблизительно 0,03% водяного пара (содержание которого изме­няется), а также примеси неона, криптона и ксенона. При отсут­ствии облаков газовая оболочка Марса значительно прозрачнее, чем земная, в том числе и для уль­трафиолетовых лучей, опасных для живых организмов.

Солнечные сутки на Марсе длятся 24 часа 39 минут 35 секунд. Марсианский год — 686,9 дней. Наиболее высокая температура поверхности (290 К) достигается в так называемой подсолнечной точке. Наиболее низкая температу­ра поверхности — в полярных рай­онах, где в зимний сезон она дер­жится на отметке около 150 К. По­лученные из наблюдений сведения о температуре явились ключом к объяснению природы полярных шапок, которые при наблюдениях в телескоп видны как светлые, почти белые пятна возле полюсов планеты. Когда в северном полу­шарии Марса наступает лето, се­верная полярная шапка быстро уменьшается, но в это время рас­тет другая — возле южного полю­са, где наступает зима. По совре­менным данным, обе полярные шапки Марса состоят из твердой двуокиси углерода, т. е. сухого льда, который образуется при замерза­нии углекислого газа, входящего в состав марсианской атмосферы, и из водяного льда с примесью ми­неральной пыли.

В 1975 г. была составлена карта марсианского рельефа. В исследо­ванных образцах грунта обнаруже­но содержание окислов кремния и железа. Содержание серы (вероят­но, в виде сульфатов) в десятки раз больше, чем в земной коре. На снимках Марса найдены следы как ударно-метеорити ой, так и вулка­нической активности, а также сле­ды движений, поднятий и растрес­киваний марсианской коры и сле­ды многих процессов разрушения и сглаживания рельефа поверхно­сти, перемещения и отложения наносов. Перепад высот между вы­сочайшими вершинами и наиболее глубокими впадинами на Марсе составляет около 20 км. На сним­ках поверхности Марса отчетливо видны детали, имеющие большое сходство с речными руслами на Земле. Поскольку весь комплекс информации о физических услови­ях на Марсе противоречит возмож­ности существования там рек, можно предположить, что марси­анские каналы могли возникнуть в результате растапливания подпо­верхностного водяного льда в зо­нах повышенного выделения внут­реннего тепла планеты.