Mars je čtvrtá planeta sluneční soustavy, druhá nejmenší planeta soustavy po Merkuru. Byla pojmenována po římském bohu války Martovi. Jedná se o planetu terestrického typu, tj. s pevným horninovým povrchem pokrytým impaktními krátery, vysokými sopkami, hlubokými kaňony a dalšími útvary. Má dva měsíce nepravidelného tvaru nazvané Phobos a Deimos. V období, kdy je Mars v opozici ke Slunci a Země se tak nachází mezi těmito dvěma tělesy, lze Mars vidět na obloze celou noc. Spolehlivé informace o prvních pozorováních Marsu jako planety neexistují, ale pravděpodobně k nim došlo mezi lety 3000 až 4000 př. n. l. Všechny starověké civilizace, Egypťané, Babylóňané i Řekové, tuto „putující hvězdu“ znaly a měly pro ni své pojmenování. Kvůli načervenalému nádechu způsobenému červenou barvou zoxidované půdy na jejím povrchu považovaly staré národy Mars většinou za symbol ohně, krve a zániku. Detailní zkoumání planety umožnilo od 60. let 20. století již takřka 20 úspěšných automatických sond. V současné době je na oběžné dráze kolem Marsu šest funkčních sond (Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Orbiter Mission, MAVEN a ExoMars TGO) a na povrchu planety dvě funkční vozítka (Curiosity a Perseverance) spolu s jednou funkční nepohyblivou sondou InSight. Díky sondám se povedlo zmapovat větší část povrchu, definovat základní historická období a v principu porozumět jevům, k nimž na planetě dochází. Mars vznikl podobně jako ostatní planety našeho systému přibližně před 4,5 miliardami let akrecí z pracho-plynného disku, jenž obíhal kolem rodící se centrální hvězdy. Srážkami prachových částic se začala formovat malá tělesa, která gravitací přitahovala další částice a okolní plyn. Vznikly tak první planetesimály, srážely se navzájem a formovaly ve větší tělesa. Na konci tohoto procesu v soustavě vznikly čtyři terestrické protoplanety. V porovnání s ostatními má Mars – nejvzdálenější z terestrických planet – nejvyšší zastoupení lehkých prvků jako křemík, hliník či síra. Po zformování protoplanety docházelo k masivnímu bombardování povrchu materiálem, který ze vzniku soustavy zbyl, což mělo za následek jeho neustálé přetváření a přetavování. Celý povrch se možná dokonce roztavil do podoby tzv. magmatického oceánu, jehož tepelná energie společně s teplem uvolněným diferenciací pláště a jádra je dodnes kumulována v nitru planety a umožňuje existenci vulkanismu a tektonických procesů. Mars má oproti Zemi zhruba čtvrtinovou plochu povrchu a přibližně desetinovou hmotnost (1,448×108 km2 a 6,4185×1023 kg).
Střední hustota planety je 3933 kg·m−3.
Velikost Marsu, který zůstal znatelně menší než Země, přestože se vyvíjel v oblasti, kde bylo více místa, a mohl proto nasbírat více materiálu, se řadí k
hlavním – a dosud neuspokojivě vysvětleným – paradoxům ve vývoji sluneční soustavy. Podle jedné z teorií to možná souvisí s dávnou migrací Jupiteru sluneční
soustavou, při níž tato obří planeta mohla zónu terestrických planet nakrátko navštívit a část materiálu odsud vymést. Sluneční den je na Marsu podobně
dlouhý jako na Zemi (24 hodin, 39 minut a 35,244 sekund) a nazývá se Sol.Přesné geologické složení planety neznáme, ale na základě astronomických pozorování
a průzkumu několika desítek meteoritů z Marsu nalezených na Zemi se soudí, že jeho povrch tvoří převážně horniny ze skupiny čedičů. Oproti pozemským čedičům
jsou některé oblasti obohaceny o křemičitanovou složku podobnou až pozemským andezitům (na druhou stranu je možné, že jsou tvořeny i sopečným sklem). Při
pozorování je planeta načervenalá, protože celý povrch planety pokrývá oxid železitý. V okolí Marsu se v současnosti nevyskytuje globální magnetické pole,
avšak některé oblasti planety vykazují trvalou magnetizaci, což svědčí pro hypotézu, že historické magnetické pole bylo globálního charakteru. Na povrchu se
nevyskytuje voda v tekutém stavu, což může být jeden z důvodů, proč na Marsu není pozorována desková tektonika. V minulosti (zejména na počátku vývoje
planety) však mohla být část kůry mobilní, a pozorované paleomagnetické anomálie by mohly proto souviset s tvorbou nové kůry, podobně jako je tomu u
zemských středooceánských hřbetů. Vzhledem k faktu, že na Marsu nebyly prováděny podrobné geologické průzkumy, jsou současné poznatky o planetě a její
vnitřní stavbě velmi kusé; vycházejí převážně ze srovnání se Zemí a teoretických modelů založených na nepřímých měřeních pořízených automatickými sondami.
Pod kůrou Marsu se zřejmě nachází plášť primárně tvořený olivínem a spinelem. Odhaduje se, že planeta má žhavé, zčásti tekuté jádro o průměru přibližně
1480 km (jiný zdroj uvádí 1300 až 1700 km) složené převážně ze železa s 15 – 17 váhových procent příměsí síry, což je až dvakrát více než síry v jádru
Země. Nicméně mezi vědci nepanuje obecná shoda, jestli je jádro částečně tekuté, či pevné, a obě hypotézy jsou stále zvažovány. Jádro je obklopeno pláštěm,
jehož aktivita spojená s tepelným vývojem dala vzniknout většině tektonických a vulkanických útvarů na planetě.
V současnosti je tato aktivita minimální,
avšak v hlubších částech pláště může plášťová konvekce stále probíhat. Nejsvrchnější část pláště tvoří kůra, jejíž průměrná mocnost dosahuje 38 km až
62 km.
Mars má velmi řídkou atmosféru, která nedokáže zachovávat tepelnou výměnu mezi povrchem a okolním prostorem, což vede k velkým teplotním rozdílům ve dne a v noci. Tlak na povrchu se pohybuje mezi 600 až 1000 Pa, což je přibližně 100 až 150krát méně než na povrchu Země či jako přibližně ve 30 km nad jejím povrchem. Podobně jako na Zemi ale dochází ke změnám v atmosféře v závislosti na sezónních výkyvech, jak se planeta ke Slunci přibližuje a zase se od něj vzdaluje. V zimě přibližně 25 % atmosférického oxidu uhličitého zmrzne na pólech, zatímco v létě opět sublimuje a vrací se do atmosféry.
Atmosféra převážně z oxidu uhličitého (95,32 %) dále obsahuje dusík (2,7 %), argon (1,6 %), kyslík (0,13 %), oxid uhelnatý (0,07 %) a vodní páru (0,03 %), která vzniká sublimací z polárních čepiček. Mezi ostatní plyny vyskytující se v atmosféře se pak ještě řadí neon, krypton, xenon, ozón a metan (který je možným indikátorem života na Marsu, jelikož rychle podléhá rozpadu, nicméně studie z roku 2012 naznačuje, že vzniká jako výsledek interakce UV záření se sloučeninami uhlíků obsažených v mikrometeoritech a kosmickém prachu).
Průměrná teplota u povrchu planety je okolo 210 K (−63 °C). Pro Mars jsou charakteristické velké rozdíly mezi dnem a nocí. Na rovníku se teploty běžně pohybují od −90 do −10 °C a nad nulu se dostanou jen výjimečně. Naproti tomu teplota povrchové vrstvy půdy může někdy dosáhnout až +30 °C. I přes tyto občasně příznivé teploty nemůže na většině povrchu existovat kapalná voda; okamžitě by se vlivem nízkého tlaku začala vypařovat. Ve výšce okolo 40 až 50 km nad povrchem se nachází vrstva s konstantní teplotou. Dále ve výšce přibližně 130 km začíná ionosféra a vodíková koróna planety sahá až do výšky 20 000 km.
Podrobné znalosti o složení atmosféry, jejích změnách a o dlouhodobějším klimatu byly získány díky několika sondám, které na povrchu přistály (např. Viking 1 a 2, Spirit, Opportunity atd.) anebo atmosféru zkoumaly z orbity. Měřením se zjistilo, že i na Marsu se projevuje skleníkový efekt, který planetu otepluje přibližně o 5 °C a zadržuje okolo 30 % tepelné energie. Výškově se atmosféra dělí na nižší (do 45 km), střední (do 110 km) a vyšší (nad 110 km).