Mars – czwarta od Słońca planeta Układu Słonecznego. Krąży między orbitą Ziemi a pasem planetoid dzielącym go od orbity Jowisza. Planeta została nazwana od imienia rzymskiego boga wojny – Marsa, ze względu na barwę, która przy obserwacji z Ziemi wydaje się rdzawo-czerwona i kojarzyła się starożytnym Rzymianom z pożogą wojenną. Odcień ten bierze się od tlenków żelaza pokrywających powierzchnię. Mars jest planetą wewnętrzną z cienką atmosferą, o powierzchni usianej kraterami uderzeniowymi, podobnie jak powierzchnia Księżyca i wielu innych ciał Układu Słonecznego. Powierzchnia wykazuje formy podobne do ziemskich: wulkany, doliny, kaniony, pustynie i polarne czapy lodowe. Okres obrotu wokół własnej osi jest niewiele dłuższy niż ziemski i wynosi 24,6229 godziny (24 h 37 m 22 s). Na Marsie znajduje się najwyższe wzniesienie w Układzie Słonecznym – Olympus Mons i największy kanion – Valles Marineris. Gładki obszar równinny Vastitas Borealis na półkuli północnej, który obejmuje 40% powierzchni planety, może być pozostałością ogromnego uderzenia. W przeciwieństwie do Ziemi, Mars jest mało aktywny geologicznie i nie zachodzą na nim zjawiska tektoniczne. Do czasu pierwszego przelotu sondy Mariner 4 obok Marsa w 1965 roku spekulowano na temat obecności ciekłej wody na powierzchni planety. Podstawą spekulacji były obserwowane okresowe zmiany jasności obszarów powierzchni, w szczególności w pobliżu biegunów, które w obserwacjach teleskopowych wydawały się morzami i kontynentami. Długie ciemne linie na powierzchni, nazwane kanałami marsjańskimi, były interpretowane przez niektórych jako kanały nawadniające wybudowane przez istoty rozumne. Później uznano, że za tę interpretację odpowiada złudzenie optyczne, ale spośród planet Układu Słonecznego poza Ziemią to Mars pozostaje najlepszym kandydatem, jeśli chodzi o występowanie wody, a tym samym warunków do życia. Dane geologiczne zebrane przez bezzałogowe misje sugerują, że Mars miał kiedyś duże zasoby wody powierzchniowej, a małe wypływy wód podobne do gejzerów mogły występować w ciągu ostatniej dekady. W roku 2005 dane radarowe wykazały obecność dużych ilości lodu zarówno na biegunach, jak i na średnich szerokościach geograficznych. Lądownik Phoenix 31 lipca 2008 roku stwierdził bezpośrednio obecność wody w próbce regolitu pobranej w okolicach biegunowych. 28 września 2015 roku NASA ogłosiła, że znaleziono dowody na obecność ciekłej słonej wody na powierzchni. W miesiącach letnich woda w stanie ciekłym spływa ze zboczy kanionów i ścian kraterów w postaci strug i pozostawia ciemne plamy, które mogą mieć długość do kilkuset metrów. Zdaniem badaczy, istnienie wody na Marsie wskazuje na możliwość istnienia tam życia. Mars ma dwa księżyce, Fobosa i Deimosa, małe i o nieregularnych kształtach. Prawdopodobnie powstały z materii wyrzuconej z Marsa w wyniku wielkich uderzeń w początkach istnienia planety. Mars ma także planetoidy trojańskie, takie jak (5261) Eureka, krążące w pobliżu punktów równowagi grawitacyjnej na orbicie planety wokół Słońca. Wokół Marsa krąży osiem sztucznych satelitów, 2001 Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter, Mars Orbiter Mission, MAVEN, ExoMars Trace Gas Orbiter, Al Amal i Tianwen-1. Na powierzchni znajdują się aktywne łaziki Curiosity, Perseverance oraz kilka nieczynnych łazików i lądowników z zarówno udanych, jak i nieudanych misji (stan na kwiecień 2024). Marsa łatwo dostrzec z Ziemi nawet gołym okiem. W wielkiej opozycji względem Słońca jego jasność osiąga −2,91; jasnością przewyższają go wówczas tylko Jowisz, Wenus, Księżyc oraz Słońce. == Warunki fizyczne == Mars ma promień równy około połowy promienia Ziemi, około 15% objętości Ziemi, a przy tym 11% jej masy, co oznacza, że jego gęstość jest nieco mniejsza niż Ziemi. Jego powierzchnia jest tylko nieznacznie mniejsza niż całkowita powierzchnia ziemskich lądów. Chociaż Mars jest większy i masywniejszy niż Merkury, ma mniejszą gęstość. W efekcie na powierzchni obu planet występuje niemal identyczne natężenie pola grawitacyjnego. Rozmiary Marsa są pośrednie pomiędzy Ziemią a Księżycem. Rdzawoczerwony kolor powierzchni pochodzi od znajdującego się na powierzchni hematytu. === Geologia === Na podstawie obserwacji orbitalnych oraz badań meteorytów marsjańskich wydaje się, że powierzchnia Marsa jest złożona głównie z bazaltu. Niektóre dowody sugerują, że część powierzchni jest bogatsza w krzemionkę niż bazalt i mogą ją tworzyć skały podobne do ziemskich andezytów, jednak można to także wytłumaczyć obecnością amorficznej krzemionki. Znaczna część powierzchni Marsa jest pokryta pyłem tlenku żelaza. Na Marsie nie występuje globalne dipolowe pole magnetyczne podobne do ziemskiego. Planeta ma jednak słabe pole magnetyczne o lokalnym charakterze. Obserwacje wykonane przez sondę Mars Global Surveyor wykazały, że w skorupie planety znajdują się na przemian położone pasma o przeciwnej biegunowości magnetycznej o szerokości przeważnie około 160 km i długości około 1000 km. Podobne struktury (liniowe anomalie magnetyczne) występują na dnie ziemskich oceanów. Istnienie pasm sugeruje, że w przeszłości dochodziło do ruchów płyt tektonicznych przy obecności dipolowego pola magnetycznego. Obecnie we wnętrzu planety nie funkcjonuje mechanizm dynama magnetohydrodynamicznego, który jest odpowiedzialny za generację pola magnetycznego planet. Aktualne modele wnętrza planety zakładają istnienie jądra o promieniu 1480 km, składającego się głównie z żelaza i w około 14–17% z siarki, występującej głównie jako siarczek żelaza, jest ono częściowo płynne i ma dwukrotnie mniejszą gęstość niż materiał jądra Ziemi. Jądro otoczone jest krzemianowym płaszczem, którego aktywność przyczyniła się w przeszłości do powstania wielu obszarów tektonicznych i wulkanicznych na powierzchni. Zewnętrzną warstwę tworzy skorupa, jej średnia grubość to około 50 km, a maksymalnie 125 km. Skorupa ziemska ma średnio 40 km, a w stosunku do rozmiaru planety jest trzy razy cieńsza niż skorupa Marsa. W okresie powstawania Układu Słonecznego w dysku protoplanetarnym otaczającym Słońce w wyniku procesu akrecji ziaren skalnych i pyłu powstały planety, w tym Mars. Wiele cech jego składu chemicznego wynika z jego położenia w Układzie Słonecznym. Pierwiastki o stosunkowo niskiej temperaturze wrzenia, takie jak chlor, fosfor i siarka są powszechniejsze na Marsie niż na Ziemi; zostały one prawdopodobnie usunięte z obszarów bliższych Słońcu przez wiatr słoneczny. Prawdopodobnie w wyniku tego samego zjawiska pierwotna zawartość tlenu na Marsie była większa niż na Ziemi. Tlen reagował z żelazem, w wyniku czego powierzchnia planety zyskała swój kolor. Mars ma znacznie większą zawartość żelaza w skorupie i płaszczu niż Ziemia, w której większość żelaza skupiła się w jądrze. ==== Historia geologiczna ==== Po utworzeniu się planet, w historii Układu Słonecznego miał miejsce epizod Wielkiego Bombardowania. Około 60% powierzchni Marsa tworzą wyżyny noszące liczne ślady uderzeń z tego okresu. Znaczna część pozostałej powierzchni Marsa powstała prawdopodobnie przez ogromne wypływy lawy po uderzeniach. Największy taki nizinny obszar znajduje się na północnej półkuli, ma wymiary 10600 na 8500 km i jest około cztery razy większy niż Basen Biegun Południowy – Aitken na Księżycu, największy z potwierdzonych basenów uderzeniowych. Jedna z hipotez powstania tego obszaru sugeruje, że Mars został uderzony przez ciało wielkości Plutona około cztery miliardy lat temu. To wydarzenie, uważane za przyczynę dychotomii półkul Marsa, stworzyło basen uderzeniowy Borealis, wygładzony następnie przez wylewy lawy, który obejmuje 40% powierzchni planety. Historię geologiczną Marsa można podzielić na kilka sposobów. Najczęściej wykorzystywany jest podział stratygraficzny na trzy podstawowe systemy, zbudowany w oparciu o rozkład kraterów na powierzchni i ich późniejsze modyfikacje (erozję). Wyznaczenie absolutnego wieku skał z różnych systemów jest bardzo niepewne, dlatego granice czasowe okresów geologicznych Marsa są trudne do określenia i zmieniają się w miarę rozwoju wiedzy: Wyróżniany przez niektórych okres przednoachijski trwający od uformowania się planety do powstania basenu Hellas Planitia (4,5–4,1 mld lat temu). Trwało w tym czasie Wielkie Bombardowanie i powstał podział Marsa na niziny na półkuli północnej i wyżyny na południowej Okres noachijski – najstarszy okres w historii Marsa, z którego zachowały się skały odsłonięte na powierzchni. Obejmuje czas pomiędzy 4,1 a 3,7 miliarda lat temu, kiedy wciąż trwało Wielkie Bombardowanie, a klimat planety mógł być ciepły i wilgotny. Powstały wówczas liczne doliny rzeczne, a północne równiny Marsa przez dziesiątki, a może setki milionów lat mógł pokrywać ocean. Okres hesperyjski – średni okres w historii Marsa. Trwał od 3,7 do około 3 miliardów lat temu (lub dłużej). Charakteryzował się wciąż intensywnym wulkanizmem i występowaniem potężnych powodzi, które mogły ponownie napełnić basen północnego oceanu. W rejonach okołorównikowych istniały jeszcze niewielkie jeziora powstałe ze stopionego lodu. Okres amazoński – najmłodszy okres w historii Marsa, który rozpoczął się ok. 3 miliardy lat temu i trwa do dziś. Generalnie jest zimny i suchy, charakteryzuje się powstawaniem lodowców i osadów lodowcowych. Obserwacje wskazują na istnienie wypływów wody z lodowców na średnich szerokościach geograficznych w ciągu ostatnich kilkuset milionów lat. Niewielka aktywność geologiczna na Marsie miała miejsce także w niedawnej przeszłości geologicznej. Doliną Athabasca około 200 milionów lat temu płynęła lawa. W kanale Cerberus Fossae woda płynęła mniej niż 20 milionów lat temu, wskazano również niedawne intruzje wulkaniczne. 19 lutego 2008 roku zdjęcia z sondy Mars Reconnaissance Orbiter ukazały zejście lawiny ze zbocza skalnego o wysokości 700 m. === Regolit === Dane przesłane przez lądownik Phoenix wskazują, że marsjański regolit ma odczyn lekko zasadowy i zawiera pierwiastki takie jak magnez, sód, potas i chlor. Te składniki znajdują się