Vuorovesivoima Toisen taivaankappaleen painovoima vaikuttaa kappaleen eri kohtiin eri tavoin. Ero havaitaan vuorovesivoimana, joka aiheuttaa esimerkiksi Maan merien vuorovesipullistumat. Tähän EI tarvita Maan pyörimistä. Vuorovesivoima vaikuttaa, vaikka kappaleet putoaisivat suoraan toisiaan kohti. Vuorovesivoima on oleellisesti painovoiman gradientti, joten se riippuvuus etäisyydestä on 1/r 3.
Kuun aiheuttamat vuorovesipullistumat kiertyvät kitkan vuoksi Kuun edelle. Kitka jarruttaa Maan pyörimistä, minkä vuoksi vuorokauden pituus kasvaa noin 2 millisekuntia vuodessa. Jotta atomikelloilla mitattava UTC-aika pysyisi synkronissa Maan pyörimisen kanssa, aikaan joudutaan lisäämään karkaussekunteja. Pullistumat vaikuttavat Kuuhun voimalla, jolla on pieni Kuun radan suuntainen komponentti. Sen seurauksena Maan pyörimismäärää siirtyy Kuun rataliikkeeseen ja Kuu etääntyy Maasta noin 3 cm vuodessa. (Kuvassa punainen on vuorovesipullistumien aiheuttama resultanttivoima ja keltainen radan suuntainen komponentti.)
Terminen vuorovesi Aurinko lämmittää ilmaa yhdellä pallonpuoliskolla, jolloin se laajenee ja kohoaa ylemmäs. Vaihtelun amplitudi riippuu ilman tiheydestä ja kasvaa siten eksponentiaalisesti korkeuden funktiona. Maapallolla havaittu 24 jakson lisäksi myös 12, 8 ja 6 tunnin jaksollisuutta.
Maankaltaiset planeetat Merkurius Maasta katsoen Merkurius voi etääntyä Auringosta vain noin 28 päähän. Siksi Merkurius näkyy vain vaalealla ilta- tai aamutaivaalla. Pyöriminen. Vielä 1960-luvun alussa oletettiin, että Merkurius kääntää aina saman puolen Aurinkoon päin. Radiohavainnot kuitenkin antoivat pimeän puolen lämpötilaksi runsaat 100 K vaikka sen olisi pitänyt olla lähellä absoluuttista nollapistettä. Tutkan avulla saatiin lopulta määritetyksi Merkuriuksen pyörimisnopeus 1960-luvun puolivälissä. Merkuriuksen kiertoaika Auringon ympäri on 88 vuorokautta ja pyörähdysaika on lukkiutunut niin, että se on tasan 2/3 kiertoajasta eli 58.6 vuorokautta. Niinpä joka toinen kerta esimerkiksi periheliin tullessaan planeetta kääntää saman puolen Aurinkoon päin. Koska Merkuriuksen pyörähdysaika on τ = 58.6 d ja kiertoaika P = 87.97 d, vuorokauden pituudeksi saadaan τ = 176 d eli kaksi Merkuriuksen vuotta. Tämä on pitempi kuin millään muulla aurinkokuntamme planeetalla.
Rataellipsin ulkopuolella on Merkuriuksen asento kuvattuna ensimmäisen kierroksen aikana, ellipsin sisäpuolella toisella kierroksella. Kahden kierroksen jälkeen planeetta on pyörähtänyt kolmesti akselinsa ympäri ja on samassa asennossa kuin alkutilanteessa. 1 2 3
Rata. Merkuriuksen radan isoakselin puolikas on 0.387 AU ja eksentrisyys 0.206. Niinpä lähimmillään Aurinkoa Merkurius on vain 0.31 AU:n päässä ja kauimmillaan 0.47 AU:n etäisyydellä. Radan suuri eksentrisyys vaikuttaa myös pinnan lämpötilaan: perihelissä suoraan Auringon alla olevan kohdan lämpötila on lähes 700 K kun taas aphelissa vastaavassa paikassa on sata astetta viileämpää. Radan periheli kiertyy 5600 kaarisekuntia vuosisadassa kevättasauspisteeseen nähden. Kun tästä vähennetään Maan prekessiosta johtuva tasauspisteiden kiertymä 5025 ja Newtonin mekaniikan mukaiset muiden planeettojen aiheuttamat häiriöt 532, jäljelle jää vielä pieni ylimääräinen kiertymä, joka on 43 vuosisadassa. Yleinen suhteellisuusteoria selittää ylimääräisen kiertymän.
Ensimmäinen Merkuriusta tutkinut luotain oli Yhdysvaltain Mariner 10, joka lensi kolme kertaa planeetan ohi, maalis- ja syyskuussa 1974 ja maaliskuussa 1975. Mariner 10:n kiertoaika oli täsmälleen kaksi kertaa Merkuriuksen kiertoaika. Niinpä kahden peräkkäisen kohtaamisen välillä Merkurius oli ehtinyt pyörähtää akselinsa ympäri kolme kertaa, joten jokaisen ohilennon aikana sama puoli planeetasta oli valaistuna. a) b)
Vasta vuonna 2004 lähetetty Messenger sai kuvia myös toisesta puoliskosta. Vaaleat säteet lähtevät kraatterista, joka on ilmeisesti syntynyt suhteellisen äskettäin.
Pinta. Merkurius on kauttaaltaan kraatterien peittämä. Kraatterit ovat enimmäkseen 3 4 miljardia vuotta vanhoja, joten Merkuriuksessa ei ole tänä aikana tapahtunut pinnan sulamista, mannerliikuntoja tai tulivuoritoimintaa. Merkuriuksessa on myös Kuun ympyrämäisten merien kaltaisia muodostumia, joissa kraatterien määrä on vähäisempi kuin ympäröivillä alueilla. Ne ovat syntyneet suurempien asteroidien tai meteoroidien iskuista, joiden osumakuoppiin on planeetan sisältä tihkunut laavaa. Suuria Kuun merien kaltaisia alueita Merkuriuksessa ei kuitenkaan ole.
Rakenne. Rakenne lienee samantapainen kuin Maalla, mutta ytimen koko on huomattavasti suurempi, jopa 75 % planeetan säteestä. Vaipan paksuus on vain 500 700 km ja kuoren 100 300 km. Aurinko synnyttää Merkuriukseen voimakkaan vuorovesi-ilmiön, jonka pääjaksot ovat 44 ja 88 vuorokautta. On laskettu, että pinnan pystysuora liike ekvaattorin lähellä olisi parin metrin luokkaa (Maassa noin 30 cm). Merkuriuksella on heikko magneettikenttä, jonka voimakkuus on noin 1 % Maan magneettikentn voimakkuudesta. Magneettikentän syntyä ei tunneta, mutta on oletettu että osan planeetan ytimestä täytyy edelleen olla sula.
Venus Venus voi tulla alle 42 miljoonan kilometrin päähän Maasta, lähemmäksi kuin miikään muu planeetta. Venus näkyy vain aamu- tai iltataivaalla, mutta se voi etääntyä noin 47 päähän Auringosta. Näkyvissä ollessaan Venus on taivaan kirkkain kohde Auringon ja Kuun jälkeen. Kirkkaimmillaan Venus on noin 35 vuorokautta alakonjunktion molemmin puolin; tuolloin pinnasta nähdään valaistuna alle 1/3. Venuksen voi nähdä myös päivällä, jos osaa katsoa juuri oikeaan suuntaan. Lähinnä Maata Venus näkyy yli kaariminuutin suuruisessa kulmassa, joten sirpin muodon voi periaatteessa nähdä jopa prismakiikarilla.
Ensimmäinen Venuksen ohi lentänyt luotain oli Yhdysvaltain Mariner 2 (1962). Viisi vuotta myöhemmin Neuvostoliiton Venera 4 -luotain lähetti ensimmäiset tiedot pilvien alapuolelta ja vuonna 1975 Venera 9 ja 10 lähettivät ensimmäiset kuvat Venuksen pinnalta. Vuonna 1980 valmistui Yhdysvaltain Pioneer Venus 1 -luotaimen puolentoista vuoden kartoitustyön tuloksena koko planeetan kattava tutkakartta. Vuosina 1983 84 Venera 15 ja 16 kartoittivat planeetan pohjoista pallonpuoliskoa ja 90-luvun alussa Yhdysvaltain Magellanin tutkakartan avulla päästiin parhaimmillaan jo 100 metrin erotuskykyyn ja 30 metrin tarkkuuteen korkeudessa.
Pyöriminen. Pilvipeitteen vuoksi itse planeetan pyörimistä ei voi nähdä. Vuonna 1962 tutkahavaintojen avulla planeetan pyörähdysajaksi mitattiin 243 vuorokautta retrogradiseen suuntaan. Syytä erikoiseen pyörimiseen ei tunneta. Mahdollinen aiheuttaja on suuren kappaleen törmäys. Lämpötila. Radiosäteilyn avulla on saatu selville pinnan lämpötila, sillä radioaallot tulevat planeetan pinnalta saakka. Venuksen pinnan lämpötila on noin 750 K ja ilmanpaine 90 kertaa niin suuri kuin Maan pinnalla.
Pinta. Venuksen pintaa hallitsevat tasangot ja laavan peittämät alavat alueet, joita on yhteensä 90 % planeetan pinta-alasta. Suurin yhtenäinen ylänköalue on Venuksen ekvaattorin lähellä oleva Aphrodite Terra, joka on likimain Etelä-Amerikan kokoinen. Toinen suurehko ylänkö on noin 70 pohjoista leveyttä oleva Ishtar Terra, jossa on myös Venuksen korkein vuori, 12 km keskikorkeuden yläpuolelle nouseva Maxwell Montes.
Venuksessa on yli 1500 suurempaa tulivuorta tai vulkaanista muodostelmaa, enemmän kuin muilla aurinkokunnan kappaleilla. Pieniä vulkaanisia muodostelmia saattaa olla miljoonittain. Aktiivisia tulivuoria ei tunneta, mutta atmosfäärin rikkidioksidipitoisuuden suuret vaihtelut voivat merkitä, että osa tulivuorista on edelleen aktiivisia. Korkean lämpötilan ja poikkeavan koostumuksensa takia Venuksen laavavirrat ovat Maan laavaan verrattuna hyvin juoksevia; ne voivat muodostaa pitkiä joenuoman kaltaisia kanaaleita tai peittää laajoja alueita alleen.
Koronat ovat jopa muutaman sadan kilometrin läpimittaisia pyöreitä sisäkkäisten rengasvuorten ympäröimiä muodostelmia. Ne lienevät esimerkkejä pienestä paikallisesta kuumasta kuplasta. Aluksi pinta on pullistunut ja laajentunut, mutta kun ylöspäin nouseva virtaus päättyy, pinta laskee jolloin kuplan reunalle syntyy rengasvuorten sarja.
Maapallon mannerlaattojen liikkeisiin verrattavia ilmiöitä ei Venuksessa ole. Koska sisältä virtaava lämpö ei pääse vapautumaan kuten maapallolla, kuori kuumenee, kunnes se kriittisen lämpötilan saavutettuaan romahtaa ja uusiutuu lähes koko planeetan laajuudelta sadassa miljoonassa vuodessa. Edellisen kerran tämä on tapahtunut noin 500 miljoonaa vuotta sitten. Venuksen sisäisen rakenteen oletetaan olevan samantapainen kuin Maalla. Planeetat ovat kooltaan ja massaltaan lähes identtisiä ja lisäksi ne ovat syntyneet lähes samalla alueella, joten niiden koostumuksetkin lienevät samat.
Ilmakehä Venuksen pintaa peittää paksu pilvikerros. Maapallolta nähtynä Venus on piirteetön, haalean keltainen kiekko. Päivänpuolelle pilvien läpi tulee pinnalle valoa noin 1 % planeetalle lankeavasta valosta. Valo on pilvien ja hiilidioksidin läpi kuljettuaan punaista. Näkyvyys pinnalla on jopa useita kilometrejä ja tiheimmissäkin pilvikerroksissa satoja metrejä. Pilvet ovat siis suhteellisen harvaa ainetta. Pilvet koostuvat pääasiassa rikkihapon ja veden seoksesta. Tihein pilvikerros on noin 50 kilometrin korkeudella pinnasta ja sen paksuus on vain noin 2 3 km. Sen yläpuolella on pari utumaista kerrosta, jotka muodostavat maapallolta näkyvän pinnan. Ylimpien kerrosten liikkeitä hallitsee Auringon lämpö, joka saa ilmakehän yläkerrokset virtaamaan nopeasti. Niiden kiertoaika planeetan ympäri on vain noin 4 Maan vuorokautta. Pilvien virtauskuviot tulevat näkyviin ultraviolettivalokuvissa. Venuksen atmosfääri on syynä myös planeetan korkeaan lämpötilaan, vaikka pilvistä heijastuu suoraan takaisin yli 75 % planeetalle lankeavasta säteilystä ja noin 20 % absorboituu pilvikerroksiin. Hiilidioksidi ja pilvikerrokset estävät tehokkaasti lämpösäteilyn poistumisen, joten pinnan lämpötila saavuttaa tasapainon vasta 750 kelvinin lämpötilassa. Maasta poiketen Venuksessa ei ole juuri lainkaan vettä. Esimerkiksi atmosfäärissä on vettä miljoonasosa Maan ilmakehään verrattuna. Eräänä mahdollisuutena on, että vesihöyry on atmosfäärin yläosassa hajonnut ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta vedyksi ja hapeksi. Sittemmin vety on karannut avaruuteen.
Maa ja Kuu Kolmas planeetta Auringosta lukien on Maa. Maa ja Kuu muodostavat erikoisen parin, lähes kaksoisplaneetan, sillä Kuu on emoplaneettaansa verrattuna suhteellisesti suurempi kuin yksikään toinen aurinkokuntamme kuista kääpiöplaneetta Pluton kuuta Charonia lukuunottamatta. Lisäksi Maa on ainoa kappale, jolla tiedetään olevan jonkinlaista elämää. Maan rakennetta on käsitelty jo aikaisemmin. Hieman lisää tulee eksoplaneettojen elämän yhteydessä.
Kuu Jo paljain silmin Kuun pinnalla näkyy tummempia ja vaaleampia alueita. Edellisiä kutsutaan historiallisista syistä meriksi, jälkimmäisiä mantereiksi. Näillä ei kuitenkaan ole mitään yhteistä maapallon vastaavien muodostelmien kanssa, sillä Kuussa ei ole vettä. Tummien alueiden nimistö on luonnonilmiöiden ja mielentilojen mukaan nimettyjä vesistöjä. Vuoristot on nimetty Maan vuoristojen mukaan. Kiikarillakin näkyy lukuisia kraattereita. Kraattereille on annettu tunnettujen henkilöiden nimiä. Kraatterit ovat syntyneet meteoriittien törmätessä Kuun pintaan. Ilmakehän ja pinnan aktiivisuuden puuttuessa kraatterit ovat säilyneet vuosimiljardien ajan. Ainoatakaan tulivuoren kraatteria ei Kuusta ole tavattu.
Grimaldi Aristarchus Copernicus Kepler SINUS RORIS SINUS IRIDUM Timocharis Eratosthenes Plato MARE IMBRIUM Archimedes Autolycus Herschel MARE FRIGORIS Vallis Alpina M. ALPES M. APENNINES Aristillus MARE SINUS VAPORUM AESTUUM SINUS MEDII M. CAUCASUS Aristoteles Hercules Eudoxus MARE SERENITATIS Manilius Hipparchus Agrippa LACUS SOMNIORUM Plinius Atlas Posidonius MARE TRANQUILLITATIS MARE CRISIUM MARE FECUNDI- DATIS Langrenus OCEANUS PROCELLARUM Bullialdus MARE HUMORUM Ptolemaeus Alphonsus Alpetragius MARE NUBIUM Rupes recta Regiomontanus Lexell Tycho Arzachel Purbach Theophilus Albategnius Cyrillus Werner Piccolomini Aliacensis Walter M. ALTAI Maurolycus MARE NECTARIS Fracastorius Petavius Longomontanus Maginus Clavius
Kuun maahan päin oleva puoli on eri näköinen kuin toinen puolisko. Maahan näkyvällä puolella olevat suuret merialueet puuttuvat lähes tyystin toiselta puolelta. Ensimmäiset kuvat Kuun takapuolelta lähetti NL:n Luna3 lokakuussa 1959.
Kuuta kiertävien satelliittien ratoja tutkimalla on havaittu merien kohdalla ylimääräisiä massakeskittymiä, maskoneita. Ne ovat basalttilaattoja, jotka ovat syntyneet kun suureen törmäyskraatteriin on Kuun sisältä tihkunut laavaa, joka sitten on jähmettynyt. Kuun synnyn jälkeiset puoli miljardia vuotta Kuu oli voimakkaan meteoriittipommituksen kohteena. Noin neljä miljardia vuotta sitten syntyivät suurten meteoriittien iskuista meret, jotka sittemmin seuraavan miljardin vuoden kuluessa täyttyivät laavalla. Viimeiset kolme miljardia vuotta on Kuun pinta ollut rauhallinen ja lähes muuttumaton. Myös meteoriittipommitus on ollut huomattavasti vähäisempää kuin ensimmäisten miljardien vuosien aikana.
Clementine-luotaimen vuonna 1994 ottamista kuvista koottu mosaiikkikuva Kuusta. Kuun Maahan pa in na kyva puoli on kuvan keskella, jossa na kyva t myo s suuret tummat merialueet. Kuun toisella puolella meria ei ole. (US Naval Observatory)
Rakenne. Kuun pienemmästä koosta johtuen sen sisäinen rakenne on erilainen kuin Maan. Seismometriset havainnot osoittavat, että kuunjäristykset tapahtuvat 800 1000 kilometrin syvyydellä. Järistykset syntyvät kiinteän vaipan eli ja osittain sulana olevan ytimen rajalla. Poikittaiset järistysaallot eivät etene ytimen läpi, joten kerros on ainakin osittain sula. Järistysten laukaisijana saattavat olla vuorovesivoimat, sillä useimmiten ne tapahtuvat Kuun ollessa radallaan joko perigeumissa tai apogeumissa. Kuun painopiste ei ole sen geometrisessä keskipisteessä, vaan poikkeaa siitä 2.5 km. Syynä ovat merten kohdalla olevat 20 30 km paksut, muuta kuorta painavammat basalttilaatat ja kuoren vaihteleva paksuus: Maahan päin olevassa puoliskossa kuoren paksuus on 60 km, takapuolella se on yli 100 km. Kuun keskitiheys on 3400 kg/m 3, mikä vastaa Maan basalttisten laavojen tiheyttä. kuori vaippa (litosfääri) astenosfääri Maa mare-alue
Meret ovat pääasiassa basalttia, vuoristoiset alueet anortosiittia, joka syntyy kun laava jäähtyy hitaammin kuin basaltin muodostuessa. Meri- ja vuoristoalueet ovat siten muodostuneet erilaisissa olosuhteissa. Yleisesti pinta-aineessa on hieman runsaammin korkeassa lämpötilassa tiivistyviä aineita kuin Maassa. Kuun pinnassa on kaikkialla muutaman kymmenen metrin syvyinen regoliittikerros ja sen alla rikkinäisen kiven kerros. Missään kohtaa Kuun pintaa ei ole löydetty alkuperäistä kuorta, vaan kaikkialla on kymmeniä tai satoja metrejä paksu kerros meteoriittien törmäysjätteiden sekoittamaa ainetta. Myös törmäysten yhteenpuristamaa pirstaleista kiveä, brecciaa löytyy kaikkialta Kuusta.
Kuulla ei ole magneettikenttää. Joissakin kivissä on havaittu jäännösmagnetismia, joka saattaa olla peräisin Kuun alkuaikojen magneettikentästä. Kuu on maapallon jälkeen parhaiten tunnettu taivaankappale. Ihminen kävi Kuussa ensimmäisen kerran vuonna 1969 Apollo 11 -lennolla, ja 1969 1972, yhteensä 12 astronauttia kävi Kuussa. Kuusta on tuotu näytteitä kaikkiaan 384 kg. Eniten näytteitä on tuotu kuudella miehitetyllä Apollo-lennolla. Myös Neuvostoliiton kolme miehittämätöntä Luna-luotainta on tuonut näytteitä Maahan, viimeisin Luna 24 vuonna 1976. Pinnalle on asetettu seismometrejä rekisteröimään luonnollisia ja keinotekoisia kuunjäristyksiä ja laserheijastimia, joiden avulla Kuun ja Maan etäisyys voidaan mitata senttimetrien tarkkuudella.
Kuun synty. Kuun pinta-aineen kemiallisesta koostumuksesta voidaan päätellä, että Kuu lienee syntynyt samalla alueella kuin Maakin, mutta koostumus on hieman erilainen kuin Maan kivissä. Vettä ei Kuun kivissä ole, vaikka Maassa se on tavallista (kidevesi). Uusimman teorian mukaan osittain differentioituneeseen alkumaapalloon on noin 4.5 miljardia vuotta sitten törmännyt Marsin kokoinen kappale, ja Kuu on muodostunut törmäyksessä avaruuteen sinkoutuneesta materiasta.
Mars Mars on uloin maankaltaisista planeetoista. Toisin kuin Venusta ja Merkuriusta, Marsia voi tarkastella helposti sen ollessa oppositiossa, lähinnä Maata. Planeetan pyörimisakseli on kallellaan ratatasoa vastaan noin 25, siis likimain samalla tavalla kuin maapallolla. Siksi Marsissa on vuodenajat kuten Maassakin. Vuorokausi on vain runsaat puoli tuntia pitempi kuin Maalla. Mars näkyy kaukoputkella pienenä punertavana levynä, jossa on tummempia alueita sekä navoilla vaaleat napalakit.
Jo 1800-luvulla oletettiin, etta valkeat napalakit ovat ja a ta ja tummemmat alueet kasvillisuutta. Uskomus perustui siihen, etta kesa n koittaessa vaaleat alueet pieneniva t ja tummat alueet laajenivat. Marsissa na htiin myo s kanavia. Kuuluisimpia Marsin kanavien puolustajia olivat italialainen Giovanni Schiaparelli ja yhdysvaltalainen Percival Lowell. Lowell julkaisi useita teoksia Marsin ela ma sta 1900-luvun alussa, ja tuolloin kukoistivat myo s tieteiskirjallisuuden kertomukset marsilaisista.
Avaruusteleskoopin kuvissa näkyy jo paljon yksityiskohtia, mutta ei kanavia:
Viimeista a n ensimma iset Mariner 4 -luotaimen la hetta ma t kuvat vuonna 1965 murskasivat toiveet kehittyneista ela ma nmuodoista. Vuonna 1976 Viking 1 ja 2 -luotaimet laskeutuivat Marsin pinnalle. Kumpaankin luotaimeen kuului myo s kiertolainen, joka kartoitti planeettaa ja va litti myo s laskeutumisosan tiedot Maahan. Mars Global Surveyorin kuvista koottu mosaiikkikuva Marsista. Selvimmin na kyva t pohjoisen pallonpuoliskon suuret tulivuoret ja la hella ekvaattoria kuvan oikeassa puoliskossa oleva Valles Marineris. Se on yli 3000 km pitka ja paikoitellen 8 km syva repeytyma laakso. (MOLA Science Team/NASA)
Mars Exploration Opportunity -kulkijan ottamassa panoraamakuvassa näkyy Maan sedimenttikivien kaltaisia rakenteita, jotka voivat olla veden synnyttämiä. (NASA/JPL/Caltech)
Rakenne. Marsilla on noin 1500 km:n säteinen tiheä ydin, ainakin osittain sula silikaattivaippa ja ohut kuori. Mars Global Surveyorin havainnoista on päätelty, että kuoren paksuus on jopa 80 km eteläisellä pallonpuoliskolla ja runsaat 30 km pohjoisella. Koska Marsin keskitiheys on alhaisempi kuin muilla maankaltaisila planeetoilla, osa ytimen materiasta lienee muuta kuin raudan ja -nikkelin seosta. Marsilla on hyvin heikko magneettikenttä. Se on todennäköisesti vain jäänne aiemmasta kentästä joka sittemmin on kadonnut. Tästä voi päätellä, että ydin ei ole sula, eikä siellä näinollen voi muodostua magneettikentän synnyttäviä virtoja.
Kraattereita on varsinkin eteläisellä pallonpuoliskolla, jossa ilmeisesti näkyy planeetan alkuperäinen pinta. Iäksi on arvioitu noin kolme miljardia vuotta. Suurimmat kraatterit, Hellas ja Argyre ovat läpimitaltaan 2000 km. Pohjoisella pallonpuoliskolla on vain suhteellisen tuoreita kraattereita. Pohjoisella pallonpuoliskolla sensijaan on tulivuoria ja suuria laavatasankoja. Suurimmat tulivuoret Olympus Mons ja Arsia Mons kohoavat yli 20 kilometriä ympäröivää tasankoa korkeammalle. Juuresta ne ovat läpimitaltaan yli 600 km. Tulivuoret ovat kuitenkin sammuneita eikä Marsissa enää esiintyne vulkaanista toimintaa. Mitään merkkejä tektonisesta toiminnasta ei ole havaittu. Marsin louhikkoisen pinnan punainen väri tulee pintahiekan sisältämästä runsaasta rautaoksidista (Fe 2 O 3 ). Tuulet nostavat punaista pölyä myös korkealle ilmakehään, joten Marsin taivas varsinkin lähellä taivaanrantaa näyttää punaiselta.
Vesi. Marsin pinnalla on pitkiä jokiuomia, joissa on joskus virrannut suuria määriä vettä, jäätä tai laavaa. Pisimmät joet ovat yli 1000 kilometrin mittaisia. Näillä ei kuitenkaan ole mitään tekemistä kuviteltujen Marsin kanavien kanssa, sillä uomat näkyvät ainoastaan satelliittikuvista; ne ovat aivan liian pieniä näkyäkseen Maahan saakka. Tällä hetkellä Marsin lämpötila on niin alhainen, ettei juoksevaa vettä voi esiintyä. Keskilämpötila on 53 C, ja päiväntasaajan lähellä lämpötila voi helteisenä kesäpäivänä nousta noin 0 C:een. Ilmanpaine, pinnalla 5 8 hpa, on myös niin alhainen, että vesi höyrystyisi suoraan ilmakehään. Marsin synnyn jälkeen vapaata vettä lienee esiintynyt suuriakin määriä. Lopulta kaikki vesi sitoutui joko napalakkeihin tai pinnanalaiseksi paksuksi routakerrokseksi. Olettamus vahvistui vuonna 2002 kun Mars Odyssey -luotain havaitsi jäätä Marsin eteläisen napalakin lähellä. Jää on sekoittunut regoliitin kanssa pinnanalaiseksi ikiroudaksi. Myöhemmin jäätä on löytynyt useasta paikasta eri puolilta planeettaa.
Napakalotit. Marsin napakalotit ovat osaksi vesijäätä, osaksi hiilidioksidijäätä. Pohjoinen napalakki ulottuu noin leveydelle 70, eikä sen koko merkittävästi muutu vuodenaikojen mukana. Pysyvien alueiden lämpötila on noin 73 C, mikä on liian korkea hiilidioksidijäälle; ne ovat siis tavallista vesijäätä. Eteläinen napalakki, joka laajimmillaan ulottuu aina eteläiselle leveydelle 60, katoaa eteläisen pallonpuoliskon kesän aikana lähes kokonaan. Suurin osa eteläisestä napalakista on CO 2 -jäätä. Kesän tullessa tämä haihtuu nopeasti ja härmistyy takaisin taas syksyllä.
Ilmakehä. Marsin atmosfääri koostuu 95-prosenttisesti hiilidioksidista. Typpeä on vain noin 2 % ja happea 0.1 0.4 %. Ilmakehässä on vesihöyryä erittäin vähän; vedeksi tiivistyneenä siitä ei tulisi pinnalle edes 0.1 mm:n paksuista kerrosta. Pölymyrskyt. Aika ajoin Marsissa nähdään laajoja pölymyrskyjä, jotka peittävät lähes koko planeetan pinnan alleen. Pölymyrskyt alkavat Marsin tullessa lähelle periheliään. Auringon lämmittäessä pintaa voimakkaasti, syntyy suuria lämpötilaeroja, joka puolestaan saa aikaan voimakkaita tuulia. Tuulet nostavat ilmaan ohutta pölyä, jonka ansiosta ilmakehä absorboi entistä tehokkaammin lämpöä. Lopputuloksena on lähes koko planeetan peittävä pölymyrsky, jossa tuulten nopeudet voivat olla yli 100 m/s.
Kaksi Mars Global Surveyor -luotaimen kuukauden välein ottamaa kuvaa Marsista. Vasemmanpuoleisessa kuvassa näkyvät Tharsiksen vulkaaninen alue, Valles Marineris ja eteläinen napakalotti. Oikeanpuoleisessa kuvassa heinäkuulta 2001 on sama alue, mutta lähes kaikki yksityiskohdat ovat peittyneet pölymyrskyn alle. (NASA/JPL/Malin Space Science Systems)
Kuut. Marsilla on kaksi kuuta, Phobos ja Deimos (Pelko ja Kauhu). Suurempi Phobos on kooltaan 27 km 21 km 19 km ja sen kiertoaika Marsin ympäri on ainoastaan 7 h 39 min: Marsin taivaalla kuu siis nousee lännestä ja laskee itään. Pienempi ja kaukaisempi Deimos on kooltaan 15 km 12 km 11 km. Deimoksen kiertoaika on runsaat 30 tuntia, siis vain vajaat kuusi tuntia Marsin pyörähdysaikaa pitempi. Kuun synodinen kiertoaika on lähes 5.5 vuorokautta, joten se näkyy aina yli 2.5 vuorokautta taivaanrannan yläpuolella. Kuut kääntävät aina saman puolen Marsiin päin. Phobos vasemmalla ja Deimos oikealla (NASA)
Elämä Viking-luotaimet suorittivat pinnalla kolme biologista koetta elämän merkkien etsimiseksi. Lisäksi etsittiin merkkejä orgaanisista yhdisteistä. Orgaanisia yhdisteitä ei löytynyt lainkaan, mutta biologiset kokeet antoivat tuloksia, joita ei täysin varmasti pystytty tulkitsemaan. Luotainten laskeutumispaikalta ei kuitenkaan löydetty merkkejä elämästä, vaan kokeiden tulokset olivat seurausta Marsin pintahiekan oudosta kemiasta. Vuonna 2008 Phoenix-luotaimen analyysi paljasti pintahiekasta mm. perkloraattia, mutta näistäkään analyyseistä ei löytynyt merkkejä orgaanisesta toiminnasta. Sen sijaan Maasta on löytynyt Marsista peräisin oleva meteoriitti, jonka piirteiden ajatellaan viittaavan Marsissa kehittyneeseen elämään. Maan jälkeen Mars on aurinkokuntamme todennäköisin paikka, missä elämää olisi voinut kehittyä. Siksi elämän merkkien etsiminen on tärkeä kysymys, johon luotainlennoilla yritetään saada vastausta.