Marte, desde tiempos remotos, ha sido objeto de gran interés para los astrónomos. A diferencia de Venus, Marte generalmente no tiene oscuras capas de nubes. Además, pasa relativamente cerca de la Tierra en su órbita. De esta manera es casi un material ideal para la observación telescópica. A través de los siglos los observadores han notado diversos fenómenos excepcionales en la superficie del planeta, incluyendo un desarrollo estacional, una disminución de las capas polares y una ola de oscuridad que parece alcanzar del polo al ecuador durante la primavera de cada hemisferio. La explicación de la mayoría de estas observaciones tuvo que esperar a las misiones exploratorias espaciales de los Estados Unidos y de la Unión Soviética.
Marte tiene cerca de la mitad del tamaño de la Tierra. Su atmósfera se compone principalmente de dióxido del carbono (CO2) y es muy delgada, ejerciendo aproximadamente 1/100 de la presión superficial que la atmósfera de la Tierra ejerce. La temperatura de la superficie del planeta varía ampliamente durante el curso de un día marciano, de aproximadamente 190°K apenas antes del alba a aproximadamente 240°K en la tarde. En el centro del planeta probablemente hay un pequeño núcleo de hierro o de sulfuro de hierro. Si Marte tiene un campo magnético, éste es tan débil que ningún instrumento ha podido descubrirlo.
Marte, como la Tierra, se inclina sobre su eje rotacional. Por consiguiente está sujeto a variaciones estacionales en el clima: primero un hemisferio y luego el otro recibe más luz del Sol durante la órbita del planeta alrededor del Sol. El agua líquida no puede existir en la superficie de Marte a causa de la baja temperatura y presión; el agua existe sólo como hielo depositado en los polos y quizás atrapada debajo de la superficie y como vapor en la atmósfera. De cualquier modo hay evidencia de que, en el pasado, las temperaturas pudieron haber sido más calurosas y la presión atmosférica más alta. Imágenes del orbitador Viking muestran rasgos de la superficie que parecen lechos de ríos secos y barrancas. Éstos pueden haber sido hechos por aguaceros y aguas llovedizas, pero pueden haber sido hechos también por agua subterránea que escapó a la superficie.
Aunque está ahora inactivo, Marte experimentó un período de actividad volcánica que llegó a su máxima expresión hace unos miles de millones de años. El planeta tiene el volcán más grande en el Sistema Solar, el Monte Olimpo. A una altura de 27 kilómetros, el volcán es tres veces más alto que el Monte Everest en la Tierra y cubre una área del tamaño del estado de Arizona. Está situado en la Meseta Tharsis, una ancha y elevada llanura moteada con grandes volcanes y fracturas. El sistema de fracturas más grande es Valles Marineris, un vasto valle de aproximadamente 4.000 kilómetros de largo y variando de 4 a 10 kilómetros de ancho. La Meseta Tharsis pudo haber sido formada por una elevación del material caliente del manto, pero ninguna actividad de las placas tectónicas acompañó este proceso: la superficie marciana consta de una única placa. Otras regiones en Marte incluyen llanuras lisas, áreas densamente llenas de cráteres, altiplanicies rocosas de lados escarpados y colinas formadas por diversas combinaciones de quebrantamiento, volcanismo, corrosión y deposición atmosférica.
En general, una vez cada año marciano al principio de la estación primaveral del hemisferio sur, Marte es sumergido por tormentas globales de polvo. Las diferencias de la temperatura local generan fuertes vientos que levantan el polvo de la superficie formando espesas nubes. Las nubes bloquean la luz del Sol, causando gradualmente que las temperaturas de la superficie desciendan y que los vientos disminuyan. Algo del polvo atmosférico es depositado en una nevada de polvo e hielo en el hemisferio invernal. La nieve forma una capa invernal de hielo de dióxido de carbono, agua helada y polvo. Durante la primavera la mayor parte de la capa se evapora, pero queda algo como un depósito permanente. Como resultado, un registro geológico de estas tormentas y sus variaciones a lo largo de la vida del planeta debe estar conservado en las capas permanentes de polvo e hielo de los polos marcianos.
El fenómeno conocido como la ola de oscuridad acompaña la declinación estacional de las capas polares. Cerca de la orilla o capa polar, un general oscurecimiento de las marcas de la superficie aparece a principios de la primavera mientras la capa empieza a retroceder. Entonces el oscurecimiento se aleja de la capa y alcanza el ecuador, disipándose finalmente en el hemisferio opuesto. Aunque estas olas han sido bien documentadas en observaciones desde la Tierra, los intentos de estudiarlas desde naves espaciales han fallado. No se ha detectado ningún cambio en la superficie que pueda asociarse con este fenómeno, y generalmente se conviene que la ola es algún género de efecto atmosférico.
Por siglos los astrónomos han considerado la posibilidad de que la vida puede existir en Marte. Cuando los telescopios llegaron a ser más poderosos, el debate se intensificó. En 1877 el astrónomo italiano Giovanni Schiaparelli describió un sistema de conductos interconectados en el planeta. El astrónomo americano Percival Lowell interpretó que la palabra canali de Schiaparelli significaba canales y especuló que eran estructuras que habían sido construídas por una avanzada pero agonizante civilización marciana. Sin embargo, la mayoría de los astrónomos no podían ver esos canales y muchos dudaron de su existencia. La controversia fue finalmente resuelta sólo cuando fueron enviadas imágenes de la sonda Mariner de los Estados Unidos en 1969. Las fotografías mostraron muchos cráteres pero nada parecido a conductos o canales.
Algunos científicos pensaron que era posible que algún tipo de organismo pudiera haber existido en Marte a causa de la presencia de agua y la posibilidad de que las temperaturas en el planeta eran más calurosas en el pasado. Las sondas Viking de los Estados Unidos, consistentes de dos naves espaciales orbitadoras y dos destinadas a aterrizar en el planeta, intentaron en parte buscar evidencia de formas antiguas o presentes de vida en Marte. Las dos naves destinadas a aterrizar en Marte tocaron la superficie del planeta en 1976 y ejecutaron numerosos experimentos, incluyendo un detallado análisis químico de la atmósfera marciana y su tierra. No se halló ningún rastro de cualquier material orgánico. La siguiente sonda de Estados Unidos, el Mars Observer (Observador de Marte), fue lanzada en septiembre de 1992 y se esperó que aterrizara en Marte en agosto de 1993. Se equipó para estudiar la composición de la superficie, la actividad volcánica y la atmósfera de Marte.
Marte tiene dos pequeños satélites, Fobos y Deimos, que pueden ser asteroides capturados. Ambos son tan pequeños que no tienen suficiente gravedad interior para delinearse en formas esféricas; en cambio, tienen formas más o menos iguales a papas. Fobos tiene aproximadamente 27 kilómetros de largo; Deimos tiene aproximadamente 15 kilómetros de largo. Ambos tienen períodos rotacionales iguales a sus períodos orbitales, por lo que siempre apuntan la misma cara hacia Marte. Deimos tiene cráteres lisos que casi son escondidos por una alfombra de piedras generada por repetidos impactos con otros cuerpos. Fobos también está cubierto con una alfombra de piedras, pero es mucho más escabroso y lleno de cráteres. El cráter más grande en Fobos, Stickney, tiene aproximadamente 10 kilómetros de diámetro.
Fobos está muy cerca de Marte y su órbita decae gradualmente, de manera que pasa más cerca del planeta con cada órbita. Los astrónomos estiman que Fobos puede caer a la superficie marciana algún día en los próximo 100 millones de años. Deimos está en una órbita más distante y se aleja gradualmente del planeta.
Ambos satélites son muy oscuros y están hechos probablemente de un material de condrita carbonosa. Ésta es una substancia primitiva que incluyen muchos de los primeros materiales precipitados fuera de la nebulosa solar durante la creación del Sistema Solar (ver Formación y Evolución de los Planetas). Se halla en muchos satélites, asteroides y meteoritos.
