Ceturtā planēta no Saules ir seno romiešu kara dievam par godu nosauktais Marss. Nereti to dēvē arī par “Sarkano planētu”, jo, skatoties gan ar neapbruņotu aci, gan izmantojot teleskopu, Marsam raksturīga sarkanīga nokrāsa, ko rada uz virsmas plaši sastopamais dzelzs oksīds.

Marsa orbīta atrodas vidēji 230 miljonu kilometru attālumā no Saules. Viens gads uz planētas ilgst 687 Zemes dienas. Savukārt diennakts uz Marsa ir tikai nedaudz garāka kā uz Zemes – 24 stundas, 39 minūtes un 35 sekundes.

Tā kā Marsa rotācijas ass slīpums attiecībā pret ekliptikas plakni ir aptuveni 25 grādi, uz planētas ir novērojami gadalaiki ar izteiktām temperatūras svārstībām. Polārajos reģionos ziemā temperatūra sasniedz pat -145oC, savukārt ekvatora apkaimē vasarā var būt pat ļoti silts (35oC). Vidējā temperatūra uz Marsa virsmas ir -60oC.

Marss, līdzīgi kā Zeme, ir noslāņojies objekts. Tā kodols sastāv no dzelzs, niķeļa un sēra. Pirmsākumos Marsa kodols ir bijis šķidrs un tā slāņi rotējuši, radot globālu magnētisko lauku. Mūsdienās tiek uzskatīts, ka tas ir ciets un nekustīgs. Kodolu ieskauj sastingusi mantija, kurā vairs nav novērojama tektoniskā aktivitāte. Virs tās atrodas aptuveni 50 kilometrus bieza garoza.

Marsa magnētiskais lauks ir aptuveni 40 reizes vājāks nekā Zemes. Tas ir asimetrisks – ziemeļu puslodē magnētiskais lauks ir praktiski nemanāms, bet dienvidu puslodē – spēcīgāks. Joprojām nav skaidrs, kā izveidojusies šāda globāli neviendabīga magnetosfēra. Pētījumi liecina, ka globālais magnētiskais lauks pārstāja eksistēt, kad Marss bija aptuveni 500 miljonus gadus vecs.

Marsa atmosfēra pārsvarā sastāv no ogļskābās gāzes un ir daudz retinātāka nekā uz Zemes. Saules vējš mijiedarbojas ar Sarkanās planētas atmosfēras augšējiem slāņiem ziemeļu puslodē, kur tos praktiski neaizsargā magnētiskais lauks, un pastiprināti pūš prom gāzu molekulas.

Līdzīgi kā uz Zemes, Marsa dienas un nakts attiecības ir atkarīgas no gadalaika. Tuvojoties vasarai, dienas kļūst garākas un Saule ilgāk silda Marsa virsmu. Gan ūdens ledus, gan ogļskābās gāzes ledus sublimējas jeb uzreiz no cieta agregātstāvokļa pāriet gāzveida stāvoklī. Iespējams, ka ūdens ar augstu sāļu koncentrāciju uz Marsa var īslaicīgi pastāvēt arī šķidrā agregātstāvoklī. Pazeminoties temperatūrai, izkusušais ūdens un ogļskābā gāze izgulsnējas ledus, sarmas un sniega veidā.

Lai arī atmosfēras spiediens uz Marsa ir aptuveni 0,6% no atmosfēras spiediena uz Zemes jūras līmenī, tas ir pietiekams, lai nodrošinātu vēja esamību. Atšķirībā no zinātniskās fantastikas filmās atainotajām viesuļvētrām uz Marsa, kas spēj atraut no virsmas pat cilvēku, vējš uz Marsa pat vētras laikā ir nesalīdzināmi vājāks par to, ko varam pieredzēt uz Zemes. Tomēr tas var pacelt augšup putekļu graudiņus, kuri uz Marsa ir mazāki nekā uz Zemes, radot ne tikai nelielus virpuļviesuļus un lokālus putekļu mākoņus, bet pat visu planētu ieskaujošas putekļu vētras, kas ilgst mēnešiem.

Uz Marsa ir novērojami arī mākoņi, bet tie ir reti un, skatoties uz Marsu teleskopā, netraucē iepazīt tā virsmas objektus. Sarkanās planētas izpēte ar teleskopu palīdzību notiek jau gadsimtiem ilgi un turpinās arī mūsdienās. Uzlabojoties teleskopu kvalitātei un izšķirtspējai, zinātnieki spēja saskatīt arvien vairāk detaļu.

Viens no interesantākajiem pavērsieniem Marsa izpētē notika 1877.gadā, kad itāļu astronoms Džovanni Skjaparelli aplūkoja Sarkano planētu 22 cm teleskopā uz uzzīmēja pirmo detalizēto Marsa karti. Tajā bija redzamas taisnas līnijas, kuras Skjaparelli uzskatīja par dabīgām ūdenstecēm un nodēvēja tās slavenu Zemes upju vārdos. Tulkojot Skjaparelli darbus angļu valodā, itāļu vārds “canali” tika pārtulkots kā “kanāli”, kas ir mākslīgas izcelsmes ūdensteces. Tas rosināja domāt, ka uz Marsa ir saprātīgas dzīvības formas, kas šos kanālus ir izveidojušas.

Tomēr jau pirmās misijas, kurās kosmiskie aparāti lidoja garām Marsam, atklāja, ka mūsdienās Marss ir sausa, tuksnesim līdzīga planēta. Turpmākajā izpētē gan ar orbitālajiem aparātiem, gan ar laboratorijām, kas darbojās uz Marsa virsmas, ir atrasti pierādījumi, ka senatnē, pirms vairākiem miljardiem gadu, šīs planētas atmosfēra ir bijusi pietiekami blīva, lai tur valdošie klimatiskie apstākļi pieļautu šķidra ūdens esamību uz virsmas. Par to liecina gan uz virsmas atrastie veidojumi – upju gultnes, iežu noslāņojumi, gan ķīmiskie savienojumi, kuri veidojas ūdens klātbūtnē.

Uz Marsa, kura diametrs ir aptuveni 6800 km, ir atrodams Saules sistēmā augstākais vulkāns – Olimpa kalns, kas ir aptuveni 22 km augsts. Uz Sarkanās planētas meklējama arī viena no iespaidīgākajām kanjonu sistēmām Saules sistēmā – Valles Marineris, kas ir aptuveni 4000 km gara un vietām ir pat 7 km dziļa.

Tā kā Marsa atmosfēra ir visai retināta, virsmu daudz biežāk sasniedz asteroīdi, atstājot aiz sevis dažāda izmēra krāterus. Visticamāk arī Marsa tuvums asteroīdu joslai ir iemesls, kādēļ šī planēta piedzīvo sadursmes biežāk. Lielāks skaits krāteru ir atrodami dienvidu puslodē. Visurgājēji, kas pēta Marsa virsmu, ir atklājuši vairākus meteorītus.

Asteroīdu joslas tuvums varētu būt palīdzējis Marsam iegūt arī tā abus pavadoņus – Fobosu un Deimosu, kuru diametrs attiecīgi ir 22 un 12 km. Fobosa orbīta atrodas aptuveni 9 km, Deimosa – 24 km attālumā no Marsa. Foboss tuvojas planētai un tiek prognozēts, ka pēc aptuveni 30 līdz 50 miljoniem gadu Marsa gravitācija to saraus gabalos.