Is een planeet, in afstand tot de Zon volgend op de Aarde, dus de vierde planeet van het zonnestelsel van de Zon af gerekend, en eerste van de buitenplaneten. Mars is te herkennen aan zijn roodachtige kleur. Hierdoor en door zijn grote helderheid gedurende bepaalde korte perioden, en bovendien door zijn snelle en grillige schijnbare beweging tussen de sterren heeft deze planeet reeds de aandacht van de allereerste astronomische waarnemers getrokken.

1. Baan
Het vlak van de elliptische baan die Mars om de zon beschrijft, heeft een helling van 1°51¢ ten opzichte van het vlak van de aardbaan. De excentriciteit van de Marsbaan bedraagt 0,093 en wordt in het zonnestelsel bij de planeten alleen door Mercurius en Pluto overtroffen. De halve grote as van de baan bedraagt 227, 94 miljoen km, dat zijn 1,5237 astronomische eenheden. De grootste afstand tot de Zon bedraagt 249,23 miljoen km, de kleinste 206,65 miljoen km. De afstand tot de Aarde hangt af van de positie van beide planeten in hun respectieve banen; hij is het grootst bij conjunctie en het kleinst bij oppositie, het allerkleinst wanneer Mars bij een oppositie in zijn perihelium staat. Tijdens een ongunstige oppositie is deze afstand ca. 100 miljoen km, maar bij een gunstige ruim 56 miljoen km. Dit is de kortste afstand waarop de Aarde en Mars elkaar kunnen naderen. Gunstige opposities doen zich om de ca. 16 jaar voor.

2. Omlooptijd
De omlooptijd van Mars in zijn baan om de Zon bedraagt 686.d.23.h.30 min.41.s (siderische omlooptijd). De synodische omlooptijd (van oppositie tot oppositie) duurt gemiddeld 779, 94 dagen. Mars doorloopt zijn baan met een gemiddelde snelheid van 24,13 km/s.
Om de ruim twee jaar (de synodische omlooptijd bedraagt twee jaar en vijftig dagen) bevindt Mars zich in oppositie met de Zon en beschrijft dan teruglopend (retrograad) een lus tussen de sterren. Hij is gedurende deze terugloop steeds helderder dan anders. Om de 32 of 47 en vooral eens in de 79 jaar is zijn helderheid gedurende het teruglopen bijzonder opvallend.

3. Schijnbare helderheid
De grote verschillen in helderheid die Mars in de loop van de tijd vertoont, zijn een gevolg van de grote verschillen in afstand tot de Aarde. De schijnbare helderheid ligt tussen +1,6 bij conjunctie en -2,7 bij de meest gunstige oppositie, een verschil van 4,3 grootteklassen. Dit is een verhouding 53 tussen de beide hoeveelheden licht. Bij een gunstige oppositie is Mars driemaal zo helder als Sirius en anderhalf maal zo helder als Jupiter en wordt hij aan de hemel, behalve door de Zon en de Maan, slechts door Venus in helderheid overtroffen.
3.1 Albedo
De albedo van Mars is laag. In het visuele gebied kaatst hij slechts 16% van het opvallende zonlicht terug. Slechts Mercurius heeft een nog lagere albedo.

4. Afmetingen
De straal van de equator heeft een afmeting van 3394 km, zodat de oppervlakte 29% van die van de Aarde is en het volume 15% van de inhoud van de aardbol. De planeet heeft de vorm van een in zeer geringe mate afgeplatte bol; de afplatting bedraagt 1/193.

5. Massa
Door de derde wet van Kepler toe te passen op de beweging van de twee manen van Mars, heeft men gevonden dat zijn massa 0,1074 aardmassa's bedraagt. De dichtheid bedraagt 3,94 g/cm3, dit is 0,72 van die van de Aarde. De versnelling van de zwaartekracht aan het oppervlak bedraagt 0,378× die aan het aardoppervlak.
De storingen van de planeet op de ruimtesondes Mariner-6 en -7 leidden tot een veel nauwkeuriger bepaling van de massa (0, 1074469 ± 0,0000035 × de aardmassa).

6. Aswenteling
Mars roteert in 24!h!37 min 22, 663 s ± 0,004 s om een as die een helling van 65°14¢ heeft ten opzichte van het baanvlak. De Marsdag duurt dus slechts een weinig langer dan de aardse dag, maar ook de overeenkomst wat betreft de afwisseling van de jaargetijden op Mars en op de Aarde is opvallend.
6.1 Seizoenen
Doordat de hoek tussen de equator en het baanvlak bij Mars (24°46¢) ongeveer gelijk is aan die bij de Aarde (23°57¢), is de zonshoogte voor overeenkomstige breedten op de beide planeten in eenzelfde jaargetijde bijna gelijk. De seizoenen op Mars duren echter, in verband met de omlooptijd van bijna twee jaar, ongeveer tweemaal zo lang als die op aarde. De stand van de rotatieas van Mars is zo, dat bij een gunstige oppositie het zuidelijk halfrond enigszins naar de Aarde toegekeerd is. Dit halfrond is daardoor beter bekend dan het noordelijke.

7. Oppervlak
In aardse kijkers vertoont het Marsoppervlak een roodachtige kleur en een aantal donkere vlekken van vrij constante vorm. Uit de verplaatsingen daarvan heeft men de rotatieduur kunnen afleiden. Daarnaast zijn er witte plekken aan de polen die men poolkappen noemt. De donkere vlekken vertonen kleurveranderingen, die verband houden met de jaargetijden op Mars. Opvallender zijn echter de veranderingen die de poolkappen vertonen. Ze nemen in de loop van het Marsjaar in afmeting toe of af. In de lente en in de zomer krimpt zo'n poolkap in (op het zuidelijk halfrond verdwijnt deze weleens geheel) en tijdens herfst en winter groeit de poolkap weer aan. De poolkappen vertonen een vrij scherpe grens. Uit foto's gemaakt door de Mariner-7 blijkt dat de laag waaruit ze bestaan, zeer dun is, de kraters (waarvan er op de polen opvallend veel zijn, vaak onregelmatig van vorm) zijn er doorheen te zien; sommige kraterbodems zijn zelfs vrij van deze witte laag. Onderzoekingen van de ruimteschepen Mariner-4, -6 en -7 in het infrarood gaven geen definitief uitsluitsel op de vraag of de poolkappen uit rijp of sneeuw (waterijs) of koolzuursneeuw (vast kooldioxide) zouden bestaan. Pas de metingen door de Viking -1 en -2 wezen uit dat ze inderdaad uit koolzuursneeuw bestaan dat zich als een dunne deken over een laagje waterijs (in de vorm van rijp) heen legt. De koolzuursneeuw verdampt weer in de zomer, maar het laagje rijp blijft liggen.
7.1 Kraters en vulkanen
In 1965 maakte de Mariner-4 de eerste opnamen van het Marsoppervlak, waarop duidelijk kraters te zien zijn, net als op de Maan. In de zomer van 1969 namen de Mariners-6 en -7 opnieuw een reeks foto's, waaronder gedetailleerde opnamen van de poolgebieden. Ook nu werden veel kraters opgenomen. In 1971 bereikte de Mariner-9 de planeet tijdens het smelten van de zuidpoolkap. Deze keer moest het ruimteschip de planeet niet passeren, maar werd het in een baan om Mars gebracht. Bijna 350 dagen werden Mars en zijn satellieten waargenomen. Behalve kraters bleek het planeetoppervlak ook grote formaties te tonen die een schildvulkaan bleken te zijn en die de aardse in afmeting overtroffen. Ze liggen voornamelijk in het Tharsisgebied, juist tegenover het veel oudere halfrond dat met kraters bedekt is en door de Mariners-4, -6 en -7 was gezien. Ook elders (bijv. in Elysium) zijn vulkanen gevonden. Van enige activiteit is echter niets meer te zien, blijkbaar zijn ze reeds lang uitgewerkt.
7.2 Sporen van water
Het Tharsisgebied is een centrum van grote radiële breuken. In het Copratesgebied werd een enorme canyon gefotografeerd (Valles Marineris), die 5000 km lang is en 150 tot 700 km breed. Deze bezit vele zijkloven en is in allerlei opzichten vergelijkbaar met het aardse Oost-Afrikaanse breuksysteem. Merkwaardige, honderden kilometers lange breuken geven door hun meanderende vorm de indruk dat stromend water op Mars in een geologisch verleden een grote rol heeft gespeeld. Mogelijk is er een permafrost geweest die door vulkanische activiteit gesmolten is. Het water is via geulen naar de laagste delen is gestroomd, waar een oceaan onstond die ongeveer eenderde van het oppervlak van Mars bedekt moet hebben. Nadat de vulkanische activiteit ophield, is de atmosfeer zijn water kwijtgeraakt. Het broeikaseffect werd daardoor minder, zodat de de planeet afkoelde. Het water zakte in de bodem, waar het nu nog in bevroren toestand aanwezig is.
7.3 Winderosie
Uit de vorm en structuur van de gefotografeerde duinenvelden blijkt dat de wind op Mars een sterk eroderende werking heeft. In 1976 bereikten twee Viking-ruimteschepen de planeet en lieten ieder een capsule neer op het oppervlak, terwijl de rest van de toestellen om de planeet bleef draaien om waarnemingen te doen. Ze leverden een nieuwe reeks prachtige foto's, terwijl de landingstoestellen voor de eerste keer het directe Marsoppervlak van nabij lieten zien, met zeer veel rotsblokken, zoals een aardse steenwoestijn. Daarnaast werden temperatuur- en windmetingen uitgevoerd. Opmerkelijk was de ontdekking dat het zuidelijk halfrond van Mars gemiddeld zo'n 3 km hoger ligt dan het noordelijk halfrond.
7.4 Onderzoek naar leven
Beide Vikinglanders hadden ook een ca. 30 cm grote kubus aan boord, waarin zich drie verschillende instrumenten bevonden voor onderzoek naar levende organismen op Mars. Met behulp van een schopje en een ca. 3 m lange beweegbare arm kon wat Marsgrond opgeschept worden om het vervolgens in een trechter boven op de Vikinglanders te laten vallen. De Marsgrond viel dan door een zeef op een soort weegschaal, die vervolgens precies afgewogen hoeveelheden grond in de testcellen van elk van de instrumenten plaatste. Aanvankelijk lieten de eerste twee experimenten een positief resultaat zien, dat kon worden uitgelegd als het gevolg van biologische activiteit. Het derde experiment verschafte aanwijzingen voor sterk oxiderende eigenschappen van de Marsbodem, maar een massaspectrometer toonde de afwezigheid van organisch materiaal in de bodem aan. Geen van de duizenden overgeseinde beelden van het Marsoppervlak vertoonde aanwijzingen voor het bestaan van macroscopische levensvormen. Bij verdere proeven bleek dat de resultaten van het eerste experiment eerder op een scheikundige dan op een biologische verklaring wezen, terwijl de resultaten van het tweede experiment nog steeds voor tweeërlei uitleg vatbaar zijn. De meest waarschijnlijke conclusie is dan ook, dat er geen leven op Mars is.

8. Kanalen
In 1877 ontdekte Giovanni Virginio Schiaparelli met een kijker een groot aantal smalle donkere lijnen op het oppervlak van Mars. Hij noemde ze canali (kanalen), in overeenstemming met de toen voor andere details in gebruik zijnde benamingen, daarbij dus in het geheel geen echte gegraven kanalen bedoelend. Ook door andere aardse waarnemers werden die lijnen gezien, soms echter zelfs dubbel. Bij het gebruik van grotere kijkers bleek echter dat het verschijnsel van de kanalen (naast de ervaring van de waarnemer) soms op gezichtsbedrog berust, dat ontstaat wanneer een kijker gebruikt wordt met een voor dit soort waarnemingen te kleine opening.

9. Marskaarten
De vlekken op Mars werden zeeën genoemd en kleinere details meren, baaien, kapen en eilanden. Christiaan Huygens was de eerste die zichtbare details op het Marsoppervlak waarnam en zijn tekening van 18 nov. 1659 kan als het begin van de Marscartografie worden beschouwd. Zijn tekeningen maakten het mogelijk de rotatietijd van Mars zeer nauwkeurig te bepalen. Pas veel later vervaardigden Beer en Mädler de eerste kaart van Mars. Net als op aarde kozen zij een referentiesysteem van meridianen en parallelcirkels. De nulmeridiaan kozen zij over een ronde vlek, die Antoniadi later Sinus Meridiani heeft genoemd. De lengte op de planeet wordt van 0° tot 360° geteld tegen de rotatierichting van de planeet in, dat is oostwaarts aan de hemelbol. De meridiaan die men op een bepaald ogenblik midden over de schijf ziet lopen en die naar de aardse waarnemer toe is gericht, wordt de centrale meridiaan genoemd. Omdat Mars in ruim 24 uur om zijn as draait, ziet men voortdurend andere lengtegraden op de centrale meridiaan. Na Schiaparelli vervaardigde Antoniadi uitstekende Marskaarten. Doordat hij de beschikking had over de grote 83 cm-kijker van Meudon kon hij zeer fijne details waarnemen. De kanalen bleken zich op te lossen in afzonderlijke kleinere details. Nog gedetailleerder tekeningen zijn later vervaardigd door Dollfus, Focas en De Vauvouleurs. Door samenvatten van visuele en fotografische details ontstonden de Marskaarten van Ross (1925) en van Lyot (1950). Zeer gedetailleerde kaarten werden vervaardigd door de U.S. Geological Survey van de poolgebieden en het equatoriale gebied op zeer grote schaal ten behoeve van het Vikingproject. Tijdens de bijeenkomst van de Internationale Astronomische Unie in Sydney in 1973 werd het oppervlak in dertig gebieden verdeeld, die van een passende naam voorzien werden. De U.S. Geological Survey gaf van al die gebieden topografische en albedokaarten uit in de schaal 1:5.000.000. Verder werden 189 kraters groter dan 100 km van een naam voorzien, terwijl kleinere kraters met letters worden aangegeven.

10. Atmosfeer
Het bestaan van een atmosfeer om de planeet was allang bekend uit het verschil in details dat foto's door kleurfilters van verschillende soorten vertonen. Het blijkt dat men in langere golflengten de meeste bijzonderheden ziet, in blauw licht daarentegen zijn er in het geheel geen details te zien. Blijkbaar wordt het blauwere licht door de atmosfeer van Mars geabsorbeerd, zodat het oppervlak dan aan de waarneming wordt onttrokken. Slechts aan de randen van de schijf van de planeet, daar waar de Zon juist opkomt of ondergaat, is op zo'n opname een lichtere band te zien. Men veronderstelt dat het zonlicht op die plaatsen gereflecteerd wordt door condensaties in de atmosfeer van Mars, die in de loop van de nacht ten gevolge van de sterke afkoeling ontstaan (blauwe wolken). Vermoedelijk heeft men hier te doen met condensaties van waterdamp die een soort zeer ijle cirrus vormen.
10.1 Stofwolken
Op foto's in geel licht zijn soms structuren te zien die de details van het oppervlak enigszins uitwissen en zich langzaam verplaatsen (gele wolken). Uit hun bewegingen heeft men windsnelheden van 4 tot 10 m/s afgeleid. De Viking-landingstoestellen bevestigden deze waarden. De richting van waaruit de wind bleek te waaien, bleek een regelmatig dagelijks verloop te vertonen. De gele wolken bestaan uit opgewaaid stof. Wanneer ze aan de rand van de Marsschijf komen, geven ze karakteristieke formaties te zien, waaruit hun hoogte kan worden bepaald. Deze kan tot 3 à 5 km reiken, terwijl de blauwe wolken tot 10 à 25 km hoogte voorkomen. Vooral na de tijdstippen waarop de planeet in zijn baan dicht tot de Zon nadert (door het perihelium gaat), treden soms sterke stofstormen op, die grote delen van het oppervlak onzichtbaar maken. Ze kunnen weken aanhouden.
10.2 Samenstelling
De atmosfeer van Mars bestaat voor 95% uit koolzuur. Daar de poolkappen behalve een laag koolzuurijs ook bevroren water bevatten, moet er ook waterdamp voorkomen. De massaspectrometer van de Vikingen vond op de landingsplaatsen 0,1 à 0,4% zuurstof en 2 à 3% stikstof, terwijl er 1 à 2% argon werd aangetroffen. Daarnaast zijn sporen van andere edelgassen gevonden.
10.3 Ionosfeer
Bij hun passage langs Mars werden de ruimteschepen door de planeet bedekt. Deze bedekkingen werden waargenomen door het verdwijnen van de radiosignalen. Bij dat verdwijnen en later weer verschijnen gingen de signalen dwars door de Marsatmosfeer heen; uit de daardoor veroorzaakte verzwakking kon men het aantal elektronen ter plaatse berekenen. Dit bewees de aanwezigheid van een ionosfeer om Mars heen. De elektronendichtheid is maximaal op 150 km boven het Marsoppervlak en is gelijk aan de hoogste waarde die men 's nachts in de aardatmosfeer vindt (2×106 per cm3). Tijdens de daling van de Viking-landingstoestellen werden uitgebreide metingen van de atmosfeer en de ionosfeer uitgevoerd. Het belangrijkste ion schijnt CO22+ te zijn, naast kleine hoeveelheden geïoniseerd stikstof en zuurstof. De temperatuur bedroeg er -90 °C. Uit de elektronendichtheid had men berekend dat de druk aan het oppervlak slechts 4 à 10 mbar kon bedragen, afhankelijk van de hoogte van het terrein. De Viking-toestellen bevestigden dit door directe metingen. Zo vond Viking-1 een gemiddelde druk van 7,65 mbar met een dagelijkse variatie van 0,1 mbar.
10.4 Temperatuur
In aardse kijkers waren reeds temperatuurmetingen mogelijk met zeer verfijnde apparatuur (thermokoppel). De Mariners hebben hier directe temperatuurmetingen aan toegevoegd. De gemiddelde temperatuur aan de equator is 20 °C. Het temperatuurverschil tussen dag en nacht is echter zeer groot. Vooral de Vikingen hebben door temperatuurmetingen ter plaatse de resultaten verfijnd. In de nacht kan de temperatuur tot beneden -80 °C dalen. Aan de polen wordt het kouder dan -100 °C. Op de Viking-2-landingsplaats vond men een laagste temperatuur van -123 °C, toen het toestel bedekt werd door een laagje koolzuurijs midden in de Marswinter.

11. Manen
Mars heeft twee manen, Phobos en Deimos, die in 1877 door Hall zijn ontdekt (Gr. phobos = vrees; deimos = schrik; naar de twee paarden voor de strijdwagen van Ares, de Griekse equivalent van Mars). Het zijn zeer kleine hemellichamen, beide onregelmatig gevormd, 1,4 keer zo lang als breed. Phobos is ongeveer 27 km lang, Deimos ongeveer de helft. Beide wentelen om Mars met de lange as naar het middelpunt van de planeet gericht. Phobos staat op 9380 km van Mars en heeft een omlooptijd van 7h39m. Deimos bevindt zich 23.460 km van het middelpunt van Mars en loopt in 30h19m een keer rond de planeet. Beide zijn met kraters overdekt. Op Phobos is een zeer grote krater, Stickney (10 km diameter), en een merkwaardig stelsel lange evenwijdige groeven, 100 à 200 m breed en 20 m diep. Deimos heeft een veel egaler uiterlijk en is waarschijnlijk bedekt met stof. Beide zijn met een donker regoliet bedekt, net als onze maan.