Marte é o sétimo maior planeta do sistema solar e o quarto a partir do Sol.

Duração do ano: 687 dias
Dia: 24 horas, 37 min e 22,66 s
Temperatura média: -56º C; (máx. 26º C; mín. -140º C)
Distância mínima da Terra: 56 milhões de km
Distância média da Terra: 149 milhões de km
Distância máxima da Terra: 400 milhões de km
Distância média do Sol: 227,94 milhões de km. Afélio: 205,5 milhões de Km. Periélio: 248,5 milhões de Km.
Diâmetro do planeta: 6.779,84 km (53% o da Terra)
Atmosfera: gás carbônico (95,32%), nitrogênio (2,7%), argônio (1,6%), oxigênio (0,13%), monóxido de carbono (0,07%), água (0,03%), Ne (2,5 ppm), Kr (0,3 ppm), Xe (0,08 ppm) e Ozônio (0,04 a 0,2 ppm).
Pressão atmosférica: de 6,6 a 10,8 mbar. Menos de 1% da Terra.
Gravidade: 38% a da Terra (um adulto de 100 kg lá pesará apenas 38 kg).

     A órbita de Marte é significativamente elíptica. Sendo assim, há períodos de 26 meses em que Marte se encontra mais próximo da Terra.

Marte é um planeta rochoso pequeno que orbita relativamente perto do Sol e passou pelos mesmos processos planetários que Mercúrio, Vênus e a Terra, incluindo: vulcanismo, eventos de impacto e efeitos atmosféricos. O solo das áreas polares sugerem que o clima do planeta mudou muito, talvez por motivos de uma mudança na órbita do planeta.

Apesar de Marte ser muito menor que a Terra, a sua área total da superfície é aproximadamente a mesma que a da Terra (Lembrar que cerca de 2/3 da Terra é água).

Quando as primeiras fotografias da sonda Viking chegaram a Terra, cientistas ficaram muito surpresos em achar o céu marciano rosa e não o do espaço preto. A poeira suspensa em Marte absorve 40% da luz solar, justificando o efeito.

A atmosfera marciana é muito tênue. A pressão máxima em Marte é cerca de 8 mb (raramente até 10 mb), o equivalente a altitude de 30.000 m acima do nível do mar na Terra. Durante o inverno, quase 30% da atmosfera condensa nos pólos. A pressão tende a subir quando o dióxido de carbono evapora e a diminuir quando ele congela. A pressão é maior no hemisfério sul durante a primavera e o verão (no norte outono e inverno) e menor durante o inverno no hemisfério sul. Apesar disso, é suficientemente densa para produzir ventos fortes e fortes tempestades de poeira, que em determinadas ocasiões encobrem todo o planeta por vários meses. Embora a pressão atmosférica seja pequena, Marte possui um clima bastante dinâmico. Muitas nuvens, de cristais de gás carbônico e água, são visíveis até mesmo com telescópios domésticos. A atividade meteorológica em Marte é intensa: nuvens aparecem nos vales profundos e nas altas montanhas, neblinas se formam em regiões onde o Sol nasce e morre, nevoeiros de vapor d'água escondem as calotas polares em formação e imensos véus de neblina cobrem enormes áreas da superfície.

Marte é permanentemente encoberto por calotas de gelo em ambos os pólos compostas em sua maior parte de dióxido de carbono sólido ("gelo seco"). Durante o verão norte, o dióxido de carbono sublima-se completamente, deixando uma camada residual de gelo de água. Não se sabe se uma camada semelhante de gelo de água existe abaixo da capa sul, uma vez que sua camada de dióxido de carbono nunca desaparece completamente. Pode existir gelo de água escondido sob a superfície, em altitudes mais baixas. Recentes observações através do telescópio Hubble, revelaram que as condições verificadas durante as missões Viking podem não ter sido típicas. A atmosfera de Marte agora parece ser mais fria e mais seca do que a atmosfera medida pelas sondas Viking.

A pressão atmosférica varia semestralmente em cada local de aterragem. O dióxido de carbono, o maior costituinte da atmosfera, congela de modo a formar uma imensa calota polar, alternadamente em cada polo. O dióxido de carbono também forma uma grande cobertura de neve e evapora-se novamente com a chegada da primavera em cada hemisfério. Quando a calote do polo sul é maior, a pressão diária média observada pela sonda Viking 1 tem o valor baixo de 6.8 milibars; em outras épocas do ano chega a atingir o valor de 9.0 milibars. As pressões do local da sonda Viking 2 variaram de 7.3 a 10.8milibars.

Os cientistas sabem ainda que a mais alta temperatura marciana, de cerca de 26ºC positivos, é registrada nas regiões equatoriais no início da tarde. Mas, por causa da baixa pressão atmosférica, que corresponde a menos de 1% da terrestre, logo após o pôr do Sol, ela despenca para -50ºC. E, à meia-noite, chega a gélidos 70ºC negativos. Devido a ausência do efeito moderador dos oceanos, a superfície é responsável pelo gradiente de temperatura. Os dados da lander Pathfinder revelaram que uma pessoa em pé em Marte pode ter uma variação de temperatura de até 15ºC entre os pés e o tórax. Segundo a sonda, a variação diária chegou a 70ºC e o pico na variação do gradiente de temperatura foi de 20ºC por minuto durante o amanhecer. Essa variação de temperatura provoca fortes ventos, responsáveis pelo transporte de poeira sobre a superfície.

Visto a distância, tanto por sondas espaciais quanto por telescópios terrestres, Marte apresenta um padrão de manchas claras e escuras. As escuras cobrem mais de um terço da superfície marciana e são formadas de rochas e areia grossa. Já as regiões claras são de terrenos de constituição arenosa fina ou até mesmo empoeirada. O solo é argiloso e composto de 54% de dióxido de silício. Ele também possui poucos elementos alcalinos, é rico em enxofre e óxido de ferro (18%), o que dá aparência avermelhada à superfície marciana. Os hemisférios norte e sul são geologicamente diferentes. O sul é mais escuro e abriga muitas crateras, resultado de impactos que ocorreram durante o período de formação do planeta além de canyons e desfiladeiros. Enquanto o norte, mais recente, tem natureza vulcânica, sendo uma grande planície em um plano inferior ao hemisfério sul.

Marte não possui campo magnético significativo no presente, provavelmente devido ao seu núcleo de níquel/ferro não estar mais sólido, portanto incapaz de funcionar como um dínamo. O pequeno campo magnético verificado em Marte atualmente, é visto como de origem induzida e não intrínseca. Porém, ainda é possível detectar vários picos do campo magnético em Marte em várias regiões do planeta, gerando uma proteção da radiação em alguns pontos do planeta. Provavelmente, são resquícios de um campo magnético global.

Com exceção da Terra, Marte apresenta a mais interessante e variada topografia de todos os outros planetas telúricos, ressaltando-se o aspecto verdadeiramente espetacular de algumas de suas formações.

Olympus Mons: a maior montanha do sistema solar, elevando-se 25 km (78.000 pés) acima da planície circundante. Sua base, com mais de 600 km de diâmetro, é circundada por um despenhadeiro de 6 km (20.000) de altura

Tharsis:um imenso bolsão na superfície marciana, com cerca de 4000 km de raio e 10 km de altura.

Valles Marineris: um sistema de canyons de 4.000 km de comprimento e profundidade de 2 a 7 km.

Hellas Planitia: uma cratera de impacto no hemisfério sul, com mais de 6 km de profundidade e 2.000 km de diâmetro.

Grande parte da superfície é muito velha e craterizada, mas há também vales, penhascos, colinas e planícies mais jovens.

No hemisfério sul de Marte predominam planícies cheias de crateras. A maior parte do hemisfério norte é muito mais jovem e sua elevação é também muito menor. Uma mudança de elevação de vários quilômetros ocorre na região limítrofe. A razão para isso é desconhecida.

Há sólida evidência de erosão em muitos pontos da superfície marciana. Em alguma época passada, certamente havia água na superfície do planeta. Pode até mesmo ter havido oceanos. Mas, parece que isso aconteceu apenas por um breve período e há muito tempo atrás; estima-se a idade dos canais de erosão em cerca de 4 bilhões de anos. (Os Valles Marineris não foram criados pela ação de cursos de água. Sua formação se deu por estiramento e fraturamento da crosta, associados com a formação de Tharsis).

O interior de Marte é conhecido somente por inferência de dados sobre a superfície e das estatísticas sobre o planeta. O cenário mais provável é de um núcleo denso com cerca de 1.700 km de raio, um manto rochoso derretido, um pouco mais denso que o da Terra, e uma crosta delgada. A ausência de um campo magnético global indica que o núcleo de Marte é provavelmente sólido. A densidade relativamente baixa do planeta, comparada a de outros planetas telúricos, indica que seu núcleo provavelmente contém uma fração relativamente grande de material oxidado. Especula-se também a possibilidade da presença de níquel no núcleo.

Como Mercúrio e a Lua, Marte parece não apresentar placas tectônicas ativas; não há indicações de movimento horizontal da superfície, tais como as montanhas dobradas tão comuns na Terra. Sem qualquer movimento lateral da placa tectônica, os pontos quentes sob a crosta permanecem em posição fixa com relação à superfície. Isso, juntamente com uma gravidade superficial mais baixa, poderia explicar o intumescimento de Tharis e seus enormes vulcões.