Le relief de Mars se caractérise non seulement par des cratères et des bassins d’impact analogues à ceux que l’on rencontre sur la Lune ou sur Mercure, mais aussi par des plaines volcaniques, de nombreuses failles, des vallées sinueuses,  ou encore des champs de dunes.

Mars a connu différents bombardements de météorites anciens et des preuves d’une activité tectonique, de phénomènes de volcanisme très intenses, d’érosion par l’eau, d’usure et de sédimentation à grande échelle par le vent.  Mars possède ainsi le volcan le plus imposant du système solaire. C’est le mont Olympe, qui atteint 600 kilomètres de diamètre à la base, et se dresse à 26 kilomètres au dessus du niveau moyen de Mars. Toutefois, les volcans martiens sont actuellement éteints. Le noyau martien est plus petit et moins dense que celui de la Terre, il s'est alors refroidi beaucoup plus rapidement. De nos jours, il semblerait être de 2 000°C, tandis que celui terrestre a une température de 4000°C.

Cela est en partie dû au fait que le noyau martien est moins chargé en Fer. Ce dernier est resté en grande partie à la surface de Mars, du fait de sa gravité plus faible que celle de la terre, s'oxydant peu à peu, et donnant alors à la planète sa célèbre couleur rouge.

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    Les régions polaires sont recouvertes de calottes glaciaires, celle du nord est un vaste glacier d’eau et celle du sud est constitué de gaz carbonique gelé, visibles depuis la Terre quand les conditions sont favorables. Elles s’étendent et régressent alternativement en fonction des saisons.

La croûte y est trop épaisse et n'a pu se scinder, elle reste alors fixe et rigide tandis que le manteau se meut en dessous. Les points chauds restent quant à eux au même endroit sous la surface, la lave s'accumule en un même point, et forme ainsi d'immenses volcans.

Le spectromètre rayons X à fluorescence (XUF) des atterrisseurs Viking a permis d'obtenir pour la première fois la composition élémentaire du sol martien, dont on a ensuite déduit la nature des roches martiennes. Cet appareil irradie les échantillons à étudier avec des rayons X provenant de deux sources radioactives (55 Fe et 109Cd). Les échantillons répondent à cette excitation en émettant de la lumière (par fluorescence), dont l'analyse permet de remonter à leur composition.

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Les résultats, exprimés en oxyde, sont précis à quelques dixièmes de pour cent. Le sol de Mars est principalement composé d'oxydes de silicium (44 %) et d'oxydes de fer (17 %). C’est à l’oxyde de fer que Mars doit sa couleur légendaire. On trouve ensuite des oxydes d'aluminium (7%), de magnésium (6%), de calcium (6%) et une petite quantité de rutile, un oxyde de titane (0,5 %). Le soufre est également présent en quantité non négligeable sous la forme de sulfates (7% d'oxyde de soufre, c'est à dire 100 fois plus que sur Terre). Le sulfate le plus abondant est le sulfate de magnésium (5 %). Enfin, le sol contient du chlore (0,4 à 0,8 %) et une quantité très faible de potassium (moins de 0,15 % d'oxydes de potassium, soit cinq fois moins que sur Terre).

Le sol de Mars contient aussi des quantités notables de sels, en particulier des sulfates comme la kiesérite, un sulfate hydraté de magnésium (13 %), la jarosite ou la schwertmannite. Ces valeurs expliquent la forte teneur en soufre du sol martien. Celui-ci contient également des carbonates (7 % de calcite, un carbonate de calcium). Les carbonates et les sulfates font partie des évaporites, des roches déposés par l'évaporation d'une eau originellement très riche en substances dissoutes (bassins d'évaporation, percolation d'eau hydrothermale riche en minéraux dans les régions volcaniques).

Très réactif au point de vue chimique, le sol martien subit en permanence un intense bombardement de radiations UV capable de détruire toute substance organique. Au point de vue physique, il se comporte comme du sable humide alors qu'il est extrêmement sec. Les tranchées creusées par les pelles des atterrisseurs Viking ont conservé des parois droites qui ne se sont pas effondrées.