Die Oberfläche des Mars ist geprägt durch große topographische Unterschiede. Der höchste Berg (Mons Olympus) - ein alter Vulkankegel - ragt fast doppelt so hoch über das mittlere Niveau der Oberfläche wie der Mount Everest auf der Erde. Die Oberfläche lässt sich grob in drei Bereiche unterteilen:

• Die permanenten Polkappen, die rund ums Jahr von Eis bedeckt sind. Hier gibt es deutliche Unterschiede zwischen der nördlichen und der südlichen Polarkappe. Die nördliche wird von Wassereis, die südliche von CO₂-Eis dominiert. Die Eisdicke wird auf mehrere km geschätzt, wie aus den von der Sonde Mars Global Surveyor gemessenen Höhenprofilen hervorgeht (siehe Abbildungen).

• Die Permafrostgebiete, die sich an die Pole anschließen und sich bis zu 30° geographischer Breite in Richtung Äquator erstrecken. Diese Gebiete sind in den Wintermonaten teilweise mit CO₂-Frost bedeckt und erscheinen daher weißlich.

• Der Rest der Planetenoberfläche besteht aus dicken Schichten von "Regolith", die zum größten Teil von rötlichen Sandschichten variabler Dicke bedeckt sind. Dieser Sand, der häufig durch globale Stürme aufgewirbelt wird, verleiht dem Mars seine charakteristische rötliche Färbung.

 

In den letzten Jahren wurden durch eine Reihe erfolgreicher NASA-Missionen zum Mars (z.B. Mars Odyssey, Mars Climate Orbiter, Phoenix) zahlreiche neue Daten zum Vorkommen und zur Verteilung von Wassereis am Mars gewonnen. Das IWF will sich an für die nähere Zukunft geplanten Mars-Landemissionen beteiligen, insbesondere an der Mission GEMS. Darüber hinaus sind derzeit theoretische Studien zur Verteilung und Veränderung vom Permafrostgebieten unter dem Einfluss klimatischer Schwankungen ein aktuelles Thema.