Марс

Фотографии Марса, сделанные с близкого расстояния и на поверхности во время космических экспедиций  (по программам «Маринер» и «Викинг»), показали, что планета имеет внушительный и разнообразный рельеф с обширными сухими руслами, лавовыми потоками и вулканами. К сожалению, наши представления о возрасте этих образований основываются только на крайне спорных результатах изучения плотности кратеров. Однако все согласны с тем, что у Марса была длительная история активного развития, завершившаяся, вероятно, в каком-то интервале последних 2 млрд. лет.

Опустившиеся на поверхность Марса «Викинги»   несколько грубых анализов флюоресценции образцов горных пород с помощью рентгеновских лучей; анализы показали присутствие сильно выветрелых силикатов, окислов, сульфатов и карбонатов на фоне общего базальтового состава, возможно, с большим содержанием железа, чем в земных базальтах. Ввиду того что в марсианской атмосфере отношение 40Аг/36Аг оказалось значительно выше по сравнению с Землей, было высказано предположение, что в приповерхностных породах Марса содержание летучих элементов и калия также выше, чем на Земле (радиоактивный распад 40К 40Аг повышает указанное выше отношение по сравнению с принимаемым начальным значением для первичной Солнечной туманности).

Однако имеются и другие объяснения . исследования способны дать более обширные сведения о внутреннем строении и общем составе планеты, но сейсмические эксперименты по программе «Викинг» закончились почти полной неудачей. Наши знания ограничиваются после них значениями момента инерции и средней плотности (3940 кг/м3), составляющей только немного больше 70% плотности Земли. Но это различие не требует больших отклонений в валовом составе, так как вещество Марса-планеты, гораздо менее массивной, чем Земля,-значительно слабее сжато. (Давление внутри планеты является функцией глубины, а поскольку радиус Марса составляет только половину земного, один и тот же материал в центре Марса будет иметь гораздо меньшую плотность, чем в центре Земли.) Марс должен иметь ядро, так как его полярный момент инерции (С = 0,376) меньше, чем у твердого шара, сделанного из однородного материала (С = = 0,4). Однако марсианское ядро либо меньше земного, либо имеет меньшую плотность (для Земли С = 0,331; см. обсуждение этого вопроса в работе [).

По составу Марс, вероятно, мало отличается от Земли, а менее полное обособление железа в марсианском ядре коррелируется с его распространенностью в поверхностных породах. Это, возможно, указывает на большую окисленность вещества планеты, в результате чего в литофильном слое содержится больше железа, ядро оказывается меньше, чем у Земли, а потери летучих при аккреции также меньше при хондри- товом в целом составе. Чтобы на данном этапе сказать о Марсе больше, придется использовать какие-то модели внутреннего строения Марса и его состава, но едва ли будет правильно проверять модели аккреции с помощью геохимических моделей! Одна такая геохимическая модель, основанная на предположении о крайне окисленном валовом составе (с магнетитовым ядром), показана для интереса на , но в равной степени годятся и модели с ядром, имеющим состав Fe-FeS.

Большее содержание летучих (кислорода и, возможно, калия; см. выше) в составе Марса не является достаточным аргументом для выбора той или иной модели аккреции. По неоднородной модели мы могли бы ожидать, что на Марсе содержание летучих больше, чем на Земле, в связи с тем, что Марс-наиболее удаленная от Солнца планета земной группы. А исходя из однородной модели, можно рассуждать о том, что эта сравнительно небольшая планета должна была потерять меньше летучих во время аккреционного разогрева.