Поскольку значительная доля железа связывалась серой, можно думать, что мантия Марса также обогащена сернистым железом и что в составе ее силикатов больше минералов с повышенным содержанием железа, чем магния. Несомненная обогащенность железом обнаружена и в слагающем веществе поверхностных пород. Это приводит к предположению, что гравитационная дифференциация вещества Марса не была столь глубокой и полной, как на других планетах земной группы. Именно с этим обстоятельством - недостаточно полным выделением металлического железа - связано его повышенное содержание в марсианских породах, в то время как общее относительное содержание железа в веществе Марса не превышает ~25%, что существенно меньше, чем у Земли, Венеры и, конечно, Меркурия. Сильное ограничение на степень дифференциации Марса накладывает и величина безразмерного момента инерции I=0,375, определенная с использованием данных измерений параметров орбит искусственных спутников планеты. Она указывает на сравнительно небольшое отклонение от однородного распределения плотности, что согласуется с представлениями о наличии сравнительно небольшого и не очень плотного ядра. Его радиус оценивается равным примерно 800-1500 км, масса составляет менее 9% от полной массы планеты.

В современных моделях тепловой эволюции Марса полная теплогенерация обеспечивается при отношениях долгоживущих изотопов, примерно соответствующих солнечным, и несколько повышенном содержании калия. Формирование железо-сульфидного ядра начинается вскоре после завершения аккумуляции и продолжается ~1 млрд. лет, чему отвечает период раннего вулканизма. Приблизительно еще один миллиард лет спустя образуется зона частичного плавления мантийных силикатов, медленно расширяющаяся внутрь. Этот этап характеризуется интенсивной вулканической и тектонической деятельностью, образованием базальтовых равнин и вулканических щитов. На рубеже этого периода (около 3 млрд. лет назад) Марс достигает вершины своей эволюции, после чего постепенно начинает охлаждаться. В течение последующего 1 млрд. лет поддерживается примерно постоянный уровень термической энергии, происходят глобальные тектонические процессы наибольшего масштаба, образование громадных вулканов на щитах.

Сейчас Марс продолжает остывать. Тепловой поток в современную эпоху оценивается равным 40 эрг/см2*с - приблизительно таким же, как на докембрийских щитах на Земле. Толщина литосферы, очевидно, достигает нескольких сотен километров, в том числе около 100 км составляет ее верхний слой - марсианская кора. Сравнительно большая толщина литосферы дает основание предполагать умеренную сейсмическую активность Марса в настоящее время. С этими представлениями согласуются результаты экспериментов по пассивной сейсмике на посадочном аппарате "Викинг-2": приблизительно за год работы на поверхности был зарегистрирован только один слабый толчок с неглубоким эпицентром, вероятно, вызванный не тектоническими процессами, а падением метеорита в нескольких десятках километров от аппарата.

Сохранение у планеты полностью или частично расплавленного ядра подтверждают данные измерений Ш.Ш.Долгиновым и его сотрудниками магнитного поля Марса на автоматических станциях "Марс-2", "Марс-3" и "Марс-5". Эти измерения привели к выводу, что Марс обладает собственным магнитным полем, топология которого соответствует полю дипольной природы, с напряженностью у поверхности на экваторе около 65 гамм, хотя, как и в случае Венеры, этот вывод разделяется не всеми исследователями. По сравнению с геомагнитным, это поле слабое, что при одинаковых параметрах вращения обеих планет могло бы быть следствием небольшой жидкой зоны в ядре. Если же, как полагает, например, американский космофизик К.Рассел, это поле целиком индуцированного происхождения, то даже это допущение придется отвергнуть и признать, что ядро, скорее всего целиком затвердело. Нельзя, впрочем, исключить, что в своей космогонической истории Марс переживает период инверсии магнитного поля, какой, судя по палеонтологическим данным, не раз переживала в прошлом Земля.

7. Атмосфера Марса.

Атмосфера представляет собой самую внешнюю и потому наиболее доступную дистанционным методам исследований оболочку планеты, формирование которой непосредственно связано с ее эволюцией.

Давление атмосферы у поверхности Марса на два порядка меньше, чем у поверхности Земли. Средняя температура у поверхности Марса -60оС(~210K). Преобладающий компонент в атмосфере Марса - углекислый газ, относительное объемное содержание которого свыше 95%.

Таблица 2.

Относительные параметры атмосферы Марса.