338
рений, таков: гидритные окислы железа (Fe
2
O
3
) – 18%; кремнезем
(SiO
2
) – 13 – 15%; кальций (Са) – 3 – 8%; алюминий (Аl) – 2 – 7%; ти-
тан (Тi) – 0,5%. Такой состав характерен для продуктов разрушения
полевошпат-пироксен-оливиновых пород с ильменитом. Красноватый
цвет поверхности Марса обусловлен гематитизацией и лимонитизаци-
ей пород. Но для этого процесса нужна вода и кислород, которые, оче-
видно, и поступают из подпочвы при прогревании поверхности марси-
анским днем или теплыми газовыми эксгаляциями.
Белый цвет полярных шапок объясняется выпадением замерзшей
углекислоты. Есть основание полагать, что мантия Марса обогащена
железом, или же его высокое содержание в поверхностных породах
вызвано низкой степенью дифференциации мантийных пород.
Как и на Луне, непродолжительная геологическая активность Мар-
са обусловлена его небольшой массой. Поэтому трудно в этих услови-
ях ожидать полной дифференциации протовещества в небольшой по
мощности зоне расплава мантии.
Масса планеты обеспечивает в центре давление порядка 4⋅10
5
атм,
что соответствует 100 км глубины на Земле. Температура плавления –
1100 К; по некоторым данным, достигается частично на глубине около
200 км. Если в качестве источников тепла брать радиоактивные эле-
менты, то, согласно У. Хаббарду (1987), плавление мантии может на-
чаться только через 2 – 3 млрд. лет после образования планеты. Одна-
ко, полагая, что Марс не является каким-то исключением, и прообраз
его оболочечного строения, как и Земли, был заложен в ходе его ак-
креции из небулярного облака, мы полагаем, что внутреннее металли-
ческое ядро (примерно
1
/
3
R), лишенное радиоактивных элементов,
возникло изначально. Оно в дальнейшем конденсировало силикатную
мантию, содержавшую радиоактивные элементы. Формирование зоны
расплава шло, несомненно, по границе твердого железного ядра, как за
счет распада коротко- и долгоживущих радиоактивных элементов, так
и за счет давления. Формирование же астеносферы как вторичной зоны
шло за счет накопления диффундируемого снизу тепла и радиоактив-
ных разогревов вещества на уровне, значительно более глубоком, чем
200 км. Процесс имел очаговый характер, что нашло отражение в осо-
бенности марсианского рельефа и характере вулканизма.
Поражают прежде всего размеры марсианских вулканов. Так, гора
Олимп имеет высоту 20 км при диаметре основания 500 км (рис. 96). В
области Тарсис, расположенной к северу от экватора, есть еще три ог-
ромных вулкана. В северном же полушарии Марса находится вторая