Comparing compositional models of the terrestrial planets provides insights into physicochemical processes that produced planet-scale similarities and differences. The widely accepted compositional model for Mars assumes Mn and more refractory elements are in CI chondrite proportions in the planet, including Fe, Mg, and Si, which along with O make up $>$90\% of the mass of Mars. However, recent improvements in our understandings on the composition of the solar photosphere and meteorites challenge the use of CI chondrite as an analog of Mars. Here we present an alternative model composition for Mars that avoids such an assumption and is based on data from Martian meteorites and spacecraft observations. Our modeling method was previously applied to predict the Earth's composition. The model establishes the absolute abundances of refractory lithophile elements in the bulk silicate Mars (BSM) at 2.26 times higher than that in CI carbonaceous chondrites. Relative to this chondritic composition, Mars has a systematic depletion in moderately volatile lithophile elements as a function of their condensation temperatures. Given this finding, we constrain the abundances of siderophile and chalcophile elements in the bulk Mars and its core. The Martian volatility trend is consistent with $ \leq $7 wt\% S in its core, which is significantly lower than that assumed in most core models (i.e., $ > $10 wt\% S). Furthermore, the occurrence of ringwoodite at the Martian core-mantle boundary might have contributed to the partitioning of O and H into the Martian core.

中文翻译：

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火星的组成

比较类地行星的组成模型可以深入了解产生行星尺度相似性和差异的物理化学过程。广泛接受的火星成分模型假设 Mn 和更多难熔元素在行星中以 CI 球粒陨石比例存在，包括 Fe、Mg 和 Si，它们与 O 一起构成了火星质量的 $>$90\%。然而，最近我们对太阳光球层和陨石组成的理解的改进挑战了使用 CI 球粒陨石作为火星的类似物。在这里，我们提出了一种替代的火星模型组合，它避免了这种假设，并且基于来自火星陨石和航天器观测的数据。我们的建模方法以前用于预测地球的成分。该模型确定了块状硅酸盐火星 (BSM) 中难熔亲石元素的绝对丰度是 CI 碳质球粒陨石的 2.26 倍。相对于这种球粒陨石组成，火星具有中等挥发性亲石元素的系统消耗，这是其冷凝温度的函数。鉴于这一发现，我们限制了大块火星及其核心中亲铁元素和亲硫元素的丰度。火星波动率趋势与其核心的 $\leq $7 wt\% S 一致，明显低于大多数核心模型中的假设（即 $ > $10 wt\% S）。此外，在火星地核-地幔边界处出现菱镁矿可能有助于将 O 和 H 分配到火星核心中。比 CI 碳质球粒陨石高 26 倍。相对于这种球粒陨石组成，火星具有中等挥发性亲石元素的系统消耗，这是其冷凝温度的函数。鉴于这一发现，我们限制了大块火星及其核心中亲铁元素和亲硫元素的丰度。火星波动率趋势与其核心的 $\leq $7 wt\% S 一致，明显低于大多数核心模型中的假设（即 $ > $10 wt\% S）。此外，在火星地核-地幔边界处出现菱镁矿可能有助于将 O 和 H 分配到火星核心中。比 CI 碳质球粒陨石高 26 倍。相对于这种球粒陨石组成，火星具有中等挥发性亲石元素的系统消耗，这是其冷凝温度的函数。鉴于这一发现，我们限制了大块火星及其核心中亲铁元素和亲硫元素的丰度。火星波动率趋势与其核心的 $\leq $7 wt\% S 一致，明显低于大多数核心模型中的假设（即 $ > $10 wt\% S）。此外，在火星地核-地幔边界处出现菱镁矿可能有助于将 O 和 H 分配到火星核心中。作为冷凝温度的函数，火星系统性地消耗了中等挥发性的亲石元素。鉴于这一发现，我们限制了大块火星及其核心中亲铁元素和亲硫元素的丰度。火星波动率趋势与其核心的 $\leq $7 wt\% S 一致，明显低于大多数核心模型中的假设（即 $ > $10 wt\% S）。此外，在火星地核-地幔边界处出现菱镁矿可能有助于将 O 和 H 分配到火星核心中。作为冷凝温度的函数，火星系统性地消耗了中等挥发性的亲石元素。鉴于这一发现，我们限制了大块火星及其核心中亲铁元素和亲硫元素的丰度。火星波动率趋势与其核心的 $\leq $7 wt\% S 一致，明显低于大多数核心模型中的假设（即 $ > $10 wt\% S）。此外，在火星地核-地幔边界处出现菱镁矿可能有助于将 O 和 H 分配到火星核心中。$ > $10 wt\% S)。此外，在火星地核-地幔边界处出现菱镁矿可能有助于将 O 和 H 分配到火星核心中。$ > $10 wt\% S)。此外，在火星地核-地幔边界处出现菱镁矿可能有助于将 O 和 H 分配到火星核心中。