The most abundant group of SNC meteorites are called the basaltic shergottites. Their composition is similar to that of rocks analysed at the Opportunity landing site and the basaltic component that forms much of the martian surface regolith and underlying geology in terms of Fe enrichment. However, the Spirit rocks are picritic and also more alkali-rich than the basaltic shergottites. Olivine-phyric shergottites form another recognizable group of the shergottites, which accumulated phenocryst or xenocryst olivine grains from a separate olivine-saturated basaltic melt. These large olivine grains were not derived by disruption of peridotite shergottite sources because the olivine-phyric shergottites generally have a more highly depleted geochemistry than the peridotitic shergottites. Peridotite shergottites have the clearest cumulate textures of the SNCs and differ from the other shergottites in their low proportion of feldspathic material and high proportions of olivine. The cores of pyroxene in basaltic shergottites crystallized slowly at depth from melts that at least in some cases were H2O-bearing followed by more rapid crystallization of the Fe-rich rims in a near-surface intrusive or extrusive setting.
Pyroxenite nakhlites formed as cumulates in a thick lava flow from the accumulation of augite followed by olivine. Trapping of varying amounts (5-20%) of basaltic, interstitial melt (the nakhlites in the upper parts of the parental lava flow having the higher proportions of trapped melt) has given the nakhlites their LREE-enriched geochemical signature. The dunite Chassigny, which has near-identical ejection and crystallization ages to the nakhlites, may also be associated with them.
The martian mantle source region has over twice the FeO contents of the terrestrial mantle and the SNC compositions reflect this in their Fe enrichment compared with analogous terrestrial and lunar rocks. Another compositional feature of the SNCs is their low Al contents, which reflect depletion of source regions, perhaps as a result of the formation of a magma ocean. However, discordance between Mg-number and Al2O3 contents of the nakhlite and other SNC groups shows that the SNC melts were derived from mantle source regions with differing depletion histories. The modelled martian magma ocean would have a lower proportion of plagioclase and lower density than the lunar one. Inferred noble metal contents in the martian mantle calculated from the SNCs suggest that, like the Earth, Mars underwent a later accretion of chondritic material.
In addition to petrographic classification, we suggest that the basaltic, olivine-phyric and peridotitic shergottites can also be subclassified geochemically on the basis of their LREE depletion into HD (highly depleted), MD (moderately depleted) and SD (slightly depleted). The SD shergottites mainly correspond to the basaltic shergottites, the MD to peridotitic shergottites and the HD correspond to olivine-phyric shergottites.
The melt compositions of the SNCs, either known directly from the whole-rock composition or calculated from melt inclusions within cumulate phases, do not show any clear evidence for an andesitic component. The best data available from the Pathfinder rock analyses suggest that those rocks may be basaltic andesites; that is, with slightly higher SiO 2 and Na2O + K 2O than the basaltic shergottites (although it is possible that this chemistry reflects contamination of the Pathfinder analyses by alteration rinds). Spectroscopic data in support of the geochemical evidence for an andesitic component in the northern lowlands of Mars are not yet conclusive. However, the existence of a K- and Fe-enriched component in parts of the northern lowlands distinct from the basaltic signature in the remaining northern lowlands and southern highlands is established. The formation mechanism for such large-scale magmatic heterogeneities is not clear but might involve fractionation of basaltic magmas trapped in magma ocean rocks or the fractionation of shergottitic compositions under hydrous conditions.
The absence of an andesitic-like chemical signature in the SNCs suggests that they were derived from areas in the northern lowlands where the K-rich 'andesitic' spectral signature is absent or in low abundance. Two likely regions are the Tharsis region of shield volcanoes and the Elysium-Amazonis volcanic plains. These regions also contain young volcanic rocks compatible with the relatively young ages of the SNCs. The crystallization ages fall within five groups. ALH84001 is the oldest at 4.5 Ga, the nakhlites and Chassigny have ages of 1.3 Ga, peridotitic shergottites 180 Ma and basaltic shergottites 165-475 Ma. On the basis of these ages it is clear that only the ALH84001 orthopyroxenite is derived from the ancient highlands. The SNCs were ejected from Mars in between four and seven impact events but uncertainties in the calculation of ejection ages means that the grouping of samples with ejection events is not always clear. However, the ejection of the nakhlites and Chassigny in one event at 11 Ma is well established.

This summary is results from a meeting held at the Geological Society of London in 2003 about Volcanism on Mars.

2. Da der Meteorit 12000 Jahre im Eis der Antarktis gelegen haben soll, wäre eine Kontamination mit von außen eingedrungenen PAKs denkbar. Eine Studie im Januar 1998 schien diese Annahme zunächst sehr wahrscheinlich zu machen, da das kurzlebige Kohlenstoffisotop 14C in den organischen Verbindungen im Meteoriten gefunden wurde. In Anbetracht des Alters des Meteoriten dürfte kein 14C vorhanden sein - die 14C-haltigen Verbindungen müssen also auf der Erde hineingelangt sein. Im Juli 1998 wurde dieser Befund insofern relativiert, als andere antarktische Meteoriten, die sich viel länger im Eis befanden, zwar 14C enthielten, aber nicht denselben Typ von PAKs. Demnach wäre jetzt zu postulieren, dass möglicherweise die PAKs vom Mars her vorhanden waren, während andere organische Verbindungen auf der Erde hinein diffundierten. In keinem Fall ist allerdings das Vorhandensein von polyzyklischen aromatischen Kohlenwasserstoffen ein Beweis für das Vorhandensein von Leben, denn solche Verbindungen können auch abiotisch entstehen.

3. Die 50nm großen Karbonatrosetten können gleichfalls nicht als Beweis für Leben gelten, denn sie entstehen auf der Erde auch unter abiotischen Bedingungen. Als Temperaturbereich für ihre Bildung nimmt man gegenwärtig zwischen 0°C und 300°C an. Da auf der Erde die Temperaturgrenze für Leben aber bei 113°C liegt, würden, unter Annahme grundsätzlich ähnlicher Eigenschaften extraterrestrischen Lebens, hohe Temperaturen zum Zeitpunkt der Entstehung dieser Karbonate deren biotische Entstehung ausschließen, niedrige Temperaturen würden lediglich eine biotische Entstehung möglich erscheinen lassen, sie aber nicht beweisen.

4. Der einzige eventuell zugunsten von Lebensspuren in ALH84001 deutbare Befund sind die Magnetitknöllchen. Bakterien benutzen sie als magnetische Kompasse bzw. als Deponien für überflüssiges Eisen. Nach Untersuchungen können 75% von ihnen aufgrund ihrer Struktur anorganisch produziert worden sein, während für 25% keine anorganisch entstandenen Homologa auf der Erde bekannt sind. Dieses Argument wird erheblich geschwächt durch den noch unzureichenden Kenntnisstand, der es nach Aussagen von Magnetitforschern nicht erlaubt, sicher zu sagen, welche Strukturen biotisch und welche abiotisch entstehen.

Die weitaus meisten Teilnehmer am Workshop in Houston waren der Meinung, dass die Funde in ALH84001 keine Hinweise für Leben bieten. Eine Minderheit, unter ihnen der Entdecker der vermeintlichen Lebensspuren, McKAY, beharrte auf der Deutung als Leben und verlangte vehement weitere Forschungen. Hauptproblem dürfte in der Zukunft sein, dass die "Leben"-Hypothese nur schwer absolut zu widerlegen ist, da extraterrestrisches Leben auch auf einer völlig anderen als der uns bekannten Biochemie basieren könnte. Nach der uns bekannten Biochemie kann freilich jetzt schon das Vorhandensein von Lebensspuren in ALH84001 mit großer Sicherheit ausgeschlossen werden."