Одновременно с вулканической деятельностью в древнейший период происходило раннее формирование системы долин флювиальной природы. Это в основном были дендритовидные мелкие долины, приуроченные к древнейшим, сильно кратерированным провинциям материковой зоны. В это время заложены крупные долины Узбой, Ладон, Маадим и Бахрам. Период формирования крупнейших долин Марса - Касэй, Арес, Тиу, Залбатану и Симуд - совпадает со временем образования хаотических местностей и системы каньонов долин Маринер. Некоторые из крупнейших долин берут начало непосредственно в локальных депрессиях хаотических местностей.

Создается впечатление, что магматическая деятельность и флювиальные процессы на Марсе связаны во времени. Такая связь двух процессов может свидетельствовать о том что вулканизм стимулировал флювиальную деятельность на протяжении всей геологической истории планеты. В частности, это могло происходить за счет таяния мерзлоты (по причине эндогенной активности), в результате чего шло высвобождение воды, сопровождавшееся эрозией марсианской поверхности. Активизация флювиальной деятельности и взаимодействие вулканизма с марсианской мерзлотой способствовали усилению химического выветривания на поверхности планеты.

Признаки активной и длительной эрозии на марсианской поверхности наиболее ярко проявились в переходной зоне между материковыми возвышенностями и северными равнинами (районы столовых гор Дейтеронил, Протонил и Нилосирт), ограниченной с юга глобальным уступом. Современный облик этого уступа определяется не только первичной тектонической структурой. Результаты геолого-морфологического изучения свидетельствуют о том, что глобальный уступ, который, вероятно, сформировался на раннем этапе геологической истории, в последующие периоды подвергался воздействию интенсивной эрозии. В результате этого он отступил к югу и сформировалась широкая (в сотни километров) переходная зона. Морфологические черты ее молодых поверхностей, как и других провинций Марса, указывают на то, что в настоящий период эти районы находятся под воздействием эоловой деятельности, активных склоновых процессов (в частности, криогенных) и в меньшей степени - кратерообразования.

Об интенсивности эоловых процессов в течение геологической истории Марса можно судить (в общих чертах) лишь по косвенным признакам - по соотношению наблюдаемых эоловых комплексов рельефа с другими теологическими типами поверхностей известного возраста. Из таких соотношений удается очень приблизительно представить себе интенсивность эоловых процессов лишь за последние 2 млрд. лет. Признаки древней активности эоловой переработки марсианской поверхности встречаются на локальных участках. Эти участки накладываются на древние местности (с возрастом 3 - 2 млрд. лет) и окружены более молодыми местностями (с возрастом около 1 млрд. лет). Такое соотношение позволяет считать, что события древней эоловой активности происходили и в период 2 - 1 млрд. лет назад. По-видимому, к этому же периоду относится появление комплексов эоловой аккумуляции, встречающихся в крупных кратерах материковых возвышенностей (например, в кратере Проктор), и образование эоловых покровов на северных равнинах.

Широкая распространенность эоловых отложений и признаки интенсивной дефляции марсианской поверхности наводят на мысль о сильной эрозионной способности этого процесса, что может быть следствием существования более плотной атмосферы в рассмотренный период. По мере затухания флювиальной деятельности в последний миллиард лет эоловые процессы, по-видимому, становились доминирующими, о чем свидетельствуют мощные (от десятков до сотен метров) эоловые отложения, распространенные на самых молодых лавовых равнинах области Фарсида, на днище каньонов долин Маринер и северных равнинах.

Наиболее яркий пример относительно недавней эоловой деятельности - пояс эоловых комплексов вокруг северной полярной шапки. Этот пояс сложен мощной толщей (до сотен метров) эолового материала, распределенного в форме гряд, барханов, дюн и шлейфов. Даже на поверхности остаточной (ледяной) северной полярной шапки наблюдаются дюнные формы, сформированные снежно-песчаным материалом. В настоящее время эоловая деятельность на Марсе - один из доминирующих планетарных процессов, хотя его эрозионная способность, по-видимому, ослаблена из-за крайне разреженной современной атмосферы.

Характер приполярных геологических провинций и ландшафтов полярных шапок, сложенных гляциоэоловыми отложениями и покровными льдами, свидетельствует о том, что формирование наблюдаемых полярных комплексов происходило в последний миллиард лет. Поскольку полярные области Марса на протяжении всей геологической истории служили холодными «ловушками» для летучих H₂O и CO₂, можно думать, что формирование полярных шапок началось в более ранние периоды. Оно происходило за счет вымораживания водяного пара из марсианской атмосферы, количество которого возрастало в периоды активизации флювиальной деятельности. Следы ее прослеживаются до 3,5 млрд. лет (или более), поэтому есть основания предполагать, что формирование полярных шапок шло с этого же периода.

Предложенная схема развития во времени основных геологических процессов, сформировавших современный облик поверхности Марса, представляет собой первое приближение, связанное с сегодняшним уровнем знаний. Поэтому схема не претендует на полную достоверность (в отношении точных возрастных оценок) и не может рассматриваться как абсолютная. итенсивности геологических процессов на схеме ни в коей мере не иллюстрируют конкретные эпохи (или циклы) развития того или иного процесса, а дают самую общую картину.