Voda na Marse

Voda na Marse je súhrnné označenie všetkej vody, ktorá sa na planéte Mars nachádza. Oproti Zemi však Mars nemá výskyt vody vo všetkých troch skupenstvách v množstve podobnom pozemskému. Na povrchu neexistujú rozsiahle oblasti kvapalnej vody v podobe hydrosféry, ale voda je viazaná prevažne v kryosfére (vo forme permafrostu, polárnych čiapočiek) ako ľad alebo malá časť v atmosfére ako vodná para. Voda existuje v kvapalnom stave pod južnou polárnou čiapkou.

V súčasnosti na povrchu Marsu nepanujú podmienky, ktoré umožňujú dlhodobú existenciu kvapalnej vody. Priemerné hodnoty tlaku a teploty sú príliš nízke, čo vedie k tomu, že voda začína okamžite mrznúť a následne sublimovať. Výskum planéty však naznačuje, že sa na povrchu planéty tečúca voda v minulosti vyskytovala, a dnešná otázka skôr znie, kam sa táto voda podela.

O výskyte vody na povrchu či pod jeho povrchom existuje celý rad priamych aj nepriamych dôkazov v podobe riečnych korýt, polárnych oblastí, spektrometrických meraní, erodovaných kráterov, či minerálov priamo spojených s existenciou kvapalnej vody. Vďaka zásobám kvapalnej vody je pravdepodobné, že sa značne zmenšia potrebné zásoby pre budúce kozmické misie k planéte.

História výskumu 
V 70. rokoch 19. storočia sa Mars dostal do popredia verejného záujmu, keď taliansky astronóm Giovanni Schiaparelli ohlásil objavenie kanálov (v origináli canali), ktoré on sám najskôr pokladal za prírodný útvar. Vplyvom zlého prekladu, keď došlo k zámene prírodných kanálov za umelo vytvorené, sa začali okolo Marsu šíriť príbehy o umierajúcej civilizácii, ktorá sa snaží privádzať z polárnych čiapočiek vodu do vysychajúcich oblastí okolo rovníka. Neskoršie pozorovania vyvrátili existenciu kanálov a prvé fotografické snímky povrchu aj predstavu, že sa na povrchu nachádza tečúca voda. Následné merania ukázali, že súčasný stav atmosféry dlhodobejší výskyt kvapalnej vody na povrchu neumožňuje.

Vedci študujúci snímky zo sondy Viking skoro začali rozoznávať štruktúry veľmi nápadne sa podobajúce pozemským oblastiam, ktoré vznikli vodnou činnosťou. Snímky ukazovali rozsiahle riečne korytá, hlboké kanály, kaňony a objekty, ktoré vyzerali ako starodávne pobrežné útvary. Nasledujúce sondy Mars Pathfinder, Mars Global Surveyor, Mars Express či dve povrchové vozidlá Mars Exploration Rover ukázali rozsiahle oblasti, v ktorých existujú dôkazy o prejavoch tečúcej vody na povrchu planéty. Niektorí vedci dokonca tvrdia, že objavili oblasť, kde tiekla rieka 10 000-krát mohutnejšia ako Mississippi.

V júni roku 2000 došlo vďaka opakovanému snímkovaniu bezmenného krátera sondou Mars Global Surveyor k náhodnému objavu, ktorý ukázal, že sa tečúca voda v malom množstve a na krátky čas na povrchu stále nachádza.

Minulosť 

V dnešnej dobe nepanuje jasná zhoda o tom, ako Mars v dávnej minulosti vyzeral. Jedna časť vedeckej obce zastáva teóriu, že Mars vyzeral podobne ako dnes – studený a s riedkou atmosférou. Tekutá voda na jeho povrchu sa objavovala iba dočasne, keď sa uvoľnila z napätej kôry či sa roztopil pôdny ľad sopečnou činnosťou. Druhá časť zastáva teóriu, že Mars bol v minulosti teplejší s hustejšou atmosférou, ktorá umožňovala výskyt oceánu tekutej vody dlhšie časové obdobie.

Podľa tejto teórie sa predpokladá, že v minulosti bol povrch Marsu zaplavený oceánom, ktorý sa rozkladal najskôr na severnej pologuli v oblasti nížin, keďže južná časť planéty je tvorená tzv. Južnými vysočinami. Tento oceán existoval v období noachianu. Vplyvom ochladzovania planéty počas hesperianu došlo k jeho zamrznutiu. Povrchová voda sa premenila na ľad a časť nej zrejme unikla aj do kozmického priestoru.

Následné zvetrávacie procesy na povrchu Marsu pochovali časť ľadu pod zvetralinový plášť.

Vďaka fotografickým snímkam boli na povrchu Marsu rozlíšené areomorfologické pozostatky vodnej činnosti v podobe riečnych korýt, sedimentov, pozostatky zaplavených oblastí či relikty po rýchlom úniku vody z kryosféry Marsu vplyvom vulkanickej aktivity. Predpokladá sa, že jeden podobný obrovský únik vytvoril aj údolie Valles Marineris, ktoré vzniklo v dávnej histórii Marsu. Ďalším príkladom môže byť Cerberus Fossae, u ktorého sa predpokladá vznik pred 5 miliónmi rokov. Prelomenie vyvrhlo vodu do oblasti Elysium Planitia, kde vytvorila ľadové more viditeľné do dnešných dní.

Otvorenou otázkou ostáva, aká zmena spôsobila, že sa klimatické podmienky na povrchu Marsu radikálne zmenili tak, že tečúca voda na jeho povrchu prestala existovať. Podľa niektorých teórií globálnu zmenu spôsobil impakt obrovského telesa, ktoré zmenilo rotačnú dobu či orientáciu rotačnej osi. Ďalšie teórie predpokladajú, že proces bol omnoho pomalší, a že dochádzalo k postupnému znižovaniu sopečnej aktivity, čo viedlo k ochladzovaniu planéty. Časť atmosféry súčasne unikala do okolitého kozmického priestoru, čo celý proces zamrznutia urýchlilo. V súčasnosti sa nedá jasne povedať, čo sa presne v minulosti na Marse stalo. Všeobecnejšia zhoda panuje v tom, že sa na povrchu nachádzala tečúca voda približne pred 4 až 3,5 miliardami rokov.

Rieky 

Najľahšie rozpoznateľné útvary vzniknuté tečúcou vodou na povrchu sú pozorované riečne siete, pri ktorých je veľmi dobre viditeľná spádová oblasť, z ktorej vodu získavali. Jednotlivé potoky sa spájajú do riečok a riek, ktoré potom odvádzali vodu z Južných vysočín do severných nížin. Vzniknuté korytá majú zhodné znaky s tými pozemskými, či už ide o zarezávanie do skalného podložia, vzniknuté sedimenty či meandre. Riečne siete napovedajú, že klíma v histórii Marsu musela byť iná ako tá dnešná. Podobné siete vznikajú v oblastiach dostatočne napájaných tečúcou vodou, ktorá na povrch dopadá z atmosférických zrážok. Pre ich vznik tak musel byť Mars teplejší a kvôli premenlivému počasiu umožňovať dážď.

Predpokladá sa, že rieky z povrchu planéty zmizli približne v čase pred 3,5 miliardami rokov. Proti teórii o povrchových riekach hovorí fakt, že niektoré potenciálne riečne údolia nemajú na svojom dne vyhĺbené riečne korytá, ktorými voda prúdi. Niektorí vedci sa domnievajú, že takéto údolia mohli vzniknúť prúdiacou vodou pod zemou a následným zrútením stropu do vzniknutého vodného tunelu.

Zvláštnou skupinou sú obrovské riečiská, ktorá môžu dosahovať 100 až  na šírku a 1 000 až  na dĺžku, vyskytujúce sa prevažne na severnej pologuli. Predpokladá sa, že tieto útvary sú výsledkom obrovských záplav, ku ktorým niekoľkokrát na povrchu Marsu došlo. Vznikajú najskôr ako prejav porušenia marťanskej kôry vplyvom impaktov alebo zemetrasení, v ktorej sa nachádzajú obrovské vodné rezervoáre, a následným únikom tejto vody do okolia. Podľa pozorovaní sa zdá, že k týmto udalostiam došlo viackrát v období medzi 2,5 až 1,5 miliardami rokov. Presný mechanizmus nie je dosiaľ známy. Množstvo vody ale mohlo byť tak obrovské, že mohlo umožniť vzniknúť oceán.

Oceán 
Jednou zo základných otázok je, či na Marse skutočne existoval komplexný oceán alebo či išlo iba o niekoľko lokálnych zaplavených oblastí. Existujú predpoklady, že oceán pravdepodobne existoval. Medzi doklady jeho existencie sa väčšinou počítajú geologické útvary, ktoré zdanlivo pripomínajú morské pobrežie tak, ako sú známe zo Zeme. Celá severná oblasť je popri tom celkom hladká, zdanlivo vyhladená erozívnou silou vody. Predpokladá sa, že v minulosti tvorila oceánske dno.

Myšlienka, že sa na Marse vyskytoval oceán, pochádza z 80. rokov 20. storočia, keď sa ňou začala časť vedcov podrobnejšie zaoberať. Počas výskumu sa objavili názory, že na Marse mohol existovať oceán v dvoch oblastiach. 
 severný ľadový oceán (Oceanus Borealis) – vodná plocha, ktorá sa rozkladala na väčšine severných nížin. Prvý model oceánu bol predstavený v roku 1993. Vznik tohto oceánu popisuje ako výsledok ohromnej záplavy s rýchlosťou 108 až 109 m3.s−1 a celkovým objemom 105 až 107 km3 vody, ktorá vznikla ako následok zvýšenej sopečnej aktivity v celoplanetárnom meradle (žiadny impakt vesmírneho telesa by asi nemohol zapríčiniť takto rozsiahle oteplenie prejavujúce sa roztopením permafrostu a následné záplavy). Vyparovanie vodnej pary z plochy oceánu obohatilo skleníkové plyny, čo umožnilo vznik teplejšej a hustejšej atmosféry, v ktorej sa nachádzali kvapalné zrážky. 
 oceán v severných nížinách (Utopia Planitia) – je predpokladané menšie vodné teleso, ktoré vyplňovalo oblasť Utopia Planitia a ktoré teoreticky môže byť iba zlomkovou časťou väčšieho oceánu Oceanus Borealis. Veľká časť oblasti Utopia Planitia vykazuje známky po prítomnosti vody v podobe vrstvy sedimentov či terás.

Prieskumné vozidlá Spirit a Opportunity objavili na niektorých miestach soli síry (tzv. evapority) vznikajúce počas vyparovania morskej vody. Ich predchádzajúci výskyt na povrchu bol pre vedcov neznámy a potvrdzuje teóriu o oceáne na Marse. Keďže má Mars rozdielne zloženie atmosféry ako Zem, bolo aj chemické zloženie morské vody rozdielne. Vysoký obsah železa a síry v pôde najskôr zapríčinil, že voda na Marse bola omnoho viac kyslá ako ta pozemská. Kyslé prostredie zabraňovalo zrážaniu karbonátov z atmosférického oxidu uhličitého, ktoré je dnes dobre pozorované na Zemi. Sopečná aktivita v noachiane vypúšťala do atmosféry stále ďalšie množstvo oxidu uhličitého, čo zvyšovalo jeho koncentráciu až na súčasný majoritný stav (oxid uhličitý tvorí 95,32 %). Pomocou modelu kyslého oceánu sa dajú vysvetliť chýbajúce karbonáty, ktoré by s oceánom najskôr vznikli.

Erodované krátery 
Krátery, ktoré vznikli na Marse dávnejšie, javia silné známky erózie, a to ako veternej, tak aj vodnej. Krátery, ktoré boli menšie ako , sú celkom zarovnané a iba veľmi ťažko sa teraz detegujú. Väčšie krátery nesú silné známky tečúcej vody na okrajoch, čo napovedá tomu, že boli vystavené vlhkej klíme so zrážkovou činnosťou. Krátery, ktoré sú mladšie ako 3,5 miliardy rokov, však podobné poškodenie nenesú alebo je omnoho menšie. Je teda možné, že v tejto dobe došlo k ďalšej zmene klímy a že sa planéta stala opäť suchou.

Rýchlosť erózie kráterov je na povrchu Marsu pomerne dobre známy jav popísaný z Mesiaca s presným datovaním vďaka dovezeným vzorkám mesačných hornín. Pri porovnaní javia krátery na Marse omnoho silnejší stupeň erózie. Na Marse síce vanú silné vetry, ktoré tiež spôsobujú eróziu, ale tie nemajú dostatočnú silu pre takto silnú eróziu. K tomu niektoré krátery sú priamo napojené na riečnu sieť a ich dno je vyplnené sedimentami,  či sa v niektorých nachádzajú útvary pripomínajúce riečne delty.

Sedimentárne vrstvy 
Na povrchu Marsu sú pozorované oblasti, na ktorých sú rozpoznateľné sedimentárne vrstvy, ktoré nemohli vzniknúť (podľa súčasných znalostí) bez prítomnosti vody. Časti hornín sú prenášané na nové miesta, kde sa začínajú postupne usádzať a vytvárať nové horniny s typickou štruktúrou a textúrou. Usadené horniny na Zemi sú  hlavným zdrojom fosílií. Dá sa predpokladať, že ak na Marse niekedy život existoval, jeho zvyšky by sa mohli nachádzať v týchto oblastiach.

Oblasti, kde sa sedimenty vyskytujú, sú rozosiate po celej planéte na najrôznejších miestach. Najčastejšie sa vyskytujú v impaktných kráteroch v západnej oblasti Arabia Terra, v severnej časti Terra Meridiani, v roklinách Valles Marineris a v severovýchodnej časti panvy Hellas. Niektoré oblasti sú podobné pozemským útvarom, ako napríklad v oblasti Grand Canyon či Painted Desert v Arizone.

Sedimenty vznikali najskôr na dne oceánu alebo jazier, ktoré vyplňovali krátery a ďalšie depresie na povrchu. Ich vznik a vek je spojený s výskytom kvapalnej vody na povrchu, ktorá sa tam nachádzala asi pred 3,5 miliardami rokov. Podobne ako na Zemi tvoria vrstvy podrobné datovanie jednotlivých epoch histórie Marsu.

Súčasnosť 

Aktuálne podmienky na povrchu Marsu neumožňujú existenciu tekutej vody v dlhšom časovom horizonte, a tak sa väčšina vody nachádza vo forme ľadu, buď v polárnych oblastiach, permafroste, alebo skrytá v podzemí v forme aquifer., Po jej existencii na povrchu ostali len pozostatky vo forme zaoblených kameňov, korýt, riečisk atď. Mars sa zdá byť v súčasnosti suchým svetom bez tečúcej vody. Táto predstava platila do roku 2000, keď americká sonda Mars Global Surveyor priniesla snímky, ktoré ukázali, že aj v súčasnosti sa tu tečúca voda na krátky čas môže nachádzať. Na vyhotovených fotografiách bola stena kráteru blízko hory Centauri Montes, na ktorej sa objavila nová vrstva sedimentov napovedajúca, že tu došlo ku krátkemu výlevu tekutej vody a jej stekaniu po stene krátera. Prevratný objav oživil špekulácie o preživšom mimozemskom živote.

Pre existenciu kvapalnej vody musia byť splnené niektoré podmienky v podobe tlaku a teploty. Atmosférický tlak musí byť vyšší ako 610 Pa a teplota nad bodom mrazu (teda nad 0,01 °C) dosahovať hodnôt tzv. trojného bodu. Na povrchu Marsu sa hodnoty tlaku pohybujú práve okolo hodnoty 610 Pa či pod touto hranicou a teploty väčšinou hlboko pod bodom mrazu.

Nepatrná časť vody pripadá aj na atmosférickú vodnú paru, ale nemuselo tomu byť vždy tak. Existujú teórie, že väčšina vody ako para unikla z Marsu do okolitého kozmického priestoru, keďže Mars má omnoho slabšie gravitačné pole, a tak častice ľahšie unikajú do okolitého prostredia.

V roku 2018 objavil radar sondy Mars Express jazero s tekutou vodou ukryté pod ľadom na južnej polárnej čiapke. Je v hĺbke 1,5 km a široké asi 20 km. Ide o prvý dôkaz stabilného kvapalného množstva na planéte. V súvislosti s týmto objavom vznikla ďalšia štúdia, ktorá tvrdí, že na roztopenie takéhoto množstva vody je potrebná prítomnosť magnatického komína.

Atmosféra 

Malé percento vody (0,03 %) sa nachádza v atmosfére Marsu vo forme vodnej pary, čo zodpovedá 1 mg vody na  vzduchu. V minulosti bol jej podiel asi väčší, ako predpokladajú modelové situácie. Približne pred 3,5 miliardami rokov mal Mars teplejšiu a vlhšiu atmosféru, ktorá existovala po dobu asi 104 až 105 rokov. Presné príčiny zmeny na suchú, vyprahnutú planétu nie sú známe.

Oblačnosť 
Oblačnosť na Marse je tvorená väčšinou kryštálikmi suchého ľadu z oxidu uhličitého, ale sonda Mars Global Sureyor priniesla definitívne dôkazy, že niektoré oblaky sú tvorené aj ľadovými kryštálikmi z vody. Prvé pozorovanie uskutočnila už sonda Mariner 9, ale jej výsledky sa dali interpretovať viacerými spôsobmi. Ich vznik je spojený prevažne so severnou polárnou čiapočkou, ktorá je z väčšej časti tvorená vodným ľadom. Počas marťanskej jari a leta dochádza k evaporácii nad oblasťou čiapočky, vzniku oblačnosti a jej presunu do rovníkových oblastí, kde mraky zmrznú a dopadnú na povrch v podobe ľadových kryštálikov, čím dochádza k vzniku inovate tvorenej zmrznutou vodou. Najväčší výskyt ľadových mrakov nastáva medzi Ls = 40 až 150, čo ukazuje na ich sezónny výskyt.

Polárne čiapočky 

Okrem týchto vodných zdrojov sa na póloch nachádzajú dve polárne čiapočky, ktoré sú čiastočne tvorené vodným ľadom a čiastočne suchým ľadom. Polárne čiapočky sa líšia v chemickom zložení. Južná čiapočka je tvorená prevažne zo suchého ľadu (zmrznutý oxid uhličitý) a malej časti vody (aj keď výskum z roku 2007 ukázal, že sa tam nachádza možno až 1,6 milióna km3 vody, čo by bolo väčšie množstvo, ako obsahuje severná čiapočka). Oproti tomu severná polárna čiapočka je tvorená prevažne z vodného ľadu, ktorý v letných mesiacoch sublimuje a zásobuje vodné mraky. Objavenie vodného ľadu v severnej polárnej čiapočke je objav, ktorý bol v rozpore s predpoveďou z roku 1966 po zistení, že sa väčšina atmosféry skladá z CO2. Vtedajší model počítal s čiapočkou zloženou podobne ako južná čiapočka prevažne zo suchého ľadu. Sonda Viking priniesla síce nové poznatky o vodnom ľade, ale vedci stále verili, že je iba minoritnou zložkou. Až v roku 2003 došlo k revízii tohto názoru na základe termálnych snímok sondy Mars Global Surveyor a Mars Odyssey. Zo snímok vyšlo najavo, že sa polárna oblasť zahrieva na vyššiu teplotu, pri akej môže suchý ľad existovať, čo jeho výskyt vylúčil.

Severná polárna čiapočka zaberá plochu s priemerom približne  a priemernou hrúbkou ľadu  (maximálna ), a rozkladá sa tak na území veľkom ako 1,5 Texasu. Jej povrch je značne zbrázdený kaňonmi a trhlinami. Odhadované množstvo vody, ktorú by po roztopení obsahovala, je 1,2 miliónov km3, čo zodpovedá polovici všetkého ľadu v Grónsku (k roku 1998) či 4 % ľadovej pokrývky Antarktídy. Aj napriek týmto obrovským zásobám ale nemôže tvoriť všetko množstvo, ktoré v minulosti tvorilo oceán na povrchu.

Blízko severného pólu v oblasti Vastitas Borealis bol v roku 2005 objavený kráter, ktorý je z časti vyplnený vodným ľadom. Kráter je 35 kilometrov široký s maximálnou hĺbkou 2 kilometre od bázy po okraj kráteru. Pôvodný názor, že ide o suchý ľad, bol vyvrátený, keďže v čase vzniku fotografie už oxid uhličitý z oblasti vplyvom marťanského leta sublimoval.

Permafrost 
Okrem koncentrácie vody v polárnych čiapočkách sa voda nachádza tiež v podobe večne zamrznutej pôdy tzv. permafrostu, ktorý by sa mohol vyskytovať vo veľkom množstve do oblastí okolo 60° zemepisnej šírky, alebo dokonca v menšom množstve na celej planéte. Odhaduje sa, že by sa mohol skladať až z 50 % z vodného ľadu.

Prvé poznatky o jeho existencii priniesli fotografie vyhotovené sondou Viking. Na ich základe vedci rozpoznali objekty, ktoré pripomínali pozemské oblasti, kde sa permafrost vyskytuje. Na Marse sú to prevažne oblasti, kde sa v minulosti pravdepodobne vyskytoval severný ľadový oceán, oblasť Hellas Planitia, Argyre, dna kráterov, korýt (najmä v oblasti Ares Valley, kde pristál povrchový modul Sojourner sondy Mars Pathfinder). V súčasnosti sú oblasti s permafrostom stabilné, ale ak by došlo k otepleniu povrchu, nastal by rozsiahly kolaps a zosuvy pôdy.

Voda v podzemí 
Jadro Marsu je podobne ako to zemské polotekuté a generujúce značné množstvo tepla, ktoré sa vplyvom tepelných prúdov dostáva do vrchnejších oblastí. Plášť a kôra časť tohto tepla získavajú a teoreticky umožňujú v hĺbkach  (na rovníku) až  (na póloch) existenciu oblastí, v ktorých panujú dostatočné teploty pre existenciu tekutej vody. Odhaduje sa, že by táto vrstva mohla byť 50 až 500 metrov silná a obopínať celú planétu.

Analogicky k Zemi sa aj na Marse nachádzajú miesta, kde sa geotermálna energia dostáva bližšie k povrchu. V týchto oblastiach sa voda nachádza menej ako 500 metrov pod povrchom. Niektoré snímky ukazujú, že na mnohých miestach došlo k výlevu podzemnej vody na marťanský povrch. Znamenalo by to, že tekutá voda je omnoho bližšie povrchu ako sa vo všeobecnosti usudzuje. Zaujímavosťou bola snímka z roku 1999 ukazujúci oblasť Noachis Terra, kde bol objavený kráter s viditeľnými stopami výronu podzemnej vody. Teploty v oblasti dosahujú −70 °C, voda sa dostala z hĺbky okolo 100 metrov. Z oblasti, ktorá by mala byť trvalo zamrznutá.

Budúcnosť 
Objavenie vody na Marse sa stalo významným faktorom aj pri plánovaní budúcich kozmických misií s ľudskou posádkou k Marsu, keďže to znamená zníženie zásob, ktoré budú nútení astronauti so sebou prepravovať. Naskytuje sa reálna možnosť, že potrebná voda sa bude ťažiť priamo z povrchu Marsu či z polárnych čiapočiek, čo značne ušetrí nákladový priestor. Voda sa bude môcť získavať niekoľkými spôsobmi, či už z regolitu, z permafrostu, z aquifer alebo z polárnych čiapočiek. Na jej získanie bude nutné dodávať teplo, aby došlo k rozpusteniu ľadu na kvapalnú vodu.

Existujú smelé plány, ktoré sa zaoberajú premenou Marsu na človekom obývateľnú planétu – teraformovanie Marsu. Jedným zo základných predpokladov je ohriatie povrchu, vytvorenie hustejšej atmosféry umožňujúcej existenciu kvapalnej vody na povrchu a vytvorenie biosféry. Tento proces je so súčasnými technológiami takmer nemožný. Na jeho uskutočnenie by muselo byť vynaložené extrémne množstvo prostriedkov, ale už dnes vznikajú návrhy, ako túto úlohu zvládnuť. Mnoho týchto projektov sa objavuje vo vedecko-fantastickej literatúre, ako v prípade Trilógia o Marse. Medzi nápadmi, ako rozpustiť vodný ľad, je využitie atómových náloží v podzemí, ohriatie planéty pomocou sústavy zrkadiel, vypustenie špeciálnej zmesi skleníkových plynov do atmosféry a mnoho ďalších odvážnych plánov.

Množstvo vody 
Celkové množstvo vody na Marse je veľké. Je viazaná v rôznorodých zdrojoch popísaných vyššie. Teoretické odhady jej celkového množstva sa neustále menia v závislosti na nových poznatkoch sond. Presné vyčíslenie je teda zatiaľ zložité. V roku 2007 NASA uskutočnila odhad množstva vody zachytenej iba v južnej polárnej čiapočke. Podľa počítačového modelu by všetka voda uvoľnená z tejto čiapočky zaplavila celý Mars do výšky okolo 11 metrov. K tomu by bolo nutné pripočítať ešte množstvo vody viazanej v severnej polárnej čiapočke (až 1,2 milióna km3 vody). Ďalej sa odhaduje, že na jeden kilogram marťanského regolitu pripadá až 40 gramov vody.

Referencie

Iné projekty

Externé odkazy 

 Snímky Marsu vo vysokom rozlíšení – detailné pozorovania prejavov vody na povrchu 
 The Case of the Missing Mars Water 

Mars
Voda