b'\n_START_ARTICLE_\nOcean na Marsie\n_START_PARAGRAPH_\nOcean na Marsie, zwany Oceanus Borealis (co po \xc5\x82acinie oznacza \xe2\x80\x9eOcean P\xc3\xb3\xc5\x82nocny\xe2\x80\x9d) \xe2\x80\x93 hipotetyczny ocean maj\xc4\x85cy w przesz\xc5\x82o\xc5\x9bci pokrywa\xc4\x87 niziny wok\xc3\xb3\xc5\x82 p\xc3\xb3\xc5\x82nocnego bieguna Marsa. Rozleg\xc5\x82a r\xc3\xb3wnina Vastitas Borealis, kt\xc3\xb3ra znajduje si\xc4\x99 4\xe2\x80\x935 km poni\xc5\xbcej \xc5\x9bredniej wysoko\xc5\x9bci powierzchni planety, mia\xc5\x82aby stanowi\xc4\x87 dno zanik\xc5\x82ego oceanu. Argumentami na rzecz tej hipotezy s\xc4\x85 m.in. elementy rze\xc5\xbaby terenu, przypominaj\xc4\x85ce dawne linie brzegowe, pot\xc4\x99\xc5\xbcne w\xc4\x85wozy wyrze\xc5\xbabione przez wielkie masy wody p\xc5\x82yn\xc4\x85cej w d\xc3\xb3\xc5\x82 z wy\xc5\xbcyn oraz chemiczne w\xc5\x82a\xc5\x9bciwo\xc5\x9bci marsja\xc5\x84skiego regolitu._NEWLINE_Kwestia, czy na Marsie faktycznie m\xc3\xb3g\xc5\x82 si\xc4\x99 utworzy\xc4\x87 zbiornik wodny o tak wielkich rozmiarach, budzi kontrowersje. Warunki klimatyczne panuj\xc4\x85ce obecnie na planecie uniemo\xc5\xbcliwiaj\xc4\x85 utrzymywanie si\xc4\x99 wody w stanie ciek\xc5\x82ym na wi\xc4\x99kszej cz\xc4\x99\xc5\x9bci jej powierzchni. \xc5\x9arednie ci\xc5\x9bnienie na Marsie jest bliskie ci\xc5\x9bnienia punktu potr\xc3\xb3jnego wody, a temperatura w wysokich szeroko\xc5\x9bciach areograficznych to zwykle od \xe2\x88\x9270 do \xe2\x88\x92100\xc2\xa0\xc2\xb0C. W przesz\xc5\x82o\xc5\x9bci warunki na Marsie musia\xc5\x82yby by\xc4\x87 znacznie \xc5\x82agodniejsze, z wy\xc5\xbcsz\xc4\x85 \xc5\x9bredni\xc4\x85 temperatur\xc4\x85 i g\xc4\x99stsz\xc4\x85 atmosfer\xc4\x85, aby woda mog\xc5\x82a utrzymywa\xc4\x87 si\xc4\x99 d\xc5\x82ugo w stanie ciek\xc5\x82ym.\n_START_SECTION_\nLinie brzegowe\n_START_PARAGRAPH_\nObszar Vastitas Borealis jest pot\xc4\x99\xc5\xbcn\xc4\x85 r\xc3\xb3wnin\xc4\x85, kontrastuj\xc4\x85c\xc4\x85 ze zrytymi kraterami wy\xc5\xbcynami znajduj\xc4\x85cymi si\xc4\x99 na po\xc5\x82udnie od niego. Po\xc5\x82o\xc5\xbcony jest 4\xe2\x80\x935 kilometr\xc3\xb3w poni\xc5\xbcej \xc5\x9bredniej wysoko\xc5\x9bci powierzchni Marsa. Na granicach tego obszaru odnalezione zosta\xc5\x82y \xc5\x9blady zinterpretowane jako pozosta\xc5\x82o\xc5\x9bci dawnych linii brzegowych, aczkolwiek np. skarpy opadaj\xc4\x85ce ku p\xc3\xb3\xc5\x82nocy mog\xc4\x85 mie\xc4\x87 te\xc5\xbc pochodzenie tektoniczne._NEWLINE_Poziom morza na Ziemi jest wyznaczony przez powierzchni\xc4\x99 sta\xc5\x82ego potencja\xc5\x82u si\xc5\x82y ci\xc4\x85\xc5\xbcenia, zatem linia brzegowa musi le\xc5\xbce\xc4\x87 na pewnym poziomie wok\xc3\xb3\xc5\x82 ca\xc5\x82ego zbiornika. Te same prawa dotycz\xc4\x85 r\xc3\xb3wnie\xc5\xbc hipotetycznego oceanu na Marsie. Zaobserwowano 8 r\xc3\xb3\xc5\xbcnych formacji, kt\xc3\xb3re mog\xc5\x82y w przesz\xc5\x82o\xc5\x9bci utworzy\xc4\x87 si\xc4\x99 na brzegu oceanu, z czego dwie maj\xc4\x85 zasi\xc4\x99g globalny. Przebieg domniemanej zewn\xc4\x99trznej, d\xc5\x82u\xc5\xbcszej linii brzegowej (tzw. Kontakt 1 lub linia brzegowa Arabia) daje si\xc4\x99 prze\xc5\x9bledzi\xc4\x87 niemal dooko\xc5\x82a planety, z wyj\xc4\x85tkiem regionu Tharsis. Le\xc5\xbcy na \xc5\x9bredniej wysoko\xc5\x9bci \xe2\x88\x921680 m wzgl\xc4\x99dem umownego poziomu zerowego, ale r\xc3\xb3\xc5\xbcnice jej wysoko\xc5\x9bci si\xc4\x99gaj\xc4\x85 11 kilometr\xc3\xb3w. R\xc3\xb3\xc5\xbcnice wysoko\xc5\x9bci daje si\xc4\x99 jednak wyja\xc5\x9bni\xc4\x87, zak\xc5\x82adaj\xc4\x85c zmian\xc4\x99 osi obrotu Marsa. Takie zjawisko mog\xc5\x82a wywo\xc5\x82a\xc4\x87 du\xc5\xbca zmiana rozk\xc5\x82adu masy planety, a tak\xc4\x85 by\xc5\x82o powstanie wielkiej wy\xc5\xbcyny wulkanicznej Tharsis; po skorygowaniu o t\xc4\x99 zmian\xc4\x99, linia brzegowa hipotetycznego oceanu okazuje si\xc4\x99 le\xc5\xbce\xc4\x87 na w\xc5\x82a\xc5\x9bciwej wysoko\xc5\x9bci. Innymi mo\xc5\xbcliwymi przyczynami niezgodnego z warstwicami przebiegu linii brzegowej s\xc4\x85 deformacje tektoniczne oraz intensywna erozja, kt\xc3\xb3re mog\xc5\x82y nast\xc4\x85pi\xc4\x87 gdy ocean ju\xc5\xbc nie istnia\xc5\x82. Wewn\xc4\x99trzna, kr\xc3\xb3tsza i nie tak wyra\xc5\xbana domniemana linia brzegowa to tzw. Kontakt 2 lub linia brzegowa Deuteronilus. Ci\xc4\x85gnie si\xc4\x99 na wysoko\xc5\x9bci \xc5\x9brednio \xe2\x88\x923760 m i ma mniejsze r\xc3\xb3\xc5\xbcnice wysoko\xc5\x9bci (odchylenie standardowe 560 m). Najwi\xc4\x99ksze odchylenie od \xc5\x9bredniego poziomu wyst\xc4\x99puje pomi\xc4\x99dzy 40\xc2\xb0E a 80\xc2\xb0E. Na tej linii brzegowej urywaj\xc4\x85 si\xc4\x99 kana\xc5\x82y biegn\xc4\x85ce od po\xc5\x82udnia i uchodz\xc4\x85ce do r\xc3\xb3wniny Chryse. Zbie\xc5\xbcno\xc5\x9b\xc4\x87 wysoko\xc5\x9bci uj\xc5\x9bcia kana\xc5\x82\xc3\xb3w oraz Kontaktu 2 sugeruje, \xc5\xbce masy wody p\xc5\x82yn\xc4\x85ce kana\xc5\x82ami trafia\xc5\x82y do wielkiego zbiornika stoj\xc4\x85cej wody (oceanu) i \xc5\xbce istnia\xc5\x82 on przez d\xc5\x82u\xc5\xbcszy okres (poszczeg\xc3\xb3lne kana\xc5\x82y nie powstawa\xc5\x82y jednocze\xc5\x9bnie).\n_START_SECTION_\nRzeki i w\xc4\x85wozy\n_START_PARAGRAPH_\nMapa dolin rzecznych na Marsie z 2009 roku wskazuje, \xc5\xbce w przesz\xc5\x82o\xc5\x9bci na Marsie najprawdopodobniej pada\xc5\x82y deszcze, a woda deszczowa odp\xc5\x82ywa\xc5\x82a ku najni\xc5\xbcej po\xc5\x82o\xc5\xbconym obszarom, w tym ku basenowi uderzeniowemu Hellas na p\xc3\xb3\xc5\x82kuli po\xc5\x82udniowej, lecz przede wszystkim ku nizinom \xe2\x80\x93 oceanowi \xe2\x80\x93 na p\xc3\xb3\xc5\x82nocy. Rozk\xc5\x82ad dolin rzek na powierzchni planety jest ograniczony od po\xc5\x82udnia; badacze zasugerowali, \xc5\xbce przypuszczalnie wynika to z oddalenia tych obszar\xc3\xb3w od oceanu, nad kt\xc3\xb3rym formowa\xc5\x82y si\xc4\x99 chmury; na Ziemi skutkiem du\xc5\xbcego dystansu od oceanu s\xc4\x85 niskie opady. Zgodnie z pomiarami altymetrycznymi sondy Mars Global Surveyor, prawdopodobne zlewisko Oceanus Borealis obejmowa\xc5\x82o 3/4 planety._NEWLINE_Sieci w\xc4\x85woz\xc3\xb3w obserwowane z orbity wok\xc3\xb3\xc5\x82 Marsa na p\xc3\xb3\xc5\x82nocnej granicy wy\xc5\xbcyn \xc5\x82\xc4\x85cz\xc4\x85 si\xc4\x99 w pot\xc4\x99\xc5\xbcne koryta, przewy\xc5\xbcszaj\xc4\x85ce rozmiarami rzeki na Ziemi (i suche koryta rzek bli\xc5\xbcej r\xc3\xb3wnika Marsa). Na ich dnie zaobserwowano \xc5\x9blady erozji spowodowanej przep\xc5\x82ywem cieczy. Niekt\xc3\xb3re z tych kana\xc5\x82\xc3\xb3w mog\xc5\x82a uformowa\xc4\x87 p\xc5\x82yn\xc4\x85ca lawa, ale wodne pochodzenie wi\xc4\x99kszo\xc5\x9bci raczej nie budzi w\xc4\x85tpliwo\xc5\x9bci. Nat\xc4\x99\xc5\xbcenie przep\xc5\x82ywu wody, potrzebnego do utworzenia tak wielkich form, mo\xc5\xbcna por\xc3\xb3wna\xc4\x87 do nat\xc4\x99\xc5\xbcenia pr\xc4\x85d\xc3\xb3w oceanicznych na Ziemi. Sugeruje to, \xc5\xbce w historii planety mia\xc5\x82o miejsce wyzwolenie ogromnych mas wody, uwi\xc4\x99zionej pod ziemi\xc4\x85 lub w formie lodowc\xc3\xb3w; takie masy wody po dotarciu na rozleg\xc5\x82y, p\xc5\x82aski obszar musia\xc5\x82y rozla\xc4\x87 si\xc4\x99 na du\xc5\xbcej powierzchni, cho\xc4\x87 niekoniecznie tak du\xc5\xbcej, jak wskazuj\xc4\x85 domniemane linie brzegowe.\n_START_SECTION_\nArgumenty sedymentologiczne\n_START_PARAGRAPH_\nSztuczny satelita Marsa, sonda Mars Express, stwierdzi\xc5\x82 wyst\xc4\x99powanie na p\xc3\xb3\xc5\x82nocnych r\xc3\xb3wninach Marsa du\xc5\xbcych ilo\xc5\x9bci materia\xc5\x82u o niskiej g\xc4\x99sto\xc5\x9bci, interpretowanych jako drobne sedymenty lub l\xc3\xb3d, a najprawdopodobniej mieszanina tych dw\xc3\xb3ch sk\xc5\x82adnik\xc3\xb3w. Obecno\xc5\x9b\xc4\x87 lodu na obszarze Vastitas Borealis stwierdzi\xc5\x82y sztuczne satelity Marsa i bezpo\xc5\x9brednio potwierdzi\xc5\x82y l\xc4\x85downiki, w szczeg\xc3\xb3lno\xc5\x9bci sonda Phoenix. Sublimacja lodu by\xc5\x82a tak\xc5\xbce wa\xc5\xbcnym czynnikiem w erozji krater\xc3\xb3w uderzeniowych na Vastitas Borealis. Wskazuj\xc4\x85ce na ten proces formy krater\xc3\xb3w znajduj\xc4\x85 si\xc4\x99 wy\xc5\x82\xc4\x85cznie poni\xc5\xbcej wysoko\xc5\x9bci oko\xc5\x82o \xe2\x80\x932400 m. Niekt\xc3\xb3re zgrupowania blok\xc3\xb3w skalnych o rozmiarach rz\xc4\x99du metr\xc3\xb3w, oddalone od widocznych krater\xc3\xb3w uderzeniowych, mog\xc5\x82y zosta\xc4\x87 utworzone przez osuwiska podmorskie.\n_START_SECTION_\nWiek i rozmiary\n_START_PARAGRAPH_\nZaproponowane zosta\xc5\x82o istnienie dw\xc3\xb3ch paleoocean\xc3\xb3w w historii Marsa: 4 miliardy lat temu, w okresie noachijskim, kiedy na powierzchni planety mog\xc5\x82y panowa\xc4\x87 cieplejsze warunki, cho\xc4\x87 prawdopodobnie tylko przej\xc5\x9bciowo, oraz 3 miliardy lat temu, w ch\xc5\x82odniejszym okresie hesperyjskim, gdy aktywno\xc5\x9b\xc4\x87 geologiczna (intensywny wulkanizm w regionie Tharsis) wyzwoli\xc5\x82a masy wody zamarzni\xc4\x99tej w postaci lodu. Alternatywnie w p\xc3\xb3\xc5\xbaniejszym okresie mog\xc5\x82y mie\xc4\x87 miejsce wyp\xc5\x82ywy w\xc3\xb3d artezyjskich, prowadz\xc4\x85ce do kr\xc3\xb3tkotrwa\xc5\x82ego pojawiania si\xc4\x99 mas wody na p\xc3\xb3\xc5\x82nocnych nizinach. Niezale\xc5\xbcnie od przyczyny, zbiorniki wodne o r\xc3\xb3\xc5\xbcnym zasi\xc4\x99gu mog\xc5\x82y tworzy\xc4\x87 si\xc4\x99 kilkukrotnie. Analizy rozk\xc5\x82adu i erozji krater\xc3\xb3w na Vastitas Borealis wskazuj\xc4\x85, \xc5\xbce postulowany ocean z p\xc3\xb3\xc5\xbanego okresu hesperyjskiego (o poziomie na wysoko\xc5\x9bci ok. \xe2\x88\x922,4 km) mia\xc5\x82 obj\xc4\x99to\xc5\x9b\xc4\x87 ok. 6\xc3\x9710\xe2\x81\xb7 km\xc2\xb3 (nieco mniej ni\xc5\xbc ziemski Ocean Po\xc5\x82udniowy) i zajmowa\xc5\x82 powierzchni\xc4\x99 ok. 41,5 mln km\xc2\xb2, co daje \xc5\x9bredni\xc4\x85 g\xc5\x82\xc4\x99boko\xc5\x9b\xc4\x87 w przybli\xc5\xbceniu 1,45 km. Obj\xc4\x99to\xc5\x9b\xc4\x87 hipotetycznego oceanu w obr\xc4\x99bie linii Deuteronilus (\xe2\x88\x923,76 km) to 1,9\xc3\x9710\xe2\x81\xb7 km\xc2\xb3, natomiast ocean si\xc4\x99gaj\xc4\x85cy najwy\xc5\xbcszej z zaproponowanych linii brzegowych (Meridiani, 0 m) zawiera\xc5\x82by ponad 2,2\xc3\x9710\xe2\x81\xb8 km\xc2\xb3 wody._NEWLINE_W 2015 opublikowano nowe oceny ilo\xc5\x9bci wody, jak\xc4\x85 utraci\xc5\x82 Mars w swej historii geologicznej, oparte o blisko sze\xc5\x9bcioletnie pomiary zawarto\xc5\x9bci cz\xc4\x85steczek wody w atmosferze planety, r\xc3\xb3\xc5\xbcni\xc4\x85cych si\xc4\x99 izotopami wodoru: H\xe2\x82\x82O i HDO. Wzbogacenie marsja\xc5\x84skiej wody w deuter wskazuje na utrat\xc4\x99 l\xc5\xbcejszej odmiany wskutek ucieczki w przestrze\xc5\x84 kosmiczn\xc4\x85. Stopie\xc5\x84 wzbogacenia, kt\xc3\xb3ry w atmosferze polarnej si\xc4\x99ga siedmiokrotno\xc5\x9bci warto\xc5\x9bci ziemskiej, wskazuje, \xc5\xbce Mars utraci\xc5\x82 nawet 6,5 raza wi\xc4\x99cej wody, ni\xc5\xbc obecnie zawieraj\xc4\x85 polarne czapy lodowe planety. To wskazuje, \xc5\xbce obj\xc4\x99to\xc5\x9b\xc4\x87 pierwotnego (noachijskiego) oceanu musia\xc5\x82a wynosi\xc4\x87 co najmniej 2\xc3\x9710\xe2\x81\xb7 km\xc2\xb3, wi\xc4\x99cej ni\xc5\xbc ma ziemski Ocean Arktyczny; odpowiada to mniej wi\xc4\x99cej domniemanej linii brzegowej Deuteronilus. Taka obj\xc4\x99to\xc5\x9b\xc4\x87 wody pokry\xc5\x82aby 19% powierzchni Marsa.\n_START_SECTION_\nGeneza basenu oceanicznego\n_START_PARAGRAPH_\nOdkrycie dychotomii powierzchni Marsa (i \xc5\x9blad\xc3\xb3w erozji wodnej) sk\xc5\x82oni\xc5\x82o cz\xc4\x99\xc5\x9b\xc4\x87 uczonych do wysuni\xc4\x99cia hipotezy, \xc5\xbce skorupa p\xc3\xb3\xc5\x82nocnych nizin stanowi marsja\xc5\x84ski odpowiednik ziemskiej skorupy oceanicznej, podczas gdy skorupa wy\xc5\xbcyn odpowiada skorupie kontynentalnej. Zasugerowano, \xc5\xbce na Marsie istnia\xc5\x82a dawniej w ograniczonym stopniu tektonika p\xc5\x82yt, a p\xc5\x82yta Vastitas Borealis w okresie noachijskim ulega\xc5\x82a subdukcji pod Arabia Terra. Analizy wieku i morfologii struktur na p\xc3\xb3\xc5\x82nocnym pograniczu Arabia Terra nie potwierdzi\xc5\x82y tej hipotezy. Ponadto na Marsie brak jest struktur przypominaj\xc4\x85cych grzbiet \xc5\x9br\xc3\xb3doceaniczny czy strefy sp\xc4\x99ka\xc5\x84, stanowi\xc4\x85cych najwi\xc4\x99ksze formy ukszta\xc5\x82towania dna oceanicznego na Ziemi._NEWLINE_Obecnie najpopularniejsza jest hipoteza, \xc5\xbce niziny p\xc3\xb3\xc5\x82nocnej p\xc3\xb3\xc5\x82kuli s\xc4\x85 dnem pot\xc4\x99\xc5\xbcnych basen\xc3\xb3w uderzeniowych: g\xc5\x82\xc3\xb3wnego basenu Borealis i mniejszego Utopia. Mapa topograficzna p\xc3\xb3\xc5\x82nocnej p\xc3\xb3\xc5\x82kuli Marsa wspiera t\xc4\x99 hipotez\xc4\x99, ukazuj\xc4\x85c koliste lub eliptyczne zag\xc5\x82\xc4\x99bienia terenu o olbrzymich rozmiarach, cz\xc4\x99\xc5\x9bciowo zakryte przez wylewy law z wulkan\xc3\xb3w wy\xc5\xbcyn Tharsis i Elysium. Dodatkowo pod r\xc3\xb3wnin\xc4\x85 Utopia Planitia znajduje si\xc4\x99 maskon, podobnie jak pod du\xc5\xbcymi morzami ksi\xc4\x99\xc5\xbcycowymi. Je\xc5\xbceli te struktury w rzeczywisto\xc5\x9bci maj\xc4\x85 pochodzenie impaktowe, to s\xc4\x85 najwi\xc4\x99kszymi kraterami w Uk\xc5\x82adzie S\xc5\x82onecznym.\n_START_SECTION_\nKlimat\n_START_PARAGRAPH_\nNajwi\xc4\x99ksz\xc4\x85 trudno\xc5\x9bci\xc4\x85 hipotezy jest konieczno\xc5\x9b\xc4\x87 odpowiedzi na pytanie, czy klimat na Marsie kiedykolwiek m\xc3\xb3g\xc5\x82 pozwoli\xc4\x87 na powstanie tak du\xc5\xbcych zbiornik\xc3\xb3w wodnych. Sprzyjaj\xc4\x85ce warunki mog\xc5\x82y nie trwa\xc4\x87 stale, ale pojawia\xc4\x87 si\xc4\x99 jedynie epizodycznie, dzi\xc4\x99ki wulkanizmowi b\xc4\x85d\xc5\xba silnym uderzeniom ma\xc5\x82ych cia\xc5\x82 niebieskich._NEWLINE_Opr\xc3\xb3cz drobnego materia\xc5\x82u, kt\xc3\xb3ry pokrywa wi\xc4\x99ksz\xc4\x85 cz\xc4\x99\xc5\x9b\xc4\x87 Vastitas Borealis, kamera HiRISE sondy Mars Reconnaissance Orbiter zarejestrowa\xc5\x82a r\xc3\xb3wnie\xc5\xbc du\xc5\xbce bloki skalne, spoczywaj\xc4\x85ce na pewnych fragmentach domniemanego dna oceanu. To zjawisko mo\xc5\xbce zosta\xc4\x87 jednak zinterpretowane na podstawie analogii do warunk\xc3\xb3w ziemskich, sk\xc4\x85d znane jest zjawisko unoszenia ska\xc5\x82 przez g\xc3\xb3ry lodowe, kt\xc3\xb3re w miar\xc4\x99 ich topnienia s\xc4\x85 porzucane na dnie oceanu jako tzw. zrzutki (ang.\xc2\xa0dropstones). Innym problemem jest brak krzemian\xc3\xb3w na Vastitas Borealis; minera\xc5\x82y te s\xc4\x85 zwi\xc4\x85zane z obecno\xc5\x9bci\xc4\x85 wody i wyst\xc4\x99puj\xc4\x85 powszechnie w osadach ocean\xc3\xb3w na Ziemi. Jednak r\xc3\xb3wnie\xc5\xbc t\xc4\x99 trudno\xc5\x9b\xc4\x87 mo\xc5\xbcna wyja\xc5\x9bni\xc4\x87 przy za\xc5\x82o\xc5\xbceniu wp\xc5\x82ywu zimnego klimatu \xe2\x80\x93 oceanu pokrytego lodem morskim i obecno\xc5\x9bci lodowc\xc3\xb3w na brzegach oceanu._NEWLINE_Jednocze\xc5\x9bnie inne argumenty wskazuj\xc4\x85, \xc5\xbce domniemany ocean by\xc5\x82 do\xc5\x9b\xc4\x87 ciep\xc5\x82y, woda parowa\xc5\x82a i tworzy\xc5\x82a chmury, a na planecie funkcjonowa\xc5\x82 aktywny cykl hydrologiczny. Te argumenty nie musz\xc4\x85 jednak prowadzi\xc4\x87 do sprzeczno\xc5\x9bci: je\xc5\xbceli oceany na Marsie istnia\xc5\x82y zar\xc3\xb3wno w okresie noachijskim, jak i hesperyjskim, to cho\xc4\x87 zajmowa\xc5\x82y te same tereny, prawdopodobnie bardzo r\xc3\xb3\xc5\xbcni\xc5\x82y si\xc4\x99 warunkami klimatycznymi w zwi\xc4\x85zku z post\xc4\x99puj\xc4\x85c\xc4\x85 utrat\xc4\x85 atmosfery planety i och\xc5\x82adzaniem si\xc4\x99 jej klimatu.\n_START_SECTION_\nLos oceanu\n_START_PARAGRAPH_\nKolejn\xc4\x85 trudn\xc4\x85 kwesti\xc4\x85 jest odpowied\xc5\xba na pytanie, co sta\xc5\x82o si\xc4\x99 z wod\xc4\x85 z oceanu. Zale\xc5\xbcy ona silnie od warunk\xc3\xb3w panuj\xc4\x85cych na Marsie w czasie istnienia oceanu: w ciep\xc5\x82ym klimacie woda mog\xc5\x82a wyparowa\xc4\x87, skropli\xc4\x87 si\xc4\x99 i wr\xc3\xb3ci\xc4\x87 pod powierzchni\xc4\x99. Powinna jednak pozostawi\xc4\x87 du\xc5\xbce ilo\xc5\x9bci ewaporat\xc3\xb3w i w\xc4\x99glan\xc3\xb3w, kt\xc3\xb3re nie s\xc4\x85 obserwowane. W warunkach przypominaj\xc4\x85cych wsp\xc3\xb3\xc5\x82czesne ocean zamarz\xc5\x82by w czasie 10\xc2\xa0000 lat i wysublimowa\xc5\x82. Cz\xc4\x99\xc5\x9b\xc4\x87 wody pozosta\xc5\x82aby uwi\xc4\x99ziona w czapach polarnych Marsa, gdzie pod wysokim ci\xc5\x9bnieniem mog\xc5\x82a ulega\xc4\x87 topnieniu u podstawy lodowca i rozprzestrzenia\xc4\x87 si\xc4\x99 jako wody podziemne, p\xc3\xb3ki pozwala\xc5\x82 na to (malej\xc4\x85cy) strumie\xc5\x84 ciep\xc5\x82a z wn\xc4\x99trza planety. Cz\xc4\x99\xc5\x9b\xc4\x87 wody uciek\xc5\x82a w kosmos, a cz\xc4\x99\xc5\x9b\xc4\x87 pozosta\xc5\x82a na planecie, uwi\xc4\x99ziona pod powierzchni\xc4\x85, m.in. w osadach bogatych w l\xc3\xb3d i w postaci wiecznej zmarzliny.'