Praeityje Marse būta daug vandens – tą rodo įvairiausi geologiniai (areologiniai?) duomenys. Dabar skysto vandens Marso paviršiuje nėra, o vandens ledo kiekis poliarinėse kepurėse – gerokai mažesnis, nei numanomas praeities vandens kiekis.

Įprastai neatitikimas aiškinamas tuo, kad didžioji dalis Marso vandens išgaravo ir pabėgo į kosmosą. Tokią hipotezę paremia ir dviejų vandenilio izotopų – sunkesnio deuterio ir įprastojo pročio – gausos santykis atmosferoje (žymimas D/H). Jis yra gerokai didesnis, nei, pavyzdžiui, Žemės vandens; tą paaiškina pabėgimas iš atmosferos, nes deuteris, būdamas sunkesnis, pabėga ne taip greitai. Visgi apskaičiavus, kaip sparčiai vanduo galėjo garuoti praeityje, gaunama D/H vertė neatitinka stebimos.

Naujame tyrime pristatomas modelis, vienu metu paaiškinantis ir D/H santykį, ir vandens garavimo spartos įverčius, ir geologinius duomenis. Modelyje įtraukiamas ugnikalnių išsiveržimų poveikis atmosferai, atmosferos pabėgimas į kosmosą bei vandens susigėrimas į Marso plutą. Būtent pastarasis procesas, pasirodo, yra labai reikšmingas: tyrėjų teigimu, didžioji dalis pirmykščio Marso vandens greičiausiai yra užrakinta planetos plutoje, hidruotuose mineraluose.

Pasak autorių, greičiausiai maždaug 40-95% pradinio Marso vandens pranyko dar Noacho periode, prieš 3,7-4,1 mlrd. metų, o prieš tris milijardus metų vandens kiekis Marso atmosferoje bei paviršiuje tapo maždaug lygus šiandieniniam. Plutoje užrakinta 30-99% pirmykščio Marso vandens, o likęs – išgaravo.

Šis atradimas parodo, jog uolinėse planetose vanduo gali išnykti ne vien dėl žvaigždės vėjo poveikio atmosferai, bet ir dėl paviršinių procesų.

Tyrimo rezultatai publikuojami Science.