Napjainkban már egyértelmű, hogy a víz fontos szerepet játszott a Mars felszínformálásában és éghajlatának alakításában. A bolygó első milliárd éve során az aktív vízkörforgás jelentősen átalakította a felszínközeli kőzeteket, a víz folyókban áramlott, tavakat, tengereket töltött ki. Akárcsak a Földön, a kiemelkedéseket koptatta, és a mélyedéseket feltöltötte az eróziós hatása. A bolygó éghajlata kb. 3,5 milliárd évvel ezelőtt jelentősen hűlt, és innen kezdve a folyékony víz csak időnként jelent meg a felszínen. Ilyenek pl. a ma is látható „sárfolyások”, valamint az időszakos éghajlati kilengések, amikor átmenetileg stabil lett a folyékony víz a felszínen. Földünkön az éghajlat változásait a különböző korú üledékek, és eróziós felszínformák alapján lehet rekonstruálni. A Marsnál is hasonló a helyzet, annyi különbséggel, hogy ott sokkal kevesebb, és kisebb felbontóképességű adat áll rendelkezésre. A vörös bolygó meleg időszakairól az egykori tavak fontos információkat adnak. Ezek létezésének legjobb bizonyítékai sokáig a sík, feltöltött aljzatú kráterekbe ömlő csatornák, és a folyódelták voltak. Az újabb felvételek alapján nagyon sok krátert finoman rétegzett üledékek töltenek ki. Ezek kialakulására jelenleg két elmélet létezik. Az egyik szerint állóvízből kiülepedett anyaggal van dolgunk, azaz tavi vagy tengeri jellegű üledékekkel a másik alapján a jelenleginél lényegesen sűrűbb légkörből kihulló por hozta létre a formákat. A képződmények megjelenése, az egyéb vízfolyással kapcsolatos felszínformák és a bolygófejlődési elméletek az első magyarázatot valószínűsítik. Mindezek mellett egyéb réteges szerkezetek is mutatkoznak a vörös bolygón, amelyek magyarázata igen változatos lehet.

A tavak, tengerek, valamint óceánok közötti különbség a Földön jól megadható. A Mars esetében azonban ma még bizonytalan a helyzet. A cikkben említett tavak olyan állóvízzel kitöltött képződményeknek tekinthetők, amelyek egymással általában nem álltak közvetlen kapcsolatban. Az ilyen mélyedések többsége (az északi mély síkságokat kivéve) becsapódásos kráter. Némelyik egykori krátertónál jól látható a betorkolló folyó, néhol a folyó szállította, lerakódott hordalék is. Bár az éghajlati modellek alapján a legtöbb tó a Marson 4,5–3,5 milliárd évvel ezelőtt létezett, a megfigyelések alapján főleg ennél fiatalabbak mutatkoznak. Az idős tavak nyoma egyrészt nehezebben figyelhető meg, valamint 3,5 milliárd évvel ezelőttől máig terjedő időszakban, a meleg ciklusokban is sok átmeneti tó keletkezett. Mivel az utóbbi 3,5 milliárd évben a Mars éghajlata általában hideg és száraz volt, az erózió ezeket nem pusztította el olyan mértékben, mint az idősebbeket. Egyes becslések alapján kb. 200 millió évvel ezelőtti tónyomok is vannak a Marson.

Mindezek oka a bolygó instabil éghajlatában keresendő. A Mars nem rendelkezik olyan nagytömegű holddal, mint Földünk. Emiatt forgástengelye nagymértékben „kileng” a pályasíkjára állított merőlegeshez képest - módosítva a felszínre jutó napsugárzás eloszlását. Emellett egyéb pályaelemváltozások is közreműködhetnek az éghajlatingadozások kialakításában. Fontos továbbá, hogy a bolygó felszíne alatt, valamint a felszínen a pólussapkákban és az azokat övező poláris üledékekben sok víz és széndioxid raktározódik fagyott állapotban. Ez a pályaelem változások, vagy pl. egy nagy becsapódás alkalmával könnyen mobilizálódik, és a légkörbe jutva növeli az üvegházhatást, további kipárolgást előidézve. Magának az atmoszférának a változékony mivolta az MGS légköri fékezése során is megnyilvánult, kiderült, hogy a földi légkörnél pl. sokkal gyorsabban tud tágulni, zsugorodni, és változtatni a fizikai jellemzőit. A Mars múltjában tehát számos éghajlati kilengés történt, és az ilyen meleg időszakok alatt a mobilis üvegházgázok jelentős hőmérséklet emelkedést okozhattak.

Az ilyenkor kialakuló „vizes időszakokról” egyelőre nagyon keveset tudunk. Azonban sok bizonyíték utal összetett, egymáshoz kapcsolódó folyamatokra. Ilyenek pl. az áradásos csatornákat kialakító vízfeltörések, amelyek időnként részlegesen feltöltötték az északi síkságok területét, és ezzel a légkör összetételét, tömegét is változtatták. Több helyen hatalmas, egymáshoz kapcsolódó és egymáson átfolyó csatornató rendszerek sejthetők. Vannak nyomok, amelyek arra utalnak, hogy alkalmanként a pólussapka alól törhetett ki nagy vízmennyiség, és a vulkáni aktivitással kapcsolatban ugyancsak jelentős vízkibocsátás várható. Az MGS újabb adatai alapján mindezekből a következő öt-tíz évben feltehetőleg körvonalazódni fog egy globális fejlődési modell, amely felvázolja a víznek a bolygó fejlődésében betöltött szerepét. Mindezt csak tovább színesítik azok az elméleti számítások, melyek szerint rövid életű tavak ma is létezhetnének a Marson. Ezek a mélyebb és főként egyenlítői területeken alakulhatnának ki – megfelelő hőforrás hatására. Bár az ilyenkor keletkező tó felszíne gyorsan megfagy, ha néhány m vastag alatta a víz, az több hétig folyékony állapotban maradhat. Ilyen átmeneti tavak pl. a jégnek a vulkáni hő hatására történő megolvadásával keletkezhetnek. Ma a Marsot vulkanikusan inaktív bolygónak tekintik, de a jelek alapján egyes helyeken az elmúlt 100 millió évben is lehettek vulkánkitörések.

Kereszturi Ákos