Søgen efter vand i det indre Solsystem, har været en prioritet for de seneste planetariske undersøgelser. Beviset for tidligt vand, kommer fra de geologiske processer, der blev omtalt i afsnit 7.3 og 7.4. Vand blev bragt ind, ved nedslag i det tidlige Solsystem, og det blev påvirket af den geologiske og atmosfæriske aktivitet på planeten. Søgen efter vand, omfatter undersøgelser af billeder af terrænet fra landjorden og fra rummet. På Månen, har eftersøgningen inkluderet genanalyse af de 40 år gamle månesten og –jord, der blev bragt med tilbage til Jorden af Apollo-missionerne, og rumsonder der er styrtet ned på overfladen, for at se hvad der blev sendt op ved nedslaget.
I dag, er Jorden den eneste planet hvor temperaturen og de atmosfæriske forhold, gør det muligt for vand at eksistere som enorme mængder overfladevand. De andre indre planeter, af ikke samme omfattende mængde flydende overfladevand, men der er tegn på vandis i dybe kratere eller i polarområderne, og på vand under overfladen i permafrost, undergrundsgletsjere og muligvis som væske i kernen.
Søgen efter vand, har den længste historie på Mars. Selv små teleskoper, viser Mars’ polare iskapper, der ændres i løbet af Mars’ årstider. I 1877 observerede den italienske astronom Giovanni Schiaparelli (1835-1910), hvad der syntes at være lineære træk på Mars, og kaldte dem canali (”kanaler” på italiensk). Desværre, oversatte nogle andre observatører, herunder den berømte amerikanske Marsobservatør, Percival Lowell (1855-1916), Schiaparellis canali, forkert til kanaler; hvilket indebar, at de var kunstigt anlagte af intelligent liv, snarere end naturligt dannet af geologien. Lowell, støttede stærkt teorien om, at disse ”kanaler”, ligesom Suezkanalen på Jorden, var blevet bygget for at flytte vand omkring på den indtørrende planet Mars. Andre af tidens observatører, bestred denne ide, idet de hævdede at de var optiske illusioner set gennem teleskoperne. Større teleskoper og astrofotografier, viste dog ikke nogle kanaler, spektrografer fandt ikke vanddamp, og denne ide om kunstige kanaler mistede sin opbakning, efter Lowell døde.
Forskere, fortsætter med at diskutere, om der er nogen signifikant flydende vandstrøm på overfladen af Mars i dag. De geologiske beviser tyder imidlertid på, at vand engang flød på overfladen af Mars i store mængder. Kløfter og enorme flodsenge (se figur 7.34) vidner om enorme oversvømmelser, der flød ud over Mars’ overflade. Derudover, viser mange regioner på Mars, små netværk af dale, der sandsynligvis blev skåret ud af flydende vand. Store forekomster af undergrundsis, er også blevet påvist under overfladen. Mars havde sandsynligvis oceaner på et tidspunkt, herunder et hav som måske har dækket en tredjedel af planetens overflade.
Søgen efter vand, er central i udforskningen af Mars. I 2004, sendte NASA to instrumentudstyrede rovere, Opportunity og Spirit ud og søge efter beviser for vand på Mars. Opportunitys landingssted blev valgt, fordi målinger fra kredsløb omkring Mars, havde antydet tilstedeværelsen af hæmatit, et jernrigt mineral, der almindeligvis dannes i nærvær af vand. Opportunity landede inde i det lille ”Eagle” krater (se figur 7.35a). Tidligere, var de eneste klipper som landere og rovere var kommet i nærheden af, klipper der var blevet løsrevet fra deres oprindelige placeringer, af enten nedslag eller flodoversvømmelser. Inden for krateret, var der imidlertid masser af Mars-sten til rådigked for studier af den oprindelige rækkefølge, hvormed de var kommet ned.
De lagdelte klipper på Opportunitys landingssted (figur 7.35b) afslørede, at de først var blevet gennemblødt i eller transporteret af vand. Lagets form, var typisk for sandede sedimenter, der blev anbragt af langsomme vandstrømme (nogle geologer mener, at denne oplagring er et resultat af forekomsten af vulkansk aske, frem for vandsedimenter). Roverens instrumenter, registrerede også forekomsten af en mineral, der almindeligvis findes i sure søer og termiske kilder med så meget svovlindhold, så det næsten med sikkerhed var blevet dannet af nedbør af vand. Endelig, viste forstørrede billeder af klipperne ”blåbær” eller blålige sfærer der var et par millimeter på tværs, som sandsynligvis blev dannet mellem de lagdelte klipper, på en måde der er tilsvarende til dannelsen af jordiske strukturer, der er dannet af vandgennemsivning af sedimenter. En analyse af disse sfærer, afslørede rigelige mængder hæmatit, der bekræftede fortolkningen af data fra kredsløbsmålingerne.
Yderligere observationer fra ESAs Mars Express og NASAs Mars Odyssey og Mars Reconnaissance Orbiter, har vist hæmatitsignaturen og tilstedeværelsen af svovlholdige forbindelser i et stort område omkring Opportunitys landingssted. Disse observationer tyder på eksistensen af et gammelt Marshav, der er større end det samlede område af Great Lakes i USA og op til 500 meter dybt.
Spirit, landede i Gusev, et 170 km bredt nedslagskrater. Stedet blev valgt, fordi det viste tegn på en gammel oversvømmelse ved en nu udtørret flod, og det blev antaget, at overfladeaflejringerne kunne fremvise beviser for tidligere flydende vand. Men Spirit viste, at den flade overflade i Gusev-krateret, primært bestod af basalt-klippe. Først da roveren kørte på tværs af landskabet, til nogle bakker der lå 2,5 km fra landingsstedet, fandt den bevis for tidligere tilstedeværelse af vand. Her viste basalt-klipperne, tydelige tegn på kemisk ændring fra flydende vand.
Hvor er vandet og isen på Mars i dag? Noget af det fordampede op i Mars’ tynde atmosfære, og noget af det er låst fast som is i Mars’ polarområder. Ligesom på Jorden, indeholder Mars’ polarområder meget af planetens vand. Men i modsætning til Jordens polarområder, som primært består af frossent vand, er det på Mars en blanding af frossent kuldioxid og frossent vand. Vandet må altså skjule sig andre steder på Mars. Små mængder vand kan findes på overfladen (se figur 7.36), og i 2008 fandt NASAs Phoenix lander, vandis omkring en cm nede i marsjorden, et sted mod de høje nordlige breddegrader (se figur 7.37). Men meget, om end ikke det meste, at vandet på Mars, synes at være fanget et godt stykke under Mars’ overflade.
Radarafbildninger fra Mars Express og Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) indikere store mængder vand under overfladen, ikke kun i de polare områder som forventet, men også ved lavere breddegrader (se figur 7.38). Derudover, tyder nogle nyere MRO-billeder på, at der kan være sæsonbestemt brunt (salt) vand, der strømmer på overfladen ved midt-breddegraderne langt fra polerne. Saltvand fryser ved en lavere temperatur, så nogle steder kan være varme nok til at have flydende vand, hvis det er lige så salt som Jordens oceaner. Mars roveren Mars Science Laboratory Curiosity, der landede i det store (150 km) og lavtliggende Gale krater i august 2012, vil undersøge ler og sedimenter, der kan være dannet af og sammen med vand.
Beviser for vand på Venus, kommer primært fra vanddamp i Venus’ atmosfære, men der er nogle geologiske indikationer på at der tidligere har været vand. En farveforskel kan ses mellem højlandet og lavlandet (se figur 7.39). På Jorden, viser en sådan farveforskel tilstedeværelsen af granit, hvilket kræver vand for at blive dannet (Forklaringen af, hvad der skete med vandet på Venus og Mars, kræver et kig på deres atmosfærer, så vi vender tilbage til dette emne i næste kapitel).
Søgen efter vand og vandis på Månen og Merkur, er blevet intensiveret de seneste par år. Nogle dybe kratere i polarområderne på både Merkur og Månen, har kartere hvis bunde er i evig skygge. Fordi Merkur og Månen mangler atmosfærer, forbliver temperaturerne i disse områder der er i konstant skygge, under 180 K. I mange år, spekulerede planetforskere på, om is – måske deponeret af kometnedslag – kunne findes i disse kratere. I begyndelsen af 1990’erne, antydede Jordbaserede radarmålinger af Merkurs nordpol, at der kunne være vandis. Messenger-rumsonden, som gik i kredsløb omkring Merkur i 2011, rapporterer allerede om muligheden for, at der er store mængder is ved begge poler.
Infrarøde målinger af Månen, foretaget af den fælles Clementine-mission mellem det amerikanske forsvarsministerium og NASA i 1990, sendte oplysninger tilbage, der synes at understøtte muligheden for is ved Månens poler. I 1998 antydede NASAs Lunar Prospector observationer, at der var is i undergrunden ved Månens polarområder. Da dens primære mission var overstået, lod NASA Lunar Prospector styrte ned i et karter nær Månens sydpol, alt imens Jordbaserede teleskoper søgte efter beviser for vanddamp over nedslagsstedet, men ingen vanddamp blev observeret. Siden 2007, er flere nye missioner blevet sendt til Månen, herunder Japans Kayuga, Indiens Chandrayaan-1, og NASAs Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) og dens ledsager, Lunar Crater Observation and Sensing Satellite (LCROSS).
Tre af rumsonderne fandt bevis for tilstedeværelsen af vand på Månen. I 2009 lod NASA LCROSS’ landingsfartøj ned i Cabeus krateret på Månens sydpol. Denne nedstyrtning, opsendte tonsvis af støv og damp, der blev analyseret af LCROSS og LRO sonderne. Over 5 procent af det udslyngede materiale var vand, hvilket gør denne del af Månen vådere, end mange af ørkenregionerne på Jorden. Andre flygtige stoffer blev også påvist. Målinger af hydrogen, foretaget af LRO, tyder på, at der er en rimelig mængde begravet vandis ved den kolde sydlige polarregion.
Rumobservationerne af Månens is, sendte planetforskerne tilbage til de indsamlede månesten og –jord, der blev bragt tilbage til Jorden for årtier siden af Apollo-missionens astronauter. Analyse af vulkanske glasperler i Månens jord antyder, at Månens indre kan have en meget større mængde af flygtige stoffer, end tidligere antaget. En genanalyse af en af månestenene, fandt tegn på vand. En måde at skelne på, om vandet på Månen stammer fra dets indre eller fra nedslag, er at se på forholdet mellem vandmolekylerne sammensat af almindeligt hydrogen (med en proton) og oxygen, sammenlignet med vand der består af oxygen, en almindelig hydrogen og en isotop af hydrogen, kaldet deuterium (hydrogen med en proton og en neutron). Forholdet er højere i vand fra månesten, end i vand på Jorden, og det er tættere på forholdet der er fundet i kometer fra det ydre Solsystem. Dette tyder på, at Månens vand kommer fra kollisioner med kometer, kort tid efter dens dannelse.
Disse resultater omkring Månens vand er foreløbige. Der er stadig en betydelig debat mellem forskere om, præcis hvor meget vandis der findes på Månens overflade, og hvor meget flydende vand der er i Månens indre, hvordan Månen har erhvervet dette vand, og hvor meget vandets tilstedeværelse og oprindelse, kan forstyrre de nuværende teorier om Månens dannelse. Flere lande – og nogle private virksomheder – overvejer at sende robotter til Månen, for at indsamle yderligere månemateriale, og bringe det tilbage til Jorden for analyse.