Alternatywnie w późniejszym okresie mogły mieć miejsce wypływy wód artezyjskich, prowadzące do krótkotrwałego pojawiania się mas wody na północnych nizinach. Niezależnie od przyczyny, zbiorniki wodne o różnym zasięgu mogły tworzyć się kilkukrotnie. Analizy rozkładu i erozji kraterów na Vastitas Borealis wskazują, że postulowany ocean z późnego okresu hesperyjskiego (o poziomie na wysokości ok. −2,4 km) miał objętość ok. 6 km³ (nieco mniej niż ziemski Ocean Południowy) i zajmował powierzchnię ok. 41,5 mln km², co daje średnią głębokość w przybliżeniu 1,45 km. Objętość hipotetycznego oceanu w obrębie linii Deuteronilus (−3,76 km) to 1,9 km³, natomiast ocean sięgający najwyższej z zaproponowanych linii brzegowych (Meridiani, 0 m) zawierałby ponad 2,2 km³ wody.
W 2015 opublikowano nowe oceny ilości wody, jaką utracił Mars w swej historii geologicznej, oparte na blisko sześcioletnich pomiarach zawartości cząsteczek wody w atmosferze planety, różniących się izotopami wodoru: i HDO. Wzbogacenie marsjańskiej wody w deuter wskazuje na utratę lżejszej odmiany wskutek ucieczki w przestrzeń kosmiczną. Stopień wzbogacenia, który w atmosferze polarnej sięga siedmiokrotności wartości ziemskiej, wskazuje, że Mars utracił nawet 6,5 raza więcej wody, niż obecnie zawierają polarne czapy lodowe planety.