Il contenuto di acqua della Terra ha profonde implicazioni sullo sviluppo della vita sul nostro pianeta. Analogamente la ricerca di acqua su altri corpi celesti, e in primo luogo sui pianeti rocciosi gemelli della Terra (Venere e Marte) è un filone di ricerca estremamente attivo, come testimoniato anche dalle numerose sonde spaziali dedicate a questo scopo.

A prima vista ci si potrebbere attendere che i pianeti terrestri abbiano un simile contenuto di acqua visto che le loro dimensioni e distanze dal Sole sono abbastanza simili.

Tuttavia le condizioni attuali, come evidenziato dalla domanda, sono estremamente diverse. Venere ha una densa atmosfera responsabile di un tremendo effetto serra per cui non può esservi acqua liquida sulla sua superficie. Essa può esitere solo allo stato gassoso. Marte ha una tenuissima atmosfera, e le condizioni superficiali sono tali da non permettere la presenza di acqua libera sulla superficie(sublimerebbe immediatamente): essa può essere presente solo nel sottosuolo o nelle fredde zone polari. Dall'altro lato abbiamo la Terra con i suoi vasti oceani, con una idrosfera stimata pari a circa 1,5x10²⁴ grammi.

Il vero problema è comprendere se questa differenza sia intrinseca e dovuta al processo di formazione dei pianeti terrestri, o se piuttosto essi abbiano avuto un simile contenuto di acqua primordiale e poi successivamente si siano evoluti in modi diversi.

La prima possibilità è da mettersi in relazione ai processi di formazione planetaria. Recenti simulazioni numeriche indicano che al termine della fase di formazione i pianeti potevano avere un contenuto di acqua estremamente variabile, si passa da pianeti "secchi" (quasi senza acqua) a pianeti "umidi" (con centinaia di oceani terrestri). Il risultato è strettamente stocastico, nel senso che non c'è alcuna correlazione tra l'ammontare di acqua posseduto da un pianeta e la sua posizione nell'intervallo di distanze eliocentriche 0,7-1,5 UA(=unità astronomica, corrisponde alla distanza media che separa la Terra dal Sole ed equivale a circa 149 597 870 chilometri) corrispondente alla zona dei pianeti terrestri, né rispetto alla sua massa finale. In altre parole, è difficile, se non impossibile, ricostruire il contenuto di acqua primordiale che Marte, Venere e Terra dovevano avere. Ossia non è possibile stabilire con certezza se, ad esempio, Marte aveva meno acqua rispetto alla Terra sulla base della sua minor massa e maggior distanza dal Sole rispetto alla Terra. Nonostante ciò, sembra essere un risultato certo che nella zona 0,7-1,5 UA i pianeti dovevano avere mediamente un alto contenuto di acqua (pari o maggiore a quello terrestre). D'altro canto, le osservazioni della superficie di Marte (non si hanno ancora dettagli analoghi per la superficie di Venere) ci dicono che doveva essere presente una forma liquida in abbondanza, e dunque è verosimile che il contenuto di acqua fosse agli inizi relativamente simile a quello della Terra.

Appare dunque possibile che le differenze tra Venere, Terra e Marte siano imputabili a differenti evoluzioni. In primo luogo la differenza in distanza eliocentrica si sarebbe tradotta in una piccola variazione della temperatura media del pianeta, avente come risultato che su Venere l'acqua fosse presente prevalentemente allo stato gassoso, sulla Terra allo stato liquido, e su Marte allo stato solido. Nel caso di Venere, il duplice contributo di acqua e biossido di carbonio nell'atmosfera ha portato a un forte effetto serra, che ha riscaldato notevolmente la superficie rendendo impossibile la formazione di acqua liquida, che così veniva espulsa dall'atmosfera per effetto della fotodissociazione dovuta alla radiazione UV solare. Sulla Terra invece, la presenza di acqua liquida servì per estrarre il biossido di carbonio dall'atmosfera (l'acqua liquida ha l'effetto di fissare il biossido di carbonio gassoso nelle rocce), inibendo così lo svilupparsi dell'effetto serra e mantenendo la superficie a una temperatura mite.

In confronto Marte è leggermente più freddo e meno massivo. Ciò significa che lo stato privilegiato per l'acqua è quello solido. Questo è maggiormente vero anche a causa del basso tasso di riscaldamento interno dovuto alle ridotte dimensioni. Inoltre la bassa gravità superficiale è poco efficiente nel trattenere l'atmosfera che facilmente può venir dispersa per effetto della fotodissociazione. In questo modo il pianeta rosso deve aver perso grandi quantità di acqua, rendendo il pianeta arido come noi lo vediamo adesso. Nondimeno, una parte di tale acqua primordiale è attualmente conservata nelle calotte polari e nel sottosuolo, anche se non si hanno ancora stime dettagliate sul suo ammontare.