В вечерней ионосфере главный максимум ионизации располагается на высотах 125–140 км с концентрацией (6–8) · 10⁴ электронов в 1 см³. Советские ученые М. А. Колосов и Н. А. Савич сделали вывод о причине формирования ионосферы на этих высотах днем и ночью. Они предположили, что источником ионизации является галактическое излучение. На рис. 9 показаны высотные профили концентрации электронов по данным измерений АМС «Марс-4» ночной, вечерней и дневной ионосфер Марса. Измерения дневной ионосферы Марса, показанные на этом рисунке, были выполнены на АМС «Марс-2» радиорефракционным методом (на одной частоте).

С помощью радиорефракционных измерений, выполненных во время полета «Маринера-9» на орбите искусственного спутника Марса, 'было получено большое количество информации, позволившей построить высотные зависимости температуры и давления в нижней атмосфере над разными точками поверхности планеты. По данным этих измерений была построена карта давления у поверхности, которое в разных районах варьировалось от 1 до 9 мбар в области широт ±65°.

Если предположить, что локальное давление у поверхности определяется лишь высотой расположения данного района измерений, то соответствующая разность крайних значений давлений будет соответствовать разности высот 25,5 км. Если отбросить области с измеренными экстремальными давлениями, то перепад высот между остальными измеренными участками на поверхности Марса не превысит 13 км.

Рельеф Марса исследовался с помощью наземной радиолокации, радиорефракционных измерений и 'Методами инфракрасной и ультрафиолетовой спектроскопии с космических аппаратов серии «Марс» и «Маринер». Совокупность полученных результатов позволила провести расчет локальных высот и построить по этим данным топографическую карту Марса. По данным этой карты максимальный перепад высот на Марсе составляет 31 км. На Марсе есть целый ряд горных вершин, которые значительно выше Эвереста — самой высокой точки Земли. В то же время на Марсе существуют области, лежащие значительно ниже среднего уровня поверхности планеты. К ним относится равнина Хеллас (Н = –4 км).

Рис. 9. Концентрация электронов в ионосфере Марса в зависимости от высоты (по данным измерений «Марс»): 1 — для ночной; 2, 3 — вечерней и 4 — дневной ионосфер

Радиорефракционные измерения показали, что фигура Марса весьма несимметрична. Так, южное полушарие в среднем выше северного на 3–4 км. Высоты в северном полушарии в основном отклоняются на 1 км в сторону понижения относительно среднего радиуса планеты. Причем наибольшие впадины — до 3 км, отмечаются на широтах 60–65°. В южном полушарии превышение большинства высот относительно среднего радиуса составляет 3–4 км, а в приполярной области это превышение уменьшается до 2–3 км.

По данным радиорефракционных измерений, а также по результатам определений радиуса планеты, используя дифракцию радиоволн, были определены размеры планеты, при представлении ее трехосным эллипсоидом.[5] Большая и малая полуоси, располагающиеся в экваториальной плоскости планеты, согласно этим данным равны соответственно 3400,12 и 3394,19 км, а полярный радиус составляет 3375,45 км.

Высотные зависимости температуры, полученные в результате обработки радиорефракционных измерений, проведенных на АМС «Маринер-9», показали, что для исследованных районов усредненная величина изменения температуры с высотой в нижней атмосфере колеблется от 0 до 3,8 К/км, что значительно ниже адиабатического (5 К/км). Этот факт свидетельствует об интенсивных динамических процессах в атмосфере и хорошо согласуется с наличием на Марсе сильных ветров. Следует отметить, что величина этого параметра, определенного в разных районах планеты, не коррелируется ни с широтой, ни с местным временем.

По данным радиорефракционных измерений температура атмосферы у поверхности (в измеренных точках) в области широт ±80° колеблется днем от 150 до 280 К, а ночью от 140 до 200 К. Значение локальной температуры зависит от высоты данного участка, широты, времени суток и сезона.

Наряду с исследованием нижней атмосферы «Маринер-9» провел многократные измерения рефракции радиоволн в дневной ионосфере планеты. По этим данным были построены высотные зависимости концентрации электронов и определена температура экзосферы планеты.

Ионосфера исследовалась для значений солнечного зенитного угла от 0° (Солнце в зените) до 100° (Солнце на 10° ниже горизонта). Максимум концентрации электронов в диапазоне солнечных зенитных углов от 0° до 100° снижался от 1,8 · 10⁵ до 0,2 · 10⁵ электронов в 1 см³. При этом и высота максимума ионизации изменялась от 132 до 145 км днем и от 120 до 150 км вечером.

На искусственных спутниках Марса «Марс-3 и -5» проводились измерения интенсивности и поляризации радиоизлучения планеты на длине волны 3,4 см с линейным разрешением на поверхности от 70 до 400 км. В результате обработки данных были получены локальные значения эффективной диэлектрической проницаемости и термодинамической температуры грунта.

Орбиты ИСМ «Марс-3 и -5» по своим параметрам существенно отличались друг от друга. Так, период обращения «Марса-3» составлял примерно 12 земных суток, а период «Марса-5» оказался близким к суточному, т. е. к периоду собственного вращения Марса вокруг своей оси. Это позволило для одних и тех же локальных участков при наблюдении с помощью ИСМ «Марс-5» получить четырехкратные измерения, которые были выполнены примерно при одной и той же ориентации антенны бортового радиотелескопа относительно поверхности планеты.

На ИСМ «Марс-3» только в трех случаях наблюдалось радиоизлучение от одного и того же локального участка поверхности при измерениях на двух различных витках орбиты.

На рис. 10 в качестве примера приведены результаты обработки одного из сеансов измерений, проведенного с помощью ИСМ «Марс-3», для районов, где абсолютная точность определения эффективной диэлектрической проницаемости грунта была не хуже 30 %. Эта точность измерений соответствует самым точным наземным радиолокационным наблюдениям Марса.

Здесь даны значения эффективной диэлектрической проницаемости ε, плотности грунта ρ и температуры Т. Как видно, локальные значения этих параметров сильно изменяются в пределах одного витка орбиты. Такое же сильное изменение наблюдается и на всех остальных витках. Это свидетельствует о существенном изменении свойств вещества верхнего покрова в разных районах Марса.

Рис. 10. Результаты измерений эффективной диэлектрической проницаемости, плотности и термодинамической температуры грунта Марса, полученные в одном из сеансов работы станции «Марс-3»

Анализ измеренных значений температуры показал, что на полуметровой глубине существуют отрицательные (по шкале Цельсия) температуры и что значение этой локальной температуры практически не изменяется при пересечении «лучом» антенны линии терминатора (границы перехода от дня к ночи). Таким образом, радиоастрономические измерения показали, что на полуметровой глубине температура в течение суток практически не изменяется. Это служит еще одним подтверждением низкой теплопроводности марсианского грунта.

Небольшие изменения температуры на полуметровой глубине могут происходить только в течение нескольких месяцев — так называемые сезонные изменения температуры. Кстати, сезон (зима, весна, лето, осень) на Марсе длится примерно в 2 раза дольше, чем на Земле. Если на Марсе естественный холодильник можно создать на глубине около 0,5–1,0 м, то для создания такого холодильника на Луне достаточна глубина, в 2 раза меньшая. На малых глубинах на Марсе естественный холодильник сделать нельзя, так как в них в полдень на экваторе поверхностная температура достигает 30 °C в перигелии (когда Солнце находится на ближайшем расстоянии от Марса).