Однако это было не так. Для изучения рельефа этих областей вскоре были применены еще два метода. Один состоял в использовании космических аппаратов, проходивших вблизи Марса или становившихся его спутниками, для наблюдений "радиозатмений" излучения спутника диском Марса (об этом мы расскажем несколько позже). Другой метод, очень простой и не требующий серьезных затрат, требовал только наличия мощного телескопа с хорошим инфракрасным спектрометром. Этот метод состоял в измерении эквивалентных ширин линий 002 в спектре отдельных областей Марса.
Как мы уже знаем, углекислый газ составляет более 90% марсианской атмосферы. Поэтому можно считать парциальное давление 002 пропорциональным полному давлению у поверхности Марса. Эквивалентная ширина полосы 002 в спектре планеты пропорциональна содержанию этого газа на пути луча и общему давлению, которое в свою очередь пропорционально содержанию 002 в вертикальном столбе единичного сечения. По формулам теоретической спектроскопии и по найденной в лаборатории зависимости эквивалентной ширины полосы от содержания газа на пути луча и давления (кривая, выражающая эту зависимость, называется кривой роста) можно по эквивалентной ширине полосы 002 определять давление у поверхности. Очевидно, что на
возвышенностях давление будет ниже, а в низинах выше. Переход от разности давлений к разности высот не представляет труда. Нуль-пункт шкалы высот определяется из радиолокационных наблюдений. Этот чрезвычайно остроумный метод был успешно применен американскими асгрономами М. Белтоном и Д. Хаюепом в 1969 г. Им удалось построить карту линий равных высот для значительной части марсианской поверхности. В дальнейшем этот метод применили другие ученые, в частности, советский астроном В, И. Мороз. Наиболее успешно этот метод применялся на космических аппаратах "Маринер-6", "Маринер-7", "Маринер-9", "Марс-3" и "Марс-5".
Сочетание всех трех методов показало хорошее согласие их между собой и позволило составить ясное представление о рельефе Марса. Оказалось, что светлая область Hellas-гигантская котловина, расположенная на 4,5 hM ниже среднего уровня поверхности, а в областях Tharsis и Claritas мы имеем, наоборот, плоскогорье высотой в 7 км. Светлые области Марса (материки) могут быть и плоскогорьями, и котловинами, тогда как темные области чаще всего располагаются в местах, где наблюдается перепад высот, т. е. на склонах. Какое значение имеет это обстоятельство для объяснения природы морей, будет выяснено ниже.
Итак, концепция "гладкого Марса" уступила место представлению о планете, обладающей сложным рельефом. Фотографии с космических кораблей еще более убедили нас в этом.