Наличие V-образно расположенных датчиков и высокой пространственной разрешающей способности (поле зрения составляет 5,2 мрад) позволило осуществить по данным АТК «Викинга-1» построение тепловых карт Марса за период наблюдений с 3-го по 22-й виток (22 июня — 11 июля 1976 г.). Когда АМС проходит участок орбиты от апоапсиса до точки, находящейся в 2 ч от периапсиса, удается получить данные для всего диска планеты, представляющего собой преимущественно ее ночную сторону. Поле теплового излучения выявляет в этом случае широтные вариации радиационной температуры, обусловленные особенностями инсоляции в рассматриваемое время года (лето северного полушария), и быстрый подъем температуры поверхности после восхода Солнца. Так, например, по данным для 29 июня 1976 г. радиационная температура для диапазона 17,7–24 мкм варьирует от более 240 К в полдень на экваторе до менее 140 К вблизи Южного полюса. Значительные неоднородности поля температуры поверхности приурочены к особенностям рельефа.
Наблюдения южной полярной шапки с АМС «Маринер-7» позволили сделать вывод, что сезонные полярные шапки состоят главным образом из сухого льда. Однако состав остаточных полярных шапок подвергался длительной дискуссии. Изобилие флювиальных форм рельефа на Марсе позволяет считать, что марсианская атмосфера была в прошлом гораздо более плотной и постоянные резервуары СО>2 в виде отложений сухого льда в полярных шапках могли способствовать периодическим перестройкам атмосферы и, в частности, служить холодной «ловушкой», которая сильно влияет на динамику водяного пара.
Убедительным свидетельством отсутствия сухого льда было обнаружение в полярных районах температур поверхности, которые существенно превосходят температуру конденсации (148 К) углекислого газа при среднем давлении 6,1 мбар. Отсюда следует, что углекислый газ может быть «сконденсирован» в форме углекислотноводного клатрата СО>2·6Н>2О при эффективной плотности СО>2, равной 0,33 г/см>3, что может происходить при температуре на 5 К выше, чем точка конденсации чистого СО>2. Если же температура выше 155 К, то это означает невозможность существования сухого льда на поверхности Марса.
ИК измерения в интервалах 18–24 мкм и 10–13 мкм, осуществленные с борта АМС «Викинг-2» в районе Северного полюса поздним летом (31 августа 1976 г.), выявили соответствие между структурой полей излучения в видимой и ИК областях спектра [57]. Если яркостные температуры больших темных участков T>20 = 235 К, то остальная часть остаточной полярной шапки имела температуру, близкую к 205 К, а ее альбедо составляет около 43%. Сравнительно низкое альбедо льда указывает на его загрязненность. Почти для всех точек справедливо соотношение T