Выделяю в отдельную тему. Попытался построить профиль ЮПШ по результатам своих наблюдений.
1. На первом графике - результаты наблюдений.
Синиий график - результаты наблюдений. Последняя правая точка - данные по  фото Хаббла. Собственные фото дали результат в этом районе 86 - 86,8 град. По Хабблу - 86,5. Кривую я сгладил, чтобы вид ее стал более плавным - это розовый график. Далее обрабатывалась только аппроксимированная кривая. На ней четко просматриваются 2 зоны - зона интенсивного таяния ( с начала июля по конец августа) и зона крайне медленного таяния (сентябрь-ноябрь). На мой взгляд это объясняется увеличением толщины ПШ ближе к полюсу.
2. Предположив, что скорость таяния пропорциональна мощности солнечного излучения, я проинтегрировал поток солнечной энергии, с учетом наклона площадки и расстояния Марса от Солнца. Совместив две кривые - энергии и перемещения границы получил второй график.
Синия кривая - интеграл  солнечной мощности на границе ПШ от времени (естественно, с масштабным коэффициентом), розовая - смещение границы от 73 градусов.
Из графика видно, что в области интенсивного таяния кривые совпадают очень хорошо.
3. Предположив, что в начале процесса таяние происходит со скоростью 0,00028 мм/сек по толщине (0,25г/квм плотность 0,9 и подводимая мощность 150вт),  и в дальнейшем пропорционально солнечной радиации, построил профиль ЮПШ на момент 12.07.2005г. Масса ПШ при плотности 0,9 получилась около 2,5е15 кг.
 Выводы.
1. В довольно широком диапазоне широт (73-85) толщина ПШ нарастает практически линейно.
2. В районе полюса толщина шапки резко увеличивается.
3. Максимальная толщина ПШ может достигать единиц метров.

[ Кстати, чего?

Думается замерзшей углекислоты.

Я решил, что видимо удельная теплоемкость слабо зависит от температуры и давления.

Это не так - в зависимости от давления и температуры могут быть вполне равновесные состояния с минимальной энергией фазового перехода.
Вот тут коротко, возможно интересные для Вас данные по фазовым переходам углекислоты:
http://www.science.uwaterloo.ca/~cchieh/cact/c123/phasesdgm.html
обратите внимание, на то как загибается граница твердое-газообразное при малых давлениях. Похоже, при тех давлениях, которые имеют место быть на Марсе углекислоте потребуется настоящий космических холод (много меньше -120С), чтобы оставаться в твердом состоянии.