Андрей Сергеевич Монин , Аскольд Александрович Силин , Василий Иванович Мороз , Александр Павлович Виноградов , Юрий Александрович Сурков , Сергей Сергеевич Зилитинкевич , Владимир Сергеевич Агалаков , Борис Николаевич Петров (учёный) - Современные достижения космонавтики (сборник статей)

ультрафиолетового излучения он распадается на молекулу угарного газа и атом кислорода. Такой же процесс распада водяного пара приводит к появлению атомов водорода, которые в 16 раз легче атомов кислорода. Вот почему выше 300–400 км атмосфера на Марсе становится в основном атомарно-водородной. Все же следы кислорода отмечаются на всех нитках орбиты, вплоть до высоты 700–800 км, где его концентрация равна всего 100 атомам в кубическом сантиметре. Плотность более легкого водорода падает очень медленно, уменьшаясь от 10 тыс. атомов в кубическом сантиметре около планеты до 100 атомов и даже меньше на расстоянии 10 тыс. км. Измерения на таких больших удалениях проводились в ходе специальных сеансов на станции «Марс-3».

Что касается температуры верхней атмосферы, то в области высот от 100 до 200 км она возрастает, а выше остается постоянной. Примерно такая же картина наблюдается и в верхних атмосферах Земли и Венеры. Как это ни странно, верхняя атмосфера Марса больше похожа на верхнюю атмосферу Венеры, нежели на земную.

Второй эксперимент по исследованию атмосферы не требует специальной аппаратуры и основан на анализе сигналов сантиметрового радиопередатчика станций в момент захода спутников за диск Марса или выхода из-за диска. Особенно важен этот эксперимент для исследования ионосферы Марса, которая раз в 10 менее плотна, чем ионосфера Земли. Ионосфера на Марсе «прижата» к поверхности: максимум электронной плотности расположен на высоте 140 км (при 300 км для земной ионосферы). На высотах около 110 км наблюдался второй максимум, электронная концентрация в котором примерно в 3 раза ниже. Нельзя исключить, что на высотах 65–80 км может быть третий относительный максимум с электронной концентрацией около 10 тыс. частиц в кубическом сантиметре.

На борту станций был размещен комплекс из трех приборов, предназначенный для исследования магнитного поля и заряженных частиц в окрестностях Марса. Такие исследования в принципе могут позволить сделать вывод о строении недр Марса, и в первую очередь о наличии или отсутствии у этой планеты, металлического ядра.

Станция «Маринер-4» в 1965 г. не обнаружила собственного магнитного поля у Марса. Однако она пролетала тогда на расстоянии 9100 км от поверхности планеты. Станции же «Марс-2» и «Марс-3» пролетали на удалении всего 1500 км.

Вплоть до этого расстояния с помощью чувствительного феррозондового магнитометра проводились измерения магнитного поля вблизи планеты. Обнаружены своеобразные изменения магнитного поля, в 8 раз превышающие уровень межпланетного фона. Интенсивность поля с приближением к Марсу возрастала по всем трем компонентам магнитометра. Нельзя исключить, что Марс обладает собственным слабым магнитным полем дипольного характера. Однако необходим дополнительный анализ данных измерений, чтобы более уверенно ответить на этот вопрос, чрезвычайно важный для понимания природы планеты.

По измерениям при помощи электронных ловушек на спутнике «Марс-3» обнаруживается закономерный рост потока электронов и электронной температуры вблизи перицентра орбиты по мере приближения спутника к планете. Вместе с тем был зарегистрирован также участок с горячим электронным газом вдали от перицентра, на расстоянии 180–200 тыс. км от планеты. Возможно, что это интересное явление, стличающееся от обычных представлений о распределении и температуре электронов в околопланетном пространстве, связано с особенностями космической среды в окрестностях Марса. Спектрометр заряженных частиц, регистрирующий ионы солнечного ветра в диапазоне энергий не более 10 килоэлектронвольт, показал вблизи Марса наличие зоны тепловых ионов. Форма внешней границы этой зоны и величина скачка скорости потока в солнечном ветре позволяют предположить наличие ударной'волны при взаимодействии солнечного ветра с верхней атмосферой Марса.

В комплексе экспериментов, проводившихся на спутниках «Марс-2 и 3», фотографированию планеты отводилась вспомогательная роль, связанная главным образом с обеспечением привязки результатов измерений в других спектральных интервалах. Вместе с тем снимки, выполненные на «Марсе-3» с больших расстояний, позволят уточнить оптическое сжатие планеты (отличающееся от динамического), строить, профили рельефа по изображению края диска на участках большой протяженности, получить цветные изображения диска Марса путем синтезирования фотоизображений, --">