22
~.150°К. Отсюда можно сделать предположение, что мар-
сианские полярные шапки состоят из замерзшей углекислоты,
так как для диапазона давлений: 2-^9,5 мбар температура за-
мерзания СО2 колеблется в пределах 140—150° К.
На космических аппаратах «Маринер-6, 7» также был
применен метод радиозатмения. Прием радиосигналов осу-
ществлялся одновременно на 63-метровые антенны в Авст-
ралии и в США (Калифорнии и Западной Виргинии). Экс-
перимент проводился на длине волны 12,5 см с когерентной
ретрансляцией . сигнала с Земли и относительной стабиль-
ностью наземного передатчика 10~ 12 . Результаты измерений
интерпретировались в предположении сферически-симметрич-
ной атмосферы планеты. По полученному профилю рефрак-
ции для нижней части атмосферы Марса получены данные о
температуре и давлении, считая, что атмосфера целиком со-
стоит из углекислого газа. При этом было определено значе-
ние экваториального радиуса Марса г =3393±6 км. ,Пэ
этим данным получено значение атмосферного давления у по-
верхности Марса в пределах: 3,5-^-9 мбар при среднем зна-
чении 6,5 мбар. Температура у поверхности достигает значе/
ния ~ 260° К.. Полученные значения достаточно хорошо со*
гласуются с ранее полученными данными на «Маринер а -4»,.
Я
Ионосфера Венеры и Марса
Изучение ионосферы планет Солнечной системы имеет
принципиальное значение не толЬко для понимания проис-
хождения атмосфер планет в целом, но важно также с точ-
ки зрения обеспечения надежной радиосвязи с Космическими
аппаратами, совершающими полеты к планетам/Достижение
планет Марса и Венеры космическими аппаратами «Мари-
нер-4, 5, 6, 7» и «Венера-4, 5, 6» дали огромный материал
для изучения планетных ионосфер и сравнения их с зем-
ной ионосферой. При изучении ионосфер планет было исполь-
зовано два метода: радиозатменный и регистрация ионной
составляющей при помощи плазменных зондов. По данным
радиозатмения космического аппарата «Маринер-4» планетой
получено распределение электронной концентрации в днев-
ной и ночной ионосфере Марса. При этом оказалось:
1. Максимум электронной концентрации в дневной ионо-
сфере Марса на средних широтах находится на высоте
126 км и равен N e ~9- lO^lO 5 см~ 3 .
2. Шкалу высот электронов над максимумом можно счи-
тать прймерно постоянной и равной 20—25 км.
3. Наблюдается небольшой вторичный максимум на вы-
соте около 20—25 км ниже главного максимума.
4. Электронная концентрация в ночной ионосфере Марса
,не превышает 10 4 см~ ъ .
Эти результаты получены одночастотным методом. В этом
случае в силу специфики самих измерений в нижней части
атмосферы не удается однозначно разделить вклады, кото-
рые вносятся в величину показателя преломления нейтраль-
ными и заряженными частицами. Поэтому профили электрон-
ной концентрации ионосферы Марса, полученные в данном