23
эксперименте, следует рассматривать как усредненную кар-
тину. Возможно, что локальные измерения будут отличаться
от построенных профилей. Профили электронной концентра-
ций, построенные по радиоизмерениям «Маринер-6, 7», за-
фиксировали в марсианской ионосфере максимум электрон-
ной концентрации Л^~1,5-10 5 см~ 3 на высоте 130 км, что на
50%' превышает величину максимума, полученную «Марине-
poitf-4». По-видимому, в данном случае сказались разные 1 пе-
риоды солнечной активности. Плазменная температура ионо-
сферы на высотах 130—190 км оказалась равной 400-г
^500° К.
Изучение ионосферы Вейёры проводилось на космическом
аппарате «Маринер-5» и автоматических станциях серии «Ве-
нер1а»! На Станциях «Венера» изучение иойной составляющей
осуществлялось с помощью плоских и полусферических трех-
1 электродных ловушек! заряженных частиц. В силу'тогоу что
2*
диапазон измеряемых величин был значительно завышен,,
удалось" получить только верхние пределы ионной 'концент-
рации в ночной ионосфере Венеры, которая нигде не пре-
вышала ~ 5 • 10 4 см~ г . Измерения малых концентраций дали
возможность установить верхний предел ~ 10 3 см~ г .па вы-
сотах >300 км. Полученные профили электронной концент-
рации радиозатменным методом выявили следующую струк-
туру ионосферы: на дневной стороне имеется максимум кон-
центрации ~ 5-^6 • 10 5 см~ г на высоте около 140 км, имеется
также дополнительный максимум на .высоте ~ 15 км ниже
главного. Если считать основной газовой составляющей угле-
кислый газ, то шкала высот выше главного максимума со-
ставит ~ 13 км, что соответствует Г~300°К, при этом на-
мечается рост шкалы высот с ростом высоты.
Модели атмосфер Венеры и Марса
Д а полетов космических аппаратов к планетам Марса и
Венеры различными авторами были построены модели ат-
мосфер планет, однако все они основывались на чисто ги-
потетических предположениях о химическом составе атмос-
фер и их структурных параметрах. Прямые измерения основ-
ных компонент атмосферы Марса и Венеры, а также темпе-
ратуры и давления позголили впервые количественно рас-
считать ряд новых моделей атмосфер. В настоящее время
во всех моделях как для Марса, так и для Венеры основной
компонентой принимается углекислый газ.
После полета космического корабля «Маринер-4» Чем-
берлен (Англия) и Клиоре (США) предложили модель верх-
ней атмосферы Марса с областью Е (Е — область иониза-
ции атмосферы солнечными рентгеновскими лучами).
На рис. 1 представлен температурный профиль и профиль
концентрации по Чемберлену. При построении профилен
принято, что диссоциация углекислоты пренебрежимо мала
и происходит полное перемешивание, электронная температу-
ра экзосферы Г=410°К. Согласно модели Чемберлена в об-
ласти термосферы (область, где температура возрастает с