ник) озона. Измерения содержания озона в атмосфере Марса, выполненные АМС "Марс-5", позволяют оценить концентрацию атомарного кислорода в нижней атмосфере и скорость его вертикального переноса из верхней атмосферы, что важно для объяснения стабильности атмосферы Марса, По предварительным данным, концентрация атомарного кислорода на высоте 135 км составляет 2-8%.
По данным измерений ультрафиолетового излучения, рассеянного в верхней атмосфере Марса, была определена интенсивность линий атомарного водорода и кислорода на разных высотах. Излучение в линии атомарного водорода прослеживается до высот порядка 12000 км, где оно еще заметно превышает уровень фона межпланетной среды. Излучение в линии атомарного кислорода прослеживается до высот около 1000 км. Проведенные на АМС "Марс-2" и "Марс-3" измерения позволили найти зависимость концентрации атомов водорода от высоты над поверхностью Марса. На высоте 200 км концентрация атомов водорода около \0* атомов/с^, на высоте 4000 км она в 10 раз меньше, а дальше убывает все быстрее и на расстоянии около 15000 км от центра планеты число атомов водорода становится меньше 30 атомов/ел^
По данным АМС "Марс-2" и "Марс-3" были определены свойства ионосферы Марса. Ее нижняя граница лежит на высоте 80 км. С увеличением высоты электронная концентрация резко возрастает, достигая максимума (1,7-10^ электрон/ел^) на высоте 138 км, а затем плавно уменьшается. Замечены еще два максимума на высотах 85 и 107 км.
Во время пролета станции "Марс-4" за диском планеты 10 февраля 1974 г. было проведено радиопросвечивание ее атмосферы на радиоволнах 8 и 32 см. Обработка записей принятых сигналов группой сотрудников Института радиотехники и электроники АН СССР (М. А. Колосов, Н. А. Савич и др.) позволила обнаружить ночную ионосферу Марса с высотой главного максимума ионизации 110 км и электронной концентрацией 4,6-10^ см~^. Обнаружены также два вторичных максимума на высотах 65 и 185 км.
Просвечивание ночной ионосферы Марса проводилось при выходе станции из-за диска планеты, причем впервые на двух частотах одновременно. При заходе станции "Марс-4" таким же методом была просвечена вечерняя ионосфера Марса. У нее главный максимум приходится на высоту 140 км с электронной концентрацией 5,9-10" см~^ и вторичный-на уровень 100 км с концентрацией 10*см~~^ (что близко к уровню ночной ионосферы). Ход электронной концентрации вечерней ионосферы близок к тому, что был получен в 1971 г. для дневной ионосферы с помощью АМС "Марс-2".
По показаниям магнитометров станций "Марс-2" и "Марс-3" советскому ученому Ш. Ш. Долгинову удалось установить наличие у Марса слабого магнитного поля. Его напряженность на экваторе около 60 гамм, на полюсе 120 гамм. Напомним, что напряженность магнитного поля Земли на полюсе составляет 0,6 эрстеда, а 1 эрстед = 10^ гамм. Таким образом, напряженность магнитного поля Марса в 500 раз слабее земного. Другая характеристика магнитного поля планеты - магнитный момент-оказался равным 2,47-10^ эрстед -см"", т. е. 3-10~" магнитного момента Земли. По этим данным Ш. Ш. Долгинов определил границу фронта ударной волны, где поток частиц солнечного ветра вступает во взаимодействие с магнитосферой планеты. На этой границе происходит скачкообразное падение