Регистрировались положительные коллекторные токи от 10^-10 до 50-10^-10 ампер и отрицательные коллекторные токи от 10-10 до 15-10^-10 ампер; мгновенные величины всех коллекторных токов замерялись каждые 30 секунд, Измерения начинались на удалениях от поверхности Земли, превышающих 1500 километров.
Материалы измерений с помощью трехэлектродных ловушек, полученные станциями «Луна-1», «Луна-3» и особенно станцией «Луна-2», давшей около 1200 замеров коллекторных токов, позволили составить достаточно определенное представление о потоках солнечной плазмы и об ионизированном газе в пространстве от Земли до Луны.
Обнаружено, что Земля имеет ионизированную газовую оболочку толщиной порядка 15 тысяч километров с концентрацией около тысячи ионов в кубическом сантиметре (и более – на малых высотах), весьма заметно превышающей концентрацию ионов в межпланетном пространстве.
Измерения, проведенные станцией «Луна-2», показала что на высотах более 15 000 километров ионосфера Земли состоит из ионизированного водорода; в то же время известно, что на высотах до 1000 километров преобладают свободные электроны; таким образом, ионосфера в промежутке высот 1000 – 15 000 километров из «кислородной» становится «водородной».
Сопоставление данных, полученных научными станциями «Луна-1», «Луна-2» и «Луна-3», с известными ранее материалами измерений геофизическими ракетами в феврале 1959 года и третьим спутником Земли позволило дать картину распределения концентрации заряженных частиц в околоземном пространстве (рис. 30) для периода, соответствующего примерно максимуму солнечной активности, т. е. периоду использованных наблюдений в течение 1958 – 1959 годов.
Анализ измерений, проведенных первыми тремя советскими научными станциями, запущенными к Луне, привел к заключению о наличии третьего радиационного пояса Земли (см. рис. 26) на расстоянии 50 – 70 тысяч километров от ее поверхности с потоками электронов Nе= 10^8 – 2*10^8 на квадратный сантиметр в секунду и энергией более 200 электронвольт.
Магнитные измерения, проведенные на американском спутнике «Эксплорер-6» и ракете «Пионер-5» (1959 и 1960 годы), подтвердили, что третий радиационный пояс – это постоянное образование; его границы и динамика подлежат уточнению.
Обработка измерений токов ловушек, установленных на советских научных станциях, дала возможность оценить концентрацию стационарного межпланетного ионизированного газа. В частности, по пересчету соответствующих данных станции «Луна-3», при ее удалении на расстояние около 20 радиусов Земли (примерно 130 тысяч километров) концентрация ионов стационарного газа оказалась равной нескольким единицам в кубическом сантиметре. (До 1959 года – согласно наблюдениям поляризации зодиакального света, выполненным немецкими учеными Г. Зидентопфом и А. Бэром – общепринятым было мнение о концентрации межпланетного ионизированного газа, равной 500 – 1000 частиц в кубическом сантиметре.)
Исследование плазмы окололунного пространства с помощью первого лунного спутника «Луна-10» (с 3 апреля по 29 мая 1966 года) проводилось посредством модифицированных четырехэлектродных ловушек заряженных частиц.
Избирательный усилитель тока звуковой частоты обеспечивал измерение токов в пределах 10-9 – 10-12 ампер, что позволило регистрировать потоки ионов до величины не менее 106 на квадратный сантиметр в секунду.
Анализ материалов измерений показал, что замеренные токи (и соответствующие потоки электронов) в хвосте земной магнитосферы несколько меньше, чем вне ее.
Потоки положительных ионов в окололунном пространстве с энергией, превышающей 50 электронвольт, имеют тот же порядок величины, что и поток протонов невозмущенного солнечного ветра – до 5108 на квадратный сантиметр в секунду; однако вблизи Луны имеется область возмущений плазмы, в которой направление движения ионов не совпадает с направлением солнечного ветра.
В районе 350 – 1000 километров над поверхностью Луны можно предполагать наличие лунной ионосферы с максимально возможной концентрацией ионов – до 300 в кубическом сантиметре.
В последующих исследованиях предстоит определить энергетические спектры как положительных ионов при пересечении хвоста земной магнитосферы, так и потока электронов в ней.