§ 1. Открытие и первые исследования

Ранним утром 12 июня 1885 г. приват-доцент Московского университета В. К. Цераский (будущий директор Московской обсерватории), возвращаясь с прогулки, заметил на предрассветном небе необычно яркие облака, заполнявшие сумеречный сегмент. Эти облака произвели на Цераского большое впечатление. Особенно удивило ученого то обстоятельство, что эти «светящиеся» облака, ярко выделяясь на фоне сумеречного сегмента, совершенно пропадали, выходя за его пределы.

В то время Цераский занимался фотометрией блеска звезд, значительно усовершенствовал для этого визуальный фотометр Цёлльнера (получивший впоследствии название фотометра Цёлльнера — Цераского), и его крайне беспокоило такое «поведение» светящихся облаков. Ведь они, не будучи видимы, но поглощая свет звезд, могут искажать результаты фотометрических измерений. «Вот уже два лета невозможно проводить астрофотометрические наблюдения», — писал Цераский год спустя.

Впрочем, первые же измерения поглощательной способности ночных светящихся облаков (так назвал их Цераский), как и последующие наблюдения, показали, что эти облака весьма прозрачны и не ослабляют заметным образом свет звезд, так что Цераский волновался напрасно. (Соответствующие числовые оценки будут приведены в § 5)

В. К. Цераский не был первым наблюдателем, заметившим серебристые облака. За 4 дня до него, 8 июня, их наблюдал Т.Бакгауз в Киссингене (Германия), а 10 июня их заметил в Праге Вацлав Ласка — будущий основатель астрономической обсерватории во Львове. Но Ласка сообщил о своих наблюдениях много позже, через несколько лет, а Бакгауз ограничился публикацией небольшой заметки в одном метеорологическом журнале. Цераский же не удовлетворился общими наблюдениями, а спустя две недели совместно с А. А. Белопольским определил высоту серебристых облаков по наблюдениям из двух пунктов, получив в среднем из четырех наблюдений 79 км, что очень близко к современным данным.

Вот как описывал ночные светящиеся облака В. К. Цераский: «…Это настолько блестящее явление, что совершенно невозможно составить себе о нем представление без рисунков и подробного описания. Некоторые длинные, ослепительно серебристые полосы, перекрещивающиеся или параллельные горизонту, изменяются довольно медленно и столь резки, что их можно удерживать в поле зрения телескопа. Облака можно без труда сфотографировать, причем получается эффектное изображение».

Из этих слов ясно, что В. К. Цераский не только наблюдал визуально серебристые облака, но и фотографировал их. К сожалению, эти фотографии до нас не дошли. Поскольку приведенная выше запись сделана в июле 1886 г., ясно, что Цераскому удалось сфотографировать серебристые облака в 1885 или в 1886 г., за 1–2 года до О. Иессе, которому принадлежат первые опубликованные снимки серебристых облаков.

Очень яркие серебристые облака, появившиеся над Европой 23 июня 1885 г., были замечены многими наблюдателями, в том числе эстонским астрономом Э. Гартвигом в Тарту и немецким метеорологом О. Иессе в Штеглице. Отто Иессе постарался привлечь к новому явлению внимание как можно большего количества наблюдателей: метеорологов и астрономов, путем публикации наблюдений и «призывов к наблюдениям». Именно Иессе ввел в науку термин «серебристые облака». В 1889 г. он получил удачные снимки серебристых облаков с двух станций (рис. 1), по которым измерил их высоту — 75 км, что было близко к значению, полученному нашими учеными. Их измерения, увы, были опубликованы Цераским только в 1887 г. в его работе «Астрономический фотометр и его приложения». На Западе они стали известны, однако, не из этой работы, а из краткого сообщения в журнале «Ciel et Тегге» бельгийского астронома Ж. Нистена, побывавшего в августе 1887 г. в России (с целью наблюдения полного солнечного затмения) и узнавшего об измерениях русских астрономов от А. А. Белопольского.

Рис. 1. Первые фотографии серебристых облаков 20 июля 1889 г.

( О. Иессе . Германия).

В последующие годы О. Иессе провел большую серию измерений высот и скоростей движения серебристых облаков. получив их среднюю высоту 82 км с весьма небольшим разбросом (±5 км) и скорости движения 40÷180 метров в секунду с преимущественным направлением на юго-запад.

В. К. Цераский наблюдал серебристые облака до 1892 г., а в 1890 г. опубликовал заметку «О светящихся облаках», где подводил итоги своим наблюдениям.

20 декабря 1888 г. было получено первое сообщение о наблюдении серебристых облаков в южном полушарии — их наблюдал Штубенраух в Пунта-Аренас (Чили, широта —52°). Но в Северной Америке серебристые облака не наблюдались до 1933 г. (!). Возможно, что на них там просто не обращали внимания.

Начиная с 1892 г. интенсивность серебристых облаков пошла на убыль и, количество их наблюдений резко уменьшилось.

Первая гипотеза, объяснявшая образование серебристых облаков конденсацией паров, занесенных в верхнюю атмосферу в результате взрыва вулкана Кракатау 27 августа 1333 г., была высказана в 1887 г. немецким физиком Ф. Кольраушем и поддержана О. Иессе. Эта гипотеза «прожила» около 40 лет и была оставлена после того, как другие мощные извержении вулканов (Мон-Пеле, 1902 г.; Катмаи, 1912 г.) не вызвали появления серебристых облаков.

Новый прилив интереса к серебристым облакам связан с их появлением в период аномальных оптических явлений после падения Тунгусского метеорита 30 июня 1908 г. Впрочем, о самом Тунгусском явлении ученые узнали гораздо позже, уже в начале 20-х годов. Именно тогда начали формироваться новые идеи и гипотезы о природе и происхождении серебристых облаков.

В 1926 г. Л. А. Кулик, стремясь объяснить появление интенсивных серебристых облаков сразу же после падения Тунгусского метеорита, высказал мнение, что «серебристые облака обязаны своим происхождением метеоритам — наиболее мелкой легкой части продуктов возгонки их вещества при их вторжении в земную атмосферу». Тогда же Л. А. Кулик уточнил, что не только продукты распыления в атмосфере метеоритов, но и продукты испарения метеоров, постоянно влетающих в земную атмосферу, могут формировать частицы серебристых облаков. Так возникла метеорно-метеоритная гипотеза, просуществовавшая более 30 лет и весьма неохотно сдавшая свои позиции в конце 50-х годов конденсационной (ледяной) гипотезе.

Конденсационная гипотеза предполагает, что серебристые облака состоят из кристалликов льда, образующихся в верхних слоях атмосферы в результате конденсации водяного пара. Если не считать ее «вулканического варианта», предложенного еще в 1887–1888 гг. Ф. Кольраушем и О. Иессе, то можно считать временем возникновения конденсационной гипотезы 1925–1926 гг., когда она была предложена А. Вегенером и В. Ярдецким. При этом и А. Вегенер, и поддержавший эту гипотезу в 1933 г. У. Хамфрис справедливо указывали, что для образования ледяных кристалликов на высоте около 80 км должны царить очень низкие температуры (согласно Хамфрису, порядка 150 K). Но в те годы в науке господствовало представление о довольно высоких температурах на этой высоте — до 300 K. Эта точка зрения держалась до начала 50-х годов, т. е. до прямых измерений температур верхней атмосферы приборами, установленными на ракетах. Именно поэтому метеорная гипотеза в течение почти 30 лет пользовалась большей популярностью, чем конденсационная: ее поддерживали И. С. Астапович, К. Штермер (Норвегия), Е. Вестин (США).

Впрочем, еще в 1926 г. Л. А. Кулик предложил как бы компромиссный вариант, объединяющий обе гипотезы. Он писал: «…заряженные частицы одновременно оседающей метеорной пыли могли быть центрами конденсации паров воды и образующихся градин». К сожалению, эта плодотворная идея прошла незамеченной и была вновь высказана, в несколько иной форме, В. А. Бронштэном четверть века спустя.

В 20-е годы наблюдения серебристых облаков вели в СССР отдельные наблюдатели-энтузиасты: С. Р. Лаптев-Зенковский, Е. Л. Кринов, О. В. Деминев, И. С. Астапович. В Норвегии К. Штермер в начале 30-х годов привел большую серию измерений высот и скоростей серебристых облаков. Он получил то же среднее значение высоты, что и О. Иессе за полвека до него — 82 км.

В 1934 г. американский исследователь Е. Вестин опубликовал большой итоговый обзор, в котором были собраны результаты исследований серебристых облаков в Западной Европе за 48 лет. В этой работе была сделана первая серьезная попытка сопоставить появления серебристых облаков с извержениями вулканов, активностью метеорных потоков и другими явлениями.

В 1936 г. по инициативе И. С. Астаповича начались систематические наблюдения серебристых облаков в СССР, организованные Всесоюзным астрономо-геодезическим обществом (ВАГО). Их результаты были опубликованы в 1938–1939 гг. Г. О. Затейщиковым, В. А. Бронштэном и самим И. С. Астаповичем. С ними мы познакомим читателя ниже. Дальнейшие исследования были прерваны войной.

В послевоенные годы интерес к серебристым облакам продолжал усиливаться. В 1952 г. И. А. Хвостиков, опираясь на новые ракетные измерения температур верхних слоев атмосферы, показавших наличие на высотах 75–80 км второго температурного минимума, предложил новый вариант конденсационной гипотезы, в котором ей давалось количественное обоснование. Начиная с 1954 г., эту точку зрения развил в ряде работ В. А. Бронштэн, сумевший объяснить широтный и сезонный эффекты видимости серебристых облаков, т. е. их появление только летом и только в средних широтах.

Проведение в 1957–1959 гг. широкой программы исследований верхней атмосферы в рамках Международного геофизического года (МГГ) и Международного геофизического сотрудничества (МГС) позволило поставить разносторонние исследования серебристых облаков. Еще до начала МГГ Н. И. Гришин разработал морфологическую классификацию форм серебристых облаков, впервые получил их спектры, обнаружил связь их появлений с метеорологическими условиями в тропосфере. В дальнейшем он развил теорию волновых процессов в серебристых облаках, применил для изучения их динамики метод замедленной киносъемки.

В период МГГ были проведены инструментальные исследования оптических свойств серебристых облаков. Успешные фотометрические и поляриметрические наблюдения их провела экспедиция Ленинградского отделения ВАГО под руководством О. Б. Васильева. Определения поляризации света и индикатрисы рассеяния частиц облаков дали возможность оценить размеры этих частиц — доли микрометра. Начались систематические исследования серебристых облаков в Эстонском и Латвийском отделениях ВАГО с передачей их в дальнейшем специальным научным учреждениям — Институту астрофизики и физики атмосферы АН ЭССР и Латвийскому университету. Эстонские астрофизики во главе с Ч. И. Виллманном также получили индикатрису рассеяния и изучили оптические свойства облаков. В Латвии М. А. Дирикис, Э. Э. Мукинс, Ю. Л. Францман разработали простые методы определения высот облаков по фотографиям, снятым из двух пунктов. Более точные, хотя и более трудные методы предложил М. И. Буров из Московского института инженеров геодезии, аэрофотосъемки и картографии. Этими методами было сделано несколько сотен измерений высот серебристых облаков, показавших, что иногда они располагается в несколько «этажей» с интервалами в 3–5 км.

По всему Союзу начались регулярные синоптические наблюдения серебристых облаков. Их наблюдали в Эстонии, Латвии, Ленинграде, Бологом, Калинине, Ярославле, Москве, Рязани, Смоленске, Минске, Горьком, Куйбышеве, Свердловске, Новосибирске, Томске, Иркутске и других городах.

Систематические наблюдения серебристых облаков начались во многих странах мира. В США и Канаде была создана под руководством Б. Фогля специальная сеть станций. В Швеции исследования серебристых облаков (включая ракетные эксперименты) проводились под руководством Г. Витта, в ФРГ — под руководством В. Шредера и В. Фольца, в ГДР исследования серебристых облаков проводил Г. Дитце. Все эти исследования позволили узнать много нового о природе и свойствах серебристых облаков, а заодно — о динамике слоя мезопаузы, в котором они находятся. Об этих результатах будет рассказано в следующих параграфах.

 

§ 2. Строение верхних слоев атмосферы

Для понимания того, что мы будем рассказывать дальше о серебристых облаках, необходимо иметь хотя бы общие представления о строении земной атмосферы, а особенно ее верхних слоев.

Основным признаком, определяющим подразделение атмосферы на отдельные слои, является изменение ее температуры с высотой. Характер этого изменения во многом зависит от состава атмосферы.

Нижний слой атмосферы Земли (тропосфера) имеет следующий химический состав (по объему, в процентах): азот — 78,09, кислород — 20,95, аргон — 0,93, углекислый газ — 0,03. На долю остальных газов приходятся уже тысячные и десятитысячные доли процента. Такой состав атмосфера имеет почти до высоты 90 км.

Но установить это удалось не сразу. Длительное время в науке господствовала теория диффузионного разделения газов, согласно которой самые легкие газы (водород и гелий) сосредоточены в верхних слоях атмосферы, а более тяжелые (азот, кислород и особенно аргон и углекислый газ) — в нижних слоях. Уже в 30-е годы XX в. удалось доказать, что благодаря интенсивному перемешиванию состав атмосферы до довольно больших высот остается постоянным и только потом начинается диффузионное разделение.

Кроме постоянных компонентов, перечисленных выше, атмосфера содержит переменные компоненты: озон и водяной пар. Эти компоненты оказывают большое влияние на тепловой режим Земли и ее атмосферы.

Рассмотрим схему строения земной атмосферы (рис. 2).

Рис. 2. Схема строения земной атмосферы:

1  — тропосферные облака нижнего яруса, 2 — перистые облака, 3 — перламутровые облака, 4 — серебристые облака, 5 метеоры, 6 — болид, 7 — полярные сияния, 8 — метеорологическая ракета, 9 — геофизическая ракета.

Известно, что в ее нижнем слое, именуемом тропосферой (от греческого тропэ — поворот), температура быстро падает с высотой: на 6÷7 градусов на километр высоты (зимой несколько меньше). Это происходит потому, что нижние (приземные) слои атмосферы получают тепло от земной поверхности, излучающей его в диапазоне инфракрасных лучей и передающей тепло также за счет конвекции и теплопроводности. В тропосфере образуются облака, осадки, дуют ветры, образуются самые различные метеорологические явления.

В зависимости от строения атомов и молекул различных газов они способны поглощать в той или иной степени излучение в различных диапазонах длин волн. Тар, молекула водяного пара (Н2О) интенсивно поглощает инфракрасные лучи во всем диапазоне, за исключением «окна» на длинах волн 8÷13 мкм. Напротив, озон (трехатомный кислород, О3) поглощает ультрафиолетовые лучи короче 0,36 мкм.

На уровне от 11 до 17 км падение температуры с высотой прекращается и начинается стратосфера — сравнительно спокойная область атмосферы с почти постоянной температурой до высоты 34÷36 км и ростом температуры до уровня ~ 60 км. Этот рост происходит за счет поглощения солнечных ультрафиолетовых лучей слоем озона, о котором подробнее будет сказано ниже. Пограничная область между тропосферой и стратосферой называется тропопаузой.

Выше стратосферы, примерно от уровня озонного пика температуры и до 30–85 км простирается мезосфера — область нового падения температуры с высотой. Мезосферу от стратосферы отделяет узкая область стратопаузы, примерно соответствующей высоте озонного максимума.

Еще выше температура вновь начинает расти. Сюда еще доходит ультрафиолетовое излучение Солнца на длинах волн короче 0,2 мкм, а в этой области спектра находятся полосы поглощения Шумана — Рунге молекулы кислорода (длины волн 1925–1760 A°; 1 A° (ангстрем) = 10-4 мкм). Еще дальше в сторону коротких длин волн расположена сплошная область поглощения, называемая континуумом Шумана — Рунге (длины волн 1760–1350 А°). Поглощение лучей этих длин волн молекулярным кислородом приводит к нагреванию нижней термосферы — так принято называть область роста температуры выше 85 км.

Но поглощение солнечных ультрафиолетовых лучей приводит и к другому процессу — к диссоциации молекул кислорода на атомы. Этот процесс начинается от высоты 30 км и заканчивается на высотах 120–130 км. Выше весь кислород оказывается диссоциированным, т. е. состоящим из атомов.

С главным компонентом земной атмосферы — азотом положение сложнее. Вероятность (или, как принято говорить, эффективное сечение) диссоциации за счет прямого поглощения солнечных лучей у молекулы азота крайне мала. Диссоциация азота возможна лишь в результате более сложных реакций, например, диссоциативной рекомбинации молекулярных ионов азота. Иначе говоря, сперва происходит ионизация молекулы азота, а потом молекулярный ион рекомбинирует с электроном, распадаясь при этом на два атома азота. Есть еще ряд реакций с участием иона молекулы окиси азота NO+, в результате которых образуется атомарный азот. Но для осуществления первой из этих реакций — фотоионизации молекулы азота — необходимо излучение с длиной волны менее 1270 А°. Поэтому диссоциация азота начинается выше, чем диссоциация кислорода, а именно, начиная с 200 км, причем концентрация атомов азота начинает превышать концентрацию молекул только на высоте 400 км.

Что же обусловливает продолжающийся рост температуры с высотой в верхней термосфере (выше 150 км)? В основном — опять-таки ультрафиолетовое излучение Солнца. В верхних слоях атмосферы происходит ионизация атомов и молекул, образуются слои заряженных частиц, известные под общим названием ионосфера. Но солнечные лучи, ионизуя атомы и молекулы воздуха, сообщают им дополнительную энергию, переходящую в скорости беспорядочных движений, что и проявляется в увеличении температуры до 2000 градусов на высоте около 1000 км. Заряженные частицы путем столкновений передают энергию нейтральным частицам.

Выше 100 км начинается диффузионное разделение газов, поскольку перемешивание на этих высотах уже не играет той роли, как на более низких уровнях. Химический состав атмосферы начинает меняться с высотой. Эта область переменного состава атмосферы называется гетеросферой, тогда как] область постоянного состава (ниже 100 км) называется гомосферой.

Если до высоты 180 км главным компонентом атмосферы продолжают оставаться молекулы азота, то в интервале высот 180–600 км их место занимают атомы кислорода. Между 600 и 1600 км главным компонентом является гелий, еще выше — атомарный водород. Нужно, однако, помнить, что границы эти условны и зависят от времени суток, а также от уровня солнечной активности.

Рассмотрим теперь строение атмосферы с несколько иной точки зрения, а именно с точки зрения ее взаимодействия с солнечными лучами. Хотя об этом уже не раз говорилось, мы совершим здесь как бы путешествие вместе с солнечным лучом в направлении сверху вниз. Это позволит привести все сказанное о взаимодействии излучения Солнца с атомами и молекулами атмосферы в стройную систему.

Солнечные лучи вступают на границу земной атмосферы как бы широким фронтом — на всех длинах волн. Сначала происходит ионизация атомов водорода (преобладающих, как мы видели, выше 1600 км), затем атомов гелия и кислорода. Но из-за разреженности атмосферы на больших высотах поглощение солнечного излучения выше 300 км практически незаметно.

Однако ниже 300 км поглощение ультрафиолетовых лучей постепенно растет в результате ионизации сначала атомов кислорода, затем атомов и молекул азота и молекул окиси азота и, наконец, молекул кислорода. Поглощаются в основном лучи с длинами волн от 100 до 1020 А° (энергия фотона с длиной волны 1020 А° соответствует потенциалу ионизации атома кислорода — это наименьшая энергия, необходимая для отрыва от атома внешнего электрона). Уже на высотах 120–140 км эта часть солнечного спектра поглощается полностью. Зато она обеспечивает ионизацию самого мощного слоя ионосферы — слоя F, который принято подразделять на два подслоя: F1 (130–180 км) и F2 (180—1000 км). Максимум электронной концентрации (равной на этих высотах концентрации положительных ионов) достигается на высотах 250–300 км. Она равна там примерно 106 электронов/см3.

Ниже 130 км проходят мягкие рентгеновские лучи (30—100 А°), которые ионизуют слой Е ионосферы (90—130 км). Жесткое рентгеновское излучение доходит до высот 60 км и образует самый нижний, хотя и обладающим наименьшей электронной концентрацией (103 электронов/см3) слой D ионосферы.

Надо заметить, что мы нарисовали здесь лишь самую общую схему процессов. Ведь, кроме ионизации, непрерывно «работает» обратный процесс — рекомбинация, приводящий к уничтожению ионов и электронов, к воссоединению их в нейтральные частицы. Изучением процессов, происходящих в верхних слоях атмосферы с атомами, молекулами, ионами и электронами при их взаимодействии друг с другом и с солнечным излучением, занимается наука аэрономия).

Вернемся к солнечному излучению. Потеряв на высоте 100 км полностью свой самый коротковолновый участок λ < 1020 А°), оно начинает далее испытывать поглощение лучей на бóльших длинах волн. Молекулы кислорода поглощают излучение в континууме Шумана — Рунге (1760–1220 А°) энергия которого расходуется на их диссоциацию. Ниже 80 км эта часть солнечного спектра поглощается полностью. Однако излучение в области полос Шумана — Рунге (1925–1760 А°) проходит и продолжает диссоциировать молекулы кислорода ниже 80 км. Образовавшиеся атомы кислорода могут взаимодействовать со своими молекулами и с какой-нибудь третьей частицей (обозначим ее буквой М), образуя в таких тройных столкновениях молекулы озона O2

O2 + O + M —> O3 + M

Так образуется слой озона, или озоносфера. Он не может образоваться выше 80 км, поскольку вероятность тройных столкновений быстро падает с уменьшением плотности атмосферы на больших высотах. Не может озон образовываться и ниже 10 км — там нет атомов кислорода, поскольку излучение в области полос Шумана — Рунге полностью поглощается выше этого уровня.

Но озон сам является мощным поглотителем ультрафиолетовых лучей вплоть до длины волны 3100 А°. Энергия этих лучей расходуется на диссоциацию молекул озона, уравновешивая их образование в ходе тройных столкновений. Максимальная концентрация озона достигается на высотах 25–30 км. Этот уровень не совпадает с уровнем озонного максимума температуры 60–55 км. Происходит это потому, что лучи, несущие наибольшую энергию, поглощаются выше и до уровня максимальной концентрации озона не доходят. Те же лучи, которые достигают этого уровня, имеют относительно небольшую энергию и не могут нагреть молекулы озона, а через них — и других газов до достаточно высоких температур. Поэтому, как ни странно, в области максимальной концентрации озона температуры довольно низкие.

Хорошо известно значение озоносферы для защиты всего живого на Земле — растений, животных и людей — от губительного действия солнечных ультрафиолетовых лучей. Любые процессы, связанные с деятельностью человека, которые способны привести хотя бы к частичному разрушению озонного слоя, могут иметь роковые последствия для жизни на Земле.

В отличие от температуры, давление р и плотность ρ воздуха убывают с высотой монотонно, в соответствии с так называемой барометрической' формулой:

Здесь р0, ρ0 — давление и плотность на уровне моря, Н — высота, отсчитываемая от этого уровня, Н* — очень важная величина, называемая шкалой высот, или высотой однородной атмосферы. Она определяет интервал высот, на котором плотность и давление уменьшаются в е раз (е = 2,718…— основание натуральных логарифмов). Как показывает теория, величина Н* определяется формулой

Н* = R∙T/μ∙g, (2)

где Т — температура, μ — средняя относительная молекулярная масса газа, g — ускорение силы тяжести, R — универсальная газовая постоянная. Поскольку g меняется с высотой очень медленно, можно считать, что H* зависит только от двух переменных величин: температуры Т и средней молекулярной массы μ, а в пределах гомосферы (где μ постоянна) только от Т. На уровне моря H* = 8 км. Нетрудно сообразить, что если бы можно было создать однородную атмосферу той же плотности, что у поверхности Земли, и с тем же общим давлением, ее высота была бы равна H*. Для тех читателей, которые знают интегральное исчисление, дадим краткое доказательство этого.

Найдем суммарную массу столба реальной атмосферы единичного сечения, используя вторую формулу (1). Для этого проинтегрируем плотность воздуха по высоте от нуля до бесконечности:

Таким образом, масса нашего столба равна массе столба воображаемой однородной атмосферы высотой H* и плотностью, равной ρ0. Поскольку давление газа p = ρ∙R∙T, в изотермической атмосфере, очевидно, и давление будет равно давлению однородного столба высотой H*.

Если атмосфера неизотермична (а именно так и обстоит дело в случае земной атмосферы), величина H* переменна и для каждого уровня имеет свое значение. Так, на уровне тропопаузы 6,4 км, на уровне стратопаузы H* = 8,4 км, на уровне мезопаузы (где и образуются серебристые облака) H* = 5 км. В термосфере H* быстро растет, не только за счет роста температуры, но и за счет уменьшения μ. Уже на высоте 215 км H* = 50 км, а на высоте 600 км H* = 100 км.

В заключение остановимся на некоторых явлениях, происходящих в атмосфере. Образование обычных (тропосферных) облаков происходит, как правило, на высотах от 0,5 до 6 км (слоистые, дождевые, кучевые). На больших высотах плавают высоко-кучевые и высоко-слоистые облака. Однако выше 7,5 км облака почти целиком состоят из ледяных кристаллов: это перистые облака, высота которых может доходить до 15–17 км.

Еще выше, на уровне 25–30 км, наблюдаются так называемые перламутровые облака — явление гораздо более редкое, чем серебристые облака.

На высотах от 120 до 70 км происходит испарение и плавление входящих в атмосферу метеорных тел — наблюдаются метеоры, свечение которых в основном определяется излучением атомов и ионов метеорных паров. На уровнях 80—100 км наблюдается некоторое относительное изобилие метеорных атомов, и ионов: здесь они образуются, после чего смешиваются в ходе диффузии с атомами и молекулами воздуха.

При полете метеора за ним формируется ионно-электронный след, отражающий метровые радиоволны. Весь этот комплекс явлений принято называть метеорными явлениями.

Еще выше расположена область полярных сияний (рис. 3).

Рис. 3. Полярное сияние 18–19 июля 1965 г., видимое одновременно с серебристыми облаками

(фото Б. Фогля , Канада).

Обычно разные формы полярных сияний располагаются на высотах от 100 до 1000 км, хотя иногда нижние границы дуг полярных сияний спускаются до 80 км. Как показывает спектральный анализ, основной вклад в свечение полярных сияний вносит излучение атомарного кислорода (особенно в зеленой линии 5577 А°), атомарной) азота, их ионов, молекул азота и кислорода и их ионов, а также водорода, гелия, натрия. Возбуждение свечения всех этих частиц происходит за счет их соударений с быстрыми заряженными частицами, летящими от Солнца (солнечный ветер). Это — протоны, электроны и ионы различных элементов, а также нейтральные атомы. Но основную роль в возбуждении свечения полярных сияний играют протоны и электроны. Поскольку эти частицы — заряженные, их траектории отклоняются магнитным полем Земли в сторону геомагнитных полюсов, поэтому сияния наблюдаются преимущественно в полярных районах.

Кроме полярных сияний, наблюдается еще общее свечение ночного неба, вызванное как возбуждением за счет столкновений, так и флуоресценцией газов атмосферы в результате фотовозбуждення (это свечение наблюдается вскоре после захода Солнца).

Мы закончили обзор строения верхних слоев атмосферы. Остается добавить, что в настоящее время все они доступны прямому изучению приборами, доставляемыми на самолетах (до 15–20 км), аэростатах (до 40 км), геофизических ракетах (до 250 км), искусственных спутниках Земли (до границ атмосферы).

Кстати, а что считать границей атмосферы? Исследования последних лет показали, что ионосфера простирается до высот в тысячи и десятки тысяч километров. Поэтому понятие границы атмосферы весьма условно. Часто принимают высоту этой границы в 2000 км. То, что выше, называют протоносферой — оболочкой, состоящей из ядер атомов водорода — протонов. За пределами атмосферы находятся радиационные пояса Земли. Систему частиц захваченных магнитным полем нашей планеты движущихся вдоль его силовых линий, принято называть магнитосферой Земли.

Сведения о давлении, плотности и температуре атмосферы до высоты 700 км приведены в Приложении 1 в конце книги.

 

§ 3. Условия наблюдений, высоты и скорости серебристых облаков

Как мы уже говорили, серебристые облака наблюдаются только на фоне сумеречного сегмента. Происходит это потому, что они светятся в основном отраженным светом Солнца, хотя, как подробнее будет сказано ниже, часть посылаемых ими лучей, возможно, рождается в процессе флуоресценции — переизлучения энергии, получаемой от Солнца, на других длинах волн. Для осуществления отражения, рассеяния и флуоресценции необходимо, чтобы солнечные лучи освещали серебристые облака. Зная их высоту над земной поверхностью (в среднем 83 км), нетрудно рассчитать, что для этого погружение Солнца под горизонт не должно превышать 19,5 градуса. С другой стороны, если Солнце погрузилось под горизонт менее чем на 6 градусов, еще слишком светло (гражданские сумерки) и серебристые облака, если они не очень яркие, неразличимы. Таким образом, наиболее благоприятные условия для наблюдения серебристых облаков соответствуют времени так называемых навигационных и астрономических сумерек, и вероятность обнаружить их тем больше, чем длительнее эти сумерки. Такие условия создаются летом на средних широтах. Именно на средних широтах с конца мая до середины августа чаще всего и наблюдаются серебристые облака.

Такое совпадение двух периодов — наиболее благоприятных условий для наблюдений и наиболее частых появлений серебристых облаков — долгое время сбивало с толку исследователей. Многие ошибочно полагали, что серебристые облака наблюдаются летом в средних широтах только потому, что в это время и как раз на этих широтах создаются благоприятные условия для их видимости (в высоких широтах летом — полярный день, а ближе к экватору очень короткие сумерки). Только во второй половине 50-х годов удалось доказать, что это совпадение — чисто случайное (хотя и очень выгодное для наблюдателей), а на самом деле серебристые облака образуются именно в летний период и именно в средних широтах, потому что в это время на этих широтах происходит значительное похолодание в области мезопаузы и создаются необходимые условия для образования на этом уровне кристалликов льда, из которых и состоят серебристые облака. Подробнее об этом будет рассказано ниже.

Можно считать, что серебристые облака в основном наблюдаются в интервале широт 50–65°. Известны редкие случаи их наблюдения на более низких широтах — до 45°. А вот на широте Ашхабада (38°) за 700 ночей наблюдений И. С. Астапович не замечал их ни разу.

Анализ данных каталога появлений серебристых облаков, составленного Н. П. Фаст на основании 2000 наблюдений за 1885–1064 гг., дает такое распределение пунктов наблюдения по широтам:

Крайние широты мест наблюдений в северном полушарии: от 45° (пос. Сам Казахской ССР, март — май) до 77° (Дерманкшан, Гренландия, сентябрь — октябрь), а в южном полушарии от 52° (Фолклендские — Мальвинские острова), до 80° (Станция Берд, Антарктида, март). Нужно, однако, иметь в виду, что наблюдения серебристых облаков в южном полушарии пока немногочисленны.

Если говорить о распределении появлений серебристых облаков по сезонам, то самые различные материалы за разные годы показывают практически одну и ту же картину. В северном полушарии серебристые облака наблюдаются с марта по октябрь, но количество их появлений в марте, апреле, первой половине мая, второй половине августа, сентябре и октябре весьма мало. Период, наиболее удобный для наблюдений, — с конца мая до середины августа. Максимум видимости серебристых облаков довольно уверенно приходится на 5 июля (рис. 4).

Рис. 4. Распределение случаев видимости серебристых облаков по месяцам по данным станций Гидрометслужбы СССР:

1 — 1957 г., 2 — 1958 г., 3 — 1959 г., 4 — суммарно за три года.

Рассмотрим теперь распределение серебристых облаков по высоте. Советскими и зарубежными учеными было разработано несколько методов определения высот серебристых облаков по фотографиям, снятым из двух пунктов. Основная заслуга в разработке этих методов принадлежит К. Штермеру (Норвегия), М. И. Бурову, М. А. Дирикису, Ю. Л. Францману (СССР), Г. Витту (Швеция). Все эти методы достаточно сложны, чтобы излагать их в научно-популярной книге). Мы ограничимся лишь изложением идеи этих методов.

Пусть два наблюдателя А и В (рис. 5) в один и тот же момент фотографируют серебристое облако С (точнее, какую-то заметную деталь облака), высоту которого H надо определить. Расстояние между наблюдателями (базис) равно d. Путем измерений положения облака на фотопластинках (или пленках) определяют угол параллактического смешения деталей облака γ. Теперь рассмотрим два частных случая:

Рис. 5. Определение высоты серебристых облаков по методу В. К. Цераского .

Первый случай . Базис находится в плоскости АОС (именно так расположили свой базис В. К. Цераский и А. А. Белопольский в 1885 г.). Тогда задача — плоская, что сильно упрощает ее решение. В треугольнике АВС нам известна сторона AB = d и все три угла. Это дает возможность найти расстояния АС = r1 и BC = r2 по формулам

где h1, h2 — угловые высоты детали облака над горизонтом из точек А и В соответственно. Поскольку базис d обычно измеряется десятками километров, на таком расстоянии Землю можно считать плоской. Но расстояние до проекции серебристого облака D измеряется уже сотнями километров, и тут надо учитывать кривизну земной поверхности. Чтобы определить высоту точки С над поверхностью Земли, рассмотрим треугольник ОАС (О — центр Земли). В нем нам известны стороны OA = R (радиус Земли) и АС = r1, а также угол OAC = 90° + h1. Этого достаточно, чтобы найти неизвестную сторону OC = R + H, а значит и Н:

Здесь используется вспомогательный угол ψ1 = АОС при центре Земли.

Второй случай. Базис расположен перпендикулярно направлению на облако. Тогда плоский треугольник ABC (обозначения прежние) — равнобедренный, причем каждый из углов при точках А и В равен 90°— (γ/2). По теореме синусов будем иметь

после чего высота H находится по формулам (5).

Разумеется, в действительности все обстоит гораздо сложнее. Для определения h1, h2 и γ нужно «привязать» изображения деталей серебристых облаков к звездам с известными координатами (в экваториальной системе) либо к земным ориентирам, координаты которых (в горизонтальной системе) определяются из специальных измерений. Для обработки измерений надо знать точный масштаб снимка, а для этого, в свою очередь, — фокусное расстояние объектива камеры. Задача в общем виде не плоская, как в наших двух примерах, а пространственная. Наконец, необходимо учитывать рефракцию (преломление лучей в земной атмосфере).

Большие ряды измерений высот серебристых облаков были выполнены О. Иессе в 1889–1891 гг. (395 измерений), К. Штермером в 1932–1934 гг. (78 измерений), Г. Виттом в 1958 г. (588 измерений), М. А. Дипикисом, Ю. Л. Францманом и их сотрудниками в 1959–1964 гг. (137 измерений), М. И. Буровым в 1964 г. (366 измерений), Г. Вигтом в 1965–1967 гг. (2588 измерений), Н. Ауфм-Ордтом, И. Нейсером и Г. Буллом в 1967–1972 гг. (420 измерений). Средняя высота по 4586 измерениям составляет 82,97 км.

Что касается крайних значении, то по данным большинства авторов высоты серебристых облаков заключены между 73,5 км и 94,5 км. Такой диапазон высот получен в работе Н. Ауфм-Ордта и его сотрудников, остальные высоты лежат внутри этого диапазона. Исключение составляют измерения М. И. Бурова в 1965 г. (281 измерение), которые лежат в несколько более широком диапазоне: 73,0—96,8 км. Причиной такого разброса высот могут быть как реальные их различия, так и ошибки измерений (или вычислений). Но ошибки измерений, но данным М. И. Бурова, не превосходят ±1 км, следовательно, разброс высот реален.

Более того, есть вполне надежные данные, что диапазон высот серебристых облаков в разные периоды времени изменяется. Так, летом 1958 г. независимые измерения проводили М. И. Буров (в Эстонии) и Г. Витт (в южной Швеции). Первый получил диапазон высот 80,5÷85,0 км, второй 81,1÷85,5 км. Это значит, что условия для образования серебристых облаков в это время и в данном регионе реализовались именно в таком узком интервале высот. Напротив, в 1964–1965 гг., как показывают независимые измерения М. И. Бурова, с одной стороны, и М. А. Дирикиса с сотрудниками, с другой, диапазон высот серебристых облаков был весьма широк: от 73 до 97 км. Обе группы наблюдали в одном регионе: в Эстонии и в Латвии.

Как измерения высот, так и замедленная киносъемка серебристых облаков, осуществленная впервые Н. И. Гришиным, показали, что наблюдаются случаи появления двух слоев серебристых облаков, один над другим, порой имеющих различные направления и скорости движения.

На рис. 6 показано распределение серебристых облаков по высоте на основании 695 измерений, выполненных О. Иессе, К. Штермером, М. И. Буровым, М. А. Дирикисом, С. В. и Ю. Л. Францманами в 1887–1964 гг. На рис. 7 показано такое же распределение по 420 измерениям Н. Ауфм-Ордта и его коллег в 1967–1974 гг. Обе диаграммы показывают резкий максимум распределения на высоте 83 км, но наблюдения ученых из ГДР дают более пологий ход и вторичный максимум на высоте 88 км. Намечается также более слабый третий максимум на высоте около 77 км.

Рис. 6. Распределение серебристых облаков по высоте по данным 695 измерений за 1687–1961 гг.

Рис. 7. Распределение серебристых облаков по высоте по 420 измерениям Н. Ауфы-Ордта и др. за 1967–1974 гг.

Серебристые облака являются удобным средством изучения скоростей и характера атмосферных, течений на высотах 75–90 км. Еще О. Иессе в конце 80-х годов прошлого века обнаружил, что скорости движения серебристых облаков весьма велики: от 40 до 177 м/с. Последующие измерения подтвердили это заключение. М. И. Буров по измерениям 1964–1965 гг. нашел более широкий диапазон наблюдаемых скоростей: 17÷262 м/с. По 178 определениям за 1885–1965 гг. мы в 1970 г. получили среднее значение скорости 65 м/с. Американский исследователь Б. Фогль по 97 определениям за те же годы определил средний азимут перемещения серебристых облаков 240°, считая отточки севера к востоку (такой азимут называется геодезическим, в отличие от астрономического азимута, считаемого от юга к западу; оба азимута отличаются на 180°). Таким образом, преимущественное направление воздушных течений на уровне мезопаузы — с северо-востока на юго-запад.

Распределение скоростей серебристых облаков показано на рис. 8. Отчетливо виден максимум значения скорости 60 м/с и несколько слабых вторичных максимумов на больших скоростях.

Рис. 8. Распределение скоростей серебристых облаков (по В. А. Бронштэну и Н. И. Гришину ).

Ряд исследователей обратили внимание на то, что в течение одной и той же ночи направление движений серебристых облаков меняется. Каких-либо общих закономерностей этих изменений пока не обнаружено, в разные ночи наблюдается различная картина.

В 1938 г. Г. О. Затейщиков и В. А. Бронштэн обнаружили по измерениям фотографий циклонические движения в серебристых облаках с радиусом завихрения 20–70 км. Эти результаты были позднее подтверждены методом замедленной киносъемки серебристых облаков.

Помимо горизонтальных движений, в полях серебристых облаков наблюдаются и вертикальные движении. Согласно измерениям М. И. Бурова, а также М. А. Дирикиса с сотрудниками, средняя скорость вертикальных движений 10 м/с, причем восходящие и нисходящие движения встречаются одинаково часто.

Однако, помимо описанных здесь реальных движений серебристых облаков, в них наблюдаются еще кажущиеся волновые движения, связанные не с перемещением частиц, а с перемещением волн плотности в облачных полях. Для того чтобы познакомиться с этими явлениями, нам нужно рассмотрев морфологию серебристых облаков, изучить их структуру. Эти вопросы будут изложены в следующем параграфе.

 

§ 4. Морфология и структура серебристых облаков

Существует много различных структурных форм серебристых облаков. В 1955 г. Н. И. Гришин предложил морфологическую классификацию этих форм, которая в дальнейшем была положена в основу международной классификации. Ниже мы приводим ее по книге В. А. Бронштэна и Н. И. Гришина «Серебристые облака» (М.: Наука, 1970).

Тип I. Флер. Флер — однородная или неоднородная пелена — наиболее простая форма серебристых облаков. Отдельно, без наличия других форм, флер может заметить только опытный наблюдатель по тонким признакам свечения отдельных участков фона сумеречного неба. Заполняя пространство между деталями других типов, флер отличается своим туманообразным строением и снежно-белым с голубоватым оттенком мерцающим сиянием. Флер нередко предшествует (за полчаса-час) появлению других форм серебристых облаков с более развитой структурой. Порою можно наблюдать, как гребешки и другие детали появляются как бы в разрывах флера и просвечивают сквозь него (рис. 9).

Рис. 9. Флер и системы гребешков в серебристых облаках 10–11 июля 1951 г. Фотография повернута на 180° (фото Н . И. Гришина ).

Тип II. Полосы. Группа II-а. Полосы размытые, расположенные группами по нескольку штук, параллельные друг другу или переплетающиеся между собой под небольшим углом. Иногда одна из таких полос наблюдается отдельно. С течением времени полосы мало изменяются по форме. При рассматривании в бинокль контуры их остаются размытыми. Такие размытые малоподвижные полосы часто составляют структуру всего поля или господствуют над другими формами, особенно при небольшой яркости и площади распространения серебристых облаков. Видимые очертания размытых полос, по-видимому, образуются, как и некоторые другие формы, при подходящих условиях из массы флера (рис. 10). В тех случаях, когда эти полосы расположены в направлении на наблюдателя, отмечается явление перспективной радиации этих полос, иначе говоря, они расходятся как бы из некоторой точки, подобной радианту метеорного потока.

Рис. 10. Полосы в серебристых облаках 20–21 июня 1961 г. Видна темная «ложбина» (фото Б. С. Мамонтова ).

Группа II-b. Полосы резко очерченные, наподобие узких струек, наблюдаются в основном у серебристых облаков с большой яркостью и при наличии других хорошо развитых форм (рис. 11). Такие полосы (струи) иногда разветвляются на две и большее число более узких струек-облаков.

Рис. 11. Струи в серебристых облаках (фото Н. И. Гришина ).

При наблюдениях иногда создается впечатление, что эти полосы возникли в результате увлечения потоком воздуха отдельных участков*серебристых облаков (флера) и растягивания их в направлении движения потока. Однако, полосы могут иметь и другое расположение относительно направления их движения, вплоть до перпендикулярного к направлению дрейфа. В этом случае они, по-видимому, выражают волновой характер движения серебристых облаков.

Тип III. Волны. Группа III-а. Гребешки — часто расположенные, узкие, короткие, резко очерченные параллельные полосы наподобие легкой ряби на поверхности воды при небольшом порыве ветра. Благодаря небольшому расстоянию между соседними полосками ребристая поверхность последних для невооруженного глаза имеет почти одинаковую яркость (рис. 9).

Группа III-Ь. Гребни имеют большие размеры по сравнению с гребешками и четко выраженное неравномерное распределение яркости в поперечном направлении с хорошо заметными признаками волновой природы этих образований. Расстояние между соседними гребнями в 10–20 раз больше, чем у гребешков. Гребни часто располагаются между полосами и поперек ряда полос. Гребни встречаются особенно часто на краю поля серебристых облаков, образуясь непосредственно в массе флера. Группируясь по нескольку штук, гребни в этом случае образуют подобие птичьего пера (рис. 9, 12).

Рис. 12. Гребни и другие волновые образования в серебристых облаках 10–11 августа 1958 г. Фотография повернута на 180° (фото Г. Витта ).

Группа III-с. Волнообразные изгибы светящейся поверхности серебристых облаков. Изгибы не составляют индивидуальной формы, но образуются в результате искривления поверхности, занятой другими формами (полосами, гребешками). Волнообразные изгибы встречаются в серебристых облаках, имеющих большую площадь распространения.

Изгибы имеют четко выраженный волновой фазовый характер движения. Расстояние между соседними гребнями воздушных волн, вызывающих изгибы поверхности серебристых облаков, меняется порой в широких пределах (см. 12)

Тип IV. Вихри. Группа IV-a. Завихрения с малым радиусом (0°,1–0°,5). Завихрениям подвергаются полосы, гребешки (II, III) и иногда флер. Величина угла завихрения детали меняется от десятков градусов к первоначальному направлению до полного скручивания ее в кольцо с темным пространством в середине, иногда внешне напоминающеее лунный кратер.

Группа IV-b. Завихрения в виде простого изгиба одной или нескольких полюс в сторону от их первоначального направления с поворотом до 180°. Обнаруживаются в серебристых облаках с преимущественно полосатым и струйчатым строением (II-а, II-Ь), сохраняя поступательное движение образовавшей вихрь полосы. Завихрение встречается в районе расположения и других форм серебристых облаков, например, флера, гребней (рис. 9).

Группа IV-c. Мощные вихревые выбросы светящейся материи в сторону от основного облака. У основания такие вихри обычно соединяются с яркими полосами, откуда, по-видимому, и получают материю для своего формирования и развития. Это редкое образование в серебристых облаках характерно быстрой изменчивостью своего вида и формы. Крупные вихри, образуясь в районе расположения других форм, обычно резко нарушают общий режим движений в поле серебристых облаков (рис. 13).

Рис. 13. Развитие вихря в поле серебристых облаков 6–7 июля 1951 г.

(фото Н. И Гришина ).

Рассмотрим теперь более подробно взаимосвязь отдельных структурных форм серебристых облаков, их действительное строение и вероятные пути образования. Флер, как уже отмечалось, является своего рода предвестником появления других, более сложных форм, хотя иногда он так остается единственной формой серебристых облаков, имея обычно довольно малую яркость. Такие наблюдения вызывают порой сомнения в их достоверности. Применение светосильного бинокля с большим полем зрения обычно позволяет разрешить сомнения: в бинокль флер виден лучше, увереннее отмечается его клочковатость и легкое, мерцающее сияние.

Полосы и струи генетически связаны с эволюцией флера. По-видимому, происходит увлечение воздушными течениями некоторой массы флера и образование из него широких туманообразных полос. С расстояния 600–700 км они кажутся достаточно резко очерченными, но ближе, со 100 км, выглядят туманными и размытыми. Возможно, что при наличии в мезосфере локальных струйных течений флер вытягивается в довольно резко очерченные полосы и струи (см. рис. 11).

Особого внимания заслуживают волновые образования в серебристых облаках. Облачный слой толщиной около 1 км располагается по волновой поверхности мезопаузы, воспроизводя волновые колебания пограничного, наиболее холодного слоя мезопаузы (см. рис. 12).

Волновые процессы в мезосфере играют важнейшую роль в понимании физической природы серебристых облаков. При их изучении рекомендуется использовать фотографии, перевернутые «вверх ногами». Тогда волновая поверхность серебристых облаков будет рассматриваться так же, как человек привык видеть волны на поверхности моря (в том и в другом случае наиболее близкие к нам участки волновой поверхности будут в нижней части снимка, что и усиливает аналогию). Примеры таких снимков представлены на рис. 12, 14, 15. На рис. 14 для усиления впечатления фотографии превращены в трехмерные изображения путем обрезания их по контуру вертикальными плоскостями. На рис. 15 то же впечатление достигается с помощью темной полосы, как бы лежащей на волновой поверхности. Здесь хорошо видны две волны типа III-Ь и множество волн типа III-а.

Рис. 14. «Трехмерное» изображение серебристых облаков, показывающее волновые образованна в них.

Рис. 15. Волновая поверхность серебристых облаков. Фотография повернута на 180°. Темная полоса показывает сечение волновой поверхности вертикальной плоскостью.

Рис. 16. Схема прохождения лучей Солнца сквозь серебристые облака при разных углах падения луча. Справа показаны соответствующие распределения яркости ( В ) в функции угловой высоты ( h ).

Волновое искривление облачного слоя ведет к изменению его видимой яркости. Фотометрический контур сечения волны в серебристых облаках будет меняться в зависимости от ориентировки волны относительно наблюдателя. Схематически это показано на рис. 16. Мы видим, что луч зрения может пройти сквозь один, два и даже три слоя облачной поверхности. Чем больший путь проходит луч в облачной массе, тем больше будет яркость данного участка поля облаков.

Рис. 17. Сечения облачного поля 10–11 августа 1958 г. вертикальной плоскостью через пятиминутные интервалы (по Г. Витту ).

Расстояние между гребешками, как показали измерения, колеблется от 6 до 12 км, составляя в среднем 7,2 км (по 400 измерениям). По данным американского исследователя Б. Фогля наибольшее количество волновых образований в серебристых облаках приходится на длину волны 10 км, что мало отличается от среднего расстояния между гребешками. Иногда это расстояние меняется за несколько минут, волны как бы пульсируют.

В 1962 г. шведский ученый Г. Витт, используя стереопары фотографий, полученных с концов базиса, построил несколько сечений облачного поля вертикальной плоскостью. Они приведены на рис. 17. Эти сечения построены с 5-минутными интервалами. Видно, что на основные волны с длиной около 50 км и амплитудой до 4 км накладывались малые волны с длиной 5—10 км и амплитудой 0,5–1 км. Аналогичные случаи не раз регистрировались и советскими наблюдателями.

Волновые образования в серебристых облаках не остаются неподвижными, они все время перемещаются. При этом некоторые волны исчезают, другие образуются вновь, как это хорошо видно на рис. 17. Еще лучше и нагляднее это заметно при просмотре замедленной киносъемки поля серебристых облаков.

Характер волновых движений может быть таков, что перемещения тех или иных деталей, особенно узлов плотности и «гребней» волн, могут быть лишь кажущимися, не связанными с реальными перемещениями вещества облаков, а вызванными подъемом и опусканием волновой поверхности. Наблюдателям серебристых облаков необходимо об этом помнить.

Существуют две точки зрения на происхождение волновой структуры в серебристых облаках. Одна из них связывает возникновение этой структуры с распространением вверх так называемых волн Гельмгольца, вызываемых разрывом или скачком ветра на границе двух воздушных слоев разной температуры. Согласно другой гипотезе, причиной волновой структуры являются внутренние гравитационные волны, возникающие при обтекании горных хребтов, а также гребней антициклонов (областей повышенного давления атмосферы). При определенных условиях они могут достигать уровня мезопаузы и порождать наблюдаемую структуру серебристых облаков.

 

§ 5. Оптические свойства серебристых облаков

Геометрические условия освещения.

Рассмотрим подробнее, чем раньше, условия освещения поля серебристых облаков Солнцем. Пусть (рис. 18) в точке С на высоте H над земной поверхностью АВ находятся серебристое облако. Пусть погружение Солнца под горизонт (его отрицательная высота), т, е. угол NDS, равно . Из чертежа видно, что и L AOB — . Луч Солнца, касающийся земной поверхности, идет по направлению SBC. Очевидно, что точки облака, находящиеся левее С, т. е. выше над горизонтом наблюдателя A, окажутся в тени Земли и видны не будут (эта область заштрихована).

Найдем максимальную угловую высоту Нmax серебристого облака в меридиане Солнца (наш чертеж и весь расчет сделаны именно для этой плоскости). Из ΔОВС найдем вспомогательный угол ВОС = ψ:

Опустим из точки А перпендикуляр AК на прямую ОС. Тогда  Из ΔAOK будем иметь

По этой формуле для любого  можно найти hmax. Если положить H = 82 км, то ψ = 9°09′, H/R = 0,01288. При использовании формулы (8) нужно ввести в значение  поправку за рефракцию, которая для касательного луча равна удвоенной горизонтальной рефракции, т. е. Δ = -1°09′. Поэтому положим

 = ' + Δ, (9)

где ' — эфемерное (неискаженное рефракцией) погружение Солнца. Таким образом, данная величина hmax будет соответствовать меньшему погружению Солнца под горизонт, чем если бы рефракции не было.

Однако солнечные лучи, проходящие у самой поверхности Земли, испытывают весьма сильное поглощение в воздухе, и, как полагали некоторые ученые, вряд ли могут эффективно освещать серебристые облака. Если принять, что только лучи, проходящие выше некоторого уровня H0, способны освещать их, то вместо формулы (7) мы будем иметь следующее выражение для

Если, например, H0 = 30 км (уровень слоя озона), то ψ = 7°16′ и учитывать рефракцию уже не нужно. Из формулы (8) следует, что если  = ψ, то hmax = 90°, т. е. серебристые облака могут наблюдаться до самого зенита, а при  < ψ они могут переходить через зенит. Такие случаи бывают крайне редко, когда облака достаточно ярки, чтобы наблюдаться при столь малых погружениях Солнца, когда небо еще довольно светлое.

Напомним, что погружению Солнца на 6° соответствует конец гражданских сумерек, когда на небе появляются самые яркие звезды. Промежуток времени между погружением Солнца на 6 и 12° называется навигационными сумерками, а между 12 и 18° — астрономическими сумерками. При погружении Солнца сумеречный сегмент все уменьшается и при  = 18° исчезает — наступает ночь.

В самом деле, нетрудно показать на основании формул (7) и (8), что при условии  = 2ψ получим hmax = 0. Следовательно, серебристые облака могут наблюдаться при  =< 18°,3, а с учетом рефракции при  =< 19°,5. Если же принять H0 = 30 км, то мы получим более строгое условие =< 14°,5.

Анализ наблюдений серебристых облаков в 1957–1959 гг. на 200 метеостанциях Гидрометслужбы СССР показал, что облака наблюдались в интервале  от 2° до 21° (в 1958–1959 гг. — только до 19°). Это означает, что H0 < 30 км и весьма близко к нулю. Правда, здесь примешивается еще один фактор. До сих пор во всех расчетах мы принимали Н = 82 км, тогда как истинная высота серебристых облаков может быть и больше. Так, переход Н = 90 км увеличит допустимое  еще на один градус.

Возможность различить сребристое облако на фоне сумеречного неба зависит не только от яркости самого облака Bc, но и от яркости фона неба Вн, а точнее, от величины контраста между ними К:

K = (Bc — Вн)/Bc (11)

Как нетрудно заметить, величина К может изменяться в пределах от К = 0 (Bc — Вн) до К = 1 (Вн = 0). Но мы уже видели, что на совершенно темном небе серебристые облака наблюдаться не могут, так как тогда они не будут освещены солнечными лучами. Наибольшее отмеченное при наблюдениях значение контраста равно 0,70 (серебристые облака в 3,3 раза ярче фона неба).

Яркость серебристых облаков. Определения яркости серебристых облаков в абсолютных единицах неоднократно производились визуально и по фотографиям. По многим определениям за 1936–1961 гг. яркость серебристых облаков заключается в пределах от 10-8 до 3∙10-4 стильба. Напомним, что стильб (сб) — это яркость объекта, освещенность которого равна 104 люксов (лк) на стерадиан. Так, яркость диска Солнца вне атмосферы равна 2∙105 сб, освещенность от него (опить-таки вне атмосферы) площадки, перпендикулярной к лучам Солнца, равна 136 000 лк, а яркость абсолютно белого экрана, поставленного перпендикулярно лучам Солнца на границе атмосферы, равна

136000/10000∙π = 4,3 сб

На всякий случай приведем соотношение стильба для ночного зрения человека с энергетическими единицами (это соотношение вообще зависит от спектральной чувствительности глаза или иного приемника излучения): 1 сб = 5,8∙10-4 Вт/(см2∙ср).

Яркость диска полной Луны в среднем в 500 000 раз меньше яркости диска Солнца и, значит, равна (за пределами атмосферы) 0,4 сб. Сквозь атмосферу яркость Луны будет казаться меньше, в зависимости от ее высоты над горизонтом и прозрачности воздуха. Для средних условий прозрачности и высоты 45° яркость полной Луны будет около 0,2 сб. Значит, даже самые яркие серебристые облака в тысячу раз слабее диска полной Луны.

С другой стороны, яркость ночного безлунного неба равна примерно 10-9 сб. (Она не равна нулю из-за слабого свечения газов в верхних слоях атмосферы.) Это значит, что самые слабые серебристые облака лишь в 10 раз ярче ночного неба.

Видимое альбедо и оптическая толщина. Понятие альбедо хорошо известно любителям астрономии — оно характеризует отражательную способность небесных тел, освещаемых извне (например, планет). Существует несколько разных понятий альбедо в зависимости от определения. В частности, видимым альбедо называется отношение яркости дайной поверхности, освещенной лучами Солнца, к яркости абсолютно белого экрана, расположенного перпендикулярно к солнечным лучам в том же месте, что и данная поверхность. Поэтому видимое альбедо серебристых облаков определяется формулой

где 4,3 — яркость абсолютно белого экрана в стильбах, Т1 и Т2 — коэффициенты пропускания земной атмосферы для лучей «Солнце — облако» и «облако — наблюдатель» соответственно.

Как показало исследование О. Б. Васильева в 1967 г., видимое альбедо серебристых облаков максимально на высоте 2° где оно равно 3∙10-6 и быстро ослабевает с увеличением высоты в среднем по гиперболической кривой (испытывая в то же время ряд флуктуаций) — до 10-7. Такие низкие значения альбедо связаны не с тем, что серебристые облака состоят из «абсолютно черных» частиц (напротив, альбедо этих частиц, скорее всего, весьма высокое — до 0,9), а с их «пористостью»: частицы в серебристых облаках расположены очень редко (их концентрация не превосходит 1 см-3, т. e. одной частицы на кубический сантиметр), размеры же частиц очень малы — доли микрометра.

Сделаем несложный расчет. Пусть облако состоит из одинаковых частиц диаметром 10-6 см (именно таковы их примерные размеры) при указанной выше концентрации. Толщина облачного слоя пусть будет 2 км = 2∙105 см. Мы наблюдаем облако на высоте 2°, так что путь луча в облаке в 6 раз больше толщины облачного слоя. Площадь каждой частицы будет порядка 10-10 см2. На пути 6∙2∙105 см = 1,2∙106 см луч зрения в сечении 1 см2 встретит столько же (1,2∙106) частиц (ведь на кубический сантиметр у нас приходится одна частица), а их общая отражательная поверхность составит примерно 10-4 см2, т. е. 10-4 от сечения в 1 см2, для которого мы делаем расчет. Эта величина — 10-4 — верхний предел видимого альбедо облаков, поскольку мы не учли ослабления луча Солнца, освещающего облако, а также отличия альбедо частиц от единицы. Кроме того, концентрация частиц может быть гораздо меньше принятой в расчете — нередко в 100 раз. Но есть и еще один важный фактор, сильно понижающий видимое альбедо, особенно при больших угловых высотах. Дело в том, что частицы серебристых обликов, как и любые другие, рассеивают солнечные лучи по разным направлениям в различной степени. Если отложить из частицы как из центра во все стороны векторы, длина которых будет пропорциональна количеству рассеянного в данном направлении света, то, соединив концы этих векторов, мы получим фигуру, напоминающую баклажан или грушу, которая называется индикатрисой рассеяния. Впрочем, поскольку эта фигура симметрична относительно падающего солнечного луча, Достаточно изобразить ее сечение плоскостью, проходящей через направление освещающего луча. На рис. 19 изображен ряд теоретических индикатрис рассеяния, построенных К. С. Шифриным для частиц разного размера. Так, кривая I соответствует частицам с радиусом r = 0,25 мкм, кривая II — с r-0,10 мкм, кривая III — с r-0,05 мкм.

Рис 19. Индикатрисы рассеяния для частиц разного размера (по К. С. Шифрину) и для частиц серебристых облаков.

I — r — 0,25 мкм,  II — r — 0,10 мкм, III — r — 0,05 мкм, 1 — индикатриса рассеяния серебристых облаков по О. Б. Васильеву , 2 — то же по Ч. И. Вилл манну.

Мы видим, что чем крупнее частицы, тем более вытянута индикатриса рассеяния вперед. Это значит, что крупные частицы основную долю падающих лучей рассеивают не назад, как отражающий экран, а вперед. Именно поэтому серебристые облака, расположенные ближе к горизонту, кажутся ярче — ведь Солнце расположено за ними, и направление «облако — наблюдатель» и есть для них направление вперед.

Там же, на рис. 19, нанесены индикатрисы рассеяния, полученные О. Б. Васильевым (кривая I) и Ч. И. Виллманном (кривая 2). Наблюдения не позволили получить всю индикатрису, и поэтому изображены только ее отрезки. Можно заметить, однако» что индикатриса О. Б. Васильева сильнее вытянута вперед и походит на теоретическую кривую I, тогда как индикатриса Ч. И. Виллманна — более гладкая и походит на кривую II. Это связано, по-видимому, с различием в размерах частиц: в ночь 31 июля — 1 августа 1957 г. средний радиус частиц, по определению О. Б. Васильева, составил r = 0,75 мкм, тогда как Ч. И. Виллманн из наблюдений 30–31 июля 1959 г. определил r = 0,1 мкм. Такие различия в принципе вполне возможны, и мы еще вернемся к этому вопросу.

В свое время В. К. Цераский был обеспокоен возможностью неучтенного поглощения света звезд серебристыми облаками. В наше время стало возможным определять оптическую толщину серебристых облаков из наблюдений. Напомним, что оптическая толщина  τ связана с коэффициентом пропускания Т соотношением

τ = — ln T, (13)

иначе говоря, τ= 1, если оптическая среда поглощает долю 1/е падающего излучения (е = 2,718…— основание натуральных логарифмов).

Методы фотографической фотометрии и лазерного зондирования серебристых облаков в СССР и США дали в хорошем согласии друг с другом значения τ от 2∙10-6 до 5∙10-4. Поскольку ослабление блеска звезды в звездных величинах Δm равно

Δm = — 2,5∙lgТ, (14)

а соотношение между натуральным и десятичным логарифмом таково, что lnТ ~= 2,30∙lgТ, то из сравнения (13) и (14) ясно, что величина Δm в звездных величинах близка к τ. Таким образом, ослабление звезд серебристыми облаками ничтожно и составляет десяти- и стотысячные, а иногда даже миллионные доли звездной величины. Никакой сверхточный фотоэлектрический фотометр не в состоянии зарегистрировать подобные изменения блеска, так что опасения В. К. Цераского были совершенно напрасны.

Поляризация света. Теория рассеянии света крупными частицами) показывает, что рассеянный ими свет должен быть частично поляризован, т. е. световые колебания будут происходить не равномерно во всех плоскостях, перпендикулярных к лучу, а будут группироваться ближе к плоскости рассеяния, проходящей через падающий и рассеянный лучи, или к плоскости, ей перпендикулярной. В первом случае поляризация считается отрицательной, во втором — положительной. Если перпендикулярную и параллельную плоскости рассеяния компоненты поляризованного света обозначить соответственно через I1 и I2, го степень поляризации, по определению, будет равна

p = (I1 — I2)/(I1 + I2), (15)

Величина р часто выражается в процентах.

Измерения советских исследователей Т. М. Тарасовой, О. Б. Васильева, Ч. И. Виллманна, шведского наблюдателя Г. Витта и других показывают, что степень поляризации серебристых облаков обычно заключена в пределах от 2 до 50 %, но, как правило, растет с углом рассеяния θ (угол ВСА на рис. 18). По кривой изменения р(θ) можно определить важный параметр

α = 2π∙r/λ, (16)

где λ — длина волны излучения, а по параметру α — средний радиус частиц г. Расчеты Ч. И. Виллманна и Г. Витта привели к значениям r = 0,12÷0,15 мкм, тогда как наблюдения О. Б. Васильева, хотя и в узком интервале углов θ, ближе соответствовали оценке r = 0,75 мкм, впрочем, в хорошем согласии с его же оценкой по индикатрисе рассеяния (см. выше). Т. М. Тарасова получила r = 0,54÷0,6 мкм.

Спектрофотометрия серебристых облаков. Ценную информацию об оптических свойствах серебристых облаков может дать их спектр. С одной стороны, распределение интенсивности отраженных лучей по спектру характеризует их цветовые свойства, что позволит судить о природе слагающих их частиц. С другой стороны, еще в 1923 г. советский астроном И. И. Путилин высказал гипотезу, что серебристые облака не только рассеивают солнечные лучи, но и люминесцируют, т. е. переизлучают солнечную радиацию в других длинах волн, возможно, в виде узких полос излучения.

Визуальные наблюдения спектра серебристых облаков, Проводившиеся в отдельные годы до войны, не дали надежных результатов. Первые спектрограммы, подвергшиеся тщательной обработке, были получены детом 1951 г. Н. И. Гришиным в Химках (под Москвой). Их обработка показала (рис. 20) отсутствие резких спектральных линий (как в спектрах полярных сияний), глубокий минимум в оранжево-зеленой частях спектра и отдельные максимумы: широкий красный около λ = 6500 А° и три узких синих (λ = 4230, 4480 и 4630 А°).

Рис. 20. Спектральное распределение яркости серебристых облаков (по  Н. И. Гришину ). По оси ординат отложены отношения яркостей облаков и фона неба.

Совсем иную картину получил в 1966 г. Б. Фогль (рис. 21). Его спектры дали резкий рост интенсивности в синей части с максимумом около 4100 А° и плавный спад к красному концу. Примерно такую же картину получили Б. Фогль и М. Риз в 1972 г.

Рис. 21. Спектральное распределение яркости серебристых облаков (по Б. Фоглю ).

Гораздо более широкий спектральный интервал удалось охватить в 1976 г. Д. П. Веселову и его сотрудникам: от 0,4 до 1,6 мкм. Кривая показывает плавный спад интенсивности в сторону красных и далее инфракрасных лучей, без каких-либо максимумов и минимумов.

Но еще в 1967 г. О. Б. Васильев, используя теорию рассеяния света крупными частицами, развитую в начале века немецким физиком Густавом Ми, показал, что распределение интенсивности в спектре рассеянного излучения сложным образом зависит от отношении длины волны к радиусу частиц λ/r. Когда это отношение меньше единицы, т. е. r > λ, спектральная кривая может иметь 2–3 максимума вследствие появления в рассеянном свете не только дипольного, но и мультипольного излучения, и взаимодействия их между собой. Если-же r < λ, то кривая плавно спадает к красному концу, приближаясь к закону Рэлея: I(λ) ~ λ-4

Таким образом О. Б. Васильев объяснил кажущееся противоречие между результатами Н. И. Гришина и Б. Фогля. Спектры Н. И. Гришина, полученные за четыре ночи лета 1951 г., были образованы сравнительно крупными частицами, примерно с r >= 0,5 мкм, поэтому на них заметны волны (r > λ). Спектры же Б. Фогля 1966 г., Б. Фогля и М. Риза 1972 г., а также Д. П. Веселова и его сотрудников 1976 г. были образованы сравнительно малыми частицами. Оба спектра, Фогля (1966 и 1972 гг,) захватывают еще первый, самый широкий максимум около λ = 0,4 мкм; значит, размер частиц при этом был около r = 0,3 мкм. Спектр Д. П. Веселова к др. максимума не содержит, а ход кривой близок к закону Рэлея; значит, размер частиц был тогда еще меньше (r < 0,2 мкм). Поэтому в дальнейшем целесообразно параллельно со спектральными наблюдениями проводить поляриметрические, чтобы иметь возможность определять радиус частиц и строить кривую в функции не λ, а отношения λ/r.

Признаков люминесценции во всех этих работах обнаружено не было, хотя Н. И. Гришин и принимал сперва полученные им максимумы за полосы люминесценции. Позже, в 1967 г., он пытался связать некоторые детали своих спектров с полосами поглощения жидкого кислорода, предположив, что частицы серебристых облаков содержат конгломераты молекул О2, О3 и высших полимеров кислорода, но эта гипотеза поддержки не получила.

Мы познакомились с оптическими свойствами серебристых облаков в основном по материалам наземных наблюдений. Однако за последние 10 лет их не раз наблюдали из космоса. Об этих наблюдениях будет рассказано в следующем параграфе.

 

§ 6. Наблюдения серебристых облаков из космоса

Наблюдения и исследования серебристых облаков из ближнего космоса, т. е. с орбит космических кораблей, представляют определенные преимущества перед наземными наблюдениями: почти отсутствует общее поглощение их света в нижних слоях атмосферы, полностью отсутствует поглощение слоем озона и водяным паром, что позволяет регистрировать их ультрафиолетовый и инфракрасный спектр, возможен глобальный охват явления за сравнительно короткое время и т. д.

Впервые оптическое явление, позже идентифицированное как серебристые облака, наблюдал с борта космического корабля «Восход-2» 18–19 марта 1965 г. советский космонавт А. А. Леонов. После этого их наблюдал с борта «Союза-9» 9 июня 1970 г. В. И. Севастьянов. Наблюдавшиеся облака представлялись вытянутыми вдоль горизонта полосами и системами гребешков.

Дальнейшие наблюдения серебристых облаков из космоса были выполнены членом второго экипажа станции «Скайлэб» П. Вейтцем в мае и в первой неделе июля 1973 г. около 50° северной широты, в интервале восточных долгот 10–40° (примерно от Парижа до Харькова). Облака наблюдалась за это время четыре раза, они всегда наблюдались внизу в направлении восходящего Солнца, однако никогда Солнце и серебристые облака не наблюдались одновременно. Облака были яркие и образовывали тонкую яркую полосу над земным горизонтом. По мере приближения космического аппарата эта полоса как бы разделилась на две, а затем на четыре тонких слоистых облака, которые, по мере приближения к ним «Скайлэба», поднимались над горизонтом, пока не исчезли в усиливавшемся свечении утреннего неба.

Более систематические наблюдения серебристых облаков были организованы силами экипажей советских орбитальных станций «Салют-4» (в северном полушарии) и «Салют-6» (в южном полушарии).

На «Салюте-4» космонавты П. И. Климук и В. И. Севастьянов наблюдали серебристые облака визуально на многих витках с 1 по 17 июля 1975 г. Весьма показательна в отношении глобального расположения серебристых облаков по космическим и наземным наблюдениям ночь 3–4 июля 1975 г., когда наши космонавты наблюдали серебристые облака на протяжении девяти витков, на тех их участках, которые пролегали над средними широтами Атлантики, Западной Европы, территории СССР от его западных до восточных границ и части Тихого океана до берегов Америки (рис. 22). На рис. 22 черными кружками показаны также места расположения серебристых облаков по наземным наблюдениям в ту же ночь. Рисунок наглядно иллюстрирует возможности наблюдений из космоса для регистрации глобального расположения серебристых облаков. Согласно наземным наблюдениям, эти облака были довольно яркими, их оптическая толщина заключалась в пределах 10-5÷10-4.

Рис. 22. Области, над которыми наблюдались серебристые облака с «Салюта-4» 3–4 июля 1975 г. Черные кружки обозначают места их наземных наблюдений.

Учитывая успех визуальных наблюдений с «Салюта-4», в задачу первого же экипажа «Салюта-6» (Ю. В. Романенко, Г. М. Гречко), работавшего с декабря 1977 г. по март 1978 г., было поставлено фотографирование серебристых облаков из космоса. Поскольку период работы экипажа приходился на зиму в северном полушарии и лето в южном, фотографирование серебристых облаков производилось над южным полушарием Земли. Всего было получено 40 черно-белых и 5 цветных фотографий серебристых облаков. Одна из черно-белых фотографий, полученная 15 января 1978 г., представлена на рис. 23. Солнце недавно зашло. Мы видим еще яркий сегмент зари, а над ним — тонкую полоску серебристых облаков, которая при внимательном рассматривании разделяется на две. Впрочем, некоторые признаки структуры серебристых облаков видны и ниже полосы, в верхней части сегмента зари.

Рис. 23. Фотография серебристых облаков из космоса с орбитальной станции «Салют-6» 15 января 1978 г.

Всего серебристые облака наблюдались первым экипажем «Салюта-6» на 146 витках с 23 декабря 1977 г. по 2 февраля 1978 г., в течение 31 ночи. Замечательно, что с 24 декабря по 5 января, серебристые облака наблюдались непрерывно, на всех витках, разумеется, на соответствующей широтах. 6 января они внезапно исчезли, но 8 января появились вновь, в форме слабой вуали (флера). Активные периоды видимости серебристых облаков были отмечены также с 14 по 16 января и с 27 января по 2 февраля 1978 г.

Серебристые облака наблюдались обычно не выше 2° над горизонтом, как при положении Солнца под горизонтом, так и над ним, на небольшой высоте (в космосе нет нашего светлого фона неба, освещен бывает лишь небольшой сегмент вблизи горизонта, см. рис. 23). По мере приближения орбитальной станции к серебристым облакам последние заметно поднимаются над горизонтом и приобретают хорошо выраженную волновую структуру. Но дальше, хотя их яркость возрастает, структура начинает пропадать, и облака превращаются в тонкую яркую полосу. Это происходит потому, что с орбитальной станции они видны как бы в разрезе.

Рассмотрим геометрию наблюдения серебристых облаков с орбитальной станции (рис. 24).

Рис. 24. Геометрия видимости серебристых облаков с орбитальной станции.

Пусть орбитальная станция движется на высоте Н1 > Н, где Н — высота серебристого облака С, и приближается к нему со стороны ночной полусферы Земли. Облако взойдет над горизонтом станции, когда она находится в точке S1; положение ее определяется центральным углом который можно найти по формуле (7), подставив в нее Н1, вместо Н. Положим для дальнейших расчетов Н1 = 350 км. Рефракцией для простоты пренебрегаем. Тогда найдем ψ1 = 18°. Угол BOC = ψ = 9°09′, а расстояние S1C = R∙(tg ψ + tg ψ1) = 3200 км Именно с тaкого расстояния космонавты, находящиеся на орбитальной станции, могут заметить у горизонта серебристые облака. Расстояние от космического наблюдателя до видимого горизонта станции «Салют» SB = R∙tg ψ1 ~= 2000 км.

Рассмотрим теперь другое положение станции S2,когда серебристое облако видно «в разрезе». Для этого восстановим в точке С перпендикуляр к радиусу-вектору облака ОС до его пересечения с орбитой станции S1S2. Центральный угол ψ2 найдем теперь из формулы (10), заменив в ней H0 на H и H на H1. Получим ψ2 = 16°. А теперь найдем угол DS2С, равный угловой высоте hC серебристых облаков над линией горизонта станции S2D в этот момент. Нетрудно сообразить, что

hC = ψ1 — ψ2

поскольку LDOS2 = LBOS1 = ψ1, а LDS2C = LCS2O — LDS2O = (90°— ψ2) — (90° — ψ1) = ψ1 - ψ2 .Следовательно, hC = 2°. как и получилось у наших космонавтов. Величина этого угла подтверждает, что облака находились именно на высоте около 80 км (для другой высоты и угол получился бы другой).

Нетрудно также подсчитать» что в положении S2 расстояние «станция — облако» S2C = 1880 км. Дальнейшее приближение станции к облаку приведет к тому, что облако окажется на фоне освещенной Солнцем полусферы Земли (а еще раньше — нижних слоев атмосферы) и пропадет, что и наблюдалось в действительности.

На станции «Салют-6» не раз отмечались случаи, когда поле серебристых облаков простиралось на весь южный горизонт (не забудем, что наблюдения велись в южном полушарии Земли) и наблюдалось в течение 7–8 последовательных витков. Это показывает, что серебристые облака порой полностью покрывали «разрешенную» для них широтную зону, что ранее было отмечено со станции «Салют-4» для северного полушария (см. рис. 22). По предварительным данным, в южном полушарии серебристые облака появляются на широтах выше 53° S.

Космические наблюдения позволили выявить средние (20÷100 км) и длинные (100÷280 км) волны в структуре серебристых облаков. Труднее оказалось обнаружить короткие волны (3÷12 км), что связано с геометрическими условиями наблюдения, описанными выше. Зато надежно подтверждена многослойность полей серебристых облаков, ранее установленная по наземным наблюдениям.

Фотографии серебристых облаков, полученные экипажем «Салюта-6», подверглись на Земле фотометрической обработке, которую провели сотрудники Института астрофизики и физики атмосферы Академии наук ЭССР О. А. Авасте и Ч. И. Внллманн при участии космонавтов-исследователей Г. М. Гречко и Ю. В. Романенко. Были построены фотометрические профили облаков для различных азимутов, которые еще четче, чем просмотр негативов, показали волновую структуру облачного поля. Исследователи сравнили изменение яркости серебристых облаков вдоль азимута с теоретической моделью рассеяния света частицами облаков, построенной в 1975 г. Ч. И. Виллманном. Вблизи азимута Солнца яркость серебристых облаков оказалась примерно вдвое выше, чем предсказывала модель, что авторы работы объяснили присутствием в наблюдавшихся 15 января 1978 г. с «Салюта-6» серебристых облаках более крупных частиц, чем принятые в теоретической модели (т. е. больше 0,1 мкм).

Для орбитальной станции «Салют-4» группой советских ученых был сконструирован четырехканальный радиометр, работающий в ближнем инфракрасном диапазоне, на длинах волн 1,35; 1,9; 2,2 и 2,7 мкм. С его помощью с борта орбитальной станции в июне — июле 1975 г. производилась последовательная ретрансляция яркости неба (сканирование) в вертикале Солнца. На рис. 25 показаны результаты сканирования на волне 1,9 мкм в присутствии серебристых облаков (сплошная линия) и в их отсутствие (пунктир). Четко заметен резкий максимум на высоте 80 км, когда серебристые облака наблюдались. Всего было сделано около 20 сканов.

Рис. 25. Яркость неба В λ на волне 1,9 мкм по результатам сканирования с «Салюта 4» при наличии серебристых облаков (сплошная линия) и при их отсутствии (пунктир).

По результатам этих наблюдений удалось построить спектральное распределение свечения серебристых облаков в инфракрасной области (рис. 26). На график нанесены теоретические кривые для значений оптической толщины облаков 10-5, 3∙10-5 и 10-4(1–3), а также спектральная кривая 4 излучения гидроксила (ОН), максимум которого, согласно Н. Н. Шефову, также приходится на высоту 80 км (этот факт мы еще рассмотрим в дальнейшем). Сумма излучения гидроксила и серебристых облаков при τ = 3∙10-5 изображена кривой 5. Измерения на трех длинах волн показаны точками. Вертикальные отрезки обозначают вариации яркости от одного измерения к другому. Заметно хорошее согласие теоретических и экспериментальных результатов. К сожалению, измерения на волне 2,7 мкм использовать не удалось.

Рис. 26. Спектральное распределение яркости  В λ серебристых облаков 1–3 — теоретические кривые при  τ = 10 -5 , 3∙10 -5 и 10 -4 соответственно, 4 — эмиссия ОН (по Н.Н. Шефову), 5 — сумма яркости серебристых облаков при  τ = 3∙10 -5  и ОН, белыми кружками показаны данные наблюдений с «Салюта-4» (по О. А. Авасте и др.).

Разумеется, описанные выше результаты — только начало исследования серебристых облаков из космоса. Эти исследования продолжаются. Они проводились на орбитальной станции «Салют-7», в частности, экипажем посещения в составе Л. И. Попова, А. А. Сереброва и С. Е. Савицкой в августе 1982 г. результаты этих исследований, несомненно, вскоре принесут свои обильные плоды.

 

§ 7. Природа серебристых облаков

Как уже говорилось в § 1, первые предположения о природе серебристых облаков связывались с извержением вулкана Кракатау 27 августа 1883 г. Громадное количество вулканической пыли, выброшенной в атмосферу при этом катастрофическом извержении (по оценкам ученых, около 35 миллионов тонн), могло образовать и не такие облака. Но от извержения Кракатау до первого появления серебристых облаков в июне 1885 г. прошло почти два года, а главное, — после других катастрофических извержений вулканов (Мон-Пеле, 1902 г.; Катмаи, 1912 г.; Квицопу, 1932 г.) серебристые облака не наблюдались.

Спустя полвека, уже в 20-е годы нашего столетия, известный исследователь метеоритов Л. А. Кулик выдвинул метеорно-метеоритную гипотезу образования серебристых облаков. Яркие серебристые облака, наблюдавшиеся в течение нескольких ночей подряд сразу после падения знаменитого Тунгусского метеорита, навели ученого на мысль, что это совпадение неслучайно, и частицы серебристых облаков — это мельчайшие осколки метеорита, образовавшиеся при его дроблении в атмосфере, а также взметенные вверх а результате взрыва при ударе метеорита (как тогда полагали) о Землю. Позже Л. А. Кулик пришел к выводу, что не только гигантские метеориты, но и обычные метеоры, дробясь и испаряясь в атмосфере, порождают частички метеорной пыли, которые мы и наблюдаем в виде серебристых облаков. Этим Л. А. Кулик стремился объяснить случаи появления серебристых облаков в годы, когда падения метеоритов не наблюдались.

Метеорная гипотеза пользовалась большой популярностью в течение почти 30 лет — до середины 50-х годов, когда она была вынуждена сойти со сцены, потому что не могла дать ответ на целый ряд вопросов, относившихся к условиям появления и структуре серебристых- облаков:

1) Почему они появляются в узком интервале высот с устойчивым средним значением 82–83 км?

2) Почему они наблюдаются только летом и только в средних широтах?

3) Почему они имеют характерную тонкую структуру, очень похожую на структуру пористых облаков?

Ответ на эти три вопроса дала конденсационная (ледяная) гипотеза, не раз высказывавшаяся разными лицами в разные годы, но получившая серьезное количественное обоснование лишь в 1952 г. в работе И. А. Хвостикова.

Ход рассуждений И. А. Хвостикова был примерно таков. По внешнему виду серебристые облака очень похожи на перистые, которые, как хорошо известно, состоят из кристалликов льда. Значит, и для серебристых облаков можно предположить такое же строение. Но для того чтобы водяной пар в атмосфере мог конденсироваться в лед, нужны определенные условия. Именно, парциальное давление водяного пара рН2О в атмосфере должно превосходить упругость насыщенного пара над льдом при данной температуре Е(Т). Между тем

рН2О = q∙P, (17)

где q — удельная концентрация водяного пара (отношение его концентрации к плотности воздуха), Р — давление атмосферы на дайной высоте. Упругость насыщенного пара резко падает с понижением температуры. Таким образом, необходимое и достаточное условие для конденсации водяною пара в кристаллики льда, согласно И. А. Хвостикову, выглядит так:

q∙P < Е(Т). (18)

И. А. Хвостиков построил по известным тогда данным о строении верхних слоев атмосферы кривые изменения давления Р и упругости насыщенного пара E с высотой. Получилась такая картина (рис. 27).

Рис. 27. Диаграмма И. А. Хвостикова (1952 г.).

Вся атмосфера делится по высоте на четыре области:

— область I (от поверхности до высоты 30 км), где Р > Е и наблюдаются обычные тропосферные, а также перламутровые облака, появляющиеся иногда на высотах 22÷30 км;

— область II между высотами 30÷75 км, где Р < Е и никакие облака никогда не наблюдались;

— узкая область III в интервале высот 75÷85 км, где и наблюдаются серебристые облака и где снова выполняется условие Р > Е;

— область IV выше 85 км, где опять становится Р < Е и облака не наблюдаются.

Работа И. А. Хвостикова произвела большое впечатление, но и вызвала сильную критику со стороны приверженцев метеорной гипотезы происхождения серебристых облаков. Они указывали, в частности, что в области III условие Р > Е хотя и выполняется, но держится буквально «на волоске»: стоит температуре в мезопаузе немного повыситься, и условие Р > Е выполняться не будет. Кроме того, условие Р > Е — необходимое, но недостаточное для конденсации водяного пара; достаточным является условие (18), а величина q — малое число. Иначе говоря, если даже общее давление воздуха будет больше упругости насыщенного пара, парциальное давление водяного пара может оказаться недостаточным, чтобы процесс конденсации имел место.

В то время данных о температуре мезопаузы было очень мало. В 30-е годы господствовало представление о довольно высоких температурах в этой области атмосферы — около 300 К и более. Температуру определяли косвенными методами: по скорости распространения звука от сильных взрывов, по торможению метеоров и т. д. Запуски ракет с приборами в верхние слои атмосферы в конце 40-х — начале 50-х годов значительно изменили наши сведения о температуре мезопаузы в сторону ее существенного понижения.

Так, в «экспериментальной схеме атмосферы» Национального совещательного комитета по аэронавтике США (NACA), опубликованной в начале 1947 г., минимальная температура мезопаузы была определена в 240 К. Но уже полет исследовательской ракеты 7 марта 1947 г. Дал минимальную температуру 200 К, а обработка наблюдений распространения звуковых волн от сильного взрыва на о. Гельголанд 18 апреля 1947 г, дала Тmin = 173 К. В 1953–1954 гг- были опубликованы средние кривые распределения температуры, дававшие Тmin= 190÷195 К.

Но вскоре стало ясно, что в мезопаузе могут наблюдаться и гораздо более низкие температуры. В 1957 г. были опубликованы результаты большой серии советских ракетных экспериментов, проводившихся под руководством В. В. Михневич в европейской части СССР с июня по сентябрь, т. е. в тот сезон и на тех широтах, когда и где наблюдаются серебристые облака. Был зарегистрирован четкий минимум температуры на высоте 80–85 км с Тmin = 150 К. Годом позже бельгийский аэролог М. Николе на основании анализа поглощения рентгеновских лучей на больших высотах получил Тmin = 160 К. Наконец, запуски ракет, проведенные в летний период 1958 г. Морской исследовательской лабораторией США в форте Черчилль (широта около 59°), показали Тmin = 165 К.

Сопоставление всех этих результатов с более высокими значениями температуры мезопаузы, полученными ранее американскими учеными по запускам ракет с полигона Уайт Сэндс (широта 33°), позволило автору этой книги в августе 1958 г. предложить объяснение сезонного и широтного эффектов появлений серебристых облаков тем, что именно на средних широтах в летнее время года в мезопаузе происходит понижение температуры до крайне низких значений 150÷165 К.

Новая диаграмма (рис. 28) типа построенной в 1952 г. И. А. Хвостиковым показывала теперь уже гораздо более широкий и длинный «язык» в области III в мезопаузе, обеспечивающий выполнение условия (18) даже при очень малых значениях q, а значит, и возможность формирования в этой области серебристых облаков.

Рис. 28. Распределение давления Р (в миллиметрах) и упругости насыщенного пара  E по данным Института прикладной геофизики АН СССР (ИПГ) и Морской исследовательской лаборатории США (NRL).

Но нужно было еще дать ответ на прямой вопрос: существует ли на столь большой высоте водяной пар в количестве, достаточном для образования серебристых облаков? Иначе говоря, не слишком ли мало значение q?

Серия измерений концентраций водяного пара в стратосфере, на высотах от 16 до 40 км, проведенными разными авторами в 1949–1962 гг., давала максимальные значения q = 3∙10-4, хотя некоторые измерения показывали значения, в 10–15 раз меньшие. Но если водяной пар проникает в верхние слои атмосферы из нижних слоев, то казалось, что на высоте 80 км q должно быть еще меньше.

Однако еще в 50-е годы обнаружился факт, косвенно свидетельствовавший о наличии на высотах 80–90 км какого-то максимума содержания паров воды. Это было свечение гидроксила ОН, открытое в 1950 г. независимо советскими учеными И. С. Шкловским и В. И. Красовскнм и американским ученым А. Мейнелом.

В 1955 г. Морская исследовательская лаборатория США организовала серию запусков ракет со спектрографами для изучения спектров свечения неба на разных высотах. По результатам изучения полученных спектров удалось построить график распределения излучения гидроксила ОН по высоте (рис. 29). Этот график показал четкий максимум на высотах 80÷88 км, т. е. как раз в зоне образования серебристых облаков.

Рис. 29. Распределение по высоте эмиссии гидроксила (по данным NRL). Сплошная линия — полоса 7820 А°, прерывистая линия — область 7600—10400 А°.

Но гидроксил может образовываться за счет фотодиссоциации водяного пара под действием ультрафиолетовых лучей в континууме Шумана-Рунге (см. § 2). Другим продуктом фотодиссоциации молекул Н2О) является атомарный водород, который, в свою очередь, соединяясь с молекулами кислорода или озона, может образовывать возбужденные молекулы гидроксила.

В 1965 г. советский геофизик Н. Н. Шефов установил прямую зависимость между интенсивностью полос излучения гидроксила и появлениями серебристых облаков.

В 1964–1965 гг. в Центральной аэрологической обсерватории (СССР) были впервые организованы прямые ракетные измерения концентрации водяного пара в интервале высот 70÷90 км. Приборы были сконструированы так, что всякая возможность загрязнения посторонними примесями или заноса водяного пара снизу исключалась. Результаты, опубликованные А. В. Федынским и С. П. Перовым в 1967–1968 гг., превзошли все ожидания: величина q достигала на высотах 75÷80 км четкого максимума, заключенного между 10-2 и 10-3. Эти результаты были вскоре подтверждена другими методами Г. М. Мартынкевичем и его сотрудниками.

В 1974 г. немецкий ученый Д. Зоннтаг собрал все данные по концентрации водяного пара в атмосфере до высот 100 км. Его результаты показаны на рис. 30 широкой заштрихованной полосой.

Рис. 30. Распределение концентрации Н 2 О по высоте по данным Д. Зоннтага , А. В. Федынского , С. П. Перова и других исследователей. Значения q надписаны у кривых. Здесь же нанесена кривая температуры (Т).

Можно видеть, что величина q наибольших высотах растет (изолинии равных q, нанесены на график), достигая на высоте 75 км примерно 4∙10-3. Здесь же нанесены результаты А. В. Федынского и С. П, Перова и некоторых других исследователей.

Расхождения между результатами разных исследователей побудили А. В. Федынского изучить вопрос о зависимости величины q от сезона и широты места, с которыми, как мы знаем, тесно связано формирование серебристых облаков. Результаты показали отчетливый максимум q в июле — августе и минимум в январе — феврале (в северном полушарии). Влажность в мезопаузе в средних широтах всегда больше, чем над тропической зоной. Над средними широтами влажность растет с высотой, начиная от высот 25÷30 км.

Таким образом, важный факт повышения влажности (т. е. величины q) в те сезоны, над теми широтами и на том уровне, где образуются серебристые облака, был надежно установлен. Но нужно было еще дать объяснение этому факту. В 60-е годы было предложено два объяснения этого явления.

Одно из них, более простое, состоит в том, что выше 25–30 км на средних широтах в летнее время года наблюдаются восходящие токи воздуха, которые переносят водяной пар в область мезопаузы, где он и вымерзает, образуя серебристые облака. Недостаток Н2О компенсируется новым притоком пара снизу, и процесс продолжается. На других широтах и в другие сезоны восходящие токи либо не возникают, либо подавляются отсутствием вымораживания (температуры для которого слишком высоки). Исследование И. А. Хвостикова и И. М. Кравченко, выполненное в 1967 г., показало, что при скорости восходящих токов 1 см/с удельная влажность выше 70 км будет значительно больше, чем при их отсутствии. Учет вымерзания водяного пара позволяет объяснить не только поддержание, но и рост влажности с высотой.

Другое объяснение — более интересное. Оно состоит в том, что водяной пар на больших высотах образуется при взаимодействии атомов водорода, летящих к Земле от Солнца, с атомами кислорода верхних слоев земной атмосферы. Эта идея, впервые высказанная в 1933 г. норвежским геофизиком Л. Вегардом и поддержанная в 1952 г. И. А. Хвостиковым, получила количественное обоснование в 1961 г. в работе французского ученого К. де Турвиля.

Де Турвиль подсчитал количество водорода, которое захватывается магнитосферой Земли (в составе солнечного ветра летят не нейтральные атомы, а ионы водорода — протоны). Этот процесс захвата называется аккрецией. Расчеты де Турвиля привели к оценке скорости аккреции на всю Землю 1,7∙106 г/с. Но анализ этого вопроса, проведенный в 1966 г. И. Л. Хвостиковым, показал, что оценка де Турвиля завышена в 100, а то и в 1000 раз, так что более реальный уровень притока водорода на всю Землю составляет 1,5∙102÷1,5∙104 г/с, а на единицу поверхности — около 2∙10-15 г/см2∙с ~= 104 атомов/см2∙с. Такой приток водорода почти в 40 раз превосходит его потерю за счет диссипации (ускользания) из верхних слоев атмосферы. Куда же девается остальная часть атомов водорода? Очевидно, они вступают в химические реакции с атомами атмосферы. Две из них, а именно,

H + H + M — > H2 + M + 431 дж, (19)

H2 + O + M — > H2O + M (20)

приводят к образованию молекул Н2O. В приведенных формулах М означает любой атмосферный атом, столкновение с которым ускоряет реакцию; 431 Дж — выход энергии в первой реакции, которая является, таким образом, экзотермической.

Весь этот механизм получил, по предложению американского исследователя В. Хаурвица, название «солнечный дождь».

Способен ли «солнечный дождь» обеспечить повышенную влажность мезопаузы? Примем необходимое для образования серебристых облаков значение q =10-3. Тогда количество осажденной воды над уровнем 70 км составит столбик всего 1 мкм, масса которого (при площади 1 см2) будет равна 10-4 г/см2. Из этой массы 8 9 поставляет атмосферный кислород, которого вполне достаточно. На долю солнечного водорода остается 10-5 г/см2. Такое количество солнечный ветер принесет за 5∙109 с = 150 лет, что, конечно, многовато. Поэтому гипотеза «солнечного дождя», несмотря на всю ее привлекательность, вряд ли может объяснить повышенную влажность мезопаузы, если приведенные выше оценки аккреции водорода из солнечного ветра не будут существенно пересмотрены в сторону их увеличения хотя бы до значений, принятых де Турвилем.

Основным механизмом, регулирующим влажность в области мезопаузы, по-видимому, следует считать систему восходящих токов в стратосфере.

Но нужно было решить еще один вопрос, который противники конденсационной гипотезы считали (в конце 50-х годов) чуть ли не камнем преткновения для ее обоснования.

Речь идет о тепловом режиме частиц серебристых облаков, в частности, — ледяных кристалликов. По мнению америьанских ученых Е. Вестина и Д. Дейрменджяпа, солнечные лучи и тепло Земли должны были заставлять кристаллики льда испариться, так что они не могли быть устойчивыми.

В 1961 г. автор этой книги подверг критике метод расчета Вестона и Дейрменджяпа, показав, что они получили завышенные значения средней температуры льда в мезопаузе. В 1970 г. он же выполнил более строгое рассмотрение этого вопроса. В самом деле, составим уравнение лучистого равновесия ледяной частицы. Источниками ее нагрева, вообще говоря, могут быть:

1) излучение Солнца в непрерывном спектре ,

2) излучение Солнца в линиях QУФ,

3) корпускулярное излучение Солнца Qкop,

4) длинноволновое излучение Земли и нижних слоев атмосферы ,

5) тепло, выделяющееся при рекомбинации кислорода на частице, Qpeк.

Частица в свою очередь отдает тепло окружающей среде путем излучения (Qизл) и теплопроводности — при столкновениях с атомами и молекулами воздуха (Qτ). Следовательно, наше уравнение должно иметь вид

Автор оценил все слагаемые в левой части. Оказалось, что QУФ и Qкop никогда не превышают 10 эрг/см2∙с, Qpeк = 4∙103 эрг/см2∙с,  = 1,7∙104 эрг/см2∙с,  = 2∙105 эрг/см2∙с.

Таким образом, главной составляющей притока тепла для кристаллика льда является не солнечное излучение, а длинноволновое излучение Земли. Причина этого заключается в том, что мелкие кристаллики льда (<1 мкм) практически прозрачны для видимых лучей. Основной вклад в их нагрев лучами Солнца создает длинноволновый «хвост» солнечного излучения на волнах 2÷13 мкм. Но излучение Земли на этих же волнах более интенсивно, чем солнечное, — на целый порядок. Таким образом, общее тепло, поглощаемое ледяной частицей, составляет 2,2∙105 эрг/см2∙с.

Как же частица теряет тепло? Отдача тепла излучением зависит в основном от температуры частицы и равна

Qизл  = 4∙ε∙σ∙Т4, (22)

где ε — коэффициент излучения, σ — постоянная Стефана-Больцмана, множитель 4 означает, что частица излучает со всей поверхности, равной для шара 4π∙r2, тогда как все притоки тепла мы рассчитывали на поверхность его миделя (π∙r2). Отдача тепла теплопроводностью зависит от разности температур частицы и окружающей среды. Приняв последнюю равной 160 К и вычисляя и Qизл и Qτ можно найти, при какой температуре частицы их сумма станет равной притоку тепла, найденному выше. Эта температура оказалась равной 170 К на высоте 80 км и 178 К на высоте 90 км. Оба эти значения лежат ниже точки инея водяного пара (192 К); иначе говоря, ледяные частицы в этих условиях испаряться не должны.

Так работами советских ученых за два десятилетия была обоснована конденсационная гипотеза происхождения серебристых облаков.

Оставалось выяснить, какие частицы служат ядрами конденсации, и… поймать эти частицы, рассмотреть их в лаборатории. Несмотря ка все трудности, и эти задачи были успешно решены.

 

§ 8. Ядра конденсации. Теория и эксперименты

Как хорошо известно, конденсация водяного пара в капельки тропосферных облаков обычно не происходит сама собой — необходимы так называемые ядра конденсации. Причина этого состоит в том, что давление пара, требуемое для конденсации в очень маленькую капельку, может в несколько раз превышать давление насыщенного пара над плоской поверхностью. Только при перенасыщении в пять и более раз может начаться спонтанная конденсация и в совершенно чистом воздухе (без ядер). Ядра конденсации, каковыми обычно являются мельчайшие пылинки или кристаллики морской соли, имеют уже достаточные размеры, чтобы конденсация на них происходила.

Ядра конденсации принято делить на ядра Айткена (0,005÷0,1 мкм), тяжелые (0,1÷1 мкм) и сверхтяжелые (1÷20 мкм). Ядра Айткена, хотя и самые многочисленные (в приземном слое воздуха их тысячи на кубический сантиметр), из-за своих малых размеров не играют существенной роли как ядра конденсации в обычных тропосферных облаках. Основную роль играют тяжелые ядра, имеющие как природное, так и промышленное происхождение. Сверхтяжелые ядра, состоящие в основном из кристалликов морской соли, играют роль при образовании капель облаков в морских районах.

Какие же частицы служат ядрами конденсации при образовании серебристых облаков? В разное время по этому вопросу высказывались самые различные предположения: частицы вулканической пыли, кристаллики морской соли, наконец, метеорные частицы. Гипотеза о том, что именно метеорные частицы служат ядрами конденсации при образовании серебристых облаков, была впервые высказана в 1926 г. Л. А. Куликом, но осталась незамеченной на фоне его же гипотезы о чисто метеорном происхождении этих облаков, В 1950 г. ее вновь независимо выдвинул автор этой книги (работа Л. А. Кулика нам тогда не была известна), и с тех пор эта точка зрения нашла поддержку почти у всех исследователей серебристых облаков.

В самом деле, разрушение метеорных тел, проникающих в земную атмосферу и наблюдаемых в виде метеоров, происходит в основном как раз над мезопаузой, на высотах 120÷80 км. Те тела, которые создают на небе привычное нам явление метеора, имеют массу от нескольких граммов до 10-6 г; более слабым метеорам, наблюдаемым в бинокль или телескоп, соответствуют массы от 10-6 до 10-9 г; еще более слабым, регистрируемым с помощью радиолокации, — до 10-12 г. Еще меньшие тела тормозятся в атмосфере, до того как разогреются настолько, чтобы качалось их испарение). Такие тела называются микрометеоритами. По размерам они соответствуют тяжелым и сверхтяжелым ядрам конденсации.

Но кроме микрометеоритов, поставщиками ядер конденсации могут быть и более крупные метеорные тела, поскольку они дробятся в атмосфере. Одной из форм их дробления является так называемое шелушение, когда с поверхности летящего тела откалываются мельчайшие осколки («щепки»). Кроме того, происходит плавление самого метеороида (метеорного тела), причем расплавленная пленка сдувается с него набегающим потоком воздуха в виде капель. Застывая, они превращаются в шарики, которые затем выпадают на Землю и попадают в руки ученых).

Много таких шариков выпадает вслед за падением крупных метеоритов (рис. 31). Мельчайшие из них тоже могут служить ядрами конденсации для серебристых облаков.

Рис. 31. Метеоритные шарики (Сихотэ-Алинский железный метеорит, по Е. Л. Крипову )

Исследования притока метеорного вещества на Землю показывают, что общий суточный приход его на весь земной шар составляет около 100 т/сутки, причем поток частиц с массой 10-13 г (r ~= 0,2 мкм), пригодных в качестве ядер конденсации составляет около 10-2 частиц/см2∙с, или 103 частиц/см2∙сутки. Этого количества вполне достаточно, чтобы обеспечить образование серебристых облаков.

Еще в 30-е годы делались попытки найти связь между появлением серебристых облаков и интенсивностью метеорных потоков. Но, во-первых, многие метеорные потоки действуют в периоды, неблагоприятные для образования серебристых облаков. А, во-вторых, вклад метеорных потоков в общий приток метеорного вещества на Землю весьма скромен и не превосходит 1 % от фона спорадических метеоров. Значительно больше дают метеорные дожди, но это — явление весьма редкое, и за последние два столетия они наблюдались в даты, когда серебристые облака образоваться не могли из-за неблагоприятных условий в мезопаузе.

Все же некоторые авторы (например, чехословацкий астроном 3. Квиз) высказывали мнение, что метеоры потоков, будучи продуктами распада комет и имея довольно рыхлую структуру, уже содержащую льды кометного происхождения, являются более подходящими ядрами конденсации, чем прочие метеоры. Автор этой книги высказал предположение, что метеоры потоков, обладая большей скоростью, чем спорадические метеоры, сильнее дробятся, порождая «щепки», могущие служить ядрами конденсации. Однако эти предположения пока не получили подтверждения.

Имеются и другие гипотезы о природе ядер конденсации. Так, Г. М. Мартынкевич высказал мнение, что эту роль могли бы играть кластеры (объединения) ионов. Такая возможность не исключена.

Конечно, многое о природе частиц серебристых облаков и их ядер конденсации можно было бы узнать, захватив эти частицы непосредственно в атмосфере с помощью приборов, установленных на ракетах, и изучив их в лаборатории. Такие попытки делались неоднократно, начиная с 1962 г., и небезуспешно. Так, в 1962 г. в Швеции был осуществлен совместный американо-шведский эксперимент. По сигналу со станции наблюдений, расположенной в 200 км южнее ракетного полигона, в момент прохождения над полигоном ярких серебристых облаков в них была запущена ракета, снабженная специальными ловушками нескольких систем. Это было 11 августа, а 7 августа был произведен контрольный пуск при отсутствии серебристых облаков.

Результаты оказались весьма интересными. Для исключения загрязнения посторонними частицами до и после пуска приемная поверхность ловушки опылялась пологой струей порошка окиси алюминия. Таким образом, частицы, осевшие на поверхности ловушки до пуска, имеют два «хвоста» оттенения (опыление производилось с Двух разных сторон), частицы, захваченные во время самого эксперимента, — один «хвост» (рис. 32), а осевшие позже — ни одного.

Рис 32. Частицы, обнаруженные на поверхностях коллекторов в ходе американо-шведского эксперимента 1962 г.:

а — частицы, окруженные гало, собранные в поле серебристых облаков, б — частица без гало, в — частица загрязнения, попавшая на поверхность до эксперимента.

Во время пуска 11 августа 1962 г. было захвачено множество частиц, окруженных своеобразным «гало» — остатками растаявшей массы, по-видимому, льда (рис. 33).

Рис. 33. Одна из наиболее крупных частиц, обнаруженных в американо-шведском эксперименте 1962 г. Заметно окружающее ее гало.

Сами частицы имели размеры от 0,02 до 1 мкм. Во время контрольного пуска 7 августа частиц было-существенно меньше и «гало» вокруг них не наблюдались. В последующие годы шведские исследователи во главе с Г. Виттом и американские ученые, возглавляемые К. Хеменуэем, провели еще несколько подобных экспериментов. В захваченных частицах были обнаружены железо и никель (типичные для метеорных частиц). Галоподобные структуры были обнаружены не раз, но уточнить состав летучих компонент в них не удалось из-за трудностей работы со столь малыми частицами.

Таким образом, гипотеза автора о роли метеорных частик как ядер конденсации для образования серебристых облаков, высказанная еще в 1950 г., получила убедительное подтверждение. Фотометрические замеры, выполненные Г. Виттом с помощью приборов, установленных на ракетах, ясно показали рост рассеяния излучения при попадании ракеты в серебристые облака. Позднее американский геофизик Т. Донахью и его сотрудники обнаружили преобладание аэрозольного слоя на высотах около 80 км в высоких широтах северного полушария Земли.

Все эти исследования дают довольно четкую картину формирования и природы серебристых облаков. Конечно, не все еще изучено, но будущие исследования, несомненно, прольют свет на вопросы, оставшиеся неясными или сомнительными. Среди таких вопросов — возможность формирования серебристых облаков не путем конденсации на ядре, а за счет коагуляции (объединения) мельчайших частичек размером порядка 0,01 мкм, вопрос о роли ионных кластеров и некоторые другие.

 

§ 9. Серебристые облака на других планетах

Мы убедились, что серебристые облака, состоящие в основном из кристалликов льда, образуются в верхних слоях земной атмосферы при наличии необходимых и достаточных условий для конденсации водяного пара в льдинки.

Но только ли в земной атмосфере могут образовываться такие облака? Не создаются ли подходящие условия для их образования в атмосферах других планет? А если да, то в каких именно?

Водяной пар отсутствует в атмосферах планет-гигантов. Планета Меркурий вовсе лишена атмосферы. Остаются Венера и Марс.

Наблюдения давно уже показывали, что в атмосфере Марса плавают облака. Эти облака были двух типов: желтые облака, состоящие, очевидно, из мелкой пыли, и белые и синие облака, появлявшиеся преимущественно вблизи лимба или терминатора планеты, т. е. в областях с более низкой температурой (рис. 34).

Рис 34. «Синие» облака на Марсе вблизи терминатора (фотографии получены Э. Слайфером в 1954 г).

Температура и давление атмосферы Марса у поверхности планеты значительно ниже, чем у поверхности Земли. Кроме того, по ряду причин вертикальное строение атмосферы Марса отличается от строения земной атмосферы. Таких причин известно несколько.

Прежде всего, на Марсе ускорение силы тяжести составляет лишь 37 % земного. Поэтому плотность и давление атмосферы Марса убывают с высотой медленнее, чем в земной атмосфере, Это вытекает из формулы (2) § 2, поскольку шкала высот Н* обратно пропорциональна ускорению g.

С другой стороны, средняя относительная молекулярная масса μ атмосферы Марса, состоящей в основном из углекислого газа, примерно в 1,5 раза больше, чем у земной атмосферы (44 против 29), что частично компенсирует уменьшение g (в формуле (2) для Н* величина μ, как и g, стоит в знаменателе).

Далее, температура атмосфера Марса ниже, чем земной атмосферы, из-за отдаленности планеты от Солнца и слабого парникового эффекта. Это приводит к уменьшению числителя в той же формуле.

По измерениям давления, плотности и температуры на разных высотах в атмосфере Марса, произведенным советскими космическими аппаратами серии «Марс, а также американскими космическими аппаратами серий «Маринер» и «Викинг», была построена модель атмосферы Марса, изображенная на рис. 35.

Рис. 35. Модель атмосферы Марса (по М. Я. Марову ).

Температура, равная у поверхности 220 К, падает затем с высотой, достигая на уровне 24 км значения 160 К. Выше простирается стратомезосфера Марса — из-за отсутствия озонного слоя и связанного с ним максимума температуры стратосфера и мезосфера на Марсе сливаются в один слой с постоянной температурой. И только выше 100 км начинается область разогрева атмосферы Марса — термосфера.

Построив для атмосферы Марса диаграмму, подобную диаграмме И. А. Хвостикова для земной атмосферы (рис. 36), мы сможем убедиться в том, что ниже некоторого уровня образование ледяных облаков в атмосфере Марса невозможно, но выше этого уровня оно может происходить, если удельная концентрация водяного пара в марсианской атмосфере q достигнет необходимого минимального значения, в соответствии с табличкой:

Рис. 36. Диаграмма И. А. Хвостикова для атмосферы Марса.

Что же говорят о присутствии водяного пара в атмосфере Марса спектроскопические измерения? Выход спектральных аппаратов за пределы земной атмосферы, до того путавшей все карты астрономов, позволил получить большую серию измерений содержания водяного пара в вертикальном слое атмосферы Марса. Эту величину принято выражать в микрометрах слоя осаждений воды. В большинстве случаев она равна 5÷20 мкм, хотя иногда (причем чаще всего над полярными шапками) увеличивается до 60÷80 мкм.

Если принять, что удельная влажность атмосферы Марса q одинакова на всех высотах (что может и не соответствовать действительности), то 10 мкм осажденного слоя будут соответствовать q = 4∙10-4. Таким образом, реальные пределы q = 2∙10-4÷3∙10-3. Им соответствуют нижние границы формирования ледяных облаков от 4 до 14 км.

По данным модели атмосферы Марса можно указать и верхние границы возможности образования ледяных облаков: от 58 до 74 км. Как мы сейчас убедимся, они хорошо согласуются с наблюдениями.

Нужно иметь в виду, что модель атмосферы Марса, о которой мы говорили до сих пор, — средняя для всей планеты. В более холодных местах и в зимнее время года условия для образования ледяных облаков улучшаются. Таким образом, нет никакого сомнения, что белые и синие облака; наблюдаемые на Марсе, это действительно ледяные облака, подобные перистым и серебристым облакам земной атмосферы. Вот только никакой границы по высоте мы провести между ними не можем.

Фотометрические наблюдения с космического аппарата «Марс-5» показали на высоте 30÷35 км в утренние часы наличие слоя аэрозоля, состоявшего, по-видимому, из кристалликов льда размером порядка 1 мкм и имевшего оптическую толщину около 0,1. С орбитального аппарата «Викинг-I отмечалось несколько подобных слоев на высотах от 15 до 70 км, толщиной в несколько километров. Такие большие высоты роднят марсианские облака с нашими серебристыми облаками.

Обратимся теперь к атмосфере Венеры. Хорошо известно, что эту планету окружает плотный облачный слой, скрывающий от нас ее поверхность. Благодаря многочисленным успешным полетам наших «Венер» удалось выяснить многие свойства этого слоя. Как было выяснено еще в 1972 г. с помощью фотометра, установленного на «Венере-8», ниже 32 км атмосфера планеты почти прозрачна, от 32 до 49 км лежит слой дымки типа тумана, а между 49 и 67 км расположены три яруса облаков. Нижний и средний ярусы содержат довольно крупные частицы в 5÷8 мкм, состоящие скорее всего из кристалликов солей соляной кислоты, например, FeCl2, а также из капель соляной кислоты. Верхний ярус, расположенный на высотах 58÷67 км, содержит мелкие сферические частицы размером 2÷3 мкм, по своим преломляющим свойствам напоминающие 80-процентный раствор серной кислоты. Еще выше расположена надоблачная дымка, которая простирается до высоты 80 км.

Но уже давно визуальные наблюдения и фотографии Венеры выявляли вблизи терминатора планеты яркие детали, порою выдававшиеся за терминатор. Это могли быть только облака, расположенные выше уровня границы основного облачного слоя и освещенные Солнцем. Из чего они состоят и как образуются? Здесь наблюдательный материал гораздо беднее, чем в случае Марса, и мы пока ничего не можем сказать о природе и составе этих самых высоких облаков Венеры.

Могут ли они состоять из продуктов конденсации водяного пара, т. е. быть аналогами наших серебристых облаков? Пока мы не можем дать прямой ответ на этот вопрос. Средняя удельная концентрация водяного пара в атмосфере Венеры по различным оценкам составляет от 10 до 5∙10-3. Температура стратомезосферы Венеры не опускается ниже 200 К (на уровне верхней границы она держится между 232 и 244 К). Но отдельные похолодания верхней атмосферы Венеры вполне возможны, а это может привести к формированию облаков из кристалликов льда над основным облачным слоем. Так это или нет, покажут будущие исследования.

Мы обратили внимание читателя на возможность образования облаков типа серебристых в атмосферах других планет, чтобы подчеркнуть важность их всестороннего исследования в нашей атмосфере. Это поможет выяснить общие закономерности облакообразования при разных условиях, в атмосферах разного состава и плотности, с различной динамикой, температурным режимом и фотохимическими превращениями.