Виталий Бронштэн - Серебристые облака и их наблюдение

Сделаем несложный расчет. Пусть облако состоит из одинаковых частиц диаметром 10 -6см (именно таковы их примерные размеры) при указанной выше концентрации. Толщина облачного слоя пусть будет 2 км = 2∙10 5см. 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 -10см 2. На пути 6∙2∙10 5см = 1,2∙10 6см луч зрения в сечении 1 см 2встретит столько же (1,2∙10 6) частиц (ведь на кубический сантиметр у нас приходится одна частица), а их общая отражательная поверхность составит примерно 10 -4см 2, т. е. 10 -4от сечения в 1 см 2, 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 -6до 5∙10 -4. Поскольку ослабление блеска звезды в звездных величинах Δ m равно

Δ m= — 2,5∙lg Т, (14)

а соотношение между натуральным и десятичным логарифмом таково, что ln Т~= 2,30∙lg Т, то из сравнения (13) и (14) ясно, что величина Δ m 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.