Виталий Бронштэн - Серебристые облака и их наблюдение

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.

Поляризация света. Теория рассеянии света крупными частицами [3] Под «крупными» в данном случае подразумеваются частицы, размеры которых существенно больше размеров молекул. ) 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 I 1и I 2, го степень поляризации, по определению, будет равна

p= ( I 1— I 2)/( I 1 + I 2), (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 .