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.