Свечение
ночного неба

DjVu

      Предисловие
      Свечение ночного неба, несмотря на свою очень малую яркость, принадлежит к числу замечательных явлений природы. Сущность этого явления состоит в следующем.
      Примерно 35 лет тому назад было сделано интересное открытие: тщательные измерения яркости ночного неба показали, что только четверть всего света, посылаемого нам ночным небом, принадлежит звездам и туманностям. Чем же обусловлена остальная часть свечения?
      В результате многолетних кропотливых исследований удалось установить, что светится сама земная атмосфера. Светятся атомы и молекулы кислорода, молекулы азота и других газов, входящих в состав земной атмосферы. На какой высоте сосредоточено это свечение — неизвестно до сих пор, но, повидимому, эта высота не меньше 100 км. Спектры свечения ночного неба во многом похожи на спектры северных сияний, но во многом они существенно от них отличаются. Мы имеем как бы непрерывное сияние неба, во многом похожее, но во многом и отличное от северных сияний.
      Но интенсивная исследовательская работа, которая ведется во всех странах для решения этого вопроса, дала и продолжает давать интересные и важные результаты,
      которые явятся существенным вкладом в науку о земной атмосфере.
      Настоящая книжка является попыткой систематически изложить весь основной материал по свечению ночного неба и осветить те проблемы, которые возникли в результате многолетнего изучения этого интересного явления.
      Государственный оптический институт, Ленинград
      Академия Наук СССР,
      Комиссия по изучению стратосферы, Москва
     
      Первые работы по свечению ночного неба
      1. Ньюкомб’. Дискуссия о яркости неба. Хотя известный американский астроном Симон Ньюкомб никогда не занимался вопросом о собственном свечении неба, тем не менее историю этого вопроса нужно бесспорно начинать с него.
      В 1901 г. в американском Астрономическом журнале была напечатана статья Ньюкомба1 под названием "Грубая попытка определить полный свет от в:ех звезд". В этой статье Ньюкомб впервые ставит следующий важный вопрос: может ли свет всех звезд, которые мы обнаруживаем невооруженным глазом и в телескоп, обусловить яркость ночного неба, наблюдаемую в действительности?
      В результате собственных остроумных по методике измерений Ньюкомб приходит к неожиданному для себя заключению, что всех звезд, которые мы можем обнаружить на небе, совершенно недостаточно для оправдания истинной яркости ночного неба. Ньюкомб высказывает предположение, что существует множество звезд, недоступных нашему наблюдению, на счет которых и должна быть отнесена большая часть яркости ночного неба.
      После Ньюкомба целый ряд лиц продолжали его наблюдения яркости ночного неба. Сюда относятся работы Бёрнса,2 Таунлея,3 Интэма,4 Фабри.5 Однако данные разных авторов оказывались весьма противоречивыми и хотя почти всегда получался недостаток звездного света для объяснения всей яркости ночного неба, тем не менее величина этого недостатка была у всех разной. 10 лет работы не могли решить этого вопроса, и еще в 1910 г. высказывалось предположение, что дело сводится к большой трудности измерений подобного рода и связанным с этим ошибкам измерения и что при более точных измерениях яркость неба и звездный свет сбалансируют друг друга.
      Между тем еще в 1901 г. была опубликована работа, которая, если бы она сразу обратила на себя должное внимание, могла бы направить мысль на правильный путь. Вихерт,6 работавший в Геттингене, обнаружил, что "в наших широтах (широта Геттингена: 51° 30) северные сияния являются гораздо более частым явлением, чем это обычно думают".
      Напомним, что в спектре северных сияний, усиленно изучавшихся еще в конце прошлого века, самой яркой компонентой спектра является очень интенсивная зеленая линия. Эта линия и определяет, как известно, зеленоватый цвет всего северного сияния. Эту зеленую линию Вихтер обнаружил при наблюдении в Геттингене.
      Для своих наблюдений Вихерт построил светосильный спектроскоп прямого зрения. Этот спектроскоп имел фокусное расстояние 108 мм при диаметре линзы 27 мм. Таким образом относительное отверстие спектроскопа было 1 : 4, что, по тем временам, являлось очень большой величиной. Сам Вихерт называет свой спектроскоп "необыкновенно светосильным".
      С этим спектроскопом Вихерт отправился для наблюдений в окрестности Геттингена (чтобы не мешали огни и пыль города). "Первый ясный вечер, — пишет Вихерт, 6 — когда я смог применить свой прибор, был 1 ноября 1901 г., и я испытал великую радость, когда при первом же взгляде в северной стороне неба я обнаружил линию полярного сияния (зеленую линию), которая была видна вполне отчетливо"* Зеленая линия обнаруживалась во всех частях неба, кроме западной части горизонта, где мешали огни города.
      Когда Вихерт повторил свои наблюдения 2, 3, 5, 7 и 9 ноября, то повторилось то же самое: линия полярного сияния была с той или иной степенью отчетливости видна.
      Затем Вихерт переменил призму у своего спектроскопа и тогда перестал видеть линию. Так было в декабре и январе. 1, 4, 5 и 9 февраля он ее видел, но плохо, и находил ее с трудом. Но при наблюдениях 25, 26, 28 февраля, 2 и 3 марта опять появилась линия очень большой интенсивности.
      Вихерт установил, что яркость линии оказывается наибольшей при наблюдениях под углом 15 — 18° над горизонтом» На высоте 45° интенсивность линии уже очень мала.
      На основании своих наблюдений Вихерт делает вывод, что "свет полярного сияния наблюдается на широте Геттингена гораздо чаще, чем это можно было бы думать — по видимом у, каждый вечер". Вихерту не пришло в голову сопоставить свои наблюдения с результатами Ньюкомба, изложенными выше. Не сделал этого сопоставления и сам Ньюкомб и все остальные, повторявшие его измерения 2,3,4,5
      Голландский ученый Интэма4 подошел к истине наиболее близко, но и он не смог завершить решение вопроса. Следуя за Ньюкомбом, он измерял яркость ночного неба и вычислял количество света, которое могут дать все звезды. Для яркости неба он также получил большую величину, гораздо больше, чем могут дать все звезды. Обсуждая свои результаты, он в конце концов высказывает гипотезу, которая позволяет по праву считать его основоположником учения о собственном свечении неба. Интэма приходит к заключению, что "свет неба ночью состоит из двух частей, из которых одна приходит к нам прямо от звезд, а другая возникает в результате некоторых процессов в атмосфере". Эта вторая часть, так наз. "зеленый свет», только частично является рассеянным светом звезд. Кажется вероятным, что избыток света, полностью или частично, обусловлен непрерывным сиянием. Эта гипотеза была высказана Интэма в 1909 г.
      Мысль Интэма, столь близкая к действительности, получила подтверждение только 10 лет спустя. А до этого она либо вовсе игнорировалась, либо встречала явно скептическое отношение.
      Известный французский физик Фабри опубликовал в 1910 г. большую работу, посвященную тому же вопросу о балансе света звезд и яркости неба. Фабри сам произвел измерения и получил для яркости неба величину гораздо меньшую, чем у Интэма. Вот, что он писал по этому поводу:5
      "Последние данные, полученные для числа звезд, очень далеки от совпадения с результатами измерения истинной яркости. Являются ли расхождения результатом только неточности измерений и статистических данных? Этого нельзя сказать вполне определенно. Если бы было доказано, что полная интенсивность света неба значительно превосходит сумму интенсивностей наблюдаемых звезд, то можно бы было
      высказать две гипотезы: или что существует огромное количество звезд, слишком слабых, чтобы их можно было заметить с помощью наших инструментов, или что по всему небу существует некая сплошная туманность, дающая равномерную яркость".
      Таковы возможности, указываемые Фабри. Что касается гипотезы, высказанной Интэма, то Фабри ее совершенно отвергает.
      "Совсем недавно, — пишет Фабри (в 1910 г.), — Интэма произвел большое количество визуальных наблюдений. Наиболее существенное заключение из его наблюдений состоит в том, что большая часть света неба имеет земное происхождение. Этот результат кажется относящимся только к тем условиям, при которых Интэма производил наблюдения. Никто из других наблюдателей никогда не находил столь больших величин, какие наблюдал он. Интенсивность квадратного градуса неба в области небесного полюса должна была бы равняться 0.19 интенсивности света звезды первой величины, что почти в четыре раза превосходит величину, найденную другими наблюдателями . .. Единственное заключение, которое можно сделать на основании этих противоречивых данных — это то, что измерения, сделанные в различное время и в различных местах явились бы чрезвычайно полезными".
      Таким образом, большое открытие, которое намечалось из сопоставления наблюдений Вихерта и данных об избыточной яркости ночного неба, открытие, к которому вплотную подошел Интэма, — не было сделано. Мысль, высказанная Интэма, могла бы повести исследование по правильному пути, но она была встречена отрицательно и вскоре была забыта.
      10 лет спустя обнаружилось, что смелая гипотеза Интэма правильна.
      2. Открытие Слайфера. В течение 4 лет, начиная с 1915 г., английский ученый Слайфер производил наблюдения, результаты которых он решился опубликовать только в 1919 г.,7 когда он окончательно убедился в реальности открытого им явления и всесторонне изучил его.
      В июне 1915 г. Слайфер, фотографируя в течение нескольких ночей под ряд спектр Млечного пути, обнаружил на негативе в желто-зеленой части спектра слабую линию. Взяв-
      фотопластинки другого сорта, чувствительность которых была велика в данной области спектра, он мог получить эту линию за одну ночь. Измерения длины волны показали, что эта линия является той самой знаменитой зеленой линией, которая всегда присутствует в спектрах северных сияний. Легко можно представить себе удивление Слайфера, если указать, что его наблюдения производились на широте 35°12/, где никогда до тех пор северное сияние никем не наблюдалось.
      Слайфер начал производить съемку каждую ночь. Его удивление стало еще большим, когда оказалось, что зеленую линию можно фотографировать на светосильном спектрографе каждую ночь. При этом свечение не было сосредоточено в какой-либо определенной области спектра, каждую ночь оно заполняло все небо: спектрограф снимал зеленую линию независимо от того, в какую часть неба его ни направить.
      Слайфер понял истинный смысл своего открытия. Изучив литературу, он узнал и о наблюдениях Вихерта, и о измерениях яркости неба, дававших всегда избыток света по сравнению со светом всех звезд, и о гипотезе Интэма. Его съемки показывали, что действительно каждую ночь все небо излучает свет, напоминающий свет северных сияний.
      Слайфер работал на спектрографе с относительным отверстием 1 : 1.9, что давало очень большую для того времени светосилу. Благодаря этому удавалось снимать зеленую линию всегда за одну ночь, хотя, конечно, при этом получались только следы линии. За 31/2 года Слайфер снял свыше 100 снимков и на каждом из них имелась зеленая линия.
      Фотографируя в зените и ближе к горизонту, Слайфер заметил, что яркость зеленой линии получается тем большей, чем ближе к горизонту производится съемка.
      Это легко могло быть объяснено в предположении, что где-то на высоте в атмосфере имеется слой, в котором и возникает "непрерывное сияние", как его назвал Слайфер ("permanent aurora-).
      3. Длина волны зеленой линии. В спектрах северных сияний зеленая линия выступает очень яркой, и ее наблюдение не составляет никакого труда. Уже начиная с 1900 г. производилось определение ее длины волны. И с самого на-
      чала здесь возникло затруднение, которое не смогло быть преодолено на протяжении свыше 20 лет. Дело в том, что найденная первыми исследователями длина волны зеленой линии северных сияний Х = 5571А не могла быть найдена в спектре никакого известного вещества. Ближе всего подходила по длине волны яркая зеленая линия в спектре криптона. Но помимо вопроса о том, откуда могут взяться в атмосфере огромные количества тяжелого, инертного газа криптона, уже скоро более точные измерения показали, что длина волны зеленой линии северных сияний безусловно на несколько ангстрем не совпадает с линией криптона.
      Имея в своем распоряжении большое число снимков с зеленой линией, Слайфер произвел тщательные измерения ее длины волны. Очень светосильный (1:1.9) спектрограф Слайфера имел небольшую дисперсию и определение длины волны было связано со значительной неточностью. Однако Слайфер, имея возможность промерить громадное число спектрограмм и взять среднее из всех измерений, определил, что его результат на несколько ангстрем превосходит установленную до него длину волны зеленой линии северных сияний.
      В виду большого значения вопроса о длине волны зеленой линии остановимся на нем несколько подробнее.
      Определение длины волны зеленой линии в спектре северных сияний фотографическим методом производилось Паульсеном,8 Сикора,9 Вестманом,10 Вегардом11 и др. Вестман получил X = 5572.6 А, Сикора X = 5570, величина Пауль-сена вообще была получена лишь с очень большой неточностью. Многочисленные визуальные наблюдения Вегарда с помощью спектроскопа прямого зрения дали в среднем Х = 5576.9 при пользовании в качестве спектра сравнения линиями гелия и X = 5573.7 при сравнении с линиями спектра водорода. Но фотографические измерения Вегарда дали только Х = 5571.3 и как наиболее вероятное число из всех своих измерений Вегард берет X = 5572.5 А.
      Обработка ночных снимков Слайфера на светосильном спектрографе малой дисперсии дала для длины волны зеленой линии величину порядка 5576 А. Для более точного определения Слайфер решил сделать снимки на спектрографе с большой дисперсией. Слайфер воспользовался трехпризменным спектрографом, камера которого имела фокус 15 дюймов. Для получения следов зеленой линии на этом спектрографе требовались огромные выдержки по несколько десятков ночей под ряд. При столь длительной экспозиции могло уже сказываться непостоянство температуры, что привело бы к кажущемуся уширению линии, а также влияние тряски и т. п. Поэтому Слайфер поместил свой спектрограф на отдельном фундаменте в специальной комнате, в которой поддерживалась постоянная температура. Сквозь окно спектрограф был направлен на небо в северной части, несколько ниже и восточнее Полярной звезды. Таким путем при экспозициях свыше 100 часов Слайферу удалось получить зеленую линию на трех снимках, каждый из которых был потом промерен дважды. Результаты оказались следующими:
      В качестве спектра сравнения Слайфер снимал на тех же пластинках спектр рассеянного света неба. Одна из фраун-гоферовых линий имеет длину волны Х = 5573.075. На снимках Слайфера было ясно видно, что зеленая линия заметно сдвинута в красную сторону спектра относительно этой фраун-гоферовой линии. Таким образом значение X = 5571, принимавшееся до Слайфера, было явно преуменьшенным.
      Что касается возможности приписать зеленую линию тому или иному газу, то новое число = 5578.05 А, полученное Слайфером, не улучшало положение дела. От длины волны зеленой линии криптона новое число 5578 отличалось еще больше, чем старые числа. Но ни у какого другого газа такой линии тоже не оказывалось.
      В заключение этого параграфа необходимо указать, что одновременно со Слайфером постоянное присутствие в свете ночного неба зеленой линии было установлено также Кэмпбеллом.12 Однако наблюдения Кэмпбелла были менее многочисленными и не содержали точного определения длины волны зеленой линии.
      4. Попытки истолковать свечение неба ночью. Цвет ночного неба. Открытие Слайфера сразу привлекло всеобщее внимание. Уже в том же 1919 году, в котором была напечатана работа Слайфера,7 появились три работы, посвященные вопросу о свечении ночного неба. Было высказано предположение, что избыточная часть света ночного неба (см. §§ 1 и 2) обусловлена рассеянием солнечных лучей сильно разреженными газами, которые могут простираться очень далеко за пределы тени Земли. В связи с этим предположением Релей18 предпринял исключительно интересные наблюдения, пытаясь определить цвет ночного неба и сравнить его с цветом Солнца и Луны, а также с цветом дневного неба. Дело в том, что рассеянный свет Солнца по спектральному составу сильно отличается от прямого солнечного света. Свет Солнца имеет максимум энергии при длине волны 5550 А, а в синюю и красную стороны от этого максимума энергия заметно уменьшается, как это следует для излучения раскаленного тела при температуре 6000°К, каким является Солнце (рис. 1, кривая а). Но при рассеянии солнечного света земной атмосферой получается перераспределение энергии по спектру. Это обусловлено тем, что разные длины волн рессемваются не одинаково: коэффициент рассеяния обратно пропорционален четвертой степени длины волны света, благодаря чему синие лучи рассеиваются сильнее красных. В результате цвет неба оказывается не бело-желтым, как цвет Солнца, а голубым. На рис. 1 (кривая б) для сравнения приведено относительное распределение энергии в спектре рассеянного света неба. Здесь нет уже спадания кривой в синей части, наоборот, энергия синих лучей очень велика.
      Релей попытался выяснить, в какой мере распределение энергии в свете ночного неба соответствует рассеянному солнечному свету.
      Нужно сразу же сказать, что подобного рода измерения наталкиваются на совершенно исключительные трудности, так как свет ночного неба очень слаб. Однако Релею удалось справиться с этой задачей во всяком случае — приближенно. Метод Релея был очень прост. Для того, чтобы обеспечить максимальную светосилу установки, он отказался от применения какой бы то ни было оптики. Его прибор состоял из большой кассеты, снабженной такой рамкой, что фотопластину можно было закрывать одновременно несколькими светофильтрами. Каждый из фильтров покрывал только часть пластины. Эта коробка попросту выставлялась ночью под открытое небо. В таких условиях на пластину попадал свет от всех участков неба. Под каждым из светофильтров получалось свое почернение фотопластинки, в зависимости от энергии той части спектра, которая пропускалась данным фильтром.
      Светофильтры были подобраны так, что они охватывали весь спектр, начиная от 3300 А и до 7000 А.
      Часть фотопластины покрывалась специальным фотографическим клином, пропускание которого было разным в разных его местах: от полного пропускания света на одном конце клина постепенный переход (по логарифмическому закону) к наибольшему поглощению света на другом конце клина.
      Получив под каждым из светофильтров соответствующее почернение фотопластины, Релей мог его оценить прямо по шкале клина, под которым получался набор всевозможных почернений, начиная от очень больших на прозрачном конце клина и вплоть до очень малых почернений на сильно поглощающем конце. То деление клина, которому соответствовало почернение, равное почернению под данным светофильтром, являлось мерой энергии в участке спектра, пропускаемом данным фильтром. Получив аналогичные снимки для обычного рассеянного света неба (в сумерках), Релей мог судить, насколько распределение энергии в спектре ночного света соответствует обычному рассеянному свету неба.
     
      Эти фильтры были подобраны так, чтобы давать равные, по возможности, почернения при освещении солнечным светом. Фильтр № 6 позволял, насколько можно близко, отрезать зеленую линию. В этих условиях достаточное почернение фотопластины от света ночного неба получалось примерно за час экспозиции.
      Первая серия наблюдений (август и сентябрь 1920 г.) относилась к сравнению цвета ночного неба и цвета сумеречного неба. Результаты измерений Релея приведены в табл. 1, где цифры соответствуют отсчетам по клину. Эти числа пропорциональны плотности клина. Следовательно, чем больше число, тем больше плотность клина, а следовательно, тем меньше света он пропускает в данном месте и тем меньше, под этим местом почернение фотопластины. Это означает, что чем больший отсчет по клину соответствует данному светофильтру, тем меньше света в той области спектра, которую пропускает данный светофильтр.
      Из этих измерений следует исключительно важный результат: свет ночного неба относительно гораздо богаче красными лучами, чем рассеянный свет неба в сумерках.
      Следующая серия опытов включала сравнение непосредственно с прямым светом Луны и Солнца.
      От Луны и Солнца свет приходит примерно параллельным пучком. Чтобы уравнять условия наблюдения, Релей для получения от неба лучей более определенного направления закрыл свой прибор диафрагмой. Однако отверстие этой диафрагмы нельзя было делать слишком малым, так как при этом требовались бы огромные экспозиции. Наименьшее отверстие, которым мог еще воспользоваться Релей, имело 15 дюймов в диаметре при расстоянии от пластины тоже в 15 дюймов. При таком относительном отверстии 1: 1 достаточное почернение от света ночного неба получалось за 10 часов экспозиции.
      Съемка прямого солнечного света на первый взгляд кажется наиболее простой частью опыта. Но на самом деле здесь необходимо принимать ряд предосторожностей. Речь идет о способе достаточного ослабления света. Неослабленный прямой солнечный свет даже при самой короткой экспозиции, которую можно получить затворами, дает совершенно переэкспонированную пластину. Солнечный свет необходимо ослабить во много (в сотни) раз. Но при этом вводить в световой пучок поглощающий фильтр рискованно, так как никакое вещество не поглощает всех длин волн совершенно одинаково и изучаемое распределение энергии по спектру было бы нарушено. Возможно, конечно, ввести соответствующие поправки, учтя селективное поглощение света, но это всегда связано с неизбежными, подчас очень большими погрешностями. Более строгим является "геометрическое" ослабление света.
      Идеальным решением задачи было бы применение камеры-обскуры с очень малым отверстием. Фотопластину нужно было бы поставить настолько далеко, чтобы она уже вся покрывалась пучком света, прошедшим сквозь малое отверстие. Однако при этом понадобились бы огромные расстояния.
      Угловые размеры Солнца равны примерно 0?5, что определяет угловое расхождение светового пучка. Для того, чтобы получить сечение пучка диаметром 13 дюймов, нужно было бы отойти на расстояние свыше 1700 дюймов (свыше 40 м).
      Чтобы обойтись меньшими расстояниями, необходимо увеличить угловое расхождение пучка. Релей воспользовался кварцевой линзой, имевшей 7 мм в диаметре и 9 мм фокусное расстояние. Фотопластина помещалась на оси линзы на расстоянии 60 см. Кварцевая линза была выбрана, как обладающая наименьшей селективностью поглощения в интервале длин волн от 3300 до 7000 А.
      Что касается съемки лунного света, то здесь не требовалось никаких дополнительных приспособлений. Съемка производилась в таких же условиях, как и ночью, причем экспозиция для лунного света составляла несколько секунд. Результаты приведены в табл. 2.
      Из этих данных Релей делает следующие выводы. Ночное небо являетея более желтым или менее голубым, чем
      ясное дневное небо. Сравнение с прямым солнечным или лунным светом показывает, что ночное небо по цвету близко к ним подходит.
      Релей произвел также визуальные наблюдения. Он брал 2 светофильтра — один сине-голубой, другой — желтый. Ночью они казались одинаково яркими. Но в сумерках синий фильтр казался более ярким. Это также подтвердило более желтый цвет неба ночью.
      Релей указывает, что эти его результаты противоречат предположению, что ночью происходит рассеяние солнечного света разреженными газами, простирающимися очень далеко за пределы тени Земли. В этом последнем случае цвет ночного неба должен был бы быть таким же голубым, как и у дневного неба.
      5. Спектры ночного неба и вопрос о составе верхних слоев атмосферы. В двадцатых годах вопрос о свечении ночного неба привлек всеобщее внимание. Предпринятые во многих странах попытки фотографировать спектры свечения ночного неба принесли вскоре весьма существенные результаты. Оказалось, что зеленая линия не является единственной в спектре неба: кроме нее, было обнаружено еще несколько других линий в синей и в красной части спектра. Но уже на примере зеленой линии пришлось натолкнуться на большие затруднения: неизвестно было, какому газу принадлежит эта линия. В лабораторных условиях ни один из известных газов не испускает света с длиной волны 5578 А, как у зеленой линии. Быть может, на большой высоте, где, повидимому, возникает свечение ночного неба, присутствуют газы, нам пока неизвестные? Или, быть может, условия там настолько необычные, что газы могут излучать свет, которого они не излучают в обычных лабораторных условиях?
      С другой стороны, из общих соображений казалось очень вероятным, что в атмосфере на больших высотах должны в большом количестве присутствовать легкие газы, главным образом водород. Между тем на снятых спектрах свечения ночного неба ни одна из линий не могла быть отождествлена с какой-либо линией водорода. Может ли быть, что водорода наверху вовсе нет? Есл*1-бьг зто оказалось так, то существовавшие теории строения эд&юокш; слоев атмосферы нуждались бы в коренном пересмотре.
      И. А. Хвостиков.
      Во всяком случае, первые же результаты, полученные при съемке спектров свечения ночного неба, указали на то, что тщательное изучение этих спектров может дать много ценных сведений о строении высших слоев атмосферы, столь мало доступных исследованию.
      Многие физики во многих странах взялись за систематическое изучение спектров свечения ночного неба. Были преодолены очень большие экспериментальные трудности, и в конце концов, в результате многолетних трудов, продолжающихся и по сей день, был получен обширный материал о спектрах, представляющий огромную ценность. Число линий, обнаруженных в спектрах свечения ночного неба превышает 100.
      Однако с первых же шагов, при попытке подойти к основному вопросу о том, какому газу принадлежит каждая данная линия, обнаруживаемая в спектрах свечения неба, встретились очень большие трудности. Уже указывалось, что зеленая линия по своей длине волны не подходила к спектрам ни одного из известных газов. Возникшая здесь загадка могла иметь 2 ответа. Либо на большой высоте в атмосфере существует газ, неизвестный нам на земле, которому и принадлежит зеленая линия. Мог быть и другой ответ, что зеленая линия принадлежит одному из известных газов, входящих в заметном количестве в состав атмосферы, напр, азоту, кислороду и др., но что в разреженном пространстве низкой температуры в верхних слоях атмосферы существуют столь своеобразные условия, что этот газ излучает несколько иначе, чем в обычных лабораторных условиях.
      Опыты, поставленные в течение 1920 — 1925 гг. решили вопрос о зеленой линии в спектрах северных сияний и свечения ночного неба. Решение оказалось весьма неожиданным. К изложению этих опытов мы сейчас и переходим.
      Зеленая линия
      1. Применение интерференционного метода. При попытках отождествить зеленую линию основным являлся вопрос о точном значении ее длины волны, а также вопрос о структуре самой линии: о ее ширине, о наличии нескольких близких компонент (тонкая структура линии) и др. Но решение таких вопросов возможно только при применении приборов высокой разрешающей силы. Однако простое фотографирование на очень светосильных спектрографах требовало многих часов экспозиции, а предпринятая Слайфером попытка фотографировать зеленую линию на спектрографе большой дисперсии (гл. 1, § 4) потребовала свыше ста часов экспозиции в течение десятков ночей под ряд. При столь малой интенсивности казалось почти безнадежным фотографировать зеленую линию с помощью прибора высокой разрешающей силы, напр, с помощью интерферометра.
      Однако известному американскому астроному Бэбкоку удалось решить эту задачу и притом удивительно простыми средствами. При осуществлении своего очень интересного опыта Бэбкок исходил из общеизвестного, но часто упускаемого из вида соображения, что всякое увеличение дисперсии должно ослаблять только свет со сплошным спектром, когда и?\учение характеризуется некоторой плотностью энергии, приходящейся на определенный интервал длин волн, занимающий на фотографической пластинке данную длину (напр.
      1 мм). В этом случае увеличение дисперсии уменьшает интервал длин волн, приходящийся на данное мсто фотографической пластинки (или экрана, глаза и т. п.) и для получения того же почернения на фотографической пластине необходимо соответственно увеличивать экспозицию* Но это вовсе не касается монохроматического излучения (линейчатый спектр), энергия которого сосредоточена в чрезвычайно узком интервале длин волн, благодаря чему увеличение дисперсии не ведет к увеличению ширины изображения на фотографической пластинке или на экране. Благодаря этому яркость изображения не должна уменьшиться даже при очень большом увеличении дисперсии.
      Повторяем, эти соображения общеизвестны, но тем не менее физики были весьма удивлены узнав, что Бэбкоку15 удалось фотографировать зеленую линию с помощью интерферометра и что при этом ему вовсе не требовалась
      экспозиция во многие сотни часов, как можно было думать, но достаточно было экспонировать столько же, сколько и на светосильном спектрографе. Бэбкоку удавалось получать отчетливые интерференционные кольца от зеленой линии за 1 — 2 ночи экспозиции.
      Схема опытов Бэбкока была очень остроумна и необыкновенна проста. Вся установка состояла всего лишь из двух частей: интерференционного аппарата, в качестве которого Бэбкок взял эталон Фабри-Перо, и фотографической камеры со светосильным объективом. Эталон Фабри-Перо попросту ставился под открытом небом в направлении на север, а за ним помещался объектив фотоаппарата, фокусированный на параллельный пучок света и дававший в своей фокальной плоскости изображение интерференционных колец, которые и фотографировались. KOHEЦ ФPAГMEHTA КНИГИ