НЛО и современная наука

Глава 4 НЕКОТОРЫЕ СВЕДЕНИЯ ОБ ОПТИЧЕСКИХ СВОЙСТВАХ АТМОСФЕРЫ

В следующих ниже главах будет рассмотрен класс достаточно редких явлений, наиболее часто воспринимаемых очевидцами как нечто аномальное. Прежде чем перейти к этим вопросам, необходимо сделать несколько поясняющих замечаний.

Прежде всего отметим, что исследование природы аномальных явлений проводится в Академии наук СССР на основе анализа всей совокупности сообщений очевидцев, поступающих в Академию наук, которые и составляют исходный массив данных. Поскольку оценить достоверность различных событий, описанных в зарубежной, а подчас и в отечественной прессе или собранных в частных коллекциях, бывает зачастую весьма затруднительно, то они, как правило, не рассматривались.

В виде исключения было проанализировано несколько случаев, для которых имелась достаточно подробная и надежная информация.

В целом результаты проделанной работы показали, что основная часть эффектов, описанных очевидцами, связана с технической деятельностью. Механизмы развития соответствующих явлений описаны ниже. Значительно меньшую часть — до 5 % сообщений — составляют данные о наблюдении природных явлений. Механизмы развития таких явлений хорошо известны и достаточно подробно изложены во многих публикациях. Для примера можно указать две наиболее интересные книги: «Свет и цвет в природе» М. Миннарта [91] и «О летающих тарелках» Д. Мензела [3]. Несмотря на довольно односторонний подход к проблеме в целом вопросы атмосферных оптических явлений в последней книге, без сомнения, рассмотрены на самом высоком уровне.

Можно отметить, что далеко не все оптические эффекты в атмосфере нашли отражение в письмах наблюдателей. Практически отсутствуют сообщения с описанием миражей, достаточно редки сообщения о наблюдениях редких форм полярных сияний, различных видов гало, рефракционных искажений вблизи горизонта и пр. Из естественных явлений наиболее часто вызывают недоумение наблюдения ярких планет Венеры и Юпитера в необычных условиях — сквозь легкую облачность или в разрывах облаков, в дымке, вблизи горизонта. Очевидно, что аномальность таких явлений определяется в первую очередь недостаточной подготовленностью наблюдателей. Поскольку эти эффекты все-таки не слишком часто вводят в заблуждение очевидцев, в дальнейшем рассматривать подробно мы их не будем, а остановимся лишь на специфических явлениях, связанных с исследованием верхних слоев атмосферы и космического пространства.

Как отмечалось выше, в массе сообщений очевидцев такие описания обычно составляют большую часть — 90 % и более. Рассмотренные механизмы позволяют объяснить наблюдающиеся эффекты и спрогнозировать возможность таких наблюдений. Вне всякого сомнения, что предложенные модели являются не единственно возможными, и мы далеки от намерения ставить знак равенства между схемой развития большинства наблюдающихся странных явлений и всеми возможными механизмами. Для построения достаточно полной картины в дальнейшем* необходима разработка гипотез, столь же разнообразных, как и сами явления.

Для понимания природы «аномальных явлений» необходимо иметь хотя бы общие представления о физических процессах, приводящих к их образованию. Поэтому, прежде чем перейти к описанию конкретных механизмов развития определенных типов эффектов, воспринимаемых как нечто необычное, остановимся кратко на особенностях строения и свойствах тех областей, в которых они наблюдаются.

По физическим условиям в атмосфере принято выделять несколько характерных слоев. Самый нижний, приземный слой, простирающийся до высот около 8 км в полярных и примерно до 17 км в экваториальных областях, называется тропосферой. Состояние этой области атмосферы в целом определяет погодные условия на Земле. Наиболее важной отличительной особенностью тропосферы является постоянное понижение температуры с высотой до значений — 50 °C на верхней границе, хотя иногда наблюдаются локальные отклонения от этой закономерности — так называемые инверсии температуры.

Выше тропосферы, в стратосфере, имеет место рост температуры с высотой до величины 0 °C на высоте около 50 км. Еще выше, в диапазоне высот 50–80 км, расположена область, называемая мезосферой, в которой температура опять уменьшается до значений примерно —90 °C. На еще больших высотах, в термосфере, происходит монотонный рост температуры.

Такая сложная зависимость температуры воздуха от высоты связана с особенностями процессов поглощения энергии, в основном солнечного излучения, и процессов ее переноса. Для иллюстрации на рис. 1 приведена усредненная картина распределения по высоте некоторых параметров, характеризующих состояние атмосферы.

В чисто газовой атмосфере, лишенной каких бы то ни было примесей, ее оптические свойства зависели бы только от одной координаты — высоты над уровнем моря. Однако эта зависимость в реальной атмосфере выполняется лишь в среднем. Так как в атмосфере постоянно имеются как горизонтальные, так и вертикальные неоднородности, обусловленные неравномерным распределением по объему таких компонент, как водяной пар, озон, частицы пыли, оптические свойства этих областей обладают своими специфическими особенностями. Поэтому в целом свойства атмосферы могут быть представлены в виде некоторого усредненного фона, на который накладываются флуктуации, связанные с наличием различных неоднородностей, причем величина таких флуктуаций иногда может значительно превосходить характерные значения фона. Анализ эффектов, создаваемых такими неоднородностями, как раз и позволяет исследовать их свойства и физические условия на разных уровнях атмосферы.

Чтобы представить, насколько сильное влияние оказывают аэрозоли на оптические свойства атмосферы, можно привести несколько характерных примеров. Оптическая плотность атмосферы, например, обусловленная наличием аэрозольной компоненты, может меняться в несколько раз, до порядка величины и более; многие удивительные эффекты, чарующие нас своей красочностью, такие, как гало, радуга, глория и другие, возникают исключительно из-за наличия в атмосфере аэрозолей. Даже вид самых обычных облаков есть не что иное, как результат рассеяния света на капельках воды. Молено с уверенностью утверждать, что с оптической точки зрения аэрозоли в атмосфере представляют собой наиболее активную и наиболее изменчивую компоненту. При этом они и наименее изученная составная часть атмосферы, подверженная исключительно большим изменениям как по составу и происхождению, так и по локализации в различных слоях.

Рис. 1. Изменение с высотой параметров атмосферы: температуры — сплошная линия, логарифма средней длины свободного пробега / (в см) — штриховая, логарифма плотности воздуха ρ (в г/см³) — штрихпупктир

Высотное распределение концентрации аэрозольных частиц варьируется в очень широких пределах. В приземных слоях воздуха, например, она составляет примерно от 10^-3 см^-3 над морем до 30 000 см^-3 над крупными промышленными центрами. При удалении от поверхности Земли концентрация частиц быстро уменьшается и на высотах около 1 км падает до значений примерно 10^-3 — 10^-1 см^-3 в зависимости от характера подстилающей поверхности. На еще больших высотах аэрозольные частицы концентрируются в основном в определенных слоях. В стратосфере, например, наблюдается увеличение концентрации аэрозолей в слое с характерной высотой около 20 км — так называемом слое Юнге, плотность частиц в котором достигает величин 10^-1 — 1 см^-3. Этот слой может усиливаться при выбросах на большие высоты пылевой компоненты. Одно из последних таких событий произошло при извержении вулкана Эль-Чичон в Мексике в 1982 г., когда в стратосферу было выброшено примерно 20 Мт вещества. При этом запыленность атмосферы достигла такого уровня, что стало невозможно проводить тонкие астрономические наблюдения. Усиление этого слоя послужило также причиной наблюдения весьма интересных явлений, зарегистрированных космонавтами. На фотографии (см. вклейку), полученной на борту орбитальной станции «Салют-7» во время полета советско-французского экипажа в 1982 г., запечатлен заход Луны за горизонт и свечение стратосферного аэрозольного слоя. Удачное сочетание ослабления яркости Луны, свет которой проходит через всю. толщу атмосферы (Луна в горизонте), позволило зарегистрировать сразу и источник света, и свет, рассеянный в пылевом слое, хотя он, конечно, значительно слабее света источника — Луны.

Подавляющее большинство оптических атмосферных явлений связано с рассеянием света. Объектов, излучающих собственный свет, не так уж много — звезды, если говорить об астрономических объектах, грозовые разряды, полярные сияния и более слабые эмиссии верхних слоев атмосферы, следы метеоров — вот почти полный список таких природных явлений. Уместно отметить, что любой процесс распространения света в реальной среде в основном определяется эффектами рассеяния и поглощения. Вся наша способность ориентироваться в мире света, т. е. возможность видения мира, практически полностью основана на регистрации рассеянного или отраженного света.

Причиной рассеяния света является неоднородность среды распространения. Сюда относятся неоднородности плотности, связанные с тепловыми флуктуациями, или наличие частиц, отличающихся по своим свойствам от среднего фона, например по размерам. Строгое описание процессов рассеяния требует применения достаточно сложного математического аппарата и не может быть представлено в рамках этого популярного изложения. Однако в некоторых простых случаях, имеющих тем не менее широкое применение, законы, определяющие процессы рассеяния, достаточно просты и позволяют наглядно представить характерные особенности этих эффектов.

Так, интенсивность света, рассеянного ансамблем малых частиц[8], в зависимости от их размера, длины волны излучения и угла рассеяния представляется следующим образом:

I = I₀k Nv²/R²λ⁴ (1+cos² θ), (1)

где R — расстояние от наблюдателя до области рассеяния; v — объем рассеивающих частиц; N — их число в ансамбле; λ —длина волны света; I₀ — интенсивность падающего излучения; θ — угол рассеяния. В коэффициенте к собраны все численные множители и величины, характеризующие физические свойства рассеивающих частиц. Для воды, например, к ≈10.

Из этого довольно простого выражения следует несколько важных выводов. Во-первых, угловая зависимость интенсивности рассеянного света в этом приближении довольно слабая — интенсивность света, рассеянного в разных направлениях, например вперед и под углом 90°, отличается максимум в два раза. Несколько отвлекаясь, можно заметить, что в других случаях, при рассеянии на достаточно крупных частицах с размерами, сравнимыми или большими длины волны излучения, эта зависимость коренным образом меняется и интенсивность света, рассеянного вперед, т. е. при θ≈0°, может в десятки раз превышать интенсивность света, рассеянного по другим направлениям. На рис. 2 для сравнения приведены индикатрисы рассеяния, т. е. зависимости интенсивности рассеянного света от угла рассеяния, для трех случаев — рэлеевское рассеяние на малых частицах λ≫d. частицы средних размеров d=3λ и большие частицы d=30λ. Благодаря этому эффекту в атмосфере, содержащей достаточно большое количество пыли или влаги в виде мелких кристаллов льда или просто капелек воды — туман, наблюдается значительное увеличение яркости неба вблизи источников света (Солнца, Луны, ярких планет, фонарей и пр.) — ореол.

Второе следствие из приведенного выражения — это изменение спектрального состава света в процессе рассеяния. Действительно, зависимость от длины волны в данном случае довольно сильная — λ^-4. Легко убедиться, что рассеяние света с длиной волны λ=0,45 мкм (синяя область спектра) происходит примерно в 4,5 раза более интенсивно, чем в красной области с λ=0,65 мкм. Заметим, что такую же зависимость от длины волны имеет интенсивность света, рассеянного на флуктуациях плотности газа. Поскольку свечение дневного неба практически полностью определяется рассеянием солнечного света в атмосфере, то синий цвет ясного неба является прямым следствием этого эффекта. В других приближениях для частиц с большими размерами эта зависимость становится более слабой.

Рис. 2. Зависимость интенсивности рассеянного света от угла рассеяния — индикатрисы рассеяния, построенные для трех случаев: рэлеевское рассеяние на малых частицах (λ≥а), рассеяние на частицах средних размеров (d ≃ 8λ) и на больших частицах (d≃80λ)

Индикатрисы построены в разных масштабах, в действительности при θ=0° интенсивности рассеянного света для этих случаев не равны — для более крупных частиц интенсивности света, рассеянного вперед, значительно больше, чем для малых

Третье обстоятельство, на которое полезно обратить внимание, это то, что при прочих равных условиях интенсивность рассеянного света пропорциональна количеству рассеивающего вещества. Например, в атмосфере самыми яркими являются нижние, наиболее плотные слои воздуха. Очевидно, что по мере подъема на достаточно большие высоты яркость неба должна уменьшаться из-за «угасаний» нижних слоев. Аналогичная картина имеет место при заходе Солнца за горизонт — по мере подъема границы земной тени самые плотные слои атмосферы экранируются от солнечного излучения и последовательно угасают.

Наконец, можно сделать еще одно любопытное замечание. Как следует из приведенной формулы, при увеличении объема частиц, конечно в пределах применимости данного приближения, интенсивность рассеянного света возрастает пропорционально квадрату объема или шестой степени их характерного размера, а от общего количества рассеивающих центров зависит только линейно. Поэтому некоторое определенное количество вещества в зависимости от степени раздробленности будет рассеивать свет неодинаковым образом. Для простых оценок положим, что все частицы, число которых N, имеют одинаковый диаметр d, общая масса вещества M, а его плотность ρ. Нетрудно найти, что выражение (1) видоизменится следующим образом:

I₀= 4Md³/R³λ⁴ρ (1+cos² θ)=kI₀ M²/R²λ⁴Nρ² (1+cos² θ) (2)

Легко видеть, что чем крупнее «помол» вещества, тем больше интенсивность рассеиваемого им света.

Сделанные оценки имеют качественный характер в силу грубости сделанных предположений, однако правильно описывают общую картину процесса рассеяния. Эффект укрупнения частиц, например, легко наблюдать в процессе образования облаков, когда невидимый водяной пар, состоящий из молекул воды, превращается в отчетливо видимое, т. е. интенсивно рассеивающее свет облако, образованное мельчайшими капельками воды — туманом. И обратная картина — по мере прогрева утреннего тумана и испарения водяных капель он становится невидимым, хотя общее содержание воды в воздухе практически не изменилось.

Выше мы совершенно не останавливались на процессах поглощения света при его распространении в атмосфере, чтобы не усложнять схематическую картину рассеяния, как основы оптических явлений в атмосфере. Однако если это более или менее оправдано при описании явлений, наблюдающихся на достаточно больших угловых высотах над горизонтом из-за относительно небольшой оптической толщи воздуха вдоль луча зрения, то для явлений, наблюдающихся вблизи горизонта, такое пренебрежение поглощением может оказаться неприемлемым. Например, оптическая толща атмосферы для луча зрения, проходящего на высоте 2° над горизонтом, для зеленой области спектра примерно 4, а для синей 6, т. е. в этих спектральных диапазонах свет ослабляется соответственно в е⁴≈50 и e⁸≈ 400 раз! Для красного света такое ослабление составляет всего приблизительно 12 раз. Из этих оценок легко понять, почему на диск заходящего Солнца можно безболезненно смотреть без всяких защитных фильтров, а его цвет имеет насыщенную оранжевую окраску. Понятно также, что звезды и даже яркие планеты и Луна в непосредственной близости от горизонта не могут наблюдаться.

Условия наблюдений оптических явлений. Рассмотрим теперь вопрос об условиях видимости, т. е. о принципиальной возможности наблюдений различных оптических явлений, обусловленной особенностями восприятия зрительной системы. Зрительный аппарат человека представляет собой очень совершенную систему, обладающую большим динамическим диапазоном, который позволяет ей уверенно работать в условиях изменения яркости примерно на десять порядков, от 10^-5 до 10⁵ кд/м². Для сравнения укажем, что яркость центра диска Солнца имеет величину примерно 2,5×10⁹ кд/м², яркость полярных сияний — до 1 кд/м², а яркость зодиакального света, еще видимого невооруженным глазом, — примерно 5×10^-5 кд/м². Контрастная чувствительность глаза при благоприятных значениях яркости и удобных угловых размерах объекта наблюдения достигает величины 10^-2. Если принять во внимание еще и высокую разрешающую способность глаза, достигающую одной минуты дуги, прекрасное цветоразличение, составляющее при благоприятных условиях до 10 А, и малую инерционность, уникальные возможности такой оптической системы трудно переоценить.

Однако, несмотря на способность адаптации глаза в очень широком диапазоне условий, возможности восприятия этой системы все же ограничены. Наиболее существенны ограничения, связанные с контрастной чувствительностью, хотя следует отметить, что до сих пор не создано ни одного технического устройства со столь высоким показателем этого параметра. Величина 10^-2 дает естественный предел (при благоприятных обстоятельствах) возможности различения объектов, яркость которых отличается не более чем в сто раз. По этой причине, например, невозможно увидеть серебристые облака на фоне дневного неба или солнечную корону вне полных солнечных затмений. Совсем другая ситуация складывается при наблюдении этих же объектов в других условиях — короны во время затмения, когда диск Солнца закрыт Луной и, кроме того, лунная тень экранирует значительную область атмосферы Земли, вследствие чего ее яркость уменьшается в 10³—10⁴ раз и становится меньше яркости короны. При этом корона как бы вспыхивает на фоне достаточно темного неба, хотя, конечно, ее яркость остается той же самой. В качестве еще одного примера можно привести условия видимости Луны. Днем она может быть видна только на достаточно больших угловых расстояниях от Солнца и только на достаточно чистом безоблачном небе. Причина та же — соотношение яркостей Луны и неба.

Некоторая аналогия этому эффекту имеет место и при наблюдениях слабосветящихся атмосферных образований.

По мере захода Солнца за горизонт яркость атмосферы уменьшается, и, когда она становится меньше яркости исследуемых объектов, они как бы «вспыхивают» на потемневшем небе. Если механизмом свечения является рассеяние солнечного излучения, то период их видимости продолжается до тех пор, пока они не окажутся в тени Земли и не «погаснут».

Выше говорилось о серебристых облаках как об одном из возможных примеров, но, естественно, все сказанное относится не только к ним, но и к другим объектам, видимым на сравнительно больших высотах в результате отражения или рассеяния солнечного света — искусственные спутники Земли, высотные аэростаты, продукты сгорания ракетных двигателей и др.

В общем можно сказать, что наиболее благоприятные условия видимости атмосферных оптических явлений такого сорта относятся к периоду времени между погружением Солнца под горизонт на некоторые критические углы β₁ и β₂. Первое значение соответствует необходимому уменьшению яркости неба в месте нахождения наблюдателя, второе — погружению объекта наблюдения в тень Земли.

Строгое построение геометрической картины освещенности земной атмосферы в сумеречных условиях требует учета многих факторов и довольно громоздких вычислений, поэтому для качественного описания воспользуемся простым приближением. Будем считать, что Земля имеет строго шарообразную форму, а угловыми размерами Солнца пренебрежем, т. е. будем полагать, что солнечные лучи, освещающие Землю, параллельны. Не будем также учитывать влияния земной атмосферы на ход лучей света — пренебрежем эффектами рефракции и поглощением света в толще атмосферы.

При этих предположениях геометрическая тень Земли представляет собой цилиндр, образующими которого являются лучи Солнца, касательные к поверхности Земли. В зависимости от географического положения наблюдателя и объекта наблюдения, времени года и суток высота земной тени меняется довольно сложным образом. Для наших оценок будем пользоваться значением высоты тени Земли в направлении зенита. Легко убедиться, что в этом случае единственным параметром, от которого зависит высота тени, является угол погружения Солнца под горизонт β. На рис. 3 показана геометрическая схема, по которой легко понять, как определяется высота тени над наблюдателем, и получить выражение

H = R_о(1/cos β — 1) = R₀ tg β tg β/2/ (3)

Из несложных математических выкладок, приводимых в любом курсе сферической астрономии, следует, что в зависимости от географического положения и времени года угол погружения Солнца под горизонт описывается формулой

cos (90°+β)=sin φ sin δ+cos φ cos δ cos t. (4)

Здесь φ — географическая широта места; δ — склонение Солнца; t — часовой угол, измеряемый дугой небесного экватора от небесного меридиана до часового круга Солнца. В первом приближении t определяется как разница времени между местным полуднем и временем наблюдения, выраженная в угловой мере.

За редким исключением наблюдатель и объект наблюдения находятся в пределах прямой видимости, однако при этом разница в их географическом положении может быть довольно заметной — отличаться на несколько градусов по широте и долготе — до 10–15. Ниже будет показано, что эти обстоятельства могут оказаться определяющими при оценке принципиальной возможности проведения наблюдений по условиям освещенности. Рассмотрим для этого два примера.

Первый относится к оценке интервала времени, удобного для наблюдений явлений, локализованных по высоте в пределах стратосферы, например высотных аэростатов. С некоторой долей условности будем полагать, что они могут наблюдаться с момента захода Солнца за горизонт или до восхода Солнца в утренние часы до погружения в тень Земли. На самом деле первое условие не слишком строгое, так как оболочки, хорошо отражающие свет, могут наблюдаться в определенных ракурсах и в дневное время. Однако наилучшие условия, при которых свет Солнца не создает помех, наступают все-таки после его захода.

Рис. 3. Геометрическая схема для определения высоты земной тени Н над наблюдателем

β — угол погружения Солнца под горизонт

Рис. 4. Изменение интервала времени, удобного для наблюдения стратосферных объектов, по сезонам

По оси абсцисс отложено количество месяцев, прошедших после (оставшихся до) зимнего солнцестояния, по оси ординат — часы после местного полудня. Сплошная кривая— момент захода Солнца за горизонт для наблюдателя, штриховая — для объекта наблюдения

Поскольку такие объекты только в исключительных случаях видны на расстояниях более 100 км, то можно принять, что географическое положение наблюдателя и объекта наблюдения практически совпадают, т. е. полагать разницу во временах захода Солнца в этих местах несущественной. На рис. 4 приведены результаты вычислений продолжительности периода хороших условий видимости объекта, находящегося на высоте примерно 35 км для географической широты места наблюдения около 55° в зависимости от сезона, т. е. времени года. Длительность этого периода меняется не слишком сильно — примерно от 50 мин зимой до 1 ч 5 мин во время самых коротких ночей.

На этом рисунке приведены кривые, построенные для захода Солнца и отражающие условия вечерних наблюдений. Очевидно, что длительность утреннего периода возможных наблюдений практически такая же и соответствующие кривые симметричны приведенным на рисунке относительно линии полудня. Эти кривые также симметричны относительно вертикальной линии, проходящей через точку зимнего или летнего солнцестояния, что соответствует равноценности условий наблюдений при одинаковых величинах склонения Солнца. Реальные же условия наблюдений, связанные, например, с погодой, могут быть совершенно различны.

Поскольку проведенные вычисления сделаны при целом ряде упрощающих предположений, то полученные значения могут отличаться от действительных на несколько минут, что, однако, не меняет принципиальную сторону вопроса.

Во втором примере рассмотрим более интересную ситуацию, когда географические положения наблюдателя и объекта наблюдения заметно отличаются, а высота объекта достаточно велика. Для конкретных расчетов возьмем следующие исходные данные: наблюдатель и объект находятся на одном меридиане, а значения географической широты их положения составляют соответственно (φ_н=50 и φ=60°, высота объекта над поверхностью Земли примерно 100 км, наблюдатель находится на земле. На этом примере удобно проиллюстрировать изменение условий видимости серебристых облаков или каких-либо искусственных образований, находящихся на таких высотах.

Поскольку для наблюдения относительно слабых эмиссий необходимо, чтобы яркость неба была достаточно мала, за начало благоприятного периода времени примем момент погружения Солнца под горизонт на 6° — бытовые сумерки. Конец этого периода, как и в предыдущем случае, соответствует погружению объекта в тень Земли.

Результаты соответствующих расчетов приведены на рис. 5. Легко видеть, что в течение примерно месяца после зимнего солнцестояния и соответственно месяца до него для осеннего периода, такие наблюдения невозможны принципиально, поскольку объект наблюдения попадает в земную тень до того, как яркость неба над наблюдателем уменьшится до необходимого значения. Начиная со второй половины января появляется возможность наблюдений. Продолжительность периода возможных наблюдений возрастает с увеличением величины склонения Солнца и достигает максимума примерно 3,5 ч в середине мая при δ ≈20°. Дальнейшее небольшое уменьшение этого периода связано с сокращением темного времени суток в месте нахождения наблюдателя, в то время как в месте расположения объекта наблюдения время его освещенности Солнцем уже не меняется — на высоте около 100 км наступил полярный день.

Рис. 5, Изменение интервала времени, удобного для наблюдения объектов, находящихся на высоте около 100 км

По осям то же, что и на рис. 7. Сплошная кривая — время наступления бытовых сумерек для наблюдателя, штриховая — погружение объекта наблюдения в тень Земли

Рис. 6. Зависимость радиуса зоны видимости объекта наблюдения, находящегося для наблюдателя на угловой высоте не менее 5 град над горизонтом, от его высоты над поверхностью Земли

О вероятности наблюдения атмосферных оптических явлений. Вероятность регистрации какого-либо явления зависит от многих различных причин, связанных как с условиями наблюдений, так и потенциальным количеством очевидцев. К ним относятся погодные условия, время дня и года, условия освещенности, плотность населения в том или ином регионе, зона возможной видимости явления и ряд других, менее существенных факторов. Очевидно, что эти обстоятельства не являются независимыми, хотя в отдельности и характеризуют различные аспекты, оказывающие влияние на возможность наблюдений.

Например, погодные условия в целом подчиняются определенным сезонным закономерностям и тем самым коррелируют с временами года. Однако локальные изменения погоды могут существенно искажать статистическую картину, полученную по многолетним данным. Условия освещенности, в свою очередь, зависят от времени дня и года, а также от географического положения как наблюдателя, так и объекта наблюдения. Потенциальное число наблюдателей тоже связано с рядом обстоятельств. Например, летом в выходной день, в хорошую погоду число потенциальных очевидцев во много раз больше, чем в будний день дождливой осенью.

Ясно поэтому, что при анализе статистических характеристик совокупности наблюдающихся явлений учет этих факторов необходим. В противном случае полученные закономерности будут отражать не реальные особенности развития тех или иных явлений, а лишь некоторые статистические характеристики условий наблюдений. Весьма типичным примером некорректности выводов, полученных таким путем из статистических данных, является утверждение о наличии максимумов в сезонном и суточном распределении частоты развития аномальных явлений. Многочисленные данные, приводимые в различных «уфологических» изданиях, утверждают, что наряду с фоновым уровнем НЛО-активности в течение года имеются всплески, приходящиеся на весенне-летний период. В суточном распределении максимум приходится на интервал от 18 до 22 ч местного времени. Поскольку такие данные, полученные для различных регионов нашей планеты, весьма похожи, делается заключение о том, что феномен НЛО является глобальным и определяется воздействием внеземных факторов. На самом деле эти данные отражают лишь вероятность наблюдений, определяемую условиями видимости явлений, частота которых практически не меняется в течение года и не зависит от времени суток. Поэтому о «глобальности» таких явлений можно говорить только в том смысле, что их природа в различных регионах Земли одна и та же или, по крайней мере, что эти явления можно выделить в некоторый класс, определяемый условиями их регистрации.

В примерах, приведенных выше, было показано, как условия освещенности, меняющиеся в течение года, влияют на вероятность регистрации определенных видов явлений. Очевидно также, что при прочих равных условиях вероятность регистрации тем больше, чем обширнее территория, на которой явление может быть замечено в принципе. Основным параметром, определяющим возможную зону видимости, является высота объекта наблюдения над поверхностью Земли. Из элементарных геометрических построений следует, что расстояние L, на котором объект находится в пределах прямой видимости для наблюдателя, т. е. выше горизонта, в зависимости от высоты над поверхностью Земли определяется выражением

L=χa, cos α=R_о/(R^о+H),(5)

где α — угловое расстояние между точкой наблюдения и проекцией объекта на поверхность Земли, взятое вдоль дуги большого круга; R_o — радиус Земли, χ — коэффициент перевода угловых расстояний в линейные: если угол а выражен в градусах, то χ≈110 км/град. Поскольку наблюдения различных объектов в непосредственной близости от горизонта возможны лишь на относительно небольших расстояниях, как правило, не превышающих нескольких километров, и, кроме того, очень часто горизонт оказывается закрыт рельефом местности, растительностью или промышленными постройками, то граница видимости проходит на некоторой угловой высоте над горизонтом. В каждом конкретном случае эта величина может варьироваться в значительных пределах; тем не менее при не слишком запыленной атмосфере можно полагать, что эта граница имеет угол места (возвышение над линией горизонта) около 5°. Опуская несложные вычисления, приведем графическую зависимость расстояния, на котором возможны наблюдения на высоте не менее 5° над горизонтом, от высоты объекта наблюдения над поверхностью Земли (рис. 6).

Очевидно, что вероятность наблюдения явления, развивающегося на большой высоте, увеличивается вместе с ней, причем не линейно, а примерно в квадратичной зависимости, поскольку площадь, на которой возможны наблюдения, пропорциональна квадрату ее радиуса. Нетрудно убедиться, например, что площадь территории, на которой можно увидеть явление, локализованное на высоте около 100 км, примерно в 50 раз превосходит площадь области, на которой виден объект, расположенный на высоте около 10 км.

Легко понять также, что факт одновременной регистрации явления на большой территории свидетельствует в первую очередь о том, что его высота по обычным меркам весьма значительна. Основываясь только на этих простых рассуждениях, нетрудно сделать некоторый прогноз возможных сообщений о наблюдениях различных явлений. Первое место по количеству очевидцев должно принадлежать явлениям, связанным с космической деятельностью, астрономическим явлениям или другим природным процессам, происходящим на больших высотах. К ним, в частности, могут относиться наблюдения ярких планет в необычных условиях, падения ярких метеоров, болидов или сгорание в верхних слоях атмосферы искусственных спутников Земли или их фрагментов, запуски ракетной техники и проведение научных экспериментов в космическом пространстве. Следующими по частоте наблюдения должны быть явления, область развития которых расположена ниже. Условно их можно назвать стратосферными, хотя некоторые из них, конечно, могут развиваться и в примыкающих областях атмосферы: наблюдения перламутровых облаков, полеты высотных аэростатов, некоторые оптические атмосферные явления. Еще меньшее число сообщений следует ожидать о явлениях, локализованных в нижних слоях атмосферы или вблизи поверхности Земли.

Прежде чем закончить этот раздел, сделаем небольшое замечание по поводу одного выражения, часто используемого как в повседневной жизни, так и в оптике как в науке, а именно о «лучах света». Это понятие является некоторой абстракцией для определения траектории распространения света. В быту, когда мы говорим о том, что видим лучи Солнца, прожектора и прочих источников, правильнее было бы говорить, что мы наблюдаем свет этих источников, рассеянный в среде, через которую он проходит. В идеально чистой среде «лучи света» увидеть невозможно. В таких условиях можно видеть лишь сам источник света. Поэтому часто встречающееся в сообщениях очевидцев утверждение, что «наблюдался искривленный луч света», имеет только тот смысл, что свет какого-либо источника рассеивался на неоднородностях, имевших соответствующую форму. Характерный пример — струйки или кольца дыма.

Что же касается действительного искривления траектории распространения света, то этот эффект в первую очередь определяется процессами рефракции, зависящими от преломляющих свойств среды, например в линзах оптических систем. Отклонение траектории распространения света от прямолинейного происходит также в земной атмосфере из-за изменения показателя преломления воздуха с высотой в результате изменения его плотности и температуры. Это приводит, па-пример, к смещению видимого положения объекта наблюдения. Для внеатмосферных объектов, таких, как, звезды или Солнце, рефракционное смещение вблизи горизонта составляет в обычных условиях около полуградуса. В редких случаях, связанных с аномальными температурными условиями в атмосфере, возникает явление сверхрефракции, т. е. больших, чем обычно, отклонений видимого положения светила от истинного.

Кроме того, существует и релятивистский эффект искривления траектории распространения света в гравитационных полях. Однако величина такого отклонения в обычных условиях столь мала, что ссылки на «искривление лучей света из-за наличия гравитационных аномалий, связанных с НЛО», говорят лишь об отсутствии у авторов подобных «гипотез» какого-либо представления о предмете рассуждений.

Для справки приведем простую оценку. Траектория распространения света, проходящая на расстоянии г от центра объекта, имеющего массу М, отклоняется на угол

γ≈2,3×10² GM/(rс²), (6)

где G — гравитационная постоянная; с — скорость света. Легко убедиться, что, для того чтобы этот угол составил заметную величину, например около 5° при разумных значениях г (положим, что г находится в пределах от 1 до 100 км), значение массы М должно составлять 3×10³¹ — 3×10³³ г. Верхнее значение этой оценки в полтора раза превышает массу Солнца! Даже для того, чтобы такое отклонение произошло при прохождении траектории в 1 мм от центра массивного объекта, его масса должна превышать 3×10²⁵ г — всего в десять раз меньше массы Меркурия. Абсурдность таких предположений очевидна.