Сами частицы имели размеры от 0,02 до 1 мкм. Во время контрольного пуска 7 августа частиц было-существенно меньше и «гало» вокруг них не наблюдались. В последующие годы шведские исследователи во главе с Г. Виттом и американские ученые, возглавляемые К. Хеменуэем, провели еще несколько подобных экспериментов. В захваченных частицах были обнаружены железо и никель (типичные для метеорных частиц). Галоподобные структуры были обнаружены не раз, но уточнить состав летучих компонент в них не удалось из-за трудностей работы со столь малыми частицами.

Таким образом, гипотеза автора о роли метеорных частик как ядер конденсации для образования серебристых облаков, высказанная еще в 1950 г., получила убедительное подтверждение. Фотометрические замеры, выполненные Г. Виттом с помощью приборов, установленных на ракетах, ясно показали рост рассеяния излучения при попадании ракеты в серебристые облака. Позднее американский геофизик Т. Донахью и его сотрудники обнаружили преобладание аэрозольного слоя на высотах около 80 км в высоких широтах северного полушария Земли.

Все эти исследования дают довольно четкую картину формирования и природы серебристых облаков. Конечно, не все еще изучено, но будущие исследования, несомненно, прольют свет на вопросы, оставшиеся неясными или сомнительными. Среди таких вопросов — возможность формирования серебристых облаков не путем конденсации на ядре, а за счет коагуляции (объединения) мельчайших частичек размером порядка 0,01 мкм, вопрос о роли ионных кластеров и некоторые другие.

Мы убедились, что серебристые облака, состоящие в основном из кристалликов льда, образуются в верхних слоях земной атмосферы при наличии необходимых и достаточных условий для конденсации водяного пара в льдинки.

Но только ли в земной атмосфере могут образовываться такие облака? Не создаются ли подходящие условия для их образования в атмосферах других планет? А если да, то в каких именно?

Водяной пар отсутствует в атмосферах планет-гигантов. Планета Меркурий вовсе лишена атмосферы. Остаются Венера и Марс.

Наблюдения давно уже показывали, что в атмосфере Марса плавают облака. Эти облака были двух типов: желтые облака, состоящие, очевидно, из мелкой пыли, и белые и синие облака, появлявшиеся преимущественно вблизи лимба или терминатора планеты, т. е. в областях с более низкой температурой (рис. 34).

Рис 34. «Синие» облака на Марсе вблизи терминатора (фотографии получены Э. Слайфером в 1954 г).

Температура и давление атмосферы Марса у поверхности планеты значительно ниже, чем у поверхности Земли. Кроме того, по ряду причин вертикальное строение атмосферы Марса отличается от строения земной атмосферы. Таких причин известно несколько.

Прежде всего, на Марсе ускорение силы тяжести составляет лишь 37 % земного. Поэтому плотность и давление атмосферы Марса убывают с высотой медленнее, чем в земной атмосфере, Это вытекает из формулы (2) § 2, поскольку шкала высот Н_* обратно пропорциональна ускорению g.

С другой стороны, средняя относительная молекулярная масса μ атмосферы Марса, состоящей в основном из углекислого газа, примерно в 1,5 раза больше, чем у земной атмосферы (44 против 29), что частично компенсирует уменьшение g (в формуле (2) для Н_* величина μ, как и g, стоит в знаменателе).

Далее, температура атмосфера Марса ниже, чем земной атмосферы, из-за отдаленности планеты от Солнца и слабого парникового эффекта[6]. Это приводит к уменьшению числителя в той же формуле.

По измерениям давления, плотности и температуры на разных высотах в атмосфере Марса, произведенным советскими космическими аппаратами серии «Марс, а также американскими космическими аппаратами серий «Маринер» и «Викинг», была построена модель атмосферы Марса, изображенная на рис. 35.

Рис. 35. Модель атмосферы Марса (по М. Я. Марову).

Температура, равная у поверхности 220 К, падает затем с высотой, достигая на уровне 24 км значения 160 К. Выше простирается стратомезосфера Марса — из-за отсутствия озонного слоя и связанного с ним максимума температуры стратосфера и мезосфера на Марсе сливаются в один слой с постоянной температурой. И только выше 100 км начинается область разогрева атмосферы Марса — термосфера.

Построив для атмосферы Марса диаграмму, подобную диаграмме И. А. Хвостикова для земной атмосферы (рис. 36), мы сможем убедиться в том, что ниже некоторого уровня образование ледяных облаков в атмосфере Марса невозможно, но выше этого уровня оно может происходить, если удельная концентрация водяного пара в марсианской атмосфере q достигнет необходимого минимального значения, в соответствии с табличкой:

Рис. 36. Диаграмма И. А. Хвостикова для атмосферы Марса.

Что же говорят о присутствии водяного пара в атмосфере Марса спектроскопические измерения? Выход спектральных аппаратов за пределы земной атмосферы, до того путавшей все карты астрономов, позволил получить большую серию измерений содержания водяного пара в вертикальном слое атмосферы Марса. Эту величину принято выражать в микрометрах слоя осаждений воды. В большинстве случаев она равна 5÷20 мкм, хотя иногда (причем чаще всего над полярными шапками) увеличивается до 60÷80 мкм.

Если принять, что удельная влажность атмосферы Марса q одинакова на всех высотах (что может и не соответствовать действительности), то 10 мкм осажденного слоя будут соответствовать q = 4∙10^-4. Таким образом, реальные пределы q = 2∙10^-4÷3∙10^-3. Им соответствуют нижние границы формирования ледяных облаков от 4 до 14 км.

По данным модели атмосферы Марса можно указать и верхние границы возможности образования ледяных облаков: от 58 до 74 км. Как мы сейчас убедимся, они хорошо согласуются с наблюдениями.

Нужно иметь в виду, что модель атмосферы Марса, о которой мы говорили до сих пор, — средняя для всей планеты. В более холодных местах и в зимнее время года условия для образования ледяных облаков улучшаются. Таким образом, нет никакого сомнения, что белые и синие облака; наблюдаемые на Марсе, это действительно ледяные облака, подобные перистым и серебристым облакам земной атмосферы. Вот только никакой границы по высоте мы провести между ними не можем.

Фотометрические наблюдения с космического аппарата «Марс-5» показали на высоте 30÷35 км в утренние часы наличие слоя аэрозоля, состоявшего, по-видимому, из кристалликов льда размером порядка 1 мкм и имевшего оптическую толщину около 0,1. С орбитального аппарата «Викинг-I отмечалось несколько подобных слоев на высотах от 15 до 70 км, толщиной в несколько километров. Такие большие высоты роднят марсианские облака с нашими серебристыми облаками.

Обратимся теперь к атмосфере Венеры. Хорошо известно, что эту планету окружает плотный облачный слой, скрывающий от нас ее поверхность. Благодаря многочисленным успешным полетам наших «Венер» удалось выяснить многие свойства этого слоя. Как было выяснено еще в 1972 г. с помощью фотометра, установленного на «Венере-8», ниже 32 км атмосфера планеты почти прозрачна, от 32 до 49 км лежит слой дымки типа тумана, а между 49 и 67 км расположены три яруса облаков. Нижний и средний ярусы содержат довольно крупные частицы в 5÷8 мкм, состоящие скорее всего из кристалликов солей соляной кислоты, например, FeCl₂, а также из капель соляной кислоты. Верхний ярус, расположенный на высотах 58÷67 км, содержит мелкие сферические частицы размером 2÷3 мкм, по своим преломляющим свойствам напоминающие 80-процентный раствор серной кислоты. Еще выше расположена надоблачная дымка, которая простирается до высоты 80 км.