Spectrele Astro în laborator

Indiferent de datele pe care astronomii și astrofizicienii le primesc despre corpurile cerești, este posibil să descifrăm aceste date, de regulă, bazându-ne doar pe regularitățile derivate în laboratoarele terestre în studiul obiectelor terestre.

O metodă ingenioasă pentru modelarea atmosferelor planetare într-un tub de absorbție și posibilele aplicații ale acestei metode este descrisă în acest articol.

Spectre de atmosfere planetare

Studiul spectral al atmosferelor planetare este una dintre problemele urgente ale astrofizicii moderne. Cu toate acestea, această sarcină complexă, mare, nu poate fi rezolvată cu succes doar de astronomi, fără implicarea specialiștilor în științe conexe. De exemplu, astronomii nu se pot lipsi de rezultatele studiilor de laborator ale spectroscopiștilor-fizicieni pentru a studia spectrele de absorbție moleculară, fără a determina constantele fizice ale moleculelor și structura acestora. Având la dispoziție doar un număr suficient de constante moleculare și atlasuri spectrale ale moleculelor, este posibil să identificăm spectrele atmosferelor planetare și ale altor corpuri cerești. Acest lucru se aplică oricărei metode de observare, fie că este vorba de astronomie la sol (metode optice sau radioastronomice), fie de rezultatele obținute folosind rachete lansate în afara atmosferei Pământului.

Spectrele atmosferelor planetare constau în principal din benzi moleculare care aparțin moleculelor de dioxid de carbon (CO2), monoxid de carbon (CO), metan (SND de amoniac (NH3), azot (N2), oxigen (O2), adică în principal două -, trei și patru molecule atomice. În prezent, putem vorbi aproape cu încredere despre compoziția chimică calitativă a atmosferelor celor mai multe planete. A fost stabilită după studierea atentă a spectrogramelor astronomice obținute prin metode optice și cu ajutorul radioastronomiei În plus, rezultatele stației spațiale sovietice „Venus-4” au permis nu numai să ofere informații despre o compoziție chimică calitativă mai exactă a atmosferei Venus, ci și să clarifice compoziția sa cantitativă, temperatura și presiunea.

În ceea ce privește compoziția chimică cantitativă a atmosferelor altor planete, aceasta necesită în continuare verificări și rafinamente serioase. Până acum, astronomii întâmpină mari dificultăți în identificarea și studierea spectrelor de bandă ale atmosferelor planetelor. Aceste dificultăți, de regulă, sunt cauzate de faptul că cunoștințele noastre de laborator și teoretice despre structura și proprietățile chiar și ale moleculelor simple sunt limitate. Prin urmare, atunci când studiem spectrul astronomic, trebuie mai întâi de toate să determinăm care dintre molecule i-au dat și apoi, conform studiilor de laborator, să clarificăm proprietățile și structura benzilor acestei molecule.

Moleculele poliatomice, în special cele triatomice care se găsesc în comete și planete, sunt chiar mai puțin studiate.

Trebuie remarcat faptul că nu este întotdeauna posibil să se obțină ușor și simplu în condiții de laborator aceleași molecule care se găsesc, să zicem, în atmosfere stelare. Să ne uităm la un exemplu interesant.

În 1926, P. Merrill și R. Sanford au observat benzi de absorbție foarte puternice în unele stele de carbon de tip RV Dragon, dar nu au putut fi identificate cu încredere timp de decenii. Este adevărat, din motive teoretice, s-a presupus că aceste benzi sunt cauzate de o moleculă complexă - S1C2 triatomică.

Pentru soluționarea corectă a problemei, au fost stabilite experimente de laborator. În 1956, W. Clement a încercat să obțină aceste benzi în laborator. La înființarea experimentelor, el a pornit de la următoarea considerație: spectrele moleculei Cr sunt observate într-un număr de stele și sunt bine studiate. Spectrul moleculei de siliciu este bine studiat în laborator, dar nu a fost remarcat printre spectrele astronomice.Prin urmare, Clement a sugerat că, în prezența carbonului și a siliciului, se formează o moleculă de SiC unipolar, care ar trebui observată în spectrele astronomice, precum și în laborator, deși acest lucru nu a fost posibil până în 1961. Apoi, Clement a argumentat după cum urmează: dacă S1 este adăugat la cuptorul de temperatură înaltă al regelui, care este realizat din cărbune presat pur, atunci la o anumită temperatură de încălzire a cuptorului (o temperatură de 2500-3000 ° K poate fi obținută în cuptor), ar trebui observat un spectru de absorbție aparținând moleculei de SiC. Cu toate acestea, spectrul obținut de Clement sa dovedit a fi mai complex și spre deosebire de cel așteptat pentru SiC. Apoi au comparat spectrul obținut în laborator cu spectrul neidentificat al uneia dintre stelele reci de tip RV Dragon și s-a dovedit că benzile se potriveau bine. Doar un singur lucru a devenit clar din experiment, că Clement a fost capabil să reproducă spectrul stelar în laborator. Cu toate acestea, a fost imposibil să se determine ce moleculă a dat acest spectru.

Molecula a rămas necunoscută. Numai că există mai multe motive pentru a crede că numai carbonul și siliciul ar putea oferi un astfel de spectru.

În plus, analiza vibrațiilor a arătat că molecula dorită conține un atom greu, combinat cu doi mai ușori asociați. Din aceasta, s-a făcut o concluzie (care necesită mai multe confirmări): cel mai probabil, acest spectru complex este furnizat de molecula S1C2. În cercetările sale, Clement a obținut spectrogramele la o temperatură ridicată a sursei spectrului, astfel încât structura fină a benzilor nu a putut fi determinată în detaliu. Această imperfecțiune a experimentului efectuat nu a permis identificarea definitivă a benzilor Merrill și Sanford.

În prezent, cercetătorii au revenit din nou la această problemă. Fizicienii canadieni acordă o atenție deosebită căutării unei surse de lumină care să ofere un spectru molecular similar spectrelor dungate ale stelelor de carbon. Prof. G. Herzberg raportează că el și colaboratorul său R. Verma în laborator au reușit să observe benzile moleculei de SiC2 la temperaturi scăzute - Herzberg își exprimă speranța că un studiu aprofundat al noilor spectre la o rezoluție mai mare va face posibilă mai mult analizează cu încredere structura de rotație și determină momentul de inerție al acestei molecule misterioase.

Mulți oameni de știință așteaptă rezultatele acestui studiu cu mare interes și speră că va fi găsită în cele din urmă sursa spectrului molecular, ceea ce va face posibilă identificarea definitivă a benzilor Merrill și Sanford. Molecula SiC2 va fi atunci prima moleculă poliatomică găsită cu încredere în atmosfera unei stele.

În atmosferele stelelor și cometelor, sunt identificate în prezent alte molecule, precum CH +, C3, NH2, care pot fi obținute doar cu mare dificultate și foarte rar în laboratoare în condiții special controlate. În general, spectrele moleculare, datorită structurii lor complexe, au fost studiate mult mai rău decât cele atomice.

Spectrele atomilor diferitelor elemente chimice au fost studiate aproape bine, deși există o serie de întrebări care rămân nerezolvate. Acum avem cantitatea necesară de informații complet fiabile despre constantele fizice ale spectrelor atomilor. Poate datorită acestui fapt, spectrele atomice vor juca mult timp un rol dominant asupra celor moleculare din diferite domenii ale științei.

Studiul de laborator al spectrelor de molecule de interes astrofizic a primit o atenție deosebită încă din anii patruzeci ai acestui secol. Cu toate acestea, nu există încă cărți de referință bune și complete ale moleculelor studiate până acum.

Țevi de absorbție cu o cale mare de absorbție

Spectrele de absorbție moleculară sunt mai complexe decât cele atomice. Acestea sunt alcătuite dintr-un număr de benzi și fiecare bandă este alcătuită dintr-un număr mare de linii spectrale individuale. Pe lângă mișcarea de translație, o moleculă are și mișcări interne, constând în rotația moleculei în jurul centrului său de greutate, vibrațiile nucleilor atomici care alcătuiesc molecula una față de cealaltă și mișcarea electronilor care alcătuiesc învelișul de electroni al moleculei.

Pentru a rezolva benzile de absorbție moleculară în linii spectrale individuale, este necesar să se utilizeze dispozitive spectrale de înaltă rezoluție și să transmită lumina prin tuburi de absorbție (absorbante). Inițial, lucrarea se desfășura cu conducte scurte și la presiuni ale gazelor studiate sau amestecuri ale acestora de câteva zeci de atmosfere.

S-a dovedit că această tehnică nu ajută la dezvăluirea structurii spectrului benzilor moleculare, ci, dimpotrivă, le spală. Prin urmare, au trebuit imediat să o abandoneze. După aceea, am urmat calea creării tuburilor de absorbție cu trecerea multiplă a luminii prin ele. Schema optică a unui astfel de tub de absorbție a fost propusă pentru prima dată de J. White în 1942. În tuburile proiectate conform schemei lui White, este posibil să se obțină căi optice echivalente ale straturilor absorbante de la câțiva metri până la câteva sute de mii de metri. Presiunea gazelor pure sau a amestecurilor de gaze investigate variază de la sutimi la zeci și sute de atmosfere. Utilizarea unor astfel de tuburi de absorbție pentru studierea spectrelor de absorbție moleculară s-a dovedit a fi foarte eficientă.

Deci, pentru a rezolva spectrele benzilor moleculare în linii spectrale separate, este necesar să aveți un tip special de echipament, care constă din dispozitive spectrale de înaltă rezoluție și tuburi de absorbție cu treceri multiple de lumină prin ele. Pentru a identifica spectrele obținute ale atmosferelor planetelor, este necesar să le comparăm direct cu cele de laborator și să găsim în acest fel nu numai lungimile de undă, ci și să determinăm cu încredere compoziția chimică și să estimăm presiunile din atmosferele planete din lărgirea liniilor spectrale. Absorbția măsurată în tuburile de absorbție poate fi comparată în mărime cu absorbția în atmosfera unei planete. În consecință, în tuburile de absorbție cu treceri multiple de lumină atunci când se modifică presiunea gazelor pure studiate sau a amestecurilor lor, atmosferele planetelor pot fi simulate. A devenit mai realist acum că este posibil să se schimbe regimul de temperatură în țevi la câteva sute de grade Kelvin.

Dispunerea optică a tubului de absorbție J. White

Esența invenției lui J. White se rezumă la următoarele: sunt luate trei oglinzi sferice concave cu raze de curbură strict egale. Una dintre oglinzi (A) este instalată la un capăt în interiorul conductei, iar celelalte două (B, C), care sunt două părți egale ale oglinzii tăiate, se află la celălalt capăt. Distanța dintre prima oglindă și celelalte două este egală cu raza de curbură a oglinzilor. Țeava este închisă ermetic. Vidul din țeavă este creat la zecimi sau sutimi de mm Hg. Art., Iar apoi conducta este umplută cu gazul de testare la o anumită (în funcție de sarcină, presiune. Oglinzile din conductă sunt instalate în așa fel încât lumina care intră în conductă să fie reflectată din oglinzi, trecând un număr predeterminat de ori în direcții înainte și înapoi.

În prezent, toate tuburile de absorbție sunt realizate conform schemei lui J. White cu o schimbare în designul oglinzii din față introdus de G. Herzberg și N. Bernstein în 1948. Herzberg a folosit o schemă optică pentru a obține o cale lungă de absorbție a luminii într-un tub de absorbție cu raza de curbură a oglinzilor de 22 m și diametrul țevii de 250 mm. Conducta este realizată din fier electrolitic. Într-una din lucrările lui Herzberg privind studiul spectrelor de absorbție a dioxidului de carbon (CO 2), calea absorbantă a luminii a fost de 5.500 m, ceea ce corespunde la 250 de treceri între oglinzi. O cale de absorbție atât de mare, adică o adâncime optică mare, a fost obținută numai datorită ingeniosului sistem optic propus de White.

Limita numărului de treceri de lumină este stabilită de pierderea de reflexie și de numărul de imagini care pot fi obținute pe oglinda C. La proiectarea tuburilor de absorbție, proiectanții întâmpină mari dificultăți mecanice. În primul rând, aceasta este dezvoltarea cadrului oglinzilor și a mecanismelor lor de fixare, reglare și focalizare, ieșiri ale mecanismelor de control către exterior.Dacă conducta este relativ scurtă, oglinzile sunt amplasate pe un platou comun, care, după instalarea oglinzilor pe el, este împins în conductă; dacă conducta este lungă, instalarea oglinzilor devine mult mai dificilă.

Este foarte important din ce material sunt fabricate țevile. Se utilizează fier pur electrolitic, oțel inoxidabil și invar. Interiorul conductei de oțel este acoperit cu fier pur electrolitic. Din câte știm, pereții din interiorul conductelor nu sunt acoperiți cu lacuri sub vid, mai ales recent. Alegerea materialului pentru acoperirea suprafeței oglinzilor depinde de regiunea spectrală în care se va desfășura lucrarea. În consecință, se utilizează aur, argint sau aluminiu. De asemenea, sunt utilizate acoperiri dielectrice.

Conducta de absorbție a Observatorului Pulkovo

Țeava noastră de absorbție este din oțel, trasă dintr-o singură bucată, sudată de lungimi separate. 8-10 m. Lungimea sa totală este de 96,7 m, diametrul interior 400 mm, grosimea peretelui 10 mm. Temporar, în oglindă sunt instalate două oglinzi acoperite cu aluminiu cu un diametru de numai 100 mm și o rază de curbură de 96 m. Tubul conține și obiective. Cu ajutorul a două oglinzi, obținem o călătorie de trei ori. Dacă luăm încă două oglinzi și le așezăm corespunzător în tub, lumina se transmite de cinci ori, ceea ce am făcut recent.

Deci, în munca noastră, avem următoarele trasee absorbante: 100 m, 300 m, 500 m. Acest lucru ține cont de distanțele de la sursa de lumină la fereastra de intrare a tubului și de distanța pe care o parcurge fasciculul de lumină de la fereastra de ieșire la fanta spectrografului.

În viitor, oglinzile ar trebui să fie înlocuite cu altele mari - cu un diametru de 380 mm și o rază de curbură de 100 m. Schema optică corespunzătoare va fi înlocuită de schema clasică White cu o modificare introdusă de Herzberg și Bernstein . Toate calculele optice trebuie efectuate astfel încât lungimea efectivă a traseului de absorbție să devină 5000-6000 m pentru 50-60 de treceri.

Țeava noastră de absorbție este una dintre cele mai lungi, așa că noi soluții au trebuit să fie găsite la proiectarea unora dintre componentele sale. De exemplu, ar trebui ca oglinzile să fie montate pe o bază conectată la corpul țevii sau instalate pe fundații separate, independente de țeavă? Aceasta este una dintre întrebările foarte dificile (nu le oferim altora), iar fiabilitatea și acuratețea alinierii și orientării oglinzilor vor depinde de soluția corectă a acesteia. Deoarece oglinzile se află în interiorul conductei, atunci, în mod natural, la pompare sau la crearea de presiune în conductă, vor avea loc deformări ale montării oglinzilor (chiar dacă acestea sunt minime, o modificare a direcției fasciculului de lumină. problema necesită, de asemenea, o soluție specială, precum și determinarea numărului de lumini care trece prin conductă. Vom efectua alinierea și focalizarea oglinzilor folosind un laser.

Un spectrograf de difracție în vid este plasat lângă tubul de absorbție. Este asamblat conform unei scheme de autocolimare. O rețea de difracție plană cu 600 de linii pe milimetru oferă o dispersie liniară în ordinea a doua de 1,7 A / mm. Am folosit o lampă incandescentă de 24 V, 100 W ca sursă de spectru continuu.

În plus față de instalarea și investigarea conductei, studiul benzii A a spectrului de absorbție moleculară a oxigenului (O2) a fost finalizat acum. Lucrarea a avut ca scop dezvăluirea modificărilor lățimilor echivalente ale liniei de absorbție în funcție de presiune. Lățimile echivalente sunt calculate pentru toate lungimile de undă de la 7598 la 7682 A. Spectrogramele 1 și 2 arată spectrele de absorbție ale benzii A. De asemenea, se lucrează pentru a releva efectul creșterii lățimilor echivalente în funcție de prezența unui gaz străin. De exemplu, luați dioxid de carbon (CO2) și adăugați puțin azot (N2) la acesta.

În laboratorul nostru, lucrările privind studiul spectrelor de absorbție moleculară sunt efectuate de L. N. Zhukova, V. D. Galkin și autorul acestui articol.Încercăm să ne îndreptăm investigațiile astfel încât rezultatele lor să contribuie la soluționarea problemelor astrofizice, în special în astronomie planetară.

Prelucrarea spectrelor de absorbție moleculară atât de laborator, cât și astronomice obținute prin metode de înregistrare fotografice sau fotoelectrice este foarte laborioasă și consumă mult timp. Pentru a accelera această activitate la Universitatea din California, J. Phillips, în 1957, a început procesarea spectrelor de absorbție moleculară folosind un computer IBM-701. La început, programul a fost compilat pentru spectrele C2 și NO. În același timp, au fost pregătite tabele pentru CN. Phillips consideră că, în primul rând, mașina trebuie să proceseze spectrele moleculelor de interes astorofizic: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Avantajele tehnologiei informatice sunt evidente și ar trebui să fie utilizate pe scară largă pentru procesarea rezultatelor experimentale.

Cercetări de laborator și spectre astronomice

Un grup mare de fizicieni studiază spectrele de absorbție moleculară obținute în tuburile de absorbție cu transmisie multiplă a luminii. În primul rând, aș dori să remarc marele rol și meritul prof. Univ. G. Herzberg (Ottawa, Canada). Lucrările sale experimentale și teoretice, precum monografiile sale,
stau la baza acestui domeniu al științei. Unul dintre locurile de frunte în cercetare, și mai ales în studiul spectrelor moleculelor cvadrupolice, este ocupat de lucrările prof. D. Rank (Pennsylvania, SUA). Dintre cercetătorii mai tineri, nu se poate să nu remarcăm lucrarea lui T. Owen (Arizona, SUA) care combină cu succes experimentele sale de laborator cu observații astrofizice.

Am prezentat deja un exemplu de combinație fructuoasă de laborator și metode astrofizice în prima parte a acestui articol. Se referă la identificarea benzilor moleculare în spectrul unei stele RV Draco. Ca un al doilea exemplu, luați în considerare munca comună a lui G. Herzberg și D. Kuiper privind studiul spectrelor planetare pe baza comparației directe cu cele de laborator.

Kuiper de la Observatorul McDonald a obținut spectrele lui Venus și Marte cu o rezoluție ridicată în intervalul de lungime de undă 1-4-2,5 microni. Au fost observate un total de 15 benzi, identificate cu benzile moleculare de dioxid de carbon (CO2). O bandă aproape de X = 2,16 microni a fost discutabilă. Herzberg și Kuiper au efectuat studii de laborator suplimentare de CO2, care au arătat cu încredere că absorbția la X = 2,16 μ în spectrul Venus se datorează moleculei de CO2. Pentru studii de laborator ale spectrelor de absorbție a CO2 de către Herzberg și Kuiper, a fost utilizat un tub de absorbție multi-trecere al Observatorului Ierki cu o rază de curbură a oglinzii de 22 m, de asemenea 22 m lungime și 250 mm diametru. Conducta este realizată din fier electrolitic. Înainte de a umple tubul cu gazul de testat, acesta a fost pompat la câțiva mm Hg. Artă. (mai târziu au început să obțină un vid de până la zecimi de mm Hg. Art.). În prima lor lucrare, Herzberg și Kuiper au variat presiunea de CO2 din conductă în intervalul de la 0,12 la 2 atm. Lungimea stratului absorbant a fost de 88 m și 1400 m, adică, în primul caz, lumina a trecut prin țeavă de 4 ori, iar în al doilea - de 64 de ori. Din tub, lumina era direcționată către spectrometru. În această lucrare, am folosit același spectrometru cu care au fost obținute spectrele lui Venus și Marte. Lungimile de undă ale benzilor de absorbție a CO2 au fost determinate în spectre de laborator. Prin compararea spectrogramelor, benzile de absorbție necunoscute din spectrele lui Venus au fost ușor identificate. Mai târziu, benzile din spectrele lui Marte și Lună au fost identificate în mod similar. Măsurările auto-lărgirii liniilor spectrale cauzate doar de o modificare a presiunii gazului sau datorită adăugării unui alt gaz vor face posibilă estimarea presiunii în atmosferele planetelor. Trebuie remarcat faptul că există gradienți de presiune și temperatură în atmosferele planetelor; acest lucru face dificilă modelarea lor în laborator. Al treilea exemplu. Am subliniat importanța lucrării conduse de prof. Univ. D. Rang.Multe dintre ele sunt dedicate studiului spectrelor moleculelor cvadrupolice: azot (N2), hidrogen (H2) și alte molecule. În plus, Rank și colaboratorii săi sunt angajați în problemele foarte actuale ale determinării constantelor de rotație și vibrație pentru diferite molecule, care sunt atât de necesare pentru fizicieni și astrofizicieni.

În studiul spectrelor de absorbție moleculară din laboratorul Ranque, se utilizează un tub mare de absorbție de 44 m lungime și 90 cm diametru cu transmisie multiplă a luminii. Fabricat din țeavă din oțel inoxidabil. Presiunea gazelor studiate în el poate fi obținută până la 6,4 kg / cm2, iar lungimea traiectoriei luminii - până la 5.000 m. Cu acest tub, Rank a efectuat noi măsurători de laborator ale liniilor de CO2 și H2O, care l-au făcut este posibil să se determine cantitatea de apă precipitată (H2O) și CO2 în atmosfera Marte. Măsurătorile au fost efectuate la cererea astrofizicienilor americani L. Kaplan, D. Munch și K. Spinrad și au trebuit să confirme corectitudinea identificării lor a benzilor de rotație ale liniilor H2O în jurul X = 8300 A și CO2 aproximativ X = 8700 A.

Studiile de laborator ale spectrelor de absorbție moleculară în laboratoarele lunare și planetare ale Universității din Arizona se desfășoară cu mare succes. T. Owen participă activ la aceste lucrări. În laborator este instalat un tub de absorbție de 22 m lungime și 250 mm diametru cu transmisie multiplă a luminii. ” Țeavă de oțel, căptușită în interior cu fier electrolitic. Spectrele de laborator sunt obținute pe un spectrograf de difracție cu o dispersie liniară de 2,5 A / mm. Principalele investigații sunt metanul (CH4) și amoniacul (NHa). Studiul este realizat într-o gamă largă de presiuni și la o lungime mare de absorbție. Sursa de lumină este fie soarele, fie o lampă cu incandescență din tungsten. De exemplu, pentru lucrarea „Determinarea compoziției atmosferei și a presiunii pe suprafața lui Marte”, care a fost realizată de Owen și Kuiper (1954), a fost necesar în laborator să investigheze banda X = 1,6 microni în dioxid de carbon pur (CO2) în următoarele condiții:

Owen și Kuiper au efectuat, de asemenea, un studiu privind adăugarea de gaze străine. Autorii notează că, dacă conținutul total de CO2 este determinat din benzi slabe, se poate găsi empiric presiunea atmosferică, în special pe Marte, din măsurători ale benzii X = 1,6 μ și să detecteze prezența oricărei alte componente. Dar o determinare empirică a efectelor presiunii în amestecurile de gaze la această instalație este imposibilă, deoarece este necesar să avem o lungime a traiectoriei fasciculului egală cu două înălțimi ale atmosferei omogene a lui Marte, adică aproximativ 40 km. În experimentele lui Kuiper și Owen, calea absorbantă a fost de doar 4 km, adică de 10 ori mai puțin.

Când în 1966 J. Kuiper, R. Vilod și T. Owen au obținut spectrele lui Uranus și Neptun, s-a dovedit că acestea conțin o serie de benzi de absorbție neidentificate. Deoarece este cel mai probabil ca atmosferele acestor planete să fie compuse din metan (CH4), au fost efectuate studii de laborator cu acesta. Spectrele de laborator au fost obținute pe căi optice foarte mari și rarefacție moderată. De exemplu, o parte a spectrelor CH4 în intervalul de lungimi de undă 7671 și 7430 A au fost obținute la o lungime efectivă de absorbție de 1 940 m atm și o parte a spectrelor în intervalul 7587, 7470 A și mai mică - la o lungime de 2860 m atm.

Doar o comparație a spectrelor lui Uranus și Neptun cu cele de laborator a făcut posibilă identificarea cu încredere a benzilor necunoscute și a dovedit că absorbția în atmosfere a acestor planete este cauzată în principal de metan. Cu Institutul de Cercetare din Illinois (ILI 12,5 m lungime, 125 mm diametru; oțel inoxidabil) tub de absorbție reutilizabil, Owen a făcut cercetări privind metanul, vaporii de apă, amoniacul. Lungimea traiectoriei luminii a fost de 1000 m, adică lumina în față și înapoi direcțiile din tub au trecut de 80 de ori. Spectrele gazelor obținute în laborator au fost comparate cu spectrele lui Jupiter, Venus și Lună. În acest fel, Owen a efectuat identificarea benzilor necunoscute în spectrele acestor planete.Spectrele acestor planete au fost obținute la Observatorul McDonald cu un reflector de 82 ", un reflector de 84" și un telescop solar de 60 "la Observatorul Național Kitt Peak. Un studiu detaliat al spectrogramelor ne permite să concluzionăm că benzile de absorbție cauzate de metan, amoniac și hidrogen sunt identificate cu încredere în atmosfera lui Jupiter. Pentru alte gaze, sunt necesare mai multe teste de laborator.

La simpozionul internațional de la Kiev (1968), Owen a raportat rezultatele determinării spectroscopice a gazelor conținute în atmosferele lui Jupiter, Saturn și Uranus.

Am observat că nu este întotdeauna posibil să analizăm și să identificăm spectrogramele obținute ale corpurilor cerești prin comparație directă cu spectrele de laborator. Acest lucru poate fi explicat prin faptul că excitația și strălucirea mediilor gazoase de pe corpurile cerești apar adesea în condiții fizico-chimice foarte complexe care nu pot fi reproduse cu precizie în laboratoarele de la sol. Prin urmare, în comparație cu spectrele de laborator, structura benzilor moleculare și intensitățile acestora rămân ambigue. Atunci trebuie să recurgi la metode indirecte de identificare. Să oferim, de exemplu, cazul cu spectrograma vârfului central al craterului lunar Alphonse, care a fost obținut de N. Kozyrev la 3 noiembrie 1958 și procesat de el în același an. Spectrograma a fost identificată prin coincidența unui număr de benzi C2 cunoscute. Cu toate acestea, luminozitatea maximă a benzii la A = 4740 A a necesitat o explicație specială, deoarece nu a fost posibil să se obțină un spectru similar în laborator. Kozyrev explică această schimbare prin faptul că o moleculă complexă este ionizată sub acțiunea radiației dure de la Soare și, ca rezultat, se formează radicalul C2, care aparține benzii deplasate, care nu coincide cu benzile cunoscute în această regiune. Deoarece Kozyrev a făcut o concluzie foarte îndrăzneață pe baza acestor rezultate despre energia internă a interiorului lunar și despre emisia vulcanică de gaze, s-a decis reprocesarea acestei spectrograme unice. Această prelucrare a fost efectuată de A. A. Kalinyak, folosind metoda microfotometriei. Concluzia lui Kozyrev a fost confirmată.

În legătură cu dezvoltarea tehnologiei rachetelor și lansarea rachetelor în afara atmosferei Pământului, a devenit posibil să se obțină parametri fizici fundamental noi ai atmosferelor planetare și să se studieze proprietățile corpurilor cerești care anterior nu erau observabile. Dar în procesarea și analiza observațiilor obținute atât cu ajutorul rachetelor, cât și a mijloacelor terestre, se întâmpină mari dificultăți, care se datorează lipsei cercetărilor de laborator. Aceste dificultăți pot fi eliminate prin munca experimentală a spectroscopiștilor-fizicieni și astrofizicieni, ale căror interese nu numai că coincid, ci și se suprapun în studiul spectrelor de absorbție și emisie atomice și moleculare. În consecință, sarcinile cu care se confruntă pot fi rezolvate cu succes numai prin munca comună în laboratoare terestre. Prin urmare, în ciuda progreselor imense în studiul atmosferelor planetare folosind tehnologia rachetelor, laboratoarele terestre ar trebui să joace un rol important și în niciun caz să nu își piardă importanța pentru astrofizică.

L.A. Mitrofanova

Publicații similare

Cum să „construiești” o moleculă?

Comandanți de tunuri electronice

Secolul al XXI-lea prinde avânt