Astro spektrumok a laboratóriumban

Bármilyen adatot is kapnak a csillagászok és az asztrofizikusok az égitestekről, ezeket az adatokat meg lehet fejteni, általában csak a földi laboratóriumokban kapott mintákra támaszkodva, amikor a földi tárgyakat tanulmányozzák.

A cikkben leírtak egy ötletes módszert a bolygó légköreinek abszorpciós csőben történő modellezésére és ennek a módszernek a lehetséges alkalmazásaira.

A bolygó légköreinek spektrumai

A bolygó légköreinek spektrális vizsgálata a modern asztrofizika egyik sürgős problémája. Ezt az összetett, nagy feladatot azonban csak csillagászok nem tudják sikeresen megoldani, a kapcsolódó tudományok szakembereinek bevonása nélkül. Például a csillagászok nem nélkülözhetik a spektroszkópikusok-fizikusok laboratóriumi tanulmányainak eredményeit a molekulabszorpciós spektrumok tanulmányozásához, anélkül, hogy meghatároznák a molekulák fizikai állandóit és szerkezetét. Csak akkor, ha elegendő számú molekuláris konstans és molekuláris atlasz áll rendelkezésünkre, azonosítani lehet a bolygó légköreinek és más égitesteknek a spektrumát. Ez vonatkozik bármely megfigyelési módszerre, legyen az földi csillagászat (optikai vagy rádiócsillagászati ​​módszerek), vagy a Föld légkörén kívül kilőtt rakéták alkalmazásával kapott eredmények.

A bolygók atmoszférájának spektrumai főleg molekuláris sávokból állnak, amelyek a szén-dioxid (CO2), a szén-monoxid (CO), a metán (az ammónia SND (NH3), a nitrogén (N2), az oxigén (O2) molekuláihoz) tartoznak, vagyis főleg két -, három- és négyatomos molekulák. Jelenleg szinte magabiztosan beszélhetünk a legtöbb bolygó atmoszférájának kvalitatív kémiai összetételéről. Optikai módszerekkel nyert csillagászati ​​spektrogramok alapos tanulmányozása és a rádiócsillagászat segítségével jött létre megfigyelések. Ezenkívül a "Venus-4" szovjet űrállomás eredményei nemcsak a Vénusz légkörének pontosabb minőségi kémiai összetételéről adtak információt, hanem annak mennyiségi összetételét, hőmérsékletét és nyomását is tisztázták.

Ami a többi bolygó atmoszférájának mennyiségi kémiai összetételét illeti, még mindig komoly ellenőrzést és tisztázást igényel. Eddig a csillagászok nagy nehézségekbe ütköznek a bolygók légkörének csíkspektrumainak azonosításában és tanulmányozásában. Ezeket a nehézségeket általában az okozza, hogy laboratóriumi és elméleti ismereteink még az egyszerű molekulák felépítéséről és tulajdonságairól is korlátozottak. Ezért a csillagászati ​​spektrum tanulmányozása során először is meg kell határoznunk, hogy melyik molekula adta azt, majd a laboratóriumi vizsgálatok szerint tisztáznunk kell a molekula sávjainak tulajdonságait és felépítését.

A poliatómás molekulákat, és különösen az üstökösökben és bolygókon található triatomikus molekulákat még kevésbé vizsgálják.

Meg kell jegyezni, hogy laboratóriumi körülmények között nem mindig lehet könnyen és egyszerűen megszerezni ugyanazokat a molekulákat, amelyek mondjuk a csillag atmoszférájában találhatók. Nézzünk meg egy érdekes példát.

1926-ban P. Merrill és R. Sanford nagyon erős felszívódási sávokat figyelt meg néhány RV Dragon típusú széncsillagban, de évtizedekig nem lehetett őket magabiztosan azonosítani. Igaz, elméleti okokból feltételezték, hogy ezeket a sávokat egy komplex molekula - a triatomikus S1C2 - okozza.

A probléma helyes megoldásához laboratóriumi kísérleteket állítottak be. 1956-ban W. Clement megpróbálta megszerezni ezeket a sávokat a laboratóriumban. A kísérletek felállításakor a következő megfontolásból indult ki: a Cr-molekula spektrumát számos csillag megfigyeli és jól tanulmányozza. A szilícium-molekula spektrumát a laboratórium jól tanulmányozza, de a csillagászati ​​spektrumok között nem figyelték meg.Ezért Kelemen azt javasolta, hogy szén és szilícium jelenlétében egy unipoláris SiC molekula képződjön, amelyet megfigyelni kell a csillagászati ​​spektrumokban, valamint a laboratóriumban, bár erre csak 1961-ben volt lehetőség. Ezután Kelemen a következőképpen indokolt: ha az S1-et a király magas hőmérsékletű kemencéjéhez adják, amely tiszta préselt szénből készül, akkor a kemence bizonyos hőmérsékleti hőmérsékletén (a kemencében 2500-3000 ° K hőmérséklet érhető el), a SiC molekulához tartozó abszorpciós spektrumot kell megfigyelni. A Kelemen által kapott spektrum azonban bonyolultabbnak bizonyult, és eltér a SiC-re vártól. Ezután összehasonlították a laboratóriumban kapott spektrumot az RV Dragon típusú hűvös csillagok egyikének azonosítatlan spektrumával, és kiderült, hogy a sávok jól passzolnak. Csak egy dolog derült ki a kísérletből, hogy Kelemen képes volt reprodukálni a csillag spektrumát a laboratóriumban. Azt azonban nem lehetett meghatározni, hogy melyik molekula adta meg ezt a spektrumot.

A molekula ismeretlen maradt. Csak több ok volt feltételezni, hogy csak a szén és a szilícium képes ilyen spektrumot biztosítani.

Ezenkívül a rezgéselemzés azt mutatta, hogy a kívánt molekula egy nehéz atomot tartalmaz, két társított könnyebbel kombinálva. Ebből levonták a következtetést (további megerősítést igényel): valószínűleg ezt a komplex spektrumot az S1C2 molekula biztosítja. Kutatása során Kelemen spektrogramokat kapott a spektrumforrás magas hőmérsékletén, így a sávok finom szerkezetét nem sikerült részletesen meghatározni. Az elvégzett kísérlet ilyen tökéletlensége nem tette lehetővé, hogy végre azonosítsuk a Merrill és a Sanford sávokat.

Jelenleg a kutatók ismét visszatértek ehhez a kérdéshez. A kanadai fizikusok nagy figyelmet fordítanak egy fényforrás keresésére, amely a széncsillagok csíkos spektrumához hasonló molekuláris spektrumot ad. Prof. G. Herzberg beszámolója szerint munkatársa, R. Verm a laboratóriumban alacsony hőmérsékleten megfigyelhette az SiC2 molekula sávjait - Herzberg reményét fejezi ki, hogy az új spektrumok alaposabb vizsgálata nagyobb felbontásban lehetővé teszi a magabiztosabban elemezze a rotációs struktúrát és meghatározza ennek a titokzatos molekulának a tehetetlenségi pillanatát.

Számos tudós nagy érdeklődéssel várja és reméli, hogy végül megtalálható a molekuláris spektrum forrása, amely lehetővé teszi a Merrill és a Sanford sáv végleges azonosítását. A SiC2 molekula lesz az első sokatomikus molekula, amely magabiztosan megtalálható a csillag légkörében.

A csillagok és üstökösök légkörében más molekulákat is azonosítottak, például CH +, C3, NH2, amelyeket csak nagy nehezen és nagyon ritkán lehet előállítani laboratóriumokban speciálisan ellenőrzött körülmények között. Általában a molekuláris spektrumokat összetett szerkezetük miatt sokkal rosszabbul tanulmányozták, mint az atomokat.

A különféle kémiai elemek atomjainak spektrumát szinte jól tanulmányozták, bár számos kérdés maradt megoldatlan. Most rendelkezünk a szükséges mennyiségű, teljesen megbízható információval az atomok spektrumának fizikai állandóiról. Talán ennek köszönhető, hogy az atomi spektrumok sokáig domináns szerepet játszanak a molekulárisakkal szemben a tudomány különböző területein.

Az asztrofizikai szempontból érdekes molekulák spektrumának laboratóriumi vizsgálata századunk negyvenes évei óta különös figyelmet kapott. A vizsgált molekulákról azonban mindmáig nincsenek jó, teljes referenciakönyvek.

Abszorpciós csövek nagy abszorpciós úttal

A molekulabszorpciós spektrumok összetettebbek, mint az atomi. Számos sávból állnak, és minden sávot nagyszámú egyedi spektrális vonal alkot. A transzlációs mozgás mellett a molekulának belső mozgásai is vannak, amelyek a molekula súlypontja körüli forgatásából, a molekulát alkotó atommagok egymáshoz viszonyított rezgéséből és az alkotó elektronok mozgásából állnak. a molekula elektronhéja.

A molekuláris abszorpciós sávok egyedi spektrális vonalakra bontásához nagy felbontású spektrális eszközöket kell használni, és a fényt abszorpciós (elnyelő) csöveken keresztül kell továbbítani. Kezdetben a munkát rövid csövekkel és a vizsgált gázok vagy ezek több tíz atmoszférájú keverékének nyomásán végezték.

Kiderült, hogy ez a technika nem segít feltárni a molekuláris sávok spektrumának szerkezetét, hanem éppen ellenkezőleg, kimossa őket. Ezért azonnal el kellett hagyniuk. Ezt követően az abszorpciós csövek létrehozásának útját követtük, többszörös fényáteresztéssel rajtuk keresztül. Az ilyen abszorpciós cső optikai sémáját először J. White javasolta 1942-ben. A White sémája szerint tervezett csövekben egyenértékű optikai utak nyerhetők el az abszorpciós rétegektől több métertől több száz ezer méterig. A vizsgált tiszta gázok vagy gázkeverékek nyomása századtól tíz és száz atmoszféráig terjed. Az ilyen abszorpciós csövek alkalmazása a molekuláris abszorpciós spektrumok tanulmányozásához nagyon hatékonynak bizonyult.

Tehát a molekuláris sávok spektrumainak külön spektrális vonalakra történő feloldásához szükség van egy speciális típusú berendezésre, amely nagy felbontású spektrális eszközökből és abszorpciós csövekből áll, amelyeken keresztül több fénynyaláb halad át. A bolygók atmoszférájának kapott spektrumainak azonosításához el kell végezni azok közvetlen összehasonlítását a laboratóriumokkal, és ily módon meg kell találni nemcsak a hullámhosszakat, hanem magabiztosan meg kell határozni a kémiai összetételt is, és meg kell becsülni a bolygók a spektrális vonalak kiszélesedéséből. Az abszorpciós csövekben mért abszorpció nagyságrendileg összehasonlítható a bolygó atmoszférájában elnyelt abszorpcióval. Következésképpen abszorpciós csövekben, amelyek több fényáteresztéssel rendelkeznek, amikor a vizsgált tiszta gázok vagy keverékeik nyomása megváltozik, a bolygók atmoszférája szimulálható. Most már reálisabbá vált, hogy néhány száz Kelvin fokon belül meg lehet változtatni a hőmérsékletet a csövekben.

A J. White abszorpciós cső optikai elrendezése

J. White találmányának lényege a következőképpen alakul ki: három gömb alakú konkáv tükröt veszünk fel, amelyek szigorúan azonos görbületi sugarúak. Az egyik tükröt (A) az egyik végén a cső belsejében helyezik el, a másik kettőt (B, C), amelyek a vágott tükör két egyenlő részét alkotják, a másik végén. Az első tükör és a másik kettő közötti távolság megegyezik a tükrök görbületi sugarával. A cső hermetikusan lezárt. A csőben a vákuum Hgmm tizedéig vagy századáig jön létre. Art., Majd a csövet a tesztgázzal feltöltötték (a feladattól, a nyomástól függően. A csőben lévő tükrök úgy vannak felszerelve, hogy a csőbe bejutó fény visszaverődjön a tükrökből, előre meghatározott hányszor előre és hátra irányban.

Jelenleg az összes abszorpciós cső J. White sémája szerint készül, az elülső tükör kialakításának megváltoztatásával, amelyet G. Herzberg és N. Bernstein vezetett be 1948-ban. Herzberg optikai sémát használt egy hosszú fényelnyelési út eléréséhez egy abszorpciós cső, amelynek tükörgörbületi sugara 22 m, csőátmérője 250 mm. A cső elektrolit vasból készül. A szén-dioxid (CO 2) abszorpciós spektrumának vizsgálatával foglalkozó Herzberg egyik munkájában a fény abszorpciós útja 5500 m volt, ami a tükrök közötti 250 áthaladásnak felel meg. Ilyen nagy abszorpciós utat, azaz nagy optikai mélységet csak a White által javasolt ötletes optikai sémának köszönhetünk.

A fényjáratok számának korlátját a visszaverődés vesztesége és a C tükörön megszerezhető képek száma szabja meg. Az abszorpciós csövek létrehozása során a tervezők nagy mechanikai nehézségekbe ütköznek. Először is ez a tükrök keretének és rögzítési, beállítási és fókuszálási mechanizmusainak fejlesztése, a vezérlő mechanizmusok kifelé történő kimenete.Ha a cső viszonylag rövid, a tükrök egy közös fennsíkon helyezkednek el, amelyet a tükrök ráhelyezése után a csőbe tolnak; ha a cső hosszú, a tükrök felszerelése sokkal nehezebbé válik.

Nagyon fontos, hogy a csövek milyen anyagból készüljenek. Elektrolitikusan tiszta vasat, rozsdamentes acélt és invart használnak. Az acélcső belseje elektrolitikusan tiszta vassal van bevonva. Tudomásunk szerint a csövek belsejében lévő falakat semmilyen vákuumlakk nem fedi le, különösen az utóbbi időben. A tükrök felületének bevonására szolgáló anyag megválasztása attól a spektrális tartománytól függ, amelyben a munkát végzik. Ennek megfelelően aranyat, ezüstöt vagy alumíniumot használnak. Dielektromos bevonatokat is alkalmaznak.

A Pulkovo Obszervatórium abszorpciós csöve

Abszorpciós csövünk acél, egy darabból húzott, külön hosszúságból hegesztve. 8-10 m. Teljes hossza 96,7 m, belső átmérője 400 mm, falvastagsága 10 mm. A csőbe ideiglenesen két, csak 100 mm átmérőjű és 96 m görbületi sugárral ellátott alumínium bevonattal ellátott tükröt helyeznek el. Két tükör segítségével háromszor kapunk utat. Ha még két tükröt veszünk, és megfelelően elhelyezzük őket a csőben, akkor a fény ötször kerül átadásra, amit a közelmúltban megtettünk.

Tehát munkánk során a következő elnyelő utakkal rendelkezünk: 100 m, 300 m, 500 m. Ez figyelembe veszi a fényforrástól a cső bejárati ablakáig és a fénysugár által a kilépés ablak a spektrográf résébe.

A jövőben a tükröket feltehetően nagyokkal cserélik ki - 380 mm átmérőjű és 100 m görbületi sugárral. A megfelelő optikai sémát a klasszikus fehér séma váltja fel, Herzberg és Bernstein bevezetésével . Az összes optikai számítást úgy kell elvégezni, hogy az elnyelő út tényleges hossza 5000-6000 m legyen 50-60 áthaladás esetén.

Abszorpciós csövünk az egyik leghosszabb, ezért egyes alkatrészek tervezésénél új megoldásokat kellett találni. Például a tükröket a cső testéhez csatlakoztatott alapra kell szerelni, vagy a csőtől független külön alapokra kell felszerelni? Ez az egyik nagyon nehéz kérdés (nem adunk másoknak), és a tükrök igazításának és tájolásának megbízhatósága és pontossága a helyes megoldástól függ. Mivel a tükrök a csőben vannak, természetesen a szivattyúzáskor vagy a csőben történő nyomás létrehozásakor a tükrök rögzítésének deformációi bekövetkeznek (még ha minimálisak is, megváltozik a fénysugár iránya. Ez kérdés is speciális megoldást igényel, valamint a csövön áthaladó fény számának meghatározását A tükrök igazítását és fókuszálását lézerrel végezzük.

Vákuum-diffrakciós spektrográfot helyezünk az abszorpciós cső mellé. Autokollimációs séma szerint állítják össze. Egy lapos diffrakciós rács 600 vonallal / milliméterenként lineáris diszperziót ad a második sorrendben, 1,7 A / mm. 24 V-os, 100 W-os izzólámpát használtunk folyamatos spektrumforrásként.

A cső felszerelése és vizsgálata mellett befejeződött az oxigén (O2) molekulabszorpciós spektrumának A sávjának vizsgálata. A munka célja az volt, hogy feltárja az egyenértékű abszorpciós vezeték szélességében bekövetkező változásokat a nyomástól függően. Az ekvivalens szélességeket az összes hullámhosszra 7598 és 7682 A. között számolják. Az 1. és 2. spektrogram mutatja az A sáv abszorpciós spektrumát. Folyamatban van az a munka is, hogy feltárják az egyenértékű szélesség növelésének hatását egy idegen gáz jelenlététől függően. Például vegyen szén-dioxidot (CO2) és adjon hozzá némi nitrogént (N2).

Laboratóriumunkban a molekulabszorpciós spektrumok tanulmányozását L. N. Zhukova, V. D. Galkin és a cikk szerzője végzi.Megpróbáljuk úgy irányítani vizsgálatainkat, hogy azok eredményei hozzájáruljanak az asztrofizikai problémák megoldásához, főként a bolygócsillagászatban.

A fotográfiai vagy fotoelektromos rögzítési módszerekkel nyert laboratóriumi és csillagászati ​​molekuláris abszorpciós spektrumok feldolgozása nagyon munkaigényes és időigényes. Ennek a munkának a felgyorsítása érdekében a kaliforniai egyetemen J. Phillips még 1957-ben megkezdte a molekulabszorpciós spektrumok feldolgozását egy IBM-701 számítógép segítségével. Eleinte a programot a C2 és NO spektrumára állították össze. Ezzel egyidejűleg táblázatokat készítettek a CN-hez. Phillips úgy véli, hogy elsősorban a gépnek kell feldolgoznia az asztrofizikai szempontból érdekes molekulák spektrumait: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

A számítástechnika előnyei nyilvánvalóak, és széles körben alkalmazni kell a kísérleti eredmények feldolgozásához.

Laboratóriumi kutatások és csillagászati ​​spektrumok

Fizikusok nagy csoportja tanulmányozza a többszörös fényáteresztő abszorpciós csövekben kapott molekulabszorpciós spektrumokat. Először is meg szeretném jegyezni prof nagy szerepét és érdemét. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Kísérleti és elméleti munkái, akárcsak monográfiái,
ennek a tudományterületnek az alapjain fekszenek. A kutatás, és különösen a kvadrupólmolekulák spektrumának tanulmányozásában az egyik vezető helyet prof. D. Rank (Pennsylvania, USA). A fiatalabb kutatók közül nem lehet figyelmen kívül hagyni T. Owen (Arizona, USA) munkáját, aki laboratóriumi kísérleteit asztrofizikai megfigyelésekkel nagyon sikeresen ötvözi.

A cikk első részében már bemutattunk egy példát a laboratóriumi és asztrofizikai módszerek eredményes kombinációjára. A molekuláris sávok azonosítására vonatkozik egy RV Draco csillag spektrumában. Második példaként vegyük fontolóra G. Herzberg és D. Kuiper közös munkáját a bolygók spektrumának tanulmányozásáról, közvetlen összehasonlítással a laboratóriumi adatokkal.

Kuiper a McDonald Obszervatóriumban nagy felbontással szerezte meg a Vénusz és a Mars spektrumát a 14-2,5 mikron hullámhossz-intervallumban. Összesen 15 sávot jegyeztek fel, amelyeket a szén-dioxid (CO2) molekuláris sávjaival azonosítottak. Egy X = 2,16 mikron közeli sáv kérdéses volt. Herzberg és Kuiper további laboratóriumi vizsgálatokat végzett a CO2-ról, amelyek magabiztosan kimutatták, hogy az X = 2,16 μ-es abszorpció a Vénusz spektrumában a CO2-molekulának köszönhető. Herzberg és Kuiper CO2-abszorpciós spektrumának laboratóriumi vizsgálataihoz a Ierki Obszervatórium többszörös áteresztő abszorpciós csövét használták, amelynek tükörgörbületi sugara 22 m, hossza 22 m és átmérője 250 mm. A cső elektrolit vasból készül. Mielőtt a csövet feltöltötte a vizsgálati gázzal, több Hgmm-re pumpálták ki. Művészet. (később vákuumot kezdtek el elérni tized mm Hg-ig. Art.). Első munkájuk során Herzberg és Kuiper a csőben lévő CO2 nyomást 0,12 és 2 atm közötti tartományban változtatták. Az elnyelő réteg hossza 88 m és 1400 m volt, vagyis az első esetben a fény 4-szer, a másodikban - 64-szer haladt át a csövön. A csőből a fényt a spektrométerre irányították. Ebben a munkában ugyanazt a spektrométert használtuk, amellyel a Vénusz és a Mars spektrumát kaptuk. A CO2 abszorpciós sávok hullámhosszait laboratóriumi spektrumokban határoztuk meg. A spektrogramok összehasonlításával a Vénusz spektrumában található ismeretlen abszorpciós sávok könnyen azonosíthatók. Később a Mars és a Hold spektrumában lévő sávokat azonosították azonos módon. A spektrális vonalak önszélesedésének mérése, amelyet csak a gáznyomás változása vagy egy másik gáz hozzáadása okoz, lehetővé teszi a bolygók légkörében lévő nyomás becslését. Meg kell jegyezni, hogy a bolygók légkörében nyomás- és hőmérsékleti gradiensek vannak; ez megnehezíti a laboratóriumi modellezést. Harmadik példa. Kiemeltük a prof. Által vezetett munka fontosságát. D. Rang.Közülük sokat a kvadrupol molekulák spektrumának tanulmányozására fordítanak: nitrogén (N2), hidrogén (H2) és más molekulák. Ezen túlmenően Rank és munkatársai foglalkoznak a különböző molekulák rotációs és rezgési állandók meghatározásának nagyon aktuális kérdéseivel, amelyekre annyira szükség van a fizikusok és az asztrofizikusok számára.

A Ranque laboratórium molekuláris abszorpciós spektrumának vizsgálatakor egy nagy, 44 m hosszú és 90 cm átmérőjű abszorpciós csövet használnak többszörös fényáteresztéssel. Rozsdamentes acélcsőből. A vizsgált gázok nyomása 6,4 kg / cm2-ig, a fényút hossza pedig 5000 m-ig érhető el. Rank ezzel a csővel új laboratóriumi méréseket hajtott végre a CO2- és H2O-vonalakon, ezáltal meghatározni a kicsapódott víz (H2O) és CO2 mennyiségét a Mars légkörében. A méréseket az amerikai asztrofizikusok, L. Kaplan, D. Munch és K. Spinrad kérésére hajtották végre, és meg kellett erősíteniük a H2O vonalak X = 8300 A és CO2 = X = körüli forgási sávjainak azonosításának helyességét. 8700 A.

A molekuláris abszorpciós spektrumok laboratóriumi tanulmányait az Arizonai Egyetem hold- és bolygólaboratóriumaiban nagy sikerrel hajtják végre. T. Owen aktívan részt vesz ezekben a munkákban. A laboratóriumnak 22 m hosszú és 250 mm átmérőjű abszorpciós csöve van, többszörös fényáteresztéssel. " Acélcső, belsejében elektrolit vasal. A laboratóriumi spektrumokat 2,5 A / mm lineáris diszperziójú diffrakciós spektrográfon kapjuk. A fő vizsgálatok a metán (CH4) és az ammónia (NHa). A vizsgálatot széles nyomástartományban és nagy abszorpciós hosszúságban végezzük. A fényforrás vagy a nap, vagy egy izzós volfrámlámpa. Így például Owen és Kuiper (1954) "A Mars felszínén lévő légkör összetételének és nyomásának meghatározása" című munkájához a laboratóriumban meg kellett követelni az X = 1,6 μ tiszta szén-dioxidban (CO2) a következő feltételek mellett:

Owen és Kuiper tanulmányt is készített a külföldi gáz hozzáadásáról. A szerzők megjegyzik, hogy ha a teljes CO2-tartalmat gyenge sávokból határozzák meg, akkor az X = 1,6 μs sáv méréséből empirikusan meg lehet találni a légköri nyomást, különösen a Marson, és észlelni bármely más komponens jelenlétét. De a gázkeverékekben a nyomás hatásainak empirikus meghatározása ebben a létesítményben lehetetlen, mert szükséges a sugárút hossza, amely megegyezik a Mars homogén atmoszférájának két magasságával, azaz körülbelül 40 km-rel. Kuiper és Owen kísérleteiben az elnyelő út csak 4 km volt, vagyis tízszer kevesebb.

Amikor 1966-ban J. Kuiper, R. Vilod és T. Owen megszerezte az Uránusz és a Neptunusz spektrumát, kiderült, hogy ezek számos azonosítatlan abszorpciós sávot tartalmaznak. Mivel a legvalószínűbb, hogy e bolygók atmoszférája metánból (CH4) áll, laboratóriumi vizsgálatokat végeztek vele. A laboratóriumi spektrumokat nagyon nagy optikai utakon és mérsékelt ritkaság mellett kaptuk. Például a CH4 spektrumának egy részét a 7671 és 7430 A hullámhossztartományban 1 940 m atm effektív abszorpciós hosszúsággal, a spektrumok egy részét pedig a 7587, 7470 A és annál rövidebb tartományban - egy hossza 2 860 m atm.

Csak az Urán és a Neptunusz laboratóriumi spektrumának összehasonlítása tette lehetővé az ismeretlen sávok magabiztos azonosítását és annak bizonyítását, hogy e bolygók atmoszférájában a felszívódást elsősorban a metán okozza. Az Illinois-i Kutatóintézet (ILI 12,5 m hosszú, 125 mm átmérőjű; rozsdamentes acél) újrafelhasználható abszorpciós csővel Owen metánnal, vízgőzzel, ammóniával kutatott. A fényút hossza 1000 m volt, azaz előre és hátra fény A csőben lévő irányok 80-szor haladtak át. A laboratóriumban kapott gázok spektrumát összehasonlították a Jupiter, a Vénusz és a Hold spektrumaival. Owen ezen a módon ismeretlen sávokat azonosított ezen bolygók spektrumában.Ezeknek a bolygóknak a spektrumát a McDonald Obszervatóriumban kaptuk meg 82 "-es, 84" -es és 60 "-es szoláris távcsővel a Kitt Peak Nemzeti Obszervatóriumban. A spektrogramok részletes tanulmányozása arra enged következtetni, hogy a metán, az ammónia és a hidrogén által okozott abszorpciós sávok magabiztosan azonosíthatók a Jupiter légkörében. Más gázok esetében számos laboratóriumi vizsgálat szükséges.

A kijevi nemzetközi szimpóziumon (1968) Owen beszámolt a Jupiter, a Szaturnusz és az Urán légkörében található gázok spektroszkópiai meghatározásának eredményeiről.

Megjegyeztük, hogy az égitestek kapott spektrogramjait nem mindig lehet laboratóriumi spektrumokkal való közvetlen összehasonlítással elemezni és azonosítani. Ez azzal magyarázható, hogy az égitesteken a gáz halmazállapotú közegek gerjesztése és ragyogása gyakran nagyon összetett fizikai-kémiai körülmények között fordul elő, amelyeket a földi laboratóriumokban nem lehet pontosan reprodukálni. Ezért a laboratóriumi spektrumokkal összehasonlítva a molekuláris sávok szerkezete és intenzitása kétértelmű marad. Ezután közvetett azonosítási módszerekhez kell folyamodnia. Adjuk meg például az Alphonse holdkráter központi csúcsának spektrogrammát, amelyet N.A.Kozyrev 1958. november 3-án kapott és ugyanebben az évben dolgozott fel. A spektrogramot számos ismert C2 sáv egybeesésével azonosítottuk. A sáv maximális fényereje A = 4740 A esetén azonban külön magyarázatot igényelt, mivel a laboratóriumban nem volt lehetséges hasonló spektrumot elérni. Kozirev ezt az elmozdulást azzal magyarázza, hogy egy összetett molekula ionizálódik a Nap kemény sugárzásának hatására, és ennek eredményeként létrejön a C2 gyök, amelyhez az elmozdított sáv tartozik, amely nem esik egybe a sávban ismert sávokkal. ebben a régióban. Mivel Kozirev ezen eredmények alapján nagyon merész következtetést tett a hold belsejének belső energiájáról és a gázok vulkáni emissziójáról, úgy döntöttek, hogy újra feldolgozzák ezt az egyedülálló spektrogramot. Ezt a feldolgozást A. A. Kalinyak végezte mikrofotometria módszerével. Kozirev következtetése beigazolódott.

A rakétatechnika fejlesztése és a Föld légkörén kívüli rakéták elindítása kapcsán lehetővé vált a bolygó légkörének alapvetően új fizikai paramétereinek megszerzése és az égitestek korábban megfigyelhetetlen tulajdonságainak tanulmányozása. De mind a rakéták segítségével, mind a földi úton végzett megfigyelések feldolgozása és elemzése során nagy nehézségekbe ütköznek, amelyek a laboratóriumi kutatások hiányából fakadnak. Ezeket a nehézségeket kiküszöbölhetjük spektroszkópák-fizikusok és asztrofizikusok kísérleti munkájával, akiknek az érdekei nemcsak egybeesnek, hanem átfedik egymást az atom- és molekulabszorpciós és sugárzási spektrumok tanulmányozása terén is. Következésképpen az előttük álló feladatokat csak a földi laboratóriumokban végzett közös munka tudja sikeresen megoldani. Ezért annak ellenére, hogy óriási előrelépés történt a bolygók légkörének rakétatechnikával történő tanulmányozásában, a földi laboratóriumoknak fontos szerepet kell játszaniuk, és semmiképpen sem veszíthetik el jelentőségüket az asztrofizika szempontjából.

L.A. Mitrofanova

Hasonló publikációk

Hogyan lehet "felépíteni" egy molekulát?

Elektronikus ágyúparancsnokok

A huszonegyedik század lendületet vesz