Astro-spektre i laboratoriet

Uansett hvilke data astronomer og astrofysikere mottar om himmellegemer, er det mulig å tyde disse dataene, som regel bare å stole på regelmessighetene som er avledet i jordbaserte laboratorier når man studerer jordiske gjenstander.

En genial metode for modellering av planetariske atmosfærer i et absorpsjonsrør og mulige anvendelser av denne metoden er beskrevet i denne artikkelen.

Spektre av planetariske atmosfærer

Den spektrale studien av planetariske atmosfærer er et av de presserende problemene med moderne astrofysikk. Denne komplekse, store oppgaven kan imidlertid ikke bare løses av astronomer uten involvering av spesialister innen beslektede vitenskaper. For eksempel kan ikke astronomer gjøre uten resultatene fra laboratoriestudier av spektroskopere-fysikere for å studere molekylære absorpsjonsspektre, uten å bestemme molekylers fysiske konstanter og deres struktur. Bare når vi har et tilstrekkelig antall molekylære konstanter og spektrale atlasser av molekyler, er det mulig å identifisere spektrene til planetariske atmosfærer og andre himmellegemer. Dette gjelder enhver observasjonsmetode, det være seg jordbasert astronomi (optiske eller radioastronomiske metoder) eller resultatene oppnådd ved bruk av raketter som er lansert utenfor jordens atmosfære.

Spektrene til planetariske atmosfærer består hovedsakelig av molekylære bånd som tilhører molekyler av karbondioksid (CO2), karbonmonoksid (CO), metan (SND av ammoniakk (NH3), nitrogen (N2), oksygen (O2), dvs. hovedsakelig to -, tre- og fire-atommolekyler. For øyeblikket kan vi nesten trygt snakke om den kvalitative kjemiske sammensetningen av atmosfærene til de fleste planeter. Den ble etablert etter nøye studier av astronomiske spektrogrammer oppnådd ved optiske metoder og ved hjelp av radioastronomi I tillegg tillot resultatene fra den sovjetiske romstasjonen "Venus-4" ikke bare å gi informasjon om en mer nøyaktig kvalitativ kjemisk sammensetning av atmosfæren i Venus, men også å avklare dens kvantitative sammensetning, temperatur og trykk.

Når det gjelder den kvantitative kjemiske sammensetningen av atmosfærene til andre planeter, krever det fortsatt alvorlig verifisering og forbedring. Inntil nå har astronomer store problemer med å identifisere og studere stripespektrene til planetenes atmosfærer. Disse vanskelighetene er som regel forårsaket av det faktum at vårt laboratorium og teoretiske kunnskap om strukturen og egenskapene til selv enkle molekyler er begrenset. Derfor, når vi studerer det astronomiske spekteret, må vi først og fremst bestemme hvilke av molekylene som ga det, og deretter, ifølge laboratoriestudier, avklare egenskapene og strukturen til båndene til dette molekylet.

Polyatomiske molekyler, og spesielt triatomiske som finnes i kometer og planeter, blir enda mindre studert.

Det skal bemerkes at det ikke alltid er mulig å enkelt og enkelt oppnå de samme molekylene under laboratorieforhold som for eksempel i fantastiske atmosfærer. La oss se på et interessant eksempel.

I 1926 observerte P.Merrill og R.Sanford veldig sterke absorpsjonsbånd i noen karbonstjerner av typen RV Dragon, men de kunne ikke identifiseres med sikkerhet i flere tiår. Det er sant at det av teoretiske grunner ble antatt at disse båndene er forårsaket av et komplekst molekyl - det triatomiske S1C2.

For riktig løsning av problemet ble laboratorieeksperimenter satt. I 1956 prøvde W. Clement å skaffe disse båndene i laboratoriet. Da han satte opp eksperimentene, gikk han ut fra følgende betraktning: spektrene til Cr-molekylet blir observert i en rekke stjerner og er godt studert. Spekteret av silisiummolekylet er godt studert i laboratoriet, men har ikke blitt notert blant de astronomiske spektrene.Derfor foreslo Clement at det i nærvær av karbon og silisium dannes et unipolært SiC-molekyl som skal observeres i astronomiske spektre, så vel som i laboratoriet, selv om dette ikke var mulig før 1961. Deretter resonnerte Clement som følger: Hvis S1 tilsettes kongens høytemperaturovn, som er laget av rent presset kull, kan man ved en viss ovnoppvarmingstemperatur (en temperatur på 2500-3000 ° K kan oppnås i ovnen), et absorpsjonsspektrum som tilhører SiC-molekylet skal observeres. Spekteret oppnådd av Clement viste seg imidlertid å være mer komplekst og i motsetning til det som forventes for SiC. Deretter sammenlignet de spekteret som ble oppnådd i laboratoriet med det uidentifiserte spekteret til en av de kule stjernene av typen RV Dragon, og det viste seg at bandene matchet godt. Bare en ting ble tydelig fra eksperimentet, at Clement var i stand til å reprodusere stjernespekteret i laboratoriet. Det var imidlertid umulig å bestemme hvilket molekyl som ga dette spekteret.

Molekylet forble ukjent. Bare det var mer grunn til å tro at bare karbon og silisium kunne gi et slikt spektrum.

I tillegg viste vibrasjonsanalyse at ønsket molekyl inneholder ett tungt atom, kombinert med to tilhørende lettere. Fra dette ble det gjort en konklusjon (som krever mer bekreftelse): mest sannsynlig er dette komplekse spekteret levert av S1C2-molekylet. I sin forskning oppnådde Clement spektrogram ved en høy temperatur av kilden til spekteret, slik at den fine strukturen til båndene ikke kunne bestemmes i detalj. Denne ufullkommenheten i eksperimentet som ble utført tillot ikke den definitive identifikasjonen av Merrill- og Sanford-bandene.

For tiden har forskere kommet tilbake til dette problemet igjen. Kanadiske fysikere legger stor vekt på søket etter en lyskilde som gir et molekylært spektrum som ligner de stripete spektrene til karbonstjerner. Prof. G. Herzberg rapporterer at han og hans samarbeidspartner R. Verma i laboratoriet var i stand til å observere båndene til SiC2-molekylet ved lave temperaturer - Herzberg uttrykker håpet om at en grundig studie av de nye spektrene med en høyere oppløsning vil gjøre det mulig å mer trygt analysere rotasjonsstrukturen og bestemme treghetsmomentet til dette mystiske molekylet.

Mange forskere avventer resultatene av denne studien med stor interesse og håper at kilden til det molekylære spekteret endelig vil bli funnet, noe som vil gjøre det mulig å definitivt identifisere Merrill- og Sanford-båndene. SiC2-molekylet vil da være det første polyatomiske molekylet som man trygt finner i en stjernes atmosfære.

I atmosfærene til stjerner og kometer er det også identifisert andre molekyler, som CH +, C3, NH2, som bare kan oppnås med store vanskeligheter og svært sjelden i laboratorier under spesielt kontrollerte forhold. Generelt har molekylære spektre, på grunn av deres komplekse struktur, blitt studert mye verre enn atomspekter.

Spektrene til atomer av forskjellige kjemiske elementer har blitt studert nesten godt, selv om det er en rekke spørsmål som ikke er løst. Nå har vi den nødvendige mengden fullstendig pålitelig informasjon om de fysiske konstantene til atomspektrene. Kanskje på grunn av dette, vil atomspektre spille en dominerende rolle over molekylære i forskjellige vitenskapsfelt i lang tid.

Laboratoriestudien av spektra av molekyler av astrofysisk interesse har fått særlig oppmerksomhet siden førtiårene av vårt århundre. Imidlertid er det fortsatt ingen gode, komplette referansebøker over de studerte molekylene.

Absorpsjonsrør med stor absorpsjonsbane

Molekylære absorpsjonsspektre er mer komplekse enn atomene. De består av et antall bånd, og hvert bånd består av et stort antall individuelle spektrallinjer. I tillegg til translasjonsbevegelse har et molekyl også indre bevegelser, som består av rotasjonen av molekylet rundt tyngdepunktet, vibrasjonene til atomkjernene som utgjør molekylet i forhold til hverandre og bevegelsen til elektronene som utgjøre molekylets elektronskall.

For å oppløse molekylære absorpsjonsbånd i individuelle spektrallinjer, er det nødvendig å bruke spektrale enheter med høy oppløsning og overføre lys gjennom absorpsjonsrør (absorberende). Opprinnelig ble arbeidet utført med korte rør og ved trykk av de studerte gassene eller deres blandinger av flere titalls atmosfærer.

Det viste seg at denne teknikken ikke hjelper med å avsløre strukturen til spekteret av molekylære bånd, men tvert imot vasker dem ut. Derfor måtte de umiddelbart forlate den. Etter det fulgte vi veien for å lage absorpsjonsrør med flere lysgjennomgang gjennom dem. Det optiske skjemaet til et slikt absorpsjonsrør ble først foreslått av J. White i 1942. I rør designet i henhold til Whites plan er det mulig å oppnå ekvivalente optiske baner for absorberende lag fra flere meter til flere hundre tusen meter. Trykket til de undersøkte rene gassene eller gassblandingene varierer fra hundredeler til titalls og hundrevis av atmosfærer. Bruken av slike absorpsjonsrør for å studere molekylære absorpsjonsspektre har vist seg å være veldig effektiv.

Så, for å løse spektrene til molekylære bånd i separate spektrallinjer, er det nødvendig å ha en spesiell type utstyr som består av spektralanordninger med høy oppløsning og absorpsjonsrør med flere passeringer av lys gjennom dem. For å identifisere de oppnådde spektrene av atmosfærene til planeter, er det nødvendig å sammenligne dem direkte med laboratoriespekter og på denne måten ikke bare finne bølgelengdene, men også med sikkerhet bestemme den kjemiske sammensetningen, og estimere trykket i atmosfærene til planeter fra utvidelsen av spektrale linjer. Den målte absorpsjonen i absorpsjonsrør kan sammenlignes i størrelse med absorpsjonen i atmosfæren til en planet. Følgelig, i absorpsjonsrør med flere passeringer av lys, når trykket til de studerte rene gassene eller deres blandinger endres, kan man så å si simulere planetenes atmosfære. Det er blitt mer realistisk nå som det er mulig å endre temperaturregimet i rørene innen noen hundre grader Kelvin.

Optisk utforming av J. White absorpsjonsrøret

Essensen av J. Whites oppfinnelse koker ned til følgende: tre sfæriske konkave speil med strengt like krumningsradier er tatt. Ett av speilene (A) er installert i den ene enden inne i røret, og de andre to (B, C), som er to like deler av det kutte speilet, er i den andre enden. Avstanden mellom det første speilet og de to andre er lik krumningsradien til speilene. Røret er hermetisk lukket. Vakuumet i røret skapes til tiendedeler eller hundredeler av en mm Hg. Art., Og deretter fylles røret med testgassen til en viss (avhengig av oppgaven, trykk. Speilene i røret er installert på en slik måte at lyset som kommer inn i røret reflekteres fra speilene og passerer en forhåndsbestemt antall ganger i retning fremover og bakover.

For tiden er alle absorpsjonsrør laget i henhold til J. Whites skjema med en endring i utformingen av frontspeilet introdusert av G. Herzberg og N. Bernstein i 1948. Herzberg brukte et optisk skjema for å oppnå en lang lysabsorpsjonsbane i en absorpsjonsrør med speilkrumningsradius på 22 m og rørdiameter 250 mm. Røret er laget av elektrolytisk jern. I et av Herzbergs arbeider om studiet av absorpsjonsspektre av karbondioksid (CO 2) var den absorberende lysveien 5 500 m, noe som tilsvarer 250 passeringer mellom speilene. En slik stor absorberende bane, dvs. en stor optisk dybde, ble oppnådd bare takket være den geniale optiske skjemaet som White foreslo.

Grensen for antall lyspassasjer er satt av refleksjonstapet og antall bilder som kan oppnås på speil C. Ved utforming av absorpsjonsrør støter designere på store mekaniske vanskeligheter. Først og fremst er dette utviklingen av speilrammen og deres feste-, justerings- og fokuseringsmekanismer, utganger fra kontrollmekanismene til utsiden.Hvis røret er relativt kort, er speilene plassert på et felles platå, som etter installasjon av speilene på det skyves inn i røret; hvis røret er langt, blir installasjonen av speilene mye vanskeligere.

Det er veldig viktig hvilket materiale rørene er laget av. Elektrolytisk rent jern, rustfritt stål og invar brukes. Stålrørets innside er belagt med elektrolytisk rent jern. Så vidt vi vet er ikke veggene inne i rørene dekket av vakuumlakker, særlig nylig. Valget av materiale for dekking av speiloverflaten avhenger av det spektrale området der arbeidet skal utføres. Følgelig brukes gull, sølv eller aluminium. Dielektriske belegg brukes også.

Absorpsjonsrør fra Pulkovo-observatoriet

Absorpsjonsrøret vårt er tegnet i ett stykke, sveiset fra separate lengder. 8-10 m. Den totale lengden er 96,7 m, indre diameter 400 mm, veggtykkelse 10 mm. Midlertidig er det montert to aluminiumsbelagte speil med en diameter på bare 100 mm og en krumningsradius på 96 m. Røret inneholder også mål. Ved hjelp av to speil får vi en tur tre ganger. Hvis vi tar to speil til og plasserer dem riktig i røret, overføres lyset fem ganger, noe vi har gjort nylig.

Så i vårt arbeid har vi følgende absorberende baner: 100 m, 300 m, 500 m. Dette tar hensyn til avstandene fra lyskilden til inngangsvinduet til røret og avstanden som lysstrålen beveger seg fra utgangsvindu til spektrografspalten.

I fremtiden skal speilene erstattes av store - med en diameter på 380 mm og en krumningsradie på 100 m. Det tilsvarende optiske skjemaet vil bli erstattet av det klassiske hvite skjemaet med en endring introdusert av Herzberg og Bernstein . Alle optiske beregninger må utføres slik at den effektive lengden på den absorberende banen blir 5000–6000 m for 50–60 passasjer.

Absorpsjonsrøret vårt er en av de lengste, så nye løsninger måtte man finne når man designer en rekke av komponentene. Skal speilene for eksempel være montert på en base som er koblet til rørlegemet, eller installeres på separate fundament uavhengig av røret? Dette er et av de svært vanskelige spørsmålene (vi gir ikke andre), og påliteligheten og nøyaktigheten av justering og orientering av speilene vil avhenge av riktig løsning. Siden speilene er inne i røret, vil det naturlig, når det pumpes ut eller når det skapes trykk i røret, oppstå deformasjoner av monteringen av speilene (selv om de er minimale, en endring i retning av lysstrålen. Dette problemet krever også en spesiell løsning, samt å bestemme antall lys som passerer gjennom røret. Vi vil utføre justeringen og fokuseringen av speilene ved hjelp av en laser.

En vakuumdiffraksjonsspektrograf er plassert ved siden av absorpsjonsrøret. Den er satt sammen i henhold til et autokollimeringsskjema. Et plant diffraksjonsgitter med 600 linjer per millimeter gir en lineær spredning i andre rekkefølge på 1,7 A / mm. Vi brukte en 24 V, 100 W glødelampe som den kontinuerlige spektrumkilden.

I tillegg til installasjon og undersøkelse av røret, er studien av A-båndet til det molekylære absorpsjonsspekteret av oksygen (O2) nå fullført. Arbeidet var rettet mot å avsløre endringer i tilsvarende absorpsjonslinjebredder avhengig av trykk. Tilsvarende bredder beregnes for alle bølgelengder fra 7598 til 7682 A. Spektrogram 1 og 2 viser absorpsjonsspektrene til bånd A. Arbeid pågår også for å avsløre effekten av å øke de tilsvarende bredder avhengig av tilstedeværelsen av en fremmed gass. For eksempel tar du karbondioksid (CO2) og tilfører litt nitrogen (N2) til det.

I vårt laboratorium utføres arbeidet med studiet av molekylære absorpsjonsspektre av L. N. Zhukova, V. D. Galkin, og forfatteren av denne artikkelen.Vi prøver å lede undersøkelsene våre slik at resultatene deres vil bidra til løsningen av astrofysiske problemer, hovedsakelig i planetarisk astronomi.

Behandlingen av både laboratorie- og astronomiske molekylære absorpsjonsspektre oppnådd ved fotografiske eller fotoelektriske registreringsmetoder er veldig arbeidskrevende og tidkrevende. For å akselerere dette arbeidet ved University of California, begynte J. Phillips, i 1957, å behandle molekylære absorpsjonsspektre ved hjelp av en IBM-701 datamaskin. Først ble programmet samlet for spektrene C2 og NO. Samtidig ble det utarbeidet tabeller for CN. Phillips mener at maskinen først og fremst trenger å behandle spektrene av molekyler av astorofysisk interesse: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Fordelene med datateknologi er åpenbare, og den bør brukes mye til behandling av eksperimentelle resultater.

Laboratorieforskning og astronomiske spektre

En stor gruppe fysikere studerer molekylære absorpsjonsspektre oppnådd i absorpsjonsrør med multippel lysoverføring. Først og fremst vil jeg bemerke den store rollen og fortjenesten til prof. G. Herzberg (Ottawa, Canada). Hans eksperimentelle og teoretiske verk, som hans monografier,
ligge til grunnleggende for dette vitenskapsområdet. Et av de ledende stedene i forskning, og spesielt i studien av spektraene av kvadrupolmolekyler, er okkupert av arbeidet til prof. D. Rank (Pennsylvania, USA). Blant de yngre forskerne kan man ikke unnlate å merke seg arbeidet til T. Owen (Arizona, USA), som med stor suksess kombinerer laboratorieeksperimenter med astrofysiske observasjoner.

Vi har allerede gitt ett eksempel på en fruktbar kombinasjon av laboratorie- og astrofysiske metoder i første del av denne artikkelen. Det gjelder identifisering av molekylære bånd i spekteret av en RV Draco-stjerne. Som et annet eksempel kan du vurdere det felles arbeidet til G. Herzberg og D. Kuiper om studiet av planetariske spektre basert på direkte sammenligning med laboratoriespekter.

Kuiper ved McDonald Observatory fikk spektrene til Venus og Mars med høy oppløsning i bølgelengdeintervallet 14-2,5 mikron. Totalt 15 bånd ble notert, identifisert med molekylbåndene av karbondioksid (CO2). Ett bånd nær X = 2,16 mikron var tvilsomt. Herzberg og Kuiper gjennomførte ytterligere laboratoriestudier av CO2, som med sikkerhet viste at absorpsjonen ved X = 2,16 μ i spektrumet av Venus skyldes CO2-molekylet. For laboratoriestudier av absorpsjonsspektrene av CO2 av Herzberg og Kuiper ble det brukt et multipassabsorpsjonsrør av Ierki-observatoriet med en speilkrumningsradius på 22 m, 22 m lang og 250 mm i diameter. Røret er laget av elektrolytisk jern. Før røret ble fylt med testgassen, ble det pumpet ut til flere mm Hg. Kunst. (senere begynte de å få et vakuum opp til tiendedeler av en mm Hg. Art.). I sitt første arbeid varierte Herzberg og Kuiper CO2-trykket i røret i området fra 0,12 til 2 atm. Lengden på det absorberende laget var 88 m og 1400 m, dvs. i det første tilfellet passerte lyset gjennom røret 4 ganger, og i det andre - 64 ganger. Fra røret ble lys rettet mot spektrometeret. I dette arbeidet brukte vi det samme spektrometeret som spektrene til Venus og Mars ble oppnådd. Bølgelengdene til CO2-absorpsjonsbåndene ble bestemt i laboratoriespektre. Ved å sammenligne spektrogram ble de ukjente absorpsjonsbåndene i Venus-spektrene lett identifisert. Senere ble bandene i spektrene til Mars og månen identifisert på en lignende måte. Målinger av selvutvidelse av spektrale linjer, bare forårsaket av endring i gasstrykk eller på grunn av tilsetning av en annen gass, vil gjøre det mulig å estimere trykket i atmosfærene til planeter. Det skal bemerkes at det er trykk- og temperaturgradienter i planetenes atmosfære; dette gjør det vanskelig å modellere dem i laboratoriet. Tredje eksempel. Vi påpekte viktigheten av arbeidet som ledes av prof. D. Rangering.Mange av dem er viet til studiet av spektraene av kvadrupolmolekyler: nitrogen (N2), hydrogen (H2) og andre molekyler. I tillegg er Rank og hans samarbeidspartnere engasjert i de svært aktuelle spørsmålene om å bestemme rotasjons- og vibrasjonskonstantene for forskjellige molekyler, som er så nødvendige for fysikere og astrofysikere.

I studien av molekylære absorpsjonsspektre i Ranque-laboratoriet, brukes et stort absorpsjonsrør 44 m langt og 90 cm i diameter med flere lystransmisjoner. Laget av rustfritt stålrør. Trykket til de studerte gassene i det kan oppnås opp til 6,4 kg / cm2, og lengden på lysveien - opptil 5000 m. Med dette røret utførte Rank nye laboratoriemålinger av CO2- og H2O-linjene, som gjorde mulig å bestemme mengden utfelt vann (H2O) og CO2 i Mars atmosfære. Målingene ble utført på forespørsel fra de amerikanske astrofysikerne L. Kaplan, D. Münch og K. Spinrad og måtte bekrefte korrekte identifikasjon av rotasjonsbåndene til H2O-linjene rundt X = 8300 A og CO2 om X = 8700 A.

Laboratoriestudier av molekylære absorpsjonsspekter i månens og planetariske laboratorier ved University of Arizona utføres med stor suksess. T. Owen deltar aktivt i disse verkene. Laboratoriet har et absorpsjonsrør som er 22 m langt og 250 mm i diameter med flere lysoverføringer. ' Stålrør, foret på innsiden med elektrolytisk jern. Laboratoriespektre oppnås på en diffraksjonsspektrograf med lineær dispersjon på 2,5 A / mm. Hovedundersøkelsene er metan (CH4) og ammoniakk (NHa). Studien er utført i et bredt spekter av trykk og med stor absorberende lengde. Lyskilden er enten solen eller en glødelampe av wolfram. Så for eksempel for arbeidet "Bestemmelse av sammensetningen av atmosfæren og trykket på overflaten til Mars", som ble utført av Owen og Kuiper (1954), var det påkrevd i laboratoriet å undersøke X = 1,6 μ bånd i rent karbondioksid (CO2) under følgende forhold:

Owen og Kuiper gjennomførte også en studie om tilsetning av utenlandsk gass. Forfatterne bemerker at hvis det totale CO2-innholdet bestemmes fra svake bånd, kan man empirisk finne atmosfæretrykk, spesielt på Mars, fra målinger av X = 1,6 μ-båndet, og oppdage tilstedeværelsen av andre komponenter. Men en empirisk bestemmelse av effekten av trykk i gassblandinger ved dette anlegget er umulig, fordi det er nødvendig å ha en strålelengdelengde som er lik to høyder av Mars homogene atmosfære, dvs. omtrent 40 km. I eksperimentene til Kuiper og Owen var den absorberende banen bare 4 km, dvs. 10 ganger mindre.

Da J. Kuiper, R. Vilod og T. Owen i 1966 fikk spektrene til Uranus og Neptun, viste det seg at de inneholder en rekke uidentifiserte absorpsjonsbånd. Siden det er mest sannsynlig at atmosfærene til disse planetene er sammensatt av metan (CH4), ble det utført laboratoriestudier med den. Laboratoriespektre ble oppnådd ved meget store optiske baner og moderat sjeldenhet. For eksempel ble en del av spektrene av CH4 i bølgelengdeområdet 7671 og 7430 A oppnådd med en effektiv absorberende lengde på 1 940 m atm., Og en del av spektrene i området 7587, 7470 A og kortere - ved en lengde på 2860 m atm.

Bare en sammenligning av spektrene til Uranus og Neptun med laboratoriespekter gjorde det mulig å trygt identifisere de ukjente båndene og bevise at absorpsjonen i atmosfærene til disse planetene hovedsakelig skyldes metan. Med Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m langt, 125 mm diameter; rustfritt stål) gjenbrukbart absorpsjonsrør, forsket Owen på metan, vanndamp, ammoniakk. Lysbanelengden var 1000 m, dvs. lys fremover og bakover retninger i røret passerte 80 ganger. Spektrene av gasser oppnådd i laboratoriet ble sammenlignet med spektrene til Jupiter, Venus og Månen. På denne måten utførte Owen identifikasjonen av ukjente bånd i spektrene til disse planetene.Spektrene til disse planetene ble oppnådd ved McDonald Observatory med en 82 "reflektor, en 84" reflektor og et 60 "solteleskop ved Kitt Peak National Observatory. En detaljert studie av spektrogrammene lar oss konkludere med at absorpsjonsbånd forårsaket av metan, ammoniakk og hydrogen trygt identifiseres i Jupiters atmosfære. For andre gasser kreves det en rekke laboratorietester.

På det internasjonale symposiet i Kiev (1968) rapporterte Owen resultatene av spektroskopisk bestemmelse av gasser som finnes i atmosfærene til Jupiter, Saturn og Uranus.

Vi bemerket at det ikke alltid er mulig å analysere og identifisere oppnådde spektrogrammer fra himmellegemer ved direkte sammenligning med laboratoriespektre. Dette kan forklares med det faktum at eksitering og glød av gassformige medier på himmellegemer ofte forekommer under svært komplekse fysisk-kjemiske forhold som ikke kan reproduseres nøyaktig i bakkebaserte laboratorier. Derfor, sammenlignet med laboratoriespektre, forblir strukturen til molekylære bånd og deres intensitet tvetydig. Da må du ty til indirekte metoder for identifikasjon. La oss for eksempel gi saken med spektrogrammet til den sentrale toppen av månekrateret Alphonse, som ble oppnådd av N. A. Kozyrev 3. november 1958 og behandlet av ham samme år. Spektrogrammet ble identifisert ved tilfeldigheten til en rekke kjente C2-bånd. Den maksimale lysstyrken på båndet ved A = 4740 A krevde imidlertid en spesiell forklaring, siden det ikke var mulig å oppnå et lignende spektrum i laboratoriet. Kozyrev forklarer dette skiftet med det faktum at et komplekst molekyl ioniseres under påvirkning av hard stråling fra solen, og som et resultat dannes C2-radikalen som det fordrevne båndet tilhører, som ikke sammenfaller med båndene kjent i denne regionen. Siden Kozyrev gjorde en veldig dristig konklusjon på grunnlag av disse resultatene om den indre energien i månens indre og om vulkansk utslipp av gasser, ble det besluttet å behandle dette unike spektrogrammet på nytt. Denne behandlingen ble utført av A.A. Kalinyak ved bruk av metoden for mikrofotometri. Kozyrevs konklusjon ble bekreftet.

I forbindelse med utviklingen av rakettteknologi og lanseringen av raketter utenfor jordens atmosfære, ble det mulig å oppnå fundamentalt nye fysiske parametere for planetariske atmosfærer og å studere egenskapene til himmellegemer som tidligere ikke var observerbare. Men i prosessering og analyse av observasjoner oppnådd både ved hjelp av raketter og bakkemiddel, oppstår det store vanskeligheter, som skyldes mangel på laboratorieforskning. Disse vanskelighetene kan elimineres ved eksperimentelt arbeid fra spektroskopister-fysikere og astrofysikere, hvis interesser ikke bare sammenfaller, men også overlapper innen studier av atom- og molekylær absorpsjon og stråling. Derfor kan oppgavene som de står overfor bare løses ved felles arbeid i bakkebaserte laboratorier. Derfor, til tross for de enorme fremskrittene i studiet av planetariske atmosfærer ved hjelp av rakettteknologi, bør bakkebaserte laboratorier spille en viktig rolle og på ingen måte miste sin betydning for astrofysikk.

L.A. Mitrofanova

Lignende publikasjoner

Hvordan "bygge" et molekyl?

Elektroniske kanonkommandører

Det tjueførste århundre får fart