Astro widma w laboratorium

Bez względu na to, jakie dane astronomowie i astrofizycy otrzymają na temat ciał niebieskich, możliwe jest rozszyfrowanie tych danych z reguły, opierając się jedynie na prawidłowościach uzyskanych w laboratoriach ziemskich podczas badania obiektów ziemskich.

W artykule opisano genialną metodę modelowania atmosfer planetarnych w rurze absorpcyjnej oraz możliwe zastosowania tej metody.

Widma atmosfer planetarnych

Badanie spektralne atmosfer planet jest jednym z pilnych problemów współczesnej astrofizyki. Jednak tego złożonego, dużego zadania nie mogą z powodzeniem rozwiązać tylko astronomowie, bez zaangażowania specjalistów z dziedzin pokrewnych. Na przykład astronomowie nie mogą obejść się bez wyników laboratoryjnych badań spektroskopów-fizyków, którzy badali widma absorpcji molekularnej, bez określania stałych fizycznych cząsteczek i ich struktury. Tylko mając do dyspozycji wystarczającą liczbę stałych molekularnych i atlasów widmowych cząsteczek, można zidentyfikować widma atmosfer planetarnych i innych ciał niebieskich. Dotyczy to każdej metody obserwacji, czy to astronomii naziemnej (metody optyczne lub radioastronomiczne), czy wyników uzyskanych za pomocą rakiet wystrzeliwanych poza atmosferę ziemską.

Widma atmosfer planetarnych składają się głównie z pasm molekularnych, które należą do cząsteczek dwutlenku węgla (CO2), tlenku węgla (CO), metanu (SND amoniaku (NH3), azotu (N2), tlenu (O2), czyli głównie dwóch - molekuły trzy- i czteroatomowe. W chwili obecnej niemal z całą pewnością możemy mówić o jakościowym składzie chemicznym atmosfer większości planet, który został ustalony po dokładnych badaniach spektrogramów astronomicznych otrzymanych metodami optycznymi i przy pomocy radioastronomii Obserwacje Ponadto wyniki radzieckiej stacji kosmicznej „Venus-4” pozwoliły nie tylko podać dokładniejszy jakościowy skład chemiczny atmosfery Wenus, ale także wyjaśnić jej skład ilościowy, temperaturę i ciśnienie.

Jeśli chodzi o ilościowy skład chemiczny atmosfer innych planet, nadal wymaga poważnej weryfikacji i wyjaśnienia. Do tej pory astronomowie napotykali ogromne trudności w identyfikacji i badaniu paskowych widm atmosfer planet. Trudności te z reguły są spowodowane tym, że nasza wiedza laboratoryjna i teoretyczna na temat budowy i właściwości nawet prostych cząsteczek jest ograniczona. Dlatego badając widmo astronomiczne musimy przede wszystkim określić, która z cząsteczek je dała, a następnie, zgodnie z badaniami laboratoryjnymi, wyjaśnić właściwości i strukturę pasm tej cząsteczki.

Jeszcze rzadziej badane są cząsteczki wieloatomowe, w szczególności te triatomiczne, które znajdują się w kometach i planetach.

Należy zauważyć, że nie zawsze jest możliwe łatwe i proste uzyskanie w warunkach laboratoryjnych tych samych cząsteczek, które można znaleźć, powiedzmy, w atmosferach gwiazd. Spójrzmy na jeden interesujący przykład.

W 1926 roku P. Merrill i R. Sanford zaobserwowali bardzo silne pasma absorpcyjne w niektórych gwiazdach węglowych typu RV Dragon, ale przez dziesięciolecia nie można było ich z pewnością zidentyfikować. To prawda, ze względów teoretycznych założono, że prążki te są spowodowane przez złożoną cząsteczkę - triatomiczne S1C2.

Dla poprawnego rozwiązania problemu wyznaczono eksperymenty laboratoryjne. W 1956 roku W. Clement próbował uzyskać te opaski w laboratorium. Przygotowując eksperymenty, kierował się następującymi rozważaniami: widma cząsteczki Cr są obserwowane w wielu gwiazdach i są dobrze zbadane. Widmo cząsteczki krzemu jest dobrze zbadane w laboratorium, ale nie zostało odnotowane w widmach astronomicznych.Dlatego Clement zasugerował, że w obecności węgla i krzemu powstaje jednobiegunowa cząsteczka SiC, którą należy obserwować w widmach astronomicznych, a także w laboratorium, choć było to możliwe dopiero w 1961 roku. Następnie Klemens rozumował następująco: jeśli S1 zostanie dodany do pieca wysokotemperaturowego Kinga, który jest wykonany z czystego tłoczonego węgla, to przy określonej temperaturze nagrzewania pieca (w piecu można uzyskać temperaturę 2500-3000 ° K), należy obserwować widmo absorpcji należące do cząsteczki SiC. Jednak widmo uzyskane przez Clementa okazało się bardziej złożone i odmienne od oczekiwanego dla SiC. Następnie porównali widmo uzyskane w laboratorium z niezidentyfikowanym widmem jednej z chłodnych gwiazd typu RV Dragon i okazało się, że pasma są dobrze dopasowane. Z eksperymentu jasno wynikało tylko jedno, że Clement był w stanie odtworzyć widmo gwiazdowe w laboratorium. Jednak nie można było określić, która cząsteczka dała to widmo.

Cząsteczka pozostała nieznana. Tylko było więcej powodów, by sądzić, że tylko węgiel i krzem mogą zapewnić takie widmo.

Ponadto analiza wibracji wykazała, że ​​pożądana cząsteczka zawiera jeden ciężki atom w połączeniu z dwoma związanymi z nim lżejszymi. Z tego wyciągnięto wniosek (wymagający większego potwierdzenia): najprawdopodobniej to złożone widmo jest dostarczane przez cząsteczkę S1C2. W swoich badaniach Clement uzyskał spektrogramy w wysokiej temperaturze źródła widma, więc nie można było szczegółowo określić subtelnej struktury pasm. Taka niedoskonałość przeprowadzonego eksperymentu nie pozwoliła nam ostatecznie zidentyfikować wstęg Merrilla i Sanforda.

Obecnie badacze ponownie wrócili do tej kwestii. Kanadyjscy fizycy przywiązują dużą wagę do poszukiwań źródła światła, które daje widmo molekularne podobne do pasiastego widma gwiazd węglowych. Prof. G. Herzberg donosi, że on i jego współpracownik R. Verma w laboratorium mogli obserwować prążki cząsteczki SiC2 w niskich temperaturach. Herzberg wyraża nadzieję, że dokładne badanie nowych widm w wyższej rozdzielczości umożliwi z większą pewnością przeanalizuj strukturę rotacji i określ moment bezwładności tej tajemniczej cząsteczki.

Wielu naukowców oczekuje na wyniki tych badań z dużym zainteresowaniem i ma nadzieję, że w końcu zostanie znalezione źródło widma molekularnego, które umożliwi ostateczną identyfikację pasm Merrilla i Sanforda. Molekuła SiC2 będzie wtedy pierwszą poliatomową cząsteczką, którą można z pewnością odkryć w atmosferze gwiazdy.

W atmosferach gwiazd i komet zidentyfikowano również inne cząsteczki, takie jak CH +, C3, NH2, które można uzyskać tylko z wielkim trudem i bardzo rzadko w laboratoriach w specjalnie kontrolowanych warunkach. Generalnie widma molekularne, ze względu na ich złożoną strukturę, były badane znacznie gorzej niż widma atomowe.

Widma atomów różnych pierwiastków chemicznych zostały prawie dobrze zbadane, chociaż istnieje wiele kwestii, które pozostają nierozwiązane. Teraz mamy niezbędną ilość całkowicie wiarygodnych informacji o stałych fizycznych widm atomów. Być może z tego powodu widma atomowe będą przez długi czas odgrywać dominującą rolę nad molekularnymi w różnych dziedzinach nauki.

Od lat czterdziestych XX wieku szczególną uwagę poświęcono laboratoryjnemu badaniu widm cząsteczek o znaczeniu astrofizycznym. Jednak do tej pory nie ma dobrych, kompletnych książek referencyjnych dotyczących badanych cząsteczek.

Rury absorpcyjne o dużej drodze absorpcji

Widma absorpcji molekularnej są bardziej złożone niż widma atomowe. Składają się z wielu pasm, a każde pasmo składa się z dużej liczby pojedynczych linii widmowych. Oprócz ruchu translacyjnego cząsteczka ma również ruchy wewnętrzne, na które składają się obrót cząsteczki wokół jej środka ciężkości, wibracje jąder atomów tworzących cząsteczkę względem siebie oraz ruch elektronów, które tworzą powłokę elektronową cząsteczki.

Aby rozdzielić pasma absorpcji molekularnej na poszczególne linie widmowe, konieczne jest użycie urządzeń widmowych o wysokiej rozdzielczości i przepuszczanie światła przez rury absorpcyjne (pochłaniające). Początkowo prace prowadzono przy użyciu krótkich rur i ciśnień badanych gazów lub ich mieszanin kilkudziesięciu atmosfer.

Okazało się, że ta technika nie pomaga ujawnić struktury widma molekularnych pasm, a wręcz przeciwnie, je wymywa. Dlatego natychmiast musieli go porzucić. Następnie podążaliśmy ścieżką tworzenia rurek absorpcyjnych z wielokrotnym przejściem przez nie światła. Schemat optyczny takiej tuby absorpcyjnej został po raz pierwszy zaproponowany przez J. White'a w 1942 roku. W tubach zaprojektowanych według schematu White'a można uzyskać równoważne ścieżki optyczne warstw pochłaniających od kilku metrów do kilkuset tysięcy metrów. Ciśnienie badanych czystych gazów lub mieszanin gazowych waha się od setnych do dziesiątek i setek atmosfer. Zastosowanie takich rurek absorpcyjnych do badania widm absorpcji molekularnej okazało się bardzo skuteczne.

Tak więc, aby rozdzielić widma pasm molekularnych na oddzielne linie widmowe, konieczne jest posiadanie specjalnego rodzaju sprzętu, który składa się z urządzeń widmowych o wysokiej rozdzielczości i rur absorpcyjnych z wielokrotnymi przepływami światła przez nie. Aby zidentyfikować otrzymane widma atmosfer planetarnych, konieczne jest bezpośrednie porównanie ich z widmami laboratoryjnymi iw ten sposób znaleźć nie tylko długości fal, ale także pewnie określić skład chemiczny i oszacować ciśnienia w atmosferach planet z poszerzenia linii widmowych. Wielkość zmierzonej absorpcji w rurach absorpcyjnych można porównać z absorpcją w atmosferze planety. W konsekwencji, w rurach absorpcyjnych z wielokrotnymi przepływami światła, gdy zmienia się ciśnienie badanych czystych gazów lub ich mieszanin, można symulować atmosfery planet. Teraz, kiedy możliwa jest zmiana reżimu temperatury w rurach, w granicach kilkuset kelwinów stało się bardziej realistyczne.

Układ optyczny tuby absorpcyjnej J. White

Istota wynalazku J. White'a sprowadza się do tego, że trzy sferyczne wklęsłe zwierciadła o ściśle równych promieniach krzywizny. Jedno z luster (A) jest zamontowane na jednym końcu wewnątrz rury, a dwa pozostałe (B, C), które są dwiema równymi częściami ciętego lustra, znajdują się na drugim końcu. Odległość między pierwszym zwierciadłem a pozostałymi dwoma jest równa promieniu krzywizny lusterek. Rura jest hermetycznie zamknięta. Podciśnienie w rurze jest wytwarzane do dziesiątych lub setnych mm Hg. Art., A następnie rura jest napełniana gazem testowym do określonego (w zależności od zadania, ciśnienia. Lustra w rurze są tak zamontowane, aby światło wpadające do rury odbijało się od lusterek, przechodząc przez określoną liczbę) razy w kierunku do przodu i do tyłu.

Obecnie wszystkie tuby absorpcyjne są wykonane według schematu J. White'a, ze zmianą konstrukcji lusterka przedniego wprowadzoną przez G. Herzberga i N. Bernsteina w 1948 r. Herzberg zastosował schemat optyczny, aby uzyskać długą drogę absorpcji światła w rura absorpcyjna o promieniu krzywizny lustra 22 mi średnicy rury 250 mm. Rura wykonana jest z żelaza elektrolitycznego. W jednej z prac Herzberga dotyczącej badania widm absorpcji dwutlenku węgla (CO 2) droga absorpcji światła wynosiła 5500 m, co odpowiada 250 przejściom między zwierciadłami. Tak dużą drogę absorpcji, czyli dużą głębokość optyczną, uzyskano tylko dzięki pomysłowemu schematowi optycznemu zaproponowanemu przez White'a.

Granicę liczby przejść światła wyznacza utrata odbicia i liczba obrazów, które można uzyskać na zwierciadle C. Podczas tworzenia rur absorpcyjnych projektanci napotykają duże trudności mechaniczne. Przede wszystkim jest to rozwój ramy luster i mechanizmów ich mocowania, regulacji i ogniskowania, wyprowadzenia mechanizmów sterujących na zewnątrz.Jeśli rura jest stosunkowo krótka, lustra znajdują się na wspólnym płaskowyżu, który po zamontowaniu na niej luster wpychany jest do rury; jeśli rura jest długa, instalacja lusterek staje się znacznie trudniejsza.

Bardzo ważne jest, z jakiego materiału wykonane są rury. Stosuje się elektrolitycznie czyste żelazo, stal nierdzewną i inwar. Wnętrze rury stalowej pokryte jest elektrolitycznie czystym żelazem. O ile nam wiadomo, ściany wewnątrz rur nie są, szczególnie ostatnio, pokryte lakierem próżniowym. Wybór materiału do pokrycia powierzchni luster zależy od obszaru widmowego, w którym będą wykonywane prace. W związku z tym stosuje się złoto, srebro lub aluminium. Stosowane są również powłoki dielektryczne.

Rura absorpcyjna Obserwatorium Pułkowo

Nasza rura absorpcyjna jest stalowa, jednoczęściowa, ciągniona, spawana z oddzielnych odcinków. 8-10 m. Jego całkowita długość 96,7 m, średnica wewnętrzna 400 mm, grubość ścianki 10 mm. Tymczasowo w tubusie zamontowane są dwa lustra pokryte aluminium o średnicy zaledwie 100 mm i promieniu krzywizny 96 m. W tubusie znajdują się również obiektywy. Z pomocą dwóch lusterek trzykrotnie odbieramy trip. Jeśli weźmiemy jeszcze dwa lustra i umieścimy je odpowiednio w tubusie, światło przepuszcza się pięć razy, co zrobiliśmy ostatnio.

W naszych pracach mamy więc następujące ścieżki pochłaniania: 100 m, 300 m, 500 m, biorąc pod uwagę odległości od źródła światła do okienka wejściowego tuby oraz odległość, z której przechodzi wiązka światła. okienko wyjściowe do szczeliny spektrografu.

W przyszłości lustra mają zostać zastąpione dużymi - o średnicy 380 mm i promieniu krzywizny 100 m. Odpowiedni schemat optyczny zostanie zastąpiony klasycznym schematem bieli ze zmianą wprowadzoną przez Herzberga i Bernsteina . Wszystkie obliczenia optyczne należy przeprowadzić tak, aby efektywna długość ścieżki pochłaniania wynosiła 5000–6000 m dla 50–60 przejść.

Nasza rura absorpcyjna jest jedną z najdłuższych, dlatego przy projektowaniu wielu jej elementów trzeba było znaleźć nowe rozwiązania. Na przykład, czy lustra powinny być montowane na podstawie połączonej z korpusem rury, czy też instalowane na oddzielnych fundamentach niezależnych od rury? To jedno z bardzo trudnych pytań (innych nie podajemy), a niezawodność i dokładność ustawienia i orientacji lusterek będzie zależeć od jego prawidłowego rozwiązania. Ponieważ lusterka znajdują się wewnątrz rury, to naturalnie podczas wypompowywania lub wytwarzania ciśnienia w rurze wystąpią odkształcenia mocowania lusterek (nawet jeśli są minimalne, zmiana kierunku wiązki światła. Problem wymaga również specjalnego rozwiązania, a także określenia ilości światła przechodzącego przez rurkę. Wyrównanie i zogniskowanie zwierciadeł przeprowadzimy za pomocą lasera.

Obok rury absorpcyjnej umieszczono próżniowy spektrograf dyfrakcyjny. Jest montowany zgodnie ze schematem autokolimacji. Płaska siatka dyfrakcyjna z 600 liniami na milimetr daje liniową dyspersję rzędu 1,7 A / mm. Jako ciągłe źródło widma zastosowaliśmy żarówkę 24 V, 100 W.

Oprócz instalacji i badania rury, zakończono obecnie badanie pasma A widma absorpcji molekularnej tlenu (O2). Celem pracy było ujawnienie zmian równoważnych szerokości linii absorpcyjnych w zależności od ciśnienia. Równoważne szerokości są obliczane dla wszystkich długości fal od 7598 do 7682 A. Spektrogramy 1 i 2 pokazują widma absorpcyjne pasma A. Trwają również prace nad ujawnieniem efektu zwiększenia równoważnych szerokości w zależności od obecności obcego gazu. Na przykład bierzesz dwutlenek węgla (CO2) i dodajesz do niego trochę azotu (N2).

W naszym laboratorium prace nad badaniem widm absorpcji molekularnej prowadzą L. N. Zhukova, V. D. Galkin oraz autor niniejszego artykułu.Staramy się tak ukierunkować nasze badania, aby ich wyniki przyczyniły się do rozwiązania problemów astrofizycznych, głównie w astronomii planetarnej.

Przetwarzanie zarówno laboratoryjnych, jak i astronomicznych widm absorpcji molekularnej otrzymanych metodami fotograficznymi lub fotoelektrycznymi jest bardzo pracochłonne i czasochłonne. Aby przyspieszyć tę pracę na Uniwersytecie Kalifornijskim, J. Phillips w 1957 r. Rozpoczął przetwarzanie widm absorpcji molekularnej za pomocą komputera IBM-701. Najpierw skompilowano program dla widm C2 i NO. W tym samym czasie przygotowano tabele dla CN. Phillips uważa, że ​​maszyna musi przede wszystkim przetwarzać widma cząsteczek o znaczeniu astorofizycznym: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Zalety technologii komputerowej są oczywiste i powinna być szeroko stosowana do przetwarzania wyników eksperymentów.

Badania laboratoryjne i widma astronomiczne

Duża grupa fizyków bada widma absorpcji molekularnej uzyskane w rurach absorpcyjnych o wielokrotnej przepuszczalności światła. Przede wszystkim chciałbym zwrócić uwagę na wielką rolę i zasługi prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Jego prace eksperymentalne i teoretyczne, podobnie jak monografie,
leżą u podstaw tej dziedziny nauki. Jedno z czołowych miejsc w badaniach, a zwłaszcza w badaniu widm cząsteczek kwadrupoli, zajmuje praca prof. D. Rank (Pensylwania, USA). Wśród młodszych badaczy nie sposób nie zauważyć pracy T. Owena (Arizona, USA), który z powodzeniem łączy swoje eksperymenty laboratoryjne z obserwacjami astrofizycznymi.

W pierwszej części artykułu podaliśmy już jeden przykład owocnego połączenia metod laboratoryjnych i astrofizycznych. Dotyczy identyfikacji pasm molekularnych w widmie gwiazdy RV Draco. Jako drugi przykład rozważmy wspólną pracę G. Herzberga i D. Kuipera nad badaniem widm planet w oparciu o bezpośrednie porównanie z widmami laboratoryjnymi.

Kuiper z McDonald Observatory uzyskał widma Wenus i Marsa o wysokiej rozdzielczości w przedziale długości fal 1-4-2,5 mikrona. Zanotowano łącznie 15 prążków, zidentyfikowanych za pomocą pasm molekularnych dwutlenku węgla (CO2). Jedno pasmo w pobliżu X = 2,16 mikrona było wątpliwe. Herzberg i Kuiper przeprowadzili dodatkowe badania laboratoryjne CO2, które z pewnością wykazały, że absorpcja przy X = 2,16 μ w widmie Wenus jest spowodowana cząsteczką CO2. Do laboratoryjnych badań widm absorpcyjnych CO2 Herzberga i Kuipera wykorzystano wieloprzebiegową rurkę absorpcyjną Obserwatorium Ierki o promieniu krzywizny lustra 22 m, długości 22 mi średnicy 250 mm. Rura wykonana jest z żelaza elektrolitycznego. Przed napełnieniem probówki gazem testowym wypompowano go do kilku mm Hg. Sztuka. (później zaczęli uzyskiwać próżnię do dziesiątych części mm Hg). W swojej pierwszej pracy Herzberg i Kuiper zmienili ciśnienie CO2 w rurze w zakresie od 0,12 do 2 atm. Długość warstwy pochłaniającej wynosiła 88 mi 1400 m, czyli w pierwszym przypadku światło przechodziło przez rurę 4 razy, aw drugim 64 razy. Z tuby światło kierowane było do spektrometru. W tej pracy użyliśmy tego samego spektrometru, za pomocą którego uzyskano widma Wenus i Marsa. Długości fal pasm absorpcji CO2 określono na widmach laboratoryjnych. Porównując spektrogramy, można było łatwo zidentyfikować nieznane pasma absorpcji w widmach Wenus. Później w podobny sposób zidentyfikowano pasma w widmach Marsa i Księżyca. Pomiary samorozszerzenia się linii widmowych, wywołane jedynie zmianą ciśnienia gazu lub dodatkiem innego gazu, pozwolą oszacować ciśnienie w atmosferach planet. Należy zauważyć, że w atmosferach planet istnieją gradienty ciśnienia i temperatury; utrudnia to ich modelowanie w laboratorium. Trzeci przykład. Zwróciliśmy uwagę na wagę pracy pod kierownictwem prof. Pił.Wiele z nich poświęconych jest badaniu widm cząsteczek kwadrupoli: azotu (N2), wodoru (H2) i innych cząsteczek. Ponadto Rank i jego współpracownicy zajmują się bardzo aktualnymi zagadnieniami określania stałych rotacyjnych i wibracyjnych różnych cząsteczek, które są tak niezbędne dla fizyków i astrofizyków.

Do badania widm absorpcji molekularnej w laboratorium Ranque wykorzystuje się dużą rurę absorpcyjną o długości 44 mi średnicy 90 cm z wielokrotną transmisją światła. Wykonane z rury ze stali nierdzewnej. Ciśnienie badanych w niej gazów można uzyskać do 6,4 kg / cm2, a długość ścieżki świetlnej do 5000 m. Dzięki tej tubie Rank wykonał nowe pomiary laboratoryjne linii CO2 i H2O, dzięki czemu możliwe do określenia ilości wytrąconej wody (H2O) i CO2 w atmosferze Marsa. Pomiary zostały przeprowadzone na zlecenie amerykańskich astrofizyków L. Kaplana, D. Müncha i K. Spinrada i musiały potwierdzić poprawność ich identyfikacji pasm rotacji linii H2O wokół X = 8300 A i CO2 około X = 8700 A.

Badania laboratoryjne widm absorpcji molekularnej w laboratoriach księżycowych i planetarnych Uniwersytetu w Arizonie są prowadzone z dużym powodzeniem. T. Owen bierze aktywny udział w tych pracach. W laboratorium zainstalowana jest rura absorpcyjna o długości 22 mi średnicy 250 mm z wielokrotną transmisją światła ”. Rura stalowa, wewnątrz wyłożona żelazem elektrolitycznym. Widma laboratoryjne uzyskuje się na spektrografie dyfrakcyjnym o dyspersji liniowej 2,5 A / mm. Główne badania to metan (CH4) i amoniak (NHa). Badanie przeprowadza się w szerokim zakresie ciśnień i przy dużej długości absorpcji. Źródłem światła jest słońce lub żarowa lampa wolframowa. Na przykład do pracy „Określenie składu atmosfery i ciśnienia na powierzchni Marsa”, którą przeprowadzili Owen i Kuiper (1954), wymagano w laboratorium zbadania X = 1,6 μ pasmo w czystym dwutlenku węgla (CO2) w następujących warunkach:

Owen i Kuiper przeprowadzili również badanie dotyczące dodawania obcego gazu. Autorzy zauważają, że jeśli całkowita zawartość CO2 jest określana na podstawie słabych pasm, można empirycznie określić ciśnienie atmosferyczne, w szczególności na Marsie, z pomiarów pasma X = 1,6 μ i wykryć obecność dowolnego innego składnika. Jednak empiryczne określenie wpływu ciśnienia w mieszaninach gazowych na tym obiekcie jest niemożliwe, ponieważ konieczne jest posiadanie ścieżki wiązki równej dwóm wysokościom jednorodnej atmosfery Marsa, czyli około 40 km. W eksperymentach Kuipera i Owena ścieżka absorpcji miała tylko 4 km, czyli 10 razy mniej.

Kiedy w 1966 roku J. Kuiper, R. Vilod i T. Owen uzyskali widma Urana i Neptuna, okazało się, że zawierają one szereg niezidentyfikowanych pasm absorpcyjnych. Ponieważ najprawdopodobniej atmosfery tych planet składają się z metanu (CH4), przeprowadzono z nim badania laboratoryjne. Widma laboratoryjne uzyskano przy bardzo dużych ścieżkach optycznych i umiarkowanym rozrzedzeniu. Przykładowo część widm CH4 w zakresie długości fal 7671 i 7430 A uzyskano przy efektywnej długości absorpcji 1 940 m atm, a część widm z zakresu 7587, 7470 A i krótszych - przy długość 2860 m atm.

Dopiero porównanie widm Urana i Neptuna z widmami laboratoryjnymi pozwoliło z pewnością zidentyfikować nieznane pasma i udowodnić, że pochłanianie w atmosferach tych planet jest spowodowane głównie przez metan. Z rurą absorpcyjną wielokrotnego użytku Instytutu Badawczego Illinois Institute of Technology (długość 12,5 m, średnica 125 mm; wykonaną ze stali nierdzewnej, Owen przeprowadził badania metanu, pary wodnej, amoniaku. Długość ścieżki światła wynosiła 1000 m, tj. Światło z przodu i Kierunki wsteczne w rurze minęły 80 razy, widma gazów otrzymane w laboratorium porównano z widmami Jowisza, Wenus i Księżyca, w ten sposób Owen dokonał identyfikacji nieznanych pasm w widmach tych planet.Widma tych planet uzyskano w Obserwatorium McDonald z 82-calowym reflektorem, 84-calowym reflektorem i 60-calowym teleskopem słonecznym w Kitt Peak National Observatory. Szczegółowe badanie spektrogramów pozwala stwierdzić, że w atmosferze Jowisza z pewnością zidentyfikowano pasma absorpcji powodowane przez metan, amoniak i wodór. W przypadku innych gazów konieczne jest przeprowadzenie szeregu testów laboratoryjnych.

Na międzynarodowym sympozjum w Kijowie (1968) Owen przedstawił wyniki spektroskopowego oznaczania gazów zawartych w atmosferach Jowisza, Saturna i Urana.

Zauważyliśmy, że nie zawsze jest możliwa analiza i identyfikacja otrzymanych spektrogramów ciał niebieskich poprzez bezpośrednie porównanie z widmami laboratoryjnymi. Można to wytłumaczyć faktem, że wzbudzenie i poświata mediów gazowych na ciałach niebieskich często występuje w bardzo złożonych warunkach fizykochemicznych, których nie można dokładnie odtworzyć w laboratoriach naziemnych. Dlatego w porównaniu z widmami laboratoryjnymi struktura pasm molekularnych i ich intensywności pozostają niejednoznaczne. Następnie musisz skorzystać z pośrednich metod identyfikacji. Podajmy na przykład przypadek ze spektrogramem centralnego wierzchołka krateru księżycowego Alphonse, który N.A. Kozyrev uzyskał 3 listopada 1958 roku i przetworzył przez niego w tym samym roku. Spektrogram został zidentyfikowany przez zbieżność wielu znanych pasm C2. Jednak maksymalna jasność pasma przy A = 4740 A wymagała specjalnego wyjaśnienia, ponieważ nie było możliwe uzyskanie podobnego widma w laboratorium. Kozyrev tłumaczy to przesunięcie faktem, że złożona cząsteczka ulega jonizacji pod działaniem twardego promieniowania ze Słońca, w wyniku czego powstaje rodnik C2, do którego należy przesunięte pasmo, które nie pokrywa się z pasmami znanymi w ten region. Ponieważ Kozyrev na podstawie tych wyników wyciągnął bardzo odważne wnioski dotyczące energii wewnętrznej wnętrza Księżyca i wulkanicznej emisji gazów, zdecydowano się na ponowne przetworzenie tego unikalnego spektrogramu. Przetwarzanie to przeprowadził A.A. Kalinyak metodą mikrofotometrii. Wniosek Kozyriewa został potwierdzony.

W związku z rozwojem technologii rakietowej i wystrzeliwaniem rakiet poza atmosferę ziemską, stało się możliwe uzyskanie zasadniczo nowych parametrów fizycznych atmosfer planetarnych oraz badanie właściwości ciał niebieskich, które wcześniej były nieobserwowalne. Ale w przetwarzaniu i analizie obserwacji uzyskanych zarówno za pomocą rakiet, jak i środków naziemnych, napotyka się duże trudności, które wynikają z braku badań laboratoryjnych. Trudności te może wyeliminować eksperymentalna praca spektroskopistów-fizyków i astrofizyków, których zainteresowania nie tylko są zbieżne, ale także nakładają się na siebie w dziedzinie badania absorpcji atomowej i molekularnej oraz widm promieniowania. W konsekwencji postawione przed nimi zadania można skutecznie rozwiązać jedynie poprzez wspólną pracę w naziemnych laboratoriach. Dlatego pomimo ogromnego postępu w badaniach atmosfer planetarnych z wykorzystaniem technologii rakietowej, laboratoria naziemne powinny odgrywać ważną rolę i w żaden sposób nie tracić na znaczeniu dla astrofizyki.

L.A. Mitrofanova

Podobne publikacje

Jak „zbudować” cząsteczkę?

Dowódcy dział elektronicznych

XXI wiek nabiera tempa