Astro-spektre i laboratoriet

Uanset hvilke data astronomer og astrofysikere modtager om himmellegemer, er det muligt at dechifrere disse data, som regel kun at stole på de mønstre, der stammer fra jordbaserede laboratorier, når man studerer jordiske objekter.

En genial metode til modellering af planetariske atmosfærer i et absorptionsrør og mulige anvendelser af denne metode er beskrevet i denne artikel.

Spektre af planetariske atmosfærer

Spektral undersøgelse af planetariske atmosfærer er et af de presserende problemer med moderne astrofysik. Denne komplekse, store opgave kan dog ikke kun løses af astronomer uden involvering af specialister i beslægtede videnskaber. For eksempel kan astronomer ikke undvære resultaterne af laboratorieundersøgelser af spektroskopister-fysikere for at studere molekylære absorptionsspektre uden at bestemme molekylernes fysiske konstanter og deres struktur. Hvis vi kun har et tilstrækkeligt antal molekylære konstanter og spektrale atlasser af molekyler, er det muligt at identificere spektrene af planetariske atmosfærer og andre himmellegemer. Dette gælder for enhver observationsmetode, det være sig jordbaseret astronomi (optiske eller radioastronomiske metoder) eller de opnåede resultater med raketter, der er lanceret uden for Jordens atmosfære.

Spektrene af planetariske atmosfærer består hovedsageligt af molekylære bånd, der hører til molekyler af kuldioxid (CO2), kulilte (CO), methan (SND af ammoniak (NH3), nitrogen (N2), ilt (O2), dvs. hovedsagelig to -, tre- og fire-atomare molekyler. På nuværende tidspunkt kan vi næsten med sikkerhed tale om den kvalitative kemiske sammensætning af atmosfærerne på de fleste planeter. Den blev etableret efter omhyggelig undersøgelse af astronomiske spektrogrammer opnået ved optiske metoder og ved hjælp af radioastronomiobservationer. Desuden blev resultaterne af den sovjetiske rumstation " Venus-4 "tillod ikke kun at give oplysninger om en mere præcis kvalitativ kemisk sammensætning af Venus 'atmosfære, men også at afklare dens kvantitative sammensætning, temperatur og tryk.

Hvad angår den kvantitative kemiske sammensætning af atmosfærerne på andre planeter, kræver det stadig seriøs verifikation og afklaring. Indtil nu støder astronomer på store vanskeligheder med at identificere og studere stribespektrene for planets atmosfærer. Disse vanskeligheder skyldes som regel, at vores laboratorium og teoretiske viden om strukturen og egenskaberne til selv enkle molekyler er begrænset. Derfor, når vi studerer det astronomiske spektrum, skal vi først og fremmest bestemme, hvilke af molekylerne der gav det, og derefter ifølge laboratorieundersøgelser afklare egenskaberne og strukturen for dette molekyls bånd.

Polyatomiske molekyler, og især triatomiske, der findes i kometer og planeter, undersøges endnu mindre.

Det skal bemærkes, at det ikke altid er let og let at opnå under laboratorieforhold de samme molekyler, som vi f.eks. Finder i stjernemiljøer. Lad os se på et interessant eksempel.

I 1926 observerede P.Merrill og R.Sanford meget stærke absorptionsbånd i nogle kulstofstjerner af typen RV Dragon, men de kunne ikke identificeres med tillid i årtier. Det var sandt af teoretiske grunde, at det blev antaget, at disse bånd er forårsaget af et komplekst molekyle - det triatomiske S1C2.

For at få den rigtige løsning på problemet blev der indstillet laboratorieeksperimenter. I 1956 forsøgte W. Clement at få disse bånd i laboratoriet. Da eksperimenterne blev oprettet, gik han ud fra følgende overvejelse: Cr-molekylets spektre observeres i et antal stjerner og er godt undersøgt. Spektret af siliciummolekylet er godt undersøgt i laboratoriet, men er ikke blevet noteret blandt de astronomiske spektre.Derfor foreslog Clement, at der i nærvær af kulstof og silicium dannes et unipolært SiC-molekyle, som skal observeres i astronomiske spektre såvel som i laboratoriet, selvom dette ikke var muligt før 1961. Derefter begrundede Clement som følger: Hvis S1 føjes til kongens højtemperaturovn, der er lavet af rent presset kul, skal der ved en bestemt ovnopvarmningstemperatur (en temperatur på 2500-3000 ° K kan opnås i ovnen) et absorptionsspektrum, der hører til SiC-molekylet, overholdes. Spektret opnået af Clement viste sig imidlertid at være mere komplekst og i modsætning til det forventede for SiC. Derefter sammenlignede de spektret opnået i laboratoriet med det uidentificerede spektrum af en af ​​de seje stjerner af typen RV Dragon, og det viste sig, at båndene matchede godt. Kun én ting blev tydelig fra eksperimentet, at Clement var i stand til at reproducere stjernespektret i laboratoriet. Det var imidlertid umuligt at bestemme, hvilket molekyle der gav dette spektrum.

Molekylet forblev ukendt. Kun der var mere grund til at tro, at kun kulstof og silicium kunne give et sådant spektrum.

Derudover viste vibrationsanalyse, at det ønskede molekyle indeholder et tungt atom kombineret med to tilknyttede lettere. Ud fra dette blev der gjort en konklusion (der kræver mere bekræftelse): sandsynligvis tilvejebringes dette komplekse spektrum af S1C2-molekylet. I sin forskning opnåede Clement spektrogrammer ved en høj temperatur af spektrumkilden, så den fine struktur af båndene kunne ikke bestemmes i detaljer. Denne ufuldkommenhed i det udførte eksperiment tillod ikke den endelige identifikation af Merrill- og Sanford-båndene.

På nuværende tidspunkt er forskere vendt tilbage til dette emne igen. Canadiske fysikere lægger stor vægt på at søge efter en lyskilde, der giver et molekylært spektrum svarende til de stribede spektre af kulstofstjerner. Prof. G. Herzberg rapporterer, at han og hans samarbejdspartner R. Verma i laboratoriet var i stand til at observere båndene fra SiC2-molekylet ved lave temperaturer. Herzberg udtrykker håb om, at en grundig undersøgelse af de nye spektre med en højere opløsning vil gøre det muligt at mere trygt analysere rotationsstrukturen og bestemme øjeblikket for inerti af dette mystiske molekyle.

Mange forskere afventer resultaterne af denne undersøgelse med stor interesse og håber, at kilden til det molekylære spektrum endelig vil blive fundet, hvilket gør det muligt at definitivt identificere Merrill- og Sanford-båndene. Molekyle SiC2 vil derefter være det første polyatomiske molekyle, der med sikkerhed findes i atmosfæren til en stjerne.

I atmosfærerne til stjerner og kometer er der også identificeret andre molekyler, såsom CH +, C3, NH2, som kun kan opnås med store vanskeligheder og meget sjældent i laboratorier under specielt kontrollerede forhold. Generelt er molekylære spektre på grund af deres komplekse struktur blevet undersøgt meget værre end atomare.

Spektrene af atomer fra forskellige kemiske grundstoffer er blevet undersøgt næsten godt, selvom der er en række spørgsmål, der ikke er løst. Nu har vi den nødvendige mængde fuldstændig pålidelig information om de fysiske konstanter af spektrene af atomer. Måske på grund af dette vil atomspektre spille en dominerende rolle i forhold til molekylære inden for forskellige videnskabelige områder i lang tid.

Laboratorieundersøgelsen af ​​spektre af molekyler af astrofysisk interesse har fået særlig opmærksomhed siden fyrretallet af dette århundrede. Der er dog stadig ingen gode, komplette referencebøger over de molekyler, der undersøges, indtil nu.

Absorptionsrør med stor absorptionsvej

Molekylære absorptionsspektre er mere komplekse end atomare. De består af et antal bånd, og hvert bånd består af et stort antal individuelle spektrallinjer. Ud over translationel bevægelse har et molekyle også interne bevægelser, der består af rotation af molekylet omkring dets tyngdepunkt, de vibrationer fra atomkernerne, der udgør molekylet i forhold til hinanden, og bevægelsen af ​​de elektroner, der udgør molekylets elektronskal.

For at opløse molekylære absorptionsbånd i individuelle spektrale linjer er det nødvendigt at bruge spektrale enheder med høj opløsning og transmittere lys gennem absorberende (absorberende) rør. Oprindeligt blev arbejdet udført med korte rør og ved tryk af de undersøgte gasser eller deres blandinger af flere snesevis af atmosfærer.

Det viste sig, at denne teknik ikke hjælper med at afsløre strukturen i spektret af molekylære bånd, men tværtimod vasker dem ud. Derfor måtte de straks opgive det. Derefter fulgte vi stien til at skabe absorptionsrør med flere lysgennemgang gennem dem. Det optiske skema for et sådant absorptionsrør blev først foreslået af J. White i 1942. I rør designet i henhold til Whites skema er det muligt at opnå ækvivalente optiske baner til absorberende lag fra flere meter til flere hundrede tusind meter. Trykket fra de undersøgte rene gasser eller gasblandinger varierer fra hundrededele til tiere og hundreder af atmosfærer. Anvendelsen af ​​sådanne absorptionsrør til at studere molekylære absorptionsspektre har vist sig at være meget effektiv.

Så for at løse spektrene af molekylære bånd i separate spektrale linjer er det nødvendigt at have en speciel type udstyr, der består af spektrale enheder med høj opløsning og absorptionsrør med flere passager af lys gennem dem. For at identificere de opnåede spektre af planets atmosfærer er det nødvendigt at sammenligne dem direkte med laboratoriespektre og på denne måde ikke kun finde bølgelængderne, men også med sikkerhed bestemme den kemiske sammensætning og estimere trykket i planeternes atmosfærer ud fra udvidelsen af ​​spektrale linjer. Den målte absorption i absorptionsrør kan sammenlignes i størrelse med absorptionen i en planetens atmosfære. Som følge heraf kan man som absorptionsrør med flere passager af lys, når trykket fra de undersøgte rene gasser eller deres blandinger ændres, simulere planeternes atmosfærer. Det er blevet mere realistisk nu, hvor det er muligt at ændre temperaturregimet i rørene inden for nogle få hundrede grader Kelvin.

Optisk layout af J. White absorberingsrøret

Essensen af ​​J. Whites opfindelse koger ned til følgende: tre sfæriske konkave spejle med strengt lige krumningsradier tages. Et af spejle (A) er installeret i den ene ende inde i røret, og de andre to (B, C), som er to lige store dele af det skårne spejl, er i den anden ende. Afstanden mellem det første spejl og de to andre er lig med spejlens krumningsradius. Røret er hermetisk lukket. Vakuumet i røret skabes til tiendedele eller hundrededele af en mm Hg. Art., Og derefter fyldes røret med en testgas til et bestemt (afhængigt af opgaven, tryk. Spejle i røret er installeret på en sådan måde, at lyset, der kommer ind i røret, reflekteres fra spejlene og passerer et specificeret antal gange i fremad og bagud.

På nuværende tidspunkt er alle absorptionsrør fremstillet i overensstemmelse med J. Whites skema med en ændring i designet af det forreste spejl introduceret af G. Herzberg og N. Bernstein i 1948. Herzberg brugte et optisk skema til at opnå en lang lysabsorptionsvej i et absorptionsrør med en krumningsradius af spejle på 22 m og rørdiameter 250 mm. Røret er lavet af elektrolytisk jern. I et af Herzbergs værker om undersøgelsen af ​​absorptionsspektre af kuldioxid (CO2) var den absorberende lysvej 5.500 m, hvilket svarer til 250 passeringer mellem spejle. En sådan stor absorberende sti, dvs. en stor optisk dybde, blev kun opnået takket være det geniale optiske skema, som White foreslog.

Grænsen for antallet af lyspassager er sat af reflektionstabet og antallet af billeder, der kan opnås på spejlet C. Ved design af absorptionsrør støder designere på store mekaniske vanskeligheder. Først og fremmest er dette udviklingen af ​​spejlrammen og deres fastgørelses-, justerings- og fokuseringsmekanismer, output fra kontrolmekanismerne udefra.Hvis røret er relativt kort, er spejlerne placeret på et fælles plateau, der efter installation af spejle på det skubbes ind i røret; hvis røret er langt, bliver installationen af ​​spejle meget vanskeligere.

Det er meget vigtigt, hvilket materiale rørene er lavet af. Elektrolytisk rent jern, rustfrit stål og invar anvendes. Stålrørets inderside er belagt med elektrolytisk rent jern. Så vidt vi ved, er væggene inde i rørene ikke dækket af vakuumlak, især for nylig. Valget af materiale til at dække spejleoverfladen afhænger af det spektrale område, hvor arbejdet skal udføres. Følgelig anvendes guld, sølv eller aluminium. Dielektriske belægninger anvendes også.

Absorptionsrør fra Pulkovo Observatory

Vores absorberingsrør er stål, tegnet i ét stykke, svejset fra separate længder. 8-10 m. Dens samlede længde er 96,7 m, indvendig diameter 400 mm, vægtykkelse 10 mm. Midlertidigt installeres to aluminiumsbelagte spejle med en diameter på kun 100 mm og en krumningsradius på 96 m i røret. Røret indeholder også mål. Ved hjælp af to spejle får vi en tur tre gange. Hvis vi tager yderligere to spejle og placerer dem passende i røret, transmitteres lyset fem gange, hvilket vi har gjort for nylig.

Så i vores værker har vi følgende absorberende stier: 100 m, 300 m, 500 m. Dette er når man tager højde for afstanden fra lyskilden til indgangsvinduet til røret og den afstand, som lysstrålen bevæger sig fra udgangsvinduet til spektrografspalten.

I fremtiden skal spejle erstattes af store - 380 mm i diameter og krumningsradius på 100 m. Det tilsvarende optiske skema erstattes af det klassiske hvide skema med en ændring indført af Herzberg og Bernstein. Alle optiske beregninger skal udføres, så den effektive længde af den absorberende sti bliver 5000-6000 m for 50-60 passager.

Vores absorptionsrør er en af ​​de længste, så der skulle findes nye løsninger, når nogle af dets komponenter blev designet. Skal f.eks. Spejle monteres på en base, der er forbundet med rørlegemet, eller installeres på separate fundamenter uafhængigt af røret? Dette er et af de meget vanskelige spørgsmål (vi giver ikke andre), og pålideligheden og nøjagtigheden af ​​justering og orientering af spejle vil afhænge af dens korrekte løsning. Da spejle er placeret inde i røret, naturligvis, når der pumpes ud, eller når der skabes tryk i røret, på grund af deformationer af monteringen af ​​spejle (selvom de er minimale, en ændring i retning af lysstrålen. Dette spørgsmål kræver også en speciel løsning samt bestemmelse af antallet af lys, der passerer gennem røret Vi udfører justeringen og fokuseringen af ​​spejle ved hjælp af en laser.

En vakuumdiffraktionsspektrograf placeres ved siden af ​​absorptionsrøret. Det er samlet i overensstemmelse med et autokollimeringsskema. Et fladt diffraktionsgitter med 600 linjer pr. Millimeter giver en lineær spredning i anden rækkefølge på 1,7 A / mm. Vi brugte en 24 V, 100 W glødelampe som den kontinuerlige spektrumkilde.

Ud over at installere og undersøge røret er studiet af A-båndet i det molekylære absorptionsspektrum af ilt (O2) nu afsluttet. Arbejdet havde til formål at afsløre ændringer i ækvivalente absorptionslinjebredder afhængigt af tryk. De ækvivalente bredder beregnes for alle bølgelængder fra 7598 til 7682 A. Spektrogram 1 og 2 viser absorptionsspektrene for bånd A. Arbejdet pågår også for at afsløre effekten af ​​at øge de ækvivalente bredder afhængigt af tilstedeværelsen af ​​en fremmed gas. For eksempel tages kuldioxid (CO2), og der tilsættes noget nitrogen (N2) til det.

I vores laboratorium udføres arbejde med undersøgelse af molekylære absorptionsspektre af L.N. Zhukova, V.D. Galkin og forfatteren af ​​denne artikel.Vi forsøger at styre vores undersøgelser, så deres resultater vil bidrage til løsningen af ​​astrofysiske problemer, hovedsageligt inden for planetarisk astronomi.

Behandlingen af ​​både laboratorie- og astronomiske molekylære absorptionsspektre opnået ved fotografiske eller fotoelektriske registreringsmetoder er meget besværlig og tidskrævende. For at fremskynde dette arbejde ved University of California begyndte J. Phillips tilbage i 1957 at behandle molekylære absorptionsspektre ved hjælp af en IBM-701 computer. Først blev programmet samlet til spektrene C2 og NO. Samtidig blev der udarbejdet tabeller til CN. Phillips mener, at maskinen først og fremmest har brug for at behandle spektre af molekyler af astorofysisk interesse: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Fordelene ved computerteknologi er åbenlyse, og den skal bruges i vid udstrækning til behandling af eksperimentelle resultater.

Laboratorieforskning og astronomiske spektre

En stor gruppe fysikere studerer de molekylære absorptionsspektre opnået i absorptionsrør med multiple lystransmissioner. Først og fremmest vil jeg gerne bemærke den store rolle og fortjeneste, som prof. G. Herzberg (Ottawa, Canada). Hans eksperimentelle og teoretiske værker, ligesom hans monografier,
ligger ved fundamentet for dette videnskabsområde. Et af de førende steder inden for forskning og især i studiet af spektrene af quadrupolmolekyler er optaget af prof. D. Rank (Pennsylvania, USA). Blandt de yngre forskere kan man ikke undlade at bemærke T. Owens arbejde (Arizona, USA), som meget vellykket kombinerer sine laboratorieeksperimenter med astrofysiske observationer.

Vi har allerede givet et eksempel på en frugtbar kombination af laboratorie- og astrofysiske metoder i første del af denne artikel. Det vedrører identifikation af molekylære bånd i spektret af en RV Draco-stjerne. Som et andet eksempel overvejer G. Herzberg og D. Kuipers fælles arbejde med studiet af planetariske spektre baseret på direkte sammenligning med laboratoriespektre.

Kuiper ved McDonald Observatory opnåede spektrene for Venus og Mars med en høj opløsning i bølgelængdeintervallet 1-4-2,5 mikron. I alt 15 bånd blev noteret identificeret med de molekylære bånd af kuldioxid (CO2). Et bånd nær X = 2,16 mikron var tvivlsomt. Herzberg og Kuiper gennemførte yderligere laboratorieundersøgelser af CO2, som med tillid viste, at absorptionen ved X = 2,16 μ i spektret af Venus skyldes CO2-molekylet. Til laboratorieundersøgelser af absorptionsspektrene af CO2 af Herzberg og Kuiper blev der anvendt et multipassabsorberingsrør fra Ierki-observatoriet med en spejlkrumningsradius på 22 m, en længde på 22 m og en diameter på 250 mm. Røret er lavet af elektrolytisk jern. Inden røret fyldes med testgassen blev det pumpet ud til flere mm Hg. Kunst. (senere begyndte de at få et vakuum op til tiendedele af en mm Hg). I deres første arbejde varierede Herzberg og Kuiper CO2-trykket i røret i området fra 0,12 til 2 atm. Længden af ​​det absorberende lag var 88 m og 1400 m, dvs. i det første tilfælde passerede lyset gennem røret 4 gange og i det andet - 64 gange. Fra røret blev lys rettet mod spektrometeret. I dette arbejde brugte vi det samme spektrometer, som spektrene for Venus og Mars blev opnået med. Bølgelængderne for CO2-absorptionsbåndene blev bestemt i laboratoriespektre. Ved at sammenligne spektrogram blev de ukendte absorptionsbånd i Venus-spektrene let identificeret. Senere blev bånd i spektrene af Mars og månen identificeret på en lignende måde. Målinger af selvbredning af spektrale linjer, der kun er forårsaget af en ændring i gastrykket eller på grund af tilsætningen af ​​en anden gas, gør det muligt at estimere trykket i planetenes atmosfærer. Det skal bemærkes, at der er tryk- og temperaturgradienter i planetenes atmosfærer; dette gør det vanskeligt at modellere dem i laboratoriet. Tredje eksempel. Vi påpegede vigtigheden af ​​det arbejde, der ledes af prof. D. Rang.Mange af dem er dedikeret til studiet af spektrene af quadrupol-molekyler: nitrogen (N2), hydrogen (H2) og andre molekyler. Derudover er Rank og hans samarbejdspartnere engageret i de meget aktuelle spørgsmål om bestemmelse af rotations- og vibrationskonstanter for forskellige molekyler, som er så nødvendige for fysikere og astrofysikere.

I studiet af molekylære absorptionsspektre i Ranque-laboratoriet anvendes et stort absorptionsrør 44 m langt og 90 cm i diameter med flere lystransmissioner. Lavet af rustfrit stålrør. Trykket af de undersøgte gasser i det kan opnås op til 6,4 kg / cm2 og længden af ​​lysvejen - op til 5.000 m. Med dette rør udførte Rank nye laboratoriemålinger af CO2- og H2O-linjerne, hvilket gjorde det muligt at bestemme mængden af ​​udfældet vand (H2O) og CO2 i atmosfære af Mars. Målingerne blev udført efter anmodning fra de amerikanske astrofysikere L. Kaplan, D. Munch og K. Spinrad og måtte bekræfte rigtigheden af ​​deres identifikation af rotationsbåndene for H2O-linjerne omkring X = 8300 A og CO2 omkring X = 8700 A.

Laboratorieundersøgelser af molekylære absorptionsspektre i månens og planetariske laboratorier ved University of Arizona udføres med stor succes. T. Owen deltager aktivt i disse værker. Et absorberingsrør, der er 22 m langt og 250 mm i diameter med flere lystransmissioner, er installeret i laboratoriet. ' Stålrør, foret med elektrolytisk jern indeni. Laboratoriespektre opnås på en diffraktionsspektrograf med en lineær dispersion på 2,5 A / mm. De vigtigste undersøgelser er methan (CH4) og ammoniak (NHa). Undersøgelsen udføres i en bred vifte af tryk og i en stor absorberende længde. Lyskilden er enten solen eller en glødende wolframlampe. Så for eksempel til arbejdet "Bestemmelse af atmosfærens sammensætning og tryk på overfladen af ​​Mars", som blev udført af Owen og Kuiper (1954), var det på laboratoriet nødvendigt at undersøge X = 1,6 μ båndet i rent kuldioxid (CO2) under følgende betingelser:

Owen og Kuiper gennemførte også en undersøgelse af tilsætningen af ​​fremmed gas. Forfatterne bemærker, at hvis det samlede CO2-indhold bestemmes ud fra svage bånd, kan man empirisk finde atmosfærisk tryk, især på Mars, fra målinger af X = 1,6 μ-båndet og detektere tilstedeværelsen af ​​enhver anden komponent. Men en empirisk bestemmelse af virkningerne af tryk i gasblandinger på dette anlæg er umulig, fordi det er nødvendigt at have en strålelængde svarende til to højder af Mars homogene atmosfære, dvs. ca. 40 km. I eksperimenterne med Kuiper og Owen var den absorberende sti kun 4 km, det vil sige 10 gange mindre.

Da J. Kuiper, R. Vilod og T. Owen i 1966 opnåede spektrene af Uranus og Neptun, viste det sig, at de indeholder et antal uidentificerede absorptionsbånd. Da det er mest sandsynligt, at atmosfærerne på disse planeter er sammensat af metan (CH4), blev der udført laboratorieundersøgelser med den. Laboratoriespektre blev opnået ved meget store optiske veje og moderat sjældenhed. For eksempel blev en del af spektrene af CH4 i bølgelængdeområdet 7671 og 7430 A opnået ved en effektiv absorberende længde på 1 940 m atm og en del af spektrene i området 7587, 7470 A og kortere - i en længde på 2 860 m atm.

Kun en sammenligning af spektrene af Uranus og Neptun med laboratoriespecifikationer gjorde det muligt med tillid at identificere de ukendte bånd og bevise, at absorptionen i atmosfærerne på disse planeter hovedsageligt er forårsaget af metan. Med Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m lang, 125 mm diameter; lavet af rustfrit stål) multiple passabsorberingsrør undersøgte Owen research om metan, vanddamp, ammoniak. Lysbanelængden var 1000 m, dvs. den forreste og bagudgående retning i røret passerede 80 gange. Spektrene af gasser opnået i laboratoriet blev sammenlignet med spektrene for Jupiter, Venus og Månen. På denne måde udførte Owen identifikationen af ​​ukendte bånd i spektrene af disse planeter.Spektrene for disse planeter blev opnået ved McDonald Observatory med en 82 "reflektor, en 84" reflektor og et 60 "solteleskop ved Kitt Peak National Observatory. En detaljeret undersøgelse af spektrogrammerne gør det muligt for os at konkludere, at absorptionsbånd forårsaget af methan, ammoniak og hydrogen med sikkerhed identificeres i Jupiters atmosfære. For andre gasser kræves et antal laboratorietest.

På det internationale symposium i Kiev (1968) rapporterede Owen resultaterne af spektroskopisk bestemmelse af gasser indeholdt i atmosfærerne til Jupiter, Saturn og Uranus.

Vi bemærkede, at det ikke altid er muligt at analysere og identificere de opnåede spektrogrammer fra himmellegemer ved direkte sammenligning med laboratoriespektre. Dette kan forklares med det faktum, at excitation og glød af luftformige medier på himmellegemer ofte forekommer under meget komplekse fysisk-kemiske forhold, der ikke kan reproduceres nøjagtigt i jordbaserede laboratorier. Derfor, sammenlignet med laboratoriespektre, forbliver strukturen af ​​molekylære bånd og deres intensitet tvetydig. Så er du nødt til at ty til indirekte identifikationsmetoder. Lad os for eksempel give tilfældet med spektrogrammet for den centrale top af månekrateret Alphonse, som blev opnået af N.A.Kozyrev den 3. november 1958 og behandlet af ham i samme år. Spektrogrammet blev identificeret ved et tilfælde af et antal kendte C2-bånd. Imidlertid krævede båndets maksimale lysstyrke ved A = 4740 A en særlig forklaring, da det ikke var muligt at opnå et lignende spektrum i laboratoriet. Kozyrev forklarer dette skift med det faktum, at et komplekst molekyle ioniseres under påvirkning af hård stråling fra solen, og som et resultat dannes C2-radikalet, der hører til det fordrevne bånd, hvilket ikke falder sammen med de bånd, der er kendt i denne region. Da Kozyrev på basis af disse resultater lavede en meget dristig konklusion om den indre energi i månens indre og om den vulkanske emission af gasser, blev det besluttet at genbehandle dette unikke spektrogram. Denne behandling blev udført af A. A. Kalinyak under anvendelse af metoden til mikrofotometri. Kozyrevs konklusion blev bekræftet.

I forbindelse med udviklingen af ​​raketteknologi og lanceringen af ​​raketter uden for Jordens atmosfære blev det muligt at opnå fundamentalt nye fysiske parametre for planetariske atmosfærer og studere egenskaberne af himmellegemer, der tidligere var ikke observerbare. Men i behandlingen og analysen af ​​observationer opnået både ved hjælp af raketter og jordmidler er der store problemer, der skyldes manglen på laboratorieforskning. Disse vanskeligheder kan elimineres ved det eksperimentelle arbejde med spektroskopister-fysikere og astrofysikere, hvis interesser ikke kun falder sammen, men også overlapper hinanden i studiet af atomare og molekylære absorptions- og emissionsspektre. Derfor kan de opgaver, de står over for, kun løses med fælles arbejde i jordbaserede laboratorier. Derfor, på trods af de enorme fremskridt i undersøgelsen af ​​planetariske atmosfærer ved hjælp af raketteknologi, burde jordbaserede laboratorier spille en vigtig rolle og på ingen måde miste deres betydning for astrofysik.

L.A. Mitrofanova

Lignende publikationer

Hvordan "opbygges" et molekyle?

Elektroniske kanonkommandører

Det 21. århundrede vinder fart