Astro spektrá v laboratóriu

Čokoľvek, čo astronómovia a astrofyzici dostanú o nebeských telách, je možné tieto údaje dešifrovať spravidla iba pri opise zákonitostí získaných pri štúdiu pozemských objektov v pozemských laboratóriách.

Geniálna metóda na modelovanie planetárnych atmosfér v absorpčnej trubici a možné aplikácie tejto metódy sú popísané v tomto článku.

Spektrá planetárnych atmosfér

Spektrálne štúdium planetárnych atmosfér je jedným z naliehavých problémov modernej astrofyziky. Túto zložitú a veľkú úlohu však nemôžu úspešne vyriešiť iba astronómovia bez zapojenia odborníkov z príbuzných vied. Napríklad astronómovia sa nemôžu zaobísť bez výsledkov laboratórnych štúdií spektroskopov-fyzikov zameraných na štúdium molekulárnych absorpčných spektier bez určenia fyzikálnych konštánt molekúl a ich štruktúry. Iba ak máme k dispozícii dostatočný počet molekulárnych konštánt a spektrálnych atlasov molekúl, je možné identifikovať spektrá planetárnych atmosfér a iných nebeských telies. To platí pre každú metódu pozorovania, či už je to pozemská astronómia (optické alebo rádioastronomické metódy) alebo výsledky získané pomocou rakiet vypustených mimo zemskú atmosféru.

Spektrá planetárnych atmosfér pozostávajú hlavne z molekulárnych pásiem, ktoré patria k molekulám oxidu uhličitého (CO2), oxidu uhoľnatého (CO), metánu (SND amoniaku (NH3), dusíka (N2), kyslíka (O2), t. J. Hlavne dvoch -, troj- a štvoratómové molekuly. V súčasnosti môžeme takmer s istotou hovoriť o kvalitatívnom chemickom zložení atmosfér väčšiny planét. Bolo stanovené po dôkladnom štúdiu astronomických spektrogramov získaných optickými metódami a pomocou rádioastronómie. pozorovania. Okrem toho výsledky sovietskej vesmírnej stanice „Venus-4“ umožnili nielen poskytnúť informácie o presnejšom kvalitatívnom chemickom zložení atmosféry Venuše, ale aj objasniť jej kvantitatívne zloženie, teplotu a tlak.

Pokiaľ ide o kvantitatívne chemické zloženie atmosfér iných planét, stále si to vyžaduje vážne overenie a zdokonalenie. Doteraz sa astronómovia stretli s veľkými ťažkosťami pri identifikácii a štúdiu pásikových spektier atmosfér planét. Tieto ťažkosti sú spravidla spôsobené skutočnosťou, že naše laboratórne a teoretické vedomosti o štruktúre a vlastnostiach dokonca jednoduchých molekúl sú obmedzené. Pri štúdiu astronomického spektra teda musíme v prvom rade určiť, ktorá z molekúl to dala, a potom si podľa laboratórnych štúdií ujasniť vlastnosti a štruktúru pásov tejto molekuly.

Polyatomické molekuly, a najmä triatomické, ktoré sa nachádzajú v kométach a planétach, sú ešte menej študované.

Je potrebné poznamenať, že nie je vždy možné ľahko a jednoducho získať v laboratórnych podmienkach rovnaké molekuly, ktoré sa nachádzajú napríklad v hviezdnej atmosfére. Pozrime sa na jeden zaujímavý príklad.

V roku 1926 P. Merrill a R. Sanford pozorovali veľmi silné absorpčné pásy v niektorých uhlíkových hviezdach typu RV Dragon, ale nedali sa s istotou identifikovať celé desaťročia. Je pravda, že z teoretických dôvodov sa predpokladalo, že tieto pásy sú spôsobené komplexnou molekulou - triatomickým S1C2.

Pre správne vyriešenie problému boli stanovené laboratórne experimenty. V roku 1956 sa W. Clement pokúsil tieto pásy získať v laboratóriu. Pri vytváraní experimentov vychádzal z nasledujúcej úvahy: spektrá molekuly Cr sú pozorované v rade hviezd a sú dobre študované. Spektrum molekuly kremíka je dobre študované v laboratóriu, ale medzi astronomickými spektrami to nebolo zaznamenané.Clement preto navrhol, aby sa v prítomnosti uhlíka a kremíka vytvorila unipolárna molekula SiC, čo by sa malo pozorovať v astronomických spektrách, ako aj v laboratóriu, aj keď to bolo možné až v roku 1961. Potom Klement zdôvodnil toto: ak sa do Kráľovej vysokoteplotnej pece, ktorá je vyrobená z čistého lisovaného uhlia, pridá S1, potom pri určitej teplote ohrevu pece (v peci možno dosiahnuť teplotu 2 500 - 3 000 ° K), malo by sa pozorovať absorpčné spektrum patriace k molekule SiC. Ukázalo sa však, že spektrum získané Clementom bolo zložitejšie a na rozdiel od spektra očakávaného pre SiC. Potom porovnali spektrum získané v laboratóriu s neidentifikovaným spektrom jednej z chladných hviezd typu RV Dragon a ukázalo sa, že pásma sa dobre zhodujú. Z experimentu vyplynulo len jedno, že Clement dokázal reprodukovať hviezdne spektrum v laboratóriu. Nebolo však možné určiť, ktorá molekula poskytla toto spektrum.

Molekula zostala neznáma. Len bolo viac dôvodov domnievať sa, že také spektrum môže poskytnúť iba uhlík a kremík.

Vibračná analýza navyše ukázala, že požadovaná molekula obsahuje jeden ťažký atóm v kombinácii s dvoma súvisiacimi ľahšími. Z toho sa vyvodil záver (vyžadujúci väčšie potvrdenie): s najväčšou pravdepodobnosťou toto komplexné spektrum poskytuje molekula S1C2. Vo svojom výskume Clement získal spektrogramy pri vysokej teplote zdroja spektra, takže jemnú štruktúru pásiem nebolo možné podrobne určiť. Takáto nedokonalosť uskutočneného experimentu nám neumožnila konečne identifikovať pásma Merrill a Sanford.

V súčasnosti sa vedci k tejto problematike opäť vrátili. Kanadskí fyzici venujú veľkú pozornosť hľadaniu zdroja svetla, ktorý poskytuje molekulárne spektrum podobné pruhovaným spektrám uhlíkových hviezd. Prof. G. Herzberg uvádza, že on a jeho spolupracovník R. Verma v laboratóriu boli schopní pozorovať pásy molekuly SiC2 pri nízkych teplotách - Herzberg vyjadruje nádej, že dôkladné štúdium nových spektier pri vyššom rozlíšení umožní istejšie analyzovať rotačnú štruktúru a určiť okamih zotrvačnosti tejto záhadnej molekuly.

Mnoho vedcov čaká na výsledky tejto štúdie s veľkým záujmom a nádejou, že sa konečne nájde zdroj molekulárneho spektra, ktorý umožní definitívne identifikovať pásma Merrill a Sanford. Molekula SiC2 bude potom prvou polyatómovou molekulou s istotou nájdenou v atmosfére hviezdy.

V atmosférach hviezd a komét boli identifikované aj ďalšie molekuly, napríklad CH +, C3, NH2, ktoré sa dajú získať iba veľmi ťažko a veľmi zriedka v laboratóriách za osobitne kontrolovaných podmienok. Všeobecne sa molekulárne spektrá kvôli svojej zložitej štruktúre študovali oveľa horšie ako atómové.

Spektrá atómov rôznych chemických prvkov boli študované takmer dobre, aj keď existuje množstvo otázok, ktoré zostávajú nevyriešené. Teraz máme potrebné množstvo úplne spoľahlivých informácií o fyzikálnych konštantách spektier atómov. Možno vďaka tomu budú atómové spektrá dlho hrať v rôznych vedných odboroch dominantnú úlohu nad molekulovými.

Laboratórnemu štúdiu spektier molekúl astrofyzikálneho významu sa od štyridsiatych rokov tohto storočia venuje osobitná pozornosť. Stále však neexistujú dobré a úplné príručky študovaných molekúl.

Absorpčné rúrky s veľkou absorpčnou cestou

Molekulárne absorpčné spektrá sú zložitejšie ako atómové spektrá. Skladajú sa z niekoľkých pásiem a každé pásmo je tvorené veľkým počtom jednotlivých spektrálnych čiar. Okrem translačného pohybu má molekula aj vnútorné pohyby, ktoré pozostávajú z rotácie molekuly okolo jej ťažiska, vibrácií jadier atómov, ktoré tvoria molekulu navzájom, a z pohybu elektrónov, ktoré tvoria elektrónový obal molekuly.

Na rozlíšenie pásov molekulárnej absorpcie na jednotlivé spektrálne čiary je potrebné použiť spektrálne zariadenia s vysokým rozlíšením a prenášať svetlo cez absorpčné (absorpčné) trubice. Práce sa spočiatku realizovali krátkymi rúrkami a pod tlakom študovaných plynov alebo ich zmesí niekoľko desiatok atmosfér.

Ukázalo sa, že táto technika nepomáha odhaliť štruktúru spektra molekulárnych pásiem, ale naopak ich vymyje. Preto ho okamžite museli opustiť. Potom sme sa vydali cestou vytvárania absorpčných trubíc s viacnásobným priechodom svetla cez ne. Optická schéma takejto absorpčnej trubice bola prvýkrát navrhnutá J. Whiteom v roku 1942. V trubiciach navrhnutých podľa Whiteovej schémy je možné získať ekvivalentné optické dráhy absorpčných vrstiev od niekoľkých metrov do niekoľko stotisíc metrov. Tlak skúmaných čistých plynov alebo zmesí plynov sa pohybuje od stotín do desiatok a stoviek atmosfér. Použitie týchto absorpčných trubíc na štúdium molekulárnych absorpčných spektier sa ukázalo ako veľmi účinné.

Aby sme teda mohli spektrá molekulárnych pásov rozlíšiť na samostatné spektrálne čiary, je potrebné mať špeciálny typ zariadenia, ktoré pozostáva zo spektrálnych zariadení s vysokým rozlíšením a absorpčných trubíc s viacnásobným priechodom svetla cez ne. Na identifikáciu získaných spektier planetárnych atmosfér je potrebné ich priamo porovnať s laboratórnymi a týmto spôsobom zistiť nielen vlnové dĺžky, ale s istotou určiť aj chemické zloženie a odhadnúť tlaky v atmosférach planét. z rozšírenia spektrálnych čiar. Nameraná absorpcia v absorpčných trubiciach môže byť porovnaná vo veľkosti s absorpciou v atmosfére planéty. V dôsledku toho môže v absorpčných trubiciach s viacnásobným priechodom svetla dôjsť pri zmene tlaku študovaných čistých plynov alebo ich zmesí k simulácii atmosféry planét. Teraz je realistickejšie, že je možné zmeniť teplotný režim v potrubiach v rozmedzí niekoľkých stoviek stupňov Kelvina.

Optické usporiadanie absorpčnej trubice J. White

Podstata vynálezu J. Whitea spočíva v nasledovnom: sú zobraté tri sférické konkávne zrkadlá s presne rovnakými polomermi zakrivenia. Jedno zo zrkadiel (A) je inštalované na jednom konci vo vnútri potrubia a ďalšie dve (B, C), ktoré sú dvoma rovnakými časťami rezaného zrkadla, sú na druhom konci. Vzdialenosť medzi prvým zrkadlom a ďalšími dvoma sa rovná polomeru zakrivenia zrkadiel. Potrubie je hermeticky uzavreté. Vákuum v potrubí sa vytvára na desatiny alebo stotiny mm Hg. Art., A potom je rúrka naplnená testovacím plynom do určitej miery (v závislosti od úlohy, tlaku. Zrkadlá v potrubí sú inštalované tak, že svetlo vstupujúce do potrubia sa odráža od zrkadiel a prechádza stanoveným počtom krát vpred a vzad.

V súčasnosti sú všetky absorpčné trubice vyrobené podľa schémy J. Whitea so zmenou dizajnu predného zrkadla, ktorú zaviedli G. Herzberg a N. Bernstein v roku 1948. Herzberg použil optickú schému na získanie dlhej absorpčnej dráhy svetla v absorpčná trubica s polomerom zakrivenia zrkadla 22 ma priemerom rúry 250 mm. Potrubie je vyrobené z elektrolytického železa. V jednej z Herzbergových prác na štúdiu absorpčných spektier oxidu uhličitého (CO 2) bola absorpčná dráha svetla 5 500 m, čo zodpovedá 250 prechodom medzi zrkadlami. Takáto veľká absorpčná dráha, to znamená veľká optická hĺbka, sa získala iba vďaka dômyselnej optickej schéme navrhnutej Whiteom.

Limit počtu svetelných priechodov je daný stratou odrazu a počtom obrázkov, ktoré je možné získať na zrkadle C. Pri navrhovaní absorpčných trubíc sa návrhári stretávajú s veľkými mechanickými ťažkosťami. V prvom rade je to vývoj rámu zrkadiel a ich upevňovacích, nastavovacích a zaostrovacích mechanizmov, výstupy ovládacích mechanizmov smerom von.Ak je potrubie pomerne krátke, zrkadlá sa nachádzajú na spoločnej plošine, ktorá sa po namontovaní zrkadiel na ňu vtlačí do potrubia; ak je potrubie dlhé, inštalácia zrkadiel sa stáva oveľa zložitejšou.

Je veľmi dôležité, z akého materiálu sú rúrky vyrobené. Používa sa elektrolyticky čisté železo, nehrdzavejúca oceľ a invar. Vnútro oceľovej rúry je potiahnuté elektrolyticky čistým železom. Pokiaľ vieme, steny vo vnútri rúrok nie sú obzvlášť v poslednej dobe pokryté žiadnymi vákuovými lakmi. Výber materiálu na zakrytie povrchu zrkadiel závisí od spektrálnej oblasti, v ktorej sa budú práce vykonávať. Podľa toho sa používa zlato, striebro alebo hliník. Používajú sa tiež dielektrické povlaky.

Absorpčné potrubie observatória Pulkovo

Naše absorpčné potrubie je oceľové, ťahané z jedného kusu, zvárané z rôznych dĺžok. 8-10 m. Jeho celková dĺžka je 96,7 m, vnútorný priemer 400 mm, hrúbka steny 10 mm. V trubici sú dočasne nainštalované dve zrkadlá potiahnuté hliníkom s priemerom iba 100 mm a polomerom zakrivenia 96 m. Rúrka obsahuje aj objektívy. S pomocou dvoch zrkadiel dostávame trikrát výlet. Ak vezmeme ďalšie dve zrkadlá a vhodne ich umiestnime do trubice, svetlo sa prenesie päťkrát, čo sme nedávno urobili.

V našej práci teda máme nasledujúce absorpčné dráhy: 100 m, 300 m, 500 m. Berie sa do úvahy vzdialenosť od zdroja svetla k vstupnému oknu trubice a vzdialenosť, ktorú svetelný lúč prejde od výstupné okno do štrbiny spektrografu.

V budúcnosti by mali byť zrkadlá nahradené veľkými - s priemerom 380 mm a polomerom zakrivenia 100 m. Zodpovedajúca optická schéma bude nahradená klasickou bielou schémou so zmenou zavedenou Herzbergom a Bernsteinom . Musia sa vykonať všetky optické výpočty tak, aby sa efektívna dĺžka absorpčnej dráhy pre 50–60 priechodov stala 5 000–6 000 m.

Naše absorpčné potrubie je jedným z najdlhších, takže pri navrhovaní mnohých jeho komponentov bolo potrebné nájsť nové riešenie. Mali by byť napríklad zrkadlá namontované na podstavci pripojenom k ​​telu potrubia alebo inštalované na samostatných základoch nezávislých od potrubia? Toto je jedna z veľmi zložitých otázok (nedávame iným) a spoľahlivosť a presnosť nastavenia a orientácie zrkadiel bude závisieť od jej správneho riešenia. Pretože zrkadlá sú vo vnútri potrubia, potom pri čerpaní alebo vytváraní tlaku v potrubí prirodzene dôjde k deformáciám upevnenia zrkadiel (aj keď sú minimálne, zmena smeru svetelného lúča. Toto vydanie si tiež vyžaduje špeciálne riešenie, ako aj stanovenie počtu svetiel prechádzajúcich potrubím Zarovnanie a zaostrenie zrkadiel vykonáme pomocou laseru.

Vedľa absorpčnej trubice je umiestnený vákuový difrakčný spektrograf. Je zostavený podľa schémy autokolimácie. Planárna difrakčná mriežka so 600 čiarami na milimeter poskytuje lineárnu disperziu v druhom poradí 1,7 A / mm. Ako zdroj kontinuálneho spektra sme použili 24 V, 100 W žiarovku.

Popri inštalácii a skúmaní potrubia je teraz dokončená štúdia pásma A molekulového absorpčného spektra kyslíka (O2). Práca bola zameraná na odhalenie zmien v ekvivalentných šírkach absorpčnej čiary v závislosti od tlaku. Ekvivalentné šírky sa počítajú pre všetky vlnové dĺžky od 7598 do 7682 A. Spektrogramy 1 a 2 ukazujú absorpčné spektrum pásma A. Pracuje sa tiež na odhalení účinku zväčšenia ekvivalentných šírok v závislosti od prítomnosti cudzieho plynu. Napríklad vezmete oxid uhličitý (CO2) a pridáte k nemu dusík (N2).

V našom laboratóriu pracujú na výskume spektier molekulárnej absorpcie L. N. Zhukova, V. D. Galkin a autor tohto článku.Snažíme sa smerovať naše výskumy tak, aby ich výsledky prispeli k riešeniu astrofyzikálnych problémov, hlavne v planetárnej astronómii.

Spracovanie laboratórnych aj astronomických molekulárnych absorpčných spektier získaných metódami fotografického alebo fotoelektrického záznamu je veľmi prácne a časovo náročné. Na urýchlenie tejto práce na Kalifornskej univerzite začal J. Phillips ešte v roku 1957 spracovávať spektrá molekulárnej absorpcie pomocou počítača IBM-701. Najprv bol program zostavený pre spektrá C2 a NO. Zároveň boli pripravené tabuľky pre CN. Phillips verí, že v prvom rade musí stroj spracovať spektrum molekúl astorofyzikálneho významu: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Výhody počítačovej technológie sú zrejmé a mala by sa široko využívať na spracovanie experimentálnych výsledkov.

Laboratórny výskum a astronomické spektrá

Veľká skupina fyzikov študuje molekulové absorpčné spektrá získané v absorpčných trubiciach viacerých priechodov svetla. Najskôr by som chcel poznamenať veľkú úlohu a zásluhy prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Jeho experimentálne a teoretické práce, rovnako ako jeho monografie,
ležia pri založení tejto oblasti vedy. Jedno z popredných miest vo výskume, najmä v štúdiu spektier štvorpólových molekúl, zastáva práca prof. D. Rank (Pensylvánia, USA). Z mladších vedcov si nemožno nevšimnúť prácu T. Owena (Arizona, USA), ktorý veľmi úspešne kombinuje svoje laboratórne experimenty s astrofyzikálnymi pozorovaniami.

Jeden príklad plodnej kombinácie laboratórnych a astrofyzikálnych metód sme už uviedli v prvej časti tohto článku. Týka sa identifikácie molekulárnych pásov v spektre hviezdy RV Draco. Ako druhý príklad považujme spoločnú prácu G. Herzberga a D. Kuipera o štúdiu planetárnych spektier založených na priamom porovnaní s laboratórnymi.

Kuiper z McDonaldovho observatória získal spektrá Venuše a Marsu s vysokým rozlíšením v intervale vlnových dĺžok 14 - 2,5 mikrónov. Celkovo bolo zaznamenaných 15 pásov identifikovaných s molekulárnymi pásmi oxidu uhličitého (CO2). Jedno pásmo blízko X = 2,16 mikrónov bolo otázne. Herzberg a Kuiper uskutočnili ďalšie laboratórne štúdie CO2, ktoré s istotou preukázali, že absorpcia pri X = 2,16 μ v spektre Venuše je spôsobená molekulou CO2. Na laboratórne štúdie absorpčných spektier CO2 od Herzberga a Kuipera sa použila viacpriepustná absorpčná trubica observatória Ierki s polomerom zakrivenia zrkadla 22 m, dĺžkou 22 ma priemerom 250 mm. Potrubie je vyrobené z elektrolytického železa. Pred naplnením skúmavky skúšobným plynom sa odčerpala na niekoľko mm Hg. Čl. (neskôr začali dostávať vákuum až do desatín mm Hg. Art.). Vo svojej prvej práci Herzberg a Kuiper menili tlak CO2 v potrubí v rozmedzí od 0,12 do 2 atm. Dĺžka absorpčnej vrstvy bola 88 ma 1400 m, to znamená, že v prvom prípade svetlo prechádzalo potrubím 4-krát a v druhom - 64-krát. Z trubice smerovalo svetlo do spektrometra. V tejto práci sme použili ten istý spektrometer, s ktorým sa získavali spektrá Venuše a Marsu. Vlnové dĺžky absorpčných pásov CO2 sa stanovili v laboratórnych spektrách. Porovnaním spektrogramov boli ľahko identifikované neznáme absorpčné pásy v spektrách Venuše. Neskôr boli pásy v spektrách Marsu a Mesiaca identifikované podobným spôsobom. Merania samo-rozširovania spektrálnych čiar, spôsobené iba zmenou tlaku plynu alebo pridaním iného plynu, umožnia odhadnúť tlak v atmosférach planét. Je potrebné poznamenať, že v atmosférach planét existujú gradienty tlaku a teploty; to sťažuje ich modelovanie v laboratóriu. Tretí príklad. Poukázali sme na význam práce, ktorú viedol prof. D. Poradie.Mnohé z nich sa venujú štúdiu spektra štvorpólových molekúl: dusíka (N2), vodíka (H2) a ďalších molekúl. Okrem toho sa Rank a jeho spolupracovníci zaoberajú veľmi aktuálnymi otázkami určovania rotačných a vibračných konštánt pre rôzne molekuly, ktoré sú pre fyzikov a astrofyzikov také potrebné.

Pri štúdiu molekulárnych absorpčných spektier v laboratóriu Ranque sa používa veľká absorpčná trubica dlhá 44 m a priemer 90 cm s viacnásobnou priepustnosťou svetla. Vyrobené z nehrdzavejúcej ocele. Tlak študovaných plynov v ňom možno dosiahnuť až 6,4 kg / cm2 a dĺžka dráhy svetla - až 5 000 m. Pomocou tejto trubice uskutočnil Rank nové laboratórne merania vedení CO2 a H2O, vďaka čomu je možné určiť množstvo zrážanej vody (H2O) a CO2 v atmosfére Marsu. Merania sa uskutočňovali na žiadosť amerických astrofyzikov L. Kaplana, D. Muncha a K. Spinrada a museli potvrdiť správnosť ich identifikácie rotačných pásiem línií H2O okolo X = 8300 A a CO2 okolo X = 8700 A.

Laboratórne štúdie molekulárnych absorpčných spektier v lunárnych a planetárnych laboratóriách Arizonskej univerzity sa uskutočňujú s veľkým úspechom. T. Owen sa týchto prác aktívne zúčastňuje. V laboratóriu je inštalovaná absorpčná trubica dlhá 22 m a priemerom 250 mm s viacnásobnou priepustnosťou svetla. ““ Oceľová rúra, vo vnútri obložená elektrolytickým železom. Laboratórne spektrá sa získajú na difrakčnom spektrografe s lineárnou disperziou 2,5 A / mm. Hlavné skúmania sú metán (CH4) a amoniak (NHa). Štúdia sa uskutočňuje pri širokom rozmedzí tlakov a pri veľkej absorpčnej dĺžke. Svetelným zdrojom je buď slnko, alebo žiarovka s volfrámom. Takže napríklad pre prácu „Stanovenie zloženia atmosféry a tlaku na povrch Marsu“, ktorú vykonali Owen a Kuiper (1954), bolo v laboratóriu požadované preskúmať X = 1,6 μ pásmo čistého oxidu uhličitého (CO2) za týchto podmienok:

Owen a Kuiper tiež uskutočnili štúdiu o pridávaní cudzieho plynu. Autori poznamenávajú, že ak sa celkový obsah CO2 určuje zo slabých pásiem, dá sa empiricky zistiť atmosférický tlak, najmä na Marse, z meraní pásma X = 1,6 μ a zistiť prítomnosť akejkoľvek inej zložky. Ale empirické stanovenie účinkov tlaku v plynných zmesiach v tomto zariadení je nemožné, pretože je potrebné mať dĺžku dráhy lúča rovnú dvom výškam homogénnej atmosféry Marsu, teda približne 40 km. V experimentoch s Kuiperom a Owenom bola absorpčná dráha iba 4 km, teda 10-krát menej.

Keď v roku 1966 J. Kuiper, R. Vilod a T. Owen získali spektrá Uránu a Neptúna, ukázalo sa, že obsahujú množstvo neidentifikovaných absorpčných pásov. Pretože je pravdepodobné, že atmosféry týchto planét pozostávajú z metánu (CH4), boli s ním vykonané laboratórne štúdie. Laboratórne spektrá sa získali pri veľmi veľkých optických dráhach a miernom zriedení. Napríklad časť spektier CH4 v rozsahu vlnových dĺžok 7671 a 7430 A sa získala pri efektívnej absorpčnej dĺžke 1 940 m atm a časť spektier v rozmedzí 7587, 7470 A a kratších - pri dĺžka 2 860 m atm.

Iba porovnanie spektier Uránu a Neptúna s laboratórnymi umožnilo sebavedome identifikovať neznáme pásma a dokázať, že absorpciu v atmosférach týchto planét spôsobuje hlavne metán. S Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m dlhý, priemer 125 mm; vyrobený z nehrdzavejúcej ocele) s viacnásobnou absorpčnou trubicou uskutočnil Owen výskum v oblasti metánu, vodnej pary, amoniaku. spätné smery v trubici prešli 80-krát. Spektrá plynov získané v laboratóriu sa porovnali so spektrami Jupitera, Venuše a Mesiaca. Týmto spôsobom Owen uskutočnil identifikáciu neznámych pásiem v spektrách týchto planét.Spektrá týchto planét boli získané na observatóriu McDonald s 82 "reflektorom, 84" reflektorom a 60 "slnečným ďalekohľadom v Národnom observatóriu Kitt Peak. Podrobná štúdia spektrogramov nám umožňuje dospieť k záveru, že absorpčné pásma spôsobené metánom, amoniakom a vodíkom sú s istotou identifikované v atmosfére Jupitera. Pre ostatné plyny sa vyžaduje množstvo laboratórnych testov.

Na medzinárodnom sympóziu v Kyjeve (1968) Owen informoval o výsledkoch spektroskopického stanovenia plynov obsiahnutých v atmosférach Jupitera, Saturnu a Uránu.

Zistili sme, že nie je vždy možné analyzovať a identifikovať získané spektrogramy nebeských telies priamym porovnaním s laboratórnymi spektrami. To sa dá vysvetliť skutočnosťou, že excitácia a žiara plynných médií na nebeských telách sa často vyskytujú vo veľmi zložitých fyzikálno-chemických podmienkach, ktoré nie je možné presne reprodukovať v pozemných laboratóriách. Preto v porovnaní s laboratórnymi spektrami zostáva štruktúra molekulárnych pásiem a ich intenzita nejednoznačná. Potom sa musíte uchýliť k nepriamym metódam identifikácie. Uveďme napríklad prípad spektrogramu centrálneho vrcholu mesačného krátera Alphonse, ktorý získal N.A. Kozyrev 3. novembra 1958 a v tom istom roku ho aj spracoval. Spektrogram bol identifikovaný zhodou množstva známych pásiem C2. Maximálna jasnosť pásma pri A = 4740 A si však vyžadovala špeciálne vysvetlenie, pretože v laboratóriu nebolo možné získať podobné spektrum. Kozyrev vysvetľuje tento posun tým, že komplexná molekula je ionizovaná pôsobením tvrdého žiarenia zo Slnka a vo výsledku sa vytvorí radikál C2, ku ktorému patrí posunutý pás, ktorý sa nezhoduje s pásmi známymi v r. tohto regiónu. Pretože Kozyrev urobil na základe týchto výsledkov veľmi odvážny záver o vnútornej energii lunárneho vnútra a o vulkanickej emisii plynov, bolo rozhodnuté tento jedinečný spektrogram prepracovať. Toto spracovanie uskutočnil A. A. Kalinyak metódou mikrofotometrie. Kozyrevov záver sa potvrdil.

V súvislosti s vývojom raketovej technológie a vypúšťaním rakiet mimo zemskú atmosféru sa podarilo získať zásadne nové fyzikálne parametre planetárnych atmosfér a študovať vlastnosti nebeských telies, ktoré boli predtým nepozorovateľné. Ale pri spracovaní a analýze pozorovaní získaných pomocou rakiet a pozemných prostriedkov sa vyskytujú veľké ťažkosti, ktoré sú dôsledkom nedostatku laboratórneho výskumu. Tieto ťažkosti možno odstrániť experimentálnou prácou spektroskopov-fyzikov a astrofyzikov, ktorých záujmy sa nielen zhodujú, ale sa aj prekrývajú pri štúdiu atómových a molekulárnych absorpčných a emisných spektier. Následne je možné úlohy, ktorým čelia, úspešne vyriešiť iba spoločnou prácou v pozemných laboratóriách. Aj napriek obrovskému pokroku v štúdiu planetárnych atmosfér pomocou raketovej technológie by preto pozemné laboratóriá mali hrať dôležitú úlohu a v žiadnom prípade by nemali stratiť svoj význam pre astrofyziku.

L. A. Mitrofanova

Podobné publikácie

Ako „postaviť“ molekulu?

Elektronickí velitelia kanónov

Dvadsiate prvé storočie naberá na obrátkach