Astro spektrai laboratorijoje

Kad ir kokius duomenis apie dangaus kūnus gautų astronomai ir astrofizikai, iššifruoti šiuos duomenis paprastai galima tik remiantis antžeminėse laboratorijose išgaunamais dėsningumais tiriant žemės objektus.

Išradingas planetos atmosferos absorbcijos mėgintuvėlyje modeliavimo metodas ir galimi šio metodo pritaikymo būdai aprašyti šiame straipsnyje.

Planetos atmosferos spektrai

Spektrinis planetų atmosferos tyrimas yra viena iš aktualiausių šiuolaikinės astrofizikos problemų. Tačiau šios sudėtingos, didelės užduoties negali sėkmingai išspręsti tik astronomai, neįtraukiant susijusių mokslų specialistų. Pavyzdžiui, astronomai negali apsieiti be spektroskopininkų-fizikų laboratorinių tyrimų rezultatų, kad būtų galima ištirti molekulinės absorbcijos spektrus, nenustatant fizinių molekulių konstantų ir jų struktūros. Tik turint pakankamai molekulių konstantų ir spektrinių molekulių atlasų, galima nustatyti planetos atmosferos ir kitų dangaus kūnų spektrus. Tai taikoma bet kuriam stebėjimo metodui, ar tai būtų antžeminė astronomija (optinės ar radijo astronomijos metodai), ar rezultatams, gautiems naudojant už Žemės atmosferos paleistas raketas.

Planetos atmosferos spektrus daugiausia sudaro molekulinės juostos, priklausančios anglies dioksido (CO2), anglies monoksido (CO), metano (SND amoniakas (NH3), azoto (N2), deguonies (O2) molekulėms), t. , trijų ir keturių atomų molekulės. Šiuo metu galime beveik užtikrintai kalbėti apie daugumos planetų atmosferos kokybinę cheminę sudėtį. Ji buvo nustatyta kruopščiai ištyrus astronomines spektrogramas, gautas optiniais metodais ir naudojant radijo astronomijos stebėjimus. , sovietinės kosminės stoties „Venera-4“ rezultatai leido ne tik suteikti informacijos apie tikslesnę kokybinę Veneros atmosferos cheminę sudėtį, bet ir patikslinti jos kiekybinę sudėtį, temperatūrą ir slėgį.

Kalbant apie kiekybinę kitų planetų atmosferos cheminę sudėtį, vis tiek reikia rimto patikrinimo ir paaiškinimo. Iki šiol astronomai susiduria su dideliais sunkumais nustatydami ir ištirdami planetų atmosferos juostų spektrus. Šiuos sunkumus paprastai sukelia tai, kad mūsų laboratorinės ir teorinės žinios apie net paprastų molekulių struktūrą ir savybes yra ribotos. Todėl, studijuodami astronominį spektrą, pirmiausia turime nustatyti, kuri iš molekulių jį davė, o tada, remiantis laboratoriniais tyrimais, išaiškinti šios molekulės juostų savybes ir struktūrą.

Polatominės molekulės, ypač triatominės, randamos kometose ir planetose, yra dar mažiau tiriamos.

Reikėtų pažymėti, kad laboratorijos sąlygomis ne visada įmanoma lengvai ir paprastai gauti tas pačias molekules, kurios yra, tarkime, žvaigždžių atmosferoje. Pažvelkime į vieną įdomų pavyzdį.

1926 m. P. Merrillas ir R. Sanfordas pastebėjo labai stiprias absorbcijos juostas kai kuriose RV Dragon tipo anglies žvaigždėse, tačiau jų nepavyko užtikrintai atpažinti dešimtmečius. Tiesa, dėl teorinių priežasčių buvo manoma, kad šias juostas sukelia kompleksinė molekulė - triatominė S1C2.

Norint teisingai išspręsti problemą, buvo nustatyti laboratoriniai eksperimentai. 1956 m. W. Clementas bandė gauti šias juostas laboratorijoje. Rengdamas eksperimentus jis vadovavosi tokiu svarstymu: Cr molekulės spektrai stebimi daugelyje žvaigždžių ir yra gerai ištirti. Silicio molekulės spektras yra gerai ištirtas laboratorijoje, tačiau nepastebėtas tarp astronominių spektrų.Todėl Klemensas pasiūlė, kad esant angliai ir siliciui, susidaro vienpolė SiC molekulė, kurią reikėtų stebėti astronominiuose spektruose, taip pat laboratorijoje, nors tai nebuvo įmanoma iki 1961 m. Tada Klemensas samprotavo taip: jei S1 dedamas į karaliaus aukštos temperatūros krosnį, kuri yra pagaminta iš grynos presuotos anglies, tai esant tam tikrai krosnies kaitinimo temperatūrai (krosnyje galima gauti 2500-3000 ° K temperatūrą) turėtų būti stebimas SiC molekulės absorbcijos spektras. Tačiau Clemento gautas spektras pasirodė esąs sudėtingesnis ir nepanašus į numatomą SiC. Tada jie palygino laboratorijoje gautą spektrą su nenustatytu vienos iš šauniausių RV Dragon tipo žvaigždžių spektru ir paaiškėjo, kad juostos gerai sutampa. Iš eksperimento paaiškėjo tik vienas dalykas: Clementas sugebėjo laboratorijoje atkurti žvaigždžių spektrą. Tačiau buvo neįmanoma nustatyti, kuri molekulė davė šį spektrą.

Molekulė liko nežinoma. Tik buvo daugiau priežasčių manyti, kad tik anglis ir silicis gali suteikti tokį spektrą.

Be to, vibracijos analizė parodė, kad norimoje molekulėje yra vienas sunkusis atomas kartu su dviem susijusiais lengvesniais. Iš to buvo padaryta išvada (reikalaujanti daugiau patvirtinimo): greičiausiai šį sudėtingą spektrą teikia S1C2 molekulė. Atlikdamas tyrimą, Klemensas gavo spektrogramas esant aukštai spektro šaltinio temperatūrai, todėl smulkios juostų struktūros nebuvo galima išsamiai nustatyti. Toks atlikto eksperimento netobulumas neleido galutinai nustatyti „Merrill“ ir „Sanford“ juostų.

Šiuo metu mokslininkai vėl grįžo prie šio klausimo. Kanados fizikai daug dėmesio skiria šviesos šaltinio, suteikiančio molekulinį spektrą, panašų į dryžuotus anglies žvaigždžių spektrus, paieškai. Prof. G. Herzbergas praneša, kad jam ir jo bendradarbiui R. Vermai laboratorijoje pavyko stebėti SiC2 molekulės juostas esant žemai temperatūrai - Herzbergas išreiškia viltį, kad nuodugnus naujų spektrų tyrimas didesne skiriamąja geba leis patikimiau analizuoti sukimosi struktūrą ir nustatykite šios paslaptingos molekulės inercijos momentą.

Daugelis mokslininkų su dideliu susidomėjimu laukia šio tyrimo rezultatų ir tikisi, kad pagaliau bus surastas molekulinio spektro šaltinis, kuris leis galutinai nustatyti „Merrill“ ir „Sanford“ juostas. SiC2 molekulė bus pirmoji poliatominė molekulė, užtikrintai rasta žvaigždės atmosferoje.

Žvaigždžių ir kometų atmosferoje šiuo metu nustatomos kitos molekulės, tokios kaip CH +, C3, NH2, kurias galima gauti tik labai sunkiai ir labai retai laboratorijose specialiai kontroliuojamomis sąlygomis. Apskritai molekuliniai spektrai dėl savo sudėtingos struktūros buvo tiriami daug blogiau nei atominiai.

Įvairių cheminių elementų atomų spektrai buvo ištirti beveik gerai, nors yra nemažai klausimų, kurie lieka neišspręsti. Dabar turime reikiamą kiekį visiškai patikimos informacijos apie fizines atomų spektrų konstantas. Galbūt dėl ​​to atominiai spektrai ilgą laiką atliks dominuojantį vaidmenį prieš molekulinius įvairiose mokslo srityse.

Nuo šio amžiaus keturiasdešimtmečio ypatingas dėmesys buvo skiriamas astrofiziškai svarbių molekulių spektrų laboratoriniam tyrimui. Tačiau iki šiol nėra gerų, išsamių tiriamų molekulių informacinių knygų.

Absorbcijos vamzdžiai su dideliu absorbcijos keliu

Molekulinės absorbcijos spektrai yra sudėtingesni nei atominiai. Jie susideda iš daugybės juostų, o kiekviena juosta susideda iš daugybės atskirų spektro linijų. Be transliacinio judėjimo, molekulė taip pat turi vidinius judesius, susidedančius iš molekulės pasisukimo aplink savo svorio centrą, molekulę sudarančių atomų branduolių virpesių vienas kito atžvilgiu ir elektronų, sukeliančių molekulę, judėjimo. virš molekulės elektronų apvalkalo.

Norint išskaidyti molekulinės absorbcijos juostas į atskiras spektro linijas, būtina naudoti didelės skiriamosios gebos spektrinius įtaisus ir perduoti šviesą per absorbcijos (sugeriančius) vamzdelius. Iš pradžių darbai buvo atliekami trumpais vamzdžiais ir tirtų dujų ar jų mišinių kelių dešimčių atmosferų slėgiu.

Paaiškėjo, kad ši technika nepadeda atskleisti molekulinių juostų spektro struktūros, bet, priešingai, jas išplauna. Todėl jiems iškart teko to atsisakyti. Po to mes ėjome sugerties vamzdžių kūrimo keliu, per kuriuos daug kartų praleido šviesą. Tokį absorbcijos vamzdžio optinę schemą pirmą kartą pasiūlė J. White'as 1942 m. Pagal White'o schemą suprojektuotuose vamzdeliuose galima gauti lygiaverčius optinius absorbuojančių sluoksnių kelius nuo kelių metrų iki kelių šimtų tūkstančių metrų. Tirtų grynų dujų ar dujų mišinių slėgis svyruoja nuo šimtųjų iki dešimčių ir šimtų atmosferų. Tokių absorbcijos vamzdelių naudojimas molekulinės absorbcijos spektrams tirti pasirodė esąs labai efektyvus.

Taigi, norint išskaidyti molekulinių juostų spektrus į atskiras spektro linijas, būtina turėti specialaus tipo įrangą, susidedančią iš didelės skiriamosios gebos spektrinių įtaisų ir absorbcijos vamzdžių su keliais šviesos praėjimais per juos. Norint nustatyti gautus planetos atmosferos spektrus, būtina juos tiesiogiai palyginti su laboratoriniais ir tokiu būdu rasti ne tik bangos ilgius, bet ir užtikrintai nustatyti cheminę sudėtį bei įvertinti slėgį planetų atmosferose. nuo spektrinių linijų išsiplėtimo. Išmatuotą absorbciją absorbcijos vamzdeliuose galima palyginti su absorbcija planetos atmosferoje. Vadinasi, absorbcijos mėgintuvėliuose su keliais šviesos srautais, kai keičiasi tiriamų grynų dujų ar jų mišinių slėgis, galima imituoti planetų atmosferą. Dabar tapo realiau, kai vamzdžiuose galima pakeisti temperatūros režimą per kelis šimtus Kelvino laipsnių.

J. Baltos absorbcijos vamzdelio optinis išdėstymas

J. White'o išradimo esmė susiklostė taip: imami trys rutuliški įgaubti veidrodžiai, kurių kreivės spinduliai yra griežtai vienodi. Vienas iš veidrodžių (A) yra sumontuotas viename vamzdžio gale, o kiti du (B, C), kurie yra dvi lygios nupjauto veidrodžio dalys, yra kitame gale. Atstumas tarp pirmojo veidrodžio ir kitų dviejų yra lygus veidrodžių kreivumo spinduliui. Vamzdis hermetiškai uždarytas. Vamzdis vamzdyje susidaro iki dešimtųjų ar šimtųjų mm Hg. Art., Ir tada vamzdis užpildomas bandymo dujomis iki tam tikro (priklausomai nuo užduoties, slėgio. Veidrodžiai vamzdyje montuojami taip, kad į vamzdį patenkanti šviesa atsispindėtų iš veidrodžių, praleidžiant iš anksto nustatytą skaičių kartų į priekį ir atgal.

Šiuo metu visi absorbcijos vamzdžiai gaminami pagal J. White'o schemą, pakeitus priekinio veidrodžio dizainą, kurį 1948 m. Pristatė G. Herzbergas ir N. Bernsteinas. Herzbergas naudojo optinę schemą, kad gautų ilgą šviesos absorbcijos kelią sugerties vamzdis, kurio veidrodžių kreivio spindulys yra 22 m, o vamzdžio skersmuo - 250 mm. Vamzdis pagamintas iš elektrolitinės geležies. Viename iš Herzbergo anglies dioksido (CO 2) absorbcijos spektrų tyrimo darbų šviesos sugerties kelias buvo 5500 m, o tai atitinka 250 praėjimų tarp veidrodžių. Toks didelis sugeriantis kelias, tai yra didelis optinis gylis, buvo gautas tik dėl White'o pasiūlytos išradingos optinės schemos.

Šviesos praėjimų skaičiaus ribą nustato atspindžio praradimas ir vaizdų skaičius, kurį galima gauti ant veidrodžio C. Kurdami sugerties vamzdžius, dizaineriai susiduria su dideliais mechaniniais sunkumais. Visų pirma, tai yra veidrodžių rėmo ir jų tvirtinimo, reguliavimo ir fokusavimo mechanizmų kūrimas, valdymo mechanizmų išvestys į išorę.Jei vamzdis yra palyginti trumpas, veidrodžiai yra bendrame plokščiakalnyje, kuris, ant jo sumontavęs veidrodžius, įstumiamas į vamzdį; jei vamzdis ilgas, veidrodžių montavimas tampa daug sunkesnis.

Labai svarbu, iš kokios medžiagos pagaminti vamzdžiai. Naudojamas elektrolitiškai grynas geležis, nerūdijantis plienas ir invaras. Plieninio vamzdžio vidus padengtas elektrolitiškai gryna geležimi. Kiek žinome, vamzdžių viduje esančios sienos nėra padengtos jokiais vakuuminiais lakais, ypač pastaruoju metu. Medžiagos pasirinkimas veidrodžių paviršiui padengti priklauso nuo spektro srities, kurioje bus atliekamas darbas. Atitinkamai naudojamas auksas, sidabras arba aliuminis. Taip pat naudojamos dielektrinės dangos.

Pulkovo observatorijos absorbcinis vamzdis

Mūsų absorbcinis vamzdis yra plieninis, ištrauktas, suvirintas iš atskirų ilgių. 8-10 m. Jo bendras ilgis yra 96,7 m, vidinis skersmuo 400 mm, sienelės storis 10 mm. Laikinai vamzdyje sumontuoti du veidrodžiai, padengti aliuminiu, kurių skersmuo yra tik 100 mm, o kreivio spindulys yra 96 ​​m. Vamzdyje taip pat yra objektų. Dviejų veidrodžių pagalba mes kelionę gauname tris kartus. Paėmus dar du veidrodžius ir tinkamai juos įdėjus į vamzdelį, šviesa perduodama penkis kartus, ką mes padarėme neseniai.

Taigi savo darbuose mes turime šiuos sugeriančius kelius: 100 m, 300 m, 500 m. Tai yra, kai atsižvelgiama į atstumus nuo šviesos šaltinio iki vamzdžio įėjimo lango ir atstumą, nuo kurio eina šviesos pluoštas išėjimo langas į spektrografo plyšį.

Manoma, kad ateityje veidrodžiai bus pakeisti dideliais - 380 mm skersmens ir 100 m kreivio spinduliu. Atitinkamą optinę schemą pakeis klasikinė baltųjų schema su pakeitimu, kurį nustatė Herzbergas ir Bernsteinas. Visi optiniai skaičiavimai turi būti atliekami taip, kad 50–60 pravažiavimų faktinis sugeriamojo kelio ilgis taptų 5000–6000 m.

Mūsų absorbcinis vamzdis yra vienas ilgiausių, todėl projektuojant kai kuriuos jo komponentus teko ieškoti naujų sprendimų. Pavyzdžiui, ar veidrodžiai turėtų būti montuojami ant pagrindo, sujungto su vamzdžio korpusu, ar montuojami ant atskirų pamatų, nepriklausančių nuo vamzdžio? Tai yra vienas iš labai sunkių klausimų (mes kitiems neduodame), o veidrodžių išlyginimo ir orientavimo patikimumas ir tikslumas priklausys nuo teisingo jo sprendimo. Kadangi veidrodžiai yra vamzdžio viduje, natūraliai, kai išpumpuojamas arba sukuriamas slėgis vamzdyje, dėl veidrodžių tvirtinimo deformacijų (net jei jie yra minimalūs, pasikeičia šviesos pluošto kryptis. Šiam klausimui taip pat reikia specialaus sprendimo, taip pat šviesos, praeinančios per vamzdį, skaičiaus nustatymo Mes atliksime veidrodžių išlygiavimą ir fokusavimą naudodami lazerį.

Vakuuminės difrakcijos spektrografas dedamas šalia absorbcijos vamzdžio. Jis surenkamas pagal autokolimacijos schemą. Plokščios difrakcijos grotelės, turinčios 600 eilučių milimetre, linijinę dispersiją antrąja tvarka sudaro 1,7 A / mm. Kaip nenutrūkstamo spektro šaltinį naudojome 24 V 100 W kaitrinę lempą.

Be vamzdžio montavimo ir tyrimo, dabar baigtas deguonies (O2) molekulinės absorbcijos spektro A juostos tyrimas. Darbo tikslas buvo atskleisti ekvivalentinio absorbcijos linijos pločio pokyčius, priklausomai nuo slėgio. Lygiaverčiai plotiai apskaičiuojami visiems bangos ilgiams nuo 7598 iki 7682 A. 1 ir 2 spektrogramose rodomi A juostos absorbcijos spektrai. Taip pat atliekamas darbas, siekiant atskleisti ekvivalentinių pločių didinimo poveikį, atsižvelgiant į pašalinių dujų buvimą. Pavyzdžiui, imamas anglies dioksidas (CO2) ir į jį pridedama šiek tiek azoto (N2).

Mūsų laboratorijoje molekulinės absorbcijos spektrų tyrimo darbus atlieka L. N. Zhukova, V. D. Galkinas ir šio straipsnio autorius.Mes stengiamės nukreipti savo tyrimus taip, kad jų rezultatai padėtų išspręsti astrofizines problemas, daugiausia planetos astronomijoje.

Tiek laboratorinių, tiek astronominių molekulinės absorbcijos spektrų, gautų fotografuojant ar fotoelektriniu būdu, apdorojimas yra labai varginantis ir daug laiko reikalaujantis. Siekdamas paspartinti šį darbą Kalifornijos universitete, J. Phillipsas dar 1957 m. Pradėjo apdoroti molekulinės absorbcijos spektrus naudodamas kompiuterį IBM-701. Iš pradžių programa buvo sudaryta C2 ir NO spektrams. Tuo pačiu metu buvo parengtos lentelės CN. Phillipsas mano, kad pirmiausia mašina turi apdoroti astrofiziškai svarbių molekulių spektrus: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Kompiuterinių technologijų pranašumai yra akivaizdūs, todėl ji turėtų būti plačiai naudojama eksperimentiniams rezultatams apdoroti.

Laboratoriniai tyrimai ir astronominiai spektrai

Didelė fizikų grupė tiria molekulinės absorbcijos spektrus, gautus daugybinės šviesos pralaidumo absorbcijos vamzdeliuose. Pirmiausia norėčiau atkreipti dėmesį į didžiulį vaidmenį ir nuopelnus prof. G. Herzbergas (Otava, Kanada). Jo eksperimentiniai ir teoriniai darbai, kaip ir jo monografijos,
yra šios mokslo srities pagrindas. Vieną iš pirmaujančių vietų tyrimuose, ypač tiriant kvadrupolo molekulių spektrus, užima prof. D. Rankas (Pensilvanija, JAV). Tarp jaunesnių tyrinėtojų negalima nepamiršti T. Oweno (Arizonos valstija, JAV) darbo, kuris labai sėkmingai derina savo laboratorinius eksperimentus su astrofiziniais stebėjimais.

Pirmoje šio straipsnio dalyje jau pateikėme vieną vaisingo laboratorinių ir astrofizinių metodų derinimo pavyzdį. Tai susiję su molekulinių juostų nustatymu RV „Draco“ žvaigždės spektre. Antruoju pavyzdžiu panagrinėkime bendrą G. Herzbergo ir D. Kuiperio darbą, susijusį su planetų spektrų tyrimu, paremtu tiesioginiu palyginimu su laboratoriniais.

Kuiperis iš McDonald observatorijos gavo Veneros ir Marso spektrus didele skiriamąja geba 14–2,5 mikrono bangos ilgio intervale. Iš viso buvo pastebėta 15 juostų, identifikuojamų su anglies dioksido (CO2) molekulinėmis juostomis. Viena juosta netoli X = 2,16 mikrono buvo abejotina. Herzbergas ir Kuiperis atliko papildomus laboratorinius CO2 tyrimus, kurie užtikrintai parodė, kad absorbciją esant V = 2,16 μ Veneros spektre lemia CO2 molekulė. Laboratoriniams Herzbergo ir Kuiperio atliekamiems CO2 absorbcijos spektrų tyrimams buvo naudojamas daugkartinis Ierki observatorijos absorbcijos vamzdelis, kurio veidrodžio kreivumo spindulys buvo 22 m, ilgis - 22 m, o skersmuo - 250 mm. Vamzdis pagamintas iš elektrolitinės geležies. Prieš pripildant mėgintuvėlį bandymo dujomis, jis buvo išpumpuotas iki kelių mm Hg. Art. (vėliau jie pradėjo susidaryti vakuumą iki dešimtųjų mm Hg. Art.). Pirmame darbe Herzbergas ir Kuiperis keitė CO2 slėgį vamzdyje nuo 0,12 iki 2 atm. Absorbuojančio sluoksnio ilgis buvo 88 m ir 1400 m, t. Y. Pirmuoju atveju šviesa pro vamzdį praėjo 4 kartus, o antruoju - 64 kartus. Iš mėgintuvėlio šviesa buvo nukreipta į spektrometrą. Šiame darbe mes panaudojome tą patį spektrometrą, kuriuo buvo gauti Veneros ir Marso spektrai. CO2 absorbcijos juostų bangos ilgiai buvo nustatyti laboratorijos spektruose. Palyginus spektrogramas, Veneros spektruose buvo lengvai nustatomos nežinomos absorbcijos juostos. Vėliau panašiu būdu buvo nustatytos Marso ir Mėnulio spektro juostos. Spektrinių linijų savaiminio išsiplėtimo matavimai, kuriuos lemia tik dujų slėgio pasikeitimas arba dėl kitų dujų pridėjimo, leis įvertinti slėgį planetų atmosferoje. Reikėtų pažymėti, kad planetų atmosferoje yra slėgio ir temperatūros gradientai; todėl sunku juos modeliuoti laboratorijoje. Trečias pavyzdys. Mes atkreipėme dėmesį į svarbų darbą, kuriam vadovavo prof. D. Reitingas.Daugelis jų skirti ketrupolo molekulių spektro tyrimams: azoto (N2), vandenilio (H2) ir kitų molekulių. Be to, Rankas ir jo bendradarbiai užsiima labai aktualiais įvairių molekulių sukimosi ir vibracijos konstantų nustatymo klausimais, kurie taip reikalingi fizikams ir astrofizikams.

Ranque laboratorijoje tiriant molekulinės absorbcijos spektrus, naudojamas didelis absorbcijos vamzdis, kurio ilgis yra 44 m, ilgis - 90 cm, su šviesos perdavimu. Pagaminta iš nerūdijančio plieno vamzdžio. Tirtų dujų slėgį jame galima pasiekti iki 6,4 kg / cm2, o šviesos kelio ilgį - iki 5000 m. Šiuo vamzdžiu Rank atliko naujus laboratorinius CO2 ir H2O linijų matavimus, todėl nustatyti nusodinto vandens (H2O) ir CO2 kiekį Marso atmosferoje. Matavimai buvo atlikti amerikiečių astrofizikų L. Kaplano, D. Müncho ir K. Spinrado prašymu ir turėjo patvirtinti jų H2O linijų, esančių aplink X = 8300 A ir CO2 apie X =, sukimosi juostų nustatymo teisingumą. 8700 A.

Molekulinės absorbcijos spektrų laboratoriniai tyrimai Arizonos universiteto mėnulio ir planetos laboratorijose atliekami labai sėkmingai. T. Owenas aktyviai dalyvauja šiuose darbuose. Laboratorijoje yra 22 m ilgio ir 250 mm skersmens absorbcijos vamzdelis su daugybiniu šviesos pralaidumu. “ Plieninis vamzdis, viduje išklotas elektrolitine geležimi. Laboratoriniai spektrai gaunami difrakciniame spektrografe, kurio linijinė dispersija yra 2,5 A / mm. Daugiausia tiriamas metanas (CH4) ir amoniakas (NHa). Tyrimas atliekamas esant įvairiausiam slėgiui ir esant dideliam absorbuojančiam ilgiui. Šviesos šaltinis yra arba saulė, arba kaitinamoji volframo lempa. Taigi, pavyzdžiui, Owenui Kuiperiui (1954) atliktam darbui „Atmosferos sudėties ir slėgio Marso paviršiuje nustatymas“ (1954) laboratorijoje reikėjo ištirti X = 1,6 juostą. mikronų gryname anglies dvideginyje (CO2) šiomis sąlygomis:

Owenas ir Kuiperis taip pat atliko tyrimą dėl užsienio dujų pridėjimo. Autoriai pažymi, kad jei bendras CO2 kiekis nustatomas pagal silpnas juostas, galima išmatuoti atmosferos slėgį, ypač Marse, iš X = 1,6 μ juostos matavimų ir aptikti bet kurį kitą komponentą. Tačiau empiriškai nustatyti slėgį dujų mišiniuose šiame įrenginyje neįmanoma, nes spindulio kelio ilgis turi būti lygus dviem vienalytės Marso atmosferos aukštims, t. Y. Maždaug 40 km. Atliekant Kuiperio ir Oweno eksperimentus, sugėrimo kelias buvo tik 4 km, tai yra, 10 kartų mažiau.

Kai 1966 m. J. Kuiperis, R. Vilodas ir T. Owenas gavo Urano ir Neptūno spektrus, paaiškėjo, kad juose yra nemažai nenustatytų absorbcijos juostų. Kadangi greičiausiai šių planetų atmosferą sudaro metanas (CH4), su juo buvo atlikti laboratoriniai tyrimai. Laboratoriniai spektrai buvo gauti esant labai ilgiems optiniams takams ir vidutiniam retėjimui. Pvz., Dalis CH4 spektrų, esančių 7671 ir 7430 A bangos ilgių diapazone, buvo gauti esant efektyviam absorbuojančiam 1 940 m atm. Ilgiui, o dalis spektrų - 7587, 7470 A ir trumpesniems - ilgis 2 860 m atm.

Tik palyginus Urano ir Neptūno spektrus su laboratoriniais, buvo galima užtikrintai nustatyti nežinomas juostas ir įrodyti, kad absorbciją šių planetų atmosferose daugiausia sukelia metanas. Ilinojaus technologijos tyrimų institute (ILI 12,5 m ilgio, 125 mm skersmens; nerūdijančio plieno) daugkartinio naudojimo absorbcijos vamzdelis Owenas atliko metano, vandens garų, amoniako tyrimus. Šviesos kelio ilgis buvo 1000 m, t. Y. kryptys vamzdyje praėjo 80 kartų. Laboratorijoje gautų dujų spektrai buvo lyginami su Jupiterio, Veneros ir Mėnulio spektrais. Tokiu būdu Owenas atliko nežinomų juostų identifikavimą šių planetų spektruose.Šių planetų spektrai buvo gauti Makdonaldo observatorijoje su 82 "atšvaitu, 84" atšvaitu ir 60 "saulės teleskopu Kitt Peak nacionalinėje observatorijoje. Išsamus spektrogramų tyrimas leidžia daryti išvadą, kad metano, amoniako ir vandenilio sukeltos absorbcijos juostos užtikrintai nustatomos Jupiterio atmosferoje. Kitoms dujoms būtina atlikti keletą laboratorinių tyrimų.

Tarptautiniame simpoziume Kijeve (1968 m.) Owenas pranešė apie dujų, esančių Jupiterio, Saturno ir Urano atmosferoje, spektroskopinio nustatymo rezultatus.

Pažymėjome, kad ne visada įmanoma analizuoti ir identifikuoti gautas dangaus kūnų spektrogramas tiesiogiai lyginant su laboratoriniais spektrais. Tai galima paaiškinti tuo, kad dujinių terpių sužadinimas ir švytėjimas dangaus kūnuose dažnai vyksta labai sudėtingose ​​fizikocheminėse sąlygose, kurių negalima tiksliai atkurti antžeminėse laboratorijose. Todėl, palyginti su laboratoriniais spektrais, molekulinių juostų struktūra ir jų intensyvumas išlieka dviprasmiškas. Tada jūs turite kreiptis į netiesioginius identifikavimo metodus. Pateiksime, pavyzdžiui, atvejį su mėnulio kraterio „Alphonse“ centrinės smailės spektrograma, kurią N. A. Kozyrevas gavo 1958 m. Lapkričio 3 d. Ir tais pačiais metais apdorojo. Spektrograma buvo nustatyta sutapus daugeliui žinomų C2 juostų. Tačiau maksimaliam juostos ryškumui esant A = 4740 A reikėjo specialaus paaiškinimo, nes laboratorijoje nebuvo įmanoma gauti panašaus spektro. Kozyrevas paaiškina šį poslinkį tuo, kad sudėtinga molekulė jonizuojama veikiant Saulės kietajai spinduliuotei, ir dėl to susidaro C2 radikalas, priklausantis išstumtai juostai, kuri nesutampa su juostomis, žinomomis šiame regione. Kadangi Kozyrevas, remdamasis šiais rezultatais, padarė labai drąsią išvadą apie mėnulio interjero vidinę energiją ir apie vulkanines dujų emisijas, buvo nuspręsta šią unikalią spektrogramą perdirbti iš naujo. Šį apdorojimą atliko A. A. Kalinyakas, naudodamas mikrofotometrijos metodą. Kozyrevo išvada pasitvirtino.

Atsižvelgiant į raketų technologijos plėtrą ir raketų paleidimą už Žemės atmosferos ribų, tapo įmanoma gauti iš esmės naujų planetos atmosferos fizinių parametrų ir ištirti dangaus kūnų savybes, kurių anksčiau nebuvo galima stebėti. Tačiau apdorojant ir analizuojant stebėjimus, gautus tiek raketomis, tiek žemės priemonėmis, susiduriama su dideliais sunkumais, kuriuos lemia laboratorinių tyrimų trūkumas. Šiuos sunkumus galima pašalinti atliekant spektroskopų-fizikų ir astrofizikų eksperimentinius darbus, kurių interesai ne tik sutampa, bet ir sutampa tiriant atominės ir molekulinės absorbcijos bei emisijos spektrus. Vadinasi, užduotis, su kuriomis susiduriama, galima sėkmingai išspręsti tik bendru darbu antžeminėse laboratorijose. Todėl, nepaisant milžiniškos pažangos atliekant planetų atmosferos tyrimus naudojant raketų technologijas, antžeminės laboratorijos turėtų vaidinti svarbų vaidmenį ir jokiu būdu neprarasti savo reikšmės astrofizikai.

L.A.Mitrofanova

Panašūs leidiniai

Kaip „susikurti“ molekulę?

Elektroniniai patrankų vadai

XXI amžius įgauna pagreitį