Astro spektri laboratorijā

Lai ko astronomi un astrofiziķi saņemtu par debess ķermeņiem, šos datus ir iespējams atšifrēt, parasti, pētot zemes objektus, paļaujoties tikai uz likumsakarībām, kas iegūtas zemes laboratorijās.

Ģeniāla metode planētu atmosfēras modelēšanai absorbcijas mēģenē un šīs metodes iespējamie pielietojumi ir aprakstīti šajā rakstā.

Planētu atmosfēras spektri

Planētu atmosfēras spektrālā izpēte ir viena no mūsdienu astrofizikas steidzamākajām problēmām. Tomēr šo sarežģīto, lielo uzdevumu nevar veiksmīgi atrisināt tikai astronomi, neiesaistot saistīto zinātņu speciālistus. Piemēram, astronomi nevar iztikt bez spektroskopistu-fiziķu laboratorijas pētījumu rezultātiem, lai pētītu molekulārās absorbcijas spektrus, nenosakot molekulu fizikālās konstantes un to struktūru. Tikai mūsu rīcībā ir pietiekams skaits molekulu konstanšu un molekulu spektrālo atlantu, ir iespējams identificēt planētu atmosfēras un citu debess ķermeņu spektrus. Tas attiecas uz jebkuru novērošanas metodi, neatkarīgi no tā, vai tā ir zemes astronomija (optiskās vai radioastronomijas metodes) vai rezultāti, kas iegūti, izmantojot raķetes, kas palaistas ārpus Zemes atmosfēras.

Planētu atmosfēras spektrus galvenokārt veido molekulārās joslas, kas pieder oglekļa dioksīda (CO2), oglekļa monoksīda (CO), metāna (SND amonjaks (NH3), slāpeklis (N2), skābeklis (O2) molekulām, t.i., galvenokārt divām - , trīs un četru atomu molekulas. Pašlaik mēs varam gandrīz droši runāt par lielākās daļas planētu atmosfēras kvalitatīvo ķīmisko sastāvu. Tas tika izveidots pēc rūpīgas astronomisko spektrogrammu izpētes, kas iegūtas ar optiskām metodēm un izmantojot radioastronomijas novērojumus. Turklāt , padomju kosmosa stacijas "Venus-4" rezultāti ļāva ne tikai sniegt informāciju par precīzāku Venēras atmosfēras kvalitatīvo ķīmisko sastāvu, bet arī noskaidrot tās kvantitatīvo sastāvu, temperatūru un spiedienu.

Kas attiecas uz citu planētu atmosfēras kvantitatīvo ķīmisko sastāvu, tas joprojām prasa nopietnu pārbaudi un skaidrību. Līdz šim astronomiem ir lielas grūtības identificēt un izpētīt planētu atmosfēras svītru spektrus. Šīs grūtības parasti izraisa fakts, ka mūsu laboratorijas un teorētiskās zināšanas par pat vienkāršu molekulu uzbūvi un īpašībām ir ierobežotas. Tāpēc, pētot astronomisko spektru, mums vispirms ir jānosaka, kura no molekulām to deva, un pēc tam saskaņā ar laboratorijas pētījumiem jāprecizē šīs molekulas joslu īpašības un struktūra.

Poliatomu molekulas un jo īpaši triatomiskās molekulas, kas atrodas komētām un planētām, tiek pētītas vēl mazāk.

Jāatzīmē, ka laboratorijas apstākļos ne vienmēr ir iespējams viegli un vienkārši iegūt tās pašas molekulas, kuras atrodamas, teiksim, zvaigžņu atmosfērā. Apskatīsim vienu interesantu piemēru.

1926. gadā P. Merils un R. Sanfords novēroja ļoti spēcīgas absorbcijas joslas dažās RV Dragon tipa oglekļa zvaigznēs, taču tās nevarēja droši identificēt gadu desmitiem. Tiesa, teorētisku apsvērumu dēļ tika pieņemts, ka šīs joslas izraisa sarežģīta molekula - triatomiskā S1C2.

Pareizam problēmas risinājumam tika noteikti laboratorijas eksperimenti. 1956. gadā V. Klements mēģināja iegūt šīs lentes laboratorijā. Veidojot eksperimentus, viņš izmantoja šādu apsvērumu: Cr molekulas spektri tiek novēroti daudzās zvaigznēs un ir labi pētīti. Silīcija molekulas spektrs ir labi pētīts laboratorijā, taču tas nav atzīmēts starp astronomijas spektriem.Tāpēc Klements ieteica, ka oglekļa un silīcija klātbūtnē tiek veidota vienpolāra SiC molekula, kas būtu jāievēro astronomijas spektros, kā arī laboratorijā, lai gan tas nebija iespējams līdz 1961. gadam. Tad Klemens pamatoja šādi: ja S1 pievieno ķēniņa augsttemperatūras krāsnī, kas ir izgatavota no tīras presētas ogles, tad noteiktā krāsns sildīšanas temperatūrā (krāsnī var iegūt temperatūru 2500-3000 ° K), jāievēro absorbcijas spektrs, kas pieder SiC molekulai. Tomēr Klementa iegūtais spektrs izrādījās sarežģītāks un atšķirībā no tā, ko gaidīja SiC. Tad viņi salīdzināja laboratorijā iegūto spektru ar vienas no foršajām RV Dragon tipa zvaigznēm neidentificēto spektru, un izrādījās, ka joslas labi sakrīt. No eksperimenta noskaidrojās tikai viena lieta, ka Klements laboratorijā spēja reproducēt zvaigžņu spektru. Tomēr nebija iespējams noteikt, kura molekula deva šo spektru.

Molekula palika nezināma. Tikai bija vairāk pamata domāt, ka tikai ogleklis un silīcijs var nodrošināt šādu spektru.

Turklāt vibrācijas analīze parādīja, ka vēlamā molekula satur vienu smago atomu, apvienojumā ar diviem saistītiem vieglākiem. No tā tika izdarīts secinājums (kas prasa vairāk apstiprinājuma): visticamāk, šo sarežģīto spektru nodrošina S1C2 molekula. Pētījumos Klements ieguva spektrogrammas augstā spektra avota temperatūrā, tāpēc joslu smalko struktūru nevarēja detalizēti noteikt. Šī veiktā eksperimenta nepilnība neļāva precīzi noteikt Merrill un Sanford joslas.

Pašlaik pētnieki pie šī jautājuma ir atgriezušies vēlreiz. Kanādas fiziķi pievērš lielu uzmanību gaismas avota meklēšanai, kas dod molekulāro spektru, kas līdzīgs oglekļa zvaigžņu svītrainajiem spektriem. Prof. G. Hercbergs ziņo, ka viņš un viņa līdzstrādnieks R. Verma laboratorijā varēja novērot SiC2 molekulas joslas zemā temperatūrā - Hercbergs pauž cerību, ka rūpīgs jauno spektru pētījums ar augstāku izšķirtspēju ļaus pārliecinošāk analizēt un nosaka šīs noslēpumainās molekulas inerces momentu.

Daudzi zinātnieki ar lielu interesi gaida šī pētījuma rezultātus un cer, ka beidzot tiks atrasts molekulārā spektra avots, kas ļaus beidzot identificēt Merrill un Sanford joslas. SiC2 molekula tad būs pirmā daudzatomu molekula, kas droši atrodama zvaigznes atmosfērā.

Zvaigžņu un komētu atmosfērā pašlaik tiek identificētas citas molekulas, piemēram, CH +, C3, NH2, kuras var iegūt tikai ar lielām grūtībām un ļoti reti laboratorijās īpaši kontrolētos apstākļos. Parasti molekulārie spektri to sarežģītās struktūras dēļ ir pētīti daudz sliktāk nekā atomu.

Dažādu ķīmisko elementu atomu spektri ir pētīti gandrīz labi, lai gan ir virkne jautājumu, kas paliek neatrisināti. Tagad mums ir nepieciešamais daudzums pilnīgi ticamas informācijas par atomu spektru fizikālajām konstantēm. Varbūt tāpēc atomu spektriem ilgu laiku būs dominējošā loma salīdzinājumā ar molekulāriem dažādās zinātnes jomās.

Kopš šī gadsimta četrdesmitajiem gadiem īpaša uzmanība ir pievērsta astrofiziski interesantu molekulu spektru laboratoriskajam pētījumam. Tomēr līdz šim joprojām nav labu, pilnīgu uzziņu grāmatu par pētāmajām molekulām.

Absorbcijas caurules ar lielu absorbcijas ceļu

Molekulārās absorbcijas spektri ir sarežģītāki nekā atomu. Tos veido vairākas joslas, un katru joslu veido liels skaits atsevišķu spektrālo līniju. Papildus translācijas kustībai molekulai ir arī iekšējas kustības, kas sastāv no molekulas rotācijas ap tās smaguma centru, atomu kodolu, kas veido molekulu, vibrācijām attiecībā pret otru un to elektronu kustību, kas veido molekulu. molekulas elektronu apvalks.

Lai molekulārās absorbcijas joslas sadalītu atsevišķās spektra līnijās, ir jāizmanto augstas izšķirtspējas spektrālās ierīces un jāpārraida gaisma caur absorbcijas (absorbējošām) caurulēm. Sākotnēji darbs tika veikts ar īsām caurulēm un pie pētāmo gāzu vai to vairāku desmitu atmosfēru maisījumu spiediena.

Izrādījās, ka šī tehnika nepalīdz atklāt molekulāro joslu spektra struktūru, bet, gluži pretēji, tās izskalo. Tāpēc viņiem nekavējoties nācās no tā atteikties. Pēc tam mēs devāmies ceļā uz absorbcijas cauruļu izveidi, vairākkārt caur tām šķērsojot gaismu. Pirmo reizi šādas absorbcijas caurules optisko shēmu ierosināja Dž. Vaits 1942. gadā. Caurulēs, kas izstrādātas pēc Vaita shēmas, ir iespējams iegūt līdzvērtīgus absorbējošu slāņu optiskos ceļus no vairākiem metriem līdz vairākiem simtiem tūkstošu metru. Izpētīto tīro gāzu vai gāzu maisījumu spiediens svārstās no simtdaļām līdz desmitiem un simtiem atmosfēras. Šādu absorbcijas cauruļu izmantošana molekulārās absorbcijas spektru izpētei ir izrādījusies ļoti efektīva.

Tātad, lai molekulāro joslu spektrus sadalītu atsevišķās spektra līnijās, ir nepieciešams īpašs aprīkojuma veids, kas sastāv no augstas izšķirtspējas spektrālajām ierīcēm un absorbcijas caurulēm ar vairākām gaismas caurlaidēm caur tām. Lai identificētu iegūtos planētu atmosfēras spektrus, ir nepieciešams tos tieši salīdzināt ar laboratorijas un tādā veidā atrast ne tikai viļņu garumus, bet arī droši noteikt ķīmisko sastāvu un novērtēt spiedienu atmosfēras atmosfērā. planētas no spektrālo līniju paplašināšanās. Izmērīto absorbciju absorbcijas mēģenēs var salīdzināt ar absorbciju planētas atmosfērā. Līdz ar to absorbcijas caurulēs ar vairākām gaismas caurlaidēm, mainoties pētāmo tīro gāzu vai to maisījumu spiedienam, var simulēt planētu atmosfēru. Tagad ir kļuvis reālāk, ka dažu simtu Kelvina grādu temperatūrā cauruļvados ir iespējams mainīt temperatūras režīmu.

J. Baltas absorbcijas caurules optiskais izkārtojums

J. Vaita izgudrojuma būtība izriet no tā: tiek ņemti trīs sfēriski ieliekti spoguļi ar stingri vienādu izliekuma rādiusu. Viens no spoguļiem (A) ir uzstādīts vienā galā caurules iekšpusē, bet pārējie divi (B, C), kas ir divas vienādas sagrieztā spoguļa daļas, atrodas otrā galā. Attālums starp pirmo spoguli un pārējiem diviem ir vienāds ar spoguļu izliekuma rādiusu. Caurule ir hermētiski noslēgta. Vakuums caurulē tiek izveidots līdz mm Hg desmitdaļām vai simtdaļām. Art., Un tad caurule tiek piepildīta ar testa gāzi līdz noteiktam (atkarībā no uzdevuma, spiediena. Spoguļi caurulē ir uzstādīti tā, lai gaisma, kas nonāk caurulē, tiktu atspoguļota no spoguļiem, izlaižot iepriekš noteiktu skaitli reizes virzienā uz priekšu un atpakaļ.

Pašlaik visas absorbcijas caurules tiek izgatavotas pēc Dž. Vaita shēmas, mainot priekšējā spoguļa dizainu, ko 1948. gadā ieviesa G. Herzbergs un N. Bernsteins. Herzbergs izmantoja optisko shēmu, lai iegūtu ilgu gaismas absorbcijas ceļu absorbcijas caurule ar spoguļu izliekuma rādiusu 22 m un caurules diametru 250 mm. Caurule ir izgatavota no elektrolītiskā dzelzs. Vienā no Hercberga darbiem par oglekļa dioksīda (CO 2) absorbcijas spektru pētījumu gaismas absorbcijas ceļš bija 5500 m, kas atbilst 250 pārejām starp spoguļiem. Tik liels absorbējošais ceļš, tas ir, liels optiskais dziļums tika iegūts, tikai pateicoties White atjautīgajai optiskajai shēmai.

Gaismas eju skaita robežu nosaka atstarošanas zudums un attēlu skaits, ko var iegūt uz spoguļa C. Izveidojot absorbcijas caurules, dizaineriem rodas lielas mehāniskas grūtības. Pirmkārt, tā ir spoguļu rāmja un to stiprināšanas, regulēšanas un fokusēšanas mehānismu izstrāde, vadības mehānismu izvade uz ārpusi.Ja caurule ir salīdzinoši īsa, spoguļi atrodas uz kopēja plato, kuru pēc spoguļu uzstādīšanas uz tā iestumj caurulē; ja caurule ir gara, spoguļu uzstādīšana kļūst daudz grūtāka.

Ir ļoti svarīgi, no kāda materiāla izgatavotas caurules. Tiek izmantots elektrolītiski tīrs dzelzs, nerūsējošs augstas kvalitātes tērauds un invārs. Tērauda caurules iekšpuse ir pārklāta ar elektrolītiski tīru dzelzi. Cik mēs zinām, sienas cauruļu iekšpusē nav pārklātas ar vakuuma lakām, it īpaši pēdējā laikā. Materiāla izvēle spoguļu virsmas pārklāšanai ir atkarīga no spektra apgabala, kurā tiks veikts darbs. Attiecīgi tiek izmantots zelts, sudrabs vai alumīnijs. Tiek izmantoti arī dielektriskie pārklājumi.

Pulkovo observatorijas absorbcijas caurule

Mūsu absorbcijas caurule ir tērauds, viengabala vilkts, metināts no atsevišķiem garumiem. 8-10 m. Tās kopējais garums ir 96,7 m, iekšējais diametrs 400 mm, sienas biezums 10 mm. Pagaidām mēģenē tiek uzstādīti divi ar alumīniju pārklāti spoguļi, kuru diametrs ir tikai 100 mm, un izliekuma rādiuss ir 96 m. Ar divu spoguļu palīdzību mēs braucam trīs reizes. Ja mēs paņemam vēl divus spoguļus un atbilstoši ievietojam tos mēģenē, gaisma tiek pārraidīta piecas reizes, ko mēs nesen esam izdarījuši.

Tātad mūsu darbā mums ir šādi absorbējoši ceļi: 100 m, 300 m, 500 m. Tas ņem vērā attālumus no gaismas avota līdz caurules ieejas logam un attālumu, ko gaismas stars virzās no izejas logs uz spektrogrāfa spraugu.

Nākotnē spoguļus paredzēts aizstāt ar lieliem - 380 mm diametrā un 100 m izliekuma rādiusā. Atbilstošo optisko shēmu aizstās klasiskā Baltā shēma ar izmaiņām, ko ieviesa Hercbergs un Bernšteins. Visi optiskie aprēķini jāveic tā, lai absorbējošā ceļa faktiskais garums kļūtu par 5000–6000 m 50–60 pārejām.

Mūsu absorbcijas caurule ir viena no garākajām, tāpēc, izstrādājot dažus tās komponentus, bija jāatrod jauni risinājumi. Piemēram, vai spoguļi jāuzstāda uz pamatnes, kas savienots ar caurules korpusu, vai arī jāuzstāda uz atsevišķiem pamatiem, kas nav atkarīgi no caurules? Šis ir viens no ļoti sarežģītajiem jautājumiem (mēs nedodam citiem), un spoguļu izlīdzināšanas un orientācijas uzticamība un precizitāte būs atkarīga no tā pareizā risinājuma. Tā kā spoguļi atrodas caurules iekšpusē, dabiski, izsūknējot vai radot spiedienu caurulē, notiks spoguļu stiprinājuma deformācijas (pat ja tās būs minimālas, mainīsies gaismas kūļa virziens. Tas jautājums prasa arī īpašu risinājumu, kā arī gaismas caur cauruli skaita noteikšanu Mēs veiksim spoguļu izlīdzināšanu un fokusēšanu, izmantojot lāzeru.

Blakus absorbcijas caurulei novieto vakuuma difrakcijas spektrogrāfu. Tas ir samontēts pēc autoklimācijas shēmas. Plakans difrakcijas režģis ar 600 līnijām milimetrā nodrošina lineāru dispersiju otrajā secībā - 1,7 A / mm. Kā nepārtraukta spektra avotu mēs izmantojām 24 V, 100 W kvēlspuldzi.

Papildus caurules uzstādīšanai un pārbaudei tagad ir pabeigts skābekļa (O2) molekulārās absorbcijas spektra A joslas izpēte. Darba mērķis bija atklāt izmaiņas ekvivalentās absorbcijas līnijas platumos atkarībā no spiediena. Ekvivalentie platumi tiek aprēķināti visiem viļņu garumiem no 7598 līdz 7682 A. 1. un 2. spektrogrammā parādīti A joslas absorbcijas spektri. Tiek veikts arī darbs, lai atklātu ekvivalento platumu palielināšanas efektu atkarībā no svešas gāzes klātbūtnes. Piemēram, jūs ņemat oglekļa dioksīdu (CO2) un pievienojat tam nedaudz slāpekļa (N2).

Mūsu laboratorijā darbu pie molekulārās absorbcijas spektru izpētes veic L. N. Žukova, V. D. Galkins un šī raksta autore.Mēs cenšamies virzīt savus pētījumus tā, lai to rezultāti veicinātu astrofizikālo problēmu risināšanu, galvenokārt planētas astronomijā.

Gan laboratorijas, gan astronomijas molekulārās absorbcijas spektru apstrāde, kas iegūti ar foto vai fotoelektriskās ierakstīšanas metodēm, ir ļoti darbietilpīga un laikietilpīga. Lai paātrinātu šo darbu Kalifornijas universitātē, J. Phillips jau 1957. gadā sāka apstrādāt molekulārās absorbcijas spektrus, izmantojot datoru IBM-701. Pirmkārt, programma tika sastādīta C2 un NO spektriem. Tajā pašā laikā tika sagatavotas tabulas CN. Filipss uzskata, ka, pirmkārt, mašīnai jāapstrādā astorofiziski nozīmīgu molekulu spektri: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Datortehnoloģijas priekšrocības ir acīmredzamas, un tās plaši jāizmanto eksperimentu rezultātu apstrādei.

Laboratorijas pētījumi un astronomiskie spektri

Liela fiziķu grupa pēta molekulārās absorbcijas spektrus, kas iegūti vairāku gaismas pāreju absorbcijas mēģenēs. Pirmkārt, es gribētu atzīmēt prof. G. Hercbergs (Otava, Kanāda). Viņa eksperimentālie un teorētiskie darbi, tāpat kā viņa monogrāfijas,
atrodas šīs zinātnes jomas pamatos. Vienu no vadošajām vietām pētniecībā un it īpaši kvadrupola molekulu spektru izpētē aizņem prof. D. Rank (Pensilvānija, ASV). Jaunāko pētnieku vidū nevar nepamanīt T. Ouena (Arizona, ASV) darbu, kurš ļoti veiksmīgi apvieno savus laboratorijas eksperimentus ar astrofizikālajiem novērojumiem.

Šī raksta pirmajā daļā mēs jau esam minējuši vienu auglīgu laboratorijas un astrofizisko metožu kombinācijas piemēru. Tas attiecas uz molekulāro joslu identificēšanu RV Draco zvaigznes spektrā. Kā otro piemēru aplūkosim G. Hercberga un D. Kuipera kopīgo darbu pie planētu spektru izpētes, pamatojoties uz tiešu salīdzinājumu ar laboratorijas.

Kuipers Makdonalda observatorijā ieguva Venēras un Marsa spektrus ar lielu izšķirtspēju viļņu garuma intervālā 14-2,5 mikroni. Kopumā tika atzīmētas 15 joslas, kas identificētas ar oglekļa dioksīda (CO2) molekulārajām joslām. Viena josla X = 2,16 mikronu tuvumā bija apšaubāma. Hercbergs un Kuipers veica papildu laboratorijas pētījumus par CO2, kas pārliecinoši parādīja, ka absorbcija pie X = 2,16 μ Veneras spektrā ir saistīta ar CO2 molekulu. Hercberga un Kuipera CO2 absorbcijas spektru laboratoriskiem pētījumiem tika izmantota Ierki observatorijas daudzkārtēja absorbcijas caurule ar spoguļa izliekuma rādiusu 22 m, garumu 22 m un diametru 250 mm. Caurule ir izgatavota no elektrolītiskā dzelzs. Pirms mēģenes piepildīšanas ar testa gāzi tā tika izsūknēta līdz vairākiem mm Hg. Art. (vēlāk viņi sāka iegūt vakuumu līdz mm Hg desmitdaļām. Art.). Pirmajā darbā Hercbergs un Kuipers mainīja CO2 spiedienu caurulē robežās no 0,12 līdz 2 atm. Absorbējošā slāņa garums bija 88 m un 1400 m, t.i., pirmajā gadījumā gaisma caur cauruli šķērsoja 4 reizes, bet otrajā - 64 reizes. No caurules gaisma tika novirzīta uz spektrometru. Šajā darbā mēs izmantojām to pašu spektrometru, ar kuru tika iegūti Venēras un Marsa spektri. CO2 absorbcijas joslu viļņu garumi tika noteikti laboratorijas spektros. Salīdzinot spektrogrammas, viegli tika identificētas nezināmās absorbcijas joslas Venēras spektros. Vēlāk Marsa un Mēness spektra joslas tika identificētas līdzīgā veidā. Spektrālo līniju pašizplatīšanās mērījumi, ko izraisa tikai gāzes spiediena izmaiņas vai citas gāzes pievienošana, ļaus novērtēt spiedienu planētu atmosfērā. Jāatzīmē, ka planētu atmosfērā ir spiediena un temperatūras gradienti; tas apgrūtina to modelēšanu laboratorijā. Trešais piemērs. Mēs norādījām uz darba nozīmīgumu, kuru vadīja prof. D. Rangs.Daudzi no tiem ir veltīti kvadrupola molekulu spektru izpētei: slāpeklis (N2), ūdeņradis (H2) un citas molekulas. Turklāt Rangs un viņa līdzstrādnieki nodarbojas ar ļoti aktuāliem jautājumiem par dažādu molekulu rotācijas un vibrācijas konstanšu noteikšanu, kas tik ļoti nepieciešami fiziķiem un astrofiziķiem.

Pētot molekulārās absorbcijas spektrus Ranque laboratorijā, tiek izmantota liela absorbcijas caurule 44 m garumā un 90 cm diametrā ar daudzkārtēju gaismas caurlaidību. Izgatavota no nerūsējošā tērauda caurules. Pētīto gāzu spiedienu tajā var iegūt līdz 6,4 kg / cm2, un gaismas ceļa garumu - līdz 5000 m. Ar šo cauruli Rank veica jaunus laboratorijas mērījumus CO2 un H2O līnijām, kas to padarīja iespējams noteikt nogulsnētā ūdens (H2O) un CO2 daudzumu Marsa atmosfērā. Mērījumi tika veikti pēc amerikāņu astrofiziķu L. Kaplana, D. Munka un K. Spinrada pieprasījuma, un tiem bija jāapstiprina to H2O līniju rotācijas joslu ap X = 8300 A un CO2 ap X = 8700 A.

Molekulārās absorbcijas spektru laboratorijas pētījumi Arizonas Universitātes Mēness un planētu laboratorijās tiek veikti ar lieliem panākumiem. T. Ouens aktīvi piedalās šajos darbos. Laboratorijā ir uzstādīta absorbcijas caurule 22 m garumā un 250 mm diametrā ar daudzkārtēju gaismas caurlaidību. " Tērauda caurule, iekšpusē izklāta ar elektrolītisko dzelzi. Laboratorijas spektrus iegūst difrakcijas spektrogrāfā ar lineāru dispersiju 2,5 A / mm. Galvenie pētījumi ir metāns (CH4) un amonjaks (NHa). Pētījums tiek veikts plašā spiediena diapazonā un lielā absorbējošā garumā. Gaismas avots ir vai nu saule, vai kvēlspuldzes volframa spuldze. Tā, piemēram, Owen and Kuiper (1954) veiktajam darbam "Atmosfēras sastāva un spiediena noteikšana uz Marsa virsmas noteikšana" laboratorijā bija nepieciešams izpētīt X = 1,6 μ oglekļa dioksīdā (CO2) šādos apstākļos:

Ouens un Kuipers veica arī pētījumu par ārvalstu gāzes pievienošanu. Autori atzīmē, ka, ja kopējo CO2 saturu nosaka no vājām joslām, empīriski var atrast atmosfēras spiedienu, it īpaši uz Marsa, mērot X = 1,6 μ joslu, un noteikt jebkuru citu komponentu klātbūtni. Bet empīriski noteikt spiediena ietekmi gāzes maisījumos šajā objektā nav iespējams, jo ir nepieciešams, lai stara ceļa garums būtu vienāds ar diviem Marsa viendabīgās atmosfēras diviem augstumiem, t.i., aptuveni 40 km. Kuipera un Ouvena eksperimentos absorbējošais ceļš bija tikai 4 km, tas ir, 10 reizes mazāks.

Kad 1966. gadā J. Kuipers, R. Vilods un T. Ouens ieguva Urāna un Neptūna spektrus, izrādījās, ka tie satur vairākas neidentificētas absorbcijas joslas. Tā kā visticamāk šo planētu atmosfēru veido metāns (CH4), ar to tika veikti laboratorijas pētījumi. Laboratorijas spektri tika iegūti ar ļoti lieliem optiskiem ceļiem un mērenu retumu. Piemēram, daļa CH4 spektru viļņu garuma diapazonā 7671 un 7430 A tika iegūti pie efektīvā absorbējošā garuma 1 940 m atm, bet daļa spektru diapazonā 7587, 7470 A un īsāki - pie garums 2 860 m atm.

Tikai salīdzinot Urāna un Neptūna spektrus ar laboratorijas spektru, varēja droši identificēt nezināmās joslas un pierādīt, ka absorbciju šo planētu atmosfērās galvenokārt izraisa metāns. Ar Ilinoisas pētījumu institūta (ILI 12,5 m garš, 125 mm diametrs; nerūsējošais tērauds) atkārtoti lietojamu absorbcijas cauruli Ouens pētīja metānu, ūdens tvaikus, amonjaku. Gaismas ceļa garums bija 1000 m, t.i., gaisma uz priekšu un atpakaļ virzieni mēģenē pagāja 80 reizes. Laboratorijā iegūto gāzu spektrus salīdzināja ar Jupitera, Venēras un Mēness spektriem. Tādā veidā Ouens veica nezināmu joslu identifikāciju šo planētu spektros.Šo planētu spektri tika iegūti Makdonalda observatorijā ar 82 "atstarotāju, 84" atstarotāju un 60 "saules teleskopu Kitt Peak Nacionālajā observatorijā. Detalizēts spektrogrammu pētījums ļauj secināt, ka metāna, amonjaka un ūdeņraža izraisītās absorbcijas joslas ir droši noteiktas Jupitera atmosfērā. Attiecībā uz citām gāzēm ir nepieciešami vairāki laboratorijas testi.

Starptautiskajā simpozijā Kijevā (1968) Ouens ziņoja par Jupitera, Saturna un Urāna atmosfērā esošo gāzu spektroskopiskās noteikšanas rezultātiem.

Mēs atzīmējām, ka iegūtās debess ķermeņu spektrogrammas ne vienmēr ir iespējams analizēt un identificēt, tieši salīdzinot ar laboratorijas spektriem. To var izskaidrot ar to, ka gāzveida vides ierosme un mirdzums uz debess ķermeņiem bieži notiek ļoti sarežģītos fizikāli ķīmiskajos apstākļos, kurus nevar precīzi reproducēt laboratorijās uz zemes. Tāpēc, salīdzinot ar laboratorijas spektriem, molekulāro joslu struktūra un to intensitāte paliek neskaidra. Tad jums ir jāizmanto netiešas identifikācijas metodes. Sniegsim, piemēram, gadījumu ar Mēness krātera Alphonse centrālās virsotnes spektrogrammu, kuru N. A. Kozirevs ieguva 1958. gada 3. novembrī un viņš tajā pašā gadā apstrādāja. Spektrogrammu identificēja pēc vairāku zināmu C2 joslu sakritības. Tomēr joslas maksimālajam spilgtumam pie A = 4740 A bija nepieciešams īpašs paskaidrojums, jo līdzīgu spektru laboratorijā nebija iespējams iegūt. Kozirevs skaidro šo nobīdi ar to, ka sarežģīta molekula tiek jonizēta Saules stipra starojuma iedarbībā, un rezultātā veidojas C2 radikālis, kuram pieder pārvietotā josla, kas nesakrīt ar šajā reģionā. Tā kā Kozirevs, pamatojoties uz šiem rezultātiem, izdarīja ļoti drosmīgu secinājumu par Mēness interjera iekšējo enerģiju un par gāzu vulkānisko emisiju, tika nolemts šo unikālo spektrogrammu pārstrādāt. Šo apstrādi veica A. A. Kalinyak, izmantojot mikrofotometrijas metodi. Kozireva secinājums tika apstiprināts.

Saistībā ar raķešu tehnoloģijas attīstību un raķešu palaišanu ārpus Zemes atmosfēras kļuva iespējams iegūt principiāli jaunus planētas atmosfēras fiziskos parametrus un izpētīt debess ķermeņu īpašības, kuras iepriekš nebija novērojamas. Apstrādājot un analizējot novērojumus, kas iegūti gan ar raķešu palīdzību, gan ar sauszemes līdzekļiem, rodas lielas grūtības, kas saistītas ar laboratorijas pētījumu trūkumu. Šīs grūtības var novērst ar spektroskopistu-fiziķu un astrofiziķu eksperimentālo darbu, kuru intereses ne tikai sakrīt, bet arī pārklājas atomu un molekulu absorbcijas un radiācijas spektru izpētes jomā. Līdz ar to uzdevumus, ar kuriem viņi saskaras, var veiksmīgi atrisināt tikai kopīgs darbs zemes laboratorijās. Tāpēc, neskatoties uz milzīgajiem sasniegumiem planētu atmosfēras izpētē, izmantojot raķešu tehnoloģiju, uz zemes esošajām laboratorijām vajadzētu būt nozīmīgai lomai un nekādā gadījumā nezaudēt savu nozīmi astrofizikā.

L.A.Mitrofanova

Līdzīgas publikācijas

Kā "uzbūvēt" molekulu?

Elektroniskie lielgabalu komandieri

Divdesmit pirmais gadsimts uzņem apgriezienus