Spektrum Astro di makmal

Apa sahaja data yang diterima oleh ahli astronomi dan ahli astrofizik mengenai benda langit, adalah mungkin untuk menguraikan data ini, sebagai peraturan, hanya bergantung pada keteraturan yang diperoleh di makmal darat ketika mempelajari objek terestrial.

Kaedah bijak untuk memodelkan atmosfer planet dalam tabung penyerapan dan kemungkinan penggunaan kaedah ini dijelaskan dalam artikel ini.

Spektrum atmosfera planet

Kajian spektral atmosfer planet adalah salah satu masalah mendesak astrofizik moden. Walau bagaimanapun, tugas yang besar dan kompleks ini tidak dapat diselesaikan dengan jayanya hanya oleh ahli astronomi, tanpa penglibatan pakar dalam sains yang berkaitan. Sebagai contoh, ahli astronomi tidak dapat melakukan tanpa hasil kajian makmal spektroskopi-ahli fizik untuk mengkaji spektrum penyerapan molekul, tanpa menentukan pemalar fizikal molekul dan strukturnya. Dengan hanya kita mempunyai bilangan pemalar molekul dan atlas spektrum molekul yang mencukupi, kita dapat mengenal pasti spektrum atmosfer planet dan benda langit yang lain. Ini berlaku untuk setiap kaedah pemerhatian, baik astronomi darat (kaedah astronomi optik atau radio) atau hasil yang diperoleh menggunakan roket yang dilancarkan di luar atmosfer Bumi.

Spektrum atmosfer planet terdiri daripada pita molekul yang tergolong dalam molekul karbon dioksida (CO2), karbon monoksida (CO), metana (SND amonia (NH3), nitrogen (N2), oksigen (O2), iaitu, terutamanya dua -, molekul tiga dan empat atom. Pada masa ini, kita dengan yakin dapat bercakap mengenai komposisi kimia kualitatif atmosfera kebanyakan planet. Ia dibuat setelah kajian teliti terhadap spektrogram astronomi yang diperoleh dengan kaedah optik dan menggunakan pemerhatian astronomi radio. Selain itu, hasil stesen angkasa Soviet "Venus-4" bukan sahaja memungkinkan untuk memberikan maklumat mengenai komposisi kimia kualitatif atmosfera Venus yang lebih tepat, tetapi juga untuk menjelaskan komposisi kuantitatif, suhu dan tekanannya.

Bagi komposisi kimia kuantitatif atmosfera planet lain, ia masih memerlukan pengesahan dan penyempurnaan yang serius. Sehingga kini, ahli astronomi menghadapi kesukaran besar dalam mengenal pasti dan mengkaji spektrum jalur atmosfer planet. Kesukaran ini, sebagai peraturan, disebabkan oleh fakta bahawa pengetahuan makmal dan teori kami mengenai struktur dan sifat molekul sederhana sekalipun terhad. Oleh itu, semasa mengkaji spektrum astronomi, pertama-tama kita mesti menentukan molekul mana yang memberikannya, dan kemudian, menurut kajian makmal, menjelaskan sifat dan struktur jalur molekul ini.

Molekul poliatomik, dan khususnya molekul triatom yang terdapat dalam komet dan planet, bahkan kurang dipelajari.

Harus diingat bahawa tidak mungkin selalu dilakukan dengan mudah dan mudah dalam keadaan makmal molekul yang sama yang terdapat, katakanlah, di atmosfera bintang. Mari lihat satu contoh menarik.

Pada tahun 1926, P. Merill dan R. Sanford mengamati jalur penyerapan yang sangat kuat pada beberapa bintang RV Draco karbon, tetapi mereka tidak dapat dikenali dengan yakin selama beberapa dekad. Benar, untuk alasan teoritis, diandaikan bahawa jalur ini disebabkan oleh molekul kompleks - triatom S1C2.

Untuk penyelesaian masalah yang betul, eksperimen makmal telah ditetapkan. Pada tahun 1956 W. Clement berusaha mendapatkan band-band ini di makmal. Semasa membuat eksperimen, ia melanjutkan pertimbangan berikut: spektrum molekul Cr diperhatikan dalam sejumlah bintang dan dipelajari dengan baik. Spektrum molekul silikon dipelajari dengan baik di makmal, tetapi belum diperhatikan di antara spektrum astronomi.Oleh itu, Clement mencadangkan bahawa dengan adanya karbon dan silikon, molekul SiC unipolar terbentuk, yang harus diperhatikan dalam spektrum astronomi, dan juga di makmal, walaupun ini tidak dapat dilakukan sehingga tahun 1961. Kemudian Clement beralasan seperti berikut: jika S1 ditambahkan ke tungku suhu tinggi Raja, yang terbuat dari arang batu murni, maka pada suhu pemanasan tungku tertentu (suhu 2500-3000 ° K dapat diperoleh di tungku), spektrum penyerapan kepunyaan molekul SiC harus diperhatikan. Namun, spektrum yang diperoleh Clement ternyata lebih kompleks dan tidak seperti yang diharapkan untuk SiC. Kemudian mereka membandingkan spektrum yang diperoleh di makmal dengan spektrum yang tidak dikenali dari salah satu bintang keren dari jenis RV Dragon, dan ternyata bandnya sesuai dengan baik. Hanya satu perkara yang jelas dari eksperimen itu, bahawa Clement dapat menghasilkan semula spektrum bintang di makmal. Walau bagaimanapun, mustahil untuk menentukan molekul tertentu yang memberikan spektrum ini.

Molekul itu tidak diketahui. Hanya ada lebih banyak alasan untuk mempercayai bahawa hanya karbon dan silikon yang dapat memberikan spektrum sedemikian.

Sebagai tambahan, analisis getaran menunjukkan bahawa molekul yang dikehendaki mengandungi satu atom berat, digabungkan dengan dua molekul yang lebih ringan. Dari ini, dibuat kesimpulan (memerlukan lebih banyak pengesahan): kemungkinan besar, spektrum kompleks ini disediakan oleh molekul S1C2. Dalam penyelidikannya, Clement memperoleh spektrogram pada suhu tinggi sumber spektrum, sehingga struktur halus pita tidak dapat ditentukan secara terperinci. Ketidaksempurnaan eksperimen yang dilakukan ini tidak membenarkan pengenalan pasti kumpulan Merrill dan Sanford.

Pada masa ini, penyelidik telah kembali ke masalah ini. Ahli fizik Kanada memberi perhatian besar kepada pencarian sumber cahaya yang memberikan spektrum molekul yang serupa dengan spektrum bintang karbon bergaris. Prof. G. Herzberg melaporkan bahawa dia dan kolaboratornya R. Verma di makmal dapat mengamati jalur molekul SiC2 pada suhu rendah - Herzberg menyatakan harapan bahawa kajian menyeluruh mengenai spektrum baru pada resolusi yang lebih tinggi memungkinkan untuk dengan lebih yakin menganalisis struktur putaran dan menentukan momen inersia molekul misteri ini.

Ramai saintis menunggu hasil kajian ini dengan penuh minat dan berharap sumber spektrum molekul akhirnya dapat dijumpai, yang memungkinkan untuk mengenal pasti kumpulan Merrill dan Sanford secara pasti. Molekul SiC2 kemudiannya akan menjadi molekul polyatom pertama yang dijumpai di atmosfera bintang.

Di atmosfera bintang dan komet, molekul lain juga telah dikenal pasti, seperti CH +, C3, NH2, yang hanya dapat diperoleh dengan susah payah dan sangat jarang di makmal dalam keadaan terkawal khas. Secara umum, spektrum molekul, kerana strukturnya yang kompleks, telah dikaji jauh lebih buruk daripada yang atom.

Spektrum atom dari pelbagai unsur kimia telah dipelajari hampir dengan baik, walaupun terdapat sejumlah persoalan yang masih belum dapat diselesaikan. Sekarang kita mempunyai jumlah maklumat yang benar-benar boleh dipercayai mengenai pemalar fizikal spektrum atom. Mungkin kerana ini, spektrum atom akan memainkan peranan yang dominan berbanding molekul untuk masa yang lama dalam pelbagai bidang sains.

Kajian makmal mengenai spektrum molekul minat astrofizik telah mendapat perhatian khusus sejak empat puluhan abad kita. Namun, masih belum ada buku rujukan lengkap molekul yang dikaji sehingga kini.

Paip penyerapan dengan jalan penyerapan yang besar

Spektrum penyerapan molekul lebih kompleks daripada spektrum atom. Mereka terdiri daripada sebilangan band, dan setiap band terdiri dari sebilangan besar garis spektrum individu. Sebagai tambahan kepada gerakan translasi, molekul juga mempunyai gerakan dalaman, yang terdiri daripada putaran molekul di sekitar pusat gravitasi, getaran inti atom yang membentuk molekul satu sama lain dan pergerakan elektron yang membentuk shell elektron molekul.

Untuk menyelesaikan jalur penyerapan molekul ke dalam garis spektrum individu, perlu menggunakan alat spektrum resolusi tinggi dan menghantar cahaya melalui tiub penyerapan (penyerap). Pada mulanya, kerja itu dilakukan dengan paip pendek dan pada tekanan gas yang dikaji atau campurannya dari beberapa puluhan atmosfera.

Ternyata teknik ini tidak membantu untuk mengungkapkan struktur spektrum jalur molekul, tetapi, sebaliknya, membasuhnya. Oleh itu, mereka harus segera meninggalkannya. Selepas itu, kami mengikuti jalan membuat tiub penyerapan dengan banyak cahaya yang melaluinya. Skema optik tabung penyerap seperti itu pertama kali dicadangkan oleh J. White pada tahun 1942. Dalam tiub yang dirancang mengikut skema White, jalur optik setara lapisan penyerap dari beberapa meter hingga beberapa ratus ribu meter dapat diperoleh. Tekanan gas tulen atau campuran gas yang disiasat berbeza dari seratus hingga puluhan dan beratus-ratus atmosfera. Penggunaan tiub penyerapan seperti itu untuk mengkaji spektrum penyerapan molekul terbukti sangat berkesan.

Oleh itu, untuk menyelesaikan spektrum pita molekul menjadi garis spektrum yang berasingan, perlu mempunyai jenis peralatan khas, yang terdiri daripada alat spektrum resolusi tinggi dan tiub penyerapan dengan banyak cahaya melewati mereka. Untuk mengenal pasti spektrum atmosfer planet yang diperoleh, perlu membandingkannya secara langsung dengan atmosfera makmal dan dengan cara ini mencari bukan sahaja panjang gelombang, tetapi juga dengan pasti menentukan komposisi kimia, dan menganggarkan tekanan di atmosfera planet. dari pengembangan garis spektrum. Penyerapan yang diukur dalam tabung penyerapan dapat dibandingkan dengan besarnya dengan penyerapan di atmosfer planet. Akibatnya, dalam tabung penyerapan dengan banyak aliran cahaya ketika tekanan gas tulen yang dikaji atau campurannya berubah, atmosfer planet dapat disimulasikan. Telah menjadi lebih realistis sekarang adalah mungkin untuk mengubah rejim suhu dalam paip dalam beberapa ratus darjah Kelvin.

Susun atur optik tiub penyerapan J. White

Inti penemuan J. White merangkumi yang berikut: tiga cermin cekung sfera dengan jari-jari kelengkungan yang sama persamaan diambil. Salah satu cermin (A) dipasang di satu hujung di dalam paip, dan dua yang lain (B, C), yang merupakan dua bahagian yang sama dari cermin pemotong, berada di ujung yang lain. Jarak antara cermin pertama dan dua yang lain sama dengan jejari kelengkungan cermin. Paip ditutup secara hermetik. Vakum dalam paip dibuat hingga sepersepuluh atau seperseratus mm Hg. Art., Dan kemudian pipa diisi dengan gas uji ke tertentu (bergantung pada tugas, tekanan. Cermin di dalam paip dipasang sedemikian rupa sehingga cahaya yang memasuki pipa dipantulkan dari cermin, melewati yang telah ditentukan bilangan kali ke arah hadapan dan belakang.

Pada masa ini, semua tabung penyerapan dibuat mengikut skema J. White dengan perubahan reka bentuk cermin depan yang diperkenalkan oleh G. Herzberg dan N. Bernstein pada tahun 1948. Herzberg menggunakan skema optik untuk mendapatkan jalan penyerapan cahaya yang panjang dalam tiub penyerapan dengan jejari kelengkungan cermin 22 m dan diameter paip 250 mm. Pipa itu diperbuat daripada besi elektrolitik. Dalam salah satu karya Herzberg mengenai kajian spektrum penyerapan karbon dioksida (CO 2), jalur cahaya yang menyerap adalah 5,500 m, yang sesuai dengan 250 lorong antara cermin. Jalan penyerap yang begitu besar, iaitu, kedalaman optik yang besar, diperoleh hanya berkat skema optik pintar yang dicadangkan oleh White.

Batasan bilangan lorong cahaya ditentukan oleh kehilangan pantulan dan jumlah gambar yang dapat diperoleh pada cermin C. Dalam pembuatan paip penyerapan, pereka menghadapi masalah mekanikal yang besar. Pertama sekali, ini adalah pengembangan bingkai cermin dan mekanisme pengikat, penyesuaian dan fokus mereka, output dari mekanisme kawalan ke luar.Sekiranya paip agak pendek, cermin terletak di dataran tinggi biasa, yang, setelah memasang cermin di atasnya, didorong ke dalam paip; jika paipnya panjang, pemasangan cermin menjadi lebih sukar.

Bahan paip yang diperbuat daripada paip sangat penting. Besi tulen elektrolitik, keluli tahan karat dan invar digunakan. Bahagian dalam paip keluli dilapisi dengan besi tulen secara elektrolitik. Setahu kami, dinding di dalam paip tidak ditutup dengan varnis vakum, terutama baru-baru ini. Pilihan bahan untuk menutup permukaan cermin bergantung pada kawasan spektrum di mana kerja akan dijalankan. Oleh itu, emas, perak atau aluminium digunakan. Lapisan dielektrik juga digunakan.

Paip penyerapan Balai Cerap Pulkovo

Pipa penyerapan kami adalah keluli, satu bahagian dilukis, dikimpal dari panjang yang terpisah. 8-10 m. Panjang keseluruhannya ialah 96.7 m, diameter dalam 400 mm, ketebalan dinding 10 mm. Sementara, dua cermin bersalut aluminium dengan diameter hanya 100 mm dan jejari kelengkungan 96 m dipasang di dalam tiub. Tiub ini juga mengandungi objektif. Dengan bantuan dua cermin, kami dapat tiga kali perjalanan. Sekiranya kita mengambil dua cermin lagi dan meletakkannya dengan betul di dalam tiub, cahaya dipancarkan lima kali, yang telah kita lakukan baru-baru ini.

Oleh itu, dalam karya kami, kami mempunyai jalan penyerap berikut: 100 m, 300 m, 500 m. Ini adalah ketika mengambil kira jarak dari sumber cahaya ke tingkap masuk tiub dan jarak dari mana pancaran cahaya bergerak dari tetingkap keluar ke celah spektrograf.

Pada masa akan datang, cermin seharusnya diganti dengan cermin besar - diameter 380 mm dan lengkungan radius 100 m. Skema optik yang sesuai akan digantikan oleh skema putih klasik dengan perubahan yang diperkenalkan oleh Herzberg dan Bernstein. Semua pengiraan optik mesti dilakukan supaya panjang efektif jalan penyerap menjadi 5000-6000 m untuk 50-60 lorong.

Pipa penyerapan kami adalah salah satu yang terpanjang, jadi penyelesaian baru harus dijumpai semasa merancang beberapa komponennya. Sebagai contoh, perlukah cermin dipasang pada pangkalan yang disambungkan ke badan paip, atau dipasang pada pondasi yang berasingan tanpa paip? Ini adalah salah satu soalan yang sangat sukar (kami tidak memberikan yang lain), dan kebolehpercayaan dan ketepatan penjajaran dan orientasi cermin akan bergantung pada penyelesaiannya yang betul. Oleh kerana cermin terletak di dalam paip, maka, secara semula jadi, ketika mengepam keluar atau ketika membuat tekanan di dalam pipa, disebabkan oleh ubah bentuk pemasangan cermin (walaupun minimum, perubahan arah pancaran cahaya). Masalah ini juga memerlukan penyelesaian khas, seperti menentukan jumlah cahaya yang melewati paip. Kami akan melakukan penjajaran dan fokus cermin menggunakan laser.

Spektrograf difraksi vakum diletakkan di sebelah tiub penyerapan. Ia dipasang mengikut skema autokolimasi. Parutan difraksi rata dengan 600 garis per milimeter memberikan penyebaran linear dalam urutan kedua 1.7 A / mm. Kami menggunakan lampu pijar 24 V, 100 W sebagai sumber spektrum berterusan.

Sebagai tambahan kepada pemasangan dan penyiasatan paip, kajian mengenai band A spektrum penyerapan molekul oksigen (O2) kini telah selesai. Karya ini bertujuan untuk mendedahkan perubahan lebar garis penyerapan yang setara bergantung pada tekanan. Lebar setara dikira untuk semua panjang gelombang dari 7598 hingga 7682 A. Spektrogram 1 dan 2 menunjukkan spektrum penyerapan jalur A. Kerja juga sedang dijalankan untuk mendedahkan kesan peningkatan lebar setara bergantung pada kehadiran gas asing. Contohnya, karbon dioksida (CO2) diambil dan beberapa nitrogen (N2) ditambahkan ke dalamnya.

Di makmal kami, kajian mengenai spektrum penyerapan molekul sedang dilakukan oleh L.N. Zhukova, V.D. Galkin dan pengarang artikel ini.Kami cuba mengarahkan penyelidikan kami agar hasilnya dapat menyumbang kepada penyelesaian masalah astrofizik, terutama dalam astronomi planet.

Pemprosesan spektrum penyerapan molekul makmal dan astronomi yang diperoleh dengan kaedah rakaman fotografi atau fotolistrik sangat sukar dan memakan masa. Untuk mempercepat kerja ini di University of California, J. Phillips, pada tahun 1957, mula memproses spektrum penyerapan molekul menggunakan komputer IBM-701. Pertama, program ini disusun untuk spektrum C2 dan NO. Pada masa yang sama, jadual untuk CN disediakan. Phillips percaya bahawa, pertama sekali, mesin perlu memproses spektrum molekul yang mempunyai minat astorofisik: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Kelebihan teknologi komputer sudah jelas, dan ia harus digunakan secara meluas untuk memproses hasil eksperimen.

Penyelidikan makmal dan spektrum astronomi

Sekumpulan besar ahli fizik mengkaji spektrum penyerapan molekul yang diperoleh dalam tabung penyerapan pelbagai cahaya. Pertama sekali, saya ingin memperhatikan peranan dan prestasi hebat prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Karya eksperimental dan teorinya, seperti monografnya,
terletak pada asas bidang sains ini. Salah satu tempat utama dalam penyelidikan, dan terutama dalam kajian spektrum molekul quadrupole, diduduki oleh karya prof. D. Rank (Pennsylvania, Amerika Syarikat). Di antara penyelidik yang lebih muda, seseorang tidak dapat gagal untuk memperhatikan karya T. Owen (Arizona, Amerika Syarikat) yang sangat berjaya menggabungkan eksperimen makmalnya dengan pemerhatian astrofizik.

Kami telah memberikan satu contoh gabungan kaedah makmal dan astrofizik yang bermanfaat di bahagian pertama artikel ini. Ia menyangkut pengenalpastian jalur molekul dalam spektrum bintang RV Draco. Sebagai contoh kedua, pertimbangkan karya bersama G. Herzberg dan D. Kuiper mengenai kajian spektrum planet berdasarkan perbandingan langsung dengan makmal.

Kuiper di Balai Cerap McDonald memperoleh spektrum Venus dan Mars dengan resolusi tinggi dalam selang panjang gelombang 1-4-2.5 mikron. Sebanyak 15 jalur dicatat, dikenal pasti dengan jalur molekul karbon dioksida (CO2). Satu jalur berhampiran X = 2.16 mikron dipersoalkan. Herzberg dan Kuiper melakukan kajian makmal tambahan CO2, yang dengan yakin menunjukkan bahawa penyerapan pada X = 2.16 μ dalam spektrum Venus disebabkan oleh molekul CO2. Untuk kajian makmal mengenai spektrum penyerapan CO2 oleh Herzberg dan Kuiper, digunakan tabung penyerapan multi-pass Observatory Ierki dengan jejari kelengkungan cermin 22 m, panjang 22 m dan diameter 250 mm digunakan. Pipa itu diperbuat daripada besi elektrolitik. Sebelum mengisi tabung dengan gas uji, ia dipam keluar ke beberapa mm Hg. Seni. (kemudian mereka mula mendapat kekosongan hingga sepersepuluh mm Hg). Dalam karya pertama mereka, Herzberg dan Kuiper memvariasikan tekanan CO2 pada paip dalam lingkungan 0.12 hingga 2 atm. Panjang lapisan penyerap adalah 88 m dan 1400 m, iaitu, dalam kes pertama, cahaya melewati paip 4 kali, dan pada yang kedua - 64 kali. Dari tiub, cahaya diarahkan ke spektrometer. Dalam karya ini, kami menggunakan spektrometer yang sama dengan spektrum Venus dan Mars. Panjang gelombang pita penyerapan CO2 ditentukan dalam spektrum makmal. Dengan membandingkan spektrogram, jalur penyerapan yang tidak diketahui dalam spektrum Venus dapat dikenal pasti dengan mudah. Kemudian, kumpulan dalam spektrum Marikh dan Bulan dikenal pasti dengan cara yang serupa. Pengukuran pengembangan jalur spektral diri, yang disebabkan hanya oleh perubahan tekanan gas atau disebabkan oleh penambahan gas lain, memungkinkan untuk menganggarkan tekanan di atmosfer planet. Perlu diperhatikan bahawa terdapat kecerunan tekanan dan suhu di atmosfer planet; ini menyukarkan pemodelannya di makmal. Contoh ketiga. Kami menunjukkan pentingnya kerja yang diketuai oleh prof. Meminum air.Sebilangan besar dari mereka dikhaskan untuk mengkaji spektrum molekul quadrupole: nitrogen (N2), hidrogen (H2) dan molekul lain. Sebagai tambahan, Rank dan kolaboratornya terlibat dalam isu-isu yang sangat topikal dalam menentukan pemalar putaran dan getaran bagi pelbagai molekul, yang sangat diperlukan bagi ahli fizik dan astrofizik.

Dalam kajian spektrum penyerapan molekul di makmal Ranque, digunakan tabung penyerap yang panjang 44 m dan diameter 90 cm dengan transmisi cahaya berganda. Diperbuat daripada paip keluli tahan karat. Tekanan gas yang dikaji di dalamnya dapat diperoleh hingga 6.4 kg / cm2, dan panjang jalur cahaya - hingga 5.000 m. Dengan tiub ini, Rank melakukan pengukuran makmal baru garis CO2 dan H2O, yang membuatnya mungkin untuk menentukan jumlah air yang mendakan (H2O) dan CO2 di atmosfer Mars. Pengukuran dilakukan atas permintaan ahli astrofizik Amerika L. Kaplan, D. Munch dan K. Spinrad dan harus mengesahkan kebenaran pengenalan mereka mengenai jalur putaran garis H2O sekitar X = 8300 A dan CO2 sekitar X = 8700 A.

Kajian makmal spektrum penyerapan molekul di makmal lunar dan planet University of Arizona sedang dijalankan dengan jayanya. T. Owen mengambil bahagian aktif dalam karya-karya ini. Tiub penyerap panjang 22 m dan diameter 250 mm dengan transmisi cahaya berganda dipasang di makmal. ' Paip keluli, dilapisi dengan besi elektrolitik di dalamnya. Spektrum makmal diperoleh pada spektrograf difraksi dengan penyebaran linear 2.5 A / mm. Penyiasatan utama adalah metana (CH4) dan amonia (NHa). Kajian ini dilakukan dalam pelbagai tekanan dan panjang penyerapan yang besar. Sumber cahaya adalah cahaya matahari atau lampu pijar. Jadi, sebagai contoh, untuk karya "Penentuan komposisi atmosfera dan tekanan di permukaan Mars", yang dilakukan oleh Owen dan Kuiper (1954), diperlukan di makmal untuk menyiasat X = 1.6 μ pita dalam karbon dioksida tulen (CO2) dalam keadaan berikut:

Owen dan Kuiper juga melakukan kajian mengenai penambahan gas asing. Penulis mencatat bahawa jika kandungan CO2 ditentukan dari jalur lemah, seseorang secara empirik dapat menemui tekanan atmosfera, khususnya di Marikh, dari pengukuran jalur X = 1.6 μ, dan mengesan kehadiran komponen lain. Tetapi penentuan empirikal mengenai pengaruh tekanan dalam campuran gas di kemudahan ini adalah mustahil, kerana perlu memiliki panjang jalur balok yang sama dengan dua ketinggian atmosfer Mars yang homogen, iaitu sekitar 40 km. Dalam eksperimen Kuiper dan Owen, jalan penyerap hanya 4 km, iaitu 10 kali kurang.

Ketika pada tahun 1966 J. Kuiper, R. Vilod dan T. Owen memperoleh spektrum Uranus dan Neptune, ternyata mereka mengandungi sebilangan jalur penyerapan yang tidak dikenali. Oleh kerana atmosfer planet ini terdiri daripada metana (CH4), kajian makmal dilakukan dengannya. Spektrum makmal diperoleh pada jalur optik yang sangat besar dan jarang berlaku. Sebagai contoh, sebahagian daripada spektrum CH4 dalam jarak panjang gelombang 7671 dan 7430 A diperoleh pada panjang penyerapan efektif 1 940 m atm, dan sebahagian spektrum dalam jarak 7587, 7470 A dan lebih pendek - pada panjang 2 860 m atm.

Hanya perbandingan spektrum Uranus dan Neptunus dengan makmal yang memungkinkan untuk mengenal pasti jalur yang tidak diketahui dengan yakin dan membuktikan bahawa penyerapan di atmosfer planet-planet ini disebabkan terutamanya oleh metana. Dengan tiub penyerapan yang boleh digunakan semula dengan Institut Teknologi Penyelidikan Illinois (panjang 12.5 m, diameter 125 mm; keluli tahan karat), Owen melakukan penyelidikan mengenai metana, wap air, ammonia. Panjang jalur cahaya adalah 1000 m, iaitu cahaya di depan dan belakang arah dalam tiub melewati 80 kali. Spektrum gas yang diperoleh di makmal dibandingkan dengan spektrum Musytari, Venus dan Bulan. Dengan cara ini Owen melakukan pengenalpastian jalur yang tidak diketahui dalam spektrum planet ini.Spektrum planet-planet ini diperoleh di Observatorium McDonald dengan reflektor 82 ", reflektor 84" dan teleskop solar 60 "di Balai Cerap Nasional Kitt Peak. Kajian terperinci mengenai spektrogram membolehkan kita membuat kesimpulan bahawa jalur penyerapan yang disebabkan oleh metana, ammonia dan hidrogen dengan pasti dikenal pasti di atmosfer Musytari. Untuk gas lain, sejumlah ujian makmal diperlukan.

Di simposium antarabangsa di Kiev (1968) Owen melaporkan hasil penentuan spektroskopi gas yang terkandung di atmosfer Musytari, Saturnus dan Uranus.

Kami menyatakan bahawa tidak selalu mungkin untuk menganalisis dan mengenal pasti spektrogram benda langit yang diperoleh dengan perbandingan langsung dengan spektrum makmal. Ini dapat dijelaskan oleh fakta bahawa pengujaan dan cahaya media gas pada cakerawala sering terjadi dalam keadaan fisikokimia yang sangat kompleks yang tidak dapat dihasilkan dengan tepat di makmal darat. Oleh itu, jika dibandingkan dengan spektrum makmal, struktur jalur molekul dan keamatannya tetap tidak jelas. Maka anda harus menggunakan kaedah pengenalan tidak langsung. Sebagai contoh, mari kita berikan contoh spektrogram puncak pusat kawah bulan Alphonse, yang diperoleh oleh N. A. Kozyrev pada 3 November 1958 dan diproses olehnya pada tahun yang sama. Spektrogram dikenal pasti secara kebetulan sejumlah band C2 yang diketahui. Walau bagaimanapun, kecerahan maksimum band pada A = 4740 A memerlukan penjelasan khas, kerana tidak mungkin mendapatkan spektrum serupa di makmal. Kozyrev menjelaskan pergeseran ini oleh fakta bahawa molekul kompleks diionisasi di bawah tindakan sinaran keras dari Matahari, dan sebagai hasilnya, radikal C2 terbentuk, di mana pita pengungsi tergolong, yang tidak bertepatan dengan jalur yang dikenali wilayah ini. Oleh kerana Kozyrev membuat kesimpulan yang sangat berani berdasarkan hasil ini mengenai tenaga dalaman dalaman bulan dan tentang pelepasan gas gunung berapi, maka diputuskan untuk memproses kembali spektrogram unik ini. Pemprosesan ini dilakukan oleh A. A. Kalinyak, menggunakan kaedah mikrofotometri. Kesimpulan Kozyrev disahkan.

Sehubungan dengan pengembangan teknologi roket dan peluncuran roket di luar atmosfer Bumi, menjadi mungkin untuk memperoleh parameter fizikal asas atmosfer planet yang baru dan mempelajari sifat-sifat benda langit yang sebelumnya tidak dapat dilihat. Tetapi dalam pemprosesan dan analisis pemerhatian yang diperoleh baik dengan bantuan roket dan dengan alat darat, kesulitan besar dihadapi, yang disebabkan oleh kurangnya penyelidikan makmal. Kesukaran ini dapat dihilangkan dengan kerja eksperimen spektroskopi-ahli fizik dan astrofisik, yang minatnya bukan hanya bertepatan, tetapi juga tumpang tindih dalam bidang kajian penyerapan atom dan molekul dan spektrum radiasi. Akibatnya, tugas yang dihadapi dapat diselesaikan dengan jayanya hanya dengan kerja bersama di makmal darat. Oleh itu, di sebalik kemajuan luar biasa dalam kajian atmosfer planet menggunakan teknologi roket, makmal darat harus memainkan peranan penting dan sama sekali tidak kehilangan kepentingan mereka untuk astrofizik.

L.A. Mitrofanova

Penerbitan serupa

Bagaimana "membina" molekul?

Komandan Meriam Elektronik

Abad kedua puluh satu semakin mendapat tempat