Astrospektrit laboratoriossa

Mitä tähtitieteilijät ja astrofyysikot saavatkaan taivaankappaleista, nämä tiedot on mahdollista tulkita pääsääntöisesti tukeutuen vain maan laboratorioissa saatuihin laillisuuksiin maanpäällisten kohteiden tutkimuksessa.

Nerokas menetelmä planeetan ilmakehän mallintamiseksi absorptioputkessa ja tämän menetelmän mahdolliset sovellukset on kuvattu tässä artikkelissa.

Planeetan ilmakehän spektrit

Planeetan ilmakehän spektritutkimus on yksi nykyaikaisen astrofysiikan kiireellisistä ongelmista. Ainoastaan ​​tähtitieteilijät eivät kuitenkaan pysty ratkaisemaan tätä monimutkaista ja suurta tehtävää onnistuneesti ilman asiaan liittyvien tieteiden asiantuntijoiden osallistumista. Esimerkiksi tähtitieteilijät eivät voi tehdä ilman spektroskooppien ja fyysikkojen laboratoriotutkimuksia molekyyliabsorptiospektrien tutkimiseen määrittelemättä molekyylien fyysisiä vakioita ja niiden rakennetta. Vain kun meillä on käytettävissämme riittävä määrä molekyylivakioita ja molekyylien spektritasoja, on mahdollista tunnistaa planeetan ilmakehän ja muiden taivaankappaleiden spektrit. Tämä pätee mihin tahansa havainnointimenetelmään, olipa se sitten maanpäällinen tähtitiede (optiset tai radiotähtitieteelliset menetelmät) tai maapallon ilmakehän ulkopuolella laukaistavien rakettien avulla saadut tulokset.

Planeetan ilmakehän spektrit koostuvat pääasiassa molekyylirivistä, jotka kuuluvat hiilidioksidin (CO2), hiilimonoksidin (CO), metaanin (ammoniakin SND, NH3), typen (N2), hapen (O2) molekyyleihin, ts. Pääasiassa kahteen molekyyliin -, kolmen ja neljän atomin molekyylit. Tällä hetkellä voimme melkein luotettavasti puhua useimpien planeettojen ilmakehän laadullisesta kemiallisesta koostumuksesta. Se perustettiin tutkimalla optisilla menetelmillä saatuja tähtitieteellisiä spektrogrammeja ja radioastronomiatutkimusten avulla. Lisäksi Neuvostoliiton avaruusaseman tulokset " Venus-4 "antoi paitsi antaa tietoja tarkemmasta Venuksen ilmakehän laadullisesta kemiallisesta koostumuksesta myös selventää sen määrällistä koostumusta, lämpötilaa ja painetta.

Mitä tulee muiden planeettojen ilmakehän kvantitatiiviseen kemialliseen koostumukseen, se vaatii edelleen vakavaa tarkistusta ja selvennystä. Tähtitieteilijöillä on toistaiseksi suuria vaikeuksia tunnistaa ja tutkia planeettojen ilmakehän rajaspektrejä. Nämä vaikeudet johtuvat pääsääntöisesti siitä, että laboratorio- ja teoreettiset tietomme jopa yksinkertaisten molekyylien rakenteesta ja ominaisuuksista ovat rajalliset. Siksi tutkittaessa tähtitieteellistä spektriä meidän on ensin määritettävä, mitkä molekyylit antoivat sen, ja sitten laboratoriotutkimusten mukaan selventää tämän molekyylin nauhojen ominaisuuksia ja rakennetta.

Polyatomisia molekyylejä, ja erityisesti triatomisia molekyylejä, joita löytyy komeeteista ja planeetoista, tutkitaan vielä vähemmän.

On huomattava, että laboratorio-olosuhteissa ei ole aina mahdollista saada helposti ja yksinkertaisesti samoja molekyylejä, joita esiintyy esimerkiksi tähtikehissä. Katsotaanpa yksi mielenkiintoinen esimerkki.

Vuonna 1926 P. Merrill ja R. Sanford havaitsivat erittäin vahvoja absorptiovyöhykkeitä joissakin RV Dragon -tyyppisissä hiilitähdissä, mutta niitä ei voitu tunnistaa itsevarmasti vuosikymmenien ajan. Totta, teoreettisista syistä oletettiin, että nämä vyöhykkeet johtuivat monimutkaisesta molekyylistä - triatominen S1C2.

Ongelman oikeaan ratkaisuun asetettiin laboratoriokokeet. Vuonna 1956 W. Clement yritti saada nämä nauhat laboratoriosta. Kokeita järjestäessään hän lähti seuraavasta näkökulmasta: Cr-molekyylin spektrit havaitaan useissa tähdissä ja tutkitaan hyvin. Piimolekyylin spektriä tutkitaan laboratoriossa hyvin, mutta sitä ei ole havaittu tähtitieteellisissä spektreissä.Siksi Clement ehdotti, että hiilen ja piin läsnä ollessa muodostuu unipolaarinen SiC-molekyyli, jota tulisi havaita sekä tähtitieteellisissä spektreissä että laboratoriossa, vaikka tämä ei ollut mahdollista ennen vuotta 1961. Sitten Clement perusteli seuraavaa: Jos S1 lisätään kuninkaan korkeassa lämpötilassa olevaan uuniin, joka on valmistettu puhtaasta puristetusta kivihiilestä, niin tietyssä uunin kuumennuslämpötilassa (uunista voidaan saada lämpötila 2500-3000 ° K) tulisi havaita SiC-molekyylin absorptiospektri. Clementin saama spektri osoittautui kuitenkin monimutkaisemmaksi ja toisin kuin piikarbidille odotettiin. Sitten he vertailivat laboratoriossa saatua spektriä yhden RV Dragon -tyypin viileiden tähtien tunnistamattomaan spektriin, ja kävi ilmi, että nauhat sopivat hyvin yhteen. Kokeesta kävi selväksi vain yksi asia, että Clement pystyi toistamaan tähtispektrin laboratoriossa. Oli kuitenkin mahdotonta määrittää, mikä molekyyli antoi tämän spektrin.

Molekyyli pysyi tuntemattomana. Vain oli enemmän syytä uskoa, että vain hiili ja pii voisivat tarjota tällaisen spektrin.

Lisäksi tärinäanalyysi osoitti, että haluttu molekyyli sisältää yhden raskaan atomin yhdistettynä kahteen siihen liittyvään kevyempään. Tästä tehtiin johtopäätös (vaatii enemmän vahvistusta): todennäköisesti tämän kompleksisen spektrin tarjoaa S1C2-molekyyli. Tutkimuksessaan Clement sai spektrogrammit spektrilähteen korkeassa lämpötilassa, joten kaistojen hienoa rakennetta ei voitu määrittää yksityiskohtaisesti. Tällainen tehdyn kokeen epätäydellisyys ei antanut meille mahdollisuutta lopulta tunnistaa Merrill- ja Sanford-yhtyeitä.

Tällä hetkellä tutkijat ovat palanneet asiaan uudelleen. Kanadalaiset fyysikot kiinnittävät suurta huomiota valonlähteen etsimiseen, joka antaa molekyylispektrin, joka on samanlainen kuin hiilitähtien raidalliset spektrit. Prof. G. Herzberg kertoo, että hän ja hänen yhteistyökumppaninsa R. Verma laboratoriossa onnistuivat tarkkailemaan SiC2-molekyylin vyöhykkeitä matalissa lämpötiloissa - Herzberg ilmaisee toivonsa siitä, että uusien spektrien perusteellinen tutkimus korkeammalla resoluutiolla antaa mahdollisuuden analysoida varmemmin kiertorakennetta ja määrittää tämän salaperäisen molekyylin hitausmomentti.

Monet tutkijat odottavat tämän tutkimuksen tuloksia suurella mielenkiinnolla ja toivovat, että molekyylispektrin lähde löydetään lopulta, mikä mahdollistaa Merrill- ja Sanford-kaistojen lopullisen tunnistamisen. SiC2-molekyyli on tällöin ensimmäinen polyatomisista molekyyleistä, joka löytyy itsevarmasti tähden ilmakehästä.

Tähtien ja komeettojen ilmakehässä on tunnistettu myös muita molekyylejä, kuten CH +, C3, NH2, joita voidaan saada vain suurilla vaikeuksilla ja hyvin harvoin laboratorioissa erityisesti valvotuissa olosuhteissa. Yleensä molekyylispektrejä on monimutkaisen rakenteensa vuoksi tutkittu paljon huonommin kuin atomisia.

Eri kemiallisten alkuaineiden atomien spektrit on tutkittu melkein hyvin, vaikka on olemassa useita kysymyksiä, jotka ovat edelleen ratkaisematta. Nyt meillä on tarvittava määrä täysin luotettavaa tietoa atomien spektrien fyysisistä vakioista. Ehkä tästä johtuen atomispektreillä on hallitseva rooli molekyylien suhteen pitkään tieteen eri aloilla.

Astrofysikaalisesti kiinnostavien molekyylien spektrien laboratoriotutkimus on saanut erityistä huomiota tämän vuosisadan 40-luvulta lähtien. Tutkittavista molekyyleistä ei kuitenkaan ole vielä olemassa hyviä, täydellisiä viitekirjoja.

Absorptioputket, joilla on suuri absorptioreitti

Molekyyliabsorptiospektrit ovat monimutkaisempia kuin atomi. Ne koostuvat useista kaistoista, ja jokainen kaista koostuu suuresta joukosta yksittäisiä spektriviivoja. Translaatioliikkeen lisäksi molekyylillä on myös sisäisiä liikkeitä, jotka koostuvat molekyylin pyörimisestä painopisteen ympärillä, molekyylin muodostavien atomien ytimien värähtelyistä suhteessa toisiinsa ja elektronien liikkeestä, jotka muodostavat molekyylin elektronikuoren.

Molekyyliabsorptiokaistojen erottamiseksi yksittäisiksi spektrilinjoiksi on käytettävä korkean resoluution spektrilaitteita ja lähetettävä valoa absorptioputkien kautta. Aluksi työ suoritettiin lyhyillä putkilla ja tutkittujen kaasujen tai niiden useiden kymmenien ilmakehien seosten paineilla.

Kävi ilmi, että tämä tekniikka ei auta paljastamaan molekyylikaistojen spektrin rakennetta, vaan päinvastoin pesee ne pois. Siksi heidän oli heti hylättävä se. Sen jälkeen seurasimme polkua luoda absorptioputkia, joissa valoa kulkee moninkertaisesti niiden läpi. J. White ehdotti ensimmäisen kerran tällaisen absorptioputken optisen kaavion vuonna 1942. White'in suunnitelman mukaisesti suunnitelluissa putkissa on mahdollista saada vastaavia absorboivien kerrosten optisia reittejä useista metreistä satoihin tuhansiin metreihin. Tutkittujen puhtaiden kaasujen tai kaasuseosten paine vaihtelee sadasosista kymmeniin ja satoihin ilmakehiin. Tällaisten absorptioputkien käyttö molekyyliabsorptiospektrien tutkimiseen on osoittautunut erittäin tehokkaaksi.

Joten, jotta molekyylikaistojen spektrit voidaan erottaa erillisiksi spektriviivoiksi, on oltava erityinen laitetyyppi, joka koostuu korkean resoluution spektrilaitteista ja absorptioputkista, joissa on useita valonläpäisyjä. Saatujen planeetan ilmakehän spektrien tunnistamiseksi on tarpeen verrata niitä suoraan laboratorioihin ja löytää tällä tavoin paitsi aallonpituudet, myös määrittää kemiallisen koostumuksen luotettavasti ja arvioida planeettojen ilmakehän paineet spektriviivojen laajentumisesta. Mitattua absorbtiota absorptioputkissa voidaan verrata suuruuteen planeetan ilmakehän absorptioon. Näin ollen absorptioputkissa, joissa on useita valonläpäisyjä, kun tutkittujen puhtaiden kaasujen tai niiden seosten paine muuttuu, voidaan simuloida planeettojen ilmakehiä. Nyt on tullut realistisemmaksi, kun putkien lämpötila voidaan muuttaa muutaman sadan Kelvin-asteen sisällä.

J.White -absorptioputken optinen asettelu

J.Whithin keksinnön ydin on seuraava: otetaan kolme pallomaista koveraa peiliä, joiden kaarevuussäteet ovat täysin samat. Yksi peileistä (A) on asennettu toiseen päähän putken sisälle ja kaksi muuta (B, C), jotka ovat kaksi yhtä suurta osaa leikatusta peilistä, ovat toisessa päässä. Ensimmäisen peilin ja kahden muun välinen etäisyys on yhtä suuri kuin peilien kaarevuussäde. Putki on hermeettisesti suljettu. Tyhjiö putkessa syntyy kymmenesosiin tai sadasosaan mm Hg. Art., Ja sitten putki täytetään testikaasulla tiettyyn (tehtävästä riippuen, paine. Putken peilit asennetaan siten, että putkeen tuleva valo heijastuu peileistä, kulkien tietyn määrän kertoja eteen- ja taaksepäin.

Tällä hetkellä kaikki absorptioputket valmistetaan J.Whiten suunnitelman mukaan muuttamalla etupeilin muotoilua, jonka G.Herzberg ja N.Bernstein esittivät vuonna 1948. Herzberg käytti optista mallia saadakseen pitkän valonabsorptioreitin absorptioputkessa, jonka peilin kaarevuussäde on 22 m putken halkaisija 250 mm. Putki on valmistettu elektrolyyttiraudasta. Yhdessä Herzbergin teoksesta hiilidioksidin (CO2) absorptiospektrien tutkimiseksi valon absorptioreitti oli 5500 m, mikä vastaa 250 kulkua peilien välillä. Tällainen suuri absorbointireitti, ts. Suuri optinen syvyys, saavutettiin vain Whitein ehdottaman nerokkaan optisen kaavion ansiosta.

Rajan valokanavien määrälle asettaa heijastushäviö ja peilistä C saatavien kuvien määrä. Absorptioputkien luomisessa suunnittelijat kohtaavat suuria mekaanisia vaikeuksia. Ensinnäkin tämä on peilien kehyksen ja niiden kiinnitys-, säätö- ja tarkennusmekanismien kehittäminen, ohjausmekanismien ulostulot ulkopuolelle.Jos putki on suhteellisen lyhyt, peilit sijaitsevat yhteisellä tasangolla, joka peilien asentamisen jälkeen työnnetään putkeen; jos putki on pitkä, peilien asennus vaikeutuu.

On erittäin tärkeää, mistä materiaalista putket on valmistettu. Käytetään elektrolyyttisesti puhdasta rautaa, ruostumatonta terästä ja invaria. Teräsputken sisäpuoli on päällystetty elektrolyyttisesti puhtaalla raudalla. Sikäli kuin tiedämme, putkien sisäpuolella olevat seinät eivät ole peitetty tyhjölakoilla, varsinkin viime aikoina. Materiaalin valinta peilien pinnan peittämiseksi riippuu spektrialueesta, jolla työ suoritetaan. Vastaavasti käytetään kultaa, hopeaa tai alumiinia. Myös dielektrisiä pinnoitteita käytetään.

Pulkovon observatorion imuputki

Absorbointiputkemme on teräs, yksiosainen vedetty, hitsattu erillisistä pituuksista. 8-10 m. Sen kokonaispituus on 96,7 m, sisähalkaisija 400 mm, seinämän paksuus 10 mm. Putkeen asennetaan väliaikaisesti kaksi alumiinipinnoitettua peiliä, joiden halkaisija on vain 100 mm ja kaarevuussäde 96 m. Putki sisältää myös objektiivit. Kahden peilin avulla saamme matkan kolme kertaa. Jos otamme vielä kaksi peiliä ja asetamme ne asianmukaisesti putkeen, valo läpäisee viisi kertaa, minkä olemme tehneet viime aikoina.

Työssämme meillä on seuraavat absorboivat polut: 100 m, 300 m, 500 m, ottaen huomioon etäisyydet valonlähteestä putken sisäänkäyntiikkunaan ja etäisyys, jonka valonsäde kulkee poistumisikkunasta spektrografin rakoon.

Tulevaisuudessa peilien oletetaan korvaavan suurilla - halkaisijaltaan 380 mm ja kaarevuussäteellä 100 m. Vastaava optinen kaavio korvataan klassisella valkoisella kaavalla Herzbergin ja Bernsteinin tekemällä muutoksella. Kaikki optiset laskelmat on suoritettava siten, että absorboivan reitin tehollinen pituus tulee olemaan 5000-6000 m 50-60 läpikulun kohdalla.

Absorptioputkemme on yksi pisimmistä, joten joitain sen osia suunniteltaessa oli löydettävä uusia ratkaisuja. Pitäisikö esimerkiksi peilit asentaa putken runkoon liitetylle alustalle vai asentaako ne putkesta erillisiin perustuksiin? Tämä on yksi erittäin vaikeista kysymyksistä (emme anna muille), ja peilien kohdistuksen ja suuntautumisen luotettavuus ja tarkkuus riippuvat sen oikeasta ratkaisusta. Koska peilit ovat putken sisällä, niin luonnollisesti, pumpattaessa tai kun putkessa syntyy painetta, peilien asennuksessa tapahtuu muodonmuutoksia (vaikka ne olisivatkin vähäisiä, muutos valonsäteen suunnassa. Tämä asia vaatii myös erityisratkaisun sekä putken läpi kulkevan valon määrän määrittämisen Suoritamme peilien kohdistuksen ja tarkennuksen laserilla.

Tyhjiödiffraktiospektrografi sijoitetaan absorptioputken viereen. Se kootaan autokollimaatiojärjestelmän mukaan. Tasomainen diffraktioristikko, jossa on 600 viivaa millimetriä kohden, antaa lineaarisen dispersion toisessa järjestyksessä 1,7 A / mm. Käytimme 24 V: n 100 W: n hehkulamppua jatkuvana spektrilähteenä.

Putken asennuksen ja tutkimuksen lisäksi hapen (O2) molekyyliabsorptiospektrin A-alueen tutkimus on nyt saatu päätökseen. Työn tarkoituksena oli paljastaa muutokset vastaavissa absorptiolinjan leveyksissä paineen mukaan. Ekvivalentit leveydet lasketaan kaikille aallonpituuksille välillä 7598 - 7682 A. Spektrogrammit 1 ja 2 esittävät A-kaistan absorptiospektrit. Myös ekvivalenttisten leveyksien lisäämisen vaikutuksen tunnistamiseksi vieraiden kaasujen läsnäolosta on käynnissä työ. Otetaan esimerkiksi hiilidioksidi (CO2) ja lisätään siihen typpeä (N2).

Laboratoriossamme molekyyliabsorptiospektrien tutkimusta tekevät L. N. Zhukova, V. D. Galkin ja tämän artikkelin kirjoittaja.Yritämme ohjata tutkimuksiamme siten, että niiden tulokset auttaisivat ratkaisemaan astrofysikaalisia ongelmia, lähinnä planeetan tähtitieteessä.

Sekä laboratorio- että tähtitieteellisten molekyyliabsorptiospektrien käsittely, joka on saatu valokuva- tai valosähköisillä tallennusmenetelmillä, on erittäin työlästä ja aikaa vievää. Tämän työn nopeuttamiseksi Kalifornian yliopistossa J. Phillips aloitti molekyyliabsorptiospektrien käsittelyn vuonna 1957 IBM-701-tietokoneella. Aluksi ohjelma koottiin C2: n ja NO: n spektrille. Samanaikaisesti valmistettiin taulukot CN: lle. Phillips uskoo, että ensinnäkin koneen on käsiteltävä astorofysikaalisesti kiinnostavien molekyylien spektrit: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Tietotekniikan edut ovat ilmeisiä, ja sitä tulisi käyttää laajalti kokeiden tulosten käsittelyssä.

Laboratoriotutkimus ja tähtitieteelliset spektrit

Suuri joukko fyysikkoja tutkii molekyyliabsorptiospektrejä, jotka on saatu useiden valonläpäisykykyjen absorptioputkista. Ensinnäkin haluaisin huomata prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Hänen kokeelliset ja teoreettiset teoksensa, kuten monografiat,
ovat tämän tieteen alueen perusta. Yksi johtavista paikoista tutkimuksessa ja erityisesti kvadrupolimolekyylien spektrien tutkimuksessa on prof. D.Rang (Pennsylvania, USA). Nuorempien tutkijoiden joukossa ei voida jättää huomiotta T. Owenin (Arizona, USA) työtä, joka yhdistää laboratoriotutkimuksensa erittäin onnistuneesti astrofysikaalisiin havaintoihin.

Olemme jo antaneet yhden esimerkin laboratorio- ja astrofyysisten menetelmien hedelmällisestä yhdistelmästä tämän artikkelin ensimmäisessä osassa. Se koskee molekyylikaistojen tunnistamista RV Draco -tähden spektrissä. Toisena esimerkkinä voidaan tarkastella G.Herzbergin ja D.Kuiperin yhteistä työtä planeettaspektrien tutkimuksessa, joka perustuu suoraan vertailuun laboratoriotutkimuksiin.

McDonaldin observatorion Kuiper sai Venuksen ja Marsin spektrit korkealla resoluutiolla aallonpituusalueella 14-2,5 mikronia. Havaittiin yhteensä 15 vyöhykettä, jotka identifioitiin hiilidioksidin (CO2) molekyylikaistoilla. Yksi kaista lähellä X = 2,16 mikronia oli kyseenalainen. Herzberg ja Kuiper tekivät lisää laboratoriotutkimuksia hiilidioksidista, jotka osoittivat luottavaisesti, että absorptio X = 2,16 μ: ssa Venuksen spektrissä johtuu CO2-molekyylistä. Herzbergin ja Kuiperin tekemiin CO2-absorptiospektrien laboratoriotutkimuksiin käytettiin Ierki-observatorion monipäästöistä absorptioputkea, jonka peilikaarevuussäde oli 22 m, pituus 22 m ja halkaisija 250 mm. Putki on valmistettu elektrolyyttiraudasta. Ennen putken täyttämistä testikaasulla se pumpattiin useaan Hgmm: iin. Taide. (myöhemmin he alkoivat saada tyhjiön jopa kymmenesosaan mm Hg. Art.). Ensimmäisessä työssään Herzberg ja Kuiper vaihtelivat putken hiilidioksidipainetta välillä 0,12 - 2 atm. Absorboivan kerroksen pituus oli 88 m ja 1400 m, ts. Ensimmäisessä tapauksessa valo kulki putken läpi 4 kertaa ja toisessa - 64 kertaa. Putkesta valo suunnattiin spektrometriin. Tässä työssä käytimme samaa spektrometriä, jolla saatiin Venuksen ja Marsin spektrit. CO2-absorptiokaistojen aallonpituudet määritettiin laboratoriospektrissä. Spektrogrammeja vertaamalla tuntemattomat absorptiokaistat Venuksen spektrissä tunnistettiin helposti. Myöhemmin Marsin ja Kuun spektrien kaistat tunnistettiin samalla tavalla. Spektriviivojen itsestään laajenemisen mittaukset, jotka johtuvat vain kaasun paineen muutoksesta tai toisen kaasun lisäyksestä, tekevät mahdolliseksi arvioida paine planeettojen ilmakehissä. On huomattava, että planeettojen ilmakehissä on paine- ja lämpötilagradientteja; tämä vaikeuttaa niiden mallintamista laboratoriossa. Kolmas esimerkki. Korostimme prof. D. Sijoitus.Monet niistä on omistettu kvadrupolimolekyylien spektrien tutkimiseen: typpi (N2), vety (H2) ja muut molekyylit. Lisäksi Rank ja hänen yhteistyökumppaninsa ovat mukana erittäin ajankohtaisissa kysymyksissä eri molekyylien pyörimis- ja värähtelyvakioiden määrittämisessä, jotka ovat niin välttämättömiä fyysikoille ja astrofyysikoille.

Ranque-laboratorion molekyyliabsorptiospektrien tutkimuksessa käytetään suurta 44 m pituutta ja 90 cm halkaisijaltaan olevaa absorptioputkea, jossa on useita valonläpäisykykyjä. Valmistettu ruostumattomasta teräksestä valmistetusta putkesta. Tutkittujen kaasujen paine siinä voidaan saavuttaa enintään 6,4 kg / cm2 ja valopolun pituus - 5000 m. Tämän putken avulla Rank suoritti uudet laboratorion mittaukset CO2- ja H2O-linjoille, mikä mahdollisti saostuneen veden (H2O) ja CO2: n määrän määrittämisen Marsin ilmapiiri. Mittaukset suoritettiin amerikkalaisten astrofyysikkojen L.Kaplanin, D.Munchin ja K.Spinradin pyynnöstä, ja niiden oli vahvistettava niiden H2O-linjojen pyörimiskaistojen tunnistamisen oikeellisuus X = 8300 A: n ja CO2: n noin X = 8700 A.

Molekyyliabsorptiospektrien laboratoriotutkimukset Arizonan yliopiston kuu- ja planeettalaboratorioissa suoritetaan erittäin menestyksekkäästi. T. Owen osallistuu aktiivisesti näihin teoksiin. Laboratoriossa on absorptioputki, jonka pituus on 22 m ja halkaisija 250 mm, ja valonläpäisy on moninkertaista. '' Teräsputki, sisäpuoli vuorattu elektrolyyttiraudalla. Laboratoriospektrit saadaan diffraktiospektrografista, lineaarinen dispersio 2,5 A / mm. Tärkeimmät tutkimukset ovat metaani (CH4) ja ammoniakki (NHa). Tutkimus suoritetaan monilla paineilla ja suurella absorboivalla pituudella. Valonlähde on joko aurinko tai hehkulamppu. Joten esimerkiksi Owenin ja Kuiperin (1954) suorittamasta teoksesta "Ilmakehän koostumuksen ja paineen määrittäminen Marsin pinnalla" laboratoriossa vaadittiin tutkimaan X = 1,6 μ: n kaista puhtaassa hiilidioksidissa (CO2) seuraavissa olosuhteissa:

Owen ja Kuiper tekivät myös tutkimuksen ulkomaisen kaasun lisäämisestä. Kirjoittajat huomauttavat, että jos kokonaishiilidioksidipitoisuus määritetään heikoista kaistoista, X = 1,6 μ: n kaistan mittauksista voidaan empiirisesti löytää etenkin Marsin ilmanpaine ja havaita minkä tahansa muun komponentin läsnäolo. Mutta empiirinen paineen vaikutusten määrittäminen kaasuseoksissa tässä laitoksessa on mahdotonta, koska on välttämätöntä, että säteen pituus on yhtä suuri kuin Marsin homogeenisen ilmakehän kaksi korkeutta, eli noin 40 km. Kuiperin ja Owenin kokeissa absorboiva polku oli vain 4 km, ts. 10 kertaa vähemmän.

Kun vuonna 1966 J. Kuiper, R. Vilod ja T. Owen saivat Uraanin ja Neptunuksen spektrit, kävi ilmi, että ne sisältävät useita tunnistamattomia absorptiokaistoja. Koska on todennäköisintä, että näiden planeettojen ilmakehät koostuvat metaanista (CH4), sen kanssa tehtiin laboratoriotutkimuksia. Laboratoriospektrit saatiin hyvin suurilla optisilla poluilla ja kohtalaisella harvinaisuudella. Esimerkiksi osa CH4: n spektristä aallonpituusalueella 7671 ja 7430 A saatiin efektiivisellä absorboivalla pituudella 1 940 m atm. Ja osa spektreistä välillä 7587, 7470 A ja lyhyempi - 2860 m atm.

Ainoastaan ​​Uranuksen ja Neptunuksen spektrien vertailu laboratoriotutkimuksiin antoi mahdollisuuden tunnistaa tuntemattomat vyöhykkeet varmuudella ja todistaa, että absorptio näiden planeettojen ilmakehissä johtuu pääasiassa metaanista. Illinoisin tutkimuslaitoksen (ILI 12,5 m pitkä, halkaisija 125 mm; ruostumaton teräs) uudelleenkäytettävä absorptioputki Owen tutki metaania, vesihöyryä, ammoniakkia. Valoradan pituus oli 1000 m, ts. putken eteen- ja taaksepäin kulki 80 kertaa. Laboratoriossa saatujen kaasujen spektrejä verrattiin Jupiterin, Venuksen ja Kuun spektreihin. Owen suoritti tällä tavalla tuntemattomien kaistojen tunnistamisen näiden planeettojen spektreissä.Näiden planeettojen spektrit saatiin McDonaldin observatoriosta 82 "heijastimella, 84" heijastimella ja 60 "aurinkoteleskoopilla Kitt Peakin kansallisessa observatoriossa. Spektrogrammien yksityiskohtaisen tutkimuksen avulla voimme päätellä, että metaanin, ammoniakin ja vedyn aiheuttamat absorptiokaistat tunnistetaan luottavaisin mielin Jupiterin ilmakehässä. Muita kaasuja varten tarvitaan useita laboratoriotestejä.

Kiovassa järjestetyssä kansainvälisessä symposiumissa (1968) Owen raportoi tulokset Jupiterin, Saturnuksen ja Uranuksen ilmakehässä olevien kaasujen spektroskooppisesta määrityksestä.

Huomasimme, että saatuja taivaankappaleiden spektrogrammeja ei ole aina mahdollista analysoida ja tunnistaa suoraan vertaamalla laboratoriospektreihin. Tämä voidaan selittää sillä, että kaasumaisten aineiden kiihtyminen ja hehku taivaankappaleissa tapahtuu usein hyvin monimutkaisissa fysikaalis-kemiallisissa olosuhteissa, joita ei voida toistaa tarkasti maassa sijaitsevissa laboratorioissa. Siksi, verrattuna laboratoriospektreihin, molekyylikaistojen rakenne ja niiden intensiteetit ovat epäselvät. Sitten on käytettävä epäsuoria tunnistamismenetelmiä. Annetaan esimerkiksi tapaus, jossa on kuun kraatterin Alphonse keskihuipun spektrogrammi, jonka N. A. Kozyrev hankki 3. marraskuuta 1958 ja jonka hän käsitteli samana vuonna. Spektrogrammi tunnistettiin useiden tunnettujen C2-kaistojen sattumalla. Kaistan suurin kirkkaus A = 4740 A: ssa vaati kuitenkin erityistä selitystä, koska vastaavaa spektriä ei ollut mahdollista saada laboratoriosta. Kozyrev selittää tämän muutoksen sillä, että monimutkainen molekyyli ionisoituu auringon kovan säteilyn vaikutuksesta, ja seurauksena muodostuu C2-radikaali, johon siirtynyt kaista kuuluu, mikä ei ole sama kuin tällä alueella tunnettujen kaistojen kanssa. Koska Kozyrev teki näiden tulosten perusteella hyvin rohkean päätelmän kuun sisätilan sisäisestä energiasta ja tulivuoren kaasupäästöistä, päätettiin prosessoida tämä ainutlaatuinen spektrogrammi uudelleen. Tämän käsittelyn suoritti A. A. Kalinyak käyttäen mikrofotometristä menetelmää. Kozyrevin johtopäätös vahvistettiin.

Raketiteknologian kehityksen ja rakettien laukaisun maapallon ilmakehän ulkopuolella yhteydessä oli mahdollista saada pohjimmiltaan uusia planeetan ilmakehän fyysisiä parametreja ja tutkia taivaankappaleiden ominaisuuksia, joita aiemmin ei voitu havaita. Sekä rakettien että maavälineiden avulla saatujen havaintojen käsittelyssä ja analysoinnissa on kuitenkin suuria vaikeuksia, jotka johtuvat laboratoriotutkimuksen puutteesta. Nämä vaikeudet voidaan poistaa spektroskooppien, fyysikkojen ja astrofyysikkojen kokeellisella työllä, joiden kiinnostuksen kohteet eivät vain osu, vaan myös ovat päällekkäisiä atomi- ja molekyyliabsorptio- ja säteilyspektrien tutkimisen alalla. Näin ollen heidän kohtaamansa tehtävät voidaan ratkaista onnistuneesti vain yhteisellä työllä maanpäällisissä laboratorioissa. Siksi huolimatta valtavista edistysaskeleista planeettatunnelmissa rakettitekniikalla, maalla sijaitsevilla laboratorioilla tulisi olla tärkeä rooli eivätkä missään tapauksessa menetä merkitystään astrofysiikan kannalta.

L.A.Mitrofanova

Samanlaisia ​​julkaisuja

Kuinka "rakentaa" molekyyli?

Elektroniset tykinkomentajat

21. vuosisata on saamassa vauhtia