Astro-spectra in het laboratorium

Welke gegevens astronomen en astrofysici ook ontvangen over hemellichamen, het is mogelijk om deze gegevens te ontcijferen, in de regel door alleen te vertrouwen op de regelmatigheden die worden afgeleid in laboratoria op de grond bij het bestuderen van aardse objecten.

Een ingenieuze methode voor het modelleren van planetaire atmosferen in een absorptiebuis en mogelijke toepassingen van deze methode wordt in dit artikel beschreven.

Spectra van planetaire atmosferen

De spectrale studie van planetaire atmosferen is een van de urgente problemen van de moderne astrofysica. Deze complexe, grote taak kan echter niet alleen door astronomen worden opgelost, zonder de betrokkenheid van specialisten in verwante wetenschappen. Astronomen kunnen bijvoorbeeld niet zonder de resultaten van laboratoriumonderzoeken van spectroscopisten-natuurkundigen om moleculaire absorptiespectra te bestuderen, zonder de fysische constanten van moleculen en hun structuur te bepalen. Alleen als we beschikken over een voldoende aantal moleculaire constanten en spectrale atlassen van moleculen, is het mogelijk om de spectra van planetaire atmosferen en andere hemellichamen te identificeren. Dit geldt voor elke waarnemingsmethode, of het nu gaat om astronomie op de grond (optische of radioastronomiemethoden) of de resultaten die zijn verkregen met raketten die buiten de atmosfeer van de aarde zijn gelanceerd.

De spectra van planetaire atmosferen bestaan ​​voornamelijk uit moleculaire banden die behoren tot moleculen kooldioxide (CO2), koolmonoxide (CO), methaan (SND van ammoniak (NH3), stikstof (N2), zuurstof (O2), d.w.z. hoofdzakelijk twee -, drie- en vieratoommoleculen. Op dit moment kunnen we bijna zelfverzekerd spreken over de kwalitatieve chemische samenstelling van de atmosferen van de meeste planeten. Het werd vastgesteld na zorgvuldige bestudering van astronomische spectrogrammen verkregen met optische methoden en met behulp van radioastronomie Waarnemingen Bovendien lieten de resultaten van het Sovjetruimtestation "Venus-4" niet alleen informatie geven over een nauwkeuriger kwalitatieve chemische samenstelling van de atmosfeer van Venus, maar ook om de kwantitatieve samenstelling, temperatuur en druk te verduidelijken.

Wat betreft de kwantitatieve chemische samenstelling van de atmosferen van andere planeten, deze vereist nog steeds serieuze verificatie en verfijning. Tot nu toe ondervinden astronomen grote moeilijkheden bij het identificeren en bestuderen van de streepspectra van de atmosferen van planeten. Deze moeilijkheden worden in de regel veroorzaakt door het feit dat ons laboratorium en theoretische kennis van de structuur en eigenschappen van zelfs eenvoudige moleculen beperkt zijn. Daarom moeten we bij het bestuderen van het astronomische spectrum allereerst bepalen welke van de moleculen het hebben gegeven en vervolgens, volgens laboratoriumstudies, de eigenschappen en structuur van de banden van dit molecuul verduidelijken.

Polyatomaire moleculen, en in het bijzonder triatomische moleculen die in kometen en planeten worden aangetroffen, zijn nog minder bestudeerd.

Opgemerkt moet worden dat het niet altijd mogelijk is om gemakkelijk en eenvoudig in laboratoriumomstandigheden dezelfde moleculen te verkrijgen die bijvoorbeeld in stellaire atmosferen worden aangetroffen. Laten we naar een interessant voorbeeld kijken.

In 1926 observeerden P. Merrill en R. Sanford zeer sterke absorptiebanden in sommige koolstofsterren van het RV Dragon-type, maar ze konden decennialang niet met zekerheid worden geïdentificeerd. Toegegeven, om theoretische redenen werd aangenomen dat deze banden worden veroorzaakt door een complex molecuul - het triatomische S1C2.

Voor de juiste oplossing van het probleem werden laboratoriumexperimenten ingesteld. In 1956 probeerde W. Clement deze banden in het laboratorium te bemachtigen. Bij het opzetten van de experimenten ging hij uit van de volgende overweging: de spectra van het Cr-molecuul worden in een aantal sterren waargenomen en zijn goed bestudeerd. Het spectrum van het siliciummolecuul is goed bestudeerd in het laboratorium, maar is niet opgemerkt in de astronomische spectra.Daarom suggereerde Clement dat in de aanwezigheid van koolstof en silicium een ​​unipolair SiC-molecuul wordt gevormd, dat zowel in astronomische spectra als in het laboratorium zou moeten worden waargenomen, hoewel dit pas in 1961 mogelijk was. Vervolgens redeneerde Clement als volgt: als S1 wordt toegevoegd aan de hoge temperatuuroven van de koning, die is gemaakt van pure geperste steenkool, dan bij een bepaalde ovenverwarmingstemperatuur (een temperatuur van 2500-3000 ° K kan in de oven worden verkregen), een absorptiespectrum behorend bij het SiC-molecuul moet in acht worden genomen. Het door Clement verkregen spectrum bleek echter complexer en anders dan verwacht voor SiC. Vervolgens vergeleken ze het spectrum dat in het laboratorium was verkregen met het niet-geïdentificeerde spectrum van een van de koele sterren van het RV Dragon-type, en het bleek dat de banden goed overeenkwamen. Slechts één ding werd duidelijk uit het experiment, dat Clement in staat was om het stellaire spectrum in het laboratorium te reproduceren. Het was echter onmogelijk om te bepalen welk specifiek molecuul dit spectrum gaf.

Het molecuul bleef onbekend. Alleen was er meer reden om aan te nemen dat alleen koolstof en silicium zo'n spectrum konden bieden.

Bovendien toonde trillingsanalyse aan dat het gewenste molecuul één zwaar atoom bevat, gecombineerd met twee bijbehorende lichtere. Hieruit werd een conclusie getrokken (vereist meer bevestiging): hoogstwaarschijnlijk wordt dit complexe spectrum geleverd door het S1C2-molecuul. In zijn onderzoek heeft Clement spectrogrammen verkregen bij een hoge temperatuur van de bron van het spectrum, waardoor de fijne structuur van de banden niet in detail kon worden bepaald. Deze onvolkomenheid van het uitgevoerde experiment maakte het niet mogelijk om de banden van Merrill en Sanford definitief te identificeren.

Op dit moment zijn onderzoekers weer op deze kwestie teruggekomen. Canadese natuurkundigen besteden veel aandacht aan de zoektocht naar een lichtbron die een moleculair spectrum geeft dat lijkt op de gestreepte spectra van koolstofsterren. Prof. G. Herzberg meldt dat hij en zijn medewerker R. Verma in het laboratorium erin geslaagd zijn om de banden van het SiC2-molecuul bij lage temperaturen te observeren - Herzberg spreekt de hoop uit dat een grondige studie van de nieuwe spectra met een hogere resolutie het mogelijk zal maken om meer analyseer vol vertrouwen de rotatiestructuur en bepaal het traagheidsmoment van dit mysterieuze molecuul.

Veel wetenschappers wachten met grote belangstelling op de resultaten van deze studie en hopen dat eindelijk de bron van het moleculaire spectrum zal worden gevonden, waardoor het mogelijk wordt om de banden Merrill en Sanford definitief te identificeren. Het SiC2-molecuul zal dan het eerste polyatomische molecuul zijn dat met vertrouwen in de atmosfeer van een ster wordt aangetroffen.

In de atmosferen van sterren en kometen zijn ook andere moleculen geïdentificeerd, zoals CH +, C3, NH2, die slechts met grote moeite en zeer zelden in laboratoria onder speciaal gecontroleerde omstandigheden kunnen worden verkregen. Over het algemeen zijn moleculaire spectra, vanwege hun complexe structuur, veel minder goed bestudeerd dan atomaire.

De spectra van atomen van verschillende chemische elementen zijn bijna goed bestudeerd, hoewel er een aantal vragen onopgelost blijven. Nu hebben we de benodigde hoeveelheid volledig betrouwbare informatie over de fysische constanten van de spectra van atomen. Misschien zullen hierdoor atomaire spectra lange tijd een dominante rol spelen ten opzichte van moleculaire spectra in verschillende wetenschapsgebieden.

De laboratoriumstudie van de spectra van moleculen van astrofysisch belang heeft sinds de jaren veertig van onze eeuw bijzondere aandacht gekregen. Er zijn echter nog steeds geen goede, volledige naslagwerken van de bestudeerde moleculen.

Absorptieleidingen met een groot absorptiepad

Moleculaire absorptiespectra zijn complexer dan atomaire. Ze zijn opgebouwd uit een aantal banden en elke band is opgebouwd uit een groot aantal individuele spectraallijnen. Naast translatiebeweging heeft een molecuul ook interne bewegingen, bestaande uit de rotatie van het molecuul rond zijn zwaartepunt, de trillingen van de kernen van de atomen waaruit het molecuul bestaat ten opzichte van elkaar en de beweging van de elektronen die vormen de elektronenschil van het molecuul.

Om moleculaire absorptiebanden in afzonderlijke spectraallijnen op te lossen, is het noodzakelijk om spectrale apparaten met hoge resolutie te gebruiken en licht door absorptie (absorberende) buizen te sturen. Aanvankelijk werd het werk uitgevoerd met korte leidingen en bij drukken van de bestudeerde gassen of hun mengsels van enkele tientallen atmosferen.

Het bleek dat deze techniek niet helpt om de structuur van het spectrum van moleculaire banden te onthullen, maar ze integendeel uitwast. Daarom moesten ze het onmiddellijk verlaten. Daarna zijn we begonnen met het maken van absorptiebuizen met meerdere doorgang van licht er doorheen. Het optische schema van een dergelijke absorptiebuis werd voor het eerst voorgesteld door J. White in 1942. In buizen die zijn ontworpen volgens het schema van White, kunnen gelijkwaardige optische paden van absorberende lagen van enkele meters tot enkele honderdduizenden meters worden verkregen. De druk van de onderzochte zuivere gassen of gasmengsels varieert van honderdsten tot tientallen en honderden atmosfeer. Het gebruik van dergelijke absorptiebuizen voor het bestuderen van moleculaire absorptiespectra is zeer effectief gebleken.

Dus om de spectra van moleculaire banden in afzonderlijke spectraallijnen op te lossen, is het nodig om een ​​speciaal type apparatuur te hebben, dat bestaat uit spectrale apparaten met hoge resolutie en absorptiebuizen met meerdere lichtdoorgangen er doorheen. Om de verkregen spectra van de planetaire atmosferen te identificeren, is het noodzakelijk om ze direct te vergelijken met laboratoriumtypes en op deze manier niet alleen de golflengten te vinden, maar ook met vertrouwen de chemische samenstelling te bepalen en de drukken in de atmosferen van de planeten te schatten. van de verbreding van spectraallijnen. De gemeten absorptie in absorptiebuizen is qua grootte vergelijkbaar met de absorptie in de atmosfeer van een planeet. Bijgevolg kunnen in absorptiebuizen met meerdere lichtdoorgangen wanneer de druk van de bestudeerde zuivere gassen of hun mengsels verandert, de atmosferen van de planeten worden gesimuleerd. Realistischer geworden nu het mogelijk is om het temperatuurregime in de leidingen binnen een paar honderd graden Kelvin te veranderen.

Optische layout van de J. White absorptiebuis

De essentie van J. White's uitvinding komt neer op het volgende: er worden drie bolvormige concave spiegels met strikt gelijke kromtestralen genomen. Een van de spiegels (A) is aan het ene uiteinde in de buis geïnstalleerd en de andere twee (B, C), twee gelijke delen van de uitgesneden spiegel, bevinden zich aan het andere uiteinde. De afstand tussen de eerste spiegel en de andere twee is gelijk aan de kromtestraal van de spiegels. De buis is hermetisch afgesloten. Het vacuüm in de buis wordt gecreëerd tot tienden of honderdsten van een mm Hg. Art., En dan wordt de buis gevuld met het testgas tot een bepaalde (afhankelijk van de taak, druk. Spiegels in de buis zijn zo geïnstalleerd dat het licht dat de buis binnenkomt, wordt gereflecteerd door de spiegels en een bepaald aantal passeert keer in voorwaartse en achterwaartse richting.

Momenteel worden alle absorptiebuizen gemaakt volgens het schema van J. White met een wijziging in het ontwerp van de frontspiegel die in 1948 door G. Herzberg en N. Bernstein werd geïntroduceerd. Herzberg gebruikte een optisch schema om een ​​lang lichtabsorptiepad te verkrijgen in een absorptiebuis met een spiegelkrommingsradius van 22 m en buisdiameter 250 mm. De buis is gemaakt van elektrolytisch ijzer. In een van Herzbergs werken over de studie van absorptiespectra van kooldioxide (CO 2) was de absorberende baan van licht 5500 m, wat overeenkomt met 250 passages tussen spiegels. Zo'n groot absorberend pad, dat wil zeggen een grote optische diepte, werd alleen verkregen dankzij het ingenieuze optische schema dat door White werd voorgesteld.

De grens van het aantal lichtpassages wordt bepaald door het reflectieverlies en het aantal beelden dat op spiegel C kan worden verkregen. Bij het maken van absorptieleidingen stuiten ontwerpers op grote mechanische moeilijkheden. Allereerst is dit de ontwikkeling van het frame van spiegels en hun bevestigings-, afstel- en scherpstelmechanismen, uitgangen van de besturingsmechanismen naar buiten.Als de buis relatief kort is, bevinden de spiegels zich op een gemeenschappelijk plateau, dat na het plaatsen van de spiegels erop in de buis wordt geschoven; als de buis lang is, wordt de installatie van spiegels veel moeilijker.

Het is erg belangrijk van welk materiaal de pijpen zijn gemaakt. Er worden elektrolytisch zuiver ijzer, roestvrij staal en invar gebruikt. De binnenkant van de stalen buis is bekleed met elektrolytisch zuiver ijzer. Voor zover we weten, zijn de wanden in de buizen niet bedekt met vacuümlakken, vooral niet recentelijk. De materiaalkeuze voor het bedekken van het oppervlak van spiegels hangt af van het spectrale gebied waarin het werk zal worden uitgevoerd. Dienovereenkomstig worden goud, zilver of aluminium gebruikt. Er worden ook diëlektrische coatings gebruikt.

Absorptieleiding van het Pulkovo Observatorium

Onze absorptiebuis is van staal, uit één stuk getrokken, gelast uit afzonderlijke lengtes. 8-10 m. De totale lengte is 96,7 m, binnendiameter 400 mm, wanddikte 10 mm. In de buis zijn tijdelijk twee aluminium gecoate spiegels geplaatst met een diameter van slechts 100 mm en een kromtestraal van 96 m. In de buis zitten ook objectieven. Met behulp van twee spiegels krijgen we drie keer een trip. Als we nog twee spiegels nemen en ze op de juiste manier in de buis plaatsen, wordt het licht vijf keer doorgelaten, wat we onlangs hebben gedaan.

In ons werk hebben we dus de volgende absorberende paden: 100 m, 300 m, 500 m. Dit houdt rekening met de afstanden van de lichtbron tot het ingangsvenster van de buis en de afstand die de lichtstraal aflegt vanaf de uitgang venster naar de spectrograaf spleet.

In de toekomst zouden de spiegels vervangen moeten worden door grote - met een diameter van 380 mm en een kromtestraal van 100 m. Het overeenkomstige optische schema zal worden vervangen door het klassieke witte schema met een verandering geïntroduceerd door Herzberg en Bernstein . Alle optische berekeningen moeten zo worden uitgevoerd dat de effectieve lengte van het absorberende pad 5000–6000 m wordt voor 50–60 passages.

Onze absorptieleiding is een van de langste, dus bij het ontwerpen van een aantal componenten moesten nieuwe oplossingen worden gevonden. Moeten de spiegels bijvoorbeeld worden gemonteerd op een basis die is verbonden met het buislichaam, of moeten ze onafhankelijk van de buis op afzonderlijke funderingen worden geïnstalleerd? Dit is een van de zeer moeilijke vragen (we geven geen andere), en de betrouwbaarheid en nauwkeurigheid van uitlijning en oriëntatie van de spiegels hangt af van de juiste oplossing. Omdat de spiegels zich in de buis bevinden, zullen natuurlijk bij het uitpompen of bij het creëren van druk in de buis vervormingen van de montage van de spiegels optreden (zelfs als ze minimaal zijn, een verandering in de richting van de lichtbundel. Dit probleem vereist ook een speciale oplossing, evenals het bepalen van het aantal licht dat door de buis gaat. We zullen de uitlijning en focussering van de spiegels uitvoeren met behulp van een laser.

Een vacuümdiffractiespectrograaf wordt naast de absorptiebuis geplaatst. Het is samengesteld volgens een autocollimatieschema. Een planair diffractierooster met 600 lijnen per millimeter geeft een lineaire spreiding in de tweede orde van 1,7 A / mm. We gebruikten een 24 V, 100 W gloeilamp als continue spectrumbron.

Naast de installatie en het onderzoek van de buis is nu de studie van de A-band van het moleculaire absorptiespectrum van zuurstof (O2) afgerond. Het werk was gericht op het onthullen van veranderingen in equivalente absorptielijnbreedtes afhankelijk van de druk. De equivalente breedtes worden berekend voor alle golflengten van 7598 tot 7682 A. Spectrogrammen 1 en 2 tonen de absorptiespectra van band A. Er wordt ook gewerkt aan het onthullen van het effect van het vergroten van de equivalente breedtes afhankelijk van de aanwezigheid van een vreemd gas. Je neemt bijvoorbeeld koolstofdioxide (CO2) en voegt daar wat stikstof (N2) aan toe.

In ons laboratorium wordt aan de studie van moleculaire absorptiespectra gewerkt door L. N. Zhukova, V. D. Galkin en de auteur van dit artikel.We proberen ons onderzoek zo te richten dat hun resultaten zouden bijdragen aan de oplossing van astrofysische problemen, voornamelijk in de planetaire astronomie.

De verwerking van zowel laboratorium- als astronomische moleculaire absorptiespectra verkregen door fotografische of foto-elektrische registratiemethoden is zeer bewerkelijk en tijdrovend. Om dit werk aan de Universiteit van Californië te versnellen, begon J. Phillips in 1957 met het verwerken van moleculaire absorptiespectra met behulp van een IBM-701-computer. In eerste instantie is het programma samengesteld voor de spectra van C2 en NO. Tegelijkertijd werden tabellen voor CN opgesteld. Phillips is van mening dat de machine allereerst de spectra van moleculen van astorofysisch belang moet verwerken: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

De voordelen van computertechnologie liggen voor de hand, en deze moet op grote schaal worden gebruikt voor het verwerken van experimentele resultaten.

Laboratoriumonderzoek en astronomische spectra

Een grote groep natuurkundigen bestudeert de moleculaire absorptiespectra die worden verkregen in absorptiebuizen met meervoudige lichttransmissie. Allereerst wil ik de grote rol en verdienste van prof. G. Herzberg (Ottawa, Canada). Zijn experimentele en theoretische werken, zoals zijn monografieën,
liggen aan de basis van dit wetenschapsgebied. Een van de leidende plaatsen in onderzoek, en vooral in de studie van de spectra van quadrupoolmoleculen, wordt ingenomen door het werk van prof. D. Rank (Pennsylvania, VS). Onder de jongere onderzoekers valt het werk op van T. Owen (Arizona, VS) die zijn laboratoriumexperimenten zeer succesvol combineert met astrofysische waarnemingen.

In het eerste deel van dit artikel hebben we al een voorbeeld gegeven van een vruchtbare combinatie van laboratorium- en astrofysische methoden. Het betreft de identificatie van moleculaire banden in het spectrum van een RV Draco-ster. Beschouw als tweede voorbeeld het gezamenlijke werk van G. Herzberg en D. Kuiper over de studie van planetaire spectra op basis van directe vergelijking met laboratoriumspectra.

Kuiper van het McDonald Observatorium heeft de spectra van Venus en Mars verkregen met een hoge resolutie in het golflengte-interval van 14-2,5 micron. In totaal werden 15 banden genoteerd, geïdentificeerd met de moleculaire banden van kooldioxide (CO2). Eén band nabij X = 2,16 micron was twijfelachtig. Herzberg en Kuiper voerden aanvullende laboratoriumstudies uit naar CO2, waaruit vol vertrouwen bleek dat de opname bij X = 2,16 μ in het spectrum van Venus te wijten is aan het CO2-molecuul. Voor laboratoriumstudies van de absorptiespectra van CO2 door Herzberg en Kuiper werd een multi-pass absorptiebuis van het Ierki Observatorium met een spiegelkrommingsradius van 22 m, een lengte van 22 m en een diameter van 250 mm gebruikt. De buis is gemaakt van elektrolytisch ijzer. Voordat de buis met het testgas werd gevuld, werd deze uitgepompt tot enkele mm Hg. Kunst. (later begonnen ze een vacuüm te krijgen tot tienden van een mm Hg. Art.). In hun eerste werk varieerden Herzberg en Kuiper de CO2-druk in de buis in het bereik van 0,12 tot 2 atm. De lengte van de absorberende laag was 88 m en 1400 m, d.w.z. in het eerste geval viel het licht 4 keer door de buis en in het tweede - 64 keer. Vanuit de buis werd het licht naar de spectrometer geleid. In dit werk hebben we dezelfde spectrometer gebruikt waarmee de spectra van Venus en Mars werden verkregen. De golflengten van de CO2-absorptiebanden werden bepaald in laboratoriumspectra. Door spectrogrammen te vergelijken, werden de onbekende absorptiebanden in de spectra van Venus gemakkelijk geïdentificeerd. Later werden de banden in de spectra van Mars en de maan op een vergelijkbare manier geïdentificeerd. Metingen van de zelfverbreding van spectraallijnen, alleen veroorzaakt door een verandering in gasdruk of door toevoeging van een ander gas, zullen het mogelijk maken de druk in de atmosfeer van planeten te schatten. Opgemerkt moet worden dat er druk- en temperatuurgradiënten zijn in de atmosfeer van planeten; dit maakt het moeilijk om ze in het laboratorium te modelleren. Derde voorbeeld. We wezen op het belang van het werk onder leiding van prof. Dronken.Velen van hen zijn gewijd aan de studie van de spectra van quadrupoolmoleculen: stikstof (N2), waterstof (H2) en andere moleculen. Bovendien houden Rank en zijn medewerkers zich bezig met de zeer actuele kwesties van het bepalen van de rotatie- en trillingsconstanten voor verschillende moleculen, die zo noodzakelijk zijn voor natuurkundigen en astrofysici.

Bij de studie van moleculaire absorptiespectra in het Ranque-laboratorium wordt een grote absorptiebuis van 44 m lang en 90 cm in diameter met meervoudige lichttransmissie gebruikt. Gemaakt van roestvrijstalen buis. De druk van de bestudeerde gassen erin kan worden verkregen tot 6,4 kg / cm2, en de lengte van het lichtpad - tot 5.000 m. Met deze buis heeft Rank nieuwe laboratoriummetingen uitgevoerd aan de CO2- en H2O-lijnen, waardoor het mogelijk om de hoeveelheid neergeslagen water (H2O) en CO2 in de atmosfeer van Mars te bepalen. De metingen werden uitgevoerd op verzoek van de Amerikaanse astrofysici L. Kaplan, D. Munch en K. Spinrad en moesten de juistheid bevestigen van hun identificatie van de rotatiebanden van de H2O-lijnen rond X = 8300 A en CO2 rond X = 8700 A.

Laboratoriumstudies van moleculaire absorptiespectra in de maan- en planetaire laboratoria van de Universiteit van Arizona worden met groot succes uitgevoerd. T. Owen neemt actief deel aan deze werken. In het laboratorium is een absorptiebuis van 22 m lang en 250 mm in diameter met meervoudige lichttransmissie geïnstalleerd. ' Stalen buis, aan de binnenkant bekleed met elektrolytisch ijzer. Laboratoriumspectra worden verkregen op een diffractiespectrograaf met een lineaire dispersie van 2,5 A / mm. De belangrijkste onderzoeken zijn methaan (CH4) en ammoniak (NHa). Het onderzoek wordt uitgevoerd in een breed scala aan drukken en met een grote absorberende lengte. De lichtbron is de zon of een gloeiende wolfraamlamp. Zo was het bijvoorbeeld voor het werk "Bepaling van de samenstelling van de atmosfeer en de druk op het oppervlak van Mars", dat werd uitgevoerd door Owen en Kuiper (1954), nodig in het laboratorium om de X = 1,6 μ band in zuivere kooldioxide (CO2) onder de volgende omstandigheden:

Owen en Kuiper hebben ook onderzoek gedaan naar de toevoeging van buitenlands gas. De auteurs merken op dat als het totale CO2-gehalte wordt bepaald uit zwakke banden, men empirisch atmosferische druk kan vinden, in het bijzonder op Mars, uit metingen van de X = 1,6 μ-band, en de aanwezigheid van een andere component kan detecteren. Maar een empirische bepaling van de effecten van druk in gasmengsels bij deze faciliteit is onmogelijk, omdat het nodig is om een ​​straalpadlengte te hebben die gelijk is aan twee hoogten van de homogene atmosfeer van Mars, d.w.z. ongeveer 40 km. In de experimenten van Kuiper en Owen was het absorberende pad slechts 4 km, dat wil zeggen 10 keer minder.

Toen in 1966 J. Kuiper, R. Vilod en T. Owen de spectra van Uranus en Neptunus verkregen, bleek dat ze een aantal niet-geïdentificeerde absorptiebanden bevatten. Omdat het zeer waarschijnlijk is dat de atmosfeer van deze planeten bestaat uit methaan (CH4), zijn er laboratoriumonderzoeken mee uitgevoerd. Laboratoriumspectra werden verkregen met zeer grote optische paden en matige verdunning. Een deel van de spectra van CH4 in het golflengtebereik van 7671 en 7430 A werd bijvoorbeeld verkregen bij een effectieve absorptielengte van 1940 m atm, en een deel van de spectra in het bereik van 7587, 7470 A en korter - bij een lengte van 2860 m atm.

Alleen een vergelijking van de spectra van Uranus en Neptunus met laboratoriumspectra maakte het mogelijk om met vertrouwen de onbekende banden te identificeren en te bewijzen dat absorptie in de atmosfeer van deze planeten voornamelijk wordt veroorzaakt door methaan. Met het Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m lang, 125 mm diameter; roestvrij staal) herbruikbare absorptiebuis, deed Owen onderzoek naar methaan, waterdamp, ammoniak. De lengte van het lichtpad was 1000 m, d.w.z. licht voorwaarts en achterwaarts richtingen in de buis 80 keer gepasseerd De spectra van gassen verkregen in het laboratorium werden vergeleken met de spectra van Jupiter, Venus en de maan. Op deze manier voerde Owen de identificatie uit van onbekende banden in de spectra van deze planeten.De spectra van deze planeten werden verkregen bij het McDonald Observatorium met een 82 "reflector, een 84" reflector en een 60 "zonnetelescoop bij Kitt Peak National Observatory. Een gedetailleerde studie van de spectrogrammen laat ons toe om te concluderen dat absorptiebanden veroorzaakt door methaan, ammoniak en waterstof met vertrouwen worden geïdentificeerd in de atmosfeer van Jupiter. Voor andere gassen zijn een aantal laboratoriumtesten vereist.

Op het internationale symposium in Kiev (1968) rapporteerde Owen de resultaten van spectroscopische bepaling van gassen in de atmosfeer van Jupiter, Saturnus en Uranus.

We merkten op dat het niet altijd mogelijk is om de verkregen spectrogrammen van hemellichamen te analyseren en te identificeren door directe vergelijking met laboratoriumspectra. Dit kan worden verklaard door het feit dat de excitatie en gloed van gasvormige media op hemellichamen vaak voorkomt in zeer complexe fysisch-chemische omstandigheden die niet nauwkeurig kunnen worden gereproduceerd in laboratoria op de grond. Daarom blijven, in vergelijking met laboratoriumspectra, de structuur van moleculaire banden en hun intensiteiten dubbelzinnig. Dan moet je toevlucht nemen tot indirecte identificatiemethoden. Laten we bijvoorbeeld het geval geven met het spectrogram van de centrale piek van de maankrater Alphonse, die op 3 november 1958 door N.A. Kozyrev werd verkregen en in hetzelfde jaar door hem werd verwerkt. Het spectrogram werd geïdentificeerd door het samenvallen van een aantal bekende C2-banden. De maximale helderheid van de band bij A = 4740 A vereiste echter een speciale verklaring, aangezien het niet mogelijk was om een ​​vergelijkbaar spectrum in het laboratorium te verkrijgen. Kozyrev verklaart deze verschuiving door het feit dat een complex molecuul geïoniseerd wordt onder invloed van harde straling van de zon, en als resultaat wordt de C2-radicaal gevormd, waartoe de verplaatste band behoort, die niet samenvalt met de banden die bekend zijn in deze regio. Omdat Kozyrev op basis van deze resultaten een zeer gewaagde conclusie trok over de interne energie van het maanbinnenland en over de vulkanische uitstoot van gassen, werd besloten dit unieke spectrogram opnieuw te verwerken. Deze verwerking werd uitgevoerd door A.A. Kalinyak, met behulp van de methode van microfotometrie. De conclusie van Kozyrev werd bevestigd.

In verband met de ontwikkeling van rakettechnologie en de lancering van raketten buiten de atmosfeer van de aarde, werd het mogelijk om fundamenteel nieuwe fysische parameters van planetaire atmosferen te verkrijgen en om de eigenschappen van hemellichamen te bestuderen die voorheen niet waarneembaar waren. Maar bij de verwerking en analyse van waarnemingen die zowel met behulp van raketten als grondmiddelen zijn verkregen, doen zich grote moeilijkheden voor, die te wijten zijn aan het gebrek aan laboratoriumonderzoek. Deze moeilijkheden kunnen worden weggenomen door het experimentele werk van spectroscopisten-fysici en astrofysici, wier interesses niet alleen samenvallen, maar ook overlappen op het gebied van het bestuderen van atomaire en moleculaire absorptie- en stralingsspectra. Bijgevolg kunnen de taken waarmee ze worden geconfronteerd, alleen met succes worden opgelost door gezamenlijk werk in laboratoria op de grond. Ondanks de enorme vooruitgang in de studie van planetaire atmosferen met behulp van rakettechnologie, zouden grondlaboratoria daarom een ​​belangrijke rol moeten spelen en op geen enkele manier hun belang voor de astrofysica moeten verliezen.

L.A. Mitrofanova

Vergelijkbare publicaties

Hoe een molecuul "bouwen"?

Elektronische kanonnencommandanten

De eenentwintigste eeuw komt in een stroomversnelling