Laboratuvardaki astro spektrumları

Gökbilimciler ve astrofizikçiler gök cisimleri hakkında ne tür veri alırlarsa alsınlar, bu verileri bir kural olarak, yalnızca karasal nesnelerin incelenmesinde karasal laboratuarlarda elde edilen modellere dayanarak çözmek mümkündür.

Bu makalede, bir soğurma tüpündeki gezegen atmosferlerinin modellenmesi için ustaca bir yöntem ve bu yöntemin olası uygulamaları anlatılmaktadır.

Gezegenlerin atmosferlerinin spektrumları

Gezegen atmosferlerinin spektral çalışması, modern astrofiziğin acil sorunlarından biridir. Bununla birlikte, bu karmaşık, büyük görev, ilgili bilimlerdeki uzmanların katılımı olmadan yalnızca gökbilimciler tarafından başarıyla çözülemez. Örneğin, gökbilimciler, moleküllerin fiziksel sabitlerini ve yapılarını belirlemeden, moleküler soğurma spektrumlarını incelemek için spektroskopist-fizikçilerin laboratuar çalışmalarının sonuçları olmadan yapamazlar. Sadece elimizde yeterli sayıda moleküler sabitlere ve moleküllerin spektral atlaslarına sahip olarak, gezegensel atmosferlerin ve diğer gök cisimlerinin spektrumlarını belirlemek mümkündür. Bu, karasal astronomi (optik veya radyo astronomik yöntemler) veya Dünya atmosferinin dışında fırlatılan roketler kullanılarak elde edilen sonuçlar olsun, herhangi bir gözlem yöntemi için geçerlidir.

Gezegensel atmosferlerin spektrumları esas olarak karbondioksit (CO2), karbon monoksit (CO), metan (SND amonyak (NH3), nitrojen (N2), oksijen (O2) moleküllerine ait moleküler bantlardan oluşur, yani esas olarak iki - , üç ve dört atomlu moleküller. Şu anda, çoğu gezegenin atmosferlerinin kalitatif kimyasal bileşimi hakkında neredeyse güvenle konuşabiliriz. Optik yöntemlerle ve radyo astronomi gözlemleri kullanılarak elde edilen astronomik spektrogramların dikkatli bir şekilde incelenmesinden sonra kurulmuştur. , Sovyet uzay istasyonu "Venüs-4" 'ün sonuçları, sadece Venüs atmosferinin daha doğru bir niteliksel kimyasal bileşimi hakkında bilgi vermekle kalmadı, aynı zamanda nicel bileşimini, sıcaklığını ve basıncını da netleştirdi.

Diğer gezegenlerin atmosferlerinin kantitatif kimyasal bileşimine gelince, hala ciddi bir doğrulama ve iyileştirme gerektiriyor. Şimdiye kadar gökbilimciler, gezegenlerin atmosferlerinin şerit spektrumlarını belirleme ve inceleme konusunda büyük zorluklarla karşılaştı. Bu zorluklar, kural olarak, laboratuvarımızın ve basit moleküllerin yapısı ve özelliklerine ilişkin teorik bilgilerimizin sınırlı olmasından kaynaklanmaktadır. Bu nedenle, astronomik spektrumu incelerken, öncelikle hangi moleküllerin onu verdiğini belirlemeli ve ardından laboratuvar çalışmalarına göre bu molekülün bantlarının özelliklerini ve yapısını netleştirmeliyiz.

Çok atomlu moleküller ve özellikle kuyrukluyıldızlarda ve gezegenlerde bulunan üç atomlu moleküller daha da az incelenmiştir.

Örneğin yıldız atmosferlerinde bulunan molekülleri laboratuvar koşullarında kolayca ve basit bir şekilde elde etmenin her zaman mümkün olmadığı unutulmamalıdır. İlginç bir örneğe bakalım.

1926'da P. Merill ve R. Sanford, bazı karbon RV Draco yıldızlarında çok güçlü soğurma bantları gözlemlediler, ancak onlarca yıldır güvenle tanımlanamadılar. Doğru, teorik nedenlerden ötürü, bu bantların karmaşık bir molekülden - triatomik S1C2'den kaynaklandığı varsayılıyordu.

Problemin doğru çözümü için laboratuvar deneyleri yapıldı. 1956'da W. Clement bu bantları laboratuvarda elde etmeye çalıştı. Deneyleri kurarken, şu düşünceden hareket etti: Cr molekülünün spektrumları bir dizi yıldızda gözlendi ve iyi çalışıldı. Silikon molekülünün spektrumu laboratuvarda iyi incelenmiştir, ancak astronomik spektrumlar arasında belirtilmemiştir.Bu nedenle Clement, karbon ve silikon varlığında, 1961 yılına kadar mümkün olmasa da, astronomik spektrumlarda ve laboratuvarda gözlemlenmesi gereken tek kutuplu bir SiC molekülünün oluştuğunu öne sürdü. Daha sonra Clement şu şekilde akıl yürüttü: King'in saf preslenmiş kömürden yapılan yüksek sıcaklık fırınına S1 eklenirse, o zaman belirli bir fırın ısıtma sıcaklığında (fırında 2500-3000 ° K sıcaklık elde edilebilir), SiC molekülüne ait bir absorpsiyon spektrumu gözlemlenmelidir. Bununla birlikte, Clement tarafından elde edilen spektrumun daha karmaşık olduğu ve SiC için beklenenden farklı olduğu ortaya çıktı. Daha sonra laboratuvarda elde edilen spektrumu, RV Dragon türünün serin yıldızlarından birinin tanımlanamayan spektrumuyla karşılaştırdılar ve bantların iyi eşleştiği ortaya çıktı. Deneyden, Clement'in laboratuvarda yıldız tayfını yeniden üretebildiği tek bir şey anlaşıldı. Bununla birlikte, hangi belirli molekülün bu spektrumu verdiğini belirlemek imkansızdı.

Molekül bilinmiyordu. Yalnızca karbon ve silikonun böyle bir spektrum sağlayabileceğine inanmak için daha fazla neden vardı.

Ek olarak, titreşim analizi, istenen molekülün, iki ilişkili daha hafif olanla birlikte bir ağır atom içerdiğini gösterdi. Bundan, bir sonuç çıkarıldı (daha fazla onay gerektiren): büyük olasılıkla, bu karmaşık spektrum S1C2 molekülü tarafından sağlanır. Clement, araştırmasında spektrum kaynağının yüksek bir sıcaklığında spektrogramlar elde etti, bu nedenle bantların ince yapısı ayrıntılı olarak belirlenemedi. Gerçekleştirilen deneyin bu kusuru, Merrill ve Sanford bantlarının kesin olarak tanımlanmasına izin vermedi.

Şu anda araştırmacılar bu konuya tekrar döndüler. Kanadalı fizikçiler, karbon yıldızlarının çizgili spektrumlarına benzer bir moleküler spektrum sağlayan bir ışık kaynağı arayışına büyük önem veriyorlar. Prof. G. Herzberg, kendisinin ve laboratuvardaki iş arkadaşı R. Verma'nın SiC2 molekülünün bantlarını düşük sıcaklıklarda gözlemleyebildiğini bildirdi - Herzberg, yeni spektrumların daha yüksek bir çözünürlükte kapsamlı bir şekilde incelenmesinin bunu mümkün kılacağı umudunu ifade ediyor. dönme yapısını daha güvenli bir şekilde analiz edin ve bu gizemli molekülün eylemsizlik momentini belirleyin.

Pek çok bilim insanı bu çalışmanın sonuçlarını büyük bir ilgiyle bekliyor ve moleküler spektrumun kaynağının nihayet bulunacağını umuyor, bu da sonunda Merrill ve Sanford bantlarının tanımlanmasını mümkün kılıyor. SiC2 molekülü, bir yıldızın atmosferinde güvenle bulunan ilk çok atomlu molekül olacak.

Yıldızların ve kuyruklu yıldızların atmosferlerinde, özel olarak kontrol edilen koşullar altında laboratuvarlarda çok nadiren ve çok zorlukla elde edilebilen CH +, C3, NH2 gibi başka moleküller de tanımlanmıştır. Genel olarak, karmaşık yapıları nedeniyle moleküler spektrumlar, atomik olanlardan çok daha az çalışılmıştır.

Çözülmemiş birkaç soru olmasına rağmen, çeşitli kimyasal elementlerin atomlarının spektrumları neredeyse iyi çalışılmıştır. Şimdi, atom spektrumlarının fiziksel sabitleri hakkında gerekli miktarda tamamen güvenilir bilgiye sahibiz. Belki de bundan dolayı, atomik spektrumlar, bilimin çeşitli alanlarında uzun süre moleküler olanlara göre baskın bir rol oynayacaktır.

Yüzyılımızın kırklı yıllarından beri astrofiziksel olarak ilgi çeken moleküllerin spektrumlarının laboratuar çalışması özel ilgi görmüştür. Bununla birlikte, şimdiye kadar üzerinde çalışılan moleküllerin iyi ve eksiksiz referans kitapları hala yoktur.

Geniş emiş yollu soğurma boruları

Moleküler absorpsiyon spektrumları atomik olanlardan daha karmaşıktır. Bir dizi banttan oluşurlar ve her bant çok sayıda ayrı spektral çizgiden oluşur. Bir molekül, öteleme hareketine ek olarak, molekülün ağırlık merkezi etrafındaki dönüşünden, molekülü oluşturan atomların çekirdeklerinin birbirine göre titreşimlerinden ve elektronların hareketinden oluşan iç hareketlere de sahiptir. molekülün elektron kabuğunu oluşturur.

Moleküler absorpsiyon bantlarını ayrı spektral çizgiler halinde çözmek için, yüksek çözünürlüklü spektral cihazlar kullanmak ve ışığı absorpsiyon (absorbe edici) tüpler yoluyla iletmek gerekir. Başlangıçta, çalışma kısa borularla ve çalışılan gazların basınçlarında veya onlarca atmosferden oluşan karışımlarında gerçekleştirildi.

Bu tekniğin moleküler bant spektrumunun yapısını ortaya çıkarmaya yardımcı olmadığı, aksine onları yıkadığı ortaya çıktı. Bu nedenle hemen terk etmek zorunda kaldılar. Bundan sonra, içinden çok sayıda ışık geçişi olan soğurma tüpleri oluşturma yolunu seçtik. Böyle bir soğurma tüpünün optik şeması ilk olarak 1942'de J. White tarafından önerilmiştir. White'ın şemasına göre tasarlanan tüplerde, birkaç metreden birkaç yüz bin metreye kadar soğurucu katmanların eşdeğer optik yolları elde edilebilir. İncelenen saf gazların veya gaz karışımlarının basıncı yüzde bir ila onlarca ve yüzlerce atmosfer arasında değişir. Moleküler absorpsiyon spektrumlarını incelemek için bu tür absorpsiyon tüplerinin kullanımının çok etkili olduğu kanıtlanmıştır.

Bu nedenle, moleküler bantların spektrumlarını ayrı spektral çizgiler halinde çözümlemek için, yüksek çözünürlüklü spektral cihazlar ve içlerinden çok sayıda ışık geçişi olan absorpsiyon tüplerinden oluşan özel bir ekipman türüne sahip olmak gerekir. Gezegensel atmosferlerin elde edilen spektrumlarını belirlemek için, onları doğrudan laboratuvar olanlarla karşılaştırmak ve bu şekilde sadece dalga boylarını bulmakla kalmayıp, aynı zamanda kimyasal bileşimi de güvenle belirlemek ve genişlemeden gezegenlerin atmosferlerindeki basınçları tahmin etmek gerekir. spektral çizgiler. Absorpsiyon tüplerinde ölçülen absorpsiyon, büyüklük olarak bir gezegenin atmosferindeki absorpsiyon ile karşılaştırılabilir. Sonuç olarak, çok sayıda ışık geçişine sahip soğurma tüplerinde, incelenen saf gazların veya karışımlarının basıncı değiştiğinde, gezegenlerin atmosferlerini olduğu gibi simüle edebilir. Borulardaki sıcaklık rejimini birkaç yüz derece Kelvin aralığında değiştirmenin mümkün olması artık daha gerçekçi hale geldi.

J. White absorpsiyon tüpünün optik düzeni

J. White'ın icadının özü şu şekilde özetlenebilir: kesinlikle eşit eğrilik yarıçapına sahip üç küresel içbükey ayna alınır. Aynalardan biri (A) bir ucuna boru içine, diğer ikisi (B, C) kesilmiş aynanın iki eşit parçası olan diğer ucuna yerleştirilmiştir. İlk ayna ile diğer ikisi arasındaki mesafe, aynaların eğrilik yarıçapına eşittir. Boru hava geçirmez şekilde kapatılmıştır. Borudaki vakum, bir mm Hg'nin onda biri veya yüzde biri kadar oluşturulur. Art. Ve daha sonra boru belirli bir deney gazı ile doldurulur (göreve bağlı olarak, basınca. Borudaki aynalar, borudan giren ışık aynalardan yansıyacak ve belirli bir sayı geçecek şekilde monte edilir. zamanın ileri ve geri yönlerinde.

Şu anda, tüm soğurma tüpleri, 1948'de G. Herzberg ve N. Bernstein tarafından sunulan ön aynanın tasarımında bir değişiklikle J. White'ın şemasına göre yapılmıştır. Herzberg, bir alanda uzun bir ışık soğurma yolu elde etmek için bir optik şema kullanmıştır. 22 m'lik bir eğrilik yarıçapına ve 250 mm boru çapına sahip emme tüpü. Boru elektrolitik demirden yapılmıştır. Herzberg'in karbondioksit (CO 2) absorpsiyon spektrumları üzerine yaptığı çalışmalardan birinde ışığın soğurma yolu 5.500 m idi, bu da aynalar arasında 250 geçişe karşılık geliyordu. Böylesine büyük bir soğurma yolu, yani büyük bir optik derinlik, yalnızca White tarafından önerilen ustaca optik şema sayesinde elde edildi.

Işık geçişlerinin sayısının sınırı, yansıma kaybı ve ayna C'de elde edilebilecek görüntü sayısı ile belirlenir. Soğurma tüplerini tasarlarken, tasarımcılar büyük mekanik zorluklarla karşılaşır. Her şeyden önce, bu, aynaların çerçevelerinin ve bunların sabitleme, ayarlama ve odaklanma mekanizmalarının, kontrol mekanizmalarının çıktılarının dışa doğru gelişmesidir.Boru nispeten kısaysa, aynalar, üzerine aynalar takıldıktan sonra borunun içine itilen ortak bir plato üzerinde bulunur; boru uzunsa aynaların montajı çok daha karmaşık hale gelir.

Boruların hangi malzemeden yapıldığı çok önemlidir. Elektrolitik olarak saf demir, paslanmaz yüksek kaliteli çelik ve invar kullanılmaktadır. Çelik borunun içi elektrolitik olarak saf demir ile kaplanmıştır. Bildiğimiz kadarıyla özellikle son zamanlarda boruların içindeki duvarlar herhangi bir vakumlu vernikle kaplanmamaktadır. Aynaların yüzeyini kaplamak için malzeme seçimi, işin yapılacağı spektral bölgeye bağlıdır. Buna göre altın, gümüş veya alüminyum kullanılır. Dielektrik kaplamalar da kullanılmaktadır.

Pulkovo Gözlemevi'nin soğurma borusu

Absorpsiyon borumuz çeliktir, tek parça çekilmiş, ayrı uzunluklardan kaynaklanmıştır. 8-10 m Toplam uzunluğu 96,7 m, iç çapı 400 mm, et kalınlığı 10 mm'dir. Geçici olarak, sadece 100 mm çapında ve 96 m'lik bir eğrilik yarıçapına sahip iki alüminyum kaplı ayna tüpe yerleştirilir. Tüp ayrıca objektifleri de içerir. İki aynanın yardımıyla üç katlı bir geçiş elde ederiz. İki ayna daha alıp bunları uygun şekilde tüpün içine yerleştirirsek, ışık beş kez iletiliyor ki bu son zamanlarda yaptığımız.

Dolayısıyla, çalışmamızda aşağıdaki soğurma yollarına sahibiz: 100 m, 300 m, 500 m Bu, ışık kaynağından tüpün giriş penceresine olan mesafeleri ve ışık demetinin spektrograf yarığına giden çıkış penceresi.

Gelecekte, aynaların 380 mm çapında ve 100 m'lik bir eğrilik yarıçaplı büyük olanlarla değiştirilmesi bekleniyor. . Tüm optik hesaplamalar, soğurma yolunun etkin uzunluğunun 50-60 geçiş için 5000-6000 m olacağı şekilde yapılmalıdır.

Soğurma borumuz en uzun olanlardan biridir, bu nedenle bir dizi bileşenini tasarlarken yeni çözümlerin bulunması gerekiyordu. Örneğin aynalar boru gövdesine bağlı bir tabana mı yoksa borudan bağımsız ayrı temellere mi monte edilmelidir? Bu çok zor sorulardan biridir (başkalarına vermeyiz) ve aynaların hizalanmasının ve yönünün güvenilirliği ve doğruluğu onun doğru çözümüne bağlı olacaktır. Aynalar borunun içine yerleştirildiğinden, doğal olarak, dışarı pompalarken veya boruda basınç oluştururken, aynaların montajında ​​deformasyonlar meydana gelecektir (çok az olsa bile, ışık huzmesinin yönünde bir değişiklik olacaktır. Bu konu da özel bir çözüm gerektirdiği gibi borudan geçen ışık sayısının belirlenmesi için aynaların hizalanmasını ve odaklamasını lazer kullanarak gerçekleştireceğiz.

Emme tüpünün yanına bir vakum kırınım spektrografı yerleştirilir. Bir otomatik renklendirme şemasına göre monte edilir. Milimetre başına 600 çizgiye sahip düzlemsel bir kırınım ızgarası, ikinci sırada 1,7 A / mm'lik doğrusal bir dağılım verir. Sürekli spektrum kaynağı olarak 24 V, 100 W akkor lamba kullandık.

Borunun montajı ve çalışmasına ek olarak, oksijen moleküler absorpsiyon spektrumunun (O2) A bandının çalışması tamamlanmıştır. Çalışma, basınca bağlı olarak emilim hatlarının eşdeğer genişliklerinde meydana gelen değişiklikleri ortaya çıkarmayı amaçlıyordu. 7598 ila 7682 A arasındaki tüm dalga boyları için eşdeğer genişlikler hesaplanır. Spektrogramlar 1 ve 2, A bandının absorpsiyon spektrumlarını gösterir. Ayrıca, yabancı bir gazın varlığına bağlı olarak eşdeğer genişliklerin artırılmasının etkisini ortaya çıkarmak için çalışmalar devam etmektedir. Örneğin karbondioksit (CO2) alınır ve buna bir miktar nitrojen (N2) eklenir.

Laboratuvarımızda moleküler absorpsiyon spektrumlarının incelenmesi üzerine çalışmalar L.N. Zhukova, V.D. Galkin ve bu makalenin yazarı tarafından yürütülmektedir.Araştırmalarımızı, sonuçları astrofiziksel problemlerin çözümüne katkıda bulunacak şekilde yönlendirmeye çalışıyoruz, özellikle de gezegen astronomisinde.

Fotoğrafik veya fotoelektrik kayıt yöntemleriyle elde edilen hem laboratuvar hem de astronomik moleküler absorpsiyon spektrumlarının işlenmesi çok zahmetli ve zaman alıcıdır. Bu çalışmayı hızlandırmak için California Üniversitesi'nde J. Phillips, 1957'de bir IBM-701 bilgisayarı kullanarak moleküler absorpsiyon spektrumlarını işlemeye başladı. İlk olarak program C2 ve NO spektrumları için derlendi. Aynı zamanda CN için tablolar hazırlandı. Phillips, her şeyden önce, makinenin astorofiziksel ilgiye sahip moleküllerin spektrumlarını işlemesi gerektiğine inanıyor: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Bilgisayar teknolojisinin avantajları açıktır ve deneysel sonuçların işlenmesinde yaygın olarak kullanılmalıdır.

Laboratuvar araştırması ve astronomik spektrumlar

Büyük bir fizikçi grubu, çoklu ışık geçirgenliğine sahip soğurma tüplerinde elde edilen moleküler soğurma spektrumlarını inceliyor. Her şeyden önce, prof'in büyük rolünü ve değerini belirtmek isterim. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Monografileri gibi deneysel ve teorik çalışmaları,
bu bilim alanının temelinde yatmaktadır. Araştırmada ve özellikle dört kutuplu moleküllerin spektrumlarının incelenmesinde önde gelen yerlerden biri, prof. D. Rank (Pensilvanya, ABD). Genç araştırmacılar arasında, laboratuvar deneylerini astrofiziksel gözlemlerle çok başarılı bir şekilde birleştiren T. Owen'ın (Arizona, ABD) çalışmalarını not etmek başarısız olamaz.

Bu makalenin ilk bölümünde laboratuar ve astrofizik yöntemlerinin verimli bir kombinasyonunun bir örneğini vermiştik. Bir RV Dragon yıldızının spektrumundaki moleküler bantların tanımlanmasıyla ilgilidir. İkinci bir örnek olarak, G. Herzberg ve D. Kuiper'in laboratuvar spektrumları ile doğrudan karşılaştırmaya dayalı gezegen spektrumlarının incelenmesi üzerine ortak çalışmasını düşünün.

McDonald Gözlemevi'nden Kuiper, Venüs ve Mars'ın spektrumlarını 14-2,5 mikron dalga boyu aralığında yüksek çözünürlükle elde etti. Karbondioksitin (CO2) moleküler bantlarıyla tanımlanan toplam 15 bant kaydedildi. X = 2.16 mikron civarında bir bant şüphelidir. Herzberg ve Kuiper, Venüs spektrumunda X = 2,16 μ'deki emilimin CO2 molekülünden kaynaklandığını güvenle gösteren CO2 ile ilgili ek laboratuvar çalışmaları gerçekleştirdi. Herzberg ve Kuiper tarafından CO2 absorpsiyon spektrumlarının laboratuar çalışmaları için, Ierki Gözlemevinin 22 m'lik bir eğrilik yarıçapı, 22 m'lik bir uzunluk ve 250 mm'lik bir çapa sahip çok geçişli bir absorpsiyon tüpü kullanıldı. Boru elektrolitik demirden yapılmıştır. Tüpü test gazı ile doldurmadan önce birkaç mm Hg'ye pompalandı. Sanat. (daha sonra bir mm Hg'nin onda birine kadar bir vakum elde etmeye başladılar. Art.). Herzberg ve Kuiper ilk çalışmalarında borudaki CO2 basıncını 0,12 ila 2 atm aralığında değiştirdiler. Emici tabakanın uzunluğu 88 m ve 1400 m idi, yani ilk durumda, ışık borudan 4 kez ve ikinci - 64 kez geçti. Tüpten ışık spektrometreye yönlendirildi. Bu çalışmada, Venüs ve Mars spektrumlarının elde edildiği aynı spektrometreyi kullandık. CO2 absorpsiyon bantlarının dalga boyları laboratuar spektrumlarında belirlendi. Spektrogramları karşılaştırarak, Venüs spektrumlarındaki bilinmeyen absorpsiyon bantları kolayca belirlendi. Daha sonra, Mars ve Ay spektrumlarındaki bantlar da benzer şekilde tanımlandı. Yalnızca gaz basıncındaki bir değişikliğin veya başka bir gazın eklenmesinden kaynaklanan spektral çizgilerin kendi kendine genişlemesinin ölçümleri, gezegenlerin atmosferlerindeki basıncı tahmin etmeyi mümkün kılacaktır. Gezegenlerin atmosferlerinde basınç ve sıcaklık değişimlerinin olduğu unutulmamalıdır; bu onları laboratuvarda modellemeyi zorlaştırır. Üçüncü örnek. Prof.Dr. D. Sıra.Birçoğu, dört kutuplu moleküllerin spektrumlarının incelenmesine adanmıştır: nitrojen (N2), hidrojen (H2) ve diğer moleküller. Buna ek olarak, Rank ve arkadaşları, fizikçiler ve astrofizikçiler için çok gerekli olan çeşitli moleküller için dönme ve titreşim sabitlerini belirleme gibi en güncel konularla ilgileniyorlar.

Ranque laboratuvarında moleküler absorpsiyon spektrumlarının çalışmasında, birden fazla ışık iletimi olan 44 m uzunluğunda ve 90 cm çapında büyük bir absorpsiyon tüpü kullanılmıştır. Paslanmaz çelik borudan imal edilmiştir. İçinde çalışılan gazların basıncı 6,4 kg / cm2'ye kadar ve ışık yolunun uzunluğu - 5000 m'ye kadar elde edilebilir.Bu tüp ile Rank, CO2 ve H2O hatlarının yeni laboratuvar ölçümlerini gerçekleştirdi. Mars atmosferinde çökelmiş su (H2O) ve CO2 miktarını belirlemek mümkündür. Ölçümler, Amerikalı astrofizikçiler L. Kaplan, D.Münch ve K. Spinrad'ın talebi üzerine gerçekleştirildi ve X = 8300 A'da H2O hatlarının ve X = CO2'de rotasyonel bantların tanımlanmasının doğruluğunu teyit etmek zorundaydı. 8700 A.

Arizona Üniversitesi'nin Ay ve gezegen laboratuvarlarında moleküler absorpsiyon spektrumlarının laboratuar çalışmaları büyük bir başarıyla yürütülmektedir. T. Owen bu işlerde aktif rol alıyor. Laboratuvarda çoklu ışık geçirgenliğine sahip 22 m uzunluğunda ve 250 mm çapında bir soğurma tüpü yerleştirilmiştir. ' İçi elektrolitik demirle kaplı çelik boru. Laboratuar spektrumları, 2.5 A / mm doğrusal dispersiyonlu bir kırınım spektrografı üzerinde elde edilir. Ana araştırmalar metan (CH4) ve amonyaktır (NHa). Çalışma, geniş bir basınç aralığında ve geniş bir emme uzunluğunda gerçekleştirilir. Işık kaynağı ya güneş ya da akkor tungsten lambadır. Örneğin, Owen ve Kuiper (1954) tarafından gerçekleştirilen "Atmosferin bileşiminin ve Mars yüzeyindeki basıncın belirlenmesi" çalışması için laboratuvarda X = 1,6 μ Aşağıdaki koşullar altında saf karbon dioksit (CO2) içinde bant:

Owen ve Kuiper ayrıca yabancı gaz ilavesi üzerine bir araştırma yaptı. Yazarlar, toplam CO2 içeriği zayıf bantlardan belirlenirse, X = 1,6 mikron bant ölçümlerinden, özellikle Mars'ta atmosferik basıncın ampirik olarak bulunabileceğini ve başka herhangi bir bileşenin varlığının tespit edilebileceğini belirtiyorlar. Ancak, bu kurulumda gaz karışımlarındaki basıncın etkilerinin ampirik bir şekilde belirlenmesi imkansızdır, çünkü Mars'ın homojen atmosferinin iki yüksekliğine, yani yaklaşık 40 km'ye eşit bir ışın yolu uzunluğuna sahip olmak gerekir. Kuiper ve Owen'ın deneylerinde, soğurma yolu sadece 4 km, yani 10 kat daha azdı.

1966'da J. Kuiper, R. Wilod ve T. Owen, Uranüs ve Neptün'ün spektrumlarını elde ettiklerinde, bir dizi tanımlanamayan absorpsiyon bantları içerdikleri ortaya çıktı. Bu gezegenlerin atmosferlerinin metandan (CH4) oluşması büyük olasılıkla olduğu için laboratuar çalışmaları yapılmıştır. Laboratuvar spektrumları, çok geniş optik yollarda ve orta derecede seyrekleşmede elde edildi. Örneğin, 7671 ve 7430 A dalga boyu aralığındaki CH4 spektrumlarının bir kısmı, 1.940 m atm'lik etkili bir soğurma uzunluğunda ve spektrumların bir kısmı 7587, 7470 A aralığında ve daha kısa bir uzunlukta elde edildi. 2860 m atm.

Yalnızca Uranüs ve Neptün spektrumlarının laboratuar spektrumları ile karşılaştırılması, bilinmeyen bantların güvenle tanımlanmasını ve bu gezegenlerin atmosferlerindeki emilmenin esas olarak metandan kaynaklandığını kanıtlamayı mümkün kıldı. Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m uzunluğunda, 125 mm çap; paslanmaz çelikten yapılmış) yeniden kullanılabilir soğurma tüpüyle Owen, metan, su buharı, amonyak üzerine araştırma yaptı. Işık yolu uzunluğu 1000 m idi, yani ileride ışık ve tüpte geriye doğru 80 kez geçmiştir.Laboratuarda elde edilen gazların spektrumları Jüpiter, Venüs ve Ay spektrumları ile karşılaştırılmış ve bu şekilde Owen bu gezegenlerin spektrumlarında bilinmeyen bantların tespitini gerçekleştirmiştir.Bu gezegenlerin spektrumları, Kitt Peak Ulusal Gözlemevi'nde 82 "reflektör, 84" reflektör ve 60 "solar teleskop ile McDonald Gözlemevi'nde elde edildi. Spektrogramların ayrıntılı bir incelemesi, metan, amonyak ve hidrojenin neden olduğu absorpsiyon bantlarının Jüpiter'in atmosferinde güvenle tanımlandığı sonucuna varmamızı sağlar. Diğer gazlar için bir dizi laboratuvar testinin yapılması gerekir.

Kiev'deki uluslararası sempozyumda (1968) Owen, Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ün atmosferlerinde bulunan gazların spektroskopik olarak belirlenmesinin sonuçlarını bildirdi.

Elde edilen gök cisimlerinin spektrogramlarını laboratuvar spektrumları ile doğrudan karşılaştırarak analiz etmenin ve tanımlamanın her zaman mümkün olmadığını belirttik. Bu, gök cisimleri üzerindeki gazlı ortamın uyarılması ve parıltısının, yer temelli laboratuvarlarda doğru bir şekilde yeniden üretilemeyen çok karmaşık fizikokimyasal koşullar altında meydana geldiği gerçeğiyle açıklanabilir. Bu nedenle, laboratuvar spektrumları ile karşılaştırıldığında, moleküler bantların yapısı ve yoğunlukları belirsiz kalır. O halde dolaylı tanımlama yöntemlerine başvurmanız gerekir. Örneğin, 3 Kasım 1958'de N.A.Kozyrev tarafından elde edilen ve aynı yıl kendisi tarafından işlenen Ay krateri Alphonse'nin merkezi zirvesinin spektrogramıyla ilgili durumu aktaralım. Spektrogram, bilinen bir dizi C2 bandının tesadüfen tanımlandı. Bununla birlikte, A = 4740 A'daki bandın maksimum parlaklığı, laboratuvarda benzer bir spektrum elde etmek mümkün olmadığından, özel bir açıklama gerektirdi. Kozyrev, bu değişimi, karmaşık bir molekülün Güneş'ten gelen sert radyasyonun etkisi altında iyonize olması ve bunun sonucunda, yer değiştirmiş bandın ait olduğu C2 radikalinin oluşması ve bilinen bantlarla çakışmaması ile açıklıyor. bu bölge. Kozyrev, Ay'ın iç enerjisine ve gazların volkanik emisyonuna ilişkin bu sonuçlara dayanarak çok cesur bir sonuca vardığından, bu benzersiz spektrogramın yeniden işlenmesine karar verildi. Bu işlem A. A. Kalinyak tarafından mikrofotometri yöntemi kullanılarak gerçekleştirildi. Kozyrev'in vardığı sonuç doğrulandı.

Roket teknolojisinin gelişmesi ve Dünya atmosferi dışında roketlerin fırlatılmasıyla bağlantılı olarak, gezegen atmosferlerinin temelde yeni fiziksel parametrelerini elde etmek ve daha önce gözlemlenemeyen gök cisimlerinin özelliklerini incelemek mümkün hale geldi. Ancak hem roket yardımı ile hem de yer araçlarıyla elde edilen gözlemlerin işlenmesi ve analizinde laboratuvar araştırması eksikliğinden kaynaklanan büyük zorluklarla karşılaşılmaktadır. Bu zorluklar, spektroskopistlerin-fizikçilerin ve astrofizikçilerin, ilgi alanları yalnızca örtüşmekle kalmayıp aynı zamanda atomik ve moleküler soğurma ve emisyon spektrumları çalışmalarında da örtüşen deneysel çalışmaları ile ortadan kaldırılabilir. Sonuç olarak, karşı karşıya oldukları görevler ancak yer tabanlı laboratuvarlarda ortak çalışma ile başarılı bir şekilde çözülebilir. Bu nedenle, roket teknolojisinin kullanıldığı gezegen atmosferlerinin incelenmesindeki muazzam ilerlemelere rağmen, yer temelli laboratuvarlar önemli bir rol oynamalı ve astrofizik için önemlerini hiçbir şekilde kaybetmemelidir.

L.A. Mitrofanova

Benzer yayınlar

Bir molekül nasıl "oluşturulur"?

Elektron silahı komutanları

Yirmi birinci yüzyıl ivme kazanıyor