|
 Koje god podatke astronomi i astrofizičari dobivaju o nebeskim tijelima, moguće je dešifrirati te podatke, u pravilu, oslanjajući se samo na zakonitosti izvedene u zemaljskim laboratorijima u proučavanju zemaljskih objekata.
U ovom je članku opisana genijalna metoda za modeliranje planetarnih atmosfera u apsorpcijskoj cijevi i moguće primjene ove metode.
Spektri planetarnih atmosfera
Spektralno proučavanje planetarnih atmosfera jedan je od hitnih problema moderne astrofizike. Međutim, ovaj složeni, veliki zadatak ne mogu uspješno riješiti samo astronomi, bez uključivanja stručnjaka iz srodnih znanosti. Primjerice, astronomi ne mogu bez rezultata laboratorijskih studija spektroskopa-fizičara za proučavanje spektra molekularne apsorpcije, bez određivanja fizikalnih konstanti molekula i njihove strukture. Imajući na raspolaganju dovoljan broj molekularnih konstanti i spektralnih atlasa molekula, moguće je identificirati spektre planetarnih atmosfera i drugih nebeskih tijela. To se odnosi na bilo koju metodu promatranja, bilo da se radi o zemaljskoj astronomiji (metode optičke ili radioastronomije) ili rezultatima dobivenim raketama lansiranim izvan Zemljine atmosfere.
Spektri planetarnih atmosfera sastoje se uglavnom od molekularnih traka koje pripadaju molekulama ugljičnog dioksida (CO2), ugljičnog monoksida (CO), metana (SND amonijaka (NH3), dušika (N2), kisika (O2), tj. Uglavnom dva -, tro- i četveroatomske molekule. Trenutno gotovo pouzdano možemo govoriti o kvalitativnom kemijskom sastavu atmosfere većine planeta. To je utvrđeno pažljivim proučavanjem astronomskih spektrograma dobivenih optičkim metodama i uz pomoć radioastronomije Osim toga, rezultati sovjetske svemirske stanice "Venera-4" omogućili su ne samo davanje podataka o preciznijem kvalitativnom kemijskom sastavu venerine atmosfere, već i razjašnjenje njenog kvantitativnog sastava, temperature i tlaka.
Što se tiče kvantitativnog kemijskog sastava atmosfera drugih planeta, on još uvijek zahtijeva ozbiljnu provjeru i doradu. Do sada su astronomi nailazili na velike poteškoće u identificiranju i proučavanju prugastih spektra atmosfera planeta. Te su poteškoće u pravilu uzrokovane činjenicom da je naše laboratorijsko i teorijsko znanje o građi i svojstvima čak i jednostavnih molekula ograničeno. Stoga, proučavajući astronomski spektar, prije svega moramo utvrditi koja ga je molekula dala, a zatim, prema laboratorijskim studijama, razjasniti svojstva i strukturu traka ove molekule.
Poliatomske molekule, a posebno triatomske koje se nalaze u kometima i planetima, još su manje proučene.
Treba napomenuti da nije uvijek moguće jednostavno i jednostavno dobiti laboratorijske uvjete iste molekule koje se nalaze, recimo, u zvjezdanim atmosferama. Pogledajmo jedan zanimljiv primjer.
1926. P. Merrill i R. Sanford primijetili su vrlo jake apsorpcijske pojaseve u nekim ugljičnim zvijezdama tipa RV Dragon, ali ih desetljećima nije bilo moguće pouzdano identificirati. Istina, iz teorijskih razloga pretpostavljalo se da ove vrpce uzrokuje složena molekula - triatomski S1C2.
 Za ispravno rješenje problema postavljeni su laboratorijski pokusi. 1956. W. Clement je pokušao nabaviti te trake u laboratoriju. Pri postavljanju pokusa, pošao je od sljedećeg razmatranja: spektri molekule Cr promatraju se u brojnim zvijezdama i dobro su proučeni. Spektar molekule silicija dobro je proučen u laboratoriju, ali nije primijećen među astronomskim spektrima.Stoga je Clement sugerirao da se u prisutnosti ugljika i silicija stvara unipolarna molekula SiC, što bi trebalo promatrati u astronomskim spektrima, kao i u laboratoriju, iako je to bilo moguće tek 1961. godine. Tada je Clement obrazložio sljedeće: ako se S1 doda u Kingovu visokotemperaturnu peć koja je izrađena od čistog prešanog ugljena, tada se pri određenoj temperaturi grijanja peći (u peći može dobiti temperatura od 2500-3000 ° K), treba promatrati apsorpcijski spektar koji pripada molekuli SiC. Međutim, pokazalo se da je spektar dobiven Clementom složeniji i za razliku od očekivanog za SiC. Zatim su usporedili spektar dobiven u laboratoriju s neidentificiranim spektrom jedne od hladnih zvijezda tipa RV Dragon i ispalo je da se vrpce dobro podudaraju. Iz pokusa je postalo jasno samo jedno, da je Clement u laboratoriju mogao reproducirati zvjezdani spektar. Međutim, bilo je nemoguće utvrditi koja je molekula dala ovaj spektar.
Molekula je ostala nepoznata. Samo je bilo više razloga vjerovati da samo ugljik i silicij mogu pružiti takav spektar.
Uz to, analiza vibracija pokazala je da željena molekula sadrži jedan teški atom, u kombinaciji s dva povezana lakša. Iz toga je donesen zaključak (koji zahtijeva više potvrda): najvjerojatnije ovaj složeni spektar pruža molekula S1C2. U svom istraživanju Clement je dobivao spektrograme pri visokoj temperaturi izvora spektra, pa se nije mogla detaljno utvrditi fina struktura traka. Ova nesavršenost provedenog eksperimenta nije omogućila konačnu identifikaciju opsega Merrill i Sanford.
Trenutno su se istraživači ponovno vratili ovom pitanju. Kanadski fizičari posvećuju veliku pažnju potrazi za izvorom svjetlosti koji daje molekularni spektar sličan prugastim spektrima ugljikovih zvijezda. Prof. G. Herzberg izvještava da su on i njegov suradnik R. Verma u laboratoriju uspjeli promatrati trake molekule SiC2 na niskim temperaturama - Herzberg izražava nadu da će temeljito proučavanje novih spektra na višoj rezoluciji omogućiti više pouzdano analizirati rotacijsku strukturu i odrediti trenutak inercije ove tajanstvene molekule.
Mnogi znanstvenici s velikim zanimanjem očekuju rezultate ove studije i nadaju se da će napokon biti pronađen izvor molekularnog spektra, što će omogućiti konačnu identifikaciju pojasa Merrill i Sanford. Molekula SiC2 tada će biti prva poligatna molekula koja se pouzdano nalazi u atmosferi zvijezde.
U atmosferama zvijezda i kometa identificirane su i druge molekule, poput CH +, C3, NH2, koje se mogu dobiti samo uz velike poteškoće i vrlo rijetko u laboratorijima pod posebno kontroliranim uvjetima. Općenito, molekularni spektri, zbog svoje složene strukture, proučavani su mnogo slabije od atomskih.
Spektri atoma različitih kemijskih elemenata gotovo su dobro proučeni, iako postoji niz pitanja koja ostaju neriješena. Sada imamo potrebnu količinu potpuno pouzdanih podataka o fizičkim konstantama spektra atoma. Možda će zbog toga atomski spektri još dugo igrati dominantnu ulogu nad molekularnim u raznim poljima znanosti.
Laboratorijsko proučavanje spektra molekula od astrofizičkog interesa dobivalo je posebnu pozornost od četrdesetih godina ovog stoljeća. Međutim, još uvijek nema dobrih, cjelovitih priručnika o molekulama koje se proučavaju.
Apsorpcijske cijevi s velikim apsorpcijskim putem
Spektri molekularne apsorpcije složeniji su od atomskih. Oni se sastoje od određenog broja opsega, a svaki opseg sastoji se od velikog broja pojedinačnih spektralnih linija. Uz translacijsko gibanje, molekula ima i unutarnja kretanja, koja se sastoje od rotacije molekule oko njenog težišta, vibracija jezgri atoma koji molekulu čine jedna u odnosu na drugu i kretanja elektrona koji čine elektronsku ljusku molekule.
Za razrješenje molekularnih apsorpcijskih pojasa u pojedinačne spektralne linije potrebno je koristiti spektralne uređaje visoke rezolucije i propuštati svjetlost kroz apsorpcijske (apsorpcijske) cijevi. U početku su se radovi izvodili s kratkim cijevima i pod pritiscima ispitivanih plinova ili njihovih smjesa od nekoliko desetaka atmosfera.
Pokazalo se da ova tehnika ne pomaže otkriti strukturu spektra molekularnih vrpci, već ih, naprotiv, ispire. Stoga su to odmah morali napustiti. Nakon toga krenuli smo putem stvaranja apsorpcijskih cijevi s višestrukim prolaskom svjetlosti kroz njih. Optičku shemu takve apsorpcijske cijevi prvi je predložio J. White 1942. U cijevima dizajniranim prema Whiteovoj shemi moguće je dobiti ekvivalentne optičke putove apsorpcijskih slojeva od nekoliko metara do nekoliko stotina tisuća metara. Tlak ispitivanih čistih plinova ili mješavina plina varira od stotih do desetaka i stotina atmosfera. Upotreba takvih apsorpcijskih cijevi za proučavanje molekularnih apsorpcijskih spektra pokazala se vrlo učinkovitom.
Dakle, da bi se spektri molekularnih traka razlučili u zasebne spektralne linije, potrebna je posebna vrsta opreme koja se sastoji od spektralnih uređaja visoke rezolucije i apsorpcijskih cijevi s više prolaza svjetlosti kroz njih. Da bi se identificirali dobiveni spektri atmosfera planeta, potrebno ih je izravno usporediti s laboratorijskim i na taj način pronaći ne samo valne duljine, već i pouzdano odrediti kemijski sastav, te procijeniti tlakove u atmosferama planeta od širenja spektralnih linija. Izmjerena apsorpcija u apsorpcijskim cijevima može se usporediti u veličini s apsorpcijom u atmosferi planeta. Slijedom toga, u apsorpcijskim cijevima s više prolaza svjetlosti, kada se promijeni tlak ispitivanih čistih plinova ili njihovih smjesa, može se, simulirati, atmosfera planeta. Postalo je realnije sada kada je moguće promijeniti temperaturni režim u cijevima unutar nekoliko stotina stupnjeva Kelvina.
Optički raspored apsorpcijske cijevi J. White
Bit izuma J. Whitea svodi se na sljedeće: uzeta su tri sferna udubljena ogledala strogo jednakih polumjera zakrivljenosti. Jedno od zrcala (A) instalirano je na jednom kraju unutar cijevi, a druga dva (B, C), koja su dva jednaka dijela izrezanog zrcala, nalaze se na drugom kraju. Udaljenost između prvog zrcala i druga dva jednaka je radijusu zakrivljenosti zrcala. Cijev je hermetički zatvorena. Vakuum u cijevi stvara se na desetinke ili stotinke mm Hg. Čl., A zatim se cijev napuni ispitnim plinom do određenog (ovisno o zadatku, tlaku. Ogledala u cijevi ugrađuju se na takav način da se svjetlost koja ulazi u cijev odbija od ogledala, prolazeći unaprijed određeni broj puta u smjeru naprijed i natrag.
Trenutno su sve apsorpcijske cijevi izrađene prema shemi J. Whitea s promjenom dizajna prednjeg zrcala koju su uveli G. Herzberg i N. Bernstein 1948. Herzberg je optičkom shemom dobio dugački put apsorpcije svjetlosti u apsorpcijskoj cijevi s radijusom zakrivljenosti zrcala od 22 m i promjer cijevi 250 mm. Cijev je izrađena od elektrolitskog željeza. U jednom od Herzbergovih djela o proučavanju spektra apsorpcije ugljičnog dioksida (CO 2), apsorpcijski put svjetlosti iznosio je 5.500 m, što odgovara 250 prolaza između zrcala. Tako velik upijajući put, odnosno velika optička dubina, dobiven je samo zahvaljujući genijalnoj optičkoj shemi koju je predložio White.
Ograničenje broja prolaza svjetlosti postavljeno je gubitkom refleksije i brojem slika koje se mogu dobiti na zrcalu C. Pri projektiranju apsorpcijskih cijevi, dizajneri nailaze na velike mehaničke poteškoće. Prije svega, ovo je razvoj okvira ogledala i njihovih mehanizama za pričvršćivanje, podešavanje i fokusiranje, izlazi upravljačkih mehanizama prema van.Ako je cijev relativno kratka, ogledala se nalaze na zajedničkom platou, koji se nakon ugradnje ogledala gurne u cijev; ako je cijev dugačka, ugradnja ogledala postaje mnogo teža.
Vrlo je važno od kojeg su materijala izrađene cijevi. Koriste se elektrolitički čisto željezo, nehrđajući čelik i invar. Unutarnja strana čelične cijevi presvučena je elektrolitički čistim željezom. Koliko znamo, zidovi unutar cijevi nisu prekriveni nikakvim vakuumskim lakovima, pogotovo u posljednje vrijeme. Izbor materijala za pokrivanje površine zrcala ovisi o spektralnom području u kojem će se rad izvoditi. U skladu s tim koriste se zlato, srebro ili aluminij. Također se koriste dielektrični premazi.
Apsorpcijska cijev zvjezdarnice Pulkovo
Naša apsorpcijska cijev je čelična, jednodijelno izvučena, zavarena iz zasebnih duljina. 8-10 m. Njegova ukupna duljina je 96,7 m, unutarnji promjer 400 mm, debljina stjenke 10 mm. Privremeno su u cijev ugrađena dva ogledala presvučena aluminijom promjera samo 100 mm i radijusa zakrivljenosti 96 m. Cijev također sadrži objektive. Uz pomoć dva zrcala tri puta dobivamo putovanje. Ako uzmemo još dva ogledala i prikladno ih postavimo u cijev, svjetlost se prenosi pet puta, što smo nedavno i učinili.
Dakle, u našim radovima imamo sljedeće apsorpcijske staze: 100 m, 300 m, 500 m. To je uzimajući u obzir udaljenosti od izvora svjetlosti do ulaznog prozora cijevi i udaljenost od koje snop svjetlosti putuje izlazni prozor na prorez spektrografa.
U budućnosti bi zrcala trebala biti zamijenjena velikim - promjera 380 mm i radijusa zakrivljenosti 100 m. Odgovarajuća optička shema zamijenit će klasičnu bijelu shemu s promjenom koju su uveli Herzberg i Bernstein. Svi optički proračuni moraju se provesti tako da efektivna duljina apsorpcijskog puta postane 5000–6000 m za 50–60 prolaza.
Naša apsorpcijska cijev jedna je od najdužih, pa su se prilikom dizajniranja nekih njezinih komponenata morala naći nova rješenja. Na primjer, trebaju li se ogledala postaviti na postolje spojeno na tijelo cijevi ili postaviti na zasebne temelje neovisno o cijevi? Ovo je jedno od vrlo teških pitanja (nećemo postavljati drugima), a pouzdanost i točnost poravnanja i usmjerenja ogledala ovisit će o njegovom ispravnom rješenju. Budući da su zrcala smještena unutar cijevi, prirodno, prilikom ispumpavanja ili stvaranja tlaka u cijevi, zbog deformacija ugradnje ogledala (čak i ako su minimalna, promjena smjera svjetlosne zrake. Ovo pitanje također zahtijeva posebno rješenje, poput određivanja broja svjetlosnih prolaza kroz cijev. Izvršit ćemo poravnanje i fokusiranje zrcala pomoću lasera.
Uz apsorpcijsku cijev postavljen je vakuumski difrakcijski spektrograf. Sastavlja se prema shemi autokolimacije. Ravna difrakcijska rešetka sa 600 linija po milimetru daje linearnu disperziju drugog reda od 1,7 A / mm. Kao izvor kontinuiranog spektra koristili smo žarulju sa žarnom niti od 24 V, 100 W.
Uz postavljanje i ispitivanje cijevi, sada je dovršeno i proučavanje A pojasa molekularnog apsorpcijskog spektra kisika (O2). Rad je bio usmjeren na otkrivanje promjena u ekvivalentnim širinama apsorpcijskog voda ovisno o tlaku. Ekvivalentne širine izračunate su za sve valne duljine od 7598 do 7682 A. Spektrogrami 1 i 2 pokazuju apsorpcijski spektar pojasa A. Također se radi na otkrivanju učinka povećanja ekvivalentnih širina ovisno o prisutnosti stranog plina. Primjerice, uzima se ugljični dioksid (CO2) i dodaje mu se malo dušika (N2).
U našem laboratoriju rad na proučavanju molekularnih apsorpcijskih spektara izvode L.N.Zhukova, V.D.Galkin i autor ovog članka.Pokušavamo usmjeravati svoja istraživanja kako bi njihovi rezultati pridonijeli rješavanju astrofizičkih problema, uglavnom u planetarnoj astronomiji.
Obrada laboratorijskih i astronomskih spektra molekularne apsorpcije dobivenih fotografskim ili fotoelektričnim metodama snimanja vrlo je naporna i dugotrajna. Da bi ubrzao ovaj rad na Kalifornijskom sveučilištu, J. Phillips je davne 1957. godine počeo obrađivati molekularne apsorpcijske spektre koristeći računalo IBM-701. Prvo je sastavljen program za spektre C2 i NO. Istodobno su pripremljeni stolovi za CN. Phillips vjeruje da, prije svega, stroj treba obraditi spektre molekula od astorofizičkog interesa: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.
Prednosti računalne tehnologije su očite i treba je široko koristiti za obradu eksperimentalnih rezultata.
Laboratorijska istraživanja i astronomski spektri
Velika skupina fizičara proučava molekularne apsorpcijske spektre dobivene u apsorpcijskim cijevima višestrukog propuštanja svjetlosti. Prije svega, želio bih istaknuti veliku ulogu i zasluge prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Njegova eksperimentalna i teorijska djela, poput monografija,
leže u temelju ovog područja znanosti. Jedno od vodećih mjesta u istraživanju, a posebno u proučavanju spektra molekula kvadrupola, zauzima rad prof. D. Rank (Pennsylvania, SAD). Među mlađim istraživačima ne može se ne primijetiti rad T. Owena (Arizona, SAD) koji svoje laboratorijske eksperimente vrlo uspješno kombinira s astrofizičkim promatranjima.
Već smo u prvom dijelu ovog članka dali jedan primjer plodne kombinacije laboratorijskih i astrofizičkih metoda. To se tiče identifikacije molekularnih traka u spektru RV Draco zvijezde. Kao drugi primjer, uzmite u obzir zajednički rad G. Herzberga i D. Kuipera na proučavanju planetarnih spektara na temelju izravne usporedbe s laboratorijskim.
 Kuiper na zvjezdarnici McDonald dobio je spektre Venere i Marsa s visokom rezolucijom u intervalu valnih duljina 1-4-2,5 mikrona. Zabilježeno je ukupno 15 traka, identificiranih s molekularnim trakama ugljičnog dioksida (CO2). Upitan je bio jedan pojas u blizini X = 2,16 mikrona. Herzberg i Kuiper proveli su dodatna laboratorijska ispitivanja CO2, koja su pouzdano pokazala da je za apsorpciju na X = 2,16 μ u spektru Venere zaslužna molekula CO2. Za laboratorijska ispitivanja spektra apsorpcije CO2 od strane Herzberga i Kuipera korištena je višepropusna apsorpcijska cijev zvjezdarnice Ierki s radijusom zrcala zrcala 22 m, duljine 22 m i promjera 250 mm. Cijev je izrađena od elektrolitskog željeza. Prije punjenja epruvete ispitnim plinom ispumpana je do nekoliko mm Hg. Umjetnost. (kasnije su počeli dobivati vakuum do desetinki mm Hg). U svom prvom radu Herzberg i Kuiper mijenjali su tlak CO2 u cijevi u rasponu od 0,12 do 2 atm. Duljina upijajućeg sloja bila je 88 m i 1400 m, tj. U prvom je slučaju svjetlost prošla kroz cijev 4 puta, au drugom - 64 puta. Iz cijevi je svjetlost bila usmjerena na spektrometar. U ovom smo radu koristili isti spektrometar kojim smo dobili spektre Venere i Marsa. Valne duljine pojasa apsorpcije CO2 određene su u laboratorijskim spektrima. Usporedbom spektrograma lako su identificirani nepoznati apsorpcijski pojasevi u spektrima Venere. Kasnije su trake u spektrima Marsa i Mjeseca identificirane na sličan način. Mjerenja samoširenja spektralnih linija, uzrokovana samo promjenom tlaka plina ili zbog dodavanja drugog plina, omogućit će procjenu tlaka u atmosferi planeta. Valja napomenuti da u atmosferi planeta postoje gradijenti tlaka i temperature; to otežava njihovo modeliranje u laboratoriju. Treći primjer. Ukazali smo na važnost rada na čelu s prof. D. Poredak.Mnogi od njih posvećeni su proučavanju spektra molekula kvadrupola: dušika (N2), vodika (H2) i drugih molekula. Pored toga, Rank i njegovi suradnici bave se vrlo aktualnim pitanjima određivanja rotacijskih i vibracijskih konstanti za različite molekule, koje su toliko potrebne fizičarima i astrofizičarima.
U proučavanju spektra molekularne apsorpcije u laboratoriju Ranque koristi se velika apsorpcijska cijev dužine 44 m i promjera 90 cm s višestrukim propuštanjem svjetlosti. Izrađena od cijevi od nehrđajućeg čelika. Tlak ispitivanih plinova u njemu može se dobiti do 6,4 kg / cm2, a duljina svjetlosnog puta - do 5000 m. Ovom je cijevi Rank izvršio nova laboratorijska mjerenja linija CO2 i H2O, što ga je učinilo moguće odrediti količinu taložene vode (H2O) i CO2 u atmosferi Marsa. Mjerenja su provedena na zahtjev američkih astrofizičara L. Kaplana, D. Müncha i K. Spinrada i morala su potvrditi ispravnost njihove identifikacije rotacijskih traka linija H2O oko X = 8300 A i CO2 oko X = 8700 A.
Laboratorijska ispitivanja spektra molekularne apsorpcije u mjesečevim i planetarnim laboratorijima Sveučilišta u Arizoni provode se s velikim uspjehom. T. Owen aktivno sudjeluje u tim radovima. Laboratorij ima apsorpcijsku cijev duljine 22 m i promjera 250 mm s višestrukim propuštanjem svjetlosti. ' Čelična cijev, obložena iznutra elektrolitskim željezom. Laboratorijski spektri dobiveni su na difrakcijskom spektrografu s linearnom disperzijom od 2,5 A / mm. Uglavnom se istražuju metan (CH4) i amonijak (NHa). Studija se provodi u širokom rasponu pritisaka i na velikoj apsorpcijskoj duljini. Izvor svjetlosti je ili sunce ili žarulja sa žarnom niti. Tako je, na primjer, za rad "Određivanje sastava atmosfere i pritiska na površini Marsa", koji su izveli Owen i Kuiper (1954.), u laboratoriju je bilo potrebno istražiti opseg X = 1.6 mikrona u čistom ugljičnom dioksidu (CO2) pod sljedećim uvjetima:
Dužina puta
u M |
Tlak u
cm Hg. stup |
| 2880 |
0,75 |
| 1440 |
1,50 |
| 720 |
3,00 |
| 180 |
12,00 |
| 90 |
24,00 |
| 360 |
6,00 |
Owen i Kuiper također su proveli studiju o dodavanju stranog plina. Autori napominju da ako se ukupni sadržaj CO2 određuje iz slabih pojasa, empirijski se može utvrditi atmosferski tlak, posebno na Marsu, mjerenjem X = 1,6 μ pojasa i otkriti prisutnost bilo koje druge komponente. Ali empirijsko određivanje učinaka tlaka u plinskim smjesama na ovom objektu je nemoguće, jer je potrebno imati duljinu puta snopa jednaku dvije visine homogene atmosfere Marsa, tj. Približno 40 km. U eksperimentima Kuipera i Owena apsorbirajući put bio je samo 4 km, odnosno 10 puta manji.
Kada su 1966. J. Kuiper, R. Vilod i T. Owen dobili spektre Urana i Neptuna, ispostavilo se da oni sadrže brojne neidentificirane apsorpcijske trake. Budući da je najvjerojatnije da su atmosfere ovih planeta sastavljene od metana (CH4), s njim su provedena laboratorijska ispitivanja. Laboratorijski spektri dobiveni su na vrlo dugim optičkim putovima i umjerenom razrjeđivanju. Primjerice, dio spektra CH4 u valnom rasponu od 7671 i 7430 A dobiven je pri efektivnoj apsorpcijskoj duljini od 1 940 m atm., A dio spektra u rasponu od 7587, 7470 A i kraći - pri duljina od 2 860 m atm.
Samo je usporedba spektra Urana i Neptuna s laboratorijskim omogućila pouzdano identificiranje nepoznatih pojasa i dokazivanje da apsorpciju u atmosferi ovih planeta uglavnom uzrokuje metan. S Illinois Research Institute of Technology (ILI dužine 12,5 m, promjera 125 mm; nehrđajući čelik) apsorpcijske cijevi za višekratnu upotrebu Owen je istraživao metan, vodenu paru, amonijak. smjerovi u cijevi prošli su 80 puta. Spektri plinova dobiveni u laboratoriju uspoređivani su sa spektrima Jupitera, Venere i Mjeseca. Na taj je način Owen izvršio identifikaciju nepoznatih pojasa u spektrima ovih planeta.Spektri tih planeta dobiveni su u zvjezdarnici McDonald s reflektorom od 82 ", reflektorom od 84" i solarnim teleskopom od 60 "u Nacionalnom opservatoriju Kitt Peak. Detaljno proučavanje spektrograma omogućuje nam zaključak da su apsorpcijski pojasevi uzrokovani metanom, amonijakom i vodikom pouzdano identificirani u atmosferi Jupitera. Za ostale plinove potreban je niz laboratorijskih ispitivanja.
Na međunarodnom simpoziju u Kijevu (1968) Owen je izvijestio o rezultatima spektroskopskog određivanja plinova sadržanih u atmosferama Jupitera, Saturna i Urana.
Primijetili smo da nije uvijek moguće analizirati i identificirati dobivene spektrograme nebeskih tijela izravnom usporedbom s laboratorijskim spektrima. To se može objasniti činjenicom da se pobuđivanje i sjaj plinovitih medija na nebeskim tijelima često javljaju u vrlo složenim fizikalno-kemijskim uvjetima koji se ne mogu točno reproducirati u zemaljskim laboratorijima. Stoga, u usporedbi s laboratorijskim spektrima, struktura molekularnih traka i njihov intenzitet ostaju dvosmisleni. Tada morate pribjeći neizravnim metodama identifikacije. Dajmo, na primjer, slučaj sa spektrogramom središnjeg vrha lunarnog kratera Alphonse, koji je N.A. Kozyrev dobio 3. studenoga 1958. i obradio iste godine. Spektrogram je identificiran slučajnošću niza poznatih C2 pojasa. Međutim, maksimalna svjetlina pojasa pri A = 4740 A zahtijevala je posebno objašnjenje, jer nije bilo moguće dobiti sličan spektar u laboratoriju. Kozyrev objašnjava taj pomak činjenicom da se složena molekula ionizira pod djelovanjem tvrdog zračenja Sunca, a kao rezultat toga nastaje C2 radikal koji pripada pomaknutom pojasu, a koji se ne podudara s opsezima poznatim u ovom kraju. Budući da je Kozyrev na temelju tih rezultata donio vrlo hrabar zaključak o unutarnjoj energiji lunarne unutrašnjosti i o vulkanskoj emisiji plinova, odlučeno je ponovno preraditi ovaj jedinstveni spektrogram. Ovu je obradu izveo A. A. Kalinyak, metodom mikrofotometrije. Kozirjev zaključak je potvrđen.
U vezi s razvojem raketne tehnologije i lansiranjem raketa izvan Zemljine atmosfere, postalo je moguće dobiti temeljno nove fizikalne parametre planetarnih atmosfera i proučavati svojstva nebeskih tijela koja su prethodno bila neprimjetna. No, u obradi i analizi opažanja dobivenih i uz pomoć raketa i kopnenih sredstava nailaze se na velike poteškoće, koje su posljedica nedostatka laboratorijskih istraživanja. Te se poteškoće mogu ukloniti eksperimentalnim radom spektroskopima-fizičarima i astrofizičarima, čiji se interesi ne samo poklapaju, već se i preklapaju u proučavanju atomske i molekularne apsorpcije i emisijskog spektra. Posljedično, zadaće s kojima se suočavaju mogu se uspješno riješiti samo zajedničkim radom u zemaljskim laboratorijima. Stoga, usprkos ogromnom napretku u proučavanju planetarnih atmosfera pomoću raketne tehnologije, zemaljski laboratoriji trebali bi igrati važnu ulogu i ni na koji način ne izgubiti svoju važnost za astrofiziku.
L. A. Mitrofanova
|
