Spettri astro in laboratorio

Qualunque siano i dati che gli astronomi e gli astrofisici ricevono sui corpi celesti, è possibile decifrarli, di regola, solo facendo affidamento sulle regolarità derivate nei laboratori terrestri nello studio degli oggetti terrestri.

In questo articolo viene descritto un metodo ingegnoso per modellare le atmosfere planetarie in un tubo di assorbimento e le possibili applicazioni di questo metodo.

Spettri delle atmosfere planetarie

Lo studio spettrale delle atmosfere planetarie è uno dei problemi urgenti dell'astrofisica moderna. Tuttavia, questo compito complesso e di grandi dimensioni non può essere risolto con successo solo dagli astronomi, senza il coinvolgimento di specialisti in scienze correlate. Ad esempio, gli astronomi non possono fare a meno dei risultati degli studi di laboratorio di spettroscopisti-fisici per studiare gli spettri di assorbimento molecolare, senza determinare le costanti fisiche delle molecole e la loro struttura. Solo disponendo di un numero sufficiente di costanti molecolari e di atlanti spettrali di molecole, è possibile identificare gli spettri delle atmosfere planetarie e di altri corpi celesti. Questo vale per qualsiasi metodo di osservazione, sia esso l'astronomia terrestre (metodi ottici o radioastronomici) o i risultati ottenuti utilizzando razzi lanciati al di fuori dell'atmosfera terrestre.

Gli spettri delle atmosfere planetarie sono costituiti principalmente da bande molecolari che appartengono a molecole di anidride carbonica (CO2), monossido di carbonio (CO), metano (SND di ammoniaca (NH3), azoto (N2), ossigeno (O2), cioè principalmente due -, molecole di tre e quattro atomiche. Allo stato attuale, possiamo parlare quasi con sicurezza della composizione chimica qualitativa delle atmosfere della maggior parte dei pianeti. È stata stabilita dopo un attento studio di spettrogrammi astronomici ottenuti con metodi ottici e con l'aiuto della radioastronomia Inoltre, i risultati della stazione spaziale sovietica "Venus-4" hanno permesso non solo di fornire informazioni su una composizione chimica qualitativa più accurata dell'atmosfera di Venere, ma anche di chiarirne la composizione quantitativa, la temperatura e la pressione.

Per quanto riguarda la composizione chimica quantitativa delle atmosfere di altri pianeti, richiede ancora una seria verifica e chiarimento. Fino ad ora, gli astronomi incontrano grandi difficoltà nell'identificare e studiare gli spettri delle strisce delle atmosfere dei pianeti. Queste difficoltà, di regola, sono causate dal fatto che il nostro laboratorio e la conoscenza teorica della struttura e delle proprietà anche di molecole semplici sono limitate. Pertanto, quando si studia lo spettro astronomico, dobbiamo prima di tutto determinare quale delle molecole lo ha dato e poi, secondo studi di laboratorio, chiarire le proprietà e la struttura delle bande di questa molecola.

Ancora meno studiate sono le molecole poliatomiche, ed in particolare quelle triatomiche che si trovano nelle comete e nei pianeti.

Va notato che non è sempre possibile ottenere facilmente e semplicemente in condizioni di laboratorio le stesse molecole che si trovano, ad esempio, in atmosfere stellari. Diamo un'occhiata a un esempio interessante.

Nel 1926, P. Merrill e R. Sanford hanno osservato bande di assorbimento molto forti in alcune stelle di carbonio del tipo RV Dragon, ma non è stato possibile identificarle con sicurezza per decenni. È vero, per ragioni teoriche, si presumeva che queste bande fossero causate da una molecola complessa: la S1C2 triatomica.

Per la corretta soluzione del problema sono stati impostati esperimenti di laboratorio. Nel 1956 W. Clement cercò di ottenere queste bande in laboratorio. Quando ha impostato gli esperimenti, è partito dalla seguente considerazione: gli spettri della molecola Cr sono osservati in un certo numero di stelle e sono ben studiati. Lo spettro della molecola di silicio è ben studiato in laboratorio, ma non è stato notato tra gli spettri astronomici.Pertanto, Clement ha suggerito che in presenza di carbonio e silicio si forma una molecola di SiC unipolare, che dovrebbe essere osservata negli spettri astronomici, oltre che in laboratorio, sebbene ciò non fosse possibile fino al 1961. Quindi Clemente ragionò come segue: se S1 viene aggiunto al forno ad alta temperatura del re, che è fatto di carbone pressato puro, allora a una certa temperatura di riscaldamento del forno (una temperatura di 2500-3000 ° K può essere ottenuta nella fornace), si dovrebbe osservare uno spettro di assorbimento appartenente alla molecola di SiC. Tuttavia, lo spettro ottenuto da Clement si è rivelato più complesso e diverso da quello previsto per il SiC. Quindi hanno confrontato lo spettro ottenuto in laboratorio con lo spettro non identificato di una delle stelle fredde del tipo RV Dragon, e si è scoperto che le bande corrispondevano bene. Solo una cosa è emersa dall'esperimento, che Clement è stato in grado di riprodurre lo spettro stellare in laboratorio. Tuttavia, era impossibile determinare quale molecola fornisse questo spettro.

La molecola è rimasta sconosciuta. Solo che c'erano più motivi per credere che solo il carbonio e il silicio potessero fornire un tale spettro.

Inoltre, l'analisi delle vibrazioni ha mostrato che la molecola desiderata contiene un atomo pesante, combinato con due più leggeri associati. Da ciò, è stata tratta una conclusione (che richiede ulteriori conferme): molto probabilmente, questo spettro complesso è fornito dalla molecola S1C2. Nella sua ricerca, Clement ha ottenuto spettrogrammi ad alta temperatura della sorgente dello spettro, quindi la struttura fine delle bande non poteva essere determinata in dettaglio. Una tale imperfezione dell'esperimento condotto non ci ha permesso di identificare definitivamente le bande Merrill e Sanford.

Al momento, i ricercatori sono tornati di nuovo su questo problema. I fisici canadesi stanno prestando grande attenzione alla ricerca di una sorgente di luce che dia uno spettro molecolare simile agli spettri a strisce delle stelle di carbonio. Prof. G. Herzberg riferisce che lui e il suo collaboratore R. Verma in laboratorio sono riusciti a osservare le bande della molecola di SiC2 a basse temperature - Herzberg esprime la speranza che uno studio approfondito dei nuovi spettri a una risoluzione più alta renderà possibile più analizzare con sicurezza la struttura rotazionale e determinare il momento di inerzia di questa misteriosa molecola.

Molti scienziati attendono con grande interesse i risultati di questo studio e sperano che venga finalmente trovata la fonte dello spettro molecolare, che consentirà di identificare definitivamente le bande Merrill e Sanford. La molecola SiC2 sarà quindi la prima molecola poliatomica trovata con sicurezza nell'atmosfera di una stella.

Nelle atmosfere di stelle e comete sono state identificate anche altre molecole, come CH +, C3, NH2, che possono essere ottenute solo con grande difficoltà e molto raramente in laboratori in condizioni appositamente controllate. In generale, gli spettri molecolari, a causa della loro struttura complessa, sono stati studiati molto peggio di quelli atomici.

Gli spettri di atomi di vari elementi chimici sono stati studiati quasi bene, sebbene ci siano una serie di questioni che rimangono irrisolte. Ora abbiamo la quantità necessaria di informazioni completamente affidabili sulle costanti fisiche degli spettri degli atomi. Forse per questo motivo, gli spettri atomici giocheranno un ruolo dominante su quelli molecolari per molto tempo in vari campi della scienza.

Lo studio di laboratorio degli spettri di molecole di interesse astrofisico ha ricevuto particolare attenzione a partire dagli anni Quaranta del nostro secolo. Tuttavia, non ci sono ancora libri di riferimento completi e validi delle molecole studiate.

Tubi di assorbimento con un ampio percorso di assorbimento

Gli spettri di assorbimento molecolare sono più complessi di quelli atomici. Sono costituiti da un numero di bande e ogni banda è composta da un gran numero di singole linee spettrali. Oltre al moto traslazionale, una molecola ha anche moti interni, costituiti dalla rotazione della molecola attorno al suo centro di gravità, le vibrazioni dei nuclei degli atomi che compongono la molecola l'uno rispetto all'altro e il movimento degli elettroni che compongono il guscio elettronico della molecola.

Per risolvere le bande di assorbimento molecolare in singole righe spettrali, è necessario utilizzare dispositivi spettrali ad alta risoluzione e trasmettere la luce attraverso tubi di assorbimento (assorbimento). Inizialmente, il lavoro è stato eseguito con tubi corti e a pressioni dei gas studiati o delle loro miscele di diverse decine di atmosfere.

Si è scoperto che questa tecnica non aiuta a rivelare la struttura dello spettro delle bande molecolari, ma, al contrario, le lava via. Pertanto, hanno dovuto abbandonarlo immediatamente. Successivamente, abbiamo intrapreso la strada della creazione di tubi di assorbimento con più passaggi di luce attraverso di essi. Lo schema ottico di un tale tubo di assorbimento fu proposto per la prima volta da J. White nel 1942. Nei tubi progettati secondo lo schema di White, è possibile ottenere percorsi ottici equivalenti di strati assorbenti da diversi metri a diverse centinaia di migliaia di metri. La pressione dei gas puri studiati o delle miscele di gas varia da centesimi a decine e centinaia di atmosfere. L'uso di tali tubi di assorbimento per studiare gli spettri di assorbimento molecolare si è dimostrato molto efficace.

Quindi, per risolvere gli spettri delle bande molecolari in linee spettrali separate, è necessario disporre di un tipo speciale di apparecchiatura, che consiste in dispositivi spettrali ad alta risoluzione e tubi di assorbimento con più passaggi di luce attraverso di essi. Per identificare gli spettri ottenuti delle atmosfere planetarie, è necessario confrontarli direttamente con quelli di laboratorio e in questo modo trovare non solo le lunghezze d'onda, ma anche determinare con sicurezza la composizione chimica e stimare le pressioni nelle atmosfere dei pianeti dall'ampliamento delle righe spettrali. L'assorbimento misurato nei tubi di assorbimento può essere confrontato in grandezza con l'assorbimento nell'atmosfera di un pianeta. Di conseguenza, nei tubi di assorbimento con più passaggi di luce quando cambia la pressione dei gas puri studiati o delle loro miscele, è possibile simulare le atmosfere dei pianeti. È diventato più realistico ora che è possibile modificare il regime di temperatura nei tubi entro poche centinaia di gradi Kelvin.

Layout ottico del tubo di assorbimento J. White

L'essenza dell'invenzione di J. White si riduce a quanto segue: vengono presi tre specchi concavi sferici di raggi di curvatura strettamente uguali. Uno degli specchi (A) è installato a un'estremità all'interno del tubo e gli altri due (B, C), che sono due parti uguali dello specchio tagliato, sono all'altra estremità. La distanza tra il primo specchio e gli altri due è uguale al raggio di curvatura degli specchi. Il tubo è sigillato ermeticamente. Il vuoto nel tubo viene creato a decimi o centesimi di mm Hg. Art., E quindi il tubo viene riempito con il gas di prova fino a un certo (a seconda del compito, pressione. Gli specchi nel tubo sono installati in modo tale che la luce che entra nel tubo venga riflessa dagli specchi, passando un numero specificato di volte in avanti e indietro.

Attualmente, tutti i tubi di assorbimento sono realizzati secondo lo schema di J. White con una modifica nel design dello specchio frontale introdotto da G. Herzberg e N. Bernstein nel 1948. Herzberg ha utilizzato uno schema ottico per ottenere un lungo percorso di assorbimento della luce in un tubo di assorbimento con raggio di curvatura dello specchio di 22 me diametro del tubo 250 mm. Il tubo è in ferro elettrolitico. In uno dei lavori di Herzberg sullo studio degli spettri di assorbimento dell'anidride carbonica (CO 2), il percorso di assorbimento della luce era di 5.500 m, che corrisponde a 250 passaggi tra gli specchi. Un percorso di assorbimento così ampio, cioè una grande profondità ottica, è stato ottenuto solo grazie al geniale schema ottico proposto da White.

Il limite al numero di passaggi di luce è posto dalla perdita di riflessione e dal numero di immagini ottenibili sullo specchio C. Nel progettare i tubi di assorbimento, i progettisti incontrano grandi difficoltà meccaniche. Prima di tutto, questo è lo sviluppo del telaio degli specchi e dei loro meccanismi di fissaggio, regolazione e messa a fuoco, uscite dei meccanismi di controllo verso l'esterno.Se il tubo è relativamente corto, gli specchi si trovano su un altopiano comune, che, dopo aver installato gli specchi su di esso, viene spinto nel tubo; se il tubo è lungo, l'installazione degli specchi diventa molto più difficile.

È molto importante di che materiale sono fatti i tubi. Vengono utilizzati ferro elettroliticamente puro, acciaio inossidabile e invar. L'interno del tubo di acciaio è rivestito con ferro elettroliticamente puro. Per quanto ne sappiamo, le pareti all'interno dei tubi non sono coperte da vernici sottovuoto, soprattutto di recente. La scelta del materiale per rivestire la superficie degli specchi dipende dalla regione spettrale in cui verrà eseguito il lavoro. Di conseguenza, vengono utilizzati oro, argento o alluminio. Vengono utilizzati anche rivestimenti dielettrici.

Tubo di assorbimento dell'Osservatorio di Pulkovo

Il nostro tubo di assorbimento è in acciaio, trafilato in un unico pezzo, saldato da lunghezze separate. 8-10 m La sua lunghezza totale è 96,7 m, diametro interno 400 mm, spessore della parete 10 mm. Nel tubo sono installati temporaneamente due specchi rivestiti in alluminio con un diametro di soli 100 mm e un raggio di curvatura di 96 m Il tubo contiene anche obiettivi. Con l'aiuto di due specchi, otteniamo un viaggio tre volte. Se prendiamo altri due specchi e li posizioniamo adeguatamente nel tubo, la luce viene trasmessa cinque volte, cosa che abbiamo fatto di recente.

Quindi, nel nostro lavoro, abbiamo i seguenti percorsi assorbenti: 100 m, 300 m, 500 m, tenendo conto delle distanze dalla sorgente luminosa alla finestra di ingresso del tubo e della distanza che percorre il fascio luminoso dal finestra di uscita sulla fenditura dello spettrografo.

In futuro, gli specchi dovrebbero essere sostituiti da quelli grandi - con un diametro di 380 mm e un raggio di curvatura di 100 m. Lo schema ottico corrispondente sarà sostituito dal classico schema bianco con una modifica introdotta da Herzberg e Bernstein . Tutti i calcoli ottici devono essere eseguiti in modo che la lunghezza effettiva del percorso di assorbimento diventi 5000–6000 m per 50–60 passaggi.

Il nostro tubo di assorbimento è uno dei più lunghi, quindi è stato necessario trovare nuove soluzioni durante la progettazione di alcuni dei suoi componenti. Ad esempio, gli specchi dovrebbero essere montati su una base collegata al corpo del tubo o installati su fondazioni separate indipendenti dal tubo? Questa è una delle domande molto difficili (non ne diamo altre) e l'affidabilità e l'accuratezza dell'allineamento e dell'orientamento degli specchi dipenderanno dalla sua corretta soluzione. Poiché gli specchi sono all'interno del tubo, quindi, naturalmente, durante il pompaggio o quando si crea pressione nel tubo, si verificheranno deformazioni del montaggio degli specchi (anche se sono minime, un cambiamento nella direzione del fascio luminoso. il problema richiede anche una soluzione speciale, oltre a determinare il numero di passaggi di luce attraverso il tubo Effettueremo l'allineamento e la messa a fuoco degli specchi utilizzando un laser.

Uno spettrografo di diffrazione del vuoto viene posizionato accanto al tubo di assorbimento. Viene assemblato secondo uno schema di autocollimazione. Un reticolo di diffrazione planare con 600 linee per millimetro fornisce una dispersione lineare nel secondo ordine di 1,7 A / mm. Abbiamo utilizzato una lampada a incandescenza da 24 V, 100 W come sorgente di spettro continuo.

Oltre all'installazione e allo studio del tubo, è stato ora completato lo studio della banda A dello spettro di assorbimento molecolare dell'ossigeno (O2). Il lavoro mirava a rivelare i cambiamenti nelle larghezze delle linee di assorbimento equivalenti a seconda della pressione. Le larghezze equivalenti sono calcolate per tutte le lunghezze d'onda da 7598 a 7682 A. Gli spettrogrammi 1 e 2 mostrano gli spettri di assorbimento della banda A. Sono inoltre in corso lavori per rivelare l'effetto dell'aumento delle larghezze equivalenti in funzione della presenza di un gas estraneo. Ad esempio, prendi l'anidride carbonica (CO2) e aggiungi un po 'di azoto (N2).

Nel nostro laboratorio, il lavoro sullo studio degli spettri di assorbimento molecolare è condotto da L. N. Zhukova, V. D. Galkin e dall'autore di questo articolo.Cerchiamo di indirizzare le nostre indagini in modo che i loro risultati contribuiscano alla soluzione di problemi astrofisici, principalmente nell'astronomia planetaria.

L'elaborazione degli spettri di assorbimento molecolare sia di laboratorio che astronomici ottenuti con metodi di registrazione fotografica o fotoelettrica è molto laboriosa e richiede tempo. Per accelerare questo lavoro presso l'Università della California, J. Phillips, nel 1957, iniziò a elaborare gli spettri di assorbimento molecolare utilizzando un computer IBM-701. Innanzitutto, il programma è stato compilato per gli spettri C2 e NO. Allo stesso tempo, sono state preparate tabelle per CN. Phillips ritiene che, prima di tutto, la macchina debba elaborare gli spettri di molecole di interesse astorofisico: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

I vantaggi della tecnologia informatica sono evidenti e dovrebbero essere ampiamente utilizzati per l'elaborazione dei risultati sperimentali.

Ricerche di laboratorio e spettri astronomici

Un folto gruppo di fisici sta studiando gli spettri di assorbimento molecolare ottenuti in tubi di assorbimento a trasmissione multipla della luce. Prima di tutto, vorrei sottolineare il grande ruolo e merito del prof. G. Herzberg (Ottawa, Canada). I suoi lavori sperimentali e teorici, come le sue monografie,
sono alla base di quest'area della scienza. Uno dei posti di primo piano nella ricerca, e soprattutto nello studio degli spettri delle molecole quadrupolari, è occupato dal lavoro del prof. D. Rank (Pennsylvania, USA). Tra i ricercatori più giovani non si può non notare il lavoro di T. Owen (Arizona, USA) che combina con grande successo i suoi esperimenti di laboratorio con le osservazioni astrofisiche.

Abbiamo già fornito un esempio di una fruttuosa combinazione di metodi di laboratorio e astrofisici nella prima parte di questo articolo. Riguarda l'identificazione di bande molecolari nello spettro di una stella Draco RV. Come secondo esempio, si consideri il lavoro congiunto di G. Herzberg e D. Kuiper sullo studio degli spettri planetari basati sul confronto diretto con quelli di laboratorio.

Kuiper dell'Osservatorio McDonald ha ottenuto gli spettri di Venere e Marte con un'alta risoluzione nell'intervallo di lunghezze d'onda 1-4-2,5 micron. Sono state rilevate in totale 15 bande, identificate con le bande molecolari di anidride carbonica (CO2). Una banda vicino a X = 2,16 micron era discutibile. Herzberg e Kuiper hanno condotto ulteriori studi di laboratorio sulla CO2, che hanno dimostrato con sicurezza che l'assorbimento a X = 2,16 μ nello spettro di Venere è dovuto alla molecola di CO2. Per gli studi di laboratorio sugli spettri di assorbimento della CO2 di Herzberg e Kuiper, è stato utilizzato un tubo di assorbimento a più passaggi dell'Osservatorio Ierki con un raggio di curvatura dello specchio di 22 m, una lunghezza di 22 me un diametro di 250 mm. Il tubo è in ferro elettrolitico. Prima di riempire il tubo con il gas di prova, è stato pompato fino a diversi mm Hg. Arte. (successivamente hanno cominciato ad avere un vuoto fino a decimi di mm Hg. Art.). Nel loro primo lavoro, Herzberg e Kuiper hanno variato la pressione di CO2 nel tubo nell'intervallo da 0,12 a 2 atm. La lunghezza dello strato assorbente era di 88 me 1400 m, cioè, nel primo caso, la luce è passata attraverso il tubo 4 volte, e nel secondo - 64 volte. Dal tubo, la luce è stata diretta allo spettrometro. In questo lavoro abbiamo utilizzato lo stesso spettrometro con cui sono stati ottenuti gli spettri di Venere e Marte. Le lunghezze d'onda delle bande di assorbimento di CO2 sono state determinate in spettri di laboratorio. Confrontando gli spettrogrammi, le bande di assorbimento sconosciute negli spettri di Venere sono state facilmente identificate. Successivamente, le bande negli spettri di Marte e della Luna sono state identificate in modo simile. Le misurazioni dell'autoampliamento delle righe spettrali, causato solo da una variazione della pressione del gas o dall'aggiunta di un altro gas, consentiranno di stimare la pressione nelle atmosfere dei pianeti. Va notato che ci sono gradienti di pressione e temperatura nelle atmosfere dei pianeti; questo rende difficile modellarli in laboratorio. Terzo esempio. Abbiamo sottolineato l'importanza del lavoro guidato dal prof. Bevuto.Molti di loro sono dedicati allo studio degli spettri di molecole quadrupolari: azoto (N2), idrogeno (H2) e altre molecole. Inoltre, Rank ei suoi collaboratori sono impegnati nelle questioni molto attuali della determinazione delle costanti rotazionali e vibrazionali per varie molecole, che sono così necessarie per fisici e astrofisici.

Nello studio degli spettri di assorbimento molecolare nel laboratorio Ranque, viene utilizzato un grande tubo di assorbimento di 44 m di lunghezza e 90 cm di diametro con trasmissione di luce multipla. Realizzato in tubo di acciaio inossidabile. La pressione dei gas studiati al suo interno può essere ottenuta fino a 6,4 kg / cm2 e la lunghezza del percorso della luce - fino a 5.000 m. Con questo tubo, Rank ha eseguito nuove misurazioni di laboratorio delle linee CO2 e H2O, che lo hanno reso possibile determinare la quantità di acqua precipitata (H2O) e CO2 nell'atmosfera di Marte. Le misurazioni sono state effettuate su richiesta degli astrofisici americani L. Kaplan, D.Münch e K. Spinrad e dovevano confermare la correttezza della loro identificazione delle bande di rotazione delle linee H2O intorno a X = 8300 A e CO2 circa X = 8700 A.

Studi di laboratorio sugli spettri di assorbimento molecolare nei laboratori lunari e planetari dell'Università dell'Arizona sono in corso con grande successo. T. Owen prende parte attiva a questi lavori. Il laboratorio dispone di un tubo di assorbimento di 22 m di lunghezza e 250 mm di diametro a trasmissione multipla della luce. Tubo in acciaio, rivestito internamente con ferro elettrolitico. Gli spettri di laboratorio sono ottenuti su uno spettrografo di diffrazione con dispersione lineare di 2,5 A / mm. Le principali indagini sono il metano (CH4) e l'ammoniaca (NHa). Lo studio viene condotto in un'ampia gamma di pressioni e con una grande lunghezza di assorbimento. La sorgente di luce è il sole o una lampada a incandescenza al tungsteno. Quindi, ad esempio, per il lavoro "Determinazione della composizione dell'atmosfera e della pressione sulla superficie di Marte", che è stato eseguito da Owen e Kuiper (1954), è stato richiesto in laboratorio di indagare sulla banda X = 1,6 micron in anidride carbonica pura (CO2) nelle seguenti condizioni:

Owen e Kuiper hanno anche condotto uno studio sull'aggiunta di gas straniero. Gli autori notano che se il contenuto totale di CO2 è determinato da bande deboli, è possibile trovare empiricamente la pressione atmosferica, in particolare su Marte, dalle misurazioni della banda X = 1,6 μ e rilevare la presenza di qualsiasi altro componente. Ma una determinazione empirica degli effetti della pressione nelle miscele di gas in questo impianto è impossibile, perché è necessario avere una lunghezza del percorso del fascio pari a due altezze dell'atmosfera omogenea di Marte, cioè circa 40 km. Negli esperimenti di Kuiper e Owen, il percorso di assorbimento era di soli 4 km, cioè 10 volte meno.

Quando nel 1966 J. Kuiper, R. Vilod e T. Owen ottennero gli spettri di Urano e Nettuno, risultò che contenevano un certo numero di bande di assorbimento non identificate. Poiché è molto probabile che le atmosfere di questi pianeti siano composte da metano (CH4), con esso sono stati effettuati studi di laboratorio. Gli spettri di laboratorio sono stati ottenuti a cammini ottici molto ampi e moderata rarefazione. Ad esempio, parte degli spettri di CH4 nell'intervallo di lunghezze d'onda di 7671 e 7430 A sono stati ottenuti a una lunghezza di assorbimento effettiva di 1 940 m atm, e una parte degli spettri nell'intervallo di 7587, 7470 A e inferiore - a lunghezza di 2 860 m atm.

Solo un confronto degli spettri di Urano e Nettuno con quelli di laboratorio ha permesso di identificare con sicurezza le bande sconosciute e dimostrare che l'assorbimento nelle atmosfere di questi pianeti è causato principalmente dal metano. Con il tubo di assorbimento riutilizzabile dell'Illinois Research Institute of Technology (ILI di 12,5 m di lunghezza, 125 mm di diametro; acciaio inossidabile), Owen ha svolto ricerche su metano, vapore acqueo e ammoniaca. La lunghezza del percorso della luce era di 1000 m, ovvero luce in avanti e indietro le direzioni nel tubo sono passate 80 volte Gli spettri dei gas ottenuti in laboratorio sono stati confrontati con gli spettri di Giove, Venere e Luna In questo modo Owen ha effettuato l'identificazione di bande sconosciute negli spettri di questi pianeti.Gli spettri di questi pianeti sono stati ottenuti all'Osservatorio McDonald con un riflettore da 82 ", un riflettore da 84" e un telescopio solare da 60 "al Kitt Peak National Observatory. Uno studio dettagliato degli spettrogrammi ci permette di concludere che le bande di assorbimento causate da metano, ammoniaca e idrogeno sono identificate con sicurezza nell'atmosfera di Giove. Per altri gas, sono necessari numerosi test di laboratorio.

Al simposio internazionale di Kiev (1968) Owen ha riportato i risultati della determinazione spettroscopica dei gas contenuti nelle atmosfere di Giove, Saturno e Urano.

Abbiamo notato che non è sempre possibile analizzare e identificare gli spettrogrammi di corpi celesti ottenuti tramite confronto diretto con spettri di laboratorio. Ciò può essere spiegato dal fatto che l'eccitazione e il bagliore dei mezzi gassosi sui corpi celesti si verificano spesso in condizioni fisico-chimiche molto complesse che non possono essere riprodotte accuratamente nei laboratori terrestri. Pertanto, se confrontati con gli spettri di laboratorio, la struttura delle bande molecolari e le loro intensità rimangono ambigue. Quindi devi ricorrere a metodi indiretti di identificazione. Citiamo, ad esempio, il caso dello spettrogramma del picco centrale del cratere lunare Alphonse, che fu ottenuto da N.A. Kozyrev il 3 novembre 1958 e da lui elaborato nello stesso anno. Lo spettrogramma è stato identificato dalla coincidenza di un numero di bande C2 note. Tuttavia, la luminosità massima della banda a A = 4740 A ha richiesto una spiegazione speciale, poiché non è stato possibile ottenere uno spettro simile in laboratorio. Kozyrev spiega questo spostamento dal fatto che una molecola complessa viene ionizzata sotto l'azione della radiazione dura del Sole e, di conseguenza, si forma il radicale C2, che appartiene alla banda spostata, che non coincide con le bande note in questa regione. Poiché Kozyrev ha fatto una conclusione molto audace sulla base di questi risultati sull'energia interna dell'interno lunare e sull'emissione vulcanica di gas, si è deciso di rielaborare questo spettrogramma unico. Questa elaborazione è stata eseguita da A.A. Kalinyak, utilizzando il metodo della microfotometria. La conclusione di Kozyrev è stata confermata.

In connessione con lo sviluppo della tecnologia missilistica e il lancio di razzi al di fuori dell'atmosfera terrestre, è diventato possibile ottenere parametri fisici fondamentalmente nuovi delle atmosfere planetarie e studiare le proprietà dei corpi celesti che prima non erano osservabili. Ma nell'elaborazione e nell'analisi delle osservazioni ottenute sia con l'aiuto di missili che con mezzi terrestri, si incontrano grandi difficoltà, dovute alla mancanza di ricerche di laboratorio. Queste difficoltà possono essere eliminate dal lavoro sperimentale di spettroscopisti-fisici e astrofisici, i cui interessi non solo coincidono, ma si sovrappongono anche nel campo dello studio dell'assorbimento atomico e molecolare e degli spettri di radiazione. Di conseguenza, i compiti che devono affrontare possono essere risolti con successo solo lavorando congiuntamente in laboratori a terra. Pertanto, nonostante gli enormi progressi nello studio delle atmosfere planetarie utilizzando la tecnologia missilistica, i laboratori a terra dovrebbero svolgere un ruolo importante e non perdere in alcun modo la loro importanza per l'astrofisica.

L.A. Mitrofanova

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