Astro spectra sa laboratoryo

Anumang mga data na natanggap ng mga astronomo at astrophysicist tungkol sa mga celestial na katawan, posible na maintindihan ang data na ito, bilang isang panuntunan, umaasa lamang sa mga pattern na nagmula sa mga terrestrial laboratoryo sa pag-aaral ng mga terrestrial na bagay.

Ang isang mapanlikha na pamamaraan para sa pagmomodelo ng mga atmospherong planeta sa isang tubo ng pagsipsip at mga posibleng aplikasyon ng pamamaraang ito ay inilarawan sa artikulong ito.

Spectra ng mga atmospheres ng mga planeta

Ang pag-aaral ng spectral ng mga planetary atmospheres ay isa sa mga pangkasalukuyan na problema ng mga modernong astropisiko. Gayunpaman, ang kumplikadong ito, malaking gawain ay hindi matagumpay na malulutas lamang ng mga astronomo, nang walang paglahok ng mga dalubhasa sa mga kaugnay na agham. Halimbawa, ang mga astronomo ay hindi maaaring magawa nang walang mga resulta ng pag-aaral sa laboratoryo ng mga spectroscopist-physicist upang pag-aralan ang molekular na pagsipsip ng spektrum, nang hindi tinutukoy ang mga pisikal na pare-pareho ng mga molekula at ang kanilang istraktura. Ang pagkakaroon lamang ng aming pagtatapon ng isang sapat na bilang ng mga Constantular molekular at spectral atlases ng mga Molekyul, posible na makilala ang spectra ng mga planetary atmospheres at iba pang mga celestial na katawan. Nalalapat ito sa anumang pamamaraan ng pagmamasid, maging terrestrial astronomy (pamamaraang optiko o radyo astronomiya) o ang mga resulta na nakuha gamit ang mga rocket na inilunsad sa labas ng himpapawid ng Daigdig.

Ang spektra ng mga planetary atmospheres ay binubuo pangunahin sa mga molekular banda na kabilang sa mga molekula ng carbon dioxide (CO2), carbon monoxide (CO), methane (SND ammonia (NH3), nitrogen (N2), oxygen (O2), ibig sabihin, pangunahin sa dalawa - , tatlo at apat na atomic na mga molekula. Sa kasalukuyan, halos kumpiyansa tayong makapagsalita tungkol sa husay na komposisyon ng kemikal ng mga himpapawid ng karamihan sa mga planeta. Ito ay itinatag pagkatapos ng maingat na pag-aaral ng mga astronomikong spectrogram na nakuha ng mga optikal na pamamaraan at sa tulong ng mga pagmamasid sa astronomiya ng radyo Bilang karagdagan, ang mga resulta ng istasyon ng puwang ng Soviet na "Venus-4" ay pinapayagan hindi lamang magbigay ng impormasyon tungkol sa isang mas tumpak na husay na kemikal na komposisyon ng kapaligiran ng Venus, ngunit upang linawin din ang dami nitong komposisyon, temperatura at presyon.

Tulad ng para sa dami ng kemikal na komposisyon ng mga atmospheres ng iba pang mga planeta, nangangailangan pa rin ito ng seryosong pag-verify at pagpipino. Hanggang ngayon, nakakaranas ang mga astronomo ng matitinding paghihirap sa pagkilala at pag-aaral ng stripe spreza ng mga atmospheres ng mga planeta. Ang mga paghihirap na ito, bilang panuntunan, ay sanhi ng katotohanan na ang aming laboratoryo at teoretikal na kaalaman sa istraktura at mga katangian ng kahit simpleng mga molekula ay limitado. Samakatuwid, kapag pinag-aaralan ang astronomical spectrum, dapat muna nating matukoy kung alin sa mga molekula ang nagbigay nito, at pagkatapos, ayon sa mga pag-aaral sa laboratoryo, nililinaw ang mga katangian at istraktura ng mga banda ng Molekul na ito.

Ang mga polyatomic Molekyul, at partikular ang mga triatomic na matatagpuan sa mga kometa at planeta, ay hindi gaanong pinag-aaralan.

Dapat pansinin na hindi laging posible na madali at simpleng makuha sa mga kondisyon ng laboratoryo ang parehong mga molekula na matatagpuan, halimbawa, sa mga stellar atmospheres. Tingnan natin ang isang nakawiwiling halimbawa.

Noong 1926, naobserbahan nina P. Merill at R. Sanford ang napakalakas na mga banda ng pagsipsip sa ilang mga bituin ng carbon RV Draco, ngunit hindi sila makilala nang may kumpiyansa sa mga dekada. Totoo, para sa mga kadahilanang panteorya, ipinapalagay na ang mga banda na ito ay sanhi ng isang kumplikadong Molekyul - ang triatomic S1C2.

Para sa tamang solusyon sa problema, itinakda ang mga eksperimento sa laboratoryo. Noong 1956 sinubukan ni W. Clement na makuha ang mga banda na ito sa laboratoryo. Kapag na-set up ang mga eksperimento, nagpatuloy siya mula sa sumusunod na pagsasaalang-alang: ang spekula ng molekula Cr ay sinusunod sa isang bilang ng mga bituin at mahusay na pinag-aralan. Ang spectrum ng silicon Molekyul ay mahusay na pinag-aralan sa laboratoryo, ngunit hindi pa napapabilang sa astronomical spectra.Samakatuwid, iminungkahi ni Clement na sa pagkakaroon ng carbon at silikon, nabuo ang isang unipolar na SiC na Molekyul, na dapat na sundin sa astronomical spreza, pati na rin sa laboratoryo, kahit na hindi ito posible hanggang 1961. Pagkatapos ay nangatwiran si Clement tulad ng sumusunod: kung ang S1 ay idinagdag sa hurno ng mataas na temperatura ng Hari, na gawa sa purong pinilit na karbon, pagkatapos ay sa isang tiyak na temperatura ng pag-init ng pugon (isang temperatura na 2500-3000 ° K ay maaaring makuha sa pugon), dapat na sundin ang isang spectrum ng pagsipsip na kabilang sa SiC Molekyul. Gayunpaman, ang spectrum na nakuha ni Clement ay naging mas kumplikado at hindi katulad ng inaasahan para sa SiC. Pagkatapos inihambing nila ang spectrum na nakuha sa laboratoryo sa hindi nakikilalang spectrum ng isa sa mga cool na bituin ng RV Dragon type, at naging maayos na naitugma ang mga banda. Isang bagay lamang ang naging malinaw mula sa eksperimento, na si Clement ay nakapagbunga ng stellar spectrum sa laboratoryo. Gayunpaman, imposibleng matukoy kung aling partikular na molekula ang nagbigay ng spectrum na ito.

Ang Molekyul ay nanatiling hindi kilala. Tanging may higit na dahilan upang maniwala na ang carbon at silikon lamang ang maaaring magbigay ng tulad ng isang spectrum.

Bilang karagdagan, ipinakita ang pagtatasa ng panginginig ng boses na ang nais na molekula ay naglalaman ng isang mabibigat na atomo, na sinamahan ng dalawang nauugnay na mas magaan. Mula dito, isang konklusyon ang nagawa (nangangailangan ng higit pang kumpirmasyon): malamang, ang kumplikadong spectrum na ito ay ibinibigay ng S1C2 Molekyul. Sa kanyang pagsasaliksik, nakakuha si Clement ng mga spectrogram sa isang mataas na temperatura ng mapagkukunan ng spectrum, kaya't ang mainam na istraktura ng mga banda ay hindi matukoy nang detalyado. Ang hindi kasakdalan na ito ng eksperimentong isinagawa ay hindi pinapayagan ang tumutukoy na pagkakakilanlan ng mga banda ng Merrill at Sanford.

Sa kasalukuyan, ang mga mananaliksik ay bumalik muli sa isyung ito. Ang mga physicist ng Canada ay nagbibigay ng malaking pansin sa paghahanap para sa isang mapagkukunan ng ilaw na nagbibigay ng isang molekular spectrum na katulad ng guhit na spasyo ng mga carbon star. Prof. Iniulat ni G. Herzberg na siya at ang kanyang katuwang na si R. Verma sa laboratoryo ay naobserbahan ang mga banda ng Molekong SiC2 sa mababang temperatura - Ipinahayag ni Herzberg ang pag-asa na ang isang masusing pag-aaral ng bagong litratista sa isang mas mataas na resolusyon ay magpapahintulot sa mas tiwala na pag-aaral ng umiikot na istraktura at matukoy ang sandali ng pagkawalang-kilos ng mahiwagang Molekyul na ito.

Maraming mga siyentipiko ang naghihintay sa mga resulta ng pag-aaral na ito na may labis na interes at umaasa na ang mapagkukunan ng molekular spectrum ay sa wakas ay matatagpuan, na magpapahintulot sa wakas na makilala ang mga Merrill at Sanford banda. Ang Molecule SiC2 ay magiging unang polyatomic Molekyul na may kumpiyansang matatagpuan sa himpapawid ng isang bituin.

Sa mga himpapawid ng mga bituin at kometa, ang iba pang mga molekula ay nakilala din, tulad ng CH +, C3, NH2, na maaari lamang makuha nang may labis na kahirapan at napakabihirang sa mga laboratoryo sa ilalim ng mga kondisyong espesyal na kinokontrol. Sa pangkalahatan, ang molekular na spektra, dahil sa kanilang kumplikadong istraktura, ay napag-aralan nang mas kaunti kaysa sa mga atomic.

Ang paningin ng mga atomo ng iba't ibang mga elemento ng kemikal ay napag-aralan nang halos mabuti, kahit na mayroong isang bilang ng mga katanungan na mananatiling hindi nalulutas. Ngayon ay mayroon kaming kinakailangang dami ng ganap na maaasahang impormasyon tungkol sa mga pisikal na pare-pareho ng mga spasyo ng mga atomo. Marahil na dahil dito, ang atomic spectra ay maglalaro ng isang nangingibabaw na papel sa mga molekular na matagal sa iba't ibang larangan ng agham.

Ang pag-aaral sa laboratoryo ng spectra ng mga molekula ng astrophysical interest ay nakatanggap ng partikular na pansin mula pa noong apatnapung taon ng ating siglo. Gayunpaman, wala pa ring mabuti, kumpletong mga sanggunian na libro ng mga molekula na pinag-aaralan hanggang ngayon.

Ang mga tubo ng pagsipsip na may isang malaking landas ng pagsipsip

Ang salamin ng molecular na pagsipsip ay mas kumplikado kaysa sa mga atomic. Binubuo ang mga ito ng isang bilang ng mga banda, at ang bawat banda ay binubuo ng isang malaking bilang ng mga indibidwal na linya ng parang multo. Bilang karagdagan sa paggalaw ng translational, ang isang Molekyul ay mayroon ding panloob na mga galaw, na binubuo ng pag-ikot ng Molekyul sa paligid ng gitna ng gravity, ang mga panginginig ng mga nukleo ng mga atom na bumubuo sa molekula na may kaugnayan sa bawat isa at ang paggalaw ng mga electron na bumuo ng electron shell ng Molekyul.

Upang malutas ang mga banda ng pagsipsip ng molekula sa mga indibidwal na linya ng multo, kinakailangang gumamit ng mga aparatong may spectral na may mataas na resolusyon at magpadala ng ilaw sa pamamagitan ng mga pagsipsip (sumisipsip) na mga tubo. Pangunahin, ang gawain ay isinagawa sa pamamagitan ng maikling mga tubo at sa mga presyon ng mga pinag-aralan na gas o ang kanilang mga paghahalo ng maraming mga sampu ng mga atmospheres.

Ito ay naka-out na ang diskarteng ito ay hindi makakatulong upang ipakita ang istraktura ng spectrum ng mga molekular banda, ngunit, sa kabaligtaran, hugasan ang mga ito. Samakatuwid, kaagad nila itong talikuran. Pagkatapos nito, sinundan namin ang landas ng paglikha ng mga tubo ng pagsipsip na may maraming daanan ng ilaw sa pamamagitan ng mga ito. Ang optikong pamamaraan ng naturang tubo ng pagsipsip ay unang iminungkahi ni J. White noong 1942. Sa mga tubo na dinisenyo ayon sa pamamaraan ni White, ang katumbas na mga landas ng optikong sumisipsip ng mga layer mula sa maraming metro hanggang sa daang libong metro ay maaaring makuha. Ang presyon ng sinisiyasat na purong gas o mga paghahalo ng gas ay nag-iiba mula sa sanda-sanda hanggang sa sampu at daan-daang mga atmospheres. Ang paggamit ng mga naturang tubo ng pagsipsip para sa pag-aaral ng molekular na pagsipsip ng spekra ay napatunayang napakabisa.

Kaya, upang malutas ang specra ng mga molekular band sa magkakahiwalay na mga linya ng parang multo, kinakailangan na magkaroon ng isang espesyal na uri ng kagamitan, na binubuo ng mga aparatong spectral na may mataas na resolusyon at mga tubo ng pagsipsip na may maraming mga pass ng ilaw sa pamamagitan ng mga ito. Upang makilala ang nakuha na spektra ng mga atmospheres ng mga planeta, kinakailangan upang isagawa ang kanilang direktang paghahambing sa mga laboratoryo at sa ganitong paraan hanapin hindi lamang ang haba ng daluyong, ngunit tiwala din na matukoy ang komposisyon ng kemikal, at tantyahin ang mga presyon sa mga atmospera ng mga planeta mula sa pagpapalawak ng mga linya ng parang multo. Ang sinusukat na pagsipsip sa mga tubo ng pagsipsip ay maaaring ihambing sa laki ng pagsipsip sa himpapawid ng isang planeta. Dahil dito, sa mga tubo ng pagsipsip na may maraming mga pass ng ilaw, kapag ang presyon ng pinag-aralan na purong gas o ang kanilang mga mixtures ay nagbabago, ang isa ay maaaring, tulad nito, gayahin ang mga atmospheres ng mga planeta. Ito ay naging mas makatotohanang ngayon na posible na baguhin ang temperatura ng rehimen sa mga tubo sa loob ng ilang daang degree Kelvin.

Optical na layout ng J. White pagsipsip na tubo

Ang kakanyahan ng pag-imbento ni J. White ay kumulo sa mga sumusunod: tatlong spherical concave mirror na mahigpit na pantay na radii ng kurbada ang kinuha. Ang isa sa mga salamin (A) ay naka-install sa isang dulo sa loob ng tubo, at ang dalawa (B, C), na dalawang pantay na bahagi ng hiwa ng salamin, ay nasa kabilang dulo. Ang distansya sa pagitan ng unang salamin at ng dalawa ay katumbas ng radius ng kurbada ng mga salamin. Ang tubo ay hermetically selyadong. Ang vacuum sa tubo ay nilikha hanggang sa ikasampu o sandaang bahagi ng isang mm Hg. Art., At pagkatapos ang tubo ay puno ng test gas sa isang tiyak (depende sa gawain, presyon. Ang mga salamin sa tubo ay naka-install sa isang paraan na ang ilaw na pumapasok sa tubo ay makikita mula sa mga salamin, na nagpapasa ng isang tinukoy na numero ng mga oras sa pasulong at pabalik na direksyon.

Sa kasalukuyan, ang lahat ng mga tubo ng pagsipsip ay ginawa ayon sa iskema ni J. White na may pagbabago sa disenyo ng front mirror na ipinakilala nina G. Herzberg at N. Bernstein noong 1948. Gumamit si Herzberg ng isang optikong pamamaraan upang makakuha ng isang mahabang ilaw ng pagsipsip ng landas sa isang pagsipsip ng tubo na may isang radius ng kurbada ng mga salamin na 22 m at diameter ng tubo 250 mm. Ang tubo ay gawa sa electrolytic iron. Sa isa sa mga gawa ni Herzberg sa pag-aaral ng pagsipsip ng spobra ng carbon dioxide (CO 2), ang sumisipsip na landas ng ilaw ay 5,500 m, na tumutugma sa 250 na daanan sa pagitan ng mga salamin. Ang nasabing isang malaking sumisipsip landas, iyon ay, isang malaking lalim ng salamin sa mata, ay nakuha lamang salamat sa mapanlikha na optikong pamamaraan na iminungkahi ni White.

Ang limitasyon sa bilang ng mga ilaw na daanan ay itinakda ng pagkawala ng salamin at ang bilang ng mga imahe na maaaring makuha sa salamin C. Kapag lumilikha ng mga tubo ng pagsipsip, nakakaranas ang mga taga-disenyo ng matitinding mga paghihirap sa mekanikal. Una sa lahat, ito ang pagbuo ng frame ng mga salamin at ang kanilang mga pangkabit, pagsasaayos at pokus na mekanismo, ang mga output ng mga mekanismo ng pagkontrol sa labas.Kung ang tubo ay medyo maikli, ang mga salamin ay matatagpuan sa isang pangkaraniwang talampas, na, pagkatapos i-install ang mga salamin dito, ay itulak sa tubo; kung ang tubo ay mahaba, ang pag-install ng mga salamin ay magiging mas kumplikado.

Napakahalaga kung anong materyal ang gawa sa mga tubo. Ginagamit ang electrolytically purong iron, hindi kinakalawang na de-kalidad na bakal at invar. Ang loob ng bakal na tubo ay pinahiran ng electrolytically purong iron. Sa pagkakaalam namin, ang mga dingding sa loob ng mga tubo ay hindi natatakpan ng anumang mga vacuum varnish, lalo na kamakailan. Ang pagpili ng materyal para sa pagtakip sa ibabaw ng mga salamin ay nakasalalay sa spectral na rehiyon kung saan isasagawa ang trabaho. Alinsunod dito, ginto, pilak o aluminyo ang ginagamit. Ginagamit din ang mga patong na dielectric.

Pagsipsip ng tubo ng Pulkovo Observatory

Ang aming tubo ng pagsipsip ay bakal, isang piraso na iginuhit, hinang mula sa magkakahiwalay na haba. 8-10 m. Ang kabuuang haba nito ay 96.7 m, ang panloob na lapad ay 400 mm, ang kapal ng pader ay 10 mm. Pansamantala, ang dalawang mga salamin na pinahiran ng aluminyo na may diameter na 100 mm lamang at isang radius ng kurbadang 96 m ay na-install sa tubo. Naglalaman din ang tubo ng mga layunin. Sa tulong ng dalawang salamin, nakakakuha kami ng isang tatlong beses na daanan. Kung kukuha kami ng dalawa pang mga salamin at ilagay ito nang naaangkop sa tubo, ang ilaw ay naililipat ng limang beses, na nagawa natin kamakailan.

Kaya, sa aming trabaho, mayroon kaming mga sumusunod na sumisipsip na landas: 100 m, 300 m, 500 m. Isinasaalang-alang nito ang mga distansya mula sa ilaw na mapagkukunan hanggang sa bintana ng pasukan ng tubo at ang distansya na naglalakbay ang light beam mula sa exit window sa slit ng spectrograph.

Sa hinaharap, ang mga salamin ay dapat mapalitan ng malalaki - na may diameter na 380 mm at isang radius ng kurbada na 100 m. Ang kaukulang optical scheme ay papalitan ng klasikal na White scheme na may pagbabago na ipinakilala nina Herzberg at Bernstein . Ang lahat ng mga kalkulasyon ng optikal ay dapat na natupad upang ang mabisang haba ng agos ng pagsipsip ay nagiging 5000-6000 m para sa 50-60 na mga daanan.

Ang aming tubo ng pagsipsip ay isa sa pinakamahaba, kaya't ang mga bagong solusyon ay kailangang matagpuan kapag nagdidisenyo ng isang bilang ng mga bahagi nito. Halimbawa, dapat bang mai-mount ang mga salamin sa isang base na konektado sa katawan ng tubo, o mai-install sa magkakahiwalay na pundasyon na independiyente sa tubo? Ito ay isa sa mga napakahirap na katanungan (hindi namin binibigyan ang iba), at ang pagiging maaasahan at kawastuhan ng pagkakahanay at oryentasyon ng mga salamin ay nakasalalay sa tamang solusyon nito. Dahil ang mga salamin ay matatagpuan sa loob ng tubo, kung gayon, natural, kapag nagpapalabas o kapag lumilikha ng presyon sa tubo, ang mga pagpapapangit ng pag-mount ng mga salamin ay magaganap (kahit na ang mga ito ay minimal, isang pagbabago sa direksyon ng light beam. Ang isyung ito ay nangangailangan din ng isang espesyal na solusyon, pati na rin ang pagtukoy ng bilang ng mga ilaw na dumadaan sa tubo Isasagawa namin ang pagkakahanay at pagtuon ng mga salamin gamit ang isang laser.

Ang isang vacuum diffraction spectrograph ay inilalagay sa tabi ng tube ng pagsipsip. Pinagsama ito alinsunod sa isang scheme ng autocollimation. Ang isang planar diffraction grating na may 600 mga linya bawat millimeter ay nagbibigay ng isang linear dispersion sa pangalawang pagkakasunud-sunod ng 1.7 A / mm. Gumamit kami ng 24 V, 100 W incandescent lamp bilang patuloy na mapagkukunan ng spectrum.

Bilang karagdagan sa pag-install at pagsisiyasat ng tubo, ang pag-aaral ng A band ng molekular pagsipsip spectrum ng oxygen (O2) ay nakumpleto na. Ang gawain ay naglalayong ihayag ang mga pagbabago sa katumbas na lapad ng mga linya ng pagsipsip depende sa presyon. Ang katumbas na mga lapad ay kinakalkula para sa lahat ng mga haba ng haba ng daluyong mula 7598 hanggang 7682 A. Ipinapakita ng mga Spectrograms 1 at 2 ang pagsipsip ng spectra ng banda A. Isinasagawa din ang trabaho upang makilala ang epekto ng pagtaas ng katumbas na mga lapad depende sa pagkakaroon ng isang labis na gas. Halimbawa, ang carbon dioxide (CO2) ay kinuha at ilang nitrogen (N2) ay idinagdag dito.

Sa aming laboratoryo, ang pagtatrabaho sa pag-aaral ng molekular pagsipsip na dalas ay isinasagawa ni L.N. Zhukova, V.D. Kalkin at ang may-akda ng artikulong ito.Sinusubukan naming idirekta ang aming mga pagsisiyasat upang ang kanilang mga resulta ay mag-aambag sa solusyon ng mga problemang astropisiko, pangunahin sa astronomiya ng planeta.

Ang pagproseso ng parehong laboratoryo at astronomikal na molekular pagsipsip ng spobra na nakuha ng mga pamamaraan ng pag-record ng potograpiya o photoelectric ay napakahirap at matagal. Upang mapabilis ang gawaing ito sa University of California, nagsimulang magproseso si J. Phillips noong 1957, ng pagpoproseso ng molekular pagsipsip ng spekra gamit ang isang computer na IBM-701. Una, ang programa ay naipon para sa C2 at WALANG spekra. Sa parehong oras, ang mga talahanayan para sa CN ay handa. Naniniwala si Phillips na, una sa lahat, kailangang iproseso ng makina ang spekra ng mga molekula ng astorophysical interest: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Ang mga kalamangan ng teknolohiya ng computer ay halata, at dapat itong malawakang magamit para sa pagproseso ng mga pang-eksperimentong resulta.

Pagsasaliksik sa laboratoryo at astronomical na eksena

Ang isang malaking pangkat ng mga physicist ay pinag-aaralan ang molekular na pagsipsip ng spekra na nakuha sa mga tubo ng pagsipsip ng maraming ilaw na paghahatid. Una sa lahat, nais kong tandaan ang malaking papel at katangian ng prof. G. Herzberg (Ottawa, Canada). Ang kanyang mga pang-eksperimentong at teoretikal na gawa, tulad ng kanyang mga monograp,
namamalagi sa pundasyon ng lugar na ito ng agham. Ang isa sa mga nangungunang lugar sa pagsasaliksik, at lalo na sa pag-aaral ng spekula ng mga quadrupole Molekyul, ay sinakop ng gawain ng prof. D. Ranggo (Pennsylvania, USA). Kabilang sa mga mas batang mananaliksik, hindi mabibigyang pansin ng isa ang gawain ni T. Owen (Arizona, USA), na matagumpay na pinagsama ang kanyang mga eksperimento sa laboratoryo sa mga obserbasyong astropisiko.

Nagbigay na kami ng isang halimbawa ng isang mabungang kombinasyon ng mga pamamaraang laboratoryo at astropisiko sa unang bahagi ng artikulong ito. Nauugnay ito sa pagkakakilanlan ng mga molekular band sa spectrum ng isang RV Draco star. Bilang isang pangalawang halimbawa, isaalang-alang ang magkasanib na gawain nina G. Herzberg at D. Kuiper sa pag-aaral ng planetary specra batay sa direktang paghahambing sa mga laboratoryo.

Ang Kuiper sa McDonald Observatory ay nakakuha ng eksena ng Venus at Mars na may mataas na resolusyon sa agwat ng haba ng daluyong 1-4-2.5 microns. Isang kabuuang 15 banda ang nabanggit, na kinilala sa mga molekular na banda ng carbon dioxide (CO2). Ang isang banda sa paligid ng X = 2.16 microns ay kaduda-dudang. Ang Herzberg at Kuiper ay nagsagawa ng karagdagang mga pag-aaral sa laboratoryo ng CO2, na kumpiyansa na ipinakita na ang pagsipsip sa X = 2.16 μ sa spectrum ng Venus ay dahil sa CO2 Molekyul. Para sa mga pag-aaral sa laboratoryo ng spectra ng pagsipsip ng CO2 nina Herzberg at Kuiper, isang multi-pass na pagsipsip na tubo ng Ierki Observatory na may radius ng kurbada ng mga salamin na 22 m, isang haba na 22 m at isang diameter na 250 mm ang ginamit. Ang tubo ay gawa sa electrolytic iron. Bago punan ang tubo ng test gas, ito ay ibinomba sa maraming mm Hg. Art. (kalaunan nagsimula silang makakuha ng isang vacuum na hanggang sa ikasampu ng isang mm Hg. Art.). Sa kanilang unang trabaho, nag-iba sina Herzberg at Kuiper ng presyon ng CO2 sa tubo sa saklaw mula 0.12 hanggang 2 atm. Ang haba ng sumisipsip na layer ay 88 m at 1400 m, ibig sabihin, sa unang kaso, ang ilaw ay dumaan sa tubo ng 4 na beses, at sa pangalawa - 64 beses. Mula sa tubo, ang ilaw ay nakadirekta sa spectrometer. Sa gawaing ito, ginamit namin ang parehong spectrometer kung saan nakuha ang spektra ng Venus at Mars. Ang mga haba ng daluyong ng mga banda ng pagsipsip ng CO2 ay natutukoy sa laboratoryo ng spekra. Sa pamamagitan ng paghahambing ng mga spectrogram, madaling hindi nakilala ang mga hindi kilalang mga banda ng pagsipsip sa spektra ng Venus. Nang maglaon, ang mga banda sa spectra ng Mars at ang Buwan ay nakilala sa isang katulad na paraan. Ang mga sukat ng pagpapalawak ng sarili ng mga linya ng parang multo, na sanhi lamang ng pagbabago ng presyon ng gas o dahil sa pagdaragdag ng isa pang gas, ay gagawing posible na tantyahin ang presyon ng mga atmospheres ng mga planeta. Dapat pansinin na may mga gradient ng presyon at temperatura sa mga atmospheres ng mga planeta; nagpapahirap ito sa pagmomodelo sa kanila sa laboratoryo. Pangatlong halimbawa. Itinuro namin ang kahalagahan ng gawaing pinamumunuan ni prof. D. Ranggo.Marami sa kanila ay nakatuon sa pag-aaral ng spektrum ng mga quadrupole na molekula: nitrogen (N2), hydrogen (H2) at iba pang mga molekula. Bilang karagdagan, si Rank at ang kanyang mga katuwang ay nakikibahagi sa mga napapaksang isyu ng pagtukoy ng paikot at panginginig na mga sangkap para sa iba't ibang mga molekula, na kinakailangan para sa mga physicist at astrophysicist.

Sa pag-aaral ng molekular pagsipsip na spekra sa Ranque laboratoryo, ginamit ang isang malaking tubo ng pagsipsip na 44 m ang haba at 90 cm ang lapad na may maraming mga light transmissions. Ginawa ng stainless steel pipe. Ang presyon ng mga pinag-aralan na gas dito ay maaaring makuha hanggang sa 6.4 kg / cm2, at ang haba ng light path - hanggang sa 5000 m. Sa pamamagitan ng tubong ito, nagsagawa ang Rank ng mga bagong pagsukat sa laboratoryo ng mga linya ng CO2 at H2O, na gumawa nito posible upang matukoy ang dami ng piniritong tubig (H2O) at CO2 sa kapaligiran ng Mars. Ang mga sukat ay isinasagawa sa kahilingan ng mga Amerikanong astropisiko na sina L. Kaplan, D. Munch at K. Spinrad at kinailangan na kumpirmahin ang kawastuhan ng kanilang pagkakakilanlan ng mga rotational band ng mga linya ng H2O sa paligid ng X = 8300 A at CO2 tungkol sa X = 8700 A.

Ang mga pag-aaral sa laboratoryo ng spekular na pagsipsip ng molekula sa buwan at mga planetaryong laboratoryo ng Unibersidad ng Arizona ay isinasagawa nang may malaking tagumpay. Si T. Owen ay may aktibong bahagi sa mga gawaing ito. Isang tubo ng pagsipsip na 22 m ang haba at 250 mm ang lapad na may maramihang ilaw na nagpapadala ay na-install sa laboratoryo. ' Steel pipe, may linya sa loob ng electrolytic iron. Ang spektrum ng laboratoryo ay nakuha sa isang diffraction spectrograph na may isang linear dispersion na 2.5 A / mm. Ang mga pangunahing pagsisiyasat ay ang methane (CH4) at ammonia (NHa). Ang pag-aaral ay isinasagawa sa isang malawak na hanay ng mga presyon at sa isang malaking haba ng pagsipsip. Ang pinagmumulan ng ilaw ay alinman sa araw o isang maliwanag na lampara ng tungsten. Kaya, halimbawa, para sa gawaing "Pagtukoy ng komposisyon ng himpapawid at presyon sa ibabaw ng Mars", na isinagawa nina Owen at Kuiper (1954), kinakailangan sa laboratoryo na siyasatin ang X = 1.6 μ banda sa purong carbon dioxide (CO2) sa ilalim ng mga sumusunod na kondisyon:

Nagsagawa rin ng pag-aaral sina Owen at Kuiper sa pagdaragdag ng banyagang gas. Tandaan ng mga may-akda na kung ang kabuuang nilalaman ng CO2 ay natutukoy mula sa mahihinang mga banda, ang isang tao ay maaaring makahanap ng empirically pressure, lalo na sa Mars, mula sa mga sukat ng X = 1.6 micron band, at makita ang pagkakaroon ng anumang iba pang bahagi. Ngunit ang isang empirical na pagpapasiya ng mga epekto ng presyon sa mga mixture ng gas sa pag-install na ito ay imposible, sapagkat kinakailangan na magkaroon ng haba ng landas ng sinag na katumbas ng dalawang taas ng homogenous na kapaligiran ng Mars, iyon ay, humigit-kumulang na 40 km. Sa mga eksperimento ng Kuiper at Owen, ang sumisipsip na landas ay 4 km lamang, iyon ay, 10 beses na mas mababa.

Nang noong 1966 nakakuha sina J. Kuiper, R. Wilod at T. Owen ng tanawin ng Uranus at Neptune, lumabas na naglalaman sila ng maraming hindi kilalang mga banda ng pagsipsip. Dahil malamang na ang mga atmospheres ng mga planeta na ito ay binubuo ng methane (CH4), isinagawa dito ang mga pag-aaral sa laboratoryo. Ang laboratoryo ng spektra ay nakuha sa napakalaking mga landas ng salamin sa mata at katamtamang rarefaction. Halimbawa haba ng 2 860 m atm.

Ang paghahambing lamang ng spekula ng Uranus at Neptune sa mga laboratoryo ay posible upang kumpiyansa na kilalanin ang mga hindi kilalang banda at patunayan na ang pagsipsip sa mga himpapawid ng mga planeta na ito ay pangunahing sanhi ng methane. Gamit ang Illinois Research Institute of Technology (ILI 12.5 m ang haba, 125 mm diameter; gawa sa hindi kinakalawang na asero) magagamit muli na tubo ng pagsipsip, nagsaliksik si Owen tungkol sa methane, singaw ng tubig, amonya. Ang haba ng ilaw ng landas ay 1000 m, ibig sabihin ang pasulong at paatras ang mga direksyon sa tubo ay lumipas 80 beses. Ang spektra ng mga gas na nakuha sa laboratoryo ay inihambing sa spasyo ng Jupiter, Venus at ng Buwan. Sa ganitong paraan isinagawa ni Owen ang pagkakakilanlan ng mga hindi kilalang banda sa spektra ng mga planong ito.Ang spektra ng mga planeta na ito ay nakuha sa McDonald Observatory na may 82 "reflector, isang 84" reflector at isang 60 "solar teleskopyo sa Kitt Peak National Observatory. Ang isang detalyadong pag-aaral ng mga spectrogram ay nagbibigay-daan sa amin upang tapusin na ang mga banda ng pagsipsip na sanhi ng methane, ammonia at hydrogen ay may kumpiyansang nakilala sa kapaligiran ng Jupiter. Para sa iba pang mga gas, kinakailangan upang magsagawa ng isang bilang ng mga pagsubok sa laboratoryo.

Sa international simposium sa Kiev (1968) iniulat ni Owen ang mga resulta ng spectroscopic determinasyon ng mga gas na nilalaman sa mga atmospheres ng Jupiter, Saturn at Uranus.

Nabanggit namin na hindi laging posible na pag-aralan at kilalanin ang nakuha na mga spectrogram ng mga celestial na katawan sa pamamagitan ng direktang paghahambing sa laboratoryo ng spektra. Maaari itong ipaliwanag sa pamamagitan ng ang katunayan na ang pagganyak at ningning ng gaseous media sa mga celestial na katawan ay madalas na nangyayari sa mga kumplikadong kondisyong physicochemical na hindi maaaring tumpak na kopyahin sa mga laboratoryo na nakabatay sa lupa. Samakatuwid, kung ihahambing sa laboratoryo ng spektra, ang istraktura ng mga band na molekular at ang kanilang mga intensidad ay mananatiling hindi siguradong. Pagkatapos ay kailangan mong gumamit ng hindi direktang mga pamamaraan ng pagkakakilanlan. Ibigay natin, halimbawa, ang kaso sa spectrogram ng gitnang tuktok ng lunar crater na Alphonse, na nakuha ng N.A Kozyrev noong Nobyembre 3, 1958 at pinroseso niya sa parehong taon. Ang spectrogram ay nakilala sa pamamagitan ng pagkakataon ng isang bilang ng mga kilalang C2 banda. Gayunpaman, ang maximum na ningning ng banda sa A = 4740 A ay humiling ng isang espesyal na paliwanag, dahil hindi posible na makakuha ng isang katulad na spectrum sa laboratoryo. Ipinaliwanag ni Kozyrev ang paglilipat na ito sa pamamagitan ng ang katunayan na ang isang kumplikadong Molekyul ay na-ionize sa ilalim ng pagkilos ng matapang na radiation mula sa Araw, at bilang isang resulta, nabuo ang C2 radical, kung saan kabilang ang nawalang banda, na hindi sumabay sa mga banda na kilala sa ang rehiyon na ito Dahil ang Kozyrev ay gumawa ng isang napaka-matapang na konklusyon batay sa mga resulta na ito tungkol sa panloob na enerhiya ng panloob na buwan at tungkol sa paglabas ng bulkan ng mga gas, napagpasyahan na muling iproseso ang natatanging spectrogram na ito. Ang pagpoproseso na ito ay isinagawa ng A.A. Kalinyak, gamit ang pamamaraan ng microphotometry. Ang konklusyon ni Kozyrev ay nakumpirma.

Kaugnay sa pagbuo ng teknolohiyang rocket at paglulunsad ng mga rocket sa labas ng himpapawid ng Daigdig, naging posible upang makakuha ng panimulang pisikal na mga pisikal na parameter ng mga planetang atmospheres at pag-aralan ang mga katangian ng mga celestial na katawan na dati ay hindi napapansin. Ngunit sa pagproseso at pagtatasa ng mga obserbasyon na nakuha kapwa sa tulong ng mga rocket at sa mga nangangahulugang lupa, malalaking paghihirap ang naranasan, na sanhi ng kawalan ng pagsasaliksik sa laboratoryo. Ang mga paghihirap na ito ay maaaring matanggal sa pamamagitan ng pang-eksperimentong gawain ng mga spectroscopist-physicist at astrophysicists, na ang mga interes ay hindi lamang nag-tutugma, kundi pati na rin ang nagsasapawan sa pag-aaral ng atomic at molekular na pagsipsip at emission sprera. Dahil dito, ang mga gawain na kinakaharap sa kanila ay maaaring matagumpay na malulutas lamang sa pamamagitan ng magkasanib na gawain sa mga laboratoryo na nakabatay sa lupa. Samakatuwid, sa kabila ng napakalaking pagsulong sa pag-aaral ng mga planetary atmospheres na gumagamit ng teknolohiyang rocket, ang mga laboratoryo na nakabatay sa lupa ay dapat na may mahalagang papel at hindi mawawala ang kanilang kahalagahan para sa mga astropisiko.

L.A. Mitrofanova

Katulad na mga publication

Paano "bumuo" ng isang Molekyul?

Mga kumander ng electron gun

Ang dalawampu't isang siglo ay nakakakuha ng momentum