Φάσματα Astro στο εργαστήριο

Οποιαδήποτε δεδομένα λαμβάνουν οι αστρονόμοι και οι αστροφυσικοί για τα ουράνια σώματα, είναι δυνατόν να αποκρυπτογραφηθούν αυτά τα δεδομένα, κατά κανόνα, στηριζόμενοι μόνο στα πρότυπα που προκύπτουν στα επίγεια εργαστήρια κατά τη μελέτη επίγειων αντικειμένων.

Μια έξυπνη μέθοδος μοντελοποίησης πλανητικών ατμοσφαιρών σε σωλήνα απορρόφησης και πιθανές εφαρμογές αυτής της μεθόδου περιγράφεται σε αυτό το άρθρο.

Φάσμα πλανητικών ατμοσφαιρών

Η φασματική μελέτη των πλανητικών ατμοσφαιρών είναι ένα από τα επείγοντα προβλήματα της σύγχρονης αστροφυσικής. Ωστόσο, αυτό το πολύπλοκο, μεγάλο πρόβλημα δεν μπορεί να επιλυθεί επιτυχώς μόνο από αστρονόμους, χωρίς τη συμμετοχή ειδικών σε σχετικές επιστήμες. Για παράδειγμα, οι αστρονόμοι δεν μπορούν να κάνουν χωρίς τα αποτελέσματα εργαστηριακών μελετών φασματοσκοπικών-φυσικών να μελετήσουν φάσματα μοριακής απορρόφησης, χωρίς να προσδιορίσουν τις φυσικές σταθερές των μορίων και τη δομή τους. Μόνο έχοντας στη διάθεσή μας επαρκή αριθμό μοριακών σταθερών και φασματικών ατλάσεων μορίων, είναι δυνατό να αναγνωριστούν τα φάσματα των πλανητικών ατμοσφαιρών και άλλων ουράνιων σωμάτων. Αυτό ισχύει για οποιαδήποτε μέθοδο παρατήρησης, είτε πρόκειται για επίγεια αστρονομία (οπτικές ή ραδιοαστρονομικές μεθόδους) είτε για τα αποτελέσματα που λαμβάνονται με ρουκέτες που εκτοξεύονται έξω από τη Γη.

Τα φάσματα των πλανητικών ατμοσφαιρών αποτελούνται κυρίως από μοριακές ζώνες που ανήκουν σε μόρια διοξειδίου του άνθρακα (CO2), μονοξειδίου του άνθρακα (CO), μεθανίου (SND αμμωνίας (NH3), αζώτου (N2), οξυγόνου (O2), δηλαδή κυρίως δύο -, τρία και τέσσερα ατομικά μόρια. Προς το παρόν, μπορούμε σχεδόν σίγουρα να μιλήσουμε για την ποιοτική χημική σύνθεση των ατμοσφαιρών των περισσότερων πλανητών. Δημιουργήθηκε μετά από προσεκτική μελέτη των αστρονομικών φασματογραφημάτων που λαμβάνονται με οπτικές μεθόδους και χρησιμοποιώντας παρατηρήσεις ραδιοαστρονομίας. Επιπλέον, τα αποτελέσματα του σοβιετικού διαστημικού σταθμού Το Venus-4 "επέτρεψε όχι μόνο να δώσει πληροφορίες σχετικά με μια πιο ακριβή ποιοτική χημική σύνθεση της ατμόσφαιρας της Αφροδίτης, αλλά και να αποσαφηνίσει την ποσοτική του σύνθεση, τη θερμοκρασία και την πίεση.

Όσον αφορά την ποσοτική χημική σύνθεση των ατμοσφαιρών άλλων πλανητών, χρειάζεται ακόμη σοβαρή επαλήθευση και αποσαφήνιση. Μέχρι τώρα, οι αστρονόμοι αντιμετωπίζουν μεγάλες δυσκολίες στον εντοπισμό και τη μελέτη των φασμάτων λωρίδας των ατμοσφαιρών των πλανητών. Αυτές οι δυσκολίες, κατά κανόνα, οφείλονται στο γεγονός ότι οι εργαστηριακές και θεωρητικές γνώσεις μας για τη δομή και τις ιδιότητες ακόμη και απλών μορίων είναι περιορισμένες. Επομένως, κατά τη μελέτη του αστρονομικού φάσματος, πρέπει πρώτα απ 'όλα να προσδιορίσουμε ποια από τα μόρια το έδωσαν και, στη συνέχεια, σύμφωνα με εργαστηριακές μελέτες, να αποσαφηνίσουμε τις ιδιότητες και τη δομή των ζωνών αυτού του μορίου.

Τα πολυατομικά μόρια, και ιδίως τα τριατομικά μόρια που βρίσκονται σε κομήτες και πλανήτες, μελετώνται ακόμη λιγότερο.

Πρέπει να σημειωθεί ότι δεν είναι πάντα δυνατό να αποκτήσουμε εύκολα και απλά σε εργαστηριακές συνθήκες τα ίδια μόρια που βρίσκονται, για παράδειγμα, σε αστρικές ατμόσφαιρες. Ας δούμε ένα ενδιαφέρον παράδειγμα.

Το 1926, οι P. Merrill και R. Sanford παρατήρησαν πολύ δυνατές ζώνες απορρόφησης σε ορισμένα αστέρια άνθρακα του τύπου RV Dragon, αλλά δεν μπορούσαν να ταυτοποιηθούν με αυτοπεποίθηση για δεκαετίες. Είναι αλήθεια, για θεωρητικούς λόγους, θεωρήθηκε ότι αυτές οι ζώνες προκαλούνται από ένα πολύπλοκο μόριο - το τριατομικό S1C2.

Για τη σωστή λύση του προβλήματος, τέθηκαν εργαστηριακά πειράματα. Το 1956 ο W. Clement προσπάθησε να αποκτήσει αυτές τις μπάντες στο εργαστήριο. Κατά την προετοιμασία των πειραμάτων, προχώρησε στην ακόλουθη σκέψη: τα φάσματα του μορίου Cr παρατηρούνται σε διάφορα αστέρια και μελετώνται καλά. Το φάσμα του μορίου πυριτίου μελετάται καλά στο εργαστήριο, αλλά δεν έχει σημειωθεί μεταξύ των αστρονομικών φασμάτων.Ως εκ τούτου, ο Clement πρότεινε ότι παρουσία άνθρακα και πυριτίου, σχηματίζεται ένα μονοπολικό μόριο SiC, το οποίο θα πρέπει να παρατηρείται στα αστρονομικά φάσματα, καθώς και στο εργαστήριο, αν και αυτό δεν ήταν δυνατό μέχρι το 1961. Στη συνέχεια, ο Clement αιτιολόγησε ως εξής: εάν προστίθεται S1 στον φούρνο υψηλής θερμοκρασίας του King, ο οποίος είναι κατασκευασμένος από καθαρό συμπιεσμένο άνθρακα, τότε σε μια συγκεκριμένη θερμοκρασία θέρμανσης του κλιβάνου (μπορεί να ληφθεί θερμοκρασία 2500-3000 ° Κ στον κλίβανο), πρέπει να παρατηρηθεί φάσμα απορρόφησης που ανήκει στο μόριο SiC Ωστόσο, το φάσμα που έλαβε η Clement αποδείχθηκε πιο περίπλοκο και σε αντίθεση με αυτό που αναμενόταν για τη SiC. Στη συνέχεια συνέκριναν το φάσμα που λήφθηκε στο εργαστήριο με το άγνωστο φάσμα ενός από τα δροσερά αστέρια του τύπου RV Dragon και αποδείχθηκε ότι οι ζώνες ταιριάζουν καλά. Μόνο ένα πράγμα έγινε σαφές από το πείραμα, ότι ο Κλήμεντ μπόρεσε να αναπαραγάγει το αστρικό φάσμα στο εργαστήριο. Ωστόσο, ήταν αδύνατο να προσδιοριστεί ποιο μόριο έδωσε αυτό το φάσμα.

Το μόριο παρέμεινε άγνωστο. Μόνο υπήρχε περισσότερος λόγος να πιστεύουμε ότι μόνο ο άνθρακας και το πυρίτιο θα μπορούσαν να παρέχουν ένα τέτοιο φάσμα.

Επιπλέον, η δονητική ανάλυση έδειξε ότι το επιθυμητό μόριο περιέχει ένα βαρύ άτομο, σε συνδυασμό με δύο συναφή ελαφρύτερα. Από αυτό, έγινε ένα συμπέρασμα (που απαιτεί περισσότερη επιβεβαίωση): κατά πάσα πιθανότητα, αυτό το πολύπλοκο φάσμα παρέχεται από το μόριο S1C2. Στην έρευνά του, ο Clement έλαβε φασματογραφήματα σε υψηλή θερμοκρασία της πηγής του φάσματος, οπότε η λεπτή δομή των ζωνών δεν μπορούσε να προσδιοριστεί λεπτομερώς. Αυτή η ατέλεια του πειράματος που πραγματοποιήθηκε δεν επέτρεψε την οριστική ταυτοποίηση των συγκροτημάτων Merrill και Sanford.

Προς το παρόν, οι ερευνητές επέστρεψαν σε αυτό το ζήτημα ξανά. Οι Καναδοί φυσικοί δίνουν μεγάλη προσοχή στην αναζήτηση μιας πηγής φωτός που δίνει ένα μοριακό φάσμα παρόμοιο με τα ριγέ φάσματα των αστεριών άνθρακα. Καθηγητής Ο G. Herzberg αναφέρει ότι αυτός και ο συνεργάτης του R. Verma στο εργαστήριο ήταν σε θέση να παρατηρήσουν τις ζώνες του μορίου SiC2 σε χαμηλές θερμοκρασίες. Ο Herzberg εκφράζει την ελπίδα ότι μια ενδελεχής μελέτη των νέων φασμάτων σε υψηλότερη ανάλυση θα επιτρέψει την πιο σίγουρη ανάλυση της περιστροφικής δομής και τον προσδιορισμό της στιγμής αδράνειας αυτού του μυστηρίου μορίου.

Πολλοί επιστήμονες περιμένουν τα αποτελέσματα αυτής της μελέτης με μεγάλο ενδιαφέρον και ελπίζουν ότι θα βρεθεί τελικά η πηγή του μοριακού φάσματος, κάτι που θα επιτρέψει την οριστική αναγνώριση των ζωνών Merrill και Sanford. Το μόριο SiC2 θα είναι τότε το πρώτο πολυατομικό μόριο που θα βρεθεί με βεβαιότητα στην ατμόσφαιρα ενός άστρου.

Στην ατμόσφαιρα των αστεριών και των κομητών, εντοπίζονται άλλα μόρια, όπως CH +, C3, NH2, τα οποία μπορούν να ληφθούν μόνο με μεγάλη δυσκολία και πολύ σπάνια σε εργαστήρια υπό ειδικά ελεγχόμενες συνθήκες. Γενικά, τα μοριακά φάσματα, λόγω της σύνθετης δομής τους, έχουν μελετηθεί πολύ χειρότερα από τα ατομικά.

Τα φάσματα ατόμων διαφόρων χημικών στοιχείων έχουν μελετηθεί σχεδόν καλά, αν και υπάρχουν ορισμένα ερωτήματα που παραμένουν άλυτα. Τώρα έχουμε την απαραίτητη ποσότητα απόλυτα αξιόπιστων πληροφοριών σχετικά με τις φυσικές σταθερές των φασμάτων ατόμων. Ίσως, εξαιτίας αυτού, τα ατομικά φάσματα θα διαδραματίσουν κυρίαρχο ρόλο έναντι των μοριακών για πολύ καιρό σε διάφορους τομείς της επιστήμης.

Η εργαστηριακή μελέτη των φασμάτων μορίων αστροφυσικού ενδιαφέροντος έχει λάβει ιδιαίτερη προσοχή από τη δεκαετία του σαράντα αυτού του αιώνα. Ωστόσο, δεν υπάρχουν ακόμη καλά, πλήρη βιβλία αναφοράς των μορίων που μελετούνται μέχρι τώρα.

Σωλήνες απορρόφησης με μεγάλη διαδρομή απορρόφησης

Τα φάσματα μοριακής απορρόφησης είναι πιο πολύπλοκα από τα ατομικά. Αποτελούνται από έναν αριθμό ζωνών και κάθε ζώνη αποτελείται από έναν μεγάλο αριθμό μεμονωμένων φασματικών γραμμών. Εκτός από τη μεταγραφική κίνηση, ένα μόριο έχει επίσης εσωτερικές κινήσεις, που αποτελούνται από την περιστροφή του μορίου γύρω από το κέντρο βάρους του, τις δονήσεις των ατομικών πυρήνων που αποτελούν το μόριο το ένα σε σχέση με το άλλο και την κίνηση των ηλεκτρονίων που αποτελούν το κέλυφος ηλεκτρονίων του μορίου.

Για να επιλύσετε τις ζώνες μοριακής απορρόφησης σε μεμονωμένες φασματικές γραμμές, είναι απαραίτητο να χρησιμοποιήσετε φασματικές συσκευές υψηλής ανάλυσης και να μεταδώσετε φως μέσω σωλήνων απορρόφησης (απορρόφησης). Αρχικά, η εργασία πραγματοποιήθηκε με κοντούς σωλήνες και σε πιέσεις των μελετημένων αερίων ή των μιγμάτων τους από αρκετές δεκάδες ατμόσφαιρες.

Αποδείχθηκε ότι αυτή η τεχνική δεν βοηθά στην αποκάλυψη της δομής του φάσματος των μοριακών ζωνών, αλλά, αντίθετα, τα ξεπλένει. Επομένως, έπρεπε αμέσως να το εγκαταλείψουν. Μετά από αυτό, ακολουθήσαμε την πορεία της δημιουργίας σωλήνων απορρόφησης με πολλαπλή διέλευση φωτός μέσω αυτών. Το οπτικό σχήμα ενός τέτοιου σωλήνα απορρόφησης προτάθηκε για πρώτη φορά από τον J. White το 1942. Σε σωλήνες σχεδιασμένους σύμφωνα με το σχήμα του White, είναι δυνατόν να ληφθούν ισοδύναμες οπτικές διαδρομές απορροφητικών στρωμάτων από αρκετά μέτρα έως μερικές εκατοντάδες χιλιάδες μέτρα. Η πίεση των καθαρών αερίων ή μιγμάτων αερίων που μελετήθηκε κυμαίνεται από εκατοστά έως δεκάδες και εκατοντάδες ατμόσφαιρες. Η χρήση τέτοιων σωλήνων απορρόφησης για τη μελέτη φασμάτων μοριακής απορρόφησης έχει αποδειχθεί πολύ αποτελεσματική.

Έτσι, για να επιλυθούν τα φάσματα των μοριακών ζωνών σε ξεχωριστές φασματικές γραμμές, είναι απαραίτητο να υπάρχει ένας ειδικός τύπος εξοπλισμού, ο οποίος αποτελείται από φασματικές συσκευές υψηλής ανάλυσης και σωλήνες απορρόφησης με πολλαπλά περάσματα φωτός μέσω αυτών. Προκειμένου να εντοπιστούν τα ληφθέντα φάσματα της ατμόσφαιρας των πλανητών, είναι απαραίτητο να τα συγκρίνουμε απευθείας με τα εργαστηριακά και έτσι να βρούμε όχι μόνο τα μήκη κύματος, αλλά και να προσδιορίσουμε με βεβαιότητα τη χημική σύνθεση και να εκτιμήσουμε τις πιέσεις στις ατμόσφαιρες των πλανητών από τη διεύρυνση των φασματικών γραμμών. Η μετρούμενη απορρόφηση σε σωλήνες απορρόφησης μπορεί να συγκριθεί σε μέγεθος με την απορρόφηση στην ατμόσφαιρα ενός πλανήτη. Κατά συνέπεια, σε σωλήνες απορρόφησης με πολλαπλά περάσματα φωτός όταν αλλάζει η πίεση των μελετημένων καθαρών αερίων ή των μειγμάτων τους, μπορούν να προσομοιωθούν οι ατμόσφαιρες των πλανητών. Έχει γίνει πιο ρεαλιστικό τώρα που είναι δυνατόν να αλλάξετε το καθεστώς θερμοκρασίας στους σωλήνες μέσα σε μερικές εκατοντάδες βαθμούς Kelvin.

Οπτική διάταξη του σωλήνα απορρόφησης J. White

Η ουσία της εφεύρεσης του J. White βασίζεται στα εξής: λαμβάνονται τρεις σφαιρικοί κοίλοι καθρέπτες με αυστηρά ίσες ακτίνες καμπυλότητας. Ένας από τους καθρέπτες (A) είναι εγκατεστημένος στο ένα άκρο μέσα στο σωλήνα, και οι άλλοι δύο (B, C), που είναι δύο ίσα μέρη του κοπτικού καθρέφτη, βρίσκονται στο άλλο άκρο. Η απόσταση μεταξύ του πρώτου καθρέφτη και των άλλων δύο είναι ίση με την ακτίνα καμπυλότητας των καθρεφτών. Ο σωλήνας σφραγίζεται ερμητικά. Το κενό στο σωλήνα δημιουργείται σε δέκατα ή εκατοστά του mm Hg. Art. Και στη συνέχεια ο σωλήνας γεμίζει με ένα αέριο δοκιμής σε ένα συγκεκριμένο (ανάλογα με την εργασία, την πίεση. Οι καθρέφτες στο σωλήνα εγκαθίστανται με τέτοιο τρόπο ώστε το φως που εισέρχεται στο σωλήνα να ανακλάται από τους καθρέφτες, περνώντας έναν προκαθορισμένο αριθμό φορών προς τα εμπρός και προς τα πίσω.

Προς το παρόν, όλοι οι σωλήνες απορρόφησης κατασκευάζονται σύμφωνα με το σχήμα του J. White με αλλαγή στο σχεδιασμό του μπροστινού καθρέφτη που εισήχθησαν από τους G. Herzberg και N. Bernstein το 1948. Ο Herzberg χρησιμοποίησε ένα οπτικό σχήμα για να αποκτήσει μια μακρά διαδρομή απορρόφησης φωτός σε έναν σωλήνα απορρόφησης με ακτίνα καμπυλότητας των καθρεπτών των 22 m και διάμετρος σωλήνα 250 mm. Ο σωλήνας είναι κατασκευασμένος από ηλεκτρολυτικό σίδερο. Σε ένα από τα έργα του Herzberg σχετικά με τη μελέτη των φασμάτων απορρόφησης διοξειδίου του άνθρακα (CO 2), η διαδρομή απορρόφησης του φωτός ήταν 5.500 m, η οποία αντιστοιχεί σε 250 διόδους μεταξύ των καθρεπτών. Μια τόσο μεγάλη διαδρομή απορρόφησης, δηλαδή ένα μεγάλο οπτικό βάθος, επιτεύχθηκε μόνο χάρη στο έξυπνο οπτικό σχήμα που πρότεινε η White.

Το όριο στον αριθμό των διόδων φωτός καθορίζεται από την απώλεια ανάκλασης και τον αριθμό των εικόνων που μπορούν να ληφθούν στον καθρέφτη C. Κατά τη δημιουργία σωλήνων απορρόφησης, οι σχεδιαστές αντιμετωπίζουν μεγάλες μηχανικές δυσκολίες. Πρώτα απ 'όλα, αυτή είναι η ανάπτυξη του πλαισίου των καθρεπτών και των μηχανισμών στερέωσης, ρύθμισης και εστίασης, των εξόδων των μηχανισμών ελέγχου προς τα έξω.Εάν ο σωλήνας είναι σχετικά κοντός, οι καθρέπτες βρίσκονται σε ένα κοινό οροπέδιο, το οποίο, μετά την εγκατάσταση των καθρεπτών πάνω του, ωθείται στον σωλήνα εάν ο σωλήνας είναι μακρύς, η εγκατάσταση των καθρεπτών γίνεται πολύ πιο δύσκολη.

Είναι πολύ σημαντικό από ποιο υλικό κατασκευάζονται οι σωλήνες. Χρησιμοποιούνται ηλεκτρολυτικά καθαρό σίδερο, ανοξείδωτο ατσάλι και invar. Το εσωτερικό του χαλύβδινου σωλήνα είναι επικαλυμμένο με ηλεκτρολυτικά καθαρό σίδερο. Από όσο γνωρίζουμε, οι τοίχοι μέσα στους σωλήνες δεν καλύπτονται με βερνίκια κενού, ειδικά πρόσφατα. Η επιλογή υλικού για την κάλυψη της επιφάνειας των καθρεπτών εξαρτάται από τη φασματική περιοχή στην οποία θα εκτελεστεί η εργασία. Κατά συνέπεια, χρησιμοποιούνται χρυσός, ασήμι ή αλουμίνιο. Χρησιμοποιούνται επίσης διηλεκτρικά επιχρίσματα.

Σωλήνας απορρόφησης του Παρατηρητηρίου Pulkovo

Ο σωλήνας απορρόφησής μας είναι χάλυβας, μονοκόμματος, συγκολλημένος από ξεχωριστά μήκη. 8-10 μ. Το συνολικό του μήκος είναι 96,7 μ., Εσωτερική διάμετρος 400 mm, πάχος τοιχώματος 10 mm. Προσωρινά, δύο σωλήνες με επίστρωση αλουμινίου με διάμετρο μόνο 100 mm και ακτίνα καμπυλότητας 96 m είναι εγκατεστημένοι στο σωλήνα. Ο σωλήνας περιέχει επίσης αντικειμενικούς σκοπούς. Με τη βοήθεια δύο καθρεφτών, κάνουμε ένα ταξίδι τρεις φορές. Εάν πάρουμε δύο ακόμη καθρέφτες και τα τοποθετήσουμε σωστά στο σωλήνα, το φως μεταδίδεται πέντε φορές, κάτι που κάναμε πρόσφατα.

Έτσι, στη δουλειά μας, έχουμε τις ακόλουθες διαδρομές απορρόφησης: 100 m, 300 m, 500 m. Αυτό λαμβάνει υπόψη τις αποστάσεις από την πηγή φωτός έως το παράθυρο εισόδου του σωλήνα και την απόσταση που ταξιδεύει η δέσμη φωτός από το παράθυρο εξόδου έως τη σχισμή φασματογράφου.

Στο μέλλον, οι καθρέφτες υποτίθεται ότι θα αντικατασταθούν από μεγάλους - με διάμετρο 380 mm και ακτίνα καμπυλότητας 100 μ. Το αντίστοιχο οπτικό σχήμα θα αντικατασταθεί από το κλασικό σχήμα White με μια αλλαγή που εισήγαγαν οι Herzberg και Bernstein. Όλοι οι οπτικοί υπολογισμοί πρέπει να εκτελούνται έτσι ώστε το πραγματικό μήκος της διαδρομής απορρόφησης να γίνεται 5000-6000 m για 50-60 διόδους.

Ο σωλήνας απορρόφησής μας είναι ένας από τους μεγαλύτερους, οπότε έπρεπε να βρεθούν νέες λύσεις κατά το σχεδιασμό ορισμένων από τα συστατικά του. Για παράδειγμα, θα πρέπει τα κάτοπτρα να τοποθετηθούν σε μια βάση συνδεδεμένη με το σώμα του σωλήνα ή να εγκατασταθούν σε ξεχωριστά θεμέλια ανεξάρτητα από το σωλήνα; Αυτή είναι μια από τις πολύ δύσκολες ερωτήσεις (δεν δίνουμε σε άλλους) και η αξιοπιστία και η ακρίβεια της ευθυγράμμισης και του προσανατολισμού των καθρεπτών θα εξαρτηθεί από τη σωστή λύση του. Δεδομένου ότι οι καθρέπτες βρίσκονται μέσα στο σωλήνα, τότε, φυσικά, όταν αντλείτε έξω ή όταν δημιουργείτε πίεση στον σωλήνα, θα εμφανιστούν παραμορφώσεις της τοποθέτησης των καθρεπτών (ακόμα και αν είναι ελάχιστες, μια αλλαγή στην κατεύθυνση της δέσμης φωτός. Αυτό το ζήτημα απαιτεί επίσης μια ειδική λύση, καθώς και τον καθορισμό του αριθμού του φωτός που περνά μέσα από το σωλήνα Θα πραγματοποιήσουμε την ευθυγράμμιση και την εστίαση των καθρεπτών χρησιμοποιώντας λέιζερ.

Ένας φασματογράφος περίθλασης κενού τοποθετείται δίπλα στον σωλήνα απορρόφησης. Συναρμολογείται σύμφωνα με ένα σχήμα αυτοκαλλιέργειας. Μια επίπεδη περίθλαση περίθλασης με 600 γραμμές ανά χιλιοστόμετρο δίνει μια γραμμική διασπορά στη δεύτερη τάξη 1,7 A / mm. Χρησιμοποιήσαμε μια λάμπα πυρακτώσεως 24 V, 100 W ως πηγή συνεχούς φάσματος.

Εκτός από την εγκατάσταση και τη διερεύνηση του σωλήνα, η μελέτη της ζώνης Α του φάσματος μοριακής απορρόφησης οξυγόνου (O2) έχει πλέον ολοκληρωθεί. Η εργασία αποσκοπούσε στην αποκάλυψη αλλαγών σε ισοδύναμα πλάτη γραμμής απορρόφησης ανάλογα με την πίεση. Τα ισοδύναμα πλάτη υπολογίζονται για όλα τα μήκη κύματος από 7598 έως 7682 A. Τα φασματογραφήματα 1 και 2 δείχνουν τα φάσματα απορρόφησης της ζώνης Α. Εργάζονται επίσης σε εξέλιξη για να αποκαλυφθεί η επίδραση της αύξησης των ισοδύναμων πλάτους ανάλογα με την παρουσία ενός εξωτερικού αερίου. Για παράδειγμα, πάρτε διοξείδιο του άνθρακα (CO2) και προσθέστε λίγο άζωτο (N2) σε αυτό.

Στο εργαστήριό μας, διεξάγονται εργασίες για τη μελέτη των φασμάτων μοριακής απορρόφησης από τους L. N. Zhukova, V. D. Galkin και τον συγγραφέα αυτού του άρθρου.Προσπαθούμε να κατευθύνουμε τις έρευνές μας, έτσι ώστε τα αποτελέσματά τους να συμβάλλουν στην επίλυση αστροφυσικών προβλημάτων, κυρίως στην πλανητική αστρονομία.

Η επεξεργασία τόσο εργαστηριακών όσο και αστρονομικών φασμάτων μοριακής απορρόφησης που λαμβάνονται με μεθόδους φωτογραφικής ή φωτοηλεκτρικής καταγραφής είναι πολύ επίπονη και χρονοβόρα. Για να επιταχύνει αυτό το έργο στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια, ο J. Phillips, το 1957, άρχισε να επεξεργάζεται φάσματα μοριακής απορρόφησης χρησιμοποιώντας έναν υπολογιστή IBM-701. Αρχικά, το πρόγραμμα καταρτίστηκε για τα φάσματα των C2 και NO. Ταυτόχρονα, προετοιμάστηκαν πίνακες για ΣΟ. Ο Phillips πιστεύει ότι, πρώτα απ 'όλα, το μηχάνημα πρέπει να επεξεργαστεί τα φάσματα των μορίων αστροφυσικού ενδιαφέροντος: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Τα πλεονεκτήματα της τεχνολογίας υπολογιστών είναι προφανή και θα πρέπει να χρησιμοποιείται ευρέως για την επεξεργασία πειραματικών αποτελεσμάτων.

Εργαστηριακή έρευνα και αστρονομικά φάσματα

Μια μεγάλη ομάδα φυσικών μελετά τα φάσματα μοριακής απορρόφησης που λαμβάνονται σε σωλήνες απορρόφησης πολλαπλών περάσεων φωτός. Καταρχάς, θα ήθελα να σημειώσω τον μεγάλο ρόλο και την αξία του καθηγητή. G. Herzberg (Οττάβα, Καναδάς). Τα πειραματικά και θεωρητικά του έργα, όπως οι μονογραφίες του,
βρίσκονται στα θεμέλια αυτού του τομέα της επιστήμης. Ένα από τα κορυφαία μέρη στην έρευνα, και ειδικά στη μελέτη των φασμάτων των τετραπολικών μορίων, ασχολείται με το έργο του καθηγητή. D. Rank (Πενσυλβάνια, ΗΠΑ). Μεταξύ των νεότερων ερευνητών, δεν μπορεί κανείς να παραλείψει να παρατηρήσει το έργο του T. Owen (Αριζόνα, ΗΠΑ), ο οποίος συνδυάζει με επιτυχία τα εργαστηριακά του πειράματα με αστροφυσικές παρατηρήσεις.

Έχουμε ήδη δώσει ένα παράδειγμα γόνιμου συνδυασμού εργαστηριακών και αστροφυσικών μεθόδων στο πρώτο μέρος αυτού του άρθρου. Αφορά τον προσδιορισμό των μοριακών ζωνών στο φάσμα ενός αστέρι RV Draco. Ως δεύτερο παράδειγμα, σκεφτείτε το κοινό έργο των G. Herzberg και D. Kuiper για τη μελέτη των πλανητικών φασμάτων με βάση την άμεση σύγκριση με τα εργαστηριακά.

Ο Kuiper στο Παρατηρητήριο McDonald έλαβε τα φάσματα της Αφροδίτης και του Άρη με υψηλή ανάλυση στο διάστημα μήκους κύματος 14-2,5 μικρά. Παρατηρήθηκαν συνολικά 15 ζώνες, ταυτοποιημένες με τις μοριακές ζώνες διοξειδίου του άνθρακα (CO2). Μια ζώνη κοντά στο Χ = 2,16 μικρά ήταν αμφισβητήσιμη. Οι Herzberg και Kuiper διεξήγαγαν επιπρόσθετες εργαστηριακές μελέτες CO2, οι οποίες έδειξαν με βεβαιότητα ότι η απορρόφηση σε X = 2,16 μ στο φάσμα της Αφροδίτης οφείλεται στο μόριο CO2. Για εργαστηριακές μελέτες των φασμάτων απορρόφησης CO2 από τους Herzberg και Kuiper, χρησιμοποιήθηκε ένας σωλήνας απορρόφησης πολλαπλών περασμάτων του Παρατηρητηρίου Ierki με ακτίνα καμπυλότητας καθρέφτη 22 m, μήκος 22 m και διάμετρο 250 mm. Ο σωλήνας είναι κατασκευασμένος από ηλεκτρολυτικό σίδερο. Πριν γεμίσει το σωλήνα με το δοκιμαστικό αέριο, αντλήθηκε σε αρκετά mm Hg. Τέχνη. (αργότερα άρχισαν να έχουν κενό έως τα δέκατα των mm Hg. Art.). Στην πρώτη τους δουλειά, οι Herzberg και Kuiper διέφεραν την πίεση CO2 στον σωλήνα από 0,12 έως 2 atm. Το μήκος της απορροφητικής στρώσης ήταν 88 m και 1400 m, δηλαδή, στην πρώτη περίπτωση, το φως πέρασε μέσω του σωλήνα 4 φορές και στη δεύτερη - 64 φορές. Από το σωλήνα, το φως κατευθύνθηκε στο φασματόμετρο. Σε αυτήν την εργασία, χρησιμοποιήσαμε το ίδιο φασματόμετρο με το οποίο αποκτήθηκαν τα φάσματα της Αφροδίτης και του Άρη. Τα μήκη κύματος των ζωνών απορρόφησης CO2 προσδιορίστηκαν σε εργαστηριακά φάσματα. Συγκρίνοντας τα φασματογραφήματα, οι άγνωστες ζώνες απορρόφησης στα φάσματα της Αφροδίτης αναγνωρίστηκαν εύκολα. Αργότερα, οι ζώνες στο φάσμα του Άρη και της Σελήνης αναγνωρίστηκαν με παρόμοιο τρόπο. Οι μετρήσεις της αυτο-διεύρυνσης των φασματικών γραμμών, που προκαλούνται μόνο από μια αλλαγή στην πίεση του αερίου ή λόγω της προσθήκης ενός άλλου αερίου, θα επιτρέψουν την εκτίμηση της πίεσης στην ατμόσφαιρα των πλανητών. Πρέπει να σημειωθεί ότι υπάρχουν κλίσεις πίεσης και θερμοκρασίας στην ατμόσφαιρα των πλανητών. Αυτό καθιστά δύσκολη τη μοντελοποίησή τους στο εργαστήριο. Τρίτο παράδειγμα. Τονίσαμε τη σημασία της εργασίας με επικεφαλής τον καθηγητή Δ. Κατάταξη.Πολλά από αυτά είναι αφιερωμένα στη μελέτη των φασμάτων των τετραπολικών μορίων: άζωτο (N2), υδρογόνο (H2) και άλλα μόρια. Επιπλέον, ο Rank και οι συνεργάτες του ασχολούνται με τα εξαιρετικά επίκαιρα ζητήματα καθορισμού των περιστροφικών και δονητικών σταθερών για διάφορα μόρια, τα οποία είναι τόσο απαραίτητα για τους φυσικούς και τους αστροφυσικούς.

Στη μελέτη των φασμάτων μοριακής απορρόφησης στο εργαστήριο Ranque, χρησιμοποιείται ένας μεγάλος σωλήνας απορρόφησης μήκους 44 m και διαμέτρου 90 cm με πολλαπλή μετάδοση φωτός. Κατασκευασμένο από ανοξείδωτο ατσάλι. Η πίεση των αερίων που μελετήθηκαν σε αυτό μπορεί να επιτευχθεί έως και 6,4 kg / cm2 και το μήκος της διαδρομής φωτός - έως 5.000 μ. Με αυτόν τον σωλήνα, η Rank πραγματοποίησε νέες εργαστηριακές μετρήσεις των γραμμών CO2 και H2O, οι οποίες κατέστησαν δυνατό τον προσδιορισμό της ποσότητας του καταβυθισμένου νερού (H2O) και CO2 ατμόσφαιρα του Άρη. Οι μετρήσεις πραγματοποιήθηκαν κατόπιν αιτήματος των Αμερικανών αστροφυσικών L. Kaplan, D. Munch και K. Spinrad και έπρεπε να επιβεβαιώσουν την ορθότητα της ταυτοποίησης των ζωνών περιστροφής των γραμμών H2O γύρω στο X = 8300 A και CO2 περίπου X = 8700 A.

Διεξάγονται εργαστηριακές μελέτες φασμάτων μοριακής απορρόφησης στα σεληνιακά και πλανητικά εργαστήρια του Πανεπιστημίου της Αριζόνα με μεγάλη επιτυχία. Ο T. Owen συμμετέχει ενεργά σε αυτά τα έργα. Στο εργαστήριο εγκαθίσταται σωλήνας απορρόφησης μήκους 22 m και διαμέτρου 250 mm με πολλαπλή μετάδοση φωτός. " Ατσάλινος σωλήνας, επενδεδυμένος στο εσωτερικό με ηλεκτρολυτικό σίδερο. Τα εργαστηριακά φάσματα λαμβάνονται σε φασματογράφημα περίθλασης με γραμμική διασπορά 2,5 Α / mm. Οι κύριες έρευνες είναι το μεθάνιο (CH4) και η αμμωνία (NHa). Η μελέτη διεξάγεται σε ένα ευρύ φάσμα πιέσεων και σε μεγάλο μήκος απορρόφησης. Η πηγή φωτός είναι είτε ο ήλιος είτε ένας λαμπτήρας πυρακτώσεως. Έτσι, για παράδειγμα, για το έργο "Προσδιορισμός της σύνθεσης της ατμόσφαιρας και της πίεσης στην επιφάνεια του Άρη", που πραγματοποιήθηκε από τους Owen και Kuiper (1954), απαιτείται στο εργαστήριο να διερευνήσει τη ζώνη X = 1,6 μ σε καθαρό διοξείδιο του άνθρακα (CO2) υπό τις ακόλουθες συνθήκες:

Οι Owen και Kuiper διεξήγαγαν επίσης μελέτη για την προσθήκη ξένου αερίου. Οι συγγραφείς σημειώνουν ότι εάν το συνολικό περιεχόμενο CO2 καθορίζεται από αδύναμες ζώνες, μπορεί κανείς να βρει εμπειρικά ατμοσφαιρική πίεση, ιδίως στον Άρη, από μετρήσεις της ζώνης X = 1,6 μ και να εντοπίσει την παρουσία οποιουδήποτε άλλου συστατικού. Αλλά ένας εμπειρικός προσδιορισμός των επιπτώσεων της πίεσης σε μείγματα αερίων σε αυτήν την εγκατάσταση είναι αδύνατος, επειδή είναι απαραίτητο να έχει μήκος διαδρομής δέσμης ίσο με δύο ύψη της ομοιογενούς ατμόσφαιρας του Άρη, δηλαδή περίπου 40 χλμ. Στα πειράματα των Kuiper και Owen, η απορροφητική διαδρομή ήταν μόνο 4 km, δηλαδή 10 φορές λιγότερο.

Όταν το 1966 οι J. Kuiper, R. Vilod και T. Owen απέκτησαν τα φάσματα του Ουρανού και του Ποσειδώνα, αποδείχθηκε ότι περιέχουν μια σειρά από άγνωστες ζώνες απορρόφησης. Δεδομένου ότι είναι πολύ πιθανό ότι η ατμόσφαιρα αυτών των πλανητών αποτελείται από μεθάνιο (CH4), πραγματοποιήθηκαν εργαστηριακές μελέτες με αυτό. Τα εργαστηριακά φάσματα ελήφθησαν σε πολύ μεγάλες οπτικές διαδρομές και μέτρια σπάνια. Για παράδειγμα, ένα μέρος των φασμάτων CH4 στην περιοχή μήκους κύματος 7671 και 7430 Α ελήφθησαν σε ένα αποτελεσματικό μήκος απορρόφησης 1 940 m atm, και ένα μέρος των φασμάτων στην περιοχή 7587, 7470 A και μικρότερο - σε μήκος 2 860 m atm.

Μόνο μια σύγκριση των φασμάτων του Ουρανού και του Ποσειδώνα με τα εργαστηριακά κατέστησε δυνατή την αυτοπεποίθηση της αναγνώρισης των άγνωστων ζωνών και την απόδειξη ότι η απορρόφηση στην ατμόσφαιρα αυτών των πλανητών προκαλείται κυρίως από μεθάνιο. Με το επαναχρησιμοποιήσιμο σωλήνα απορρόφησης του Ιλλινόις Ερευνητικό Ινστιτούτο Τεχνολογίας (ILI μήκους 12,5 m, διαμέτρου 125 mm, ανοξείδωτου χάλυβα), ο Owen έκανε έρευνα για μεθάνιο, υδρατμούς, αμμωνία. Το μήκος διαδρομής φωτός ήταν 1000 m, δηλαδή φως σε οι προς τα εμπρός και προς τα πίσω κατευθύνσεις στο σωλήνα πέρασαν 80 φορές. Τα φάσματα των αερίων που ελήφθησαν στο εργαστήριο συγκρίθηκαν με τα φάσματα του Δία, της Αφροδίτης και της Σελήνης. Με αυτόν τον τρόπο ο Owen πραγματοποίησε την αναγνώριση άγνωστων ζωνών στα φάσματα αυτών των πλανητών.Τα φάσματα αυτών των πλανητών ελήφθησαν στο Παρατηρητήριο McDonald με έναν ανακλαστήρα 82 ", έναν ανακλαστήρα 84" και ένα ηλιακό τηλεσκόπιο 60 "στο Εθνικό Παρατηρητήριο Kitt Peak. Μια λεπτομερής μελέτη των φασματογραφημάτων μας επιτρέπει να συμπεράνουμε ότι οι ζώνες απορρόφησης που προκαλούνται από μεθάνιο, αμμωνία και υδρογόνο αναγνωρίζονται με βεβαιότητα στην ατμόσφαιρα του Δία. Για άλλα αέρια, είναι απαραίτητο να πραγματοποιηθούν διάφορες εργαστηριακές δοκιμές.

Στο διεθνές συμπόσιο στο Κίεβο (1968) ο Όουεν ανέφερε τα αποτελέσματα του φασματοσκοπικού προσδιορισμού των αερίων που περιέχονται στην ατμόσφαιρα του Δία, του Κρόνου και του Ουρανού.

Παρατηρήσαμε ότι δεν είναι πάντα δυνατό να αναλύσουμε και να αναγνωρίσουμε τα ληφθέντα φασματογραφήματα ουράνιων σωμάτων με άμεση σύγκριση με εργαστηριακά φάσματα. Αυτό μπορεί να εξηγηθεί από το γεγονός ότι η διέγερση και η λάμψη των αέριων μέσων στα ουράνια σώματα συμβαίνουν συχνά σε πολύπλοκες φυσικοχημικές συνθήκες που δεν μπορούν να αναπαραχθούν με ακρίβεια σε επίγεια εργαστήρια. Επομένως, σε σύγκριση με τα εργαστηριακά φάσματα, η δομή των μοριακών ζωνών και οι εντάσεις τους παραμένουν ασαφείς. Στη συνέχεια, πρέπει να καταφύγετε σε έμμεσες μεθόδους αναγνώρισης. Ας δούμε, για παράδειγμα, την περίπτωση με το φασματογράφημα της κεντρικής κορυφής του σεληνιακού κρατήρα Alphonse, το οποίο αποκτήθηκε από τον Ν. A. Kozyrev στις 3 Νοεμβρίου 1958 και υποβλήθηκε σε επεξεργασία από αυτόν τον ίδιο χρόνο. Το φασματογράφημα αναγνωρίστηκε από τη σύμπτωση ορισμένων γνωστών C2 ζωνών. Ωστόσο, η μέγιστη φωτεινότητα της ζώνης σε Α = 4740 Α απαιτούσε μια ειδική εξήγηση, καθώς δεν ήταν δυνατό να ληφθεί παρόμοιο φάσμα στο εργαστήριο. Ο Kozyrev εξηγεί αυτή τη μετατόπιση από το γεγονός ότι ένα σύνθετο μόριο ιονίζεται υπό τη δράση της σκληρής ακτινοβολίας από τον Ήλιο, και ως αποτέλεσμα, σχηματίζεται η ρίζα C2, στην οποία ανήκει η μετατοπισμένη ζώνη, η οποία δεν συμπίπτει με τις ζώνες που είναι γνωστές σε αυτήν την περιοχή. Δεδομένου ότι ο Kozyrev κατέληξε σε ένα πολύ τολμηρό συμπέρασμα βάσει αυτών των αποτελεσμάτων σχετικά με την εσωτερική ενέργεια του σεληνιακού εσωτερικού και σχετικά με την ηφαιστειακή εκπομπή αερίων, αποφασίστηκε να επανεπεξεργαστεί αυτό το μοναδικό φασματογράφημα. Αυτή η επεξεργασία πραγματοποιήθηκε από τον A.A. Kalinyak, χρησιμοποιώντας τη μέθοδο μικροφωτομετρίας. Το συμπέρασμα του Κοζύρεφ επιβεβαιώθηκε.

Σε σχέση με την ανάπτυξη της τεχνολογίας πυραύλων και την εκτόξευση πυραύλων έξω από την ατμόσφαιρα της Γης, κατέστη δυνατή η απόκτηση θεμελιωδώς νέων φυσικών παραμέτρων πλανητικών ατμοσφαιρών και η μελέτη των ιδιοτήτων των ουράνιων σωμάτων που προηγουμένως δεν ήταν παρατηρήσιμα. Όμως, κατά την επεξεργασία και ανάλυση των παρατηρήσεων που λαμβάνονται τόσο από πυραύλους όσο και με επίγεια μέσα, συναντώνται μεγάλες δυσκολίες, οι οποίες οφείλονται στην έλλειψη εργαστηριακής έρευνας. Αυτές οι δυσκολίες μπορούν να εξαλειφθούν με το πειραματικό έργο των φασματοσκοπικών-φυσικών και αστροφυσικών, των οποίων τα ενδιαφέροντα όχι μόνο συμπίπτουν, αλλά και αλληλεπικαλύπτονται στον τομέα της μελέτης ατομικής και μοριακής απορρόφησης και ακτινοβολίας. Κατά συνέπεια, τα καθήκοντα που αντιμετωπίζουν μπορούν να επιλυθούν επιτυχώς μόνο με κοινή εργασία σε επίγεια εργαστήρια. Επομένως, παρά τις τεράστιες εξελίξεις στη μελέτη των πλανητικών ατμοσφαιρών που χρησιμοποιούν τεχνολογία πυραύλων, τα επίγεια εργαστήρια θα πρέπει να διαδραματίσουν σημαντικό ρόλο και σε καμία περίπτωση να μην χάσουν τη σημασία τους για την αστροφυσική.

Λ. Μιτρόφανοβα

Παρόμοιες δημοσιεύσεις

Πώς να "χτίσετε" ένα μόριο;

Ηλεκτρονικοί κυβερνήτες κανόνι

Ο 21ος αιώνας κερδίζει δυναμική