ספקטרום אסטרו במעבדה

לא משנה מה הנתונים שמקבלים אסטרונומים ואסטרופיזיקאים אודות גרמי השמים, ניתן לפענח נתונים אלה, ככלל, רק להסתמך על הסדירות הנגזרת במעבדות צמודות קרקע בעת לימוד עצמים יבשתיים.

שיטה גאונית למידול אטמוספרות פלנטריות בצינור קליטה ויישומים אפשריים של שיטה זו מתוארת במאמר זה.

ספקטרום של אטמוספרות פלנטריות

מחקר ספקטרלי של אטמוספרות פלנטריות הוא אחת הבעיות הדחופות של האסטרופיזיקה המודרנית. עם זאת, משימה מורכבת וגדולה זו אינה יכולה להיפתר בהצלחה רק על ידי אסטרונומים, ללא מעורבותם של מומחים במדעים קשורים. לדוגמא, אסטרונומים לא יכולים להסתדר בלי תוצאות מחקרי מעבדה של ספקטרוסקופיסטים-פיסיקאים כדי לחקור ספקטרום קליטה מולקולרי, מבלי לקבוע את הקבועים הפיזיים של מולקולות ומבנהן. רק כשיש לרשותנו מספר מספיק של קבועים מולקולריים ואטלס ספקטרלי של מולקולות, ניתן לזהות את הספקטרום של אטמוספרות פלנטריות וגופי שמיים אחרים. זה חל על כל שיטת תצפית, בין אם זה אסטרונומיה קרקעית (שיטות אסטרונומיה אופטית או רדיו) או התוצאות המתקבלות עם רקטות ששוגרו מחוץ לאטמוספירה של כדור הארץ.

הספקטרום של אטמוספרות פלנטריות מורכב בעיקר מלהקות מולקולריות השייכות למולקולות של פחמן דו חמצני (CO2), פחמן חד חמצני (CO), מתאן (SND של אמוניה (NH3), חנקן (N2), חמצן (O2), כלומר, בעיקר שני -, מולקולות שלוש וארבע אטומיות. נכון לעכשיו, אנו יכולים לדבר בביטחון כמעט על ההרכב הכימי האיכותי של האטמוספירות של רוב כוכבי הלכת. הוא הוקם לאחר מחקר מדוקדק של ספקטרוגרמות אסטרונומיות שהושגו בשיטות אופטיות ובעזרת אסטרונומיית רדיו בנוסף, תוצאות תחנת החלל הסובייטית "ונוס -4" אפשרה לא רק לתת מידע על הרכב כימי איכותי מדויק יותר של האטמוספירה של ונוס, אלא גם להבהיר את הרכב הכמות, הטמפרטורה והלחץ שלה.

באשר להרכב הכימי הכמותי של האטמוספירות של כוכבי לכת אחרים, זה עדיין דורש אימות ובירור רציני. עד כה, אסטרונומים נתקלים בקשיים גדולים בזיהוי ולימוד ספקטרום הפס של אטמוספרות כוכבי הלכת. קשיים אלה, ככלל, נגרמים מכך שהמעבדה והידע התיאורטי שלנו על המבנה והתכונות של מולקולות פשוטות אפילו מוגבלים. לכן, כאשר אנו לומדים את הספקטרום האסטרונומי, עלינו קודם כל לקבוע מי מהמולקולות נתנו לו, ואז, על פי מחקרי מעבדה, להבהיר את התכונות והמבנה של הלהקות של מולקולה זו.

מולקולות פולי-אטומיות, ובפרט מולקולות טריאטומיות שנמצאות בשביטים וכוכבי לכת, נחקרות עוד פחות.

יש לציין כי לא תמיד ניתן להשיג בקלות ובפשטות בתנאי מעבדה את אותן מולקולות שנמצאות, למשל, באטמוספרות כוכבים. בואו נסתכל על דוגמה מעניינת אחת.

בשנת 1926, פ 'מריל ור' סנפורד צפו ברצועות ספיגה חזקות מאוד בכמה כוכבי פחמן מסוג דרקון RV, אך לא ניתן היה לזהותם בביטחון במשך עשרות שנים. נכון, מסיבות תיאורטיות ההנחה היא שרצועות אלה נגרמות על ידי מולקולה מורכבת - S1C2 הטריאטומית.

לפתרון נכון של הבעיה נקבעו ניסויים במעבדה. בשנת 1956 W. קלמנט ניסה להשיג להקות אלה במעבדה. בעת הגדרת הניסויים הוא המשיך מהשיקול הבא: הספקטרום של מולקולת Cr נצפים במספר כוכבים ונחקרים היטב. הספקטרום של מולקולת הסיליקון נחקר היטב במעבדה, אך לא צוין בקרב הספקטרום האסטרונומי.לכן, קלמנט הציע כי בנוכחות פחמן וסיליקון, נוצרת מולקולת SiC חד קוטבית, אותה יש לצפות בספקטרום האסטרונומי, כמו גם במעבדה, אם כי הדבר לא היה אפשרי עד 1961. ואז נימק קלמנט כדלקמן: אם S1 מתווסף לתנור הטמפרטורה הגבוה של המלך, שעשוי מפחם לחוץ טהור, אז בטמפרטורת חימום מסוימת של תנור (ניתן להשיג טמפרטורה של 2500-3000 מעלות צלזיוס בכבשן), יש להתבונן בספקטרום ספיגה השייך למולקולת SiC. עם זאת, הספקטרום שהושג על ידי קלמנט התגלה כמורכב יותר ובניגוד לזה הצפוי עבור SiC. ואז הם השוו את הספקטרום שהושג במעבדה לספקטרום הלא מזוהה של אחד הכוכבים המגניבים מסוג RV Dragon, והתברר שהלהקות תואמות היטב. רק דבר אחד התברר מהניסוי, כי קלמנט הצליח לשחזר את הספקטרום הכוכבי במעבדה. עם זאת, אי אפשר היה לקבוע איזו מולקולה נתנה את הספקטרום הזה.

המולקולה נותרה עלומה. רק שהייתה סיבה נוספת להאמין שרק פחמן וסיליקון יכולים לספק קשת כזו.

בנוסף, ניתוח רטט הראה כי המולקולה הרצויה מכילה אטום כבד אחד, בשילוב עם שני קלים יותר הקשורים. מכאן הושגה מסקנה (הדורשת אישור נוסף): ככל הנראה, הספקטרום המורכב הזה מסופק על ידי מולקולת S1C2. במחקר שלו, קלמנט השיג ספקטרוגרמות בטמפרטורה גבוהה של מקור הספקטרום, כך שלא ניתן היה לקבוע בפירוט את המבנה הדק של הלהקות. חוסר השלמות הזה של הניסוי שבוצע לא איפשר זיהוי מוחלט של להקות מריל וסנפורד.

נכון לעכשיו, החוקרים חזרו לנושא זה שוב. פיזיקאים קנדים מקדישים תשומת לב רבה לחיפוש אחר מקור אור שנותן ספקטרום מולקולרי הדומה לספקטרום המפוספס של כוכבי פחמן. פרופ ' ג 'הרצברג מדווח כי הוא ושיתוף הפעולה שלו ר' ורמה במעבדה הצליחו לצפות ברצועות של מולקולת SiC2 בטמפרטורות נמוכות. הרצברג מביע את התקווה שמחקר מעמיק של הספקטרום החדש ברזולוציה גבוהה יותר יאפשר לנתח יותר בביטחון את מבנה הסיבוב ולקבוע את רגע האינרציה של מולקולה מסתורית זו.

מדענים רבים ממתינים לתוצאות מחקר זה בעניין רב ומקווים כי סוף סוף יימצא מקור הספקטרום המולקולרי, שיאפשר לזהות סופית את להקות מריל וסנפורד. מולקולת SiC2 תהיה אז המולקולה הפוליאומית הראשונה שנמצאת בביטחון באטמוספירה של כוכב.

באטמוספירה של כוכבים ושביטים, מזוהים כיום מולקולות אחרות, כמו CH +, C3, NH2, שניתן להשיג רק בקושי רב ולעתים נדירות מאוד במעבדות בתנאים מבוקרים במיוחד. באופן כללי, ספקטרום מולקולרי, בשל המבנה המורכב שלהם, נחקר גרוע בהרבה מאלה של אטומים.

ספקטרום האטומים של יסודות כימיים שונים נחקר כמעט טוב, אם כי ישנן מספר שאלות שנותרו לא פתורות. עכשיו יש לנו את הכמות הדרושה של מידע אמין לחלוטין על הקבועים הפיזיים של ספקטרום האטומים. אולי בשל כך, ספקטרום אטומי ישחק תפקיד דומיננטי על מולקולרי בתחומי מדע שונים במשך זמן רב.

מחקר המעבדה על ספקטרום המולקולות בעלות האסטרופיזיקה זכה לתשומת לב מיוחדת מאז שנות הארבעים של המאה הזו. עם זאת, עדיין אין ספרי עיון טובים ומלאים של המולקולות הנחקרות עד כה.

צינורות קליטה עם נתיב ספיגה גדול

ספקטרום הקליטה המולקולרי מורכב יותר מאלו האטומיים. הם מורכבים ממספר להקות, וכל להקה מורכבת ממספר רב של קווי ספקטרום בודדים. בנוסף לתנועה טרנסלציונית, למולקולה יש גם תנועות פנימיות, המורכבות מסיבוב המולקולה סביב מרכז הכובד שלה, מוויברציות הגרעינים האטומיים המרכיבים את המולקולה ביחס זה לזה ותנועת האלקטרונים המרכיבים מעטפת האלקטרונים של המולקולה.

כדי לפתור רצועות ספיגה מולקולריות לקווי ספקטרום בודדים, יש צורך להשתמש בהתקני ספקטרום ברזולוציה גבוהה ולהעביר אור דרך צינורות קליטה (קליטה). בתחילה, העבודה בוצעה בצינורות קצרים ולחצים של הגזים הנחקרים או תערובותיהם של כמה עשרות אטמוספרות.

התברר כי טכניקה זו אינה עוזרת לחשוף את מבנה הספקטרום של הלהקות המולקולריות, אלא להיפך, שוטפת אותן. לכן הם נאלצו מיד לנטוש את זה. לאחר מכן, הלכנו בדרך של יצירת צינורות קליטה עם מעבר אור מרובה דרכם. התוכנית האופטית של צינור קליטה כזה הוצעה לראשונה על ידי ג'יי ווייט בשנת 1942. בצינורות שתוכננו על פי התוכנית של ווייט, ניתן להשיג שבילים אופטיים מקבילים של קליטת שכבות ממספר מטרים לכמה מאות אלפי מטרים. הלחץ של הגזים הטהורים שנחקרו או תערובות הגז נע בין מאיות לעשרות ומאות אטמוספרות. השימוש בצינורות קליטה כאלה ללימוד ספקטרום קליטה מולקולרי הוכיח את עצמו כיעיל ביותר.

לכן, על מנת לפתור את הספקטרום של רצועות מולקולריות לקווים ספקטרליים נפרדים, יש צורך בסוג מיוחד של ציוד, המורכב ממכשירים ספקטרליים ברזולוציה גבוהה ומצינורות קליטה עם דרכי מעבר של אור. על מנת לזהות את הספקטרום המתקבל של האטמוספרות הפלנטריות, יש צורך להשוות אותן ישירות עם מעבדות ובדרך זו למצוא לא רק את אורכי הגל, אלא גם לקבוע בביטחון את ההרכב הכימי, ולהעריך את הלחצים באטמוספירות כוכבי הלכת. מהרחבת קווי הספקטרום. ניתן להשוות את הספיגה הנמדדת בצינורות הקליטה בעוצמה עם הספיגה באטמוספירה של כוכב לכת. כתוצאה מכך, בצינורות קליטה עם מעברי אור מרובים כאשר משתנה לחץ הגזים הטהורים שנחקרו או תערובותיהם, ניתן לדמות את האטמוספירות של כוכבי הלכת. זה הפך ליותר מציאותי עכשיו כשאפשר לשנות את משטר הטמפרטורה בצינורות בתוך כמה מאות מעלות קלווין.

פריסה אופטית של צינור הקליטה J. White

מהות המצאתו של ג'יי ווייט מסתכמת בדברים הבאים: שלוש מראות קעורות כדוריות בעלות רדיוס עיקול שווה לחלוטין. אחת המראות (A) מותקנת בקצה אחד בתוך הצינור, והשניים האחרים (B, C), שהם שני חלקים שווים של המראה החתוכה, נמצאים בקצה השני. המרחק בין המראה הראשונה לשתי האחרות שווה לרדיוס העקמומיות של המראות. הצינור אטום הרמטית. הוואקום בצינור נוצר עד עשיריות או מאיות מ"מ כספית. אומנות, ואז הצינור מתמלא בגז הבדיקה למצב מסוים (תלוי במשימה, לחץ. המראות בצינור מותקנות בצורה כזו שהאור שנכנס לצינור מוחזר מהמראות, עובר קבוע מראש מספר פעמים בכיוונים קדימה ואחורה.

נכון לעכשיו, כל צינורות הקליטה מיוצרים על פי התוכנית של ג'יי ווייט עם שינוי בעיצוב המראה הקדמית שהוצגו על ידי ג 'הרצברג ונ' ברנשטיין בשנת 1948. הרצברג השתמש בתכנית אופטית כדי להשיג נתיב ספיגת אור ארוך ב צינור קליטה ברדיוס עיקול מראה של 22 מ 'וקוטר צינור 250 מ"מ. הצינור עשוי מברזל אלקטרוליטי. באחת מעבודותיו של הרצברג על חקר ספקטרום הקליטה של ​​פחמן דו חמצני (CO2) נתיב האור הסופג היה 5,500 מ ', המקביל ל -250 מעברים בין המראות. נתיב קליטה כה גדול, כלומר עומק אופטי גדול, הושג רק בזכות התוכנית האופטית הגאונית שהציע לבן.

הגבול למספר מעברי האור נקבע על ידי אובדן ההשתקפות ומספר התמונות שניתן להשיג במראה C. ביצירת צינורות קליטה, מעצבים נתקלים בקשיים מכניים גדולים. ראשית, זהו פיתוח מסגרת המראות ומנגנוני ההידוק, ההתאמה וההתמקדות שלהם, תפוקות של מנגנוני הבקרה כלפי חוץ.אם הצינור קצר יחסית, המראות ממוקמות על מישור משותף, שלאחר התקנת המראות עליו, נדחק לתוך הצינור; אם הצינור ארוך, התקנת המראות הופכת לקשה הרבה יותר.

חשוב מאוד מאיזה חומר עשויים הצינורות. נעשה שימוש בברזל טהור אלקטרוליטי, נירוסטה ואינבאר. החלק הפנימי של צינור הפלדה מצופה בברזל טהור אלקטרוליטי. ככל הידוע לנו, הקירות שבתוך הצינורות אינם מכוסים בלכות ואקום, במיוחד לאחרונה. בחירת החומר לכיסוי משטח המראות תלויה באזור הספקטרלי בו תבוצע העבודה. בהתאם, משתמשים בזהב, כסף או אלומיניום. משתמשים גם בציפויים דיאלקטריים.

צינור קליטה של ​​מצפה פולקובו

צינור הקליטה שלנו הוא פלדה, משורטטת מקשה אחת, מולחמת באורכים נפרדים. 8-10 מ '. אורכו הכולל 96.7 מ', קוטר פנימי 400 מ"מ, עובי הקיר 10 מ"מ. באופן זמני, מותקנות בצינור שתי מראות מצופות אלומיניום בקוטר של 100 מ"מ בלבד ורדיוס עיקול של 96 מ '. הצינור מכיל גם מטרות. בעזרת שתי מראות אנו מקבלים נסיעה שלוש פעמים. אם ניקח שתי מראות נוספות ונניח אותן כראוי בצינור, האור מועבר חמש פעמים, מה שעשינו לאחרונה.

אז בעבודה שלנו יש לנו את שבילי הקליטה הבאים: 100 מ ', 300 מ', 500 מ 'זה לוקח בחשבון את המרחקים ממקור האור לחלון הכניסה של הצינור ואת המרחק שקרן האור עוברת חלון יציאה לחריץ הספקטרוגרף.

בעתיד אמורים להחליף את המראות בגדולים - בקוטר 380 מ"מ ורדיוס העקמומיות של 100 מ '. את התוכנית האופטית המקבילה יחליף התוכנית הלבנה הקלאסית עם שינוי שהציג הרצברג וברנשטיין. . יש לבצע את כל החישובים האופטיים כך שאורכו האפקטיבי של נתיב הקליטה יהפוך ל- 5000-6000 מ 'עבור 50-60 מעברים.

צינור הקליטה שלנו הוא אחד הארוכים ביותר, ולכן היה צורך למצוא פתרונות חדשים בעת תכנון חלק ממרכיביו. למשל, האם להתקין את המראות על בסיס המחובר לגוף הצינור, או להתקין על יסודות נפרדים ללא תלות בצינור? זו אחת השאלות הקשות מאוד (אנחנו לא נותנים לאחרים), והאמינות והדיוק של יישור וכיוון המראות יהיו תלויים בפתרונן הנכון. מכיוון שהמראות נמצאות בתוך הצינור, באופן טבעי, בעת שאיבה החוצה או בעת יצירת לחץ בצינור, יופיעו דפורמציות של הרכבת המראות (גם אם הן מינימליות, שינוי כיוון קרן האור. זה הנושא דורש פיתרון מיוחד, כמו גם קביעת מספר האור שעובר דרך הצינור נבצע את היישור והמיקוד של המראות באמצעות לייזר.

ספקטרוגרף עקיפת ואקום ממוקם ליד צינור הקליטה. הוא מורכב על פי תוכנית אוטוקולימציה. סריג עקיפה שטוח עם 600 קווים למילימטר נותן פיזור ליניארי בסדר השני של 1.7 A / mm. השתמשנו במנורת ליבון של 24 וולט, 100 ואט כמקור הספקטרום הרציף.

בנוסף להתקנה ולחקירה של הצינור, הסתיים כעת המחקר של רצועת A של ספקטרום הקליטה המולקולרי של חמצן (O2). העבודה נועדה לחשוף שינויים ברוחב קווי הקליטה המקבילים בהתאם ללחץ. הרוחבים המקבילים מחושבים לכל אורכי הגל שבין 7598 ל 7682 A. ספקטרוגרמות 1 ו- 2 מראות את ספקטרום הקליטה של ​​הלהקה A. כמו כן, מתבצעת עבודה כדי לחשוף את ההשפעה של הגדלת הרוחבים המקבילים בהתאם לנוכחות גז חיצוני. לדוגמא, אתה לוקח פחמן דו חמצני (CO2) ומוסיף אליו חנקן (N2).

במעבדה שלנו, העבודה על חקר ספקטרום הקליטה המולקולרי מתבצעת על ידי L.N Zhukova, V.D. Galkin ומחבר מאמר זה.אנו מנסים לכוון את חקירותינו כך שתוצאותיהם יתרמו לפיתרון בעיות אסטרופיזיות, בעיקר באסטרונומיה פלנטרית.

העיבוד של ספקטרום קליטה מולקולרי במעבדה והן במעבדות אסטרונומיות המתקבל בשיטות הקלטה צילום או פוטואלקטריות הוא מאומץ מאוד וגוזל זמן. כדי להאיץ עבודה זו באוניברסיטת קליפורניה, החל ג'יי פיליפס, בשנת 1957, לעבד ספקטרום קליטה מולקולרי באמצעות מחשב IBM-701. בתחילה הורכבה התוכנית לספקטרום C2 ו- NO. במקביל הוכנו טבלאות ל- CN. פיליפס מאמין כי קודם כל, המכונה צריכה לעבד את הספקטרום של מולקולות בעלות אסטרופיזיקה: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

היתרונות של טכנולוגיית המחשב ברורים, ויש להשתמש בה רבות לעיבוד תוצאות ניסויים.

מחקר מעבדה וספקטרום אסטרונומי

קבוצה גדולה של פיזיקאים בוחנת את ספקטרום הקליטה המולקולרי המתקבל בצינורות קליטה של ​​העברת אור מרובה. ראשית, ברצוני לציין את התפקיד הגדול והכשרון של פרופ. ג 'הרצברג (אוטווה, קנדה). עבודותיו הניסיוניות והתיאורטיות, כמו המונוגרפיות שלו,
שוכבים בבסיס תחום מדע זה. אחד המקומות המובילים במחקר, ובמיוחד בחקר הספקטרום של מולקולות קוואדרופול, תפוס בעבודתו של פרופ. ד ריינק (פנסילבניה, ארה"ב). בקרב החוקרים הצעירים, אי אפשר שלא לציין את עבודתו של טי אוון (אריזונה, ארה"ב) המשלב בהצלחה רבה את ניסויי המעבדה שלו עם תצפיות אסטרופיזיות.

בחלק הראשון של מאמר זה הבאנו דוגמה אחת לשילוב פורה של שיטות מעבדה ואסטרופיזיות. זה נוגע לזיהוי של רצועות מולקולריות בספקטרום של כוכב RV Draco. כדוגמה שנייה, שקול את העבודה המשותפת של ג 'הרצברג וד' קויפר על חקר הספקטרום הפלנטרי על בסיס השוואה ישירה לזו המעבדתית.

קויפר במצפה הכוכבים של מקדונלד השיג את הספקטרום של ונוס ומאדים ברזולוציה גבוהה במרווח אורך הגל 14-2.5 מיקרון. בסך הכל צוינו 15 רצועות שזוהו עם הרצועות המולקולריות של פחמן דו חמצני (CO2). פס אחד ליד X = 2.16 מיקרון היה מוטל בספק. הרצברג וקויפר ערכו מחקרי מעבדה נוספים על CO2, שהראו בביטחון כי הספיגה ב- X = 2.16 μ בספקטרום של ונוס נובעת ממולקולת ה- CO2. לצורך מחקרי מעבדה של ספקטרום הקליטה של ​​CO2 על ידי הרצברג וקויפר, נעשה שימוש בצינור קליטה רב מעבר של מצפה הכוכבים אירקי ברדיוס עיקול מראה של 22 מ ', אורך של 22 מ' וקוטר של 250 מ"מ. הצינור עשוי מברזל אלקטרוליטי. לפני מילוי הצינור בגז הבדיקה, הוא נשאב לכמה מ"מ כספית. אומנות. (מאוחר יותר הם החלו לקבל ואקום עד עשיריות מ"מ כספית. אמנות.). בעבודתם הראשונה, הרצברג וקויפר גוונו את לחץ ה- CO2 בצינור בטווח שבין 0.12 ל -2 כספומטים. אורך השכבה הקולטת היה 88 מ 'ו 1400 מ', כלומר, במקרה הראשון, האור עבר דרך הצינור 4 פעמים, ובשני - 64 פעמים. מהצינור הופנה האור לספקטרומטר. בעבודה זו השתמשנו באותו ספקטרומטר באמצעותו הושגו הספקטרום של ונוס ומאדים. אורכי הגל של רצועות הספיגה של CO2 נקבעו בספקטרום מעבדה. על ידי השוואת הספקטרוגרמות, ניתן לזהות בקלות את רצועות הקליטה הלא ידועות בספקטרום של ונוס. מאוחר יותר, הלהקות בספקטרום של מאדים וירח זוהו באופן דומה. מדידות ההתרחבות העצמית של קווי הספקטרום, הנגרמות רק בגלל שינוי בלחץ הגז או עקב תוספת של גז אחר, יאפשרו לאמוד את הלחץ באטמוספירות כוכבי הלכת. יש לציין כי ישנם שיפועי לחץ וטמפרטורה באטמוספירה של כוכבי הלכת; זה מקשה על הדגם במעבדה. דוגמא שלישית. הצבנו על חשיבות העבודה בראשות פרופ. ד.דרגה.רבים מהם מוקדשים לחקר הספקטרום של מולקולות קוואדרופול: חנקן (N2), מימן (H2) ומולקולות אחרות. בנוסף, ראנק ומשתפי הפעולה שלו עוסקים בנושאים אקטואליים ביותר של קביעת קבועי הסיבוב והרטט למולקולות שונות, הנחוצים כל כך לפיזיקאים ולאסטרופיזיקאים.

במחקר ספקטרום הקליטה המולקולרי במעבדת ראנק, משתמשים בצינור קליטה גדול באורך 44 מ 'וקוטרו 90 ס"מ עם העברת אור מרובה. עשוי צינור נירוסטה. ניתן להשיג את לחץ הגזים הנחקרים בו עד 6.4 ק"ג / ס"מ ואורך מסלול האור - עד 5,000 מ '. בעזרת צינור זה ביצעה Rank מדידות מעבדה חדשות של קווי CO2 ו- H2O, מה שהפך אותו אפשרי לקבוע את כמות המים המשקעים (H2O) ואת ה- CO2 באטמוספירה של מאדים. המדידות בוצעו לבקשת האסטרופיזיקאים האמריקאים ל 'קפלן, ד' מונק וק 'ספינראד והיו צריכים לאשר את נכונות זיהוים של רצועות הסיבוב של קווי H2O סביב X = 8300 A ו- CO2 בערך X = 8700 א.

מחקרי מעבדה של ספקטרום קליטה מולקולרי במעבדות הירח והפלנטרית של אוניברסיטת אריזונה נערכים בהצלחה רבה. טי אוון לוקח חלק פעיל בעבודות אלה. למעבדה צינור קליטה באורך 22 מ 'וקוטרו 250 מ"מ עם העברת אור מרובה.' צינור פלדה, מרופד בפנים בברזל אלקטרוליטי. ספקטרום מעבדה מתקבל על ספקטרוגרף עקיפה עם פיזור ליניארי של 2.5 A / mm. החקירות העיקריות הן מתאן (CH4) ואמוניה (NHa). המחקר מתבצע במגוון רחב של לחצים ובאורך ספיגה גדול. מקור האור הוא השמש או מנורת טונגסטן ליבון. כך, למשל, עבור העבודה "קביעת הרכב האטמוספירה והלחץ על פני מאדים", שבוצעה על ידי אוון וקויפר (1954), נדרש במעבדה לחקור את ה- X = 1.6 μ רצועה בפחמן דו חמצני טהור (CO2) בתנאים הבאים:

אוון וקויפר ערכו גם מחקר על תוספת גז זר. המחברים מציינים כי אם תוכן ה- CO2 הכולל נקבע מלהקות חלשות, ניתן למצוא באופן אמפירי לחץ אטמוספרי, במיוחד על מאדים, על פי מדידות של רצועת ה- X = 1.6 μ, ולזהות נוכחות של כל רכיב אחר. אך קביעה אמפירית של השפעות הלחץ בתערובות הגז במתקן זה אינה אפשרית, מכיוון שיש צורך באורך נתיב הקורה השווה לשני גבהים של האטמוספירה ההומוגנית של מאדים, כלומר כ- 40 ק"מ. בניסויים של קויפר ואוון, נתיב הקליטה היה רק ​​4 ק"מ, כלומר פי 10 פחות.

כאשר ב- 1966 ג'יי קויפר, ר 'וילוד ות' אוון השיגו את הספקטרום של אורנוס ונפטון, התברר שהם מכילים מספר להקות קליטה לא מזוהות. מכיוון שסביר להניח שהאטמוספירה של כוכבי הלכת הללו מורכבת ממתאן (CH4), נערכו עמו מחקרי מעבדה. ספקטרום מעבדה הושג בנתיבים אופטיים גדולים מאוד ונדירות מתונה. לדוגמא, חלק מהספקטרום של CH4 בטווח אורכי הגל של 7671 ו- 7430 A הושג באורך ספיגה יעיל של 1 940 מ 'אטמטר, וחלק מהספקטרום בטווח של 7587, 7470 A וקצר יותר - ב אורך של 2 860 מ 'כספומט.

רק השוואה בין הספקטרום של אורנוס ונפטון לבין אלה במעבדה, אפשרה לזהות בביטחון את הלהקות הלא ידועות ולהוכיח שהספיגה באטמוספירה של כוכבי לכת אלה נגרמת בעיקר על ידי מתאן. עם מכון המחקר הטכנולוגי באילינוי (ILI באורך 12.5 מ ', קוטר 125 מ"מ; נירוסטה), ניתן היה לעשות שימוש בצינור קליטה רב פעמי, אוון עשה מחקר על מתאן, אדי מים, אמוניה. אורך שביל האור היה 1000 מ', כלומר אור קדימה ואחורה כיוונים בצינור עברו 80 פעמים. ספקטרום הגזים שהושגו במעבדה הושווה לספקטרום של צדק, ונוס והירח. בדרך זו ביצע אוון זיהוי של להקות לא ידועות בספקטרום של כוכבי הלכת הללו.הספקטרום של כוכבי הלכת הללו הושג במצפה מקדונלד עם משקף 82 ", מחזיר 84" וטלסקופ סולארי 60 "במצפה הכוכבים הלאומי קיט פיק. מחקר מפורט של הספקטרוגרמות מאפשר לנו להסיק שרצועות ספיגה הנגרמות על ידי מתאן, אמוניה ומימן מזוהות בבטחה באטמוספירה של צדק. עבור גזים אחרים, נדרשות מספר בדיקות מעבדה.

בסימפוזיון הבינלאומי בקייב (1968) דיווח אוון על תוצאות קביעת ספקטרוסקופית של גזים הכלולים באטמוספרות צדק, שבתאי ואורנוס.

ציינו כי לא תמיד ניתן לנתח ולזהות את הספקטרוגרמות המתקבלות של גרמי השמיים בהשוואה ישירה לספקטרום המעבדה. ניתן להסביר זאת על ידי העובדה כי עירור וזוהר של מדיה גזית על גרמי השמיים מתרחשים לעיתים קרובות בתנאים פיזיקוכימיים מורכבים מאוד שלא ניתן לשחזר במדויק במעבדות קרקעיות. לכן, בהשוואה לספקטרום מעבדה, מבנה הלהקות המולקולריות ועוצמתן נותרות חד משמעיות. אז אתה צריך לנקוט בשיטות זיהוי עקיפות. הבה נביא, למשל, את המקרה בספקטרוגרמה של הפסגה המרכזית של מכתש הירח אלפונס, שהושג על ידי נ 'א' קוזירוב ב -3 בנובמבר 1958 ועובד על ידו באותה שנה. הספקטרוגרמה זוהתה על ידי צירוף מקרים של מספר להקות C2 ידועות. עם זאת, הבהירות המקסימלית של הלהקה ב- A = 4740 A דרשה הסבר מיוחד, מכיוון שלא ניתן היה להשיג ספקטרום דומה במעבדה. קוזירוב מסביר את השינוי הזה בכך שמולקולה מורכבת מיוננת תחת פעולת קרינה קשה מהשמש, וכתוצאה מכך נוצר רדיקל C2 שאליו שייכת הלהקה העקורה, שאינה חופפת את הלהקות הידועות ב האזור הזה. מכיוון שקוזירב הגיע למסקנה נועזת מאוד על בסיס תוצאות אלו אודות האנרגיה הפנימית של פנים הירח ועל פליטת הגזים הוולקניים, הוחלט לעבד מחדש את הספקטרוגרמה הייחודית הזו. עיבוד זה בוצע על ידי A. A. Kalinyak, בשיטת המיקרופוטומטריה. מסקנתו של קוזירוב אושרה.

בקשר להתפתחות טכנולוגיית הרקטות ושיגור הרקטות מחוץ לאטמוספירה של כדור הארץ התאפשר להשיג פרמטרים פיזיקליים חדשים ביסודם של אטמוספירות פלנטריות ולחקור את תכונותיהם של גרמי השמיים שלא היו נצפים בעבר. אך בעיבוד וניתוח התצפיות שהושגו הן בעזרת רקטות והן באמצעים קרקעיים, נתקלים בקשיים גדולים, הנובעים מהיעדר מחקר מעבדה. ניתן לבטל את הקשיים הללו על ידי עבודתם הניסויית של ספקטרוסקופיסטים-פיסיקאים ואסטרופיזיקאים, שתחומי העניין שלהם לא רק חופפים, אלא גם חופפים בתחום לימוד ספקטרום הקליטה האטומית והמולקולרית. כתוצאה מכך ניתן לפתור את המשימות העומדות בפניהם רק על ידי עבודה משותפת במעבדות קרקעיות. לכן, למרות ההתקדמות האדירה בחקר האטמוספירות הפלנטריות המשתמשות בטכנולוגיית רקטות, מעבדות קרקעיות צריכות למלא תפקיד חשוב ובשום אופן לא לאבד את חשיבותן לאסטרופיזיקה.

ל.א. מיטרופנובה

פרסומים דומים

כיצד "לבנות" מולקולה?

מפקדי תותחים אלקטרוניים

המאה העשרים ואחת תופסת תאוצה