Astro spektra v laboratoři

Bez ohledu na to, co astronomové a astrofyzici dostanou o nebeských tělesech, je možné tyto údaje dešifrovat zpravidla pouze na základě zákonitostí odvozených ze zemských laboratoří při studiu pozemských objektů.

V tomto článku je popsána důmyslná metoda modelování planetárních atmosfér v absorpční trubici a možné aplikace této metody.

Spektra planetárních atmosfér

Spektrální studium planetárních atmosfér je jedním z naléhavých problémů moderní astrofyziky. Tento složitý velký úkol však nelze úspěšně vyřešit pouze astronomy bez zapojení odborníků z příbuzných věd. Například astronomové se neobejdou bez výsledků laboratorních studií spektroskopů-fyziků ke studiu molekulárních absorpčních spekter, aniž by určili fyzikální konstanty molekul a jejich strukturu. Pouze když máme k dispozici dostatečný počet molekulárních konstant a spektrálních atlasů molekul, je možné identifikovat spektra planetárních atmosfér a jiných nebeských těles. To platí pro jakoukoli metodu pozorování, ať už jde o pozemskou astronomii (optické nebo radioastronomické metody) nebo výsledky získané pomocí raket vypuštěných mimo zemskou atmosféru.

Spektra planetárních atmosfér se skládají hlavně z molekulárních pásem, které patří molekulám oxidu uhličitého (CO2), oxidu uhelnatého (CO), metanu (SND amoniaku (NH3), dusíku (N2), kyslíku (O2), tj. Hlavně dvou -, tří- a čtyř-atomové molekuly. V současné době můžeme téměř s jistotou hovořit o kvalitativním chemickém složení atmosféry většiny planet. Bylo stanoveno po pečlivém studiu astronomických spektrogramů získaných optickými metodami a pomocí radioastronomických pozorování. Kromě toho výsledky sovětské vesmírné stanice " Venuše-4 "umožnila nejen poskytnout informace o přesnějším kvalitativním chemickém složení atmosféry Venuše, ale také objasnit její kvantitativní složení, teplotu a tlak.

Pokud jde o kvantitativní chemické složení atmosfér jiných planet, stále vyžaduje seriózní ověření a objasnění. Až dosud se astronomové potýkali s velkými obtížemi při identifikaci a studiu proužkových spekter atmosféry planet. Tyto obtíže jsou zpravidla způsobeny skutečností, že naše laboratorní a teoretické znalosti o struktuře a vlastnostech i jednoduchých molekul jsou omezené. Při studiu astronomického spektra tedy musíme nejprve určit, která z molekul jej dala, a poté podle laboratorních studií vyjasnit vlastnosti a strukturu pásů této molekuly.

Polyatomické molekuly, a zejména triatomické, které se nacházejí v kometách a planetách, jsou ještě méně studovány.

Je třeba poznamenat, že není vždy možné snadno a jednoduše získat v laboratorních podmínkách stejné molekuly, které se nacházejí například ve hvězdných atmosférách. Podívejme se na jeden zajímavý příklad.

V roce 1926 P. Merrill a R. Sanford pozorovali velmi silné absorpční pásy u některých uhlíkových hvězd typu RV Dragon, ale po celá desetiletí je nebylo možné s jistotou identifikovat. Je pravda, že z teoretických důvodů se předpokládalo, že tyto pásy jsou způsobeny složitou molekulou - triatomickým S1C2.

Pro správné řešení problému byly stanoveny laboratorní experimenty. V roce 1956 se W. Clement pokusil tyto pásy získat v laboratoři. Při přípravě experimentů vycházel z následující úvahy: spektra molekuly Cr jsou pozorována v řadě hvězd a jsou dobře studována. Spektrum molekuly křemíku je v laboratoři dobře studováno, ale mezi astronomickými spektry nebylo zaznamenáno.Clement proto navrhl, že v přítomnosti uhlíku a křemíku se vytvoří unipolární molekula SiC, což by mělo být pozorováno v astronomických spektrech i v laboratoři, i když to nebylo možné až do roku 1961. Poté Clement usoudil následovně: pokud se do králové vysokoteplotní pece, která je vyrobena z čistého lisovaného uhlí, přidá S1, pak při určité teplotě ohřevu pece (v peci lze dosáhnout teploty 2500-3000 ° K), je třeba pozorovat absorpční spektrum molekuly SiC. Ukázalo se však, že spektrum získané Clementem bylo složitější a na rozdíl od spektra očekávaného pro SiC. Poté porovnali spektrum získané v laboratoři s neidentifikovaným spektrem jedné z chladných hvězd typu RV Dragon a ukázalo se, že se pásma dobře shodují. Z experimentu vyšlo najevo jen jedno, že Clement dokázal reprodukovat hvězdné spektrum v laboratoři. Nebylo však možné určit, která molekula dala toto spektrum.

Molekula zůstala neznámá. Pouze bylo více důvodů věřit, že takové spektrum může poskytnout pouze uhlík a křemík.

Vibrační analýza navíc ukázala, že požadovaná molekula obsahuje jeden těžký atom v kombinaci se dvěma přidruženými lehčími atomy. Z toho byl učiněn závěr (vyžadující více potvrzení): s největší pravděpodobností toto komplexní spektrum poskytuje molekula S1C2. Ve svém výzkumu Clement získal spektrogramy při vysoké teplotě zdroje spektra, takže jemnou strukturu pásů nebylo možné podrobně určit. Tato nedokonalost provedeného experimentu neumožňovala definitivní identifikaci pásem Merrill a Sanford.

V současné době se vědci k této problematice znovu vrátili. Kanadští fyzici věnují velkou pozornost hledání světelného zdroje, který poskytuje molekulární spektrum podobné pruhovanému spektru uhlíkových hvězd. Prof. G. Herzberg uvádí, že on a jeho spolupracovník R. Verma v laboratoři byli schopni pozorovat pásy molekuly SiC2 při nízkých teplotách. Herzberg vyjadřuje naději, že důkladné studium nových spekter ve vyšším rozlišení umožní důvěřivěji analyzovat rotační strukturu a určit okamžik setrvačnosti této tajemné molekuly.

Mnoho vědců čeká na výsledky této studie s velkým zájmem a nadějí, že konečně bude nalezen zdroj molekulárního spektra, což umožní definitivní identifikaci pásem Merrill a Sanford. Molekula SiC2 bude poté první polyatomovou molekulou s jistotou nalezenou v atmosféře hvězdy.

V atmosférách hvězd a komet byly identifikovány také další molekuly, například CH +, C3, NH2, které lze získat jen velmi obtížně a velmi zřídka v laboratořích za speciálně kontrolovaných podmínek. Obecně byla molekulární spektra díky své složité struktuře studována mnohem horší než atomová.

Spektra atomů různých chemických prvků byla studována téměř dobře, i když existuje řada otázek, které zůstávají nevyřešeny. Nyní máme potřebné množství zcela spolehlivých informací o fyzikálních konstantách spekter atomů. Možná díky tomu budou atomová spektra po dlouhou dobu hrát dominantní roli v molekulárních spektrech v různých oblastech vědy.

Laboratorní studium spekter molekul astrofyzikálního zájmu získalo zvláštní pozornost od čtyřicátých let tohoto století. Dosud však neexistují žádné dobré a úplné referenční knihy molekul, které jsou studovány.

Absorpční potrubí s velkou absorpční cestou

Molekulární absorpční spektra jsou složitější než atomová. Skládají se z řady pásem a každé pásmo se skládá z velkého počtu jednotlivých spektrálních čar. Kromě translačního pohybu má molekula také vnitřní pohyby, které zahrnují rotaci molekuly kolem jejího těžiště, vibrace jader atomů, které tvoří molekulu navzájem, a pohyb elektronů, které tvoří elektronový obal molekuly.

K rozlišení molekulárních absorpčních pásem na jednotlivé spektrální čáry je nutné použít spektrální zařízení s vysokým rozlišením a přenášet světlo absorpčními (absorpčními) trubicemi. Zpočátku byly práce prováděny s krátkými trubkami a pod tlakem studovaných plynů nebo jejich směsí několika desítek atmosfér.

Ukázalo se, že tato technika nepomůže odhalit strukturu spektra molekulárních pásem, ale naopak je vymyje. Proto ji okamžitě museli opustit. Poté jsme se vydali cestou vytváření absorpčních trubic s vícenásobným průchodem světla skrz ně. Optické schéma takové absorpční trubice poprvé navrhl J. White v roce 1942. U trubek navržených podle Whiteova schématu lze získat ekvivalentní optické dráhy absorpčních vrstev od několika metrů do několika stovek tisíc metrů. Tlak zkoumaných čistých plynů nebo směsí plynů se pohybuje od setin do desítek a stovek atmosfér. Použití těchto absorpčních zkumavek pro studium molekulárních absorpčních spekter se ukázalo jako velmi účinné.

Aby bylo možné vyřešit spektra molekulárních pásem do samostatných spektrálních čar, je nutné mít speciální typ zařízení, které se skládá ze spektrálních zařízení s vysokým rozlišením a absorpčních trubic s více průchody světla. Pro identifikaci získaných spekter atmosféry planet je nutné je přímo porovnat s laboratorními a tímto způsobem zjistit nejen vlnové délky, ale také s jistotou určit chemické složení a odhadnout tlaky v atmosférách planet z rozšíření spektrálních čar. Měřenou absorpci v absorpčních trubicích lze srovnávat s absorpcí v atmosféře planety. V důsledku toho lze v absorpčních trubicích s více průchody světla, když se mění tlak studovaných čistých plynů nebo jejich směsí, simulovat atmosféry planet. Nyní je realističtější, že je možné změnit teplotní režim v potrubí v rozmezí několika set stupňů Kelvina.

Optické uspořádání absorpční trubice J. White

Podstata vynálezu J. Whitea se scvrkává na následující: jsou přijata tři sférická konkávní zrcadla s přesně stejnými poloměry zakřivení. Jedno ze zrcadel (A) je instalováno na jednom konci uvnitř trubky a další dvě (B, C), které jsou dvěma stejnými částmi řezaného zrcadla, jsou na druhém konci. Vzdálenost mezi prvním zrcadlem a dalšími dvěma se rovná poloměru zakřivení zrcadel. Trubka je hermeticky uzavřena. Vakuum v potrubí je vytvořeno na desetiny nebo setiny mm Hg. Art., A poté je trubka naplněna zkušebním plynem do určité míry (v závislosti na úkolu, tlaku. Zrcadla v potrubí jsou instalována takovým způsobem, že světlo vstupující do potrubí se odráží od zrcadel a prochází předem stanovený počet opakování vpřed a vzad.

V současné době jsou všechny absorpční trubice vyráběny podle schématu J. Whitea se změnou designu předního zrcadla zavedenou G. Herzbergem a N. Bernsteinem v roce 1948. Herzberg použil optické schéma k získání dlouhé cesty absorpce světla v absorpční trubici s poloměrem zakřivení zrcadel 22 ma průměr trubky 250 mm. Trubka je vyrobena z elektrolytického železa. V jedné z Herzbergových prací o studiu absorpčních spekter oxidu uhličitého (CO 2) byla absorpční dráha světla 5 500 m, což odpovídá 250 průchodům mezi zrcadly. Taková velká absorpční dráha, tj. Velká optická hloubka, byla získána pouze díky důmyslnému optickému schématu navrženému Whiteem.

Limit počtu průchodů světla je dán ztrátou odrazu a počtem obrazů, které lze získat na zrcadle C. Při navrhování absorpčních trubic se návrháři potýkají s velkými mechanickými obtížemi. Nejprve se jedná o vývoj rámu zrcadel a jejich upevňovacích, nastavovacích a zaostřovacích mechanismů, výstupů řídicích mechanismů ven.Pokud je potrubí relativně krátké, jsou zrcadla umístěna na společné plošině, která je po instalaci zrcadel na ni zatlačena do potrubí; pokud je potrubí dlouhé, instalace zrcátek se stává mnohem obtížnější.

Je velmi důležité, z jakého materiálu jsou trubky vyrobeny. Používá se elektrolyticky čisté železo, nerezová ocel a invar. Vnitřek ocelové trubky je potažen elektrolyticky čistým železem. Pokud víme, stěny uvnitř trubek nejsou pokryty žádnými vakuovými laky, zejména v poslední době. Volba materiálu pro zakrytí povrchu zrcadel závisí na spektrální oblasti, ve které bude práce prováděna. Proto se používá zlato, stříbro nebo hliník. Používají se také dielektrické povlaky.

Absorpční potrubí observatoře Pulkovo

Naše absorpční trubka je ocelová, tažená z jednoho kusu, svařovaná z různých délek. 8-10 m. Jeho celková délka je 96,7 m, vnitřní průměr 400 mm, tloušťka stěny 10 mm. Dočasně jsou v tubusu instalována dvě zrcadla potažená hliníkem o průměru pouhých 100 mm a poloměru zakřivení 96 m. Trubka obsahuje také objektivy. S pomocí dvou zrcátek jsme dostali výlet třikrát. Pokud vezmeme další dvě zrcadla a vhodně je umístíme do trubice, světlo se prochází pětkrát, což jsme nedávno udělali.

V naší práci tedy máme následující absorpční dráhy: 100 m, 300 m, 500 m. Bereme v úvahu vzdálenosti od zdroje světla ke vstupnímu oknu trubice a vzdálenost, kterou světelný paprsek prochází od výstupního okna ke štěrbině spektrografu.

V budoucnu mají být zrcadla nahrazena velkými - o průměru 380 mm a poloměru zakřivení 100 m. Odpovídající optické schéma bude nahrazeno klasickým bílým schématem se změnou zavedenou Herzbergem a Bernsteinem. Všechny optické výpočty musí být provedeny tak, aby se účinná délka absorpční dráhy stala pro 50–60 průchodů 5 000–6 000 m.

Naše absorpční trubka je jednou z nejdelších, takže při navrhování řady jejích komponent bylo nutné najít nová řešení. Měla by být například zrcadla namontována na základně připojené k tělu potrubí nebo instalována na samostatných základech nezávislých na potrubí? To je jedna z velmi obtížných otázek (nedáváme ostatním) a spolehlivost a přesnost vyrovnání a orientace zrcadel bude záviset na jejím správném řešení. Vzhledem k tomu, že zrcadla jsou umístěna uvnitř potrubí, pak přirozeně při odčerpávání nebo při vytváření tlaku v potrubí dojde k deformacím upevnění zrcadel (i když jsou minimální, změna směru světelného paprsku. Tento problém vyžaduje také speciální řešení, stejně jako stanovení počtu světla procházejícího potrubím Zarovnání a zaostření zrcadel provedeme pomocí laseru.

Vedle absorpční trubice je umístěn vakuový difrakční spektrograf. Je sestaven podle schématu autokolimace. Rovinná difrakční mřížka se 600 čarami na milimetr poskytuje lineární disperzi ve druhém řádu 1,7 A / mm. Jako zdroj nepřetržitého spektra jsme použili 24 V, 100 W žárovku.

Kromě instalace a zkoumání potrubí je nyní dokončena studie pásma A molekulárního absorpčního spektra kyslíku (O2). Práce byla zaměřena na odhalení změn v ekvivalentních šířkách absorpční linie v závislosti na tlaku. Ekvivalentní šířky se počítají pro všechny vlnové délky od 7598 do 7682 A. Spektrogramy 1 a 2 ukazují absorpční spektra pásma A. Probíhá rovněž práce na identifikaci vlivu zvyšování ekvivalentních šířek v závislosti na přítomnosti cizího plynu. Například vezmete oxid uhličitý (CO2) a přidáte do něj trochu dusíku (N2).

V naší laboratoři práci na studiu spektra molekulárních absorpcí provádějí L. N. Zhukova, V. D. Galkin a autor tohoto článku.Snažíme se nasměrovat naše výzkumy tak, aby jejich výsledky přispěly k řešení astrofyzikálních problémů, zejména v planetární astronomii.

Zpracování laboratorních i astronomických molekulárních absorpčních spekter získaných fotografickými nebo fotoelektrickými záznamovými metodami je velmi pracné a časově náročné. Pro urychlení této práce na Kalifornské univerzitě začal J. Phillips v roce 1957 zpracovávat spektra molekulárních absorpcí pomocí počítače IBM-701. Nejprve byl program sestaven pro spektra C2 a NO. Zároveň byly připraveny tabulky pro CN. Phillips věří, že v první řadě musí stroj zpracovat spektra molekul astorofyzikálního zájmu: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Výhody počítačové technologie jsou zřejmé a měla by být široce využívána pro zpracování experimentálních výsledků.

Laboratorní výzkum a astronomická spektra

Velká skupina fyziků studuje molekulární absorpční spektra získaná v absorpčních trubicích více průchodů světla. Nejprve bych chtěl zmínit velkou roli a zásluhy prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Jeho experimentální a teoretická díla, stejně jako jeho monografie,
leží v základech této oblasti vědy. Jedno z předních míst ve výzkumu, zejména ve studiu spektra kvadrupólových molekul, zaujímá práce prof. D. Rank (Pensylvánie, USA). Mezi mladšími vědci nelze opomenout práci T. Owena (Arizona, USA), který velmi úspěšně kombinuje své laboratorní experimenty s astrofyzikálními pozorováními.

V první části tohoto článku jsme již uvedli jeden příklad plodné kombinace laboratorních a astrofyzikálních metod. Jedná se o identifikaci molekulárních pásů ve spektru hvězdy RV Draco. Jako druhý příklad zvažte společnou práci G. Herzberga a D. Kuipera o studiu planetárních spekter založených na přímém srovnání s laboratorními.

Kuiper na observatoři McDonald získal spektra Venuše a Marsu s vysokým rozlišením v intervalu vlnových délek 14-2,5 mikronů. Bylo zaznamenáno celkem 15 pásů identifikovaných s molekulárními pásy oxidu uhličitého (CO2). Jedno pásmo poblíž X = 2,16 mikronů bylo sporné. Herzberg a Kuiper provedli další laboratorní studie CO2, které s jistotou ukázaly, že absorpce při X = 2,16 μ ve spektru Venuše je způsobena molekulou CO2. Pro laboratorní studie absorpčních spekter CO2 od Herzberga a Kuipera byla použita víceprůchodová absorpční trubice observatoře Ierki s poloměrem zakřivení zrcadla 22 m, délkou 22 ma průměrem 250 mm. Trubka je vyrobena z elektrolytického železa. Před naplněním zkumavky testovacím plynem byla odčerpána na několik mm Hg. Umění. (později začali dostávat vakuum až na desetiny mm Hg. Art.). Ve své první práci Herzberg a Kuiper měnili tlak CO2 v potrubí v rozmezí od 0,12 do 2 atm. Délka absorpční vrstvy byla 88 ma 1400 m, tj. V prvním případě světlo prošlo trubicí 4krát a ve druhém - 64krát. Z trubice bylo světlo směrováno do spektrometru. V této práci jsme použili stejný spektrometr, kterým byla získána spektra Venuše a Marsu. Vlnové délky absorpčních pásem CO2 byly stanoveny v laboratorních spektrech. Porovnáním spektrogramů byly snadno identifikovány neznámé absorpční pásy ve spektrech Venuše. Později byly pásy ve spektrech Marsu a Měsíce identifikovány podobným způsobem. Měření samo-rozšiřování spektrálních čar, způsobená pouze změnou tlaku plynu nebo přidáním jiného plynu, umožní odhadnout tlak v atmosférách planet. Je třeba poznamenat, že v atmosférách planet existují tlakové a teplotní přechody; to ztěžuje jejich modelování v laboratoři. Třetí příklad. Poukázali jsme na důležitost práce vedené prof. Pil.Mnoho z nich se věnuje studiu spekter kvadrupólových molekul: dusíku (N2), vodíku (H2) a dalších molekul. Rank a jeho spolupracovníci se navíc zabývají velmi aktuálními otázkami určování rotačních a vibračních konstant pro různé molekuly, které jsou pro fyziky a astrofyziky tak nezbytné.

Při studiu molekulárních absorpčních spekter v laboratoři Ranque se používá velká absorpční trubice o délce 44 ma průměru 90 cm s vícenásobnou propustností světla. Vyrobeno z nerezové trubky. Tlak studovaných plynů v něm lze dosáhnout až 6,4 kg / cm2 a délku dráhy světla - až 5 000 m. S touto trubicí provedl Rank nová laboratorní měření vedení CO2 a H2O, která umožnila určit množství srážené vody (H2O) a CO2 v atmosféra Marsu. Měření byla provedena na žádost amerických astrofyziků L. Kaplana, D. Muncha a K. Spinrada a musela potvrdit správnost jejich identifikace rotačních pásů linek H2O kolem X = 8300 A a CO2 kolem X = 8700 A.

S velkým úspěchem probíhají laboratorní studie molekulárních absorpčních spekter v měsíčních a planetárních laboratořích Arizonské univerzity. T. Owen se těchto prací aktivně účastní. Laboratoř má absorpční trubici o délce 22 ma průměru 250 mm s vícenásobnou propustností světla. “ Ocelová trubka, uvnitř obložená elektrolytickým železem. Laboratorní spektra se získají na difrakčním spektrografu s lineární disperzí 2,5 A / mm. Hlavní výzkumy jsou metan (CH4) a amoniak (NHa). Studie se provádí v širokém rozsahu tlaků a při velké absorpční délce. Světelným zdrojem je buď slunce, nebo žárovková wolframová lampa. Například pro práci „Stanovení složení atmosféry a tlaku na povrch Marsu“, kterou provedli Owen a Kuiper (1954), bylo v laboratoři požadováno zkoumat pásmo X = 1,6 μv čistém oxidu uhličitém (CO2) za následujících podmínek:

Owen a Kuiper také provedli studii o přidání cizího plynu. Autoři poznamenávají, že pokud je celkový obsah CO2 určen ze slabých pásem, lze empiricky najít atmosférický tlak, zejména na Marsu, z měření pásma X = 1,6 μ a detekovat přítomnost jakékoli další složky. Empirické stanovení účinků tlaku ve směsích plynů v tomto zařízení je však nemožné, protože je nutné mít délku dráhy paprsku rovnou dvěma výškám homogenní atmosféry Marsu, tj. Přibližně 40 km. V experimentech Kuiper a Owen byla absorpční dráha pouze 4 km, tj. 10krát méně.

Když v roce 1966 J. Kuiper, R. Vilod a T. Owen získali spektra Uranu a Neptunu, ukázalo se, že obsahují řadu neidentifikovaných absorpčních pásem. Protože je velmi pravděpodobné, že atmosféry těchto planet jsou složeny z metanu (CH4), byly s ním provedeny laboratorní studie. Laboratorní spektra byla získána při velmi velkých optických drahách a mírném zředění. Například část spektra CH4 v rozsahu vlnových délek 7671 a 7430 A byla získána při efektivní absorpční délce 1 940 m atm a část spektra v rozmezí 7587, 7470 A a kratší - v délce 2 860 m atm.

Pouze srovnání spekter Uranu a Neptunu s laboratorními umožnilo s jistotou identifikovat neznámé pásy a dokázat, že absorpce v atmosférách těchto planet je způsobena hlavně metanem. Díky opakovaně použitelné absorpční trubici z Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m, průměr 125 mm; nerezová ocel) provedl Owen výzkum metanu, vodní páry, amoniaku. Délka dráhy světla byla 1000 m, tj. směr vpřed a vzad v trubici prošel 80krát. Spektra plynů získaných v laboratoři byla porovnána se spektry Jupitera, Venuše a Měsíce. Tímto způsobem Owen provedl identifikaci neznámých pásem ve spektrech těchto planet.Spektra těchto planet byla získána na observatoři McDonald s 82 "reflektorem, 84" reflektorem a 60 "solárním dalekohledem na Kitt Peak National Observatory. Podrobná studie spektrogramů nám umožňuje dospět k závěru, že absorpční pásma způsobená metanem, amoniakem a vodíkem jsou s jistotou identifikována v atmosféře Jupitera. U ostatních plynů je vyžadována řada laboratorních testů.

Na mezinárodním sympoziu v Kyjevě (1968) Owen uvedl výsledky spektroskopického stanovení plynů obsažených v atmosférách Jupitera, Saturnu a Uranu.

Poznamenali jsme, že není vždy možné analyzovat a identifikovat získané spektrogramy nebeských těles přímým porovnáním s laboratorními spektry. To lze vysvětlit skutečností, že excitace a záře plynných médií na nebeských tělesech se často vyskytují za velmi složitých fyzikálně-chemických podmínek, které nelze přesně reprodukovat v pozemních laboratořích. Ve srovnání s laboratorními spektry proto struktura molekulárních pásem a jejich intenzity zůstávají nejednoznačné. Pak se musíte uchýlit k nepřímým metodám identifikace. Uveďme například případ spektrogramu centrálního vrcholu lunárního kráteru Alphonse, který získal N. A. Kozyrev 3. listopadu 1958 a jímž byl zpracován ve stejném roce. Spektrogram byl identifikován shodou mnoha známých pásem C2. Maximální jas pásma při A = 4740 A však vyžadoval zvláštní vysvětlení, protože v laboratoři nebylo možné získat podobné spektrum. Kozyrev vysvětluje tento posun skutečností, že složitá molekula je ionizována působením tvrdého záření ze Slunce a ve výsledku se vytvoří radikál C2, ke kterému patří vytlačený pás, který se neshoduje s pásy známými v této oblasti. Protože Kozyrev učinil na základě těchto výsledků velmi odvážný závěr o vnitřní energii měsíčního nitra a o vulkanické emisi plynů, bylo rozhodnuto přepracovat tento jedinečný spektrogram. Toto zpracování provedl A.A.Kalinyak metodou mikrofotometrie. Kozyrevův závěr byl potvrzen.

V souvislosti s rozvojem raketové technologie a vypouštěním raket mimo zemskou atmosféru bylo možné získat zásadně nové fyzikální parametry planetárních atmosfér a studovat vlastnosti nebeských těles, která byla dříve nepozorovatelná. Při zpracování a analýze pozorování získaných pomocí raket a pozemních prostředků však dochází k velkým obtížím, které jsou způsobeny nedostatkem laboratorního výzkumu. Tyto obtíže lze odstranit experimentální prací spektroskopů-fyziků a astrofyziků, jejichž zájmy se nejen shodují, ale také se překrývají v oblasti studia atomové a molekulární absorpce a radiačních spekter. Následně lze úkoly, jimž čelí, úspěšně vyřešit pouze společnou prací v pozemních laboratořích. Navzdory obrovskému pokroku ve studiu planetárních atmosfér pomocí raketové technologie by proto pozemní laboratoře měly hrát důležitou roli a v žádném případě by neměly ztratit svůj význam pro astrofyziku.

L. Mitrofanova

Podobné publikace

Jak „postavit“ molekulu?

Elektroničtí velitelé děl

Dvacáté první století nabývá na síle