|
 Qualsevol que sigui la informació que rebin els astrònoms i els astrofísics sobre els cossos celestes, és possible desxifrar aquestes dades, per regla general, només depenent de les regularitats derivades dels laboratoris terrestres en l’estudi d’objectes terrestres.
En aquest article es descriu un mètode enginyós per modelar atmosferes planetàries en un tub d’absorció i possibles aplicacions d’aquest mètode.
Espectres d’atmosferes planetàries
L’estudi espectral de les atmosferes planetàries és un dels problemes urgents de l’astrofísica moderna. No obstant això, aquesta tasca complexa i gran no pot ser resolta amb èxit només pels astrònoms, sense la participació d’especialistes en ciències relacionades. Per exemple, els astrònoms no poden prescindir dels resultats d’estudis de laboratori d’espectroscopistes-físics per estudiar espectres d’absorció molecular, sense determinar les constants físiques de les molècules i la seva estructura. Només tenint a la nostra disposició un nombre suficient de constants moleculars i atles espectrals de molècules, és possible identificar els espectres de les atmosferes planetàries i altres cossos celestes. Això s'aplica a qualsevol mètode d'observació, ja sigui a l'astronomia terrestre (mètodes òptics o de radioastronomia) o als resultats obtinguts mitjançant coets llançats fora de l'atmosfera terrestre.
Els espectres de les atmosferes planetàries consisteixen principalment en bandes moleculars que pertanyen a molècules de diòxid de carboni (CO2), monòxid de carboni (CO), metà (SND d’amoníac (NH3), nitrogen (N2), oxigen (O2), és a dir, principalment dos -, tres i quatre molècules atòmiques. En l'actualitat, podem parlar gairebé amb confiança sobre la composició química qualitativa de les atmosferes de la majoria dels planetes. Es va establir després d'un estudi acurat dels espectrogrames astronòmics obtinguts mitjançant mètodes òptics i mitjançant observacions de radioastronomia. Venus-4 "permetia no només donar informació sobre una composició química qualitativa més precisa de l'atmosfera de Venus, sinó també aclarir-ne la composició quantitativa, la temperatura i la pressió.
Quant a la composició química quantitativa de les atmosferes d'altres planetes, encara requereix una verificació i refinament seriosos. Fins ara, els astrònoms tenien grans dificultats per identificar i estudiar els espectres de bandes de les atmosferes dels planetes. Aquestes dificultats, per regla general, són causades pel fet que el nostre coneixement teòric i de laboratori sobre l’estructura i les propietats de fins i tot molècules simples és limitat. Per tant, a l’hora d’estudiar l’espectre astronòmic, primer hem de determinar quina de les molècules l’han donat i, després, segons estudis de laboratori, aclarir les propietats i l’estructura de les bandes d’aquesta molècula.
Les molècules poliatòmiques, i en particular les triatòmiques que es troben en els cometes i els planetes, són encara menys estudiades.
Cal tenir en compte que no sempre és possible obtenir fàcilment i simplement en condicions de laboratori les mateixes molècules que es troben, per exemple, en atmosferes estel·lars. Vegem un exemple interessant.
El 1926, P. Merrill i R. Sanford van observar bandes d’absorció molt fortes en algunes estrelles de carboni del tipus RV Dragon, però no es van poder identificar amb seguretat durant dècades. És cert que, per raons teòriques, es va suposar que aquestes bandes són causades per una molècula complexa, la S1C2 triatòmica.
 Per a la solució correcta del problema, es van establir experiments de laboratori. El 1956 W. Clement va intentar obtenir aquestes bandes al laboratori. Quan va configurar els experiments, va partir de la següent consideració: els espectres de la molècula de Cr s’observen en diverses estrelles i estan ben estudiats. L'espectre de la molècula de silici està ben estudiat al laboratori, però no s'ha observat entre els espectres astronòmics.Per tant, Clement va suggerir que, en presència de carboni i silici, es formés una molècula de SiC unipolar, que s’hauria d’observar tant en espectres astronòmics com en el laboratori, tot i que no va ser possible fins al 1961. Aleshores, Clement va raonar de la següent manera: si s’afegeix S1 al forn d’alta temperatura del rei, que està format per carbó comprimit pur, llavors a una temperatura d’escalfament del forn determinada (es pot obtenir una temperatura de 2500-3000 ° K al forn), s’hauria d’observar un espectre d’absorció pertanyent a la molècula de SiC. Tanmateix, l'espectre obtingut per Clement va resultar ser més complex i diferent de l'esperat per al SiC. Després van comparar l’espectre obtingut al laboratori amb l’espectre no identificat d’una de les estrelles fresques del tipus RV Dragon, i va resultar que les bandes coincidien bé. De l’experiment només es va fer evident una cosa: Clement va ser capaç de reproduir l’espectre estel·lar al laboratori. Tot i això, era impossible determinar quina molècula donava aquest espectre.
La molècula va romandre desconeguda. Només hi havia més raons per creure que només el carboni i el silici podrien proporcionar aquest espectre.
A més, l’anàlisi de vibracions va mostrar que la molècula desitjada conté un àtom pesat, combinat amb dos més lleugers associats. A partir d’això, es va arribar a una conclusió (que requeria més confirmació): molt probablement, aquest complex espectre és proporcionat per la molècula S1C2. En la seva investigació, Clement va obtenir espectrogrames a una temperatura alta de la font de l'espectre, de manera que no es va poder determinar amb detall l'estructura fina de les bandes. Aquesta imperfecció de l'experiment realitzat no va permetre la identificació definitiva de les bandes de Merrill i Sanford.
Actualment, els investigadors han tornat a abordar aquest tema. Els físics canadencs presten molta atenció a la recerca d’una font de llum que proporcioni un espectre molecular similar als espectres a ratlles de les estrelles de carboni. El Prof. G. Herzberg informa que ell i el seu col·laborador R. Verma al laboratori van aconseguir observar les bandes de la molècula de SiC2 a baixes temperatures: Herzberg expressa l’esperança que un estudi exhaustiu dels nous espectres a una resolució més alta permetrà una anàlisi més segura de l’estructura rotacional i determinarà el moment d’inèrcia d’aquesta misteriosa molècula.
Molts científics esperen els resultats d’aquest estudi amb gran interès i esperen que finalment es trobi la font de l’espectre molecular, cosa que permetrà identificar definitivament les bandes de Merrill i Sanford. La molècula de SiC2 serà la primera molècula poliatòmica que es troba amb seguretat a l'atmosfera d'una estrella.
A les atmosferes d’estrelles i cometes també s’han identificat altres molècules, com CH +, C3, NH2, que només es poden obtenir amb molta dificultat i molt rarament en laboratoris en condicions especialment controlades. En general, els espectres moleculars, a causa de la seva complexa estructura, s’han estudiat molt pitjor que els atòmics.
Els espectres d’àtoms de diversos elements químics s’han estudiat gairebé bé, tot i que hi ha una sèrie de qüestions que queden sense resoldre. Ara tenim la quantitat d'informació totalment fiable sobre les constants físiques dels espectres dels àtoms. Potser degut a això, els espectres atòmics tindran un paper dominant sobre els moleculars durant molt de temps en diversos camps de la ciència.
L’estudi de laboratori dels espectres de molècules d’interès astrofísic ha rebut una atenció especial des dels anys quaranta d’aquest segle. Tanmateix, encara no hi ha llibres de consulta complets i bons sobre les molècules estudiades fins ara.
Tubs d’absorció amb un gran recorregut d’absorció
Els espectres d’absorció molecular són més complexos que els atòmics. Estan formats per diverses bandes, i cada banda està formada per un gran nombre de línies espectrals individuals. A més del moviment de translació, una molècula també té moviments interns, que consisteixen en la rotació de la molècula al voltant del seu centre de gravetat, les vibracions dels nuclis dels àtoms que formen la molècula els uns amb els altres i el moviment dels electrons que formen la closca electrònica de la molècula.
Per resoldre les bandes d’absorció molecular en línies espectrals individuals, és necessari utilitzar dispositius espectrals d’alta resolució i transmetre llum a través de tubs d’absorció (absorbents). Inicialment, el treball es realitzava amb canonades curtes i a pressió dels gasos estudiats o de les seves mescles de diverses desenes d’atmosferes.
Va resultar que aquesta tècnica no ajuda a revelar l'estructura de l'espectre de les bandes moleculars, sinó que, al contrari, les renta. Per tant, de seguida ho van haver d'abandonar. Després d'això, vam prendre el camí de crear tubs d'absorció amb un pas múltiple de llum a través d'ells. L'esquema òptic d'aquest tub d'absorció va ser proposat per primera vegada per J. White el 1942. En tubs dissenyats segons l'esquema de White, és possible obtenir trajectòries òptiques equivalents de capes absorbents de diversos metres a diversos centenars de milers de metres. La pressió dels gasos purs o de les mescles de gasos investigats varia de centèsimes a desenes i centenars d’atmosferes. L’ús d’aquests tubs d’absorció per estudiar espectres d’absorció molecular ha demostrat ser molt eficaç.
Per tant, per resoldre els espectres de bandes moleculars en línies espectrals separades, és necessari disposar d’un tipus d’equip especial, que consisteix en dispositius espectrals d’alta resolució i tubs d’absorció amb múltiples passades de llum a través d’elles. Per identificar els espectres obtinguts de les atmosferes planetàries, és necessari comparar-los directament amb els de laboratori i, d’aquesta manera, trobar no només les longituds d’ona, sinó també determinar amb confiança la composició química i estimar les pressions a les atmosferes dels planetes a partir de l’ampliació de les línies espectrals. L’absorció mesurada en tubs d’absorció es pot comparar en magnitud amb l’absorció a l’atmosfera d’un planeta. En conseqüència, en tubs d’absorció amb múltiples passos de llum quan canvia la pressió dels gasos purs estudiats o les seves mescles, es poden simular les atmosferes dels planetes. S’ha tornat més realista ara que és possible canviar el règim de temperatura a les canonades a uns centenars de graus Kelvin.
Disposició òptica del tub d’absorció de J. White
L’essència de la invenció de J. White es resumeix en el següent: es prenen tres miralls còncaus esfèrics de radis de curvatura estrictament iguals. Un dels miralls (A) s’instal·la en un extrem dins de la canonada i els altres dos (B, C), que són dues parts iguals del mirall tallat, es troben a l’altre extrem. La distància entre el primer mirall i els altres dos és igual al radi de curvatura dels miralls. La canonada està hermèticament tancada. El buit a la canonada es crea a dècimes o centèsimes de mm Hg. Art. I, a continuació, la canonada s’omple amb el gas de prova fins a una determinada (depenent de la tasca, la pressió. Els miralls de la canonada s’instal·len de manera que la llum que entra a la canonada es reflecteixi des dels miralls, passant un nombre predeterminat de vegades en direccions cap endavant i cap enrere.
Actualment, tots els tubs d’absorció es fabriquen segons l’esquema de J. White amb un canvi en el disseny del mirall frontal introduït per G. Herzberg i N. Bernstein el 1948. Herzberg va utilitzar un esquema òptic per obtenir un llarg camí d’absorció de llum en un tub d’absorció amb un radi de curvatura del mirall de 22 m i diàmetre de canonada 250 mm. La canonada està feta de ferro electrolític. En un dels treballs d’Herzberg sobre l’estudi dels espectres d’absorció de diòxid de carboni (CO 2), el recorregut absorbent de la llum era de 5.500 m, que correspon a 250 passatges entre miralls. Un camí absorbent tan gran, és a dir, una gran profunditat òptica, només es va obtenir gràcies a l’enginyós esquema òptic proposat per White.
El límit del nombre de passos de llum ve establert per la pèrdua de reflexió i el nombre d’imatges que es poden obtenir al mirall C. A l’hora de dissenyar canonades d’absorció, els dissenyadors tenen grans dificultats mecàniques. En primer lloc, es tracta del desenvolupament del marc dels miralls i els seus mecanismes de fixació, ajust i enfocament, sortides dels mecanismes de control cap a l'exterior.Si la canonada és relativament curta, els miralls es troben en un altiplà comú que, després d’instal·lar-hi els miralls, s’empeny a la canonada; si la canonada és llarga, la instal·lació dels miralls es fa molt més difícil.
És molt important de quin material estan fets els tubs. S’utilitza ferro purament electrolític, acer inoxidable i invar. L’interior de la canonada d’acer està recobert de ferro pur electrolíticament. Pel que sabem, les parets de l’interior de les canonades no estan cobertes amb vernissos al buit, especialment recentment. L'elecció del material per cobrir la superfície dels miralls depèn de la regió espectral en què es realitzarà el treball. En conseqüència, s’utilitzen or, plata o alumini. També s’utilitzen recobriments dielèctrics.
Tub d’absorció de l’Observatori Pulkovo
El nostre tub d’absorció és d’acer, estirat d’una sola peça, soldat a partir de longituds separades. 8-10 m. La seva longitud total és de 96,7 m, el diàmetre interior és de 400 mm i el gruix de la paret és de 10 mm. Temporalment, s’instal·len al tub dos miralls recoberts d’alumini amb un diàmetre de només 100 mm i un radi de curvatura de 96 m. El tub també conté objectius. Amb l’ajut de dos miralls, aconseguim un viatge tres vegades. Si agafem dos miralls més i els col·loquem adequadament al tub, la llum es transmet cinc vegades, cosa que hem fet recentment.
Així doncs, en els nostres treballs, tenim els següents camins absorbents: 100 m, 300 m, 500 m. Això és quan es tenen en compte les distàncies des de la font de llum fins a la finestra d’entrada del tub i la distància que el feix de llum recorre des de la finestra de sortida fins a l’escletxa de l’espectrògraf.
En el futur, se suposa que els miralls seran substituïts per d’altres de grans, amb un diàmetre de 380 mm i un radi de curvatura de 100 m. L’esquema òptic corresponent serà substituït per l’esquema clàssic de White amb un canvi introduït per Herzberg i Bernstein. Tots els càlculs òptics s’han de realitzar de manera que la longitud efectiva del recorregut absorbent sigui de 5.000-6.000 m per a passatges de 50 a 60.
La nostra canonada d’absorció és una de les més llargues, de manera que calia trobar noves solucions a l’hora de dissenyar alguns dels seus components. Per exemple, els miralls s'han de muntar sobre una base connectada al cos de la canonada o instal·lar-los sobre fonaments independents de la canonada? Aquesta és una de les qüestions molt difícils (no les donem a d’altres) i la fiabilitat i precisió de l’alineació i orientació dels miralls dependrà de la seva solució correcta. Atès que els miralls es troben a l'interior de la canonada, naturalment, quan es bombeja o es crea pressió a la canonada, es produiran deformacions del muntatge dels miralls (fins i tot si són mínims, es canviarà la direcció del feix de llum. Aquest problema també requereix una solució especial, així com determinar el nombre de llum que passa per la canonada Realitzarem l'alineació i l'enfocament dels miralls mitjançant un làser.
Al costat del tub d’absorció es col·loca un espectrògraf de difracció al buit. Es munta segons un esquema d’autocollimació. Una reixa de difracció plana amb 600 línies per mil·límetre proporciona una dispersió lineal del segon ordre d’1,7 A / mm. Hem utilitzat una làmpada incandescent de 24 V i 100 W com a font d’espectre continu.
A més de la instal·lació i investigació de la canonada, ara s’ha completat l’estudi de la banda A de l’espectre d’absorció molecular de l’oxigen (O2). El treball tenia com a objectiu revelar canvis en l'amplada de la línia d'absorció equivalent en funció de la pressió. Es calculen les amplades equivalents per a totes les longituds d'ona de 7598 a 7682 A. Els espectrogrames 1 i 2 mostren els espectres d'absorció de la banda A. També s'està treballant per identificar l'efecte d'augmentar les amplades equivalents en funció de la presència d'un gas aliè. Per exemple, es pren diòxid de carboni (CO2) i se li afegeix una mica de nitrogen (N2).
Al nostre laboratori, L.N. Zhukova, V.D.Galkin i l’autor d’aquest article treballen en l’estudi dels espectres d’absorció molecular.Intentem dirigir les nostres investigacions perquè els seus resultats contribueixin a la solució de problemes astrofísics, principalment en astronomia planetària.
El processament d’espectres d’absorció molecular tant de laboratori com astronòmics obtinguts mitjançant mètodes de gravació fotogràfica o fotoelèctrica és molt laboriós i requereix molt de temps. Per accelerar aquest treball a la Universitat de Califòrnia, J. Phillips, el 1957, va començar a processar espectres d’absorció molecular mitjançant un ordinador IBM-701. Al principi, el programa es compilava per als espectres de C2 i NO. Al mateix temps, es van preparar taules per al CN. Phillips creu que, en primer lloc, la màquina necessita processar els espectres de molècules d’interès astorofísic: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.
Els avantatges de la tecnologia informàtica són òbvies i s’hauria d’utilitzar àmpliament per processar resultats experimentals.
Investigació de laboratori i espectres astronòmics
Un nombrós grup de físics estudia els espectres d’absorció molecular obtinguts en tubs d’absorció de transmissió múltiple de llum. En primer lloc, voldria constatar el gran paper i mèrit del prof. G. Herzberg (Ottawa, Canadà). Els seus treballs experimentals i teòrics, com les seves monografies,
es troben a la base d’aquesta àrea de la ciència. Un dels llocs líders en investigació, i especialment en l’estudi dels espectres de les molècules de quadrupol, està ocupat pel treball del prof. D. Rank (Pennsilvània, EUA). Entre els investigadors més joves, no es pot deixar d’observar el treball de T. Owen (Arizona, EUA), que combina amb èxit els seus experiments de laboratori amb observacions astrofísiques.
Ja hem presentat un exemple d’una fructífera combinació de mètodes de laboratori i astrofísics a la primera part d’aquest article. Es tracta de la identificació de bandes moleculars en l'espectre d'una estrella RV Draco. Com a segon exemple, considerem el treball conjunt de G. Herzberg i D. Kuiper sobre l’estudi dels espectres planetaris basat en la comparació directa amb els de laboratori.
 Kuiper a l’Observatori McDonald va obtenir els espectres de Venus i Mart amb una alta resolució en l’interval de longitud d’ona 1-4-2,5 micres. Es van observar un total de 15 bandes identificades amb les bandes moleculars de diòxid de carboni (CO2). Una banda prop de X = 2,16 micres era qüestionable. Herzberg i Kuiper van realitzar estudis de laboratori addicionals de CO2, que van demostrar amb confiança que l'absorció a X = 2,16 μ en l'espectre de Venus es deu a la molècula de CO2. Per a estudis de laboratori d’espectres d’absorció de CO2 realitzats per Herzberg i Kuiper, es va utilitzar un tub d’absorció de diversos passos de l’Observatori Ierki amb un radi de curvatura del mirall de 22 m, una longitud de 22 mi un diàmetre de 250 mm. La canonada està feta de ferro electrolític. Abans d'omplir el tub amb el gas de prova, es va bombejar fins a diversos mm Hg. Art. (més tard van començar a obtenir un buit fins a dècimes de mm Hg). En el seu primer treball, Herzberg i Kuiper van variar la pressió de CO2 a la canonada en el rang de 0,12 a 2 atm. La longitud de la capa absorbent era de 88 m i 1400 m, és a dir, en el primer cas, la llum passava per la canonada 4 vegades i, en el segon, 64 vegades. Des del tub, la llum es dirigia a l’espectròmetre. En aquest treball, hem utilitzat el mateix espectròmetre amb el qual es van obtenir els espectres de Venus i Mart. Les longituds d'ona de les bandes d'absorció de CO2 es van determinar en espectres de laboratori. En comparar els espectrogrames, es van identificar fàcilment les bandes d’absorció desconegudes en els espectres de Venus. Posteriorment, les bandes dels espectres de Mart i la Lluna es van identificar de manera similar. Les mesures de l'autoampliació de les línies espectrals, causades només per un canvi en la pressió del gas o per l'addició d'un altre gas, permetran estimar la pressió a les atmosferes dels planetes. Cal tenir en compte que hi ha gradients de pressió i temperatura a les atmosferes dels planetes; això fa que sigui difícil modelar-los al laboratori. Tercer exemple. Vam destacar la importància del treball encapçalat pel prof. D. Rang.Molts d’ells es dediquen a l’estudi dels espectres de les molècules de quadrupol: nitrogen (N2), hidrogen (H2) i altres molècules. A més, Rank i els seus col·laboradors es dediquen als temes molt actuals de determinar les constants de rotació i vibració de diverses molècules, que són tan necessàries per a físics i astrofísics.
En l’estudi dels espectres d’absorció molecular al laboratori de Ranque, s’utilitza un gran tub d’absorció de 44 m de llarg i 90 cm de diàmetre amb transmissió de llum múltiple. Fabricat en tub d'acer inoxidable. La pressió dels gasos estudiats en ell es pot obtenir fins a 6,4 kg / cm2 i la longitud del recorregut de la llum fins a 5.000 m. Amb aquest tub, Rank va realitzar noves mesures de laboratori de les línies de CO2 i H2O, que van permetre determinar la quantitat d’aigua precipitada (H2O) i CO2 atmosfera de Mart. Les mesures es van dur a terme a petició dels astrofísics nord-americans L. Kaplan, D. Munch i K. Spinrad i van haver de confirmar la exactitud de la seva identificació de les bandes de rotació de les línies H2O al voltant de X = 8300 A i CO2 aproximadament X = 8700 A.
Els estudis de laboratori d’espectres d’absorció molecular als laboratoris lunars i planetaris de la Universitat d’Arizona s’estan duent a terme amb gran èxit. T. Owen participa activament en aquestes obres. El laboratori té un tub d'absorció de 22 m de llarg i 250 mm de diàmetre amb transmissió de llum múltiple. ' Tub d'acer, folrat a l'interior amb ferro electrolític. Els espectres de laboratori s’obtenen en un espectrògraf de difracció amb una dispersió lineal de 2,5 A / mm. El metà (CH4) i l’amoníac (NHa) s’investiguen principalment. L'estudi es realitza en una àmplia gamma de pressions i amb una gran longitud absorbent. La font de llum és el sol o una làmpada de tungstè incandescent. Així, per exemple, per al treball "Determinació de la composició de l'atmosfera i la pressió sobre la superfície de Mart", realitzat per Owen i Kuiper (1954), es va exigir al laboratori investigar la banda X = 1,6 μ en diòxid de carboni pur (CO2) en les següents condicions:
Longitud del camí
en m |
Pressió en
cm Hg. pilar |
| 2880 |
0,75 |
| 1440 |
1,50 |
| 720 |
3,00 |
| 180 |
12,00 |
| 90 |
24,00 |
| 360 |
6,00 |
Owen i Kuiper també van realitzar un estudi sobre l’addició de gas estranger. Els autors assenyalen que si el contingut total de CO2 es determina a partir de bandes febles, es pot trobar empíricament la pressió atmosfèrica, en particular a Mart, a partir de mesures de la banda X = 1,6 μ i detectar la presència de qualsevol altre component. Però una determinació empírica dels efectes de la pressió en les mescles de gasos en aquesta instal·lació és impossible, perquè és necessari tenir una longitud de trajectòria del feix igual a dues altures de l’atmosfera homogènia de Mart, és a dir, aproximadament 40 km. En els experiments de Kuiper i Owen, el camí absorbent només era de 4 km, és a dir, 10 vegades menys.
Quan el 1966 J. Kuiper, R. Vilod i T. Owen van obtenir els espectres d’Urà i Neptú, va resultar que contenien una sèrie de bandes d’absorció no identificades. Com que és molt probable que les atmosferes d’aquests planetes estiguin compostes per metà (CH4), s’hi van dur a terme estudis de laboratori. Es van obtenir espectres de laboratori en camins òptics molt grans i amb una rarefacció moderada. Per exemple, una part dels espectres de CH4 en el rang de longituds d'ona de 7671 i 7430 A es van obtenir a una longitud efectiva d'absorció de 1 940 m atm, i una part dels espectres en el rang de 7587, 7470 A i menys, a una longitud de 2 860 m atm.
Només una comparació dels espectres d’Urà i Neptú amb els de laboratori va permetre identificar amb seguretat les bandes desconegudes i demostrar que l’absorció en les atmosferes d’aquests planetes és causada principalment pel metà. Amb el tub d’absorció reutilitzable de l’Illinois Research Institute of Technology (ILI de 12,5 m de llargada, 125 mm de diàmetre; acer inoxidable), Owen va investigar sobre metà, vapor d’aigua, amoníac. les direccions cap endavant i cap enrere del tub van passar 80 vegades. Els espectres de gasos obtinguts al laboratori es van comparar amb els espectres de Júpiter, Venus i la Lluna. D’aquesta manera, Owen va dur a terme la identificació de bandes desconegudes en els espectres d’aquests planetes.Els espectres d'aquests planetes es van obtenir a l'Observatori McDonald amb un reflector de 82 ", un reflector de 84" i un telescopi solar de 60 "a l'Observatori Nacional Kitt Peak. Un estudi detallat dels espectrogrames permet concloure que les bandes d’absorció causades per metà, amoníac i hidrogen s’identifiquen amb seguretat a l’atmosfera de Júpiter. Per a altres gasos, es requereixen diverses proves de laboratori.
Al simposi internacional de Kíev (1968), Owen va informar dels resultats de la determinació espectroscòpica dels gasos continguts a les atmosferes de Júpiter, Saturn i Urà.
Hem observat que no sempre és possible analitzar i identificar els espectrogrames obtinguts dels cossos celestes per comparació directa amb els espectres de laboratori. Això es pot explicar pel fet que l'excitació i la resplendor dels mitjans gasosos en els cossos celestes sovint es produeixen en condicions fisicoquímiques molt complexes que no es poden reproduir amb precisió als laboratoris terrestres. Per tant, si es compara amb els espectres de laboratori, l'estructura de les bandes moleculars i les seves intensitats segueixen sent ambigües. Després, heu de recórrer a mètodes indirectes d’identificació. Posem, per exemple, el cas de l’espectrograma del pic central del cràter lunar Alphonse, que va obtenir N. A. Kozyrev el 3 de novembre de 1958 i el va processar el mateix any. L'espectrograma es va identificar per la coincidència d'un nombre de bandes C2 conegudes. No obstant això, la brillantor màxima de la banda a A = 4740 A requeria una explicació especial, ja que no era possible obtenir un espectre similar al laboratori. Kozyrev explica aquest canvi pel fet que una molècula complexa s’ionitza sota l’acció de la radiació dura del Sol i, com a resultat, es forma el radical C2, al qual pertany la banda desplaçada, que no coincideix amb les bandes conegudes en aquesta regió. Com que Kozyrev va fer una conclusió molt audaç sobre la base d’aquests resultats sobre l’energia interna de l’interior lunar i sobre l’emissió volcànica de gasos, es va decidir tornar a processar aquest espectrograma únic. Aquest processament el va dur a terme A.A. Kalinyak, mitjançant el mètode de la microfotometria. La conclusió de Kozyrev es va confirmar.
En relació amb el desenvolupament de la tecnologia de coets i el llançament de coets fora de l'atmosfera terrestre, es va poder obtenir fonamentalment nous paràmetres físics de les atmosferes planetàries i estudiar les propietats dels cossos celestes que abans no eren observables. Però en el processament i anàlisi d'observacions obtingudes amb l'ajut de coets i mitjans terrestres, es troben grans dificultats que es deuen a la manca d'investigacions de laboratori. Aquestes dificultats poden ser eliminades pel treball experimental d’espectroscopistes-físics i astrofísics, els interessos dels quals no només coincideixen, sinó que també es superposen en el camp de l’estudi dels espectres d’absorció i radiació atòmics i moleculars. En conseqüència, les tasques que s’enfronten només es poden resoldre amb èxit mitjançant un treball conjunt en laboratoris terrestres. Per tant, malgrat els enormes avenços en l'estudi de les atmosferes planetàries mitjançant tecnologia de coets, els laboratoris terrestres haurien de tenir un paper important i de cap manera perdre la seva importància per a l'astrofísica.
L.A. Mitrofanova
|
