Astro-spektra i laboratoriet

Oavsett vilken data astronomer och astrofysiker får om himlakroppar, är det möjligt att dechiffrera dessa data, som regel, bara förlita sig på de regelbundenheter som härrör från markbaserade laboratorier när man studerar markföremål.

En genial metod för modellering av planetariska atmosfärer i ett absorptionsrör och möjliga tillämpningar av denna metod beskrivs i denna artikel.

Spektra av atmosfärerna av planeter

Spektralstudie av planetariska atmosfärer är ett av de akuta problemen med modern astrofysik. Detta komplexa stora problem kan emellertid inte bara lösas av astronomer utan medverkan av specialister inom relaterade vetenskaper. Astronomer kan till exempel inte klara sig utan resultaten från laboratoriestudier av spektroskopister-fysiker för att studera molekylära absorptionsspektrum utan att bestämma molekylernas fysiska konstanter och deras struktur. Eftersom vi bara har ett tillräckligt antal molekylära konstanter och spektralatlaser av molekyler är det möjligt att identifiera spektra av planetariska atmosfärer och andra himmellegemer. Detta gäller alla observationsmetoder, vare sig det är markbaserad astronomi (optiska eller radioastronomiska metoder) eller de resultat som erhålls med raketer som skjutits ut utanför jordens atmosfär.

Spektren för planetariska atmosfärer består huvudsakligen av molekylära band som tillhör molekyler av koldioxid (CO2), kolmonoxid (CO), metan (SND av ammoniak (NH3), kväve (N2), syre (O2), dvs. huvudsakligen två -, tre- och fyra-atommolekyler. För närvarande kan vi nästan med säkerhet tala om den kvalitativa kemiska sammansättningen av atmosfären hos de flesta planeter. Den upprättades efter noggrann undersökning av astronomiska spektrogram erhållna med optiska metoder och med hjälp av radioastronomi Dessutom tillät resultaten från den sovjetiska rymdstationen "Venus-4" inte bara att ge information om en mer exakt kvalitativ kemisk sammansättning av Venus atmosfär utan också att klargöra dess kvantitativa sammansättning, temperatur och tryck.

När det gäller den kvantitativa kemiska sammansättningen av atmosfären hos andra planeter, kräver det fortfarande seriös verifiering och förtydligande. Hittills har astronomer stött på stora svårigheter med att identifiera och studera remspektra för planeternas atmosfärer. Dessa svårigheter beror som regel på det faktum att vårt laboratorium och teoretiska kunskap om strukturen och egenskaperna till och med enkla molekyler är begränsade. Därför, när vi studerar det astronomiska spektrumet, måste vi först och främst avgöra vilka av molekylerna som gav det, och sedan, enligt laboratoriestudier, klargöra egenskaperna och strukturen för denna molekyls band.

Polyatomiska molekyler, och särskilt triatomiska som finns i kometer och planeter, studeras ännu mindre.

Det bör noteras att det inte alltid är möjligt att enkelt och enkelt erhålla samma molekyler som finns, till exempel i stjärnatmosfärer, under laboratorieförhållanden. Låt oss titta på ett intressant exempel.

År 1926 observerade P.Merrill och R.Sanford mycket starka absorptionsband i vissa kolstjärnor av typen RV Dragon, men de kunde inte identifieras med säkerhet i årtionden. Det är sant att det av teoretiska skäl antogs att dessa band orsakas av en komplex molekyl - den triatomiska S1C2.

För korrekt lösning av problemet fastställdes laboratorieexperiment. 1956 försökte W. Clement skaffa dessa band i laboratoriet. Vid upprättandet av experimenten fortsatte han från följande överväganden: spektra för Cr-molekylen observeras i ett antal stjärnor och är väl studerade. Kiselmolekylens spektrum är väl studerat i laboratoriet, men har inte noterats bland de astronomiska spektra.Därför föreslog Clement att i närvaro av kol och kisel bildas en unipolär SiC-molekyl som bör observeras i astronomiska spektra såväl som i laboratoriet, även om detta inte var möjligt förrän 1961. Sedan resonerade Clement enligt följande: om S1 läggs till King's högtemperaturugn, som är gjord av rent pressat kol, då vid en viss ugnuppvärmningstemperatur (en temperatur på 2500-3000 ° K kan erhållas i ugnen), ett absorptionsspektrum som tillhör SiC-molekylen bör observeras. Det spektrum som Clement erhöll visade sig dock vara mer komplext och till skillnad från det som förväntas för SiC. Sedan jämförde de det spektrum som erhölls i laboratoriet med det oidentifierade spektrumet för en av de svala stjärnorna av typen RV Dragon, och det visade sig att banden matchade bra. Endast en sak blev tydlig från experimentet, att Clement kunde reproducera stjärnspektrumet i laboratoriet. Det var dock omöjligt att bestämma vilken speciell molekyl som gav detta spektrum.

Molekylen förblev okänd. Det var bara mer anledning att tro att endast kol och kisel kunde ge ett sådant spektrum.

Dessutom visade vibrationsanalys att den önskade molekylen innehåller en tung atom kombinerad med två tillhörande lättare. Från detta drogs en slutsats (som kräver mer bekräftelse): troligtvis tillhandahålls detta komplexa spektrum av S1C2-molekylen. I sin forskning erhöll Clement spektrogram vid en hög temperatur av spektrumkällan, så bandens fina struktur kunde inte bestämmas i detalj. Denna ofullkomlighet i det genomförda experimentet tillät inte den definitiva identifieringen av Merrill- och Sanford-banden.

För närvarande har forskare återvänt till denna fråga igen. Kanadensiska fysiker ägnar stor uppmärksamhet åt sökandet efter en ljuskälla som ger ett molekylärt spektrum som liknar de randiga spektra av kolstjärnor. Prof. G. Herzberg rapporterar att han och hans medarbetare R. Verma i laboratoriet kunde observera banden av SiC2-molekylen vid låga temperaturer - Herzberg uttrycker hopp om att en grundlig studie av de nya spektren med en högre upplösning kommer att göra det möjligt att analysera mer säkert rotationsstrukturen och bestämma tröghetsmomentet för denna mystiska molekyl.

Många forskare väntar resultaten av denna studie med stort intresse och hoppas att källan till det molekylära spektrumet äntligen kommer att hittas, vilket gör det möjligt att äntligen identifiera Merrill- och Sanford-banden. Molekyl SiC2 kommer då att vara den första polyatomiska molekylen som säkert finns i atmosfären hos en stjärna.

I atmosfären hos stjärnor och kometer har andra molekyler också identifierats, såsom CH +, C3, NH2, som endast kan erhållas med stora svårigheter och mycket sällan i laboratorier under speciellt kontrollerade förhållanden. I allmänhet har molekylära spektra, på grund av sin komplexa struktur, studerats mycket mindre bra än atomiska.

Spektren av atomer av olika kemiska element har studerats nästan bra, även om det finns ett antal frågor som fortfarande är olösta. Nu har vi den nödvändiga mängden helt tillförlitlig information om de fysiska konstanterna hos atomspektra. Kanske på grund av detta kommer atomspektra att spela en dominerande roll över molekylära under lång tid inom olika vetenskapsområden.

Laboratoriestudien av spektra av molekyler av astrofysiskt intresse har fått särskild uppmärksamhet sedan fyrtiotalet av vårt århundrade. Det finns dock fortfarande inga bra, fullständiga referensböcker för molekylerna som studeras fram till nu.

Absorptionsrör med stor absorptionsväg

Molekylära absorptionsspektra är mer komplexa än atomiska. De består av ett antal band och varje band består av ett stort antal enskilda spektrallinjer. Förutom translationell rörelse har en molekyl också inre rörelser, som består av rotation av molekylen runt dess tyngdpunkt, vibrationerna hos atomkärnorna som utgör molekylen i förhållande till varandra och rörelsen hos elektronerna som utgör molekylens elektronskal.

För att lösa molekylära absorptionsband i enskilda spektrallinjer är det nödvändigt att använda högupplösta spektralanordningar och överföra ljus genom absorption (absorberande) rör. Ursprungligen utfördes arbetet med korta rör och vid tryck av de studerade gaserna eller deras blandningar av flera tiotals atmosfärer.

Det visade sig att denna teknik inte hjälper till att avslöja strukturen i spektrumet av molekylband, utan tvärtom tvättar bort dem. Därför var de omedelbart tvungna att överge det. Därefter tog vi vägen att skapa absorptionsrör med flera ljusgenomgångar genom dem. Det optiska schemat för ett sådant absorptionsrör föreslogs först av J. White 1942. I rör utformade enligt Whites schema kan motsvarande optiska banor för absorberande skikt från flera meter till flera hundra tusen meter erhållas. Trycket hos de undersökta rena gaserna eller gasblandningarna varierar från hundradelar till tiotals och hundratals atmosfärer. Användningen av sådana absorptionsrör för att studera molekylära absorptionsspektra har visat sig vara mycket effektiv.

Så för att lösa spektra av molekylband i separata spektrallinjer är det nödvändigt att ha en speciell typ av utrustning, som består av högupplösta spektralanordningar och absorptionsrör med flera ljuspass i dem. För att identifiera de erhållna spektra av planetariska atmosfärer är det nödvändigt att jämföra dem direkt med laboratoriespektra och på detta sätt hitta inte bara våglängderna, utan också med säkerhet bestämma den kemiska sammansättningen och uppskatta trycket i planetens atmosfärer från bredden av spektrallinjer. Den uppmätta absorptionen i absorptionsrör kan jämföras i storlek med absorptionen i en atmosfär på en planet. Följaktligen kan man i absorptionsrör med flera passeringar av ljus när trycket hos de studerade rena gaserna eller deras blandningar förändras så att säga simulera atmosfären på planeterna. Det har blivit mer realistiskt nu när det är möjligt att ändra temperaturregimen i rören inom några hundra grader Kelvin.

Optisk layout för J. White absorptionsrör

Kärnan i J. Whites uppfinning beror på följande: tre sfäriska konkava speglar med strikt lika krökningsradier tas. En av speglarna (A) är installerade i ena änden inuti röret, och de andra två (B, C), som är två lika delar av den avskurna spegeln, är i andra änden. Avståndet mellan den första spegeln och de andra två är lika med spegelns krökningsradie. Röret är hermetiskt tillslutet. Vakuumet i röret skapas till tiondelar eller hundradels mm Hg. Art. Och sedan fylls röret med testgas till ett visst (beroende på uppgift, tryck. Speglar i röret installeras på ett sådant sätt att ljuset som kommer in i röret reflekteras från speglarna och passerar ett specificerat antal gånger i riktning framåt och bakåt.

För närvarande är alla absorptionsrör tillverkade enligt J. Whites schema med en förändring i utformningen av den främre spegeln som introducerades av G. Herzberg och N. Bernstein 1948. Herzberg använde ett optiskt schema för att erhålla en lång ljusabsorptionsväg i en absorptionsrör med en krökningsradie på speglar på 22 m och rördiameter 250 mm. Röret är tillverkat av elektrolytiskt järn. I ett av Herzbergs verk om studien av absorptionsspektra av koldioxid (CO 2) var den absorberande ljusbanan 5 500 m, vilket motsvarar 250 passager mellan speglarna. En sådan stor absorberande bana, dvs. ett stort optiskt djup, erhölls bara tack vare det geniala optiska schema som White föreslog.

Gränsen för antalet ljuspassager sätts av reflektionsförlusten och antalet bilder som kan erhållas på spegeln C. Vid design av absorptionsrör har konstruktörer stora mekaniska svårigheter. Först och främst är detta utvecklingen av speglarnas ram och deras fäst-, justerings- och fokusmekanismer, utsignalerna från kontrollmekanismerna på utsidan.Om röret är relativt kort, finns speglarna på en gemensam platå, som efter att ha installerat speglarna på den skjuts in i röret; om röret är långt blir installationen av speglarna mycket mer komplicerad.

Det är mycket viktigt vilket material rören är gjorda av. Elektrolytiskt rent järn, rostfritt stål av hög kvalitet och invar används. Stålrörets insida är belagd med elektrolytiskt rent järn. Så vitt vi vet täcks inte väggarna inuti rören med några vakuumlack, särskilt nyligen. Valet av material för att täcka spegelns yta beror på det spektrala område där arbetet kommer att utföras. Följaktligen används guld, silver eller aluminium. Dielektriska beläggningar används också.

Absorptionsrör från Pulkovo-observatoriet

Vårt absorptionsrör är ståldraget i ett stycke, svetsat från separata längder. 8-10 m. Dess totala längd är 96,7 m, innerdiametern är 400 mm, väggtjockleken är 10 mm. Tillfälligt installeras två aluminiumbelagda speglar med en diameter på endast 100 mm och en krökningsradie på 96 m i röret. Röret innehåller också mål. Med hjälp av två speglar får vi en trefaldig passage. Om vi ​​tar ytterligare två speglar och placerar dem på lämpligt sätt i röret, sänds ljuset fem gånger, vilket vi har gjort nyligen.

Så i vårt arbete har vi följande absorberande banor: 100 m, 300 m, 500 m. Detta tar hänsyn till avstånden från ljuskällan till rörets ingångsfönster och avståndet som ljusstrålen går från avsluta fönstret till spektrografslitsen.

I framtiden ska speglarna ersättas med stora - med en diameter på 380 mm och en krökningsradie på 100 m. Motsvarande optiska schema kommer att ersättas med det klassiska vita schemat med en förändring införd av Herzberg och Bernstein . Alla optiska beräkningar måste utföras så att den effektiva längden på den absorberande vägen blir 5000-6000 m för 50-60 passager.

Vårt absorptionsrör är en av de längsta, så nya lösningar måste hittas vid design av ett antal av dess komponenter. Ska till exempel speglarna monteras på en bas ansluten till rörkroppen eller installeras på separata fundament oberoende av röret? Detta är en av de mycket svåra frågorna (vi ger inte andra), och tillförlitligheten och noggrannheten för speglarnas inriktning och orientering beror på dess rätta lösning. Eftersom speglarna är placerade inuti röret, kommer det naturligtvis att uppstå deformationer av monteringen av speglarna (även om de är minimala), även om de är minimala, en förändring i ljusstrålens riktning. Denna fråga kräver också en speciell lösning, liksom att bestämma antalet ljus som passerar genom röret. Vi kommer att utföra inriktningen och fokuseringen av speglarna med en laser.

En vakuumdiffraktionsspektrograf placeras bredvid absorptionsröret. Den är monterad enligt ett autokollimeringsschema. Ett plan diffraktionsgaller med 600 linjer per millimeter ger en linjär spridning i andra ordningen på 1,7 A / mm. Vi använde en 24 V, 100 W glödlampa som källa för kontinuerligt spektrum.

Förutom installationen och undersökningen av röret har studien av A-bandet av det molekylära absorptionsspektret av syre (O2) nu avslutats. Arbetet syftade till att avslöja förändringar i motsvarande bredder av absorptionslinjer beroende på tryck. De ekvivalenta bredderna beräknas för alla våglängder från 7598 till 7682 A. Spektrogram 1 och 2 visar absorptionsspektra för band A. Arbete pågår också för att avslöja effekten av att öka ekvivalenta bredder beroende på närvaron av en främmande gas. Till exempel tas koldioxid (CO2) och en del kväve (N2) tillsätts till den.

I vårt laboratorium utförs arbete med studier av molekylära absorptionsspektra av L.N. Zhukova, V.D. Galkin och författaren till denna artikel.Vi försöker rikta våra undersökningar så att deras resultat skulle bidra till lösningen av astrofysiska problem, främst inom planetarisk astronomy.

Bearbetningen av både laboratorie- och astronomiska molekylära absorptionsspektrum erhållna med fotografiska eller fotoelektriska inspelningsmetoder är mycket ansträngande och tidskrävande. För att påskynda detta arbete vid University of California började J. Phillips redan 1957 bearbeta molekylära absorptionsspektrum med en IBM-701-dator. Först sammanställdes programmet för C2- och NO-spektra. Samtidigt utarbetades tabeller för CN. Phillips tror att maskinen först och främst behöver bearbeta spektra av molekyler av astorofysiskt intresse: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Fördelarna med datorteknik är uppenbara och den bör användas i stor utsträckning för bearbetning av experimentella resultat.

Laboratorieforskning och astronomiska spektra

En stor grupp fysiker studerar de molekylära absorptionsspektra som erhålls i absorptionsrör med flera ljuspassager. Först och främst vill jag notera den stora rollen och förtjänsten som prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Hans experimentella och teoretiska verk, som hans monografier,
ligga till grund för detta vetenskapsområde. En av de ledande platserna inom forskning, och särskilt i studien av spektrumet av kvadrupolmolekyler, är upptagen av prof. D. Rank (Pennsylvania, USA). Bland de yngre forskarna kan man inte låta bli att notera T. Owens arbete (Arizona, USA), som mycket framgångsrikt kombinerar sina laboratorieexperiment med astrofysiska observationer.

Vi har redan gett ett exempel på en fruktbar kombination av laboratorie- och astrofysiska metoder i den första delen av denna artikel. Det gäller identifieringen av molekylband i spektrumet av en RV Dragon-stjärna. Som ett andra exempel, överväga det gemensamma arbetet med G. Herzberg och D. Kuiper om studier av planetariska spektra baserat på direkt jämförelse med laboratoriespel.

Kuiper vid McDonald Observatory erhöll spektra för Venus och Mars med en hög upplösning i våglängdsintervallet 14-2,5 mikron. Totalt 15 band noterades, identifierade med koldioxidmolekylbanden (CO2). Ett band runt X = 2,16 mikron var tveksamt. Herzberg och Kuiper genomförde ytterligare laboratoriestudier av CO2, som med säkerhet visade att absorptionen vid X = 2,16 μ i spektrumet av Venus beror på CO2-molekylen. För laboratoriestudier av absorptionsspektra av CO2 av Herzberg och Kuiper användes ett multipassabsorptionsrör från Ierki-observatoriet med en krökningsradie på speglar på 22 m, en längd på 22 m och en diameter på 250 mm. Röret är tillverkat av elektrolytiskt järn. Innan röret fylldes med testgasen pumpades det ut till flera mm Hg. Konst. (senare började de få ett vakuum på upp till tiondelar mm Hg. Art.). I sitt första arbete varierade Herzberg och Kuiper CO2-trycket i röret i intervallet från 0,12 till 2 atm. Det absorberande skiktets längd var 88 m och 1400 m, dvs. i det första fallet passerade ljuset genom röret fyra gånger, och i det andra - 64 gånger. Från röret riktades ljus mot spektrometern. I detta arbete använde vi samma spektrometer som spektrum för Venus och Mars erhölls med. Våglängderna för CO2-absorptionsbanden bestämdes i laboratoriespektra. Genom att jämföra spektrogram identifierades de okända absorptionsbanden i Venus-spektra lätt. Senare identifierades banden i Mars och Månens spektra på ett liknande sätt. Mätningar av självbredning av spektrallinjer, orsakade endast av en förändring av gastrycket eller på grund av tillsatsen av en annan gas, gör det möjligt att uppskatta trycket i planetenes atmosfärer. Det bör noteras att det finns tryck- och temperaturgradienter i planeternas atmosfärer; detta gör det svårt att modellera dem i laboratoriet. Tredje exemplet. Vi påpekade vikten av det arbete som prof. D. Rank.Många av dem ägnas åt studier av spektra av kvadrupolmolekyler: kväve (N2), väte (H2) och andra molekyler. Dessutom är Rank och hans medarbetare engagerade i de mycket aktuella frågorna för att bestämma rotations- och vibrationskonstanter för olika molekyler, som är så nödvändiga för fysiker och astrofysiker.

I studien av molekylära absorptionsspektra i Ranque-laboratoriet används ett stort absorptionsrör 44 m långt och 90 cm i diameter med flera ljustransmissioner. Tillverkad av rör av rostfritt stål. Trycket från de studerade gaserna i det kan erhållas upp till 6,4 kg / cm2 och längden på ljusvägen - upp till 5000 m. Med detta rör utförde Rank nya laboratoriemätningar av CO2- och H2O-linjerna, vilket gjorde det möjligt att bestämma mängden utfälld vatten (H2O) och CO2 i atmosfären på Mars. Mätningarna utfördes på begäran av de amerikanska astrofysikerna L. Kaplan, D. Munch och K. Spinrad och var tvungna att bekräfta riktigheten av deras identifiering av rotationsbanden för H2O-linjerna runt X = 8300 A och CO2 cirka X = 8700 A.

Laboratoriestudier av molekylära absorptionsspektrum i mån- och planetlaboratorierna vid University of Arizona genomförs med stor framgång. T. Owen deltar aktivt i dessa verk. Ett absorberingsrör 22 m långt och 250 mm i diameter med flera ljusgenomsläpp installeras i laboratoriet. ' Stålrör, fodrad med elektrolytiskt järn på insidan. Laboratoriespektra erhålls på en diffraktionsspektrograf med en linjär dispersion av 2,5 A / mm. Huvudundersökningarna är metan (CH4) och ammoniak (NHa). Studien utförs i ett stort antal tryck och med en stor absorberande längd. Ljuskällan är antingen solen eller en glödlampa. Så till exempel, för arbetet "Bestämning av atmosfärens sammansättning och tryck på ytan av Mars", som utfördes av Owen och Kuiper (1954), krävdes det i laboratoriet att undersöka X = 1,6 μ band i ren koldioxid (CO2) under följande förhållanden:

Owen och Kuiper genomförde också en studie om tillsats av främmande gas. Författarna noterar att om den totala koldioxidhalten bestäms från svaga band kan man empiriskt hitta atmosfärstryck, särskilt på Mars, från mätningar av X = 1,6 mikronband och upptäcka närvaron av någon annan komponent. Men en empirisk bestämning av effekterna av tryck i gasblandningar vid denna installation är omöjlig, eftersom det är nödvändigt att ha en strålbanelängd som är lika med två höjder av Mars homogena atmosfär, det vill säga ungefär 40 km. I experimenten med Kuiper och Owen var den absorberande vägen bara 4 km, det vill säga 10 gånger mindre.

När J. Kuiper, R. Wilod och T. Owen 1966 erhöll spektrat av Uranus och Neptunus, visade det sig att de innehåller ett antal oidentifierade absorptionsband. Eftersom det är troligt att atmosfären i dessa planeter består av metan (CH4), utfördes laboratoriestudier med den. Laboratoriespektra erhölls vid mycket stora optiska banor och måttlig sällsynthet. Till exempel erhölls en del av spektrumet för CH4 i våglängdsområdet 7671 och 7430 A vid en effektiv absorberande längd av 1 940 m atm, och en del av spektra i intervallet 7587, 7470 A och kortare - vid en längd 2 860 m atm.

Endast en jämförelse av spektra av Uranus och Neptun med laboratoriespel gjorde det möjligt att med säkerhet identifiera de okända banden och bevisa att absorptionen i atmosfären på dessa planeter främst orsakas av metan. Med Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m långt, 125 mm diameter; tillverkat av rostfritt stål) återanvändbart absorptionsrör, forskade Owen på metan, vattenånga, ammoniak. Ljusbanans längd var 1000 m, dvs ljus framåt och bakåtriktningar i röret passerade 80 gånger. Spektren av gaser som erhölls i laboratoriet jämfördes med spektra för Jupiter, Venus och månen. På detta sätt utförde Owen identifieringen av okända band i spektra av dessa planeter.Dessa planets spektra erhölls vid McDonald Observatory med en 82 "reflektor, en 84" reflektor och ett 60 "solteleskop vid Kitt Peak National Observatory. En detaljerad studie av spektrogrammen gör det möjligt för oss att dra slutsatsen att absorptionsband orsakade av metan, ammoniak och väte säkert identifieras i Jupiters atmosfär. För andra gaser är det nödvändigt att utföra ett antal laboratorietester.

Vid det internationella symposiet i Kiev (1968) rapporterade Owen resultaten av spektroskopisk bestämning av gaser i atmosfären av Jupiter, Saturnus och Uranus.

Vi noterade att det inte alltid är möjligt att analysera och identifiera de erhållna spektrogrammen av himmellegemer genom direkt jämförelse med laboratoriespektra. Detta kan förklaras av det faktum att excitation och glöd av gasformiga medier på himmellegemer ofta förekommer under mycket komplexa fysikalisk-kemiska förhållanden som inte kan reproduceras exakt i markbaserade laboratorier. Därför, jämfört med laboratoriespektrum, förblir strukturen hos molekylband och deras intensitet tvetydig. Då måste du tillgripa indirekta metoder för identifiering. Låt oss till exempel ge fallet med spektrogrammet för den centrala toppen av månkrateret Alphonse, som erhölls av N.A. Kozyrev den 3 november 1958 och bearbetades av honom samma år. Spektrogrammet identifierades genom sammanfallet av ett antal kända C2-band. Bandets maximala ljusstyrka vid A = 4740 A krävde dock en speciell förklaring, eftersom det inte var möjligt att få ett liknande spektrum i laboratoriet. Kozyrev förklarar denna förskjutning genom att en komplex molekyl joniseras under påverkan av hård strålning från solen, och som ett resultat bildas C2-radikalen, till vilken det förskjutna bandet hör, vilket inte sammanfaller med de band som är kända i denna region. Eftersom Kozyrev gjorde en väldigt djärv slutsats på grundval av dessa resultat om den inre energin i månens inre och om vulkanutsläppet av gaser, beslutades det att bearbeta detta unika spektrogram. Denna bearbetning utfördes av A. A. Kalinyak med användning av metoden för mikrofotometri. Kozyrevs slutsats bekräftades.

I samband med utvecklingen av raketeknik och lanseringen av raketer utanför jordens atmosfär blev det möjligt att erhålla fundamentalt nya fysiska parametrar för planetariska atmosfärer och att studera egenskaperna hos himlakroppar som tidigare inte var observerbara. Men vid bearbetning och analys av observationer som erhållits både med hjälp av raketer och med markmedel, stöter man på stora svårigheter, vilket beror på bristen på laboratorieforskning. Dessa svårigheter kan elimineras genom det experimentella arbetet med spektroskopister-fysiker och astrofysiker, vars intressen inte bara sammanfaller utan också överlappar varandra i studien av atom- och molekylär absorption och emissionsspektra. Följaktligen kan de uppgifter som de står inför endast lyckas med gemensamt arbete i markbaserade laboratorier. Därför bör markbaserade laboratorier, trots de enorma framstegen i studien av planetariska atmosfärer med raketteknologi, spela en viktig roll och på intet sätt förlora sin betydelse för astrofysik.

L.A. Mitrofanova

Liknande publikationer

Hur "bygger" jag en molekyl?

Elektronvapenbefälhavare

Det tjugoförsta århundradet får fart