Quang phổ Astro trong phòng thí nghiệm

Bất kỳ dữ liệu nào mà các nhà thiên văn và vật lý thiên văn nhận được về các thiên thể, theo quy luật, có thể giải mã những dữ liệu này, chỉ dựa vào các mẫu có được trong các phòng thí nghiệm trên cạn trong việc nghiên cứu các vật thể trên cạn.

Một phương pháp khéo léo để mô hình hóa bầu khí quyển hành tinh trong một ống hấp thụ và các ứng dụng có thể có của phương pháp này được mô tả trong bài báo này.

Quang phổ của bầu khí quyển của các hành tinh

Nghiên cứu quang phổ của bầu khí quyển hành tinh là một trong những vấn đề thời sự của vật lý thiên văn hiện đại. Tuy nhiên, nhiệm vụ phức tạp và lớn này không thể chỉ được giải quyết thành công bởi các nhà thiên văn học mà không có sự tham gia của các chuyên gia trong các ngành khoa học liên quan. Ví dụ, các nhà thiên văn học không thể làm mà không có kết quả nghiên cứu trong phòng thí nghiệm của các nhà quang phổ-vật lý để nghiên cứu phổ hấp thụ phân tử, mà không xác định các hằng số vật lý của phân tử và cấu trúc của chúng. Chỉ khi có đủ số lượng hằng số phân tử và atlase quang phổ của các phân tử, chúng ta mới có thể xác định được quang phổ của khí quyển hành tinh và các thiên thể khác. Điều này áp dụng cho bất kỳ phương pháp quan sát nào, có thể là thiên văn học trên cạn (phương pháp thiên văn quang học hoặc vô tuyến) hoặc các kết quả thu được bằng cách sử dụng tên lửa phóng ra bên ngoài bầu khí quyển của Trái đất.

Quang phổ của khí quyển hành tinh chủ yếu bao gồm các dải phân tử thuộc về các phân tử carbon dioxide (CO2), carbon monoxide (CO), mêtan (SND amoniac (NH3), nitơ (N2), oxy (O2), tức là, chủ yếu là hai - , phân tử ba và bốn nguyên tử. Hiện tại, chúng ta hầu như có thể tự tin nói về thành phần hóa học định tính trong khí quyển của hầu hết các hành tinh. Nó được thành lập sau khi nghiên cứu kỹ lưỡng các phổ thiên văn thu được bằng phương pháp quang học và với sự trợ giúp của các quan sát thiên văn vô tuyến Ngoài ra, kết quả của trạm vũ trụ Liên Xô "Venus-4" không chỉ cho phép cung cấp thông tin về thành phần hóa học định tính chính xác hơn của khí quyển sao Kim mà còn làm rõ thành phần định lượng, nhiệt độ và áp suất của nó.

Đối với thành phần hóa học định lượng của bầu khí quyển của các hành tinh khác, nó vẫn cần được xác minh và sàng lọc nghiêm túc. Cho đến nay, các nhà thiên văn gặp khó khăn lớn trong việc xác định và nghiên cứu quang phổ sọc của bầu khí quyển của các hành tinh. Những khó khăn này, như một quy luật, là do kiến ​​thức lý thuyết và phòng thí nghiệm của chúng ta về cấu trúc và tính chất của các phân tử đơn giản còn hạn chế. Vì vậy, khi nghiên cứu quang phổ thiên văn, trước hết chúng ta phải xác định được phân tử nào đã cho nó, sau đó, theo các nghiên cứu trong phòng thí nghiệm, làm rõ tính chất và cấu trúc các dải của phân tử này.

Các phân tử đa nguyên tử, và đặc biệt là các phân tử ba nguyên tử được tìm thấy trong các sao chổi và hành tinh, thậm chí còn ít được nghiên cứu hơn.

Cần lưu ý rằng không phải lúc nào cũng có thể dễ dàng và đơn giản thu được trong điều kiện phòng thí nghiệm những phân tử giống nhau, chẳng hạn như được tìm thấy trong bầu khí quyển sao. Hãy xem một ví dụ thú vị.

Năm 1926, P. Merill và R. Sanford đã quan sát thấy các dải hấp thụ rất mạnh ở một số ngôi sao RV Draco carbon, nhưng chúng không thể được xác định một cách tự tin trong nhiều thập kỷ. Đúng, vì lý do lý thuyết, người ta cho rằng những dải này là do một phân tử phức tạp - S1C2 triat nguyên tử gây ra.

Để có lời giải chính xác của vấn đề, các thí nghiệm trong phòng thí nghiệm đã được thiết lập. Năm 1956 W. Clement đã cố gắng thu được các dải này trong phòng thí nghiệm. Khi thiết lập các thí nghiệm, ông đã tiến hành xem xét sau: quang phổ của phân tử Cr được quan sát thấy trong một số ngôi sao và được nghiên cứu kỹ lưỡng. Quang phổ của phân tử silicon đã được nghiên cứu kỹ trong phòng thí nghiệm, nhưng vẫn chưa được ghi nhận trong số các quang phổ thiên văn.Do đó, Clement gợi ý rằng với sự có mặt của carbon và silicon, phân tử SiC đơn cực được hình thành, phân tử này cần được quan sát trong quang phổ thiên văn, cũng như trong phòng thí nghiệm, mặc dù điều này không thể thực hiện được cho đến năm 1961. Sau đó, Clement đã lý luận như sau: nếu cho S1 vào lò nhiệt độ cao của King, được làm bằng than ép nguyên chất, thì ở một nhiệt độ nung lò nhất định (có thể đạt được nhiệt độ 2500-3000 ° K trong lò), một phổ hấp thụ thuộc về phân tử SiC nên được quan sát. Tuy nhiên, quang phổ mà Clement thu được hóa ra lại phức tạp hơn và không giống như những gì mong đợi đối với SiC. Sau đó, họ so sánh quang phổ thu được trong phòng thí nghiệm với quang phổ không xác định của một trong những ngôi sao lạnh thuộc loại RV Dragon, và hóa ra là các dải này rất phù hợp. Chỉ có một điều trở nên rõ ràng từ thí nghiệm, rằng Clement đã có thể tái tạo quang phổ sao trong phòng thí nghiệm. Tuy nhiên, không thể xác định được phân tử cụ thể nào đã tạo ra quang phổ này.

Phân tử vẫn chưa được biết. Chỉ có thêm lý do để tin rằng chỉ có carbon và silicon mới có thể tạo ra một quang phổ như vậy.

Ngoài ra, phân tích rung động cho thấy rằng phân tử mong muốn chứa một nguyên tử nặng, kết hợp với hai nguyên tử nhẹ hơn được liên kết. Từ đó, một kết luận đã được đưa ra (cần xác nhận thêm): rất có thể, phổ phức này được cung cấp bởi phân tử S1C2. Trong nghiên cứu của mình, Clement đã thu được các bản quang phổ ở nhiệt độ cao của nguồn quang phổ, do đó không thể xác định chi tiết cấu trúc tốt của các dải. Sự không hoàn hảo này của thí nghiệm được thực hiện đã không cho phép xác định chính xác các dải Merrill và Sanford.

Hiện tại, các nhà nghiên cứu đã quay trở lại vấn đề này một lần nữa. Các nhà vật lý Canada đang rất chú ý đến việc tìm kiếm nguồn sáng cho quang phổ phân tử tương tự như quang phổ sọc của các ngôi sao cacbon. GS. G. Herzberg báo cáo rằng ông và cộng sự R. Verm trong phòng thí nghiệm đã quan sát được các dải của phân tử SiC2 ở nhiệt độ thấp - Herzberg bày tỏ hy vọng rằng việc nghiên cứu kỹ lưỡng về quang phổ mới ở độ phân giải cao hơn sẽ có thể làm được nhiều hơn tự tin phân tích cấu trúc quay và xác định mômen quán tính của phân tử bí ẩn này.

Nhiều nhà khoa học đang chờ đợi kết quả của nghiên cứu này với sự quan tâm lớn và hy vọng rằng nguồn của quang phổ phân tử cuối cùng sẽ được tìm thấy, điều này sẽ giúp xác định được các dải Merrill và Sanford. Phân tử SiC2 sau đó sẽ là phân tử đa nguyên tử đầu tiên được tìm thấy một cách tự tin trong bầu khí quyển của một ngôi sao.

Trong bầu khí quyển của các ngôi sao và sao chổi, các phân tử khác cũng đã được xác định, chẳng hạn như CH +, C3, NH2, chỉ có thể thu được rất khó khăn và rất hiếm khi trong các phòng thí nghiệm trong điều kiện được kiểm soát đặc biệt. Nói chung, phổ phân tử, do cấu trúc phức tạp của chúng, đã được nghiên cứu kém hơn nhiều so với phổ nguyên tử.

Phổ của các nguyên tử của các nguyên tố hóa học khác nhau đã được nghiên cứu gần như tốt, mặc dù vẫn còn một số câu hỏi chưa được giải đáp. Bây giờ chúng ta có một lượng thông tin hoàn toàn đáng tin cậy cần thiết về các hằng số vật lý của quang phổ của nguyên tử. Có lẽ do đó, quang phổ nguyên tử sẽ đóng một vai trò chi phối so với quang phổ phân tử trong một thời gian dài trong các lĩnh vực khoa học khác nhau.

Nghiên cứu trong phòng thí nghiệm về quang phổ của các phân tử vật lý thiên văn đã nhận được sự quan tâm đặc biệt kể từ những năm bốn mươi của thế kỷ chúng ta. Tuy nhiên, cho đến nay vẫn chưa có sách tham khảo hay, đầy đủ về các phân tử đang nghiên cứu.

Ống hấp thụ với đường dẫn hấp thụ lớn

Quang phổ hấp thụ phân tử phức tạp hơn quang phổ nguyên tử. Chúng được tạo thành từ một số dải, và mỗi dải được tạo thành từ một số lượng lớn các vạch quang phổ riêng lẻ. Ngoài chuyển động tịnh tiến, phân tử còn có chuyển động bên trong, bao gồm chuyển động quay của phân tử xung quanh trọng tâm của nó, dao động của hạt nhân của các nguyên tử tạo nên phân tử so với nhau và chuyển động của các electron. tạo nên lớp vỏ electron của phân tử.

Để phân giải các dải hấp thụ phân tử thành các vạch phổ riêng lẻ, cần sử dụng các thiết bị quang phổ có độ phân giải cao và truyền ánh sáng qua các ống hấp thụ (hấp thụ). Ban đầu, công việc được thực hiện với các đường ống ngắn và ở áp suất của các chất khí được nghiên cứu hoặc hỗn hợp của chúng có kích thước vài chục atm.

Nó chỉ ra rằng kỹ thuật này không giúp tiết lộ cấu trúc của phổ của các dải phân tử, mà ngược lại, rửa sạch chúng. Do đó, họ ngay lập tức phải từ bỏ nó. Sau đó, chúng tôi thực hiện con đường tạo ra các ống hấp thụ với nhiều luồng ánh sáng xuyên qua chúng. Sơ đồ quang học của một ống hấp thụ như vậy được J. White đề xuất lần đầu tiên vào năm 1942. Trong các ống được thiết kế theo sơ đồ của White, có thể thu được các đường quang học tương đương của các lớp hấp thụ từ vài mét đến vài trăm nghìn mét. Áp suất của khí tinh khiết được khảo sát hoặc hỗn hợp khí thay đổi từ hàng trăm đến hàng chục và hàng trăm atm. Việc sử dụng các ống hấp thụ như vậy để nghiên cứu quang phổ hấp thụ phân tử đã được chứng minh là rất hiệu quả.

Vì vậy, để phân giải quang phổ của các dải phân tử thành các vạch phổ riêng biệt, cần phải có một loại thiết bị đặc biệt, bao gồm các thiết bị quang phổ có độ phân giải cao và các ống hấp thụ có nhiều tia sáng đi qua. Để xác định quang phổ thu được của khí quyển hành tinh, cần phải so sánh chúng trực tiếp với phổ của phòng thí nghiệm và bằng cách này, không chỉ tìm được bước sóng mà còn xác định được thành phần hóa học một cách tự tin và ước tính áp suất trong khí quyển của các hành tinh từ sự mở rộng của các vạch quang phổ. Độ hấp thụ đo được trong các ống hấp thụ có thể được so sánh về độ lớn với độ hấp thụ trong khí quyển của một hành tinh. Do đó, trong các ống hấp thụ có nhiều luồng ánh sáng khi áp suất của các khí tinh khiết được nghiên cứu hoặc hỗn hợp của chúng thay đổi, người ta có thể mô phỏng bầu khí quyển của các hành tinh. Bây giờ nó đã trở nên thực tế hơn khi có thể thay đổi chế độ nhiệt độ trong các đường ống trong vòng vài trăm độ Kelvin.

Cách bố trí quang học của ống hấp thụ màu trắng J.

Bản chất của phát minh của J. White tóm tắt ở điểm sau: ba gương cầu lõm có bán kính cong bằng nhau được thực hiện. Một trong các gương (A) được lắp ở một đầu bên trong đường ống, và hai gương kia (B, C), là hai phần bằng nhau của gương đã cắt, ở đầu kia. Khoảng cách giữa gương thứ nhất và hai gương kia bằng bán kính cong của hai gương. Đường ống được làm kín. Chân không trong đường ống được tạo ra đến phần mười hoặc phần trăm mm Hg. Art., Và sau đó đường ống được đổ đầy khí thử đến một mức nhất định (tùy thuộc vào nhiệm vụ, áp suất. Gương trong đường ống được lắp đặt sao cho ánh sáng đi vào đường ống bị phản xạ từ gương, vượt qua một số quy định thời gian theo hướng tiến và lùi.

Hiện tại, tất cả các ống hấp thụ đều được chế tạo theo sơ đồ của J. White với sự thay đổi thiết kế của gương trước do G. Herzberg và N. Bernstein giới thiệu vào năm 1948. Herzberg đã sử dụng sơ đồ quang học để thu được đường hấp thụ ánh sáng dài trong một ống hấp thụ có bán kính cong gương 22 m và đường kính ống 250 mm. Ống được làm bằng sắt điện phân. Trong một trong những công trình của Herzberg về nghiên cứu quang phổ hấp thụ của carbon dioxide (CO 2), đường hấp thụ của ánh sáng là 5.500 m, tương ứng với 250 lần đi qua giữa các gương. Một đường hấp thụ lớn như vậy, tức là độ sâu quang học lớn, chỉ có được nhờ vào sơ đồ quang học khéo léo do White đề xuất.

Giới hạn về số lượng ánh sáng truyền qua được thiết lập bởi sự suy giảm phản xạ và số lượng hình ảnh có thể thu được trên gương C. Khi thiết kế các ống hấp thụ, các nhà thiết kế gặp phải những khó khăn lớn về cơ học. Trước hết, đây là sự phát triển của khung gương và các cơ chế gắn chặt, điều chỉnh và lấy nét của chúng, các kết quả đầu ra của các cơ chế điều khiển ra bên ngoài.Nếu đường ống tương đối ngắn, các gương nằm trên một bình nguyên chung, sau khi lắp các gương lên đó, gương sẽ được đẩy vào trong đường ống; nếu đường ống dài, việc lắp đặt gương trở nên phức tạp hơn nhiều.

Điều rất quan trọng là các đường ống được làm bằng vật liệu gì. Sắt tinh khiết được điện phân, thép chất lượng cao không gỉ và invar được sử dụng. Bên trong ống thép được tráng bằng sắt nguyên chất đã được điện phân. Theo như chúng tôi biết, các bức tường bên trong đường ống không được phủ bằng bất kỳ loại vecni chân không nào, đặc biệt là gần đây. Việc lựa chọn vật liệu để phủ bề mặt gương phụ thuộc vào vùng quang phổ mà công việc sẽ được thực hiện. Theo đó, vàng, bạc hoặc nhôm được sử dụng. Lớp phủ điện môi cũng được sử dụng.

Ống hấp thụ của Đài quan sát Pulkovo

Ống hấp thụ của chúng tôi là thép, được kéo một mảnh, được hàn từ các chiều dài riêng biệt. 8-10 m, tổng chiều dài 96,7 m, đường kính trong 400 mm, dày 10 mm. Người ta lắp tạm trong ống hai gương tráng nhôm có đường kính 100 mm, bán kính cong 96 m, trong ống còn chứa vật kính. Với sự trợ giúp của hai tấm gương, chúng ta có được một lối đi gấp ba lần. Nếu chúng ta lấy thêm hai gương nữa và đặt chúng một cách thích hợp trong ống thì ánh sáng sẽ truyền được năm lần, điều mà chúng ta đã làm gần đây.

Vì vậy, trong công việc của chúng tôi, chúng tôi có các đường hấp thụ sau: 100 m, 300 m, 500 m. Điều này có tính đến khoảng cách từ nguồn sáng đến cửa sổ lối vào của ống và khoảng cách mà chùm sáng truyền từ cửa sổ thoát ra khe máy quang phổ.

Trong tương lai, các gương được cho là sẽ được thay thế bằng các gương lớn - có đường kính 380 mm và bán kính cong 100 m. Sơ đồ quang học tương ứng sẽ được thay thế bằng sơ đồ Trắng cổ điển với sự thay đổi do Herzberg và Bernstein đưa ra . Tất cả các tính toán quang học phải được thực hiện để chiều dài hiệu quả của đường hấp thụ trở nên 5000–6000 m cho 50–60 đoạn.

Đường ống hấp thụ của chúng tôi là một trong những đường ống dài nhất, vì vậy các giải pháp mới đã phải được tìm ra khi thiết kế một số bộ phận của nó. Ví dụ, nên lắp gương trên đế nối với thân ống, hay lắp trên nền riêng độc lập với ống? Đây là một trong những câu hỏi rất khó (chúng tôi không đưa ra cho người khác), và độ tin cậy và độ chính xác của việc căn chỉnh và định hướng của các gương sẽ phụ thuộc vào lời giải chính xác của nó. Vì các gương nằm bên trong đường ống, do đó, khi bơm ra ngoài hoặc khi tạo áp suất trong đường ống, sự biến dạng của việc lắp các gương sẽ xảy ra (ngay cả khi chúng là nhỏ nhất, sự thay đổi hướng của chùm sáng). Vấn đề này cũng cần một giải pháp đặc biệt, cũng như xác định số lượng ánh sáng đi qua đường ống. Chúng tôi sẽ tiến hành căn chỉnh và lấy nét của các gương bằng tia laser.

Một máy quang phổ nhiễu xạ chân không được đặt cạnh ống hấp thụ. Nó được lắp ráp theo một sơ đồ tự động hóa. Cách tử nhiễu xạ phẳng với 600 vạch trên milimét tạo ra tán sắc tuyến tính theo bậc hai là 1,7 A / mm. Chúng tôi sử dụng đèn sợi đốt 24 V, 100 W làm nguồn quang phổ liên tục.

Ngoài việc lắp đặt và khảo sát đường ống, việc nghiên cứu dải A của phổ hấp thụ phân tử oxy (O2) hiện đã được hoàn thành. Công trình này nhằm mục đích khám phá những thay đổi về độ rộng tương đương của các đường hấp thụ tùy thuộc vào áp suất. Các độ rộng tương đương được tính cho tất cả các bước sóng từ 7598 đến 7682 A. Các bảng quang phổ 1 và 2 cho thấy phổ hấp thụ của dải A. Công việc cũng đang được tiến hành để cho thấy hiệu quả của việc tăng các độ rộng tương đương tùy thuộc vào sự có mặt của một chất khí ngoại lai. Ví dụ, carbon dioxide (CO2) được lấy và một số nitơ (N2) được thêm vào nó.

Trong phòng thí nghiệm của chúng tôi, công việc nghiên cứu quang phổ hấp thụ phân tử đang được thực hiện bởi L.N. Zhukova, V.D.Galkin và tác giả của bài báo này.Chúng tôi cố gắng hướng các cuộc điều tra của mình để kết quả của họ sẽ góp phần giải quyết các vấn đề vật lý thiên văn, chủ yếu là trong thiên văn học hành tinh.

Việc xử lý cả phổ hấp thụ phân tử trong phòng thí nghiệm và thiên văn thu được bằng phương pháp chụp ảnh hoặc ghi quang điện rất tốn công sức và thời gian. Để thúc đẩy công việc này tại Đại học California, J. Phillips, trở lại vào năm 1957, đã bắt đầu xử lý quang phổ hấp thụ phân tử bằng máy tính IBM-701. Đầu tiên, chương trình được biên soạn cho phổ C2 và NO. Đồng thời, các bàn ăn cho CN đã được chuẩn bị sẵn sàng. Phillips tin rằng, trước hết, máy cần xử lý phổ của các phân tử vật lý thiên văn quan tâm: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Ưu điểm của công nghệ máy tính là rõ ràng, và nó nên được sử dụng rộng rãi để xử lý các kết quả thí nghiệm.

Nghiên cứu trong phòng thí nghiệm và quang phổ thiên văn

Một nhóm lớn các nhà vật lý đang nghiên cứu quang phổ hấp thụ phân tử thu được trong các ống hấp thụ nhiều ánh sáng đi qua. Trước hết, tôi xin ghi nhận vai trò và công lao to lớn của prof. G. Herzberg (Ottawa, Canada). Các công trình thực nghiệm và lý thuyết của ông, giống như các sách chuyên khảo của ông,
nằm ở nền tảng của lĩnh vực khoa học này. Một trong những nơi hàng đầu trong nghiên cứu, và đặc biệt là trong nghiên cứu về quang phổ của các phân tử tứ cực, là công việc của prof. D. Hạng (Pennsylvania, Hoa Kỳ). Trong số các nhà nghiên cứu trẻ tuổi, không thể không nhắc đến công trình của T. Owen (Arizona, Mỹ), người đã kết hợp rất thành công các thí nghiệm trong phòng thí nghiệm của mình với các quan sát vật lý thiên văn.

Chúng tôi đã đưa ra một ví dụ về sự kết hợp hiệu quả giữa các phương pháp phòng thí nghiệm và vật lý thiên văn trong phần đầu của bài viết này. Nó liên quan đến việc xác định các dải phân tử trong quang phổ của một ngôi sao RV Dragon. Ví dụ thứ hai, hãy xem xét công trình chung của G. Herzberg và D. Kuiper về việc nghiên cứu quang phổ hành tinh dựa trên sự so sánh trực tiếp với quang phổ hành tinh.

Kuiper tại Đài quan sát McDonald đã thu được quang phổ của Sao Kim và Sao Hỏa với độ phân giải cao trong khoảng bước sóng 1-4-2,5 micron. Tổng cộng có 15 dải đã được ghi nhận, được xác định bằng các dải phân tử của carbon dioxide (CO2). Một dải xung quanh X = 2,16 micrômét là điều đáng nghi ngờ. Herzberg và Kuiper đã thực hiện các nghiên cứu bổ sung trong phòng thí nghiệm về CO2, điều này tự tin cho thấy rằng sự hấp thụ tại X = 2,16 μ trong quang phổ của Sao Kim là do phân tử CO2. Đối với các nghiên cứu trong phòng thí nghiệm về quang phổ hấp thụ CO2 của Herzberg và Kuiper, một ống hấp thụ nhiều lần của Đài quan sát Ierki với bán kính cong của gương là 22 m, chiều dài 22 m và đường kính 250 mm đã được sử dụng. Ống được làm bằng sắt điện phân. Trước khi đổ đầy khí thử vào ống, người ta đã bơm khí ra ngoài đến vài mm Hg. Nghệ thuật. (sau đó họ bắt đầu nhận được chân không lên đến phần mười mm Hg. Nghệ thuật.). Trong công trình đầu tiên của họ, Herzberg và Kuiper đã thay đổi áp suất CO2 trong đường ống trong khoảng từ 0,12 đến 2 atm. Chiều dài của lớp hấp thụ là 88 m và 1400 m, tức là trong trường hợp đầu tiên, ánh sáng đi qua ống 4 lần và trong trường hợp thứ hai - 64 lần. Từ ống, ánh sáng được dẫn đến máy quang phổ. Trong công trình này, chúng tôi đã sử dụng cùng một máy quang phổ kế để thu được quang phổ của Sao Kim và Sao Hỏa. Bước sóng của các dải hấp thụ CO2 được xác định trong quang phổ phòng thí nghiệm. Bằng cách so sánh các phổ đồ, người ta dễ dàng xác định được các dải hấp thụ chưa biết trong quang phổ của Sao Kim. Sau đó, các dải trong quang phổ của Sao Hỏa và Mặt Trăng được xác định theo cách tương tự. Các phép đo về sự tự mở rộng của các vạch quang phổ, chỉ gây ra bởi sự thay đổi áp suất khí hoặc do bổ sung một khí khác, sẽ giúp ước tính áp suất trong khí quyển của các hành tinh. Cần lưu ý rằng có các độ dốc áp suất và nhiệt độ trong bầu khí quyển của các hành tinh; điều này gây khó khăn cho việc mô hình hóa chúng trong phòng thí nghiệm. Ví dụ thứ ba. Chúng tôi đã chỉ ra tầm quan trọng của công việc do giáo sư đứng đầu. Uống.Nhiều người trong số họ được dành cho việc nghiên cứu quang phổ của các phân tử tứ cực: nitơ (N2), hydro (H2) và các phân tử khác. Ngoài ra, Rank và các cộng sự của ông tham gia vào các vấn đề rất thời sự là xác định các hằng số quay và dao động của các phân tử khác nhau, vốn rất cần thiết cho các nhà vật lý và vật lý thiên văn.

Trong nghiên cứu về quang phổ hấp thụ phân tử trong phòng thí nghiệm Ranque, một ống hấp thụ lớn dài 44 m và đường kính 90 cm với nhiều đường truyền ánh sáng được sử dụng. Làm bằng ống thép không gỉ. Áp suất của các khí được nghiên cứu trong đó có thể đạt được lên đến 6,4 kg / cm2 và chiều dài của đường ánh sáng - lên đến 5000 m. Với ống này, Rank đã thực hiện các phép đo mới trong phòng thí nghiệm về đường CO2 và H2O, có thể xác định lượng nước kết tủa (H2O) và CO2 trong khí quyển của sao Hỏa. Các phép đo được thực hiện theo yêu cầu của các nhà vật lý thiên văn người Mỹ L. Kaplan, D. Munch và K. Spinrad và phải xác nhận tính đúng đắn của việc xác định các dải quay của các vạch H2O xung quanh X = 8300 A và CO2 khoảng X = 8700 A.

Các nghiên cứu trong phòng thí nghiệm về quang phổ hấp thụ phân tử trong phòng thí nghiệm mặt trăng và hành tinh của Đại học Arizona đang được thực hiện với thành công lớn. T. Owen tham gia tích cực vào các công việc này. Một ống hấp thụ dài 22 m và đường kính 250 mm với nhiều đường truyền ánh sáng được lắp đặt trong phòng thí nghiệm. ' Ống thép, lót sắt điện phân bên trong. Quang phổ trong phòng thí nghiệm thu được trên một máy quang phổ nhiễu xạ với độ tán sắc tuyến tính 2,5 A / mm. Các nghiên cứu chính là mêtan (CH4) và amoniac (NHa). Nghiên cứu được thực hiện trong một phạm vi áp suất rộng và ở độ dài hấp thụ lớn. Nguồn sáng là mặt trời hoặc đèn sợi đốt. Vì vậy, ví dụ, đối với công trình "Xác định thành phần của khí quyển và áp suất trên bề mặt sao Hỏa", được thực hiện bởi Owen và Kuiper (1954), trong phòng thí nghiệm yêu cầu điều tra X = 1,6 μ băng trong cacbon đioxit (CO2) tinh khiết trong các điều kiện sau:

Owen và Kuiper cũng đã tiến hành một nghiên cứu về việc bổ sung khí ngoại. Các tác giả lưu ý rằng nếu tổng hàm lượng CO2 được xác định từ các dải yếu, theo kinh nghiệm người ta có thể tìm thấy áp suất khí quyển, đặc biệt là trên sao Hỏa, từ các phép đo dải X = 1,6 micron và phát hiện sự hiện diện của bất kỳ thành phần nào khác. Nhưng việc xác định theo kinh nghiệm về ảnh hưởng của áp suất trong hỗn hợp khí tại vị trí lắp đặt này là không thể, vì cần phải có chiều dài đường dẫn tia bằng hai độ cao của bầu khí quyển đồng nhất của sao Hỏa, tức là khoảng 40 km. Trong thí nghiệm của Kuiper và Owen, con đường hấp thụ chỉ là 4 km, tức là ít hơn 10 lần.

Khi vào năm 1966, J. Kuiper, R. Wilod và T. Owen thu được quang phổ của Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương, hóa ra chúng chứa một số dải hấp thụ chưa xác định. Vì rất có thể bầu khí quyển của những hành tinh này được cấu tạo bởi mêtan (CH4), các nghiên cứu trong phòng thí nghiệm đã được thực hiện với nó. Phổ trong phòng thí nghiệm thu được ở các đường quang học rất lớn và độ hiếm vừa phải. Ví dụ, một phần quang phổ của CH4 trong dải bước sóng 7671 và 7430 A thu được ở độ dài hấp thụ hiệu dụng là 1 940 m atm, và một phần của quang phổ trong dải 7587, 7470 A và ngắn hơn - ở a chiều dài 2 860 m atm.

Chỉ có sự so sánh quang phổ của Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương với quang phổ trong phòng thí nghiệm đã giúp chúng ta có thể tự tin xác định các dải chưa biết và chứng minh rằng sự hấp thụ trong bầu khí quyển của các hành tinh này chủ yếu là do mêtan gây ra. Với ống hấp thụ có thể tái sử dụng của Viện Nghiên cứu Illinois (ILI dài 12,5 m, đường kính 125 mm; làm bằng thép không gỉ), Owen đã thực hiện nghiên cứu về mêtan, hơi nước, amoniac. Chiều dài đường đi của ánh sáng là 1000 m, tức là ánh sáng ở phía trước và hướng lùi trong ống truyền 80 lần. Quang phổ của các chất khí thu được trong phòng thí nghiệm được so sánh với quang phổ của Sao Mộc, Sao Kim và Mặt Trăng. Bằng cách này, Owen đã tiến hành xác định các dải chưa biết trong quang phổ của các hành tinh này.Quang phổ của những hành tinh này thu được tại Đài quan sát McDonald với một gương phản xạ 82 ", một phản xạ 84" và một kính thiên văn năng lượng mặt trời 60 "tại Đài quan sát Quốc gia Kitt Peak. Một nghiên cứu chi tiết về quang phổ cho phép chúng tôi kết luận rằng các dải hấp thụ do mêtan, amoniac và hydro gây ra được xác định một cách tự tin trong bầu khí quyển của Sao Mộc. Đối với các khí khác, cần phải thực hiện một số thử nghiệm trong phòng thí nghiệm.

Tại hội nghị chuyên đề quốc tế ở Kiev (1968) Owen đã báo cáo kết quả xác định quang phổ của các khí chứa trong bầu khí quyển của Sao Mộc, Sao Thổ và Sao Thiên Vương.

Chúng tôi lưu ý rằng không phải lúc nào cũng có thể phân tích và xác định các phổ thu được của các thiên thể bằng cách so sánh trực tiếp với phổ trong phòng thí nghiệm. Điều này có thể được giải thích là do sự kích thích và phát sáng của môi trường khí trên các thiên thể thường xảy ra trong các điều kiện hóa lý rất phức tạp mà không thể tái tạo chính xác trong các phòng thí nghiệm trên mặt đất. Do đó, khi so sánh với quang phổ trong phòng thí nghiệm, cấu trúc của các dải phân tử và cường độ của chúng vẫn còn mơ hồ. Sau đó, bạn phải dùng đến các phương pháp nhận dạng gián tiếp. Ví dụ, chúng ta hãy đưa ra trường hợp với bản đồ quang phổ của đỉnh trung tâm của miệng núi lửa Alphonse, được N.A.Kozyrev thu được vào ngày 3 tháng 11 năm 1958 và được ông xử lý trong cùng năm. Quang phổ được xác định bởi sự trùng hợp của một số dải C2 đã biết. Tuy nhiên, độ sáng cực đại của dải tại A = 4740 A cần một lời giải thích đặc biệt, vì không thể thu được phổ tương tự trong phòng thí nghiệm. Kozyrev giải thích sự thay đổi này bằng thực tế là một phân tử phức tạp bị ion hóa dưới tác dụng của bức xạ cứng của Mặt trời, và kết quả là, gốc C2 được hình thành, thuộc về dải dịch chuyển, không trùng với các dải đã biết. trong khu vực này. Vì Kozyrev đã đưa ra một kết luận rất táo bạo trên cơ sở những kết quả này về năng lượng bên trong của mặt trăng và về sự phát xạ khí của núi lửa, nên người ta đã quyết định xử lý lại tấm quang phổ độc đáo này. Quá trình này được thực hiện bởi A. A. Kalinyak, sử dụng phương pháp đo vi quang. Kết luận của Kozyrev đã được xác nhận.

Cùng với sự phát triển của công nghệ tên lửa và việc phóng tên lửa ra bên ngoài bầu khí quyển của Trái đất, người ta có thể thu được các thông số vật lý mới về cơ bản của khí quyển hành tinh và nghiên cứu các đặc tính của các thiên thể mà trước đây không thể quan sát được. Nhưng trong quá trình xử lý và phân tích các quan sát thu được cả với sự trợ giúp của tên lửa và các phương tiện mặt đất, những khó khăn lớn đang gặp phải, đó là do thiếu nghiên cứu trong phòng thí nghiệm. Những khó khăn này có thể được loại bỏ bằng công việc thực nghiệm của các nhà quang phổ-nhà vật lý và nhà vật lý thiên văn, những người có mối quan tâm không chỉ trùng hợp mà còn trùng lặp trong việc nghiên cứu phổ hấp thụ và phát xạ nguyên tử và phân tử. Do đó, các nhiệm vụ phải đối mặt chỉ có thể được giải quyết thành công bằng cách làm việc chung trong các phòng thí nghiệm trên mặt đất. Do đó, bất chấp những tiến bộ to lớn trong việc nghiên cứu bầu khí quyển hành tinh bằng công nghệ tên lửa, các phòng thí nghiệm trên mặt đất phải đóng một vai trò quan trọng và không bao giờ mất đi tầm quan trọng của chúng đối với vật lý thiên văn.

L.A. Mitrofanova

Các ấn phẩm tương tự

Làm thế nào để "xây dựng" một phân tử?

Chỉ huy súng điện tử

Thế kỷ XXI đang đạt được đà phát triển