Astro-Spektren im Labor

Unabhängig davon, welche Daten Astronomen und Astrophysiker über Himmelskörper erhalten, können diese Daten in der Regel nur anhand der Regelmäßigkeiten entschlüsselt werden, die in bodengestützten Labors bei der Untersuchung terrestrischer Objekte ermittelt wurden.

Eine geniale Methode zur Modellierung von Planetenatmosphären in einem Absorptionsrohr und mögliche Anwendungen dieser Methode werden in diesem Artikel beschrieben.

Spektren planetarischer Atmosphären

Die spektrale Untersuchung planetarischer Atmosphären ist eines der dringenden Probleme der modernen Astrophysik. Diese komplexe, große Aufgabe kann jedoch nicht nur von Astronomen ohne die Einbeziehung von Spezialisten für verwandte Wissenschaften erfolgreich gelöst werden. Zum Beispiel können Astronomen nicht auf die Ergebnisse von Laboruntersuchungen von Spektroskopikern und Physikern verzichten, um molekulare Absorptionsspektren zu untersuchen, ohne die physikalischen Konstanten von Molekülen und ihre Struktur zu bestimmen. Nur wenn uns eine ausreichende Anzahl von Molekülkonstanten und Spektralatlanten von Molekülen zur Verfügung steht, können die Spektren von Planetenatmosphären und anderen Himmelskörpern identifiziert werden. Dies gilt für jede Beobachtungsmethode, sei es für die bodengestützte Astronomie (optische oder Radioastronomiemethoden) oder für die Ergebnisse, die mit Raketen erzielt wurden, die außerhalb der Erdatmosphäre abgefeuert wurden.

Die Spektren von Planetenatmosphären bestehen hauptsächlich aus Molekülbanden, die zu Molekülen von Kohlendioxid (CO2), Kohlenmonoxid (CO), Methan (SND von Ammoniak (NH3), Stickstoff (N2), Sauerstoff (O2) gehören, d. H. Hauptsächlich zwei -, drei- und vieratomige Moleküle. Gegenwärtig können wir fast sicher über die qualitative chemische Zusammensetzung der Atmosphären der meisten Planeten sprechen. Sie wurde nach sorgfältiger Untersuchung astronomischer Spektrogramme, die mit optischen Methoden und unter Verwendung radioradonomischer Beobachtungen erhalten wurden, ermittelt. Darüber hinaus sind die Ergebnisse der sowjetischen Raumstation " Venus-4 "ermöglichte nicht nur die Angabe von Informationen über eine genauere qualitative chemische Zusammensetzung der Venusatmosphäre, sondern auch die Klärung ihrer quantitativen Zusammensetzung, Temperatur und ihres Drucks.

Die quantitative chemische Zusammensetzung der Atmosphären anderer Planeten muss noch gründlich überprüft und verfeinert werden. Bisher haben Astronomen große Schwierigkeiten, die Streifenspektren der Planetenatmosphäre zu identifizieren und zu untersuchen. Diese Schwierigkeiten werden in der Regel dadurch verursacht, dass unser Labor- und theoretisches Wissen über die Struktur und Eigenschaften selbst einfacher Moleküle begrenzt ist. Daher müssen wir bei der Untersuchung des astronomischen Spektrums zunächst bestimmen, welches der Moleküle es gegeben hat, und dann laut Laborstudien die Eigenschaften und die Struktur der Banden dieses Moleküls klären.

Mehratomige Moleküle, insbesondere triatomische, die in Kometen und Planeten vorkommen, sind noch weniger untersucht.

Es sollte beachtet werden, dass es nicht immer möglich ist, unter Laborbedingungen leicht und einfach dieselben Moleküle zu erhalten, die beispielsweise in Sternatmosphären gefunden werden. Schauen wir uns ein interessantes Beispiel an.

1926 beobachteten P. Merrill und R. Sanford bei einigen Kohlenstoffsternen vom Typ RV Dragon sehr starke Absorptionsbanden, die jedoch jahrzehntelang nicht sicher identifiziert werden konnten. Aus theoretischen Gründen wurde angenommen, dass diese Banden durch ein komplexes Molekül verursacht werden - das triatomische S1C2.

Zur korrekten Lösung des Problems wurden Laborexperimente durchgeführt. 1956 versuchte W. Clement, diese Banden im Labor zu erhalten. Bei der Vorbereitung der Experimente ging er von folgender Überlegung aus: Die Spektren des Cr-Moleküls werden in einer Reihe von Sternen beobachtet und sind gut untersucht. Das Spektrum des Siliziummoleküls ist im Labor gut untersucht, wurde jedoch in den astronomischen Spektren nicht erwähnt.Daher schlug Clement vor, dass in Gegenwart von Kohlenstoff und Silizium ein unipolares SiC-Molekül gebildet wird, das sowohl in astronomischen Spektren als auch im Labor beobachtet werden sollte, obwohl dies erst 1961 möglich war. Dann argumentierte Clement wie folgt: Wenn S1 zum Hochtemperaturofen des Königs gegeben wird, der aus reiner gepresster Kohle besteht, sollte bei einer bestimmten Ofenheiztemperatur (eine Temperatur von 2500-3000 ° K im Ofen) ein Absorptionsspektrum beobachtet werden, das zum SiC-Molekül gehört. Das von Clement erhaltene Spektrum erwies sich jedoch als komplexer und anders als das für SiC erwartete. Dann verglichen sie das im Labor erhaltene Spektrum mit dem nicht identifizierten Spektrum eines der coolen Sterne vom Typ RV Dragon, und es stellte sich heraus, dass die Banden gut übereinstimmten. Aus dem Experiment wurde nur eines klar: Clement konnte das Sternenspektrum im Labor reproduzieren. Es war jedoch unmöglich zu bestimmen, welches bestimmte Molekül dieses Spektrum ergab.

Das Molekül blieb unbekannt. Nur gab es mehr Grund zu der Annahme, dass nur Kohlenstoff und Silizium ein solches Spektrum liefern könnten.

Zusätzlich zeigte die Schwingungsanalyse, dass das gewünschte Molekül ein schweres Atom enthält, kombiniert mit zwei zugehörigen leichteren. Daraus wurde eine Schlussfolgerung gezogen (die einer weiteren Bestätigung bedarf): Dieses komplexe Spektrum wird höchstwahrscheinlich vom S1C2-Molekül bereitgestellt. In seiner Forschung erhielt Clement Spektrogramme bei einer hohen Temperatur der Quelle des Spektrums, so dass die Feinstruktur der Banden nicht im Detail bestimmt werden konnte. Diese Unvollkommenheit des durchgeführten Experiments ermöglichte keine endgültige Identifizierung der Merrill- und Sanford-Banden.

Derzeit sind die Forscher wieder auf dieses Thema zurückgekommen. Kanadische Physiker widmen der Suche nach einer Lichtquelle große Aufmerksamkeit, die ein molekulares Spektrum liefert, das den gestreiften Spektren von Kohlenstoffsternen ähnelt. Prof. Prof. G. Herzberg berichtet, dass er und sein Mitarbeiter R. Verma im Labor die Banden des SiC2-Moleküls bei niedrigen Temperaturen beobachten konnten - Herzberg äußert die Hoffnung, dass eine gründliche Untersuchung der neuen Spektren mit einer höheren Auflösung es ermöglichen wird, die Rotationsstruktur sicherer zu analysieren und den Trägheitsmoment dieses mysteriösen Moleküls zu bestimmen.

Viele Wissenschaftler erwarten die Ergebnisse dieser Studie mit großem Interesse und hoffen, dass die Quelle des molekularen Spektrums endlich gefunden wird, wodurch die Merrill- und Sanford-Banden endgültig identifiziert werden können. Das SiC2-Molekül ist dann das erste mehratomige Molekül, das sicher in der Atmosphäre eines Sterns gefunden wird.

In der Atmosphäre von Sternen und Kometen wurden auch andere Moleküle wie CH +, C3, NH2 identifiziert, die nur schwer und sehr selten in Laboratorien unter besonders kontrollierten Bedingungen erhalten werden können. Im Allgemeinen wurden molekulare Spektren aufgrund ihrer komplexen Struktur viel schlechter untersucht als atomare.

Die Spektren von Atomen verschiedener chemischer Elemente wurden fast gut untersucht, obwohl eine Reihe von Fragen noch ungelöst sind. Jetzt haben wir die notwendige Menge an absolut zuverlässigen Informationen über die physikalischen Konstanten der Spektren von Atomen. Vielleicht werden deshalb Atomspektren in verschiedenen Bereichen der Wissenschaft lange Zeit eine dominierende Rolle gegenüber molekularen spielen.

Die Laboruntersuchung der Spektren von Molekülen von astrophysikalischem Interesse hat seit den vierziger Jahren unseres Jahrhunderts besondere Aufmerksamkeit erhalten. Bisher gibt es jedoch noch keine guten, vollständigen Nachschlagewerke zu den untersuchten Molekülen.

Absorptionsrohre mit großem Absorptionsweg

Molekulare Absorptionsspektren sind komplexer als atomare. Sie bestehen aus einer Anzahl von Bändern, und jedes Band besteht aus einer großen Anzahl einzelner Spektrallinien. Zusätzlich zur Translationsbewegung hat ein Molekül auch innere Bewegungen, die aus der Rotation des Moleküls um seinen Schwerpunkt, den Schwingungen der Kerne der Atome, aus denen das Molekül besteht, relativ zueinander und der Bewegung der Elektronen, aus denen die Elektronenhülle des Moleküls besteht, bestehen.

Um molekulare Absorptionsbanden in einzelne Spektrallinien aufzulösen, müssen hochauflösende Spektralgeräte verwendet und Licht durch Absorptionsröhren (Absorptionsröhren) übertragen werden. Die Arbeiten wurden zunächst mit kurzen Rohren und bei Drücken der untersuchten Gase oder ihrer Gemische aus mehreren zehn Atmosphären durchgeführt.

Es stellte sich heraus, dass diese Technik nicht dazu beiträgt, die Struktur des Spektrums der Molekülbanden aufzudecken, sondern sie im Gegenteil auswäscht. Deshalb mussten sie es sofort aufgeben. Danach folgten wir dem Weg, Absorptionsröhren mit mehrfachem Lichtdurchgang zu erzeugen. Das optische Schema einer solchen Absorptionsröhre wurde erstmals 1942 von J. White vorgeschlagen. In Röhren, die nach dem Schema von White konstruiert wurden, können äquivalente optische Wege für absorbierende Schichten von mehreren Metern bis zu mehreren hunderttausend Metern erhalten werden. Der Druck der untersuchten reinen Gase oder Gasgemische variiert zwischen Hundertstel und Zehntausend und Hunderten von Atmosphären. Die Verwendung solcher Absorptionsröhrchen zur Untersuchung molekularer Absorptionsspektren hat sich als sehr effektiv erwiesen.

Um die Spektren von Molekülbanden in separate Spektrallinien aufzulösen, ist daher eine spezielle Art von Ausrüstung erforderlich, die aus hochauflösenden Spektralgeräten und Absorptionsröhren mit mehreren Lichtdurchgängen besteht. Um die erhaltenen Spektren der Planetenatmosphäre zu identifizieren, ist es notwendig, sie direkt mit den Laboratmosphären zu vergleichen und auf diese Weise nicht nur die Wellenlängen zu ermitteln, sondern auch die chemische Zusammensetzung sicher zu bestimmen und die Drücke in den Atmosphären der Planeten aus der Verbreiterung der Spektrallinien abzuschätzen. Die gemessene Absorption in Absorptionsröhren kann in ihrer Größe mit der Absorption in der Atmosphäre eines Planeten verglichen werden. Folglich können in Absorptionsröhren mit mehreren Lichtdurchgängen, wenn sich der Druck der untersuchten reinen Gase oder ihrer Gemische ändert, die Atmosphären der Planeten simuliert werden. Es ist jetzt realistischer geworden, dass es möglich ist, das Temperaturregime in den Rohren innerhalb einiger hundert Grad Kelvin zu ändern.

Optisches Layout des J. White Absorptionsrohrs

Das Wesen der Erfindung von J. White läuft auf Folgendes hinaus: Es werden drei sphärische konkave Spiegel mit genau gleichen Krümmungsradien aufgenommen. Einer der Spiegel (A) ist an einem Ende innerhalb des Rohrs installiert, und die anderen beiden (B, C), die zwei gleiche Teile des geschnittenen Spiegels sind, befinden sich am anderen Ende. Der Abstand zwischen dem ersten Spiegel und den beiden anderen ist gleich dem Krümmungsradius der Spiegel. Das Rohr ist hermetisch abgedichtet. Das Vakuum im Rohr wird auf Zehntel oder Hundertstel mm Hg erzeugt. Art., Und dann wird das Rohr bis zu einem bestimmten Punkt (je nach Aufgabe, Druck) mit dem Testgas gefüllt. Die Spiegel im Rohr werden so installiert, dass das in das Rohr eintretende Licht von den Spiegeln reflektiert wird und eine bestimmte Anzahl von Malen in Vorwärts- und Rückwärtsrichtung durchläuft.

Gegenwärtig werden alle Absorptionsröhren nach dem Schema von J. White hergestellt, wobei das Design des von G. Herzberg und N. Bernstein 1948 eingeführten Frontspiegels geändert wurde. Herzberg verwendete ein optisches Schema, um einen langen Lichtabsorptionsweg in einer Absorptionsröhre mit einem Spiegelkrümmungsradius von 22 m und 22 m zu erhalten Rohrdurchmesser 250 mm. Das Rohr besteht aus elektrolytischem Eisen. In einer von Herzbergs Arbeiten zur Untersuchung der Absorptionsspektren von Kohlendioxid (CO 2) betrug der Absorptionsweg des Lichts 5.500 m, was 250 Durchgängen zwischen Spiegeln entspricht. Ein derart großer Absorptionsweg, dh eine große optische Tiefe, wurde nur dank des von White vorgeschlagenen ausgeklügelten optischen Schemas erhalten.

Die Grenze für die Anzahl der Lichtpassagen wird durch den Reflexionsverlust und die Anzahl der Bilder festgelegt, die auf Spiegel C erhalten werden können. Bei der Konstruktion von Absorptionsrohren stoßen Konstrukteure auf große mechanische Schwierigkeiten. Zuallererst ist dies die Entwicklung des Spiegelrahmens und seiner Befestigungs-, Einstell- und Fokussierungsmechanismen, Ausgänge der Steuermechanismen nach außen.Wenn das Rohr relativ kurz ist, befinden sich die Spiegel auf einem gemeinsamen Plateau, das nach der Installation der Spiegel in das Rohr gedrückt wird. Wenn das Rohr lang ist, wird die Installation von Spiegeln viel schwieriger.

Es ist sehr wichtig, aus welchem ​​Material die Rohre bestehen. Es werden elektrolytisch reines Eisen, Edelstahl und Invar verwendet. Das Innere des Stahlrohrs ist mit elektrolytisch reinem Eisen beschichtet. Soweit wir wissen, sind die Wände in den Rohren insbesondere in jüngster Zeit nicht mit Vakuumlacken bedeckt. Die Wahl des Materials zum Abdecken der Oberfläche von Spiegeln hängt vom Spektralbereich ab, in dem die Arbeiten ausgeführt werden. Dementsprechend werden Gold, Silber oder Aluminium verwendet. Es werden auch dielektrische Beschichtungen verwendet.

Absorptionsrohr des Pulkovo-Observatoriums

Unser Absorptionsrohr besteht aus Stahl, ist einteilig gezogen und aus verschiedenen Längen geschweißt. 8-10 m. Die Gesamtlänge beträgt 96,7 m, der Innendurchmesser 400 mm, die Wandstärke 10 mm. Vorübergehend werden zwei aluminiumbeschichtete Spiegel mit einem Durchmesser von nur 100 mm und einem Krümmungsradius von 96 m in das Rohr eingebaut. Das Rohr enthält auch Objektive. Mit Hilfe von zwei Spiegeln bekommen wir dreimal eine Reise. Wenn wir zwei weitere Spiegel nehmen und sie entsprechend in der Röhre platzieren, wird das Licht fünfmal durchgelassen, was wir kürzlich getan haben.

In unseren Arbeiten haben wir also die folgenden Absorptionswege: 100 m, 300 m, 500 m. Dies ist unter Berücksichtigung der Abstände von der Lichtquelle zum Eingangsfenster der Röhre und der Entfernung, die der Lichtstrahl vom Ausgangsfenster zum Spektrographenspalt zurücklegt.

In Zukunft sollen die Spiegel durch große ersetzt werden - mit einem Durchmesser von 380 mm und einem Krümmungsradius von 100 m. Das entsprechende optische Schema wird durch das klassische Weißschema mit einer von Herzberg und Bernstein eingeführten Änderung ersetzt. Alle optischen Berechnungen müssen so durchgeführt werden, dass die effektive Länge des Absorptionsweges für 50-60 Passagen 5000-6000 m beträgt.

Unser Absorptionsrohr ist eines der längsten, daher mussten bei der Konstruktion einiger seiner Komponenten neue Lösungen gefunden werden. Sollten die Spiegel beispielsweise auf einer mit dem Rohrkörper verbundenen Basis montiert oder unabhängig vom Rohr auf separaten Fundamenten installiert werden? Dies ist eine der sehr schwierigen Fragen (wir geben keine anderen), und die Zuverlässigkeit und Genauigkeit der Ausrichtung und Ausrichtung der Spiegel hängt von der richtigen Lösung ab. Da sich die Spiegel innerhalb des Rohrs befinden, erfolgt natürlich beim Abpumpen oder beim Erzeugen von Druck im Rohr aufgrund von Verformungen der Montage der Spiegel (auch wenn diese minimal sind, eine Änderung der Richtung des Lichtstrahls. Dieses Problem erfordert auch eine spezielle Lösung sowie die Bestimmung der Anzahl des durch das Rohr hindurchtretenden Lichts Wir werden die Ausrichtung und Fokussierung der Spiegel mit einem Laser durchführen.

Ein Vakuumbeugungsspektrograph wird neben dem Absorptionsrohr platziert. Es wird nach einem Autokollimationsschema zusammengesetzt. Ein flaches Beugungsgitter mit 600 Linien pro Millimeter ergibt eine lineare Dispersion in der zweiten Ordnung von 1,7 A / mm. Wir haben eine 24 V, 100 W Glühlampe als kontinuierliche Spektrumquelle verwendet.

Neben der Installation und Untersuchung des Rohrs wurde nun die Untersuchung der A-Bande des molekularen Absorptionsspektrums von Sauerstoff (O2) abgeschlossen. Die Arbeit zielte darauf ab, Änderungen der äquivalenten Absorptionslinienbreiten in Abhängigkeit vom Druck aufzudecken. Die äquivalenten Breiten werden für alle Wellenlängen von 7598 bis 7682 A berechnet. Die Spektrogramme 1 und 2 zeigen die Absorptionsspektren der A-Bande. Es wird auch daran gearbeitet, den Effekt der Erhöhung der äquivalenten Breiten in Abhängigkeit von der Anwesenheit eines Fremdgases zu identifizieren. Nehmen Sie zum Beispiel Kohlendioxid (CO2) und fügen Sie etwas Stickstoff (N2) hinzu.

In unserem Labor werden Arbeiten zur Untersuchung molekularer Absorptionsspektren von L. N. Zhukova, V. D. Galkin und dem Autor dieses Artikels durchgeführt.Wir versuchen, unsere Untersuchungen so auszurichten, dass ihre Ergebnisse zur Lösung astrophysikalischer Probleme beitragen, hauptsächlich in der planetaren Astronomie.

Die Verarbeitung sowohl von Labor- als auch von astronomischen molekularen Absorptionsspektren, die durch fotografische oder photoelektrische Aufzeichnungsverfahren erhalten werden, ist sehr mühsam und zeitaufwendig. Um diese Arbeit an der University of California zu beschleunigen, begann J. Phillips bereits 1957 mit der Verarbeitung molekularer Absorptionsspektren mit einem IBM-701-Computer. Zunächst wurde das Programm für die C2- und NO-Spektren zusammengestellt. Gleichzeitig wurden Tabellen für CN erstellt. Phillips glaubt, dass die Maschine zunächst die Spektren von Molekülen von astorophysikalischem Interesse verarbeiten muss: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

Die Vorteile der Computertechnologie liegen auf der Hand und sollten häufig zur Verarbeitung experimenteller Ergebnisse verwendet werden.

Laborforschung und astronomische Spektren

Eine große Gruppe von Physikern untersucht die molekularen Absorptionsspektren, die in Absorptionsröhren mit mehrfacher Lichtdurchlässigkeit erhalten werden. Zunächst möchte ich die große Rolle und das Verdienst von prof. G. Herzberg (Ottawa, Kanada). Seine experimentellen und theoretischen Arbeiten, wie seine Monographien,
liegen die Grundlage dieses Wissenschaftsbereichs. Einer der führenden Orte in der Forschung und insbesondere bei der Untersuchung der Spektren von Quadrupolmolekülen ist die Arbeit von prof. D. Rank (Pennsylvania, USA). Bei den jüngeren Forschern ist die Arbeit von T. Owen (Arizona, USA) zu übersehen, der seine Laborexperimente sehr erfolgreich mit astrophysikalischen Beobachtungen kombiniert.

Wir haben bereits im ersten Teil dieses Artikels ein Beispiel für eine fruchtbare Kombination von Labor- und astrophysikalischen Methoden gegeben. Es geht um die Identifizierung molekularer Banden im Spektrum eines RV-Drachensterns. Betrachten Sie als zweites Beispiel die gemeinsame Arbeit von G. Herzberg und D. Kuiper zur Untersuchung von Planetenspektren, die auf einem direkten Vergleich mit Laborspektren beruhen.

Kuiper am McDonald Observatory erhielt die Spektren von Venus und Mars mit einer hohen Auflösung im Wellenlängenintervall von 14 bis 2,5 Mikrometern. Es wurden insgesamt 15 Banden festgestellt, die mit den Molekülbanden von Kohlendioxid (CO2) identifiziert wurden. Eine Bande in der Nähe von X = 2,16 Mikrometer war fraglich. Herzberg und Kuiper führten zusätzliche Laboruntersuchungen zu CO2 durch, die zuversichtlich zeigten, dass die Absorption bei X = 2,16 μ im Spektrum der Venus auf das CO2-Molekül zurückzuführen ist. Für Laboruntersuchungen der Absorptionsspektren von CO2 durch Herzberg und Kuiper wurde ein Mehrfachdurchlauf-Absorptionsrohr des Ierki-Observatoriums mit einem Spiegelkrümmungsradius von 22 m, ebenfalls 22 m lang und 250 mm Durchmesser verwendet. Das Rohr besteht aus elektrolytischem Eisen. Vor dem Befüllen des Röhrchens mit dem Testgas wurde es auf mehrere mm Hg abgepumpt. Kunst. (Später begannen sie, ein Vakuum von bis zu Zehntel mm Hg zu erreichen. Art.). In ihrer ersten Arbeit variierten Herzberg und Kuiper den CO2-Druck im Rohr im Bereich von 0,12 bis 2 atm. Die Länge der absorbierenden Schicht betrug 88 m und 1400 m, d. H. Im ersten Fall trat das Licht viermal durch das Rohr und im zweiten 64mal. Von der Röhre wurde Licht zum Spektrometer geleitet. In dieser Arbeit verwendeten wir dasselbe Spektrometer, mit dem die Spektren von Venus und Mars erhalten wurden. Die Wellenlängen der CO2-Absorptionsbanden wurden in Laborspektren bestimmt. Durch Vergleichen der Spektrogramme konnten die unbekannten Absorptionsbanden in den Spektren der Venus leicht identifiziert werden. Später wurden die Banden in den Spektren von Mars und Mond auf ähnliche Weise identifiziert. Messungen der Selbstverbreiterung von Spektrallinien, die nur durch eine Änderung des Gasdrucks oder durch die Zugabe eines anderen Gases verursacht werden, ermöglichen es, den Druck in der Atmosphäre von Planeten abzuschätzen. Es sollte beachtet werden, dass es Druck- und Temperaturgradienten in der Atmosphäre von Planeten gibt; Dies macht es schwierig, sie im Labor zu modellieren. Drittes Beispiel. Wir haben darauf hingewiesen, wie wichtig die Arbeit von prof. Getrunken.Viele von ihnen widmen sich der Untersuchung der Spektren von Quadrupolmolekülen: Stickstoff (N2), Wasserstoff (H2) und andere Moleküle. Darüber hinaus beschäftigen sich Rank und seine Mitarbeiter mit den aktuellen Themen der Bestimmung der Rotations- und Schwingungskonstanten für verschiedene Moleküle, die für Physiker und Astrophysiker so notwendig sind.

Bei der Untersuchung molekularer Absorptionsspektren im Ranque-Labor wird ein großes Absorptionsrohr mit einer Länge von 44 m und einem Durchmesser von 90 cm mit mehrfacher Lichtdurchlässigkeit verwendet. Aus Edelstahlrohr. Der Druck der untersuchten Gase kann bis zu 6,4 kg / cm2 und die Länge des Lichtwegs bis zu 5.000 m betragen. Mit diesem Rohr führte Rank neue Labormessungen der CO2- und H2O-Leitungen durch, die es ermöglichten, die Menge an gefälltem Wasser (H2O) und CO2 in zu bestimmen Atmosphäre des Mars. Die Messungen wurden auf Anfrage der amerikanischen Astrophysiker L. Kaplan, D. Munch und K. Spinrad durchgeführt und mussten die Richtigkeit ihrer Identifizierung der Rotationsbänder der H2O-Linien um X = 8300 A und CO2 um X = 8700 A bestätigen.

Laboruntersuchungen molekularer Absorptionsspektren in den Mond- und Planetenlabors der University of Arizona werden mit großem Erfolg durchgeführt. T. Owen nimmt aktiv an diesen Arbeiten teil. Im Labor ist ein 22 m langes Absorptionsrohr mit einem Durchmesser von 250 mm und mehrfacher Lichtdurchlässigkeit installiert. “ Stahlrohr, innen mit Elektrolyseisen ausgekleidet. Laborspektren werden auf einem Beugungsspektrographen mit einer linearen Dispersion von 2,5 A / mm erhalten. Die Hauptuntersuchungen sind Methan (CH4) und Ammoniak (NHa). Die Studie wird in einem breiten Druckbereich und bei einer großen Absorptionslänge durchgeführt. Die Lichtquelle ist entweder die Sonne oder eine Wolframglühlampe. So war es beispielsweise für die von Owen und Kuiper (1954) durchgeführte Arbeit "Bestimmung der Zusammensetzung der Atmosphäre und des Drucks auf der Marsoberfläche" im Labor erforderlich, die X = 1,6 μ-Bande in reinem Kohlendioxid (CO2) unter folgenden Bedingungen zu untersuchen:

Owen und Kuiper führten auch eine Studie über die Zugabe von Fremdgas durch. Die Autoren stellen fest, dass, wenn der Gesamt-CO2-Gehalt aus schwachen Banden bestimmt wird, der atmosphärische Druck, insbesondere auf dem Mars, anhand von Messungen der X = 1,6 μ-Bande empirisch ermittelt und das Vorhandensein einer anderen Komponente nachgewiesen werden kann. Eine empirische Bestimmung der Auswirkungen von Druck in Gasgemischen in dieser Anlage ist jedoch unmöglich, da eine Strahlenganglänge erforderlich ist, die zwei Höhen der homogenen Marsatmosphäre entspricht, d. H. Ungefähr 40 km. In den Experimenten von Kuiper und Owen betrug der Absorptionsweg nur 4 km, dh 10-mal weniger.

Als J. Kuiper, R. Vilod und T. Owen 1966 die Spektren von Uranus und Neptun erhielten, stellte sich heraus, dass sie eine Reihe nicht identifizierter Absorptionsbanden enthalten. Da es sehr wahrscheinlich ist, dass die Atmosphäre dieser Planeten aus Methan (CH4) besteht, wurden Laboruntersuchungen damit durchgeführt. Laborspektren wurden bei sehr großen Strahlengängen und mäßiger Verdünnung erhalten. Beispielsweise wurde ein Teil der Spektren von CH4 im Wellenlängenbereich von 7671 und 7430 A bei einer effektiven Absorptionslänge von 1 940 m atm und ein Teil der Spektren im Bereich von 7587, 7470 A und kürzer bei einer Länge von 2 860 m atm erhalten.

Nur ein Vergleich der Spektren von Uranus und Neptun mit denen des Labors ermöglichte es, die unbekannten Banden sicher zu identifizieren und zu beweisen, dass die Absorption in der Atmosphäre dieser Planeten hauptsächlich durch Methan verursacht wird. Mit dem wiederverwendbaren Absorptionsrohr des Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m lang, 125 mm Durchmesser; Edelstahl) forschte Owen an Methan, Wasserdampf und Ammoniak. Die Lichtweglänge betrug 1000 m, d. H. Licht in Die Vorwärts- und Rückwärtsrichtung in der Röhre verlief 80 Mal. Die im Labor erhaltenen Gasspektren wurden mit den Spektren von Jupiter, Venus und Mond verglichen. Auf diese Weise führte Owen die Identifizierung unbekannter Banden in den Spektren dieser Planeten durch.Die Spektren dieser Planeten wurden am McDonald Observatory mit einem 82 "Reflektor, einem 84" Reflektor und einem 60 "Solarteleskop am Kitt Peak National Observatory erhalten. Eine detaillierte Untersuchung der Spektrogramme lässt den Schluss zu, dass Absorptionsbanden, die durch Methan, Ammoniak und Wasserstoff verursacht werden, in der Jupiter-Atmosphäre sicher identifiziert werden können. Für andere Gase sind eine Reihe von Labortests erforderlich.

Auf dem internationalen Symposium in Kiew (1968) berichtete Owen über die Ergebnisse der spektroskopischen Bestimmung von Gasen in den Atmosphären von Jupiter, Saturn und Uranus.

Wir haben festgestellt, dass es nicht immer möglich ist, die erhaltenen Spektrogramme von Himmelskörpern durch direkten Vergleich mit Laborspektren zu analysieren und zu identifizieren. Dies kann durch die Tatsache erklärt werden, dass die Anregung und das Leuchten gasförmiger Medien auf Himmelskörpern häufig unter sehr komplexen physikochemischen Bedingungen auftreten, die in bodengestützten Labors nicht genau reproduziert werden können. Im Vergleich zu Laborspektren bleiben daher die Struktur der Molekülbanden und ihre Intensitäten mehrdeutig. Dann müssen Sie auf indirekte Identifikationsmethoden zurückgreifen. Nehmen wir zum Beispiel den Fall mit dem Spektrogramm des zentralen Gipfels des Mondkraters Alphonse, das N.A.Kozyrev am 3. November 1958 erhalten und im selben Jahr von ihm verarbeitet hat. Das Spektrogramm wurde durch das Zusammentreffen einer Reihe bekannter C2-Banden identifiziert. Die maximale Helligkeit des Bandes bei A = 4740 A bedurfte jedoch einer besonderen Erklärung, da im Labor kein ähnliches Spektrum erhalten werden konnte. Kozyrev erklärt diese Verschiebung durch die Tatsache, dass ein komplexes Molekül unter Einwirkung harter Sonnenstrahlung ionisiert wird und dadurch das C2-Radikal gebildet wird, zu dem die verschobene Bande gehört, die nicht mit den in dieser Region bekannten Banden übereinstimmt. Da Kozyrev auf der Grundlage dieser Ergebnisse eine sehr kühne Schlussfolgerung über die innere Energie des Mondinneren und über die vulkanische Emission von Gasen zog, wurde beschlossen, dieses einzigartige Spektrogramm erneut zu verarbeiten. Diese Verarbeitung wurde von A. A. Kalinyak unter Verwendung der Methode der Mikrophotometrie durchgeführt. Kozyrevs Schlussfolgerung wurde bestätigt.

Im Zusammenhang mit der Entwicklung der Raketentechnologie und dem Abschuss von Raketen außerhalb der Erdatmosphäre wurde es möglich, grundlegend neue physikalische Parameter der Planetenatmosphäre zu erhalten und die Eigenschaften von Himmelskörpern zu untersuchen, die zuvor nicht beobachtbar waren. Bei der Verarbeitung und Analyse von Beobachtungen, die sowohl mit Hilfe von Raketen als auch mit Bodenmitteln erhalten wurden, treten jedoch große Schwierigkeiten auf, die auf den Mangel an Laborforschung zurückzuführen sind. Diese Schwierigkeiten können durch die experimentelle Arbeit von Spektroskopikern, Physikern und Astrophysikern beseitigt werden, deren Interessen nicht nur übereinstimmen, sondern sich auch bei der Untersuchung atomarer und molekularer Absorptions- und Emissionsspektren überschneiden. Folglich können die Aufgaben, mit denen sie konfrontiert sind, nur durch gemeinsame Arbeit in bodengebundenen Labors erfolgreich gelöst werden. Daher sollten bodengestützte Laboratorien trotz der enormen Fortschritte bei der Untersuchung der Planetenatmosphäre mithilfe der Raketentechnologie eine wichtige Rolle spielen und in keiner Weise ihre Bedeutung für die Astrophysik verlieren.

L. A. Mitrofanova

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