Astro spectra ในห้องปฏิบัติการ

ไม่ว่านักดาราศาสตร์และนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์จะได้รับข้อมูลใดเกี่ยวกับวัตถุท้องฟ้าก็เป็นไปได้ที่จะถอดรหัสข้อมูลเหล่านี้ตามกฎแล้วโดยอาศัยรูปแบบที่ได้มาจากห้องปฏิบัติการภาคพื้นดินในการศึกษาวัตถุบนบกเท่านั้น

วิธีการอันชาญฉลาดในการสร้างแบบจำลองบรรยากาศของดาวเคราะห์ในท่อดูดกลืนและการประยุกต์ใช้วิธีนี้ได้อธิบายไว้ในบทความนี้

สเปกตรัมของบรรยากาศของดาวเคราะห์

การศึกษาชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ในเชิงสเปกตรัมเป็นหนึ่งในปัญหาเฉพาะของฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ อย่างไรก็ตามปัญหาใหญ่ที่ซับซ้อนนี้ไม่สามารถแก้ไขได้สำเร็จโดยนักดาราศาสตร์เท่านั้นโดยไม่ต้องมีผู้เชี่ยวชาญในวิทยาศาสตร์ที่เกี่ยวข้องเข้ามาเกี่ยวข้อง ตัวอย่างเช่นนักดาราศาสตร์ไม่สามารถทำได้หากไม่มีผลการศึกษาในห้องปฏิบัติการของนักฟิสิกส์สเปกโตรสโคปิสต์เพื่อศึกษาสเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลโดยไม่พิจารณาค่าคงที่ทางกายภาพของโมเลกุลและโครงสร้าง เมื่อเรามีค่าคงที่ของโมเลกุลและแผนที่สเปกตรัมของโมเลกุลในปริมาณที่เพียงพอแล้วเราจึงสามารถระบุสเปกตรัมของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์และวัตถุท้องฟ้าอื่น ๆ ได้ สิ่งนี้ใช้กับวิธีการสังเกตใด ๆ ไม่ว่าจะเป็นดาราศาสตร์บนพื้นดิน (วิธีดาราศาสตร์เชิงแสงหรือวิทยุ) หรือผลที่ได้รับจากการใช้จรวดที่ปล่อยนอกชั้นบรรยากาศของโลก

สเปกตรัมของบรรยากาศดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยแถบโมเลกุลที่เป็นของโมเลกุลของก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ (CO2) คาร์บอนมอนอกไซด์ (CO) มีเทน (แอมโมเนีย SND (NH3) ไนโตรเจน (N2) ออกซิเจน (O2) เช่นส่วนใหญ่เป็นสอง - , โมเลกุลสามและสี่อะตอมในปัจจุบันเราสามารถพูดเกี่ยวกับองค์ประกอบทางเคมีเชิงคุณภาพของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ได้อย่างมั่นใจมันถูกสร้างขึ้นหลังจากการศึกษาอย่างรอบคอบเกี่ยวกับสเปกโตรแกรมทางดาราศาสตร์ที่ได้จากวิธีการทางแสงและด้วยความช่วยเหลือของการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์วิทยุ นอกจากนี้ผลลัพธ์ของสถานีอวกาศโซเวียต "Venus-4" ไม่เพียง แต่ให้ข้อมูลเกี่ยวกับองค์ประกอบทางเคมีเชิงคุณภาพที่แม่นยำยิ่งขึ้นของชั้นบรรยากาศของดาวศุกร์เท่านั้น แต่ยังช่วยชี้แจงองค์ประกอบเชิงปริมาณอุณหภูมิและความดันด้วย

สำหรับองค์ประกอบทางเคมีเชิงปริมาณของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ดวงอื่นนั้นยังคงต้องมีการตรวจสอบและปรับแต่งอย่างจริงจัง จนถึงขณะนี้นักดาราศาสตร์พบกับความยากลำบากอย่างมากในการระบุและศึกษาสเปกตรัมของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ ตามกฎแล้วความยากลำบากเหล่านี้เกิดจากข้อเท็จจริงที่ว่าห้องปฏิบัติการและความรู้ทางทฤษฎีของเราเกี่ยวกับโครงสร้างและคุณสมบัติของโมเลกุลที่เรียบง่ายมี จำกัด ดังนั้นเมื่อศึกษาสเปกตรัมทางดาราศาสตร์ก่อนอื่นเราต้องพิจารณาว่าโมเลกุลใดให้มันจากนั้นจากการศึกษาในห้องปฏิบัติการชี้แจงคุณสมบัติและโครงสร้างของแถบของโมเลกุลนี้

โมเลกุลโพลีอะตอมและโดยเฉพาะอย่างยิ่งโมเลกุลไตรอะตอมที่พบในดาวหางและดาวเคราะห์นั้นมีการศึกษาน้อยกว่าด้วยซ้ำ

ควรสังเกตว่าเป็นไปไม่ได้เสมอไปที่จะได้มาอย่างง่ายดายและง่ายดายในสภาพห้องปฏิบัติการโมเลกุลเดียวกันกับที่พบในบรรยากาศของดาวฤกษ์ ลองดูตัวอย่างหนึ่งที่น่าสนใจ

ในปีพ. ศ. 2469 P. Merill และ R. จริงด้วยเหตุผลทางทฤษฎีสันนิษฐานว่าวงดนตรีเหล่านี้เกิดจากโมเลกุลที่ซับซ้อน - ไตรอะตอม S1C2

สำหรับวิธีการแก้ปัญหาที่ถูกต้องได้มีการตั้งค่าการทดลองในห้องปฏิบัติการ ในปีพ. ศ. 2499 W. Clement พยายามหาแถบเหล่านี้ในห้องปฏิบัติการ เมื่อตั้งค่าการทดลองเขาดำเนินการจากการพิจารณาดังต่อไปนี้: สเปกตรัมของโมเลกุล Cr นั้นสังเกตเห็นได้ในดาวจำนวนมากและได้รับการศึกษาอย่างดี สเปกตรัมของโมเลกุลซิลิกอนได้รับการศึกษาอย่างดีในห้องปฏิบัติการ แต่ไม่ได้ถูกบันทึกไว้ในสเปกตรัมทางดาราศาสตร์ดังนั้น Clement จึงแนะนำว่าในกรณีที่มีคาร์บอนและซิลิกอนจะมีการสร้างโมเลกุล SiC แบบ unipolar ขึ้นซึ่งควรสังเกตได้ในสเปกตรัมทางดาราศาสตร์เช่นเดียวกับในห้องปฏิบัติการแม้ว่าจะไม่สามารถทำได้จนถึงปีพ. ศ. 2504 จากนั้นเคลเมนต์ให้เหตุผลดังนี้: หากเพิ่ม S1 ลงในเตาเผาอุณหภูมิสูงของกษัตริย์ซึ่งทำจากถ่านหินอัดบริสุทธิ์จากนั้นที่อุณหภูมิความร้อนของเตา (อุณหภูมิ 2500-3000 ° K สามารถรับได้ในเตาเผา) ควรสังเกตสเปกตรัมการดูดซึมที่เป็นของโมเลกุล SiC อย่างไรก็ตามสเปกตรัมที่ Clement ได้รับนั้นซับซ้อนกว่าและไม่เหมือนกับที่คาดไว้สำหรับ SiC จากนั้นพวกเขาเปรียบเทียบสเปกตรัมที่ได้รับในห้องปฏิบัติการกับสเปกตรัมที่ไม่สามารถระบุได้ของหนึ่งในดาวเย็นประเภท RV Dragon และปรากฎว่าวงดนตรีนั้นเข้ากันได้ดี มีเพียงสิ่งเดียวที่ชัดเจนจากการทดลองคือ Clement สามารถสร้างสเปกตรัมของดวงดาวในห้องปฏิบัติการได้ อย่างไรก็ตามไม่สามารถระบุได้ว่าโมเลกุลใดให้สเปกตรัมนี้

ยังไม่ทราบโมเลกุล มีเพียงเหตุผลมากกว่าที่จะเชื่อว่ามีเพียงคาร์บอนและซิลิกอนเท่านั้นที่สามารถให้สเปกตรัมดังกล่าวได้

นอกจากนี้การวิเคราะห์การสั่นสะเทือนแสดงให้เห็นว่าโมเลกุลที่ต้องการประกอบด้วยอะตอมหนักหนึ่งอะตอมรวมกับอะตอมที่มีน้ำหนักเบาสองอันที่เกี่ยวข้อง จากนี้จึงได้ข้อสรุป (ต้องการการยืนยันเพิ่มเติม): ส่วนใหญ่แล้วสเปกตรัมที่ซับซ้อนนี้มาจากโมเลกุล S1C2 ในการวิจัยของเขา Clement ได้รับสเปกโตรแกรมที่อุณหภูมิสูงของแหล่งกำเนิดสเปกตรัมดังนั้นจึงไม่สามารถระบุรายละเอียดโครงสร้างที่ละเอียดของวงดนตรีได้ ความไม่สมบูรณ์ของการทดลองที่ดำเนินการนี้ไม่อนุญาตให้มีการระบุที่ชัดเจนของแถบ Merrill และ Sanford

ในปัจจุบันนักวิจัยได้กลับมาที่ประเด็นนี้อีกครั้ง นักฟิสิกส์ชาวแคนาดาให้ความสนใจอย่างมากกับการค้นหาแหล่งกำเนิดแสงที่ให้สเปกตรัมโมเลกุลคล้ายกับสเปกตรัมของดาวคาร์บอน ศ. G. Herzberg รายงานว่าเขาและผู้ทำงานร่วมกันของเขา R. Verma ในห้องปฏิบัติการสามารถสังเกตเห็นแถบของโมเลกุล SiC2 ที่อุณหภูมิต่ำได้ - Herzberg แสดงความหวังว่าการศึกษาสเปกตรัมใหม่อย่างละเอียดด้วยความละเอียดที่สูงขึ้นจะทำให้เป็นไปได้ วิเคราะห์โครงสร้างการหมุนได้อย่างมั่นใจมากขึ้นและกำหนดช่วงเวลาแห่งความเฉื่อยของโมเลกุลลึกลับนี้

นักวิทยาศาสตร์หลายคนรอผลการศึกษานี้ด้วยความสนใจและหวังว่าจะพบแหล่งที่มาของสเปกตรัมโมเลกุลในที่สุดซึ่งจะทำให้สามารถระบุแถบ Merrill และ Sanford ได้ในที่สุด จากนั้นโมเลกุล SiC2 จะเป็นโมเลกุลโพลีอะตอมตัวแรกที่พบในชั้นบรรยากาศของดาวอย่างมั่นใจ

ในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์และดาวหางยังมีการระบุโมเลกุลอื่น ๆ เช่น CH +, C3, NH2 ซึ่งสามารถรับได้ด้วยความยากลำบากและแทบจะไม่เกิดขึ้นในห้องปฏิบัติการภายใต้สภาวะควบคุมพิเศษ โดยทั่วไปสเปกตรัมของโมเลกุลเนื่องจากโครงสร้างที่ซับซ้อนได้รับการศึกษาน้อยกว่าอะตอมมาก

สเปกตรัมของอะตอมขององค์ประกอบทางเคมีต่างๆได้รับการศึกษาเกือบดีแม้ว่าจะมีคำถามมากมายที่ยังไม่ได้รับการแก้ไข ตอนนี้เรามีข้อมูลที่เชื่อถือได้ครบถ้วนเกี่ยวกับค่าคงที่ทางกายภาพของสเปกตรัมของอะตอม บางทีอาจเป็นเพราะเหตุนี้สเปกตรัมของอะตอมจึงมีบทบาทสำคัญเหนือโมเลกุลเป็นเวลานานในวิทยาศาสตร์สาขาต่างๆ

การศึกษาในห้องปฏิบัติการเกี่ยวกับสเปกตรัมของโมเลกุลที่น่าสนใจทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ได้รับความสนใจเป็นพิเศษตั้งแต่ช่วงสี่สิบของศตวรรษของเรา อย่างไรก็ตามยังไม่มีหนังสืออ้างอิงที่ดีและสมบูรณ์ของโมเลกุลที่อยู่ระหว่างการศึกษาจนถึงขณะนี้

ท่อดูดซึมที่มีเส้นทางการดูดซึมขนาดใหญ่

สเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลมีความซับซ้อนกว่าอะตอม พวกเขาประกอบด้วยวงดนตรีจำนวนมากและแต่ละวงประกอบด้วยเส้นสเปกตรัมจำนวนมาก นอกเหนือจากการเคลื่อนที่แบบแปลแล้วโมเลกุลยังมีการเคลื่อนที่ภายในซึ่งประกอบด้วยการหมุนของโมเลกุลรอบจุดศูนย์ถ่วงการสั่นของนิวเคลียสของอะตอมที่ประกอบขึ้นเป็นโมเลกุลที่สัมพันธ์กันและการเคลื่อนที่ของอิเล็กตรอนที่ ประกอบเป็นเปลือกอิเล็กตรอนของโมเลกุล

ในการแก้ไขแถบการดูดกลืนโมเลกุลให้เป็นเส้นสเปกตรัมแต่ละเส้นจำเป็นต้องใช้อุปกรณ์สเปกตรัมความละเอียดสูงและส่งแสงผ่านท่อดูดซับ (ดูดซับ) ในขั้นต้นงานจะดำเนินการโดยใช้ท่อสั้น ๆ และด้วยแรงกดดันของก๊าซที่ศึกษาหรือส่วนผสมของพวกมันในหลายสิบบรรยากาศ

ปรากฎว่าเทคนิคนี้ไม่ได้ช่วยเปิดเผยโครงสร้างของสเปกตรัมของแถบโมเลกุล แต่ในทางตรงกันข้ามจะล้างออก ดังนั้นพวกเขาจึงต้องละทิ้งมันทันที หลังจากนั้นเราก็ใช้เส้นทางของการสร้างท่อดูดซับที่มีแสงหลายทางผ่านพวกมัน โครงร่างแสงของหลอดดูดซับดังกล่าวถูกเสนอครั้งแรกโดย J. White ในปีพ. ศ. 2485 ในท่อที่ออกแบบตามโครงร่างของ White สามารถหาเส้นทางแสงที่เทียบเท่ากันของชั้นดูดซับจากหลายเมตรถึงหลายแสนเมตรได้ ความดันของก๊าซบริสุทธิ์ที่ตรวจสอบหรือส่วนผสมของก๊าซแตกต่างกันไปตั้งแต่ในร้อยถึงสิบและหลายร้อยบรรยากาศ การใช้ท่อดูดซึมดังกล่าวเพื่อศึกษาสเปกตรัมการดูดซึมโมเลกุลได้พิสูจน์แล้วว่ามีประสิทธิภาพมาก

ดังนั้นในการแก้ไขสเปกตรัมของแถบโมเลกุลให้เป็นเส้นสเปกตรัมที่แยกจากกันจำเป็นต้องมีอุปกรณ์ชนิดพิเศษซึ่งประกอบด้วยอุปกรณ์สเปกตรัมความละเอียดสูงและท่อดูดกลืนแสงที่มีการส่งผ่านแสงหลายแบบ ในการระบุสเปกตรัมที่ได้รับของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์จำเป็นต้องเปรียบเทียบโดยตรงกับห้องปฏิบัติการและด้วยวิธีนี้ไม่เพียง แต่ค้นหาความยาวคลื่นเท่านั้น แต่ยังระบุองค์ประกอบทางเคมีอย่างมั่นใจและประเมินความกดดันในชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์จากการขยายตัว ของเส้นสเปกตรัม การดูดซึมที่วัดได้ในท่อดูดกลืนสามารถเทียบขนาดกับการดูดกลืนในบรรยากาศของดาวเคราะห์ได้ ดังนั้นในหลอดดูดกลืนแสงที่มีการส่งผ่านแสงหลายครั้งเมื่อความดันของก๊าซบริสุทธิ์ที่ศึกษาหรือสารผสมเปลี่ยนไปหนึ่งสามารถจำลองบรรยากาศของดาวเคราะห์ได้ ตอนนี้มีความเป็นจริงมากขึ้นจนสามารถเปลี่ยนอุณหภูมิในท่อได้ภายในไม่กี่ร้อยองศาเคลวิน

เลย์เอาต์แสงของหลอดดูดซับเจ. ไวท์

สาระสำคัญของสิ่งประดิษฐ์ของ J.White มีดังต่อไปนี้: กระจกเว้าทรงกลมสามดวงที่มีรัศมีความโค้งเท่ากันอย่างเคร่งครัด กระจกบานหนึ่ง (A) ติดตั้งที่ปลายด้านหนึ่งภายในท่อและอีกสองอัน (B, C) ซึ่งเป็นส่วนที่เท่ากันสองส่วนของกระจกตัดแสงอยู่ที่ปลายอีกด้านหนึ่ง ระยะห่างระหว่างกระจกบานแรกและกระจกอีกสองบานเท่ากับรัศมีความโค้งของกระจก ท่อถูกปิดผนึกอย่างแน่นหนา สูญญากาศในท่อถูกสร้างขึ้นเป็นหนึ่งในสิบหรือในร้อยของมิลลิเมตรปรอท ศิลปะแล้วท่อจะเต็มไปด้วยก๊าซทดสอบไปยังท่อบางส่วน (ขึ้นอยู่กับงานความดันกระจกในท่อได้รับการติดตั้งในลักษณะที่แสงที่เข้าสู่ท่อสะท้อนจากกระจกส่งผ่านตัวเลขที่ระบุ จำนวนครั้งในทิศทางไปข้างหน้าและข้างหลัง

ปัจจุบันท่อดูดกลืนแสงทั้งหมดผลิตขึ้นตามรูปแบบของ J. White โดยมีการเปลี่ยนแปลงในการออกแบบกระจกหน้าซึ่งแนะนำโดย G. Herzberg และ N.Bernstein ในปีพ. ศ. 2491 Herzberg ใช้รูปแบบแสงเพื่อให้ได้เส้นทางการดูดซับแสงที่ยาวนานใน ท่อดูดซับที่มีรัศมีความโค้งของกระจก 22 ม. และเส้นผ่านศูนย์กลางท่อ 250 มม. ท่อทำจากเหล็กไฟฟ้า ในงานชิ้นหนึ่งของ Herzberg เกี่ยวกับการศึกษาสเปกตรัมการดูดซับของก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ (CO 2) เส้นทางดูดซับของแสงคือ 5,500 ม. ซึ่งสอดคล้องกับ 250 ทางเดินระหว่างกระจก เส้นทางการดูดซับขนาดใหญ่เช่นความลึกของแสงขนาดใหญ่ได้มาจากรูปแบบแสงอันชาญฉลาดที่เสนอโดย White เท่านั้น

ขีด จำกัด ของจำนวนทางเดินแสงถูกกำหนดโดยการสูญเสียการสะท้อนและจำนวนภาพที่สามารถรับได้บนกระจก C เมื่อออกแบบท่อดูดซับนักออกแบบพบปัญหาเชิงกลอย่างมาก ประการแรกนี่คือการพัฒนากรอบของกระจกและกลไกการยึดการปรับและการโฟกัสผลลัพธ์ของกลไกการควบคุมไปยังภายนอกหากท่อค่อนข้างสั้นกระจกจะตั้งอยู่บนที่ราบสูงทั่วไปซึ่งหลังจากติดตั้งกระจกแล้วจะถูกดันเข้าไปในท่อ ถ้าท่อยาวการติดตั้งกระจกจะซับซ้อนขึ้นมาก

เป็นสิ่งสำคัญมากว่าท่อทำมาจากวัสดุอะไร ใช้เหล็กบริสุทธิ์ด้วยไฟฟ้าเหล็กกล้าไร้สนิมคุณภาพสูงและอินวาร์ ด้านในของท่อเหล็กเคลือบด้วยเหล็กบริสุทธิ์ด้วยไฟฟ้า เท่าที่เราทราบผนังภายในท่อไม่ได้ถูกเคลือบด้วยน้ำยาเคลือบสูญญากาศใด ๆ โดยเฉพาะเมื่อเร็ว ๆ นี้ การเลือกวัสดุสำหรับปิดผิวกระจกขึ้นอยู่กับพื้นที่สเปกตรัมที่จะดำเนินการ ดังนั้นจึงใช้ทองเงินหรืออลูมิเนียม นอกจากนี้ยังใช้การเคลือบอิเล็กทริก

ท่อดูดซับของหอดูดาว Pulkovo

ท่อดูดซึมของเราทำจากเหล็กชิ้นเดียวเชื่อมจากความยาวที่แยกจากกัน 8-10 ม. ความยาวรวม 96.7 ม. เส้นผ่านศูนย์กลางภายใน 400 มม. ความหนาของผนัง 10 มม. ชั่วคราวมีการติดตั้งกระจกอลูมิเนียมเคลือบสองอันที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางเพียง 100 มม. และรัศมีความโค้ง 96 ม. ในท่อนอกจากนี้ท่อยังมีวัตถุประสงค์ ด้วยความช่วยเหลือของกระจกสองบานเราได้รับสามใบ ถ้าเราเอากระจกอีกสองบานแล้ววางไว้ในหลอดอย่างเหมาะสมแสงจะถูกส่งไปห้าครั้งซึ่งเราเพิ่งทำไปเมื่อไม่นานมานี้

ดังนั้นในงานของเราเรามีเส้นทางการดูดซับดังต่อไปนี้: 100 ม., 300 ม., 500 ม. โดยคำนึงถึงระยะทางจากแหล่งกำเนิดแสงไปยังหน้าต่างทางเข้าของหลอดและระยะทางที่ลำแสงเดินทางจาก ออกจากหน้าต่างไปยังช่องสเปกโตรกราฟ

ในอนาคตควรเปลี่ยนกระจกบานใหญ่โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลาง 380 มม. และรัศมีความโค้ง 100 ม. โครงร่างแสงที่สอดคล้องกันจะถูกแทนที่ด้วยรูปแบบสีขาวแบบคลาสสิกพร้อมการเปลี่ยนแปลงที่แนะนำโดย Herzberg และ Bernstein . ต้องทำการคำนวณทางแสงทั้งหมดเพื่อให้ความยาวที่มีประสิทธิภาพของเส้นทางดูดซับกลายเป็น 5,000–6000 ม. สำหรับทางเดิน 50–60

ท่อดูดซึมของเราเป็นหนึ่งในท่อที่ยาวที่สุดดังนั้นจึงต้องหาวิธีแก้ปัญหาใหม่ ๆ เมื่อออกแบบส่วนประกอบต่างๆ ตัวอย่างเช่นควรติดตั้งกระจกบนฐานที่เชื่อมต่อกับตัวท่อหรือติดตั้งบนฐานรากที่แยกจากกันโดยไม่ขึ้นกับท่อ? นี่เป็นหนึ่งในคำถามที่ยากมาก (เราจะไม่ให้คนอื่น) และความน่าเชื่อถือและความแม่นยำของการจัดตำแหน่งและการวางแนวของกระจกจะขึ้นอยู่กับวิธีแก้ปัญหาที่ถูกต้อง เนื่องจากกระจกตั้งอยู่ภายในท่อดังนั้นโดยธรรมชาติแล้วเมื่อสูบน้ำออกหรือเมื่อสร้างแรงดันในท่อความผิดปกติของการติดตั้งกระจกจะเกิดขึ้น (แม้ว่าจะมีเพียงเล็กน้อย แต่การเปลี่ยนทิศทางของลำแสง ปัญหานี้ต้องใช้วิธีแก้ปัญหาพิเศษเช่นเดียวกับการกำหนดจำนวนแสงที่ผ่านท่อเราจะดำเนินการจัดตำแหน่งและโฟกัสของกระจกโดยใช้เลเซอร์

สเปกโตรกราฟการเลี้ยวเบนของสุญญากาศวางอยู่ถัดจากท่อดูดกลืน ประกอบขึ้นตามรูปแบบการจำลองอัตโนมัติ ตะแกรงการเลี้ยวเบนระนาบ 600 เส้นต่อมิลลิเมตรให้การกระจายเชิงเส้นในลำดับที่สองที่ 1.7 A / mm เราใช้หลอดไส้ 24 V, 100 W เป็นแหล่งกำเนิดสเปกตรัมต่อเนื่อง

นอกเหนือจากการติดตั้งและศึกษาท่อแล้วการศึกษาแถบ A ของสเปกตรัมการดูดซึมโมเลกุลของออกซิเจน (O2) ได้เสร็จสิ้นแล้ว งานนี้มีวัตถุประสงค์เพื่อเปิดเผยการเปลี่ยนแปลงของความกว้างที่เท่ากันของเส้นดูดซับขึ้นอยู่กับความดัน ความกว้างที่เท่ากันจะคำนวณสำหรับความยาวคลื่นทั้งหมดตั้งแต่ 7598 ถึง 7682 A. Spectrograms 1 และ 2 แสดงสเปกตรัมการดูดกลืนของแถบ A งานกำลังดำเนินการเพื่อระบุผลของการเพิ่มความกว้างที่เท่ากันขึ้นอยู่กับการมีอยู่ของก๊าซภายนอก ตัวอย่างเช่นก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์ (CO2) ถูกนำมาและเติมไนโตรเจน (N2) เข้าไป

ในห้องปฏิบัติการของเรางานเกี่ยวกับการศึกษาสเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลกำลังดำเนินการโดย L.N. Zhukova, V.D. Galkin และผู้เขียนบทความนี้เราพยายามกำกับการสืบสวนของเราเพื่อให้ผลลัพธ์ของมันมีส่วนช่วยในการแก้ปัญหาทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์โดยเฉพาะในดาราศาสตร์ของดาวเคราะห์

การประมวลผลสเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลในห้องปฏิบัติการและทางดาราศาสตร์ที่ได้จากวิธีการบันทึกภาพหรือโฟโตอิเล็กทริกนั้นใช้เวลามากและใช้เวลานาน เพื่อเร่งงานนี้ที่มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนียเจ. ฟิลลิปส์ย้อนกลับไปในปีพ. ศ. 2500 เริ่มประมวลผลสเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลโดยใช้คอมพิวเตอร์ IBM-701 ขั้นแรกโปรแกรมถูกคอมไพล์สำหรับสเปกตรัม C2 และ NO ในขณะเดียวกันก็มีการเตรียมโต๊ะสำหรับ CN ฟิลลิปส์เชื่อว่าประการแรกเครื่องต้องประมวลผลสเปกตรัมของโมเลกุลของผลประโยชน์ทางดาราศาสตร์ฟิสิกส์: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO

ข้อดีของเทคโนโลยีคอมพิวเตอร์นั้นชัดเจนและควรใช้กันอย่างแพร่หลายในการประมวลผลการทดลอง

การวิจัยในห้องปฏิบัติการและสเปกตรัมทางดาราศาสตร์

นักฟิสิกส์กลุ่มใหญ่กำลังศึกษาสเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลที่ได้จากท่อดูดกลืนของการส่งผ่านแสงหลาย ๆ ก่อนอื่นฉันอยากจะทราบถึงบทบาทที่ยิ่งใหญ่และคุณประโยชน์ของศ. G.Herzberg (ออตตาวาแคนาดา) ผลงานเชิงทดลองและเชิงทฤษฎีของเขาเช่นเอกสารของเขา
อยู่ที่รากฐานของสาขาวิทยาศาสตร์นี้ หนึ่งในสถานที่ชั้นนำในการวิจัยและโดยเฉพาะอย่างยิ่งในการศึกษาสเปกตรัมของโมเลกุลกำลังสองถูกครอบครองโดยผลงานของศ. D. อันดับ (Pennsylvania, USA) ในบรรดานักวิจัยที่อายุน้อยกว่าเราไม่สามารถล้มเหลวในการจดบันทึกผลงานของ T.

เราได้ยกตัวอย่างหนึ่งของการผสมผสานระหว่างห้องปฏิบัติการและวิธีการทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ในส่วนแรกของบทความนี้ มันเกี่ยวข้องกับการระบุแถบโมเลกุลในสเปกตรัมของดาวอาร์วีดราก้อน ตัวอย่างที่สองพิจารณาผลงานร่วมกันของ G. Herzberg และ D. Kuiper เกี่ยวกับการศึกษาสเปกตรัมของดาวเคราะห์โดยอาศัยการเปรียบเทียบโดยตรงกับห้องปฏิบัติการ

ไคเปอร์ที่หอดูดาวแมคโดนัลด์ได้รับสเปกตรัมของดาวศุกร์และดาวอังคารที่มีความละเอียดสูงในช่วงความยาวคลื่น 1-4-2.5 ไมครอน มีการสังเกตแถบทั้งหมด 15 แถบซึ่งระบุด้วยแถบโมเลกุลของคาร์บอนไดออกไซด์ (CO2) หนึ่งวงรอบ X = 2.16 ไมครอนเป็นเรื่องที่น่าสงสัย Herzberg และ Kuiper ได้ทำการศึกษาเพิ่มเติมในห้องปฏิบัติการเกี่ยวกับ CO2 ซึ่งแสดงให้เห็นอย่างมั่นใจว่าการดูดซึมที่ X = 2.16 μในสเปกตรัมของดาวศุกร์เกิดจากโมเลกุลของ CO2 สำหรับการศึกษาในห้องปฏิบัติการเกี่ยวกับสเปกตรัมการดูดกลืนของ CO2 โดย Herzberg และ Kuiper ได้ใช้ท่อดูดกลืนหลายทางของหอดูดาว Ierki ที่มีรัศมีความโค้งของกระจก 22 ม. ยาว 22 ม. ท่อทำจากเหล็กไฟฟ้า ก่อนที่จะเติมก๊าซทดสอบเข้าไปในท่อจะถูกสูบออกไปหลายมิลลิเมตรปรอท ศิลปะ. (ต่อมาพวกเขาเริ่มได้รับสุญญากาศมากถึงหนึ่งในสิบของมิลลิเมตรปรอทศิลปะ) ในงานแรกของพวกเขา Herzberg และ Kuiper ได้ปรับความดัน CO2 ในท่อในช่วงตั้งแต่ 0.12 ถึง 2 atm ความยาวของชั้นดูดซับคือ 88 ม. และ 1,400 ม. นั่นคือในกรณีแรกแสงผ่านท่อ 4 ครั้งและในครั้งที่สอง - 64 ครั้ง จากหลอดแสงถูกส่งไปยังสเปกโตรมิเตอร์ ในงานนี้เราใช้สเปกโตรมิเตอร์เดียวกับที่ได้สเปกตรัมของดาวศุกร์และดาวอังคาร ความยาวคลื่นของแถบการดูดซับ CO2 ถูกกำหนดในสเปกตรัมในห้องปฏิบัติการ โดยการเปรียบเทียบสเปกโตรแกรมแถบการดูดกลืนที่ไม่รู้จักในสเปกตรัมของดาวศุกร์สามารถระบุได้ง่าย ต่อมาแถบในสเปกตรัมของดาวอังคารและดวงจันทร์ถูกระบุในลักษณะที่คล้ายคลึงกัน การวัดการขยายตัวของเส้นสเปกตรัมซึ่งเกิดจากการเปลี่ยนแปลงความดันของก๊าซหรือเนื่องจากการเติมก๊าซอื่นจะทำให้สามารถประมาณความดันในชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ได้ ควรสังเกตว่ามีการไล่ระดับความดันและอุณหภูมิในชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ ทำให้จำลองในห้องปฏิบัติการได้ยาก ตัวอย่างที่สาม เราชี้ให้เห็นถึงความสำคัญของงานที่นำโดยศ. ง. อันดับ.หลายคนทุ่มเทให้กับการศึกษาสเปกตรัมของโมเลกุลของควอดรูโพล ได้แก่ ไนโตรเจน (N2) ไฮโดรเจน (H2) และโมเลกุลอื่น ๆ นอกจากนี้ Rank และผู้ทำงานร่วมกันของเขายังมีส่วนร่วมในประเด็นเฉพาะในการกำหนดค่าคงที่การหมุนและการสั่นสะเทือนสำหรับโมเลกุลต่างๆซึ่งจำเป็นสำหรับนักฟิสิกส์และนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์

ในการศึกษาสเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลในห้องปฏิบัติการ Ranque จะใช้ท่อดูดซับขนาดใหญ่ยาว 44 ม. และเส้นผ่านศูนย์กลาง 90 ซม. พร้อมการส่งผ่านแสงหลายตัว ทำจากท่อสแตนเลส ความดันของก๊าซที่ศึกษาในนั้นสามารถรับได้สูงถึง 6.4 kg / cm2 และความยาวของเส้นทางแสง - สูงถึง 5,000 ม. ด้วยหลอดนี้ Rank ได้ทำการตรวจวัดใหม่ในห้องปฏิบัติการของสาย CO2 และ H2O ซึ่งทำให้ เป็นไปได้ในการกำหนดปริมาณน้ำที่ตกตะกอน (H2O) และ CO2 ในบรรยากาศของดาวอังคาร การวัดได้ดำเนินการตามคำร้องขอของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน L.Kaplan, D. Münchและ K. Spinrad และต้องยืนยันความถูกต้องของการระบุแถบการหมุนของเส้น H2O รอบ X = 8300 A และ CO2 เกี่ยวกับ X = 8700 ก.

การศึกษาในห้องปฏิบัติการของสเปกตรัมการดูดกลืนโมเลกุลในห้องปฏิบัติการของดวงจันทร์และดาวเคราะห์ของมหาวิทยาลัยแอริโซนากำลังดำเนินไปด้วยความสำเร็จ T. Owen มีส่วนร่วมในงานเหล่านี้ มีการติดตั้งท่อดูดกลืนความยาว 22 ม. และเส้นผ่านศูนย์กลาง 250 มม. พร้อมการส่งผ่านแสงหลายตัวในห้องปฏิบัติการ ' ท่อเหล็กบุด้วยเหล็กไฟฟ้า สเปกตรัมในห้องปฏิบัติการได้มาจากสเปกโตรกราฟการเลี้ยวเบนที่มีการกระจายเชิงเส้น 2.5 A / mm การตรวจสอบหลักคือมีเทน (CH4) และแอมโมเนีย (NHa) การศึกษานี้ดำเนินการในความกดดันที่หลากหลายและมีความยาวในการดูดซับมาก แหล่งกำเนิดแสงคือดวงอาทิตย์หรือหลอดไฟทังสเตนแบบมีไส้ ตัวอย่างเช่นสำหรับงาน "การกำหนดองค์ประกอบของบรรยากาศและความกดดันบนพื้นผิวดาวอังคาร" ซึ่งดำเนินการโดย Owen และ Kuiper (1954) จำเป็นต้องมีการตรวจสอบ X = 1.6 μในห้องปฏิบัติการ วงในคาร์บอนไดออกไซด์บริสุทธิ์ (CO2) ภายใต้เงื่อนไขต่อไปนี้:

Owen และ Kuiper ยังทำการศึกษาเกี่ยวกับการเติมก๊าซจากต่างประเทศ ผู้เขียนทราบว่าหากปริมาณ CO2 ทั้งหมดถูกกำหนดจากแถบที่อ่อนแอเราสามารถค้นหาความดันบรรยากาศเชิงประจักษ์โดยเฉพาะบนดาวอังคารได้จากการวัดแถบ X = 1.6 ไมครอนและตรวจจับการมีอยู่ของส่วนประกอบอื่น ๆ แต่การกำหนดเชิงประจักษ์เกี่ยวกับผลกระทบของความดันในส่วนผสมของก๊าซในการติดตั้งนี้เป็นไปไม่ได้เนื่องจากจำเป็นต้องมีความยาวเส้นทางลำแสงเท่ากับความสูงสองความสูงของบรรยากาศที่เป็นเนื้อเดียวกันของดาวอังคารนั่นคือประมาณ 40 กม. ในการทดลองของ Kuiper และ Owen เส้นทางการดูดซับนั้นมีระยะทางเพียง 4 กม. นั่นคือน้อยกว่า 10 เท่า

เมื่อในปี 1966 J.Kuiper, R.Wilod และ T. เนื่องจากมีความเป็นไปได้มากว่าชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์เหล่านี้ประกอบด้วยก๊าซมีเทน (CH4) จึงได้ทำการศึกษาในห้องปฏิบัติการด้วย ได้รับสเปกตรัมในห้องปฏิบัติการที่เส้นทางแสงขนาดใหญ่มากและเกิดปฏิกิริยาหายากในระดับปานกลาง ตัวอย่างเช่นส่วนหนึ่งของสเปกตรัม CH4 ในช่วงความยาวคลื่น 7671 และ 7430 A ได้รับที่ความยาวการดูดซับที่มีประสิทธิภาพ 1,940 m atm และเป็นส่วนหนึ่งของสเปกตรัมในช่วง 7587, 7470 A และสั้นกว่า - ที่ความยาว 2860 ม. atm.

มีเพียงการเปรียบเทียบสเปกตรัมของดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนกับห้องปฏิบัติการทำให้สามารถระบุแถบที่ไม่รู้จักได้อย่างมั่นใจและพิสูจน์ได้ว่าการดูดซับในชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์เหล่านี้ส่วนใหญ่เกิดจากมีเทน ด้วยหลอดดูดซับแบบใช้ซ้ำของสถาบันเทคโนโลยีอิลลินอยส์ (ความยาว 12.5 ม., เส้นผ่านศูนย์กลาง 125 มม.; ทำจากสแตนเลสสตีลโอเว่นได้ทำการวิจัยเกี่ยวกับมีเทนไอน้ำแอมโมเนียความยาวของเส้นทางแสงอยู่ที่ 1,000 ม. เช่นแสงไปข้างหน้า ทิศทางย้อนกลับในหลอดผ่านไป 80 ครั้งสเปกตรัมของก๊าซที่ได้จากห้องปฏิบัติการถูกเปรียบเทียบกับสเปกตรัมของดาวพฤหัสบดีดาวศุกร์และดวงจันทร์ด้วยวิธีนี้โอเว่นได้ทำการระบุแถบที่ไม่รู้จักในสเปกตรัมของดาวเคราะห์เหล่านี้สเปกตรัมของดาวเคราะห์เหล่านี้ได้รับที่หอดูดาวแมคโดนัลด์โดยมีตัวสะท้อน 82 "ตัวสะท้อนแสง 84" และกล้องโทรทรรศน์พลังงานแสงอาทิตย์ 60 "ที่หอดูดาวแห่งชาติคิตพีค การศึกษาสเปกโตรแกรมโดยละเอียดช่วยให้เราสามารถสรุปได้ว่าแถบการดูดซับที่เกิดจากมีเทนแอมโมเนียและไฮโดรเจนถูกระบุอย่างมั่นใจในบรรยากาศของดาวพฤหัสบดี สำหรับก๊าซอื่น ๆ จำเป็นต้องทำการทดสอบในห้องปฏิบัติการหลายครั้ง

ในการประชุมสัมมนาระดับนานาชาติในเคียฟ (พ.ศ. 2511) โอเวนได้รายงานผลของการกำหนดก๊าซที่มีอยู่ในบรรยากาศของดาวพฤหัสบดีดาวเสาร์และดาวยูเรนัส

เราตั้งข้อสังเกตว่าไม่สามารถวิเคราะห์และระบุสเปกตรัมของวัตถุท้องฟ้าที่ได้มาโดยการเปรียบเทียบโดยตรงกับสเปกตรัมในห้องปฏิบัติการ สิ่งนี้สามารถอธิบายได้จากข้อเท็จจริงที่ว่าการกระตุ้นและการเรืองแสงของสื่อก๊าซบนวัตถุท้องฟ้ามักเกิดขึ้นภายใต้สภาวะทางเคมีฟิสิกส์ที่ซับซ้อนมากซึ่งไม่สามารถทำซ้ำได้อย่างถูกต้องในห้องปฏิบัติการบนพื้นดิน ดังนั้นเมื่อเปรียบเทียบกับสเปกตรัมในห้องปฏิบัติการโครงสร้างของแถบโมเลกุลและความเข้มของมันยังคงคลุมเครือ จากนั้นคุณต้องใช้วิธีการระบุตัวตนทางอ้อม ยกตัวอย่างเช่นกรณีที่มีสเปกโตรแกรมของจุดสูงสุดกลางของปล่องภูเขาไฟ Alphonse ซึ่งได้รับจาก N.A. Kozyrev เมื่อวันที่ 3 พฤศจิกายน 2501 และประมวลผลโดยเขาในปีเดียวกัน สเปกโตรแกรมถูกระบุโดยความบังเอิญของแถบ C2 ที่รู้จักกันจำนวนหนึ่ง อย่างไรก็ตามความสว่างสูงสุดของแถบที่ A = 4740 A ต้องการคำอธิบายพิเศษเนื่องจากไม่สามารถรับสเปกตรัมที่คล้ายกันได้ในห้องปฏิบัติการ Kozyrev อธิบายการเปลี่ยนแปลงนี้โดยข้อเท็จจริงที่ว่าโมเลกุลที่ซับซ้อนจะแตกตัวเป็นไอออนภายใต้การกระทำของรังสีแข็งจากดวงอาทิตย์และเป็นผลให้เกิดอนุมูล C2 ขึ้นซึ่งมีแถบที่ถูกแทนที่ซึ่งไม่ตรงกับวงดนตรีที่รู้จักกันใน ภูมิภาคนี้ เนื่องจาก Kozyrev ได้ข้อสรุปที่ชัดเจนมากบนพื้นฐานของผลลัพธ์เหล่านี้เกี่ยวกับพลังงานภายในของการตกแต่งภายในของดวงจันทร์และเกี่ยวกับการปล่อยก๊าซจากภูเขาไฟจึงมีการตัดสินใจที่จะประมวลผลสเปกโตรแกรมที่เป็นเอกลักษณ์นี้อีกครั้ง การประมวลผลนี้ดำเนินการโดย A.A. Kalinyak โดยใช้วิธี microphotometry ข้อสรุปของ Kozyrev ได้รับการยืนยันแล้ว

ในการเชื่อมต่อกับการพัฒนาเทคโนโลยีจรวดและการปล่อยจรวดออกนอกชั้นบรรยากาศของโลกทำให้ได้รับพารามิเตอร์ทางกายภาพใหม่ ๆ ของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์และเพื่อศึกษาคุณสมบัติของวัตถุท้องฟ้าที่ก่อนหน้านี้ไม่สามารถสังเกตเห็นได้ แต่ในการประมวลผลและวิเคราะห์ข้อสังเกตที่ได้รับทั้งด้วยความช่วยเหลือของจรวดและด้วยวิธีการภาคพื้นดินจะพบความยากลำบากอย่างมากซึ่งเกิดจากการขาดการวิจัยในห้องปฏิบัติการ ความยากลำบากเหล่านี้สามารถกำจัดได้โดยการทดลองของนักฟิสิกส์สเปกโตรสโคปิสต์และนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ซึ่งความสนใจไม่เพียง แต่เกิดขึ้นพร้อมกัน แต่ยังซ้อนทับกันในการศึกษาการดูดกลืนอะตอมและโมเลกุลและสเปกตรัมการปล่อย ดังนั้นงานที่เผชิญอยู่จึงสามารถแก้ไขได้สำเร็จโดยการทำงานร่วมกันในห้องปฏิบัติการภาคพื้นดินเท่านั้น ดังนั้นแม้จะมีความก้าวหน้าอย่างมากในการศึกษาชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์โดยใช้เทคโนโลยีจรวดห้องปฏิบัติการภาคพื้นดินควรมีบทบาทสำคัญและไม่สูญเสียความสำคัญของฟิสิกส์ดาราศาสตร์ไปในทางใด

L.A. Mitrofanova

สิ่งพิมพ์ที่คล้ายกัน

"สร้าง" โมเลกุลได้อย่างไร?

ผู้บังคับการปืนอิเล็กตรอน

ศตวรรษที่ยี่สิบเอ็ดกำลังได้รับแรงผลักดัน