Espectros de astrologia em laboratório

Quaisquer que sejam os dados que astrônomos e astrofísicos recebam sobre corpos celestes, é possível decifrar esses dados, via de regra, apenas contando com as regularidades obtidas em laboratórios terrestres no estudo de objetos terrestres.

Um método engenhoso para modelar atmosferas planetárias em um tubo de absorção e possíveis aplicações desse método é descrito neste artigo.

Espectros de atmosferas planetárias

O estudo espectral das atmosferas planetárias é um dos problemas urgentes da astrofísica moderna. No entanto, essa tarefa complexa e grande não pode ser resolvida com sucesso apenas por astrônomos, sem o envolvimento de especialistas em ciências afins. Por exemplo, os astrônomos não podem prescindir dos resultados dos estudos de laboratório de espectroscopistas-físicos para estudar os espectros de absorção molecular, sem determinar as constantes físicas das moléculas e sua estrutura. Apenas tendo à nossa disposição um número suficiente de constantes moleculares e atlas espectrais de moléculas, é possível identificar os espectros de atmosferas planetárias e outros corpos celestes. Isso se aplica a qualquer método de observação, seja astronomia terrestre (métodos óticos ou radioastronomia) ou os resultados obtidos com foguetes lançados fora da atmosfera da Terra.

Os espectros de atmosferas planetárias consistem principalmente em bandas moleculares que pertencem a moléculas de dióxido de carbono (CO2), monóxido de carbono (CO), metano (SND de amônia (NH3), nitrogênio (N2), oxigênio (O2), ou seja, principalmente dois -, três e quatro moléculas atômicas. Atualmente, podemos falar quase com segurança sobre a composição química qualitativa das atmosferas da maioria dos planetas. Foi estabelecida após um estudo cuidadoso de espectrogramas astronômicos obtidos por métodos ópticos e com o auxílio da radioastronomia Além disso, os resultados da estação espacial soviética "Venus-4" permitiram não só dar informações sobre uma composição química qualitativa mais precisa da atmosfera de Vênus, mas também esclarecer sua composição quantitativa, temperatura e pressão.

Quanto à composição química quantitativa das atmosferas de outros planetas, ainda requer verificação e esclarecimento sérios. Até agora, os astrônomos encontram grandes dificuldades em identificar e estudar os espectros de faixas da atmosfera dos planetas. Essas dificuldades, via de regra, são causadas pelo fato de que nosso conhecimento laboratorial e teórico da estrutura e propriedades de moléculas mesmo simples é limitado. Portanto, ao estudar o espectro astronômico, devemos antes de tudo determinar qual das moléculas o deu, e então, de acordo com estudos de laboratório, esclarecer as propriedades e estrutura das bandas desta molécula.

As moléculas poliatômicas, em particular as triatômicas encontradas em cometas e planetas, são ainda menos estudadas.

Deve-se notar que nem sempre é possível obter facilmente e simplesmente em condições de laboratório as mesmas moléculas que são encontradas, digamos, em atmosferas estelares. Vejamos um exemplo interessante.

Em 1926, P. Merrill e R. Sanford observaram bandas de absorção muito fortes em algumas estrelas de carbono do tipo RV Dragon, mas não puderam ser identificadas com segurança por décadas. É verdade que, por razões teóricas, foi assumido que essas bandas são causadas por uma molécula complexa - a triatômica S1C2.

Para a correta solução do problema, foram realizados experimentos de laboratório. Em 1956, W. Clement tentou obter essas bandas em laboratório. Ao preparar os experimentos, ele partiu da seguinte consideração: os espectros da molécula de Cr são observados em várias estrelas e bem estudados. O espectro da molécula de silício é bem estudado em laboratório, mas não foi notado entre os espectros astronômicos.Portanto, Clemente sugeriu que na presença de carbono e silício se formasse uma molécula de SiC unipolar, que deveria ser observada em espectros astronômicos, assim como em laboratório, embora isso não fosse possível até 1961. Então Clemente raciocinou da seguinte forma: se S1 for adicionado ao forno de alta temperatura do Rei, que é feito de carvão puro prensado, então a uma certa temperatura de aquecimento do forno (uma temperatura de 2500-3000 ° K pode ser obtida no forno), um espectro de absorção pertencente à molécula de SiC deve ser observado. No entanto, o espectro obtido por Clemente revelou-se mais complexo e diferente do esperado para o SiC. Em seguida, eles compararam o espectro obtido em laboratório com o espectro não identificado de uma das estrelas frias do tipo RV Dragon, e descobriram que as bandas combinavam bem. Apenas uma coisa ficou clara com o experimento: Clemente foi capaz de reproduzir o espectro estelar em laboratório. No entanto, era impossível determinar qual molécula deu esse espectro.

A molécula permaneceu desconhecida. Só havia mais razão para acreditar que apenas o carbono e o silício poderiam fornecer tal espectro.

Além disso, a análise de vibração mostrou que a molécula desejada contém um átomo pesado, combinado com dois átomos mais leves associados. A partir disso, uma conclusão foi feita (exigindo mais confirmação): muito provavelmente, esse espectro complexo é fornecido pela molécula S1C2. Em sua pesquisa, Clement obteve espectrogramas em uma alta temperatura da fonte do espectro, de modo que a estrutura fina das bandas não pôde ser determinada em detalhes. Essa imperfeição do experimento realizado não nos permitiu finalmente identificar as bandas de Merrill e Sanford.

No momento, os pesquisadores voltaram a essa questão. Os físicos canadenses estão prestando grande atenção à busca por uma fonte de luz que forneça um espectro molecular semelhante ao espectro listrado de estrelas de carbono. Prof. G. Herzberg relata que ele e seu colaborador R. Verma no laboratório conseguiram observar as bandas da molécula de SiC2 em baixas temperaturas - Herzberg expressa a esperança de que um estudo aprofundado dos novos espectros em uma resolução mais alta permitirá uma análise mais confiável de a estrutura rotacional e determinar o momento de inércia desta molécula misteriosa.

Muitos cientistas aguardam com grande interesse os resultados deste estudo e esperam que finalmente seja encontrada a fonte do espectro molecular, o que permitirá a identificação definitiva das bandas de Merrill e Sanford. A molécula SiC2 será então a primeira molécula poliatômica encontrada com segurança na atmosfera de uma estrela.

Nas atmosferas de estrelas e cometas, outras moléculas também foram identificadas, como CH +, C3, NH2, que só podem ser obtidas com grande dificuldade e muito raramente em laboratórios sob condições especialmente controladas. Em geral, os espectros moleculares, devido à sua estrutura complexa, têm sido estudados muito pior do que os atômicos.

Os espectros de átomos de vários elementos químicos foram estudados quase bem, embora haja uma série de questões que permanecem sem solução. Agora temos a quantidade necessária de informações totalmente confiáveis ​​sobre as constantes físicas dos espectros dos átomos. Talvez por isso, os espectros atômicos venham a ter um papel dominante sobre os moleculares por muito tempo em vários campos da ciência.

O estudo laboratorial dos espectros de moléculas de interesse astrofísico tem recebido atenção especial desde a década de quarenta deste século. No entanto, ainda não existem livros de referência bons e completos das moléculas em estudo até agora.

Tubos de absorção com um grande caminho de absorção

Os espectros de absorção molecular são mais complexos do que os atômicos. Eles são formados por várias bandas e cada banda é formada por um grande número de linhas espectrais individuais. Além do movimento translacional, uma molécula também tem movimentos internos, consistindo na rotação da molécula em torno de seu centro de gravidade, nas vibrações dos núcleos dos átomos que compõem a molécula em relação uns aos outros e no movimento dos elétrons que compõem a camada de elétrons da molécula.

Para resolver as bandas de absorção molecular em linhas espectrais individuais, é necessário usar dispositivos espectrais de alta resolução e transmitir luz através de tubos de absorção (absorção). Inicialmente, o trabalho foi realizado com tubos curtos e a pressões dos gases estudados ou suas misturas de várias dezenas de atmosferas.

Descobriu-se que essa técnica não ajuda a revelar a estrutura do espectro das bandas moleculares, mas, ao contrário, as elimina. Portanto, eles imediatamente tiveram que abandoná-lo. Depois disso, seguimos o caminho de criar tubos de absorção com passagem múltipla de luz por eles. O esquema óptico de tal tubo de absorção foi proposto pela primeira vez por J. White em 1942. Em tubos projetados de acordo com o esquema de White, caminhos ópticos equivalentes de camadas absorventes de vários metros a várias centenas de milhares de metros podem ser obtidos. A pressão dos gases puros ou misturas de gases investigados varia de centésimos a dezenas e centenas de atmosferas. O uso de tais tubos de absorção para estudar espectros de absorção molecular provou ser muito eficaz.

Assim, para resolver os espectros de bandas moleculares em linhas espectrais separadas, é necessário um tipo especial de equipamento, que consiste em dispositivos espectrais de alta resolução e tubos de absorção com múltiplas passagens de luz por eles. Para identificar os espectros obtidos nas atmosferas planetárias, é necessário compará-los diretamente com os de laboratório e assim encontrar não só os comprimentos de onda, mas também determinar com segurança a composição química e estimar as pressões nas atmosferas dos planetas do alargamento das linhas espectrais. A absorção medida em tubos de absorção pode ser comparada em magnitude com a absorção na atmosfera de um planeta. Conseqüentemente, em tubos de absorção com múltiplos passes de luz quando a pressão dos gases puros estudados ou de suas misturas muda, as atmosferas dos planetas podem ser simuladas. Tornou-se mais realista agora que é possível alterar o regime de temperatura nos tubos em algumas centenas de graus Kelvin.

Layout óptico do tubo de absorção J. White

A essência da invenção de J. White resume-se ao seguinte: três espelhos côncavos esféricos de raios de curvatura estritamente iguais são tomados. Um dos espelhos (A) é instalado em uma extremidade dentro do tubo, e os outros dois (B, C), que são duas partes iguais do espelho cortado, estão na outra extremidade. A distância entre o primeiro espelho e os outros dois é igual ao raio de curvatura dos espelhos. O tubo é hermeticamente fechado. O vácuo no tubo é criado em décimos ou centésimos de mm Hg. Art., E então o tubo é preenchido com o gás de teste até um certo (dependendo da tarefa, pressão. Os espelhos no tubo são instalados de forma que a luz que entra no tubo seja refletida dos espelhos, passando por um determinado número de vezes nas direções para frente e para trás.

Atualmente, todos os tubos de absorção são feitos de acordo com o esquema de J. White com uma mudança no design do espelho frontal introduzida por G. Herzberg e N. Bernstein em 1948. Herzberg usou um esquema óptico para obter um longo caminho de absorção de luz em um tubo de absorção com raio de curvatura do espelho de 22 me diâmetro do tubo 250 mm. O tubo é feito de ferro eletrolítico. Em um dos trabalhos de Herzberg sobre o estudo dos espectros de absorção de dióxido de carbono (CO 2), o caminho de absorção da luz era de 5.500 m, o que corresponde a 250 passagens entre espelhos. Um caminho de absorção tão grande, isto é, uma grande profundidade óptica, foi obtido apenas graças ao engenhoso esquema óptico proposto por White.

O limite para o número de passagens de luz é definido pela perda de reflexão e pelo número de imagens que podem ser obtidas no espelho C. Na criação de tubos de absorção, os projetistas encontram grandes dificuldades mecânicas. Em primeiro lugar, trata-se do desenvolvimento da moldura dos espelhos e dos seus mecanismos de fixação, regulação e focagem, saídas dos mecanismos de comando para o exterior.Se o tubo for relativamente curto, os espelhos ficam localizados em um platô comum, que, após a instalação dos espelhos, é empurrado para dentro do tubo; se o tubo for longo, a instalação dos espelhos torna-se muito mais difícil.

É muito importante o material de que os tubos são feitos. São usados ​​ferro eletroliticamente puro, aço inoxidável e invar. O interior do tubo de aço é revestido com ferro eletroliticamente puro. Tanto quanto sabemos, as paredes internas dos tubos não estão cobertas com vernizes de vácuo, especialmente recentemente. A escolha do material para recobrir a superfície dos espelhos depende da região espectral em que o trabalho será realizado. Assim, ouro, prata ou alumínio são usados. Revestimentos dielétricos também são usados.

Tubo de absorção do Observatório Pulkovo

Nosso tubo de absorção é de aço, trefilado de uma só peça, soldado em comprimentos separados. 8-10 m. Seu comprimento total é 96,7 m, diâmetro interno 400 mm, espessura da parede 10 mm. Temporariamente, dois espelhos revestidos de alumínio com um diâmetro de apenas 100 mm e um raio de curvatura de 96 m são instalados no tubo.O tubo também contém objetivas. Com a ajuda de dois espelhos, conseguimos uma viagem três vezes. Se pegarmos mais dois espelhos e os colocarmos apropriadamente no tubo, a luz é transmitida cinco vezes, o que fizemos recentemente.

Assim, em nosso trabalho, temos os seguintes caminhos absorventes: 100 m, 300 m, 500 m. Isso leva em consideração as distâncias da fonte de luz até a janela de entrada do tubo e a distância que o feixe de luz percorre do janela de saída para a fenda do espectrógrafo.

No futuro, os espelhos deverão ser substituídos por grandes - com um diâmetro de 380 mm e um raio de curvatura de 100 m. O esquema óptico correspondente será substituído pelo esquema clássico de White com uma mudança introduzida por Herzberg e Bernstein . Todos os cálculos ópticos devem ser executados de forma que o comprimento efetivo do caminho de absorção seja de 5.000 a 6.000 m para 50 a 60 passagens.

Nosso tubo de absorção é um dos mais longos, então novas soluções tiveram que ser encontradas ao projetar uma série de seus componentes. Por exemplo, os espelhos devem ser montados em uma base conectada ao corpo do tubo, ou instalados em fundações separadas independentes do tubo? Esta é uma das questões mais difíceis (não damos outras), e a confiabilidade e precisão do alinhamento e orientação dos espelhos dependerão de sua solução correta. Uma vez que os espelhos estão localizados no interior do tubo, então, naturalmente, ao bombear para fora ou ao criar pressão no tubo, ocorrerão deformações na montagem dos espelhos (mesmo que mínimas, uma mudança na direção do feixe de luz. Esse problema também requer uma solução especial, além de determinar a quantidade de passagem de luz pelo tubo. Faremos o alinhamento e a focalização dos espelhos por meio de laser.

Um espectrógrafo de difração de vácuo é colocado próximo ao tubo de absorção. É montado de acordo com um esquema de autocolimação. Uma rede de difração plana com 600 linhas por milímetro dá uma dispersão linear na segunda ordem de 1,7 A / mm. Usamos uma lâmpada incandescente de 24 V, 100 W como fonte de espectro contínuo.

Além da instalação e investigação do tubo, o estudo da banda A do espectro de absorção molecular do oxigênio (O2) foi concluído. O trabalho teve como objetivo revelar mudanças nas larguras de linha de absorção equivalentes dependendo da pressão. As larguras equivalentes são calculadas para todos os comprimentos de onda de 7598 a 7682 A. Os espectrogramas 1 e 2 mostram os espectros de absorção da banda A. Trabalhos também estão em andamento para identificar o efeito de aumentar as larguras equivalentes dependendo da presença de um gás estranho. Por exemplo, você pega dióxido de carbono (CO2) e adiciona um pouco de nitrogênio (N2) a ele.

Em nosso laboratório, o trabalho de estudo de espectros de absorção molecular está sendo realizado por L. N. Zhukova, V. D. Galkin e o autor deste artigo.Procuramos direcionar nossas investigações para que seus resultados contribuam para a solução de problemas astrofísicos, principalmente na astronomia planetária.

O processamento de espectros de absorção molecular laboratoriais e astronômicos obtidos por métodos de registro fotográfico ou fotoelétrico é muito trabalhoso e demorado. Para acelerar esse trabalho na Universidade da Califórnia, J. Phillips, em 1957, começou a processar espectros de absorção molecular usando um computador IBM-701. No início, o programa foi compilado para os espectros de C2 e NO. Ao mesmo tempo, foram preparadas tabelas para CN. Phillips acredita que, antes de tudo, a máquina precisa processar os espectros de moléculas de interesse astorofísico: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.

As vantagens da tecnologia de computador são óbvias e deve ser amplamente utilizada para processar resultados experimentais.

Pesquisa de laboratório e espectros astronômicos

Um grande grupo de físicos está estudando os espectros de absorção molecular obtidos em tubos de absorção de múltiplas passagens de luz. Em primeiro lugar, gostaria de destacar o grande papel e mérito do prof. G. Herzberg (Ottawa, Canadá). Seus trabalhos experimentais e teóricos, como suas monografias,
estão na base desta área da ciência. Um dos lugares de destaque nas pesquisas e, principalmente, no estudo dos espectros de moléculas quadrupolo, é ocupado pelo trabalho do prof. D. Rank (Pensilvânia, EUA). Entre os pesquisadores mais jovens, não se pode deixar de notar o trabalho de T. Owen (Arizona, EUA), que combina com sucesso seus experimentos de laboratório com observações astrofísicas.

Já demos um exemplo de uma combinação frutífera de métodos laboratoriais e astrofísicos na primeira parte deste artigo. Trata-se da identificação de bandas moleculares no espectro de uma estrela RV Draco. Como um segundo exemplo, considere o trabalho conjunto de G. Herzberg e D. Kuiper no estudo de espectros planetários com base na comparação direta com os de laboratório.

Kuiper, do Observatório McDonald, obteve os espectros de Vênus e Marte com alta resolução no intervalo de comprimento de onda de 14-2,5 mícrons. Um total de 15 bandas foram anotadas, identificadas com as bandas moleculares do dióxido de carbono (CO2). Uma banda perto de X = 2,16 mícrons era questionável. Herzberg e Kuiper conduziram estudos laboratoriais adicionais de CO2, que mostraram com segurança que a absorção em X = 2,16 μ no espectro de Vênus é devido à molécula de CO2. Para estudos de laboratório dos espectros de absorção de CO2 por Herzberg e Kuiper, um tubo de absorção de múltiplas passagens do Observatório Ierki com um raio de curvatura do espelho de 22 m, um comprimento de 22 me um diâmetro de 250 mm foi usado. O tubo é feito de ferro eletrolítico. Antes de encher o tubo com o gás de teste, ele foi bombeado para vários mm Hg. Arte. (mais tarde, eles começaram a obter um vácuo de até décimos de mm Hg). Em seu primeiro trabalho, Herzberg e Kuiper variaram a pressão de CO2 no tubo na faixa de 0,12 a 2 atm. O comprimento da camada absorvente foi de 88 me 1400 m, ou seja, no primeiro caso, a luz passou pelo tubo 4 vezes, e no segundo - 64 vezes. Do tubo, a luz foi direcionada para o espectrômetro. Neste trabalho, utilizamos o mesmo espectrômetro com o qual os espectros de Vênus e Marte foram obtidos. Os comprimentos de onda das bandas de absorção de CO2 foram determinados em espectros de laboratório. Ao comparar os espectrogramas, as bandas de absorção desconhecidas nos espectros de Vênus foram facilmente identificadas. Mais tarde, as faixas nos espectros de Marte e da Lua foram identificadas de maneira semelhante. Medidas de auto-alargamento de linhas espectrais, causadas apenas por uma mudança na pressão do gás ou devido à adição de outro gás, permitirão estimar a pressão na atmosfera dos planetas. Deve-se notar que existem gradientes de pressão e temperatura nas atmosferas dos planetas; isso torna difícil modelá-los em laboratório. Terceiro exemplo. Ressaltamos a importância do trabalho liderado pelo prof. Bebido.Muitos deles se dedicam ao estudo dos espectros de moléculas quadrupolo: nitrogênio (N2), hidrogênio (H2) e outras moléculas. Além disso, Rank e seus colaboradores estão engajados nas questões muito atuais de determinar as constantes rotacionais e vibracionais para várias moléculas, que são tão necessárias para físicos e astrofísicos.

No estudo de espectros de absorção molecular no laboratório de Ranque, um grande tubo de absorção de 44 m de comprimento e 90 cm de diâmetro com transmissão de luz múltipla é usado. Fabricado em tubo de aço inoxidável. A pressão dos gases estudados nele pode ser obtida até 6,4 kg / cm2, e o comprimento do caminho da luz - até 5.000 m. Com este tubo, Rank realizou novas medições laboratoriais das linhas de CO2 e H2O, que o tornaram possível determinar a quantidade de água precipitada (H2O) e CO2 na atmosfera de Marte. As medições foram realizadas a pedido dos astrofísicos americanos L. Kaplan, D. Münch e K. Spinrad e tiveram que confirmar a exatidão de sua identificação das bandas rotacionais das linhas H2O em torno de X = 8300 A e CO2 em torno de X = 8700 A.

Estudos de laboratório de espectros de absorção molecular nos laboratórios lunar e planetário da Universidade do Arizona estão sendo realizados com grande sucesso. T. Owen participa ativamente desses trabalhos. O laboratório tem um tubo de absorção de 22 m de comprimento e 250 mm de diâmetro com transmissão múltipla de luz. ' Tubo de aço, forrado internamente com ferro eletrolítico. Os espectros de laboratório são obtidos em um espectrógrafo de difração com dispersão linear de 2,5 A / mm. As principais investigações são metano (CH4) e amônia (NHa). O estudo é realizado em uma ampla faixa de pressões e em um grande comprimento de absorção. A fonte de luz é o sol ou uma lâmpada incandescente de tungstênio. Assim, por exemplo, para o trabalho "Determinação da composição da atmosfera e pressão na superfície de Marte", que foi realizado por Owen e Kuiper (1954), foi necessário em laboratório investigar o X = 1,6 μ banda em dióxido de carbono puro (CO2) nas seguintes condições:

Owen e Kuiper também realizaram um estudo sobre a adição de gás estrangeiro. Os autores observam que se o conteúdo total de CO2 for determinado a partir de bandas fracas, pode-se encontrar empiricamente a pressão atmosférica, em particular em Marte, a partir de medidas da banda X = 1,6 μ, e detectar a presença de qualquer outro componente. Mas uma determinação empírica dos efeitos da pressão nas misturas de gases nesta instalação é impossível, porque é necessário ter um comprimento do caminho do feixe igual a duas alturas da atmosfera homogênea de Marte, ou seja, aproximadamente 40 km. Nos experimentos de Kuiper e Owen, o caminho de absorção foi de apenas 4 km, ou seja, 10 vezes menos.

Quando em 1966 J. Kuiper, R. Vilod e T. Owen obtiveram os espectros de Urano e Netuno, descobriu-se que eles continham várias bandas de absorção não identificadas. Como é mais provável que as atmosferas desses planetas sejam compostas de metano (CH4), estudos de laboratório foram realizados com ele. Os espectros de laboratório foram obtidos em caminhos ópticos muito grandes e rarefação moderada. Por exemplo, parte dos espectros de CH4 na faixa de comprimento de onda de 7671 e 7430 A foram obtidos em um comprimento de absorção efetivo de 1.940 m atm., E uma parte dos espectros na faixa de 7587, 7470 A e menor - em um comprimento de 2860 m atm.

Somente a comparação dos espectros de Urano e Netuno com os de laboratório permitiu identificar com segurança as bandas desconhecidas e provar que a absorção na atmosfera desses planetas é causada principalmente pelo metano. Com o tubo de absorção reutilizável do Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m de comprimento, 125 mm de diâmetro; aço inoxidável), Owen fez pesquisas sobre metano, vapor de água, amônia. O comprimento do caminho da luz era de 1000 m, ou seja, luz na frente e atrás as direções do tubo passaram 80 vezes. Os espectros dos gases obtidos em laboratório foram comparados com os espectros de Júpiter, Vênus e da Lua. Desta forma, Owen realizou a identificação de bandas desconhecidas nos espectros desses planetas.Os espectros desses planetas foram obtidos no Observatório McDonald com um refletor de 82 ", um refletor de 84" e um telescópio solar de 60 "no Observatório Nacional Kitt Peak. Um estudo detalhado dos espectrogramas nos permite concluir que as bandas de absorção causadas pelo metano, amônia e hidrogênio são identificadas com segurança na atmosfera de Júpiter. Para outros gases, uma série de testes de laboratório são necessários.

No simpósio internacional em Kiev (1968), Owen relatou os resultados da determinação espectroscópica de gases contidos nas atmosferas de Júpiter, Saturno e Urano.

Notamos que nem sempre é possível analisar e identificar os espectrogramas obtidos de corpos celestes por comparação direta com espectros de laboratório. Isso pode ser explicado pelo fato de que a excitação e o brilho de meios gasosos em corpos celestes freqüentemente ocorrem em condições físico-químicas muito complexas que não podem ser reproduzidas com precisão em laboratórios terrestres. Portanto, quando comparada com espectros de laboratório, a estrutura das bandas moleculares e suas intensidades permanecem ambíguas. Então você tem que recorrer a métodos indiretos de identificação. Vamos dar, por exemplo, o caso do espectrograma do pico central da cratera lunar Alphonse, obtido por N.A.Kozyrev em 3 de novembro de 1958 e processado por ele no mesmo ano. O espectrograma foi identificado pela coincidência de várias bandas C2 conhecidas. Porém, o brilho máximo da banda em A = 4740 A exigiu uma explicação especial, pois não foi possível obter um espectro semelhante em laboratório. Kozyrev explica essa mudança pelo fato de uma molécula complexa ser ionizada sob a ação da forte radiação do Sol e, com isso, formar-se o radical C2, ao qual pertence a banda deslocada, que não coincide com as bandas conhecidas em esta região. Como Kozyrev fez uma conclusão muito ousada com base nesses resultados sobre a energia interna do interior lunar e sobre a emissão vulcânica de gases, foi decidido reprocessar este espectrograma único. Este processamento foi realizado por A. A. Kalinyak, utilizando o método de microfotometria. A conclusão de Kozyrev foi confirmada.

Em conexão com o desenvolvimento da tecnologia de foguetes e o lançamento de foguetes fora da atmosfera terrestre, tornou-se possível obter parâmetros físicos fundamentalmente novos de atmosferas planetárias e estudar as propriedades de corpos celestes que antes não eram observáveis. Porém, no processamento e análise das observações obtidas tanto com o auxílio de foguetes quanto por meios terrestres, encontram-se grandes dificuldades, que se devem à falta de pesquisas laboratoriais. Essas dificuldades podem ser eliminadas pelo trabalho experimental de espectroscopistas-físicos e astrofísicos, cujos interesses não apenas coincidem, mas também se sobrepõem no campo do estudo de absorção atômica e molecular e espectros de radiação. Consequentemente, as tarefas que eles enfrentam podem ser resolvidas com sucesso apenas por trabalho conjunto em laboratórios de solo. Portanto, apesar dos enormes avanços no estudo das atmosferas planetárias com a tecnologia de foguetes, os laboratórios terrestres deveriam desempenhar um papel importante e de forma alguma perder sua importância para a astrofísica.

L.A. Mitrofanova

Publicações semelhantes

Como "construir" uma molécula?

Comandantes de canhão eletrônico

O século vinte e um está ganhando impulso