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 Cualesquiera que sean los datos que los astrónomos y astrofísicos reciban sobre los cuerpos celestes, es posible descifrar estos datos, por regla general, basándose únicamente en las regularidades derivadas en los laboratorios terrestres en el estudio de los objetos terrestres.
En este artículo se describe un método ingenioso para modelar atmósferas planetarias en un tubo de absorción y las posibles aplicaciones de este método.
Espectros de atmósferas planetarias
El estudio espectral de las atmósferas planetarias es uno de los problemas urgentes de la astrofísica moderna. Sin embargo, esta gran y compleja tarea no puede ser resuelta con éxito solo por astrónomos, sin la participación de especialistas en ciencias afines. Por ejemplo, los astrónomos no pueden prescindir de los resultados de los estudios de laboratorio de los espectroscopistas-físicos para estudiar los espectros de absorción molecular, sin determinar las constantes físicas de las moléculas y su estructura. Solo teniendo a nuestra disposición un número suficiente de constantes moleculares y atlas espectrales de moléculas, es posible identificar los espectros de atmósferas planetarias y otros cuerpos celestes. Esto se aplica a cualquier método de observación, ya sea astronomía terrestre (métodos ópticos o de radioastronomía) o los resultados obtenidos mediante cohetes lanzados fuera de la atmósfera terrestre.
Los espectros de las atmósferas planetarias consisten principalmente en bandas moleculares que pertenecen a moléculas de dióxido de carbono (CO2), monóxido de carbono (CO), metano (SND de amoníaco (NH3), nitrógeno (N2), oxígeno (O2), es decir, principalmente dos -, moléculas de tres y cuatro átomos. En la actualidad, podemos hablar casi con confianza sobre la composición química cualitativa de las atmósferas de la mayoría de los planetas. Se estableció después de un estudio cuidadoso de espectrogramas astronómicos obtenidos por métodos ópticos y utilizando observaciones de radioastronomía. Además, los resultados de la estación espacial soviética Venus-4 "permitió no solo dar información sobre una composición química cualitativa más precisa de la atmósfera de Venus, sino también aclarar su composición cuantitativa, temperatura y presión.
En cuanto a la composición química cuantitativa de las atmósferas de otros planetas, todavía requiere una verificación y un refinamiento serios. Hasta ahora, los astrónomos encuentran grandes dificultades para identificar y estudiar los espectros de franjas de las atmósferas de los planetas. Estas dificultades, por regla general, se deben al hecho de que nuestro conocimiento teórico y de laboratorio de la estructura y propiedades de incluso moléculas simples es limitado. Por tanto, a la hora de estudiar el espectro astronómico, primero debemos determinar cuál de las moléculas lo dio, y luego, según estudios de laboratorio, aclarar las propiedades y estructura de las bandas de esta molécula.
Las moléculas poliatómicas, y en particular las triatómicas que se encuentran en cometas y planetas, están aún menos estudiadas.
Cabe señalar que no siempre es posible obtener fácil y simplemente en condiciones de laboratorio las mismas moléculas que se encuentran, digamos, en atmósferas estelares. Veamos un ejemplo interesante.
En 1926, P. Merill y R. Sanford observaron bandas de absorción muy fuertes en algunas estrellas de carbono RV Draco, pero no pudieron identificarse con seguridad durante décadas. Es cierto que, por razones teóricas, se asumió que estas bandas son causadas por una molécula compleja: la triatómica S1C2.
 Para la correcta solución del problema, se establecieron experimentos de laboratorio. En 1956 W. Clement intentó obtener estas bandas en el laboratorio. Al preparar los experimentos, partió de la siguiente consideración: los espectros de la molécula de Cr se observan en varias estrellas y están bien estudiados. El espectro de la molécula de silicio está bien estudiado en el laboratorio, pero no se ha observado entre los espectros astronómicos.Por ello, Clement sugirió que en presencia de carbono y silicio se forma una molécula de SiC unipolar, que debería ser observada en espectros astronómicos, así como en laboratorio, aunque esto no fue posible hasta 1961. Entonces Clement razonó de la siguiente manera: si se agrega S1 al horno de alta temperatura del Rey, que está hecho de carbón prensado puro, entonces a una cierta temperatura de calentamiento del horno (se puede obtener una temperatura de 2500-3000 ° K en el horno), se debe observar un espectro de absorción perteneciente a la molécula de SiC. Sin embargo, el espectro obtenido por Clement resultó ser más complejo y diferente al esperado para el SiC. Luego compararon el espectro obtenido en el laboratorio con el espectro no identificado de una de las estrellas frías del tipo RV Dragon, y resultó que las bandas coincidían bien. Solo una cosa quedó clara del experimento, que Clement fue capaz de reproducir el espectro estelar en el laboratorio. Sin embargo, fue imposible determinar qué molécula en particular dio este espectro.
La molécula permaneció desconocida. Solo que había más razones para creer que solo el carbono y el silicio podrían proporcionar tal espectro.
Además, el análisis de vibraciones mostró que la molécula deseada contiene un átomo pesado, combinado con dos más ligeros asociados. A partir de esto, se llegó a una conclusión (que requiere más confirmación): lo más probable es que este espectro complejo lo proporcione la molécula S1C2. En su investigación, Clement obtuvo espectrogramas a alta temperatura de la fuente del espectro, por lo que no se pudo determinar en detalle la estructura fina de las bandas. Tal imperfección del experimento realizado no nos permitió identificar finalmente las bandas de Merrill y Sanford.
En la actualidad, los investigadores han vuelto a abordar este tema. Los físicos canadienses están prestando gran atención a la búsqueda de una fuente de luz que proporcione un espectro molecular similar al espectro rayado de las estrellas de carbono. Profe. G. Herzberg informa que él y su colaborador R. Verma en el laboratorio lograron observar las bandas de la molécula de SiC2 a bajas temperaturas - Herzberg expresa la esperanza de que un estudio exhaustivo de los nuevos espectros a una resolución más alta permita analizar con más confianza la estructura rotacional y determinar el momento de inercia de esta misteriosa molécula.
Muchos científicos esperan con gran interés los resultados de este estudio y esperan que finalmente se encuentre la fuente del espectro molecular que permita identificar definitivamente las bandas de Merrill y Sanford. La molécula SiC2 será entonces la primera molécula poliatómica que se encuentre con seguridad en la atmósfera de una estrella.
En las atmósferas de estrellas y cometas, también se han identificado otras moléculas, como CH +, C3, NH2, que solo pueden obtenerse con gran dificultad y muy raramente en laboratorios bajo condiciones especialmente controladas. En general, los espectros moleculares, debido a su compleja estructura, se han estudiado mucho peor que los atómicos.
Los espectros de átomos de varios elementos químicos se han estudiado casi bien, aunque hay una serie de cuestiones que quedan sin resolver. Ahora tenemos la cantidad necesaria de información completamente confiable sobre las constantes físicas de los espectros de los átomos. Quizás debido a esto, los espectros atómicos jugarán un papel dominante sobre los moleculares durante mucho tiempo en varios campos de la ciencia.
El estudio de laboratorio de los espectros de moléculas de interés astrofísico ha recibido una atención especial desde los años cuarenta de nuestro siglo. Sin embargo, todavía no existen libros de referencia buenos y completos de las moléculas en estudio hasta ahora.
Tubos de absorción con un gran recorrido de absorción
Los espectros de absorción molecular son más complejos que los atómicos. Están formados por varias bandas, y cada banda está formada por un gran número de líneas espectrales individuales. Además del movimiento de traslación, una molécula también tiene movimientos internos, que consisten en la rotación de la molécula alrededor de su centro de gravedad, las vibraciones de los núcleos de los átomos que componen la molécula entre sí y el movimiento de los electrones que forman la capa de electrones de la molécula.
Para resolver las bandas de absorción molecular en líneas espectrales individuales, es necesario utilizar dispositivos espectrales de alta resolución y transmitir luz a través de tubos de absorción (absorbentes). Inicialmente, el trabajo se realizó con tuberías cortas y a presiones de los gases estudiados o sus mezclas de varias decenas de atmósferas.
Resultó que esta técnica no ayuda a revelar la estructura del espectro de bandas moleculares, sino que, por el contrario, las elimina. Por lo tanto, tuvieron que abandonarlo inmediatamente. Después de eso, tomamos el camino de crear tubos de absorción con múltiples pasajes de luz a través de ellos. El esquema óptico de tal tubo de absorción fue propuesto por primera vez por J. White en 1942. En los tubos diseñados de acuerdo con el esquema de White, se pueden obtener trayectorias ópticas equivalentes de capas absorbentes desde varios metros hasta varios cientos de miles de metros. La presión de los gases puros o mezclas de gases investigados varía de centésimas a decenas y cientos de atmósferas. El uso de tales tubos de absorción para estudiar los espectros de absorción molecular ha demostrado ser muy eficaz.
Entonces, para resolver los espectros de las bandas moleculares en líneas espectrales separadas, es necesario tener un tipo especial de equipo, que consiste en dispositivos espectrales de alta resolución y tubos de absorción con múltiples pases de luz a través de ellos. Para identificar los espectros obtenidos de las atmósferas planetarias, es necesario compararlos directamente con los de laboratorio y de esta manera encontrar no solo las longitudes de onda, sino también determinar con confianza la composición química, y estimar las presiones en las atmósferas de los planetas a partir del ensanchamiento de las líneas espectrales. La absorción medida en los tubos de absorción se puede comparar en magnitud con la absorción en la atmósfera de un planeta. En consecuencia, en tubos de absorción con múltiples pases de luz cuando cambia la presión de los gases puros estudiados o sus mezclas, se pueden simular las atmósferas de los planetas. Se ha vuelto más realista ahora que es posible cambiar el régimen de temperatura en las tuberías dentro de unos pocos cientos de grados Kelvin.
Disposición óptica del tubo de absorción J. White
La esencia de la invención de J. White se reduce a lo siguiente: se toman tres espejos cóncavos esféricos de radios de curvatura estrictamente iguales. Uno de los espejos (A) está instalado en un extremo dentro de la tubería, y los otros dos (B, C), que son dos partes iguales del espejo cortado, están en el otro extremo. La distancia entre el primer espejo y los otros dos es igual al radio de curvatura de los espejos. La tubería está sellada herméticamente. El vacío en la tubería se crea a décimas o centésimas de mm Hg. Art., Y luego la tubería se llena con el gas de prueba hasta un cierto (dependiendo de la tarea, presión. Los espejos en la tubería se instalan de tal manera que la luz que ingresa a la tubería se refleja desde los espejos, pasando un número específico de veces hacia adelante y hacia atrás.
En la actualidad, todos los tubos de absorción se fabrican de acuerdo con el esquema de J. White con un cambio en el diseño del espejo frontal introducido por G. Herzberg y N. Bernstein en 1948. Herzberg utilizó un esquema óptico para obtener una trayectoria de absorción de luz larga en un tubo de absorción con un radio de curvatura del espejo de 22 my diámetro del tubo 250 mm. La tubería está hecha de hierro electrolítico. En uno de los trabajos de Herzberg sobre el estudio de los espectros de absorción de dióxido de carbono (CO 2), la trayectoria de absorción de la luz fue de 5.500 m, lo que corresponde a 250 pasajes entre espejos. Un camino de absorción tan grande, es decir, una gran profundidad óptica, se obtuvo solo gracias al ingenioso esquema óptico propuesto por White.
El límite del número de pasos de luz lo establece la pérdida de reflexión y el número de imágenes que se pueden obtener en el espejo C. En la creación de tubos de absorción, los diseñadores encuentran grandes dificultades mecánicas. En primer lugar, se trata del desarrollo del marco de los espejos y sus mecanismos de fijación, ajuste y enfoque, salidas de los mecanismos de control al exterior.Si la tubería es relativamente corta, los espejos se ubican en una meseta común, que, después de instalar los espejos en ella, se empuja hacia la tubería; si la tubería es larga, la instalación de los espejos se vuelve mucho más difícil.
Es muy importante de qué material están hechas las tuberías. Se utilizan hierro electrolíticamente puro, acero inoxidable de alta calidad e invar. El interior de la tubería de acero está recubierto con hierro electrolíticamente puro. Hasta donde sabemos, las paredes dentro de las tuberías no están cubiertas con barnices al vacío, especialmente recientemente. La elección del material para cubrir la superficie de los espejos depende de la región espectral en la que se realizará el trabajo. En consecuencia, se utilizan oro, plata o aluminio. También se utilizan revestimientos dieléctricos.
Tubería de absorción del Observatorio Pulkovo
Nuestro tubo de absorción es de acero, estirado en una sola pieza, soldado de diferentes longitudes. 8-10 m, su longitud total es de 96,7 m, diámetro interior 400 mm, espesor de pared 10 mm. Temporalmente se instalan en el tubo dos espejos revestidos de aluminio con un diámetro de tan solo 100 mm y un radio de curvatura de 96 m, que también contiene objetivos. Con la ayuda de dos espejos, conseguimos un viaje tres veces. Si tomamos dos espejos más y los colocamos adecuadamente en el tubo, la luz se transmite cinco veces, lo que hemos hecho recientemente.
Entonces, en nuestro trabajo, tenemos los siguientes caminos de absorción: 100 m, 300 m, 500 m, esto es teniendo en cuenta las distancias desde la fuente de luz hasta la ventana de entrada del tubo y la distancia que recorre el haz de luz desde la ventana de salida hasta la rendija del espectrógrafo.
En el futuro, se supone que los espejos serán reemplazados por otros grandes, con un diámetro de 380 mm y un radio de curvatura de 100 M. El esquema óptico correspondiente será reemplazado por el esquema Blanco clásico con un cambio introducido por Herzberg y Bernstein. Todos los cálculos ópticos deben realizarse de modo que la longitud efectiva de la trayectoria de absorción sea de 5000-6000 m para 50-60 pasajes.
Nuestro tubo de absorción es uno de los más largos, por lo que hubo que encontrar nuevas soluciones al diseñar algunos de sus componentes. Por ejemplo, ¿los espejos deben montarse en una base conectada al cuerpo de la tubería o instalarse en cimientos separados independientes de la tubería? Esta es una de las preguntas muy difíciles (no damos otras), y la fiabilidad y precisión de la alineación y orientación de los espejos dependerá de su correcta solución. Dado que los espejos están dentro de la tubería, entonces, naturalmente, al bombear o al crear presión en la tubería, se producirán deformaciones en el montaje de los espejos (incluso si son mínimas, un cambio en la dirección del haz de luz. Este problema también requiere una solución especial, así como determinar la cantidad de luz que pasa a través de la tubería. Realizaremos la alineación y el enfoque de los espejos mediante láser.
Se coloca un espectrógrafo de difracción de vacío al lado del tubo de absorción. Se ensambla según un esquema de autocolimación. Una rejilla de difracción plana con 600 líneas por milímetro da una dispersión lineal del segundo orden de 1,7 A / mm. Usamos una lámpara incandescente de 24 V y 100 W como fuente de espectro continuo.
Además de la instalación e investigación de la tubería, se ha completado el estudio de la banda A del espectro de absorción molecular del oxígeno (O2). El trabajo tuvo como objetivo revelar cambios en los anchos de línea de absorción equivalentes dependiendo de la presión. Los anchos equivalentes se calculan para todas las longitudes de onda de 7598 a 7682 A. Los espectrogramas 1 y 2 muestran los espectros de absorción de la banda A. También se está trabajando para revelar el efecto de aumentar los anchos equivalentes dependiendo de la presencia de un gas extraño. Por ejemplo, toma dióxido de carbono (CO2) y le agrega algo de nitrógeno (N2).
En nuestro laboratorio, L. N. Zhukova, V. D. Galkin y el autor de este artículo están trabajando en el estudio de los espectros de absorción molecular.Intentamos orientar nuestras investigaciones para que sus resultados contribuyan a la solución de problemas astrofísicos, principalmente en astronomía planetaria.
El procesamiento de espectros de absorción molecular astronómicos y de laboratorio obtenidos mediante métodos de registro fotográfico o fotoeléctrico es muy laborioso y requiere mucho tiempo. Para acelerar este trabajo en la Universidad de California, J. Phillips, en 1957, comenzó a procesar espectros de absorción molecular utilizando una computadora IBM-701. Al principio, el programa se compiló para los espectros de C2 y NO. Al mismo tiempo, se prepararon tablas para CN. Phillips cree que, en primer lugar, la máquina necesita procesar los espectros de moléculas de interés astrofísico: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.
Las ventajas de la tecnología informática son obvias y debería utilizarse ampliamente para procesar resultados experimentales.
Investigación de laboratorio y espectros astronómicos
Un nutrido grupo de físicos está estudiando los espectros de absorción molecular obtenidos en tubos de absorción de transmisión luminosa múltiple. En primer lugar, me gustaría señalar el gran papel y el mérito del prof. G. Herzberg (Ottawa, Canadá). Sus trabajos experimentales y teóricos, como sus monografías,
se encuentran en la base de esta área de la ciencia. Uno de los lugares de referencia en la investigación, y especialmente en el estudio de los espectros de moléculas cuadripolo, lo ocupa el trabajo del prof. D. Rank (Pensilvania, Estados Unidos). Entre los investigadores más jóvenes, no se puede dejar de destacar el trabajo de T. Owen (Arizona, EE. UU.), Que combina con gran éxito sus experimentos de laboratorio con observaciones astrofísicas.
Ya hemos dado un ejemplo de una fructífera combinación de métodos de laboratorio y astrofísicos en la primera parte de este artículo. Se trata de la identificación de bandas moleculares en el espectro de una estrella RV Draco. Como segundo ejemplo, considérese el trabajo conjunto de G. Herzberg y D. Kuiper sobre el estudio de los espectros planetarios basados en la comparación directa con los de laboratorio.
 Kuiper en el Observatorio McDonald obtuvo los espectros de Venus y Marte con una alta resolución en el intervalo de longitud de onda de 14-2,5 micrones. Se anotaron un total de 15 bandas, identificadas con las bandas moleculares de dióxido de carbono (CO2). Una banda cercana a X = 2,16 micrones era cuestionable. Herzberg y Kuiper llevaron a cabo estudios de laboratorio adicionales de CO2, que demostraron con seguridad que la absorción en X = 2,16 μ en el espectro de Venus se debe a la molécula de CO2. Para los estudios de laboratorio de los espectros de absorción de CO2 de Herzberg y Kuiper, se utilizó un tubo de absorción multipaso del Observatorio Ierki con un radio de curvatura del espejo de 22 m, una longitud de 22 my un diámetro de 250 mm. La tubería está hecha de hierro electrolítico. Antes de llenar el tubo con el gas de prueba, se bombeó a varios mm Hg. Arte. (Posteriormente empezaron a tener un vacío de hasta décimas de mm Hg. Art.). En su primer trabajo, Herzberg y Kuiper variaron la presión de CO2 en la tubería en el rango de 0,12 a 2 atm. La longitud de la capa absorbente fue de 88 my 1400 m, es decir, en el primer caso, la luz pasó a través del tubo 4 veces y en el segundo 64 veces. Desde el tubo, la luz se dirigió al espectrómetro. En este trabajo utilizamos el mismo espectrómetro con el que se obtuvieron los espectros de Venus y Marte. Las longitudes de onda de las bandas de absorción de CO2 se determinaron en espectros de laboratorio. Al comparar espectrogramas, las bandas de absorción desconocidas en los espectros de Venus se identificaron fácilmente. Posteriormente, las bandas en los espectros de Marte y la Luna fueron identificadas de manera similar. Las mediciones del auto ensanchamiento de las líneas espectrales, provocadas únicamente por un cambio en la presión del gas o por la adición de otro gas, permitirán estimar la presión en las atmósferas de los planetas. Cabe señalar que existen gradientes de presión y temperatura en las atmósferas de los planetas; esto hace que sea difícil modelarlos en el laboratorio. Tercer ejemplo. Señalamos la importancia del trabajo encabezado por el prof. Bebió.Muchos de ellos están dedicados al estudio de los espectros de moléculas cuadrupolos: nitrógeno (N2), hidrógeno (H2) y otras moléculas. Además, Rank y sus colaboradores están comprometidos con los temas más actuales de determinar las constantes rotacionales y vibratorias de varias moléculas, que son tan necesarias para los físicos y astrofísicos.
En el estudio de los espectros de absorción molecular en el laboratorio de Ranque se utiliza un gran tubo de absorción de 44 m de largo y 90 cm de diámetro con transmisión de luz múltiple. Fabricado en tubo de acero inoxidable. La presión de los gases estudiados en él se puede obtener hasta 6,4 kg / cm2, y la longitud del camino de la luz hasta 5.000 m. Con este tubo, Rank realizó nuevas mediciones de laboratorio de las líneas de CO2 y H2O, que permitieron determinar la cantidad de agua precipitada (H2O) y CO2 en atmósfera de Marte. Las mediciones se realizaron a solicitud de los astrofísicos estadounidenses L. Kaplan, D. Münch y K. Spinrad y debían confirmar la exactitud de su identificación de las bandas de rotación de las líneas de H2O alrededor de X = 8300 A y CO2 alrededor de X = 8700 A.
Se están llevando a cabo con gran éxito estudios de laboratorio de espectros de absorción molecular en los laboratorios lunares y planetarios de la Universidad de Arizona. T. Owen participa activamente en estos trabajos. El laboratorio dispone de un tubo de absorción de 22 m de largo y 250 mm de diámetro con transmisión luminosa múltiple ». Tubería de acero, revestida interiormente con hierro electrolítico. Los espectros de laboratorio se obtienen en un espectrógrafo de difracción con dispersión lineal de 2,5 A / mm. Las principales investigaciones son el metano (CH4) y el amoníaco (NHa). El estudio se realiza en un amplio rango de presiones y con una gran longitud de absorción. La fuente de luz es el sol o una lámpara de tungsteno incandescente. Así, por ejemplo, para el trabajo "Determinación de la composición de la atmósfera y presión en la superficie de Marte", que fue realizado por Owen y Kuiper (1954), se requirió en el laboratorio investigar la banda X = 1.6 μ en dióxido de carbono puro (CO2) bajo las siguientes condiciones:
Longitud de la trayectoria
En m |
Presión en
cm Hg. pilar |
| 2880 |
0,75 |
| 1440 |
1,50 |
| 720 |
3,00 |
| 180 |
12,00 |
| 90 |
24,00 |
| 360 |
6,00 |
Owen y Kuiper también realizaron un estudio sobre la adición de gas extraño. Los autores señalan que si el contenido total de CO2 se determina a partir de bandas débiles, se puede encontrar empíricamente la presión atmosférica, en particular en Marte, a partir de mediciones de la banda X = 1,6 μ, y detectar la presencia de cualquier otro componente. Pero una determinación empírica de los efectos de la presión en las mezclas de gases en esta instalación es imposible, porque es necesario tener una longitud de trayectoria del haz igual a dos alturas de la atmósfera homogénea de Marte, es decir, aproximadamente 40 km. En los experimentos de Kuiper y Owen, la trayectoria de absorción fue de solo 4 km, es decir, 10 veces menos.
Cuando en 1966 J. Kuiper, R. Vilod y T. Owen obtuvieron los espectros de Urano y Neptuno, resultó que contenían una serie de bandas de absorción no identificadas. Dado que lo más probable es que las atmósferas de estos planetas estén compuestas de metano (CH4), se realizaron estudios de laboratorio con él. Los espectros de laboratorio se obtuvieron con trayectorias ópticas muy grandes y enrarecimiento moderado. Por ejemplo, parte de los espectros de CH4 en el rango de longitud de onda de 7671 y 7430 A se obtuvieron con una longitud de absorción efectiva de 1 940 m atm, y una parte de los espectros en el rango de 7587, 7470 A y menos, a una longitud de 2 860 m atm.
Solo una comparación de los espectros de Urano y Neptuno con los de laboratorio permitió identificar con seguridad las bandas desconocidas y demostrar que la absorción en las atmósferas de estos planetas es causada principalmente por el metano. Con el tubo de absorción reutilizable del Instituto de Investigación de Tecnología de Illinois (ILI de 12,5 m de largo, 125 mm de diámetro; acero inoxidable), Owen investigó el metano, el vapor de agua y el amoníaco. La longitud del camino de la luz era de 1000 m, es decir, la luz las direcciones hacia adelante y hacia atrás en el tubo pasaron 80 veces. Los espectros de gases obtenidos en el laboratorio se compararon con los espectros de Júpiter, Venus y la Luna. De esta manera Owen llevó a cabo la identificación de bandas desconocidas en los espectros de estos planetas.Los espectros de estos planetas se obtuvieron en el Observatorio McDonald con un reflector de 82 ", un reflector de 84" y un telescopio solar de 60 "en el Observatorio Nacional de Kitt Peak. Un estudio detallado de los espectrogramas nos permite concluir que las bandas de absorción causadas por el metano, el amoníaco y el hidrógeno se identifican con seguridad en la atmósfera de Júpiter. Para otros gases, se requieren varias pruebas de laboratorio.
En el simposio internacional de Kiev (1968) Owen informó los resultados de la determinación espectroscópica de los gases contenidos en las atmósferas de Júpiter, Saturno y Urano.
Observamos que no siempre es posible analizar e identificar los espectrogramas obtenidos de los cuerpos celestes por comparación directa con los espectros de laboratorio. Esto puede explicarse por el hecho de que la excitación y el brillo de los medios gaseosos en los cuerpos celestes a menudo ocurren en condiciones fisicoquímicas muy complejas que no pueden reproducirse con precisión en los laboratorios terrestres. Por tanto, en comparación con los espectros de laboratorio, la estructura de las bandas moleculares y sus intensidades siguen siendo ambiguas. Entonces hay que recurrir a métodos indirectos de identificación. Pongamos, por ejemplo, el caso del espectrograma del pico central del cráter lunar Alphonse, que fue obtenido por N. A. Kozyrev el 3 de noviembre de 1958 y procesado por él en el mismo año. El espectrograma se identificó por la coincidencia de varias bandas C2 conocidas. Sin embargo, el brillo máximo de la banda en A = 4740 A requirió una explicación especial, ya que no fue posible obtener un espectro similar en el laboratorio. Kozyrev explica este cambio por el hecho de que una molécula compleja se ioniza bajo la acción de la fuerte radiación del Sol, y como resultado se forma el radical C2, al que pertenece la banda desplazada, que no coincide con las bandas conocidas en esta región. Dado que Kozyrev llegó a una conclusión muy audaz sobre la base de estos resultados sobre la energía interna del interior lunar y sobre la emisión volcánica de gases, se decidió volver a procesar este espectrograma único. Este procesamiento fue realizado por A.A. Kalinyak, utilizando el método de microfotometría. Se confirmó la conclusión de Kozyrev.
En relación con el desarrollo de la tecnología de cohetes y el lanzamiento de cohetes fuera de la atmósfera de la Tierra, fue posible obtener parámetros físicos fundamentalmente nuevos de las atmósferas planetarias y estudiar las propiedades de los cuerpos celestes que antes no eran observables. Pero en el procesamiento y análisis de las observaciones obtenidas tanto con la ayuda de cohetes como de medios terrestres, se encuentran grandes dificultades, que se deben a la falta de investigación de laboratorio. Estas dificultades pueden ser eliminadas mediante el trabajo experimental de espectroscopistas-físicos y astrofísicos, cuyos intereses no solo coinciden, sino que también se superponen en el campo del estudio de los espectros de radiación y absorción atómica y molecular. En consecuencia, las tareas a las que se enfrentan solo pueden resolverse con éxito mediante el trabajo conjunto en laboratorios terrestres. Por lo tanto, a pesar de los tremendos avances en el estudio de atmósferas planetarias utilizando tecnología de cohetes, los laboratorios terrestres deberían desempeñar un papel importante y de ninguna manera perder su importancia para la astrofísica.
L.A. Mitrofanova
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