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 Quelles que soient les données que les astronomes et les astrophysiciens reçoivent sur les corps célestes, il est possible de déchiffrer ces données, en règle générale, en ne se basant que sur les régularités dérivées dans les laboratoires terrestres dans l'étude des objets terrestres.
Une méthode ingénieuse de modélisation des atmosphères planétaires dans un tube d'absorption et les applications possibles de cette méthode sont décrites dans cet article.
Spectres d'atmosphères planétaires
L'étude spectrale des atmosphères planétaires est l'un des problèmes urgents de l'astrophysique moderne. Cependant, cette tâche complexe et vaste ne peut être résolue avec succès que par des astronomes, sans la participation de spécialistes des sciences connexes. Par exemple, les astronomes ne peuvent se passer des résultats des études de laboratoire des spectroscopistes-physiciens pour étudier les spectres d'absorption moléculaire, sans déterminer les constantes physiques des molécules et leur structure. En ne disposant que d'un nombre suffisant de constantes moléculaires et d'atlas spectraux de molécules, il est possible d'identifier les spectres des atmosphères planétaires et autres corps célestes. Cela s'applique à toute méthode d'observation, que ce soit l'astronomie au sol (méthodes optiques ou radioastronomiques) ou les résultats obtenus à l'aide de fusées lancées hors de l'atmosphère terrestre.
Les spectres des atmosphères planétaires sont principalement constitués de bandes moléculaires appartenant à des molécules de dioxyde de carbone (CO2), de monoxyde de carbone (CO), de méthane (SND d'ammoniac (NH3), d'azote (N2), d'oxygène (O2), soit principalement deux -, molécules à trois et quatre atomes. À l'heure actuelle, nous pouvons parler avec presque confiance de la composition chimique qualitative de l'atmosphère de la plupart des planètes. Elle a été établie après une étude minutieuse des spectrogrammes astronomiques obtenus par des méthodes optiques et à l'aide d'observations de radioastronomie. En outre, les résultats de la station spatiale soviétique " Vénus-4 "permettait non seulement de donner des informations sur une composition chimique qualitative plus précise de l'atmosphère de Vénus, mais aussi de clarifier sa composition quantitative, sa température et sa pression.
Quant à la composition chimique quantitative des atmosphères des autres planètes, elle nécessite encore une vérification et un raffinement sérieux. Jusqu'à présent, les astronomes rencontrent de grandes difficultés pour identifier et étudier les spectres de rayures des atmosphères des planètes. Ces difficultés, en règle générale, sont causées par le fait que nos connaissances en laboratoire et théoriques de la structure et des propriétés de molécules même simples sont limitées. Par conséquent, lors de l'étude du spectre astronomique, il faut d'abord déterminer laquelle des molécules l'a donné, puis, selon des études de laboratoire, clarifier les propriétés et la structure des bandes de cette molécule.
Les molécules polyatomiques, et en particulier celles triatomiques que l'on trouve dans les comètes et les planètes, sont encore moins étudiées.
Il est à noter qu'il n'est pas toujours possible d'obtenir facilement et simplement dans des conditions de laboratoire les mêmes molécules que l'on trouve, par exemple, dans les atmosphères stellaires. Regardons un exemple intéressant.
En 1926, P. Merill et R. Sanford ont observé de très fortes bandes d'absorption dans certaines étoiles de carbone RV Draco, mais elles n'ont pas pu être identifiées avec confiance pendant des décennies. Certes, pour des raisons théoriques, on a supposé que ces bandes étaient causées par une molécule complexe - le S1C2 triatomique.
 Pour la solution correcte du problème, des expériences de laboratoire ont été définies. En 1956, W. Clement a essayé d'obtenir ces bandes dans le laboratoire. Lors de la mise en place des expériences, il est parti de la considération suivante: les spectres de la molécule Cr sont observés dans un certain nombre d'étoiles et sont bien étudiés. Le spectre de la molécule de silicium est bien étudié en laboratoire, mais n'a pas été noté parmi les spectres astronomiques.Par conséquent, Clément a suggéré qu'en présence de carbone et de silicium, une molécule unipolaire de SiC se forme, qui devrait être observée dans les spectres astronomiques, ainsi qu'en laboratoire, bien que cela n'ait pas été possible avant 1961. Puis Clément a raisonné comme suit: si S1 est ajouté au four à haute température du King, qui est fait de charbon pressé pur, alors à une certaine température de chauffage du four (une température de 2500-3000 ° K peut être obtenue dans le four), un spectre d'absorption appartenant à la molécule de SiC doit être observé. Cependant, le spectre obtenu par Clément s'est avéré plus complexe et différent de celui attendu pour le SiC. Ensuite, ils ont comparé le spectre obtenu en laboratoire avec le spectre non identifié d'une des étoiles froides du type RV Dragon, et il s'est avéré que les bandes correspondaient bien. Une seule chose est ressortie de l'expérience, à savoir que Clément a pu reproduire le spectre stellaire en laboratoire. Cependant, il était impossible de déterminer quelle molécule donnait ce spectre.
La molécule est restée inconnue. Seulement, il y avait plus de raisons de croire que seuls le carbone et le silicium pouvaient fournir un tel spectre.
De plus, l'analyse des vibrations a montré que la molécule désirée contient un atome lourd, combiné avec deux plus légers associés. De cela, une conclusion a été tirée (nécessitant plus de confirmation): très probablement, ce spectre complexe est fourni par la molécule S1C2. Dans ses recherches, Clément a obtenu des spectrogrammes à une température élevée de la source du spectre, de sorte que la structure fine des bandes n'a pas pu être déterminée en détail. Une telle imperfection de l'expérience menée ne nous a pas permis d'identifier enfin les bandes de Merrill et Sanford.
À l'heure actuelle, les chercheurs sont revenus à nouveau sur cette question. Les physiciens canadiens accordent une grande attention à la recherche d'une source de lumière qui donne un spectre moléculaire similaire au spectre rayé des étoiles au carbone. Prof. G. Herzberg rapporte que lui et son collaborateur R. Verma en laboratoire ont réussi à observer les bandes de la molécule de SiC2 à basse température - Herzberg exprime l'espoir qu'une étude approfondie des nouveaux spectres à une résolution plus élevée permettra d'analyser avec plus de confiance la structure rotationnelle et de déterminer le moment d'inertie de cette mystérieuse molécule.
De nombreux scientifiques attendent avec grand intérêt les résultats de cette étude et espèrent que la source du spectre moléculaire sera enfin trouvée, ce qui permettra d'identifier définitivement les bandes de Merrill et de Sanford. La molécule SiC2 sera alors la première molécule polyatomique trouvée en toute confiance dans l'atmosphère d'une étoile.
Dans les atmosphères des étoiles et des comètes, d'autres molécules ont également été identifiées, telles que CH +, C3, NH2, qui ne peuvent être obtenues que très difficilement et très rarement en laboratoire dans des conditions spécialement contrôlées. En général, les spectres moléculaires, en raison de leur structure complexe, ont été bien moins étudiés que les spectres atomiques.
Les spectres des atomes de divers éléments chimiques ont été presque bien étudiés, même si un certain nombre de questions restent en suspens. Nous avons maintenant la quantité nécessaire d'informations complètement fiables sur les constantes physiques des spectres des atomes. Peut-être à cause de cela, les spectres atomiques joueront un rôle dominant sur les spectres moléculaires dans divers domaines scientifiques pendant longtemps.
L'étude en laboratoire des spectres de molécules d'intérêt astrophysique fait l'objet d'une attention particulière depuis les années quarante de notre siècle. Cependant, il n’existe pas encore de livres de référence complets sur les molécules étudiées à ce jour.
Tuyaux d'absorption avec un grand chemin d'absorption
Les spectres d'absorption moléculaire sont plus complexes que les spectres atomiques. Ils sont constitués d'un certain nombre de bandes et chaque bande est composée d'un grand nombre de raies spectrales individuelles. En plus du mouvement de translation, une molécule a également des mouvements internes, consistant en la rotation de la molécule autour de son centre de gravité, les vibrations des noyaux des atomes qui composent la molécule les uns par rapport aux autres et le mouvement des électrons qui composent la coquille électronique de la molécule.
Pour résoudre les bandes d'absorption moléculaire en raies spectrales individuelles, il est nécessaire d'utiliser des dispositifs spectraux à haute résolution et de transmettre la lumière à travers des tubes d'absorption (absorbants). Dans un premier temps, les travaux ont été réalisés avec des conduites courtes et à des pressions des gaz étudiés ou de leurs mélanges de plusieurs dizaines d'atmosphères.
Il s'est avéré que cette technique n'aide pas à révéler la structure du spectre des bandes moléculaires, mais, au contraire, les lave. Par conséquent, ils ont immédiatement dû l'abandonner. Après cela, nous avons suivi le chemin de la création de tubes d'absorption avec plusieurs passages de lumière à travers eux. Le schéma optique d'un tel tube d'absorption a été proposé pour la première fois par J. White en 1942. Dans les tubes conçus selon le schéma de White, il est possible d'obtenir des chemins optiques équivalents de couches absorbantes de plusieurs mètres à plusieurs centaines de milliers de mètres. La pression des gaz purs ou des mélanges de gaz étudiés varie de centièmes à des dizaines et des centaines d'atmosphères. L'utilisation de tels tubes d'absorption pour étudier les spectres d'absorption moléculaire s'est avérée très efficace.
Ainsi, afin de résoudre les spectres de bandes moléculaires en raies spectrales séparées, il est nécessaire de disposer d'un type d'équipement spécial, composé de dispositifs spectraux à haute résolution et de tubes d'absorption avec de multiples passages de lumière à travers eux. Afin d'identifier les spectres obtenus des atmosphères des planètes, il est nécessaire de les comparer directement avec ceux de laboratoire et de trouver ainsi non seulement les longueurs d'onde, mais aussi de déterminer en toute confiance la composition chimique et d'estimer les pressions dans les atmosphères des planètes à partir de l'élargissement des raies spectrales. L'absorption mesurée dans les tubes d'absorption peut être comparée en grandeur à l'absorption dans l'atmosphère d'une planète. Par conséquent, dans les tubes d'absorption à passages multiples de lumière, lorsque la pression des gaz purs étudiés ou de leurs mélanges change, on peut, pour ainsi dire, simuler les atmosphères des planètes. Il est devenu plus réaliste maintenant qu'il est possible de changer le régime de température dans les tuyaux à quelques centaines de degrés Kelvin.
Disposition optique du tube d'absorption J.White
L'essence de l'invention de J. White se résume à ce qui suit: trois miroirs concaves sphériques de rayons de courbure strictement égaux sont pris. L'un des miroirs (A) est installé à une extrémité à l'intérieur du tuyau, et les deux autres (B, C), qui sont deux parties égales du miroir coupé, sont à l'autre extrémité. La distance entre le premier miroir et les deux autres est égale au rayon de courbure des miroirs. Le tuyau est hermétiquement scellé. Le vide dans le tuyau est créé au dixième ou au centième de mm Hg. Art., Puis le tuyau est rempli avec le gaz d'essai à un certain (en fonction de la tâche, de la pression. Les miroirs dans le tuyau sont installés de telle sorte que la lumière entrant dans le tuyau soit réfléchie par les miroirs, passant un nombre prédéterminé de fois dans les directions avant et arrière.
À l'heure actuelle, tous les tubes d'absorption sont fabriqués selon le schéma de J.White avec un changement dans la conception du miroir avant introduit par G. Herzberg et N. Bernstein en 1948. Herzberg a utilisé un schéma optique pour obtenir un long trajet d'absorption de la lumière dans un tube d'absorption avec un rayon de courbure des miroirs de 22 m et diamètre du tuyau 250 mm. Le tuyau est en fer électrolytique. Dans l'un des travaux d'Herzberg sur l'étude des spectres d'absorption du dioxyde de carbone (CO2), le trajet d'absorption de la lumière était de 5 500 m, ce qui correspond à 250 passages entre miroirs. Un chemin absorbant aussi grand, c'est-à-dire une grande profondeur optique, n'a été obtenu que grâce au schéma optique ingénieux proposé par White.
La limite du nombre de passages lumineux est fixée par la perte de réflexion et le nombre d'images pouvant être obtenues sur le miroir C. Lors de la conception des tubes d'absorption, les concepteurs rencontrent de grandes difficultés mécaniques. Tout d'abord, il s'agit de la mise au point du cadre des miroirs et de leurs mécanismes de fixation, de réglage et de focalisation, sorties des mécanismes de commande vers l'extérieur.Si le tuyau est relativement court, les miroirs sont situés sur un plateau commun qui, après avoir installé les miroirs dessus, est poussé dans le tuyau; si le tuyau est long, l'installation des miroirs devient beaucoup plus difficile.
Le matériau des tuyaux est très important. On utilise du fer électrolytiquement pur, de l'acier inoxydable et de l'invar. L'intérieur du tube en acier est recouvert de fer électrolytiquement pur. À notre connaissance, les parois à l'intérieur des tuyaux ne sont recouvertes d'aucun vernis sous vide, surtout récemment. Le choix du matériau pour recouvrir la surface des miroirs dépend de la région spectrale dans laquelle le travail sera réalisé. En conséquence, de l'or, de l'argent ou de l'aluminium sont utilisés. Des revêtements diélectriques sont également utilisés.
Tuyau d'absorption de l'Observatoire Pulkovo
Notre tube d'absorption est en acier, étiré d'une seule pièce, soudé sur des longueurs séparées. 8-10 m. Sa longueur totale est de 96,7 m, diamètre intérieur 400 mm, épaisseur de paroi 10 mm. Temporairement, deux miroirs revêtus d'aluminium d'un diamètre de seulement 100 mm et d'un rayon de courbure de 96 m sont installés dans le tube, le tube contient également des objectifs. Avec l'aide de deux miroirs, nous obtenons un voyage trois fois. Si nous prenons deux autres miroirs et les plaçons de manière appropriée dans le tube, la lumière est transmise cinq fois, ce que nous avons fait récemment.
Ainsi, dans notre travail, nous avons les chemins absorbants suivants: 100 m, 300 m, 500 m, en tenant compte des distances de la source lumineuse à la fenêtre d'entrée du tube et de la distance parcourue par le faisceau lumineux de la fenêtre de sortie à la fente du spectrographe.
À l'avenir, les miroirs sont censés être remplacés par de grands miroirs - d'un diamètre de 380 mm et d'un rayon de courbure de 100 m. Le schéma optique correspondant sera remplacé par le schéma blanc classique avec un changement introduit par Herzberg et Bernstein. Tous les calculs optiques doivent être effectués de manière à ce que la longueur effective du trajet absorbant devienne de 5000 à 6000 m pour 50 à 60 passages.
Notre tuyau d'absorption est l'un des plus longs, il a donc fallu trouver de nouvelles solutions lors de la conception de certains de ses composants. Par exemple, les miroirs doivent-ils être montés sur une base reliée au corps du tuyau ou installés sur des fondations séparées indépendantes du tuyau? C'est l'une des questions très difficiles (nous n'en donnons pas d'autres), et la fiabilité et la précision de l'alignement et de l'orientation des miroirs dépendront de sa solution correcte. Étant donné que les miroirs sont à l'intérieur du tuyau, alors, naturellement, lors du pompage ou lors de la création de pression dans le tuyau, des déformations du montage des miroirs se produiront (même si elles sont minimes, un changement dans la direction du faisceau lumineux. Ce problème nécessite également une solution spéciale, ainsi que la détermination du nombre de lumière traversant le tuyau. Nous réaliserons l'alignement et la focalisation des miroirs à l'aide d'un laser.
Un spectrographe de diffraction sous vide est placé à côté du tube d'absorption. Il est assemblé selon un schéma d'autocollimation. Un réseau de diffraction plat de 600 lignes par millimètre donne une dispersion linéaire du second ordre de 1,7 A / mm. Nous avons utilisé une lampe à incandescence 24 V, 100 W comme source de spectre continu.
En plus de l'installation et de l'étude de la conduite, l'étude de la bande A du spectre d'absorption moléculaire de l'oxygène (O2) est maintenant terminée. Le travail visait à révéler les changements de largeurs de raie d'absorption équivalentes en fonction de la pression. Les largeurs équivalentes sont calculées pour toutes les longueurs d'onde de 7598 à 7682 A. Les spectrogrammes 1 et 2 montrent les spectres d'absorption de la bande A. Des travaux sont également en cours pour révéler l'effet d'augmenter les largeurs équivalentes en fonction de la présence d'un gaz étranger. Par exemple, prenez du dioxyde de carbone (CO2) et ajoutez-y un peu d'azote (N2).
Dans notre laboratoire, des travaux sur l'étude des spectres d'absorption moléculaire sont menés par L.N. Zhukova, V.D. Galkin et l'auteur de cet article.Nous essayons d'orienter nos recherches afin que leurs résultats contribuent à la solution des problèmes astrophysiques, principalement en astronomie planétaire.
Le traitement des spectres d'absorption moléculaire à la fois de laboratoire et astronomiques obtenus par des méthodes d'enregistrement photographiques ou photoélectriques est très laborieux et prend du temps. Pour accélérer ce travail à l'Université de Californie, J. Phillips, en 1957, a commencé à traiter les spectres d'absorption moléculaire à l'aide d'un ordinateur IBM-701. Tout d'abord, le programme a été compilé pour les spectres de C2 et NO. Au même moment, des tableaux pour le CN ont été préparés. Phillips estime que, tout d'abord, la machine doit traiter les spectres de molécules d'intérêt astorophysique: C2, CN, NH, BH, MgH, AIH, SIF, BO, ZrO.
Les avantages de la technologie informatique sont évidents et devraient être largement utilisés pour traiter les résultats expérimentaux.
Recherche en laboratoire et spectres astronomiques
Un grand groupe de physiciens étudie les spectres d'absorption moléculaire obtenus dans des tubes d'absorption à transmission lumineuse multiple. Tout d'abord, je voudrais souligner le grand rôle et le mérite du prof. G. Herzberg (Ottawa, Canada). Ses travaux expérimentaux et théoriques, comme ses monographies,
sont à la base de ce domaine de la science. L'une des premières places de la recherche, et notamment de l'étude des spectres des molécules quadripolaires, est occupée par les travaux du prof. D. Rank (Pennsylvanie, États-Unis). Parmi les jeunes chercheurs, on ne peut manquer de noter les travaux de T. Owen (Arizona, USA) qui combine avec beaucoup de succès ses expériences de laboratoire avec des observations astrophysiques.
Nous avons déjà donné un exemple d'une combinaison fructueuse de méthodes de laboratoire et d'astrophysique dans la première partie de cet article. Il s'agit de l'identification de bandes moléculaires dans le spectre d'une étoile RV Draco. Comme deuxième exemple, considérons les travaux conjoints de G. Herzberg et D. Kuiper sur l'étude des spectres planétaires basés sur la comparaison directe avec ceux du laboratoire.
 Kuiper à l'observatoire McDonald a obtenu les spectres de Vénus et de Mars avec une haute résolution dans l'intervalle de longueurs d'onde 1-4-2,5 microns. Un total de 15 bandes a été noté, identifié avec les bandes moléculaires de dioxyde de carbone (CO2). Une bande proche de X = 2,16 microns était discutable. Herzberg et Kuiper ont mené des études supplémentaires en laboratoire sur le CO2, qui ont montré avec confiance que l'absorption à X = 2,16 μ dans le spectre de Vénus est due à la molécule de CO2. Pour les études en laboratoire des spectres d'absorption du CO2 par Herzberg et Kuiper, un tube d'absorption multi-passes de l'observatoire Ierki avec un rayon de courbure miroir de 22 m, une longueur de 22 m et un diamètre de 250 mm a été utilisé. Le tuyau est en fer électrolytique. Avant de remplir le tube avec le gaz de test, il a été pompé à plusieurs mm Hg. Art. (Plus tard, ils ont commencé à aspirer jusqu'à dixièmes de mm Hg). Dans leurs premiers travaux, Herzberg et Kuiper ont fait varier la pression de CO2 dans la conduite dans la plage de 0,12 à 2 atm. La longueur de la couche absorbante était de 88 m et 1400 m, c'est-à-dire que dans le premier cas, la lumière a traversé le tuyau 4 fois et dans le second, 64 fois. Du tube, la lumière était dirigée vers le spectromètre. Dans ce travail, nous avons utilisé le même spectromètre avec lequel les spectres de Vénus et de Mars ont été obtenus. Les longueurs d'onde des bandes d'absorption de CO2 ont été déterminées dans les spectres de laboratoire. En comparant les spectrogrammes, les bandes d'absorption inconnues dans les spectres de Vénus ont été facilement identifiées. Plus tard, des bandes dans les spectres de Mars et de la Lune ont été identifiées de la même manière. Des mesures de l'auto-élargissement des raies spectrales, provoquées uniquement par un changement de pression de gaz ou par addition d'un autre gaz, permettront d'estimer la pression dans les atmosphères des planètes. Il est à noter qu'il existe des gradients de pression et de température dans les atmosphères des planètes; cela rend difficile leur modélisation en laboratoire. Troisième exemple. Nous avons souligné l'importance du travail dirigé par le prof. Buvait.Beaucoup d'entre eux sont consacrés à l'étude des spectres de molécules quadripolaires: azote (N2), hydrogène (H2) et autres molécules. De plus, Rank et ses collaborateurs sont engagés dans les questions très actuelles de la détermination des constantes de rotation et de vibration de diverses molécules, si nécessaires aux physiciens et aux astrophysiciens.
Dans l'étude des spectres d'absorption moléculaire au laboratoire de Ranque, un grand tube d'absorption de 44 m de long et 90 cm de diamètre à transmission lumineuse multiple est utilisé. Fabriqué en tube d'acier inoxydable. La pression des gaz étudiés dans celui-ci peut être obtenue jusqu'à 6,4 kg / cm2, et la longueur du trajet de la lumière - jusqu'à 5000 m. Avec ce tube, Rank a effectué de nouvelles mesures en laboratoire des lignes de CO2 et H2O, ce qui a permis de déterminer la quantité d'eau précipitée (H2O) et de CO2 dans atmosphère de Mars. Les mesures ont été réalisées à la demande des astrophysiciens américains L.Kaplan, D.Münch et K. Spinrad et ont dû confirmer l'exactitude de leur identification des bandes de rotation des raies H2O autour de X = 8300 A et CO2 autour de X = 8700 A.
Les études en laboratoire des spectres d'absorption moléculaire dans les laboratoires lunaires et planétaires de l'Université de l'Arizona sont menées avec un grand succès. T. Owen participe activement à ces travaux. Le laboratoire dispose d'un tube d'absorption de 22 m de long et 250 mm de diamètre à transmission lumineuse multiple ». Tube d'acier, doublé à l'intérieur de fer électrolytique. Les spectres de laboratoire sont obtenus sur un spectrographe à diffraction avec une dispersion linéaire de 2,5 A / mm. Les principales recherches portent sur le méthane (CH4) et l'ammoniac (NHa). L'étude est réalisée dans une large gamme de pressions et à une grande longueur d'absorption. La source lumineuse est soit le soleil, soit une lampe à incandescence au tungstène. Ainsi, par exemple, pour l'ouvrage «Détermination de la composition de l'atmosphère et de la pression à la surface de Mars», qui a été réalisé par Owen et Kuiper (1954), il a été demandé en laboratoire d'étudier la bande X = 1,6 μ dans le dioxyde de carbone pur (CO2) dans les conditions suivantes:
Longueur du trajet
dans M |
Pression en
cm Hg. pilier |
| 2880 |
0,75 |
| 1440 |
1,50 |
| 720 |
3,00 |
| 180 |
12,00 |
| 90 |
24,00 |
| 360 |
6,00 |
Owen et Kuiper ont également mené une étude sur l'ajout de gaz étranger. Les auteurs notent que si la teneur totale en CO2 est déterminée à partir de bandes faibles, on peut trouver empiriquement la pression atmosphérique, notamment sur Mars, à partir des mesures de la bande X = 1,6 μ, et détecter la présence de tout autre composant. Mais une détermination empirique des effets de la pression dans les mélanges gazeux de cette installation est impossible, car il est nécessaire d'avoir une longueur de trajet du faisceau égale à deux hauteurs de l'atmosphère homogène de Mars, soit environ 40 km. Dans les expériences de Kuiper et Owen, la trajectoire absorbante n'était que de 4 km, soit 10 fois moins.
Lorsqu'en 1966 J. Kuiper, R. Vilod et T. Owen ont obtenu les spectres d'Uranus et de Neptune, il s'est avéré qu'ils contenaient un certain nombre de bandes d'absorption non identifiées. Comme il est fort probable que les atmosphères de ces planètes soient composées de méthane (CH4), des études de laboratoire ont été menées avec lui. Les spectres de laboratoire ont été obtenus à de très grands chemins optiques et à raréfaction modérée. Par exemple, une partie des spectres de CH4 dans la gamme de longueurs d'onde de 7671 et 7430 A a été obtenue à une longueur d'absorption effective de 1 940 m atm, et une partie des spectres dans la gamme de 7587, 7470 A et moins - à une longueur de 2 860 m atm.
Seule une comparaison des spectres d'Uranus et de Neptune avec ceux de laboratoire a permis d'identifier en toute confiance les bandes inconnues et de prouver que l'absorption dans les atmosphères de ces planètes est principalement causée par le méthane. Avec le tube d'absorption réutilisable de l'Illinois Research Institute of Technology (ILI 12,5 m de long, 125 mm de diamètre; acier inoxydable), Owen a fait des recherches sur le méthane, la vapeur d'eau et l'ammoniac. les directions avant et arrière dans le tube ont passé 80 fois, les spectres de gaz obtenus en laboratoire ont été comparés aux spectres de Jupiter, de Vénus et de la Lune. Owen a ainsi procédé à l'identification de bandes inconnues dans les spectres de ces planètes.Les spectres de ces planètes ont été obtenus à l'Observatoire McDonald avec un réflecteur de 82 ", un réflecteur de 84" et un télescope solaire de 60 "à l'Observatoire national de Kitt Peak. Une étude détaillée des spectrogrammes nous permet de conclure que les bandes d'absorption causées par le méthane, l'ammoniac et l'hydrogène sont identifiées en toute confiance dans l'atmosphère de Jupiter. Pour les autres gaz, il est nécessaire d'effectuer un certain nombre d'essais en laboratoire.
Lors du symposium international de Kiev (1968), Owen a rapporté les résultats de la détermination spectroscopique des gaz contenus dans les atmosphères de Jupiter, Saturne et Uranus.
Nous avons noté qu'il n'est pas toujours possible d'analyser et d'identifier les spectrogrammes obtenus des corps célestes par comparaison directe avec les spectres de laboratoire. Cela peut s'expliquer par le fait que l'excitation et la lueur des milieux gazeux sur les corps célestes se produisent souvent dans des conditions physico-chimiques très complexes qui ne peuvent pas être reproduites avec précision dans les laboratoires au sol. Par conséquent, par rapport aux spectres de laboratoire, la structure des bandes moléculaires et leurs intensités restent ambiguës. Ensuite, vous devez recourir à des méthodes d'identification indirecte. Prenons par exemple le cas du spectrogramme du pic central du cratère lunaire Alphonse, qui a été obtenu par N.A.Kozyrev le 3 novembre 1958 et traité par lui la même année. Le spectrogramme a été identifié par la coïncidence d'un certain nombre de bandes C2 connues. Cependant, la luminosité maximale de la bande à A = 4740 A nécessitait une explication particulière, car il n'était pas possible d'obtenir un spectre similaire en laboratoire. Kozyrev explique ce décalage par le fait qu'une molécule complexe est ionisée sous l'action d'un rayonnement dur du Soleil, et par conséquent, se forme le radical C2, auquel appartient la bande déplacée, qui ne coïncide pas avec les bandes connues dans cette région. Puisque Kozyrev a fait une conclusion très audacieuse sur la base de ces résultats sur l'énergie interne de l'intérieur lunaire et sur l'émission volcanique de gaz, il a été décidé de retravailler ce spectrogramme unique. Ce traitement a été effectué par A.A. Kalinyak, en utilisant la méthode de la microphotométrie. La conclusion de Kozyrev a été confirmée.
Dans le cadre du développement de la technologie des fusées et du lancement de fusées hors de l'atmosphère terrestre, il est devenu possible d'obtenir des paramètres physiques fondamentalement nouveaux des atmosphères planétaires et d'étudier les propriétés des corps célestes auparavant inobservables. Mais dans le traitement et l'analyse des observations obtenues à la fois à l'aide de fusées et de moyens terrestres, de grandes difficultés sont rencontrées, qui sont dues au manque de recherche en laboratoire. Ces difficultés peuvent être éliminées par les travaux expérimentaux de spectroscopistes-physiciens et astrophysiciens, dont les intérêts non seulement coïncident, mais se recoupent également dans le domaine de l'étude des spectres d'absorption atomique et moléculaire et de rayonnement. Par conséquent, les tâches auxquelles ils sont confrontés ne peuvent être résolues avec succès que par un travail conjoint dans des laboratoires au sol. Par conséquent, malgré les progrès considérables réalisés dans l'étude des atmosphères planétaires à l'aide de la technologie des fusées, les laboratoires au sol devraient jouer un rôle important et en aucun cas perdre leur importance pour l'astrophysique.
L.A. Mitrofanova
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