Астроспектры в лаборатории

Какие бы данные о небесных телах ни получали астрономы и астрофизики, расшифровать эти данные можно, как правило, только опираясь на закономерности, выведенные в наземных лабораториях при исследовании земных объектов.

Об остроумном методе моделирования атмосфер планет в абсорбционной трубе и возможных применениях этого метода рассказано в предлагаемой статье.

Спектры атмосфер планет

Спектральное изучение атмосфер планет — одна из актуальных задач современной астрофизики. Однако эта сложная, большая задача не может быть успешно решена только астрономами, без привлечения специалистов смежных наук. Например, астрономы не могут обойтись без результатов лабораторных исследований спектроскопистов-физиков по изучению молекулярных спектров поглощения, без определения физических постоянных молекул и их структуры. Только имея в распоряжении достаточное количество молекулярных постоянных и спектральных атласов молекул, можно отождествить спектры планетных атмосфер и других небесных тел. Это относится к любому способу наблюдений, будь то наземная астрономия (оптический или радиоастрономический методы) или результаты, полученные с помощью ракет, выведенных за пределы атмосферы Земли.

Спектры планетных атмосфер состоят главным образом из молекулярных полос, которые принадлежат молекулам углекислого газа (СО2), окиси углерода (СО), метана (СНД аммиака (NH3), азота (N2), кислорода (О2), т. е. в основном двух-, трех- и четырехатомным молекулам. В настоящее время мы можем почти уверенно говорить о качественном химическом составе атмосфер большинства планет. Он был установлен после тщательного изучения астрономических спектрограмм, полученных оптическими методами и с помощью радиоастрономических наблюдений. Кроме того, результаты советской космической станции «Венера-4» позволили не только дать сведения о более точном качественном химическом составе атмосферы Венеры, но и уточнить количественный ее состав, температуру и давление.

Что же касается количественного химического состава атмосфер других планет, то он еще требует серьезной проверки и уточнения. До сих пор астрономы при идентификации и изучении полосатых спектров атмосфер планет встречаются с большими трудностями. Трудности эти, как правило, вызваны тем, что наши лабораторные и теоретические знания о структуре и свойствах даже простых молекул ограничены. Поэтому при изучении астрономического спектра мы прежде всего должны определить, какая именно из молекул дала его, а затем, по лабораторным исследованиям, уточнять свойства и структуру полос этой молекулы.

Многоатомные молекулы, и в частности трехатомные, которые встречаются в кометах и планетах, изучены еще хуже.

Необходимо отметить, что не всегда можно легко и просто получить в лабораторных условиях те же молекулы, какие встречаются, скажем, в атмосферах звезд. Разберем один интересный пример.

В 1926 г. П. Мерилл и Р. Санфорд в некоторых углеродных звездах типа RV Дракона наблюдали очень сильные полосы поглощения, но уверенно их отождествить не удавалось в течение десятков лет. Правда, по теоретическим соображениям было сделано предположение, что эти полосы вызваны сложной молекулой — трехатомной S1C2.

Для правильного решения задачи были поставлены лабораторные эксперименты. В 1956 г. В. Клеман попытался получить эти полосы в лаборатории. При постановке опытов он исходил из следующего соображения: спектры молекулы Сг наблюдаются в ряде звезд и хорошо изучены. Спектр молекулы кремния неплохо изучен в лаборатории, но не был отмечен среди астрономических спектров. Поэтому Клеман предположил, что в присутствии углерода и кремния образуется однополярная молекула SiC, которая должна наблюдаться в астрономических спектрах, а также и в лаборатории, хотя до 1961 г. осуществить это не удавалось. Затем Клеман рассуждал так: если в высокотемпературную печь Кинга, которая изготовлена из чистого прессованного угля, добавить S1, то при определенной температуре нагрева печи (в печи может быть получена температура 2500—3000° К) должен наблюдаться спектр поглощения, принадлежащий молекуле SiC. Однако полученный Клеманом спектр оказался более сложным и непохожим на ожидаемый для SiC. Тогда провели сравнение полученного в лаборатории спектра с неотож-дествленным спектром одной из холодных звезд типа RV Дракона, и оказалось, что полосы хорошо совпали. Из эксперимента стало ясно только одно, что Клеману удалось в лаборатории воспроизвести звездный спектр. Однако нельзя было определить, какая именно молекула дала этот спектр.

Молекула осталась неизвестной. Лишь появилось больше оснований считать, что только углерод и кремний могли дать такой спектр.

Кроме того, вибрационный анализ показал, что искомая молекула содержит один тяжелый атом, соединенный с двумя связанными более легкими. Отсюда было сделано заключение (требующее еще подтверждений): вероятнее всего, этот сложный спектр дает молекула S1C2. В своих исследованиях Клеман получал спектрограммы при высокой температуре источника спектра, поэтому тонкая структура полос не могла быть определена в деталях. Такое несовершенство проведенного эксперимента не позволило окончательно отождествить полосы Мерилла и Санфорда.

В настоящее время к этому вопросу исследователи вернулись вновь. Канадские физики уделяют большое внимание поискам источника света, дающего молекулярный спектр, аналогичный полосатым спектрам углеродных звезд. Проф. Г. Герцберг сообщает, что ему и его сотруднику Р. Верму в лаборатории удалось наблюдать при низких температурах полосы молекулы SiC2- Герцберг выражает надежду, что тщательное изучение новых спектров при большем разрешении позволит увереннее анализировать ротационную структуру и определить момент инерции этой загадочной молекулы.

Многие ученые с большим интересом ждут результатов этого исследования и надеются, что наконец будет найден источник молекулярного спектра, который даст возможность окончательно отождествить полосы Мерилла и Санфорда. Молекула SiC2 окажется тогда первой многоатомной молекулой, уверенно найденной в атмосфере звезды.

В атмосферах звезд и комет отождествлены в настоящее время и другие молекулы, такие как СН+, С3, NH2, которые могут быть лишь с большим трудом и очень редко получены в лабораториях при специально контролируемых условиях. Вообще же молекулярные спектры из-за своей сложной структуры изучены значительно хуже атомных.

Спектры атомов различных химических элементов изучены почти хорошо, хотя есть ряд вопросов, которые остаются неразрешенными. Сейчас мы располагаем необходимым количеством вполне надежных сведений о физических постоянных спектров атомов. Возможно, благодаря этому атомные спектры будут играть еще долгое время доминирующую роль над молекулярными в различных областях науки.

Лабораторному изучению спектров молекул, представляющих астрофизический интерес, уделяется особенно большое внимание с сороковых годов нашего столетия. Однако до сих пбр еще нет хороших, полных справочников изучаемых молекул.

Абсорбционные трубы с большим поглощающим путем

Молекулярные спектры поглощения сложнее атомных. Они состоят из ряда полос, а каждая полоса — из большого числа отдельных спектральных линий. Молекула кроме поступательного движения имеет еще внутренние движения, состоящие из вращения молекулы вокруг своего центра тяжести, колебаний ядер атомов, составляющих молекулу, друг относительно друга и движения электронов, входящих в состав электронной оболочки молекулы.

Для разрешения молекулярных полос поглощения на отдельные спектральные линии необходимо применять спектральные приборы высокой разрешающей силы и пропускать свет через абсорбционные (поглощающие) трубы. Вначале работы проводили с короткими трубами и при давлениях исследуемых газов или их смесей в несколько десятков атмосфер.

Оказалось, что такая методика не способствует выявлению структуры спектра молекулярных полос, а, наоборот, замывает их. Поэтому от нее сразу пришлось отказаться. После этого пошли по пути создания абсорбционных труб с многократным прохождением в них света. Оптическую схему такой абсорбционной трубы впервые предложил Дж. Уайт в 1942 г. В трубах, сконструированных по схеме Уайта, можно получать эквивалентные оптические пути поглощающих слоев от нескольких метров до нескольких сот тысяч метров. Давление исследуемых чистых газов или смесей газов изменяется от сотых до десятков и сотен атмосфер. Применение таких абсорбционных труб для изучения молекулярных спектров поглощения оказалось очень эффективным.

Итак, для разрешения спектров молекулярных полос на отдельные спектральные линии необходимо иметь особый тип оборудования, который состоит из спектральных приборов высокой разрешающей силы и абсорбционных труб с многократным прохождением в них света. Чтобы отождествить полученные спектры атмосфер планет, необходимо провести их непосредственное сравнение с лабораторными и таким способом найти не только длины волн, но уверенно определить химический состав, а по уширению спектральных линий сделать оценку давлений в атмосферах планет. Измеренное поглощение в абсорбционных трубах можно сравнить по величине с поглощением в атмосфере той или иной планеты. Следовательно, в абсорбционных трубах с многократным прохождением света при изменении давлений изучаемых чистых газов или их смесей можно как бы моделировать атмосферы планет. Это стало более реально теперь, когда появилась возможность изменять температурный режим в трубах в пределах нескольких сот градусов Кельвина.

Оптическая схема абсорбционной трубы Дж. Уайта

Сущность изобретения Дж. Уайта сводится к следующему: берутся три сферических вогнутых зеркала строго равных радиусов кривизны. Одно из зеркал (А) устанавливается на одном конце внутри трубы, а два других (В, С), представляющие собою две равные части разрезанного зеркала,— на другом конце. Расстояние между первым зеркалом и другими двумя равно радиусу кривизны зеркал. Труба герметически закрыта. Разрежение воздуха в трубе создается до десятых или сотых долей мм рт. ст., а затем труба заполняется исследуемым газом до определенного (в зависимости от поставленной задачи, давления. Зеркала в трубе устанавливаются таким образом, что вошедший в трубу свет отражается от зеркал, проходя заданное число раз в прямом и обратном направлениях.

В настоящее время все абсорбционные трубы делают по схеме Дж. Уайта с изменением конструкции переднего зеркала, внесенным Г. Герцбергом и Н. Бернштейном в 1948 г. Герцберг использовал оптическую схему для получения большого пути поглощения света в абсорбционной трубе с радиусом кривизны зеркал 22 м и диаметром трубы 250 мм. Труба сделана из электролитического железа. В одной из работ Герцберга по исследованию спектров поглощения углекислого газа (СОг) поглощающий путь света был 5 500 м, что соответствует 250 прохождениям между зеркалами. Такой большой поглощающий путь, т. е. большая оптическая толща, получен только благодаря остроумной оптической схеме, которая была предложена Уайтом.

Предел числу прохождений света ставится потерями при отражениях и числом изображений, которое можно получить на зеркале С. При создании абсорбционных труб конструкторы встречаются с большими трудностями механического характера. Прежде всего, это разработка оправы зеркал и их крепление, юстировочные и фокусирующие механизмы, выводы управляющих механизмов наружу. Если труба относительно небольшой длины — зеркала располагаются на общем плато, которое после установки на нем зеркал вдвигается в трубу; если труба большой длины — установка зеркал значительно усложняется.

Очень важно, из какого материала делают трубы. Применяются электролитически чистое железо, нержавеющая высококачественная сталь и инвар. Внутри стальной трубы производится покрытие электролитически чистым железом. Насколько нам известно,, никакими вакуумными лаками, особенно в последнее время, стенки внутри труб не покрывают. Выбор материала для покрытия поверхности зеркал зависит от той спектральной области, в которой будет проводиться работа. В соответствии с этим используют золото, серебро или алюминий. Применяются также и диэлектрические покрытия.

Абсорбционная труба Пулковской обсерватории

Наша абсорбционная труба стальная, цельнотянутая, сварена из отдельных частей длиной. 8—10 м. Общая длина ее 96,7 м, внутренний диаметер 400 мм, толщина стенок 10 мм. Временно в трубе установлены два покрытые алюминием зеркала диаметром только 100 мм и радиусом кривизны 96 м. В трубе находятся также объективы. С помощью двух зеркал мы получаем трехкратное прохождение. Если взять еще два зеркала и разместить их соответствующим образом в трубе, обеспечивается пятикратное прохождение света, что нами и было сделано в последнее время.

Итак, в проведенных нами работах мы имеем следующие поглощающие пути: 100 м, 300 м, 500 м. Это при учете расстояний от источника света до входного окна трубы и расстояния, которое проходит пучок света от выходного окна до щели спектрографа.

В дальнейшем зеркала предполагается заменить большими — диаметром 380 мм и радиусом кривизны 100 м. Соответствующая оптическая схема будет заменена классической схемой Уайта с изменением, которое внесено Герцбергом и Бернштейном. Все оптические расчеты должны быть осуществлены так, чтобы эффективная длина поглощающего пути стала 5000-?6000 м при 50—60 прохождениях.

Наша абсорбционная труба — одна из самых длинных, поэтому при конструировании ряда ее узлов пришлось искать новые решения. Например, крепить ли зеркала на основании, связанном с корпусом трубы, или устанавливать их на отдельных фундаментах независимо от трубы? Это один из очень сложных вопросов (другие мы не приводим), и от его правильного решения будет зависеть надежность и точность юстировки и ориентировки зеркал. Так как зеркала находятся внутри трубы, то, естественно, при откачке или при создании давления в трубе произойдет вследствие деформаций крепления зеркал (если даже они минимальные, изменение направления пучка света. Этот вопрос также требует специального решения, как и определение числа прохождений света по трубе. Юстировку и фокусировку зеркал мы будем осуществлять с помощью лазера.

Рядом с абсорбционной трубой размещен вакуумный дифракционный спектрограф. Он собран по автокол-лимационной схеме. Плоская дифракционная решетка с 600 штрихами на миллиметр дает линейную дисперсию во втором порядке 1,7 А/мм. В качестве источника непрерывного спектра мы использовали лампу накаливания 24 в, 100 вт.

Кроме установки и исследования трубы, в настоящее время закончено изучение полосы А молекулярного спектра поглощения кислорода (О2). Работа была поставлена с целью выявить изменения эквивалентных ширин линий поглощения в зависимости от давления. Эквивалентные ширины вычислены для всех длин волн от 7598 до 7682 А. На спектрограммах 1 и 2 представлены спектры поглощения полосы А. Ведется также работа по выявлению эффекта увеличения эквивалентных ширин в зависимости от присутствия постороннего газа. Например, берется углекислый газ (СО2) и к нему добавляется некоторое количество азота (N2).

В нашей лаборатории работы по изучению молекулярных спектров поглощения ведутся Л. Н. Жуковой, В. Д. Галкиным и автором настоящей статьи. Исследования мы стараемся направить так, чтобы результаты их способствовали решению астрофизических задач, главным образом в планетной астрономии.

Обработка как лабораторных, так и астрономических молекулярных спектров поглощения, полученных методами фотографической или фотоэлектрической регистрации, очень трудоемка и требует много времени. Для ускорения этой работы в Калифорнийском университете Дж. Филлипс еще в 1957 г. начал обработку молекулярных спектров поглощения с помощью вычислительной машины IBM-701. Лначале программа была составлена для спектров С2 и NO. Тогда же были подготовлены таблицы для CN. Филлипс считает, что в первую очередь машиной нужно обрабатывать спектры молекул, представляющие асторофизический интерес: С2, CN, NH, ВН, MgH, AIH, SIF, ВО, ZrO.

Достоинства машинной вычислительной техники очевидны, и ее следует широко использовать для обработки результатов экспериментов.

Лабораторные исследования и астрономические спектры

Изучением молекулярных спектров поглощения, получаемых в абсорбционных трубах многократного прохождения света, занимается большой отряд физиков. Прежде всего, хочется отметить большую роль и заслугу проф. Г. Герцберга (Оттава, Канада). Его экспериментальные и теоретические работы, как и его монографии,
лежат в фундаменте этой области науки. Одно из ведущих мест в исследованиях, и особенно в изучении спектров квадрупольных молекул, занимают работы проф. Д. Ранка (Пенсильвания, США). Из более молодых исследователей нельзя не отметить работы Т. Оуэна (Аризона, США) который весьма успешно сочетает свои лабораторные эксперименты с астрофизическими наблюдениями.

Один пример плодотворного сочетания лабораторных и астрофизических методов мы уже привели в первой части данной статьи. Он касается отождествления молекулярных полос в спектре звезды типа RV Дракона. В качестве второго примере-рассмот-рим совместные работы Г. Герцберга и Д. Койпера по изучению планетных спектров на основе прямого сравнения с лабораторными.

Койпером на обсерватории Мак-Дональд были получены спектры Венеры и Марса с большим разрешением в интервале длин волн 1 4- 2,5 мк. Всего было отмечено 15 полос, отождествленных с молекулярными полосами углекислого газа (СО2). Одна полоса около X = 2,16 мк вызывала сомнение. Герцбергом и Койпером были поставлены дополнительные лабораторные исследования СО2, которые уверенно показали, что поглощение у X = 2,16 мк в спектре Венеры обусловлено молекулой СО2. Для лабораторных исследований спектров поглощения СО2 Герцбергом и Койпером использовалась многоходовая абсорбционная труба Иеркской обсерватории с радиусом кривизны зеркал 22 м, длиной тоже 22 м и диаметром 250 мм. Труба сделана из электролитического железа. До заполнения трубы исследуемым газом она откачивалась до нескольких мм рт. ст. (позже стали получать вакуум до десятых долей мм рт. ст.). В своей первой работе Герцберг и Койпер изменяли давление СО2 в трубе в пределах от 0,12 до 2 атм. Длина поглощающего слоя была 88 м и 1400 м, т. е. свет в первом случае проходил по трубе 4 раза, а во втором — 64 раза. Из трубы свет направлялся в спектрометр. В данной работе использовался тот же спектрометр, которым были получены спектры Венеры и Марса. Длины волн полос поглощения СО2 определялись в лабораторных спектрах. Методом сравнения спектрограмм легко отождествлялись неизвестные полосы поглощения в спектрах Венеры. Позже аналогичным способом были идентифицированы полосы в спектрах Марса и Луны. Измерения само-уширения спектральных линий, вызванного только изменением давления газа или за счет добавления другого газа, позволят сделать оценку давления в атмосферах планет. Необходимо отметить, что в атмосферах планет существуют градиенты давления и температуры; это создает трудности моделирования их в лаборатории. Третий пример. Мы указывали на важность работ, возглавляемых проф. Д. Ранком. Многие из них посвящены изучению спектров квадру-польных молекул: азоту (N2), водороду (Н2) и другим молекулам. Кроме того, Ранк и его сотрудники занимаются весьма актуальными вопросами определения для различных молекул ротационных и вибрационных постоянных, которые так необходимы физикам и астрофизикам.

При изучении молекулярных спектров поглощения в лаборатории Ранка используется большая абсорбционная труба длиной 44 м и диаметром 90 см с многократным прохождением света. Сделана труба из нержавеющей стали. Давление исследуемых газов в ней можно получать до 6,4 кг/см2, а длину пути света — до 5 000 м. С этой трубой Ранк выполнил новые лабораторные измерения линий СО2 и Н2О, которые позволили определить количество осажденной воды (Н2О) и СО2 в атмосфере Марса. Измерения производились по просьбе американских астрофизиков Л. Каплана, Д. Мюнха и К Спинрада и должны были подтвердить правильность отождествления ими ротационных полос линий Н2О около X = 8300 А и СО2 около X = 8700 А.

С большим успехом проводятся лабораторные исследования молекулярных спектров поглощения в лунной и планетной лаборатории Аризонского университета. Активное участие в этих работах принимает Т. Оуэн. В лаборатории установлена абсорбционная труба длиной 22 м и диаметром 250 мм с многократным прохождением света'. Труба стальная, облицованная внутри электролитическим железом. Лабораторные спектры получают на дифракционном спектрографе с линейной дисперсией 2,5 А/мм. Исследуются главным образом метан (СН4) и аммиак (NHa). Исследование ведется в широком диапазоне давлений и при большой поглощающей длине. Источником света служит либо Солнце, либо вольфрамовая лампа накаливания. Так, например, для работы «Определение состава атмосферы и давления на поверхности Марса», которая выполнена Оуэном и Койпером (1954), потребовалось в лаборатории исследовать полосу X = 1,6 мк в чистом углекислом газе (СО2) при следующих условиях:

Оуэн и Койпер провели исследование и при добавлении постороннего газа. Авторы отмечают, что если определить полное содержание СО2 по слабым полосам, можно по измерениям полосы X = 1,6 мк эмпирически найти атмосферное давление, в частности на Марсе, и обнаружить присутствие любой другой составляющей. Но эмпирическое определение эффектов давления в смесях газов на данной установке невозможно, потому что нужно иметь длину пути луча, равную двум высотам однородной атмосферы Марса, т. е. приблизительно 40 км. В экспериментах Койпера и Оуэна поглощающий путь был всего 4 км, т. е. в 10 раз меньше.

Когда в 1966 г. Дж. Койпер, Р. Вилод и Т. Оуэн получили спектры Урана и Нептуна, оказалось, что они содержат ряд неотождествленных полос поглощения. Так как вероятнее всего, что атмосферы этих планет состоят из метана (СН4), лабораторные исследования были поставлены именно с ним. Лабораторные спектры получены при очень больших оптических путях и умеренных разрежениях. Например, часть спектров СН4 в области длин волн 7671 и 7430 А получена при эффективной поглощающей длине 1 940 м атм., а часть спектров в области 7587, 7470 А и короче — при длине 2 860 м атм.

Только сравнение спектров Урана и Нептуна с лабораторными дало возможность уверенно отождествить неизвестные полосы и доказать, что поглощение в атмосферах этих планет вызвано в основном метаном. С абсорбционной трубой многократного прохождения Иллинойского научно-исследовательского технологического института (длина 12,5 м, диаметр 125 мм; выполнена из нержавеющей стали, Оуэн провел исследования метана, водяного пара, аммиака. Длина пути света была 1000 м, т. е. свет в прямом и обратном направлениях в трубе проходил 80 раз. Полученные в лаборатории спектры газов сравнивались со спектрами Юпитера, Венеры и Луны. Таким путем Оуэн проводил отождествление неизвестных полос в спектрах указанных планет. Спектры этих планет были получены на обсерватории Мак-Дональд с 82-дюймовым рефлектором, 84-дюймовым рефлектором и 60-дюймовым солнечным телескопом Национальной обсерватории Китт Пик. Детальное изучение спектрограмм позволяет сделать вывод, что е атмосфере Юпитера уверенно отождествлены полосы поглощения, вызванные метаном, аммиаком и водородом. Для других газов необходимо провести еще ряд лабораторных исследований.

На международном симпозиуме в Киеве (1968) Оуэн сообщил результаты спектроскопического определения газов, содержащихся е атмосферах Юпитера, Сатурна и Урана.

Мы отмечали, что не всегда удается провести анализ и отождествление полученных спектрограмм небесных тел прямым сопоставлением с лабораторными спектрами. Это можно объяснить тем, что возбуждение и свечение газовых сред на небесных телах часто происходят в очень сложных физико-химических условиях, которые нельзя точно воспроизвести в наземных лабораториях. Поэтому при сопоставлении с лабораторными спектрами остается неоднозначность структуры молекулярных полос и их интенсивностей. Тогда приходится прибегать к косвенным методам идентификации. Приведем, например, случай со спектрограммой центрального пика лунного кратера Альфонс, которая была получена Н. А. Козыревым 3 ноября 1958 г. и в том же году им обработана. Спектрограмма была отождествлена по совпадению ряда известных полос С2. Однако максимум яркости полосы у А, = 4740 А потребовал специального объяснения, так как не было возможности в лаборатории получить аналогичный спектр. Козырев этот сдвиг объясняет тем, что сложная молекула ионизуется под действием жесткой радиации Солнца, и в результате образуется радикал С2, которому и принадлежит смещенная полоса, не совпадающая с известными в этой области полосами. Так как Козырев сделал на основании этих результатов весьма смелый вывод о внутренней энергии недр Луны и о вулканическом выбросе газов, было принято решение провести повторную обработку этой уникальной спекрограммы. Такую обработку провел А. А. Калиняк, применив метод микрофотометрии. Вывод Козырева был подтвержден.

В связи с развитием ракетной техники и выводом ракет за пределы атмосферы Земли стало возможным получение принципиально новых физических параметров планетных атмосфер и исследование ранее не доступных наблюдению свойств небесных тел. Но при обработке и анализе наблюдений, полученных как с помощью ракет, так и наземными средствами, встречаются большие трудности, которые обусловлены недостатком лабораторных исследований. Эти трудности могут быть устранены экспериментальными работами спектроскопистов-физиков и астрофизиков, интересы которых не только совпадают, но и перекрываются в области изучения атомных и молекулярных спектров поглощения и излучения. Следовательно, стоящие перед ними задачи успешно могут быть решены лишь совместными работами в наземных лабораториях. Поэтому, несмотря на огромные успехи в области изучения атмосфер планет с помощью ракетной техники, наземные лаборатории должны сыграть большую роль и ни в какой мере не теряют свое значение для астрофизики.

Л. А. Митрофанова

Похожие публикации

Как «построить» молекулу?

Командиры электронных пушек

Двадцать первый век набирает темп