Главная > Курс общей астрофизики
НАПИШУ ВСЁ ЧТО ЗАДАЛИ
СЕКРЕТНЫЙ БОТ В ТЕЛЕГЕ
<< Предыдущий параграф Следующий параграф >>
Пред.
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
24
25
26
27
28
29
30
31
32
33
34
35
36
37
38
39
40
41
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
56
57
58
59
60
61
62
63
64
65
66
67
68
69
70
71
72
73
74
75
76
77
78
79
80
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
109
110
111
112
113
114
115
116
117
118
119
120
121
122
123
124
125
126
127
128
129
130
131
132
133
134
135
136
137
138
139
140
141
142
143
144
145
146
147
148
149
150
151
152
153
154
155
156
157
158
159
160
161
162
163
164
165
166
167
168
169
170
171
172
173
174
175
176
177
178
179
180
181
182
183
184
185
186
187
188
189
190
191
192
193
194
195
196
197
198
199
200
201
202
203
204
205
206
207
208
209
210
211
212
213
214
215
216
217
218
219
220
221
222
223
224
225
226
227
228
229
230
231
232
233
234
235
236
237
238
239
240
241
242
243
244
245
246
247
248
249
250
251
252
253
254
255
256
257
258
259
260
261
262
263
264
265
266
267
268
269
270
271
272
273
274
275
276
277
278
279
280
281
282
283
284
285
286
287
288
289
290
291
292
293
294
295
296
297
298
299
300
301
302
303
304
305
306
307
308
309
310
311
312
313
314
315
316
317
318
319
320
321
322
323
324
325
326
327
328
329
330
331
332
333
334
335
336
337
338
339
340
341
342
343
344
345
346
347
348
349
350
351
352
353
354
355
356
357
358
359
360
361
362
363
364
365
366
367
368
369
370
371
372
373
374
375
376
377
378
379
380
381
382
383
384
385
386
387
388
389
390
391
392
393
394
395
396
397
398
399
400
401
402
403
404
405
406
407
408
409
410
411
412
413
414
415
416
417
418
419
420
421
422
423
424
425
426
427
428
429
430
431
432
433
434
435
436
437
438
439
440
441
442
443
444
445
446
447
448
449
450
451
452
453
454
455
456
457
458
459
460
461
462
463
464
465
466
467
468
469
470
471
472
473
474
475
476
477
478
479
480
481
482
483
484
485
486
487
488
489
490
491
492
493
494
495
496
497
498
499
500
501
502
503
504
505
506
507
508
509
510
511
512
513
514
515
516
517
518
519
520
521
522
523
524
525
526
527
528
529
530
531
532
533
534
535
536
537
538
539
540
541
542
543
544
545
546
547
548
549
550
551
552
553
554
555
556
557
558
559
560
561
562
563
564
565
566
567
568
569
570
571
572
573
574
575
576
577
578
579
580
581
582
583
584
585
586
587
588
589
590
591
592
593
594
595
596
597
598
599
600
601
602
603
604
605
606
607
608
609
610
611
612
613
614
615
616
617
След.
Макеты страниц

Распознанный текст, спецсимволы и формулы могут содержать ошибки, поэтому с корректным вариантом рекомендуем ознакомиться на отсканированных изображениях учебника выше

Также, советуем воспользоваться поиском по сайту, мы уверены, что вы сможете найти больше информации по нужной Вам тематике

ДЛЯ СТУДЕНТОВ И ШКОЛЬНИКОВ ЕСТЬ
ZADANIA.TO

СПЕКТРАЛЬНЫЙ АНАЛИЗ ПЛАНЕТНЫХ АТМОСФЕР

Спектральные исследования планет отличаются большой глубиной информации и служат в первую очередь для качественного и количественного изучения химического состава атмосфер.

Проходя через атмосферу планеты, солнечный свет испытывает в ней рассеяние по всему спектру и поглощение в избранных частотах, после чего в спектре планеты появляются линии или полосы поглощения, совершенно аналогичные теллурическим линиям, образующимся в земной атмосфере. Если атмосфера планеты содержит те же газы, что и земная атмосфера, то соответствующие линии (полоса) просто сольются с теллурическими и усилят их. Но такое усиление трудно заметить, когда атмосфера планеты мала или бедна исследуемым газом. В этом случае на помощь приходит доплеровское смещение планетных линий относительно теллурических при условии, что для наблюдения планеты выбирают такое время, когда она быстрее всего движется относительно Земли (у элонгаций и квадратур). Конечно, при таком способе требуется высокая дисперсия спектрального аппарата, очень сухая погода при попытках обнаружить водяные пары, а вообще — наблюдения с высоких гор, чтобы ослабить теллурические линии. Еще лучше проводить наблюдения с помощью телескопов, поднятых в стратосферу или даже за пределы земной атмосферы. После успешных полетов АМС серий «Венера», «Марс», «Маринер», «Викинг», проанализировавших атмосферы Венеры и Марса с близких расстояний или непосредственным зондированием атмосферы, описанный метод потерял значение.

Другое дело — анализ планетных атмосфер на газы, отсутствующие или слабо представленные в земной атмосфере. Тогда простое сравнение спектра планеты с солнечным спектром (удобнее фотографировать спектр Луны) сразу дает возможность сказать, есть ли данный газ в атмосфере планеты. Таким образом, в атмосфере Венеры был обнаружен углекислый газ (рис. 195), а потом такое же открытие было сделано по спектру Марса. Достаточно одного взгляда на спектры внешних планет, чтобы увидеть там мощные полосы поглощения, которые при сравнении с лабораторными источниками оказываются полосами аммиака и метана (рис. 196).

Наиболее сильные полосы поглощения водяных паров, углекислого газа, окиси азота и других газов, представляющих интерес для астрофизика, расположены в инфракрасной области спектра. К сожалению, вся ближняя инфракрасная область от 1 до 100 мкм содержит мощные полосы поглощения водяного пара, так что земная атмосфера прозрачна для солнечного и планетного излучений лишь в промежутках между этими полосами, а два таких промежутка — в окрестностях 4,2 мкм и от 14 до 16 мкм — заполнены очень сильными полосами .

(кликните для просмотра скана)

Вот почему поиски газов планетных атмосфер, с одной стороны, выгодно производить в инфракрасных лучах, а с другой стороны, выгода эта ограничена.

Ультрафиолетовое излучение Солнца в свою очередь очень сильно поглощается в атмосферах планет, но это поглощение — непрерывное, связанное с диссоциацией соответствующих молекул. Так, диссоциация молекулы озона делает земную атмосферу непрозрачной в области . При более коротких длинах волн включается диссоциация кислорода и азота, их ионизация активно задерживает излучения с длиной волны меньше 1000 А. Разумеется, исследование атмосфер планет, основанное на этих явлениях, возможно только с аппаратов, летающих выше земной атмосферы. Но в атмосферах планет возможно присутствие газов с активным непрерывным поглощением в более близких к видимой областях спектра и это может служить средством для анализа планетной атмосферы (см., например, об ультрафиолетовом поглощении в спектре Венеры на с. 500). Молекулы многих газов имеют полосы поглощения также и в радиочастотном диапазоне. Собственное радиоизлучение планеты, проходя через атмосферу, испытывает поглощение в определенных частотах и это может быть обнаружено при наблюдениях с радиоспектрографом путем сравнения интенсивности излучения в частоте полосы и в расположенном рядом месте спектра.

Количественный анализ химического состава планетных атмосфер сопряжен с рядом трудностей. Как и при анализе звездных атмосфиер, мерой поглощения излучения служит эквивалентная ширина W линии (КПА 420), входящей в состав полосы или уединенной, т. е. недостача света в линии, выраженная в единицах излучения соседнего участка непрерывного спектра. Конечно, эквивалентная ширина есть прежде всего функция числа поглощающих молекул на пути светового луча от Солнца через атмосферу к поверхности планеты и обратно — через атмосферы планеты и Земли — к земному наблюдателю. Но, кроме этой зависимости, эквивалентная ширина линии зависит от общей плотности атмосферы планеты, т. е. от содержания в ней других газов, и от атомно-молекулярных параметров, определяющих данный спектральный переход.

Если знать эти последние, то из наблюдения нескольких полос, сильных и слабых, можно определить и парциальное давление данного газа и общее давление атмосферы на поверхности планеты, если даже остается неизвестным, какой именно газ преобладает в составе атмосферы. Те полосы поглощения, которые состоят из многочисленных сильных линий, так что они сливаются при относительно малой дисперсии, применяемой обычно в инфракрасной области, позволяют найти произведение содержания в атмосфере данного газа (в атм•см) на общее атмосферное давление, тогда как слабые линии, выделяемые в состав маломощной полосы, позволяют определить только содержание данного газа. Казалось бы, отсюда легко найти общее атмосферное давление или, точнее, упругость газов в основании атмосферы, выраженную в дин/см2 или в мм ртутного столба по показанию барометра-анероида (не ртутного!).

К сожалению, конечные результаты не заслуживают полного доверия из-за неуверенности теории, и оттого более верный путь состоит в моделировании атмосферы путем спектрографирования солнечного света, прошедшего много раз внутри длинной трубы, наполняемой исследуемым газом при разных давлениях его и разных правдоподобных примесях — азота, кислорода, аргона и т. п., которые могли бы встретиться в атмосфере внутренней планеты (по аналогии с Землей), или водорода, гелия в случае внешних планет. У этого метода есть лишь один слабый пункт — невозможность воспроизведения в узкой трубе всех условий рассеяния света, которые осуществляются в реальных планетных атмосферах.

Пример подобного определения мощности атмосферы мы встретим далее на с. 498, 513. Обычно мощность атмосферы планеты в отношении того или иного газа выражают в атмсм, т. е. приравнивают высоте столба газа, находящегося при нормальном атмосферном давлении и температуре 0 °С. Эта величина, очевидно, прямо пропорциональна числу молекул газа, содержащихся в атмосфере. Для сравнения приведем выраженное втех же единицах содержание различных газов в земной атмосфере:

1
Оглавление
email@scask.ru