Астро спектри у лабораторији

Какве год податке астрономи и астрофизичари добију о небеским телима, могуће је дешифровати ове податке, по правилу, ослањајући се само на обрасце изведене у земаљским лабораторијама приликом проучавања земаљских објеката.

У овом чланку је описана генијална метода за моделирање планетарних атмосфера у апсорпционој цеви и могуће примене ове методе.

Спектри планетарних атмосфера

Спектрално проучавање планетарних атмосфера један је од хитних проблема савремене астрофизике. Међутим, овај сложени, велики задатак не могу успешно решити само астрономи, без укључивања специјалиста сродних наука. На пример, астрономи не могу без резултата лабораторијских студија спектроскопа-физичара за проучавање молекуларних апсорпционих спектра, без одређивања физичких константи молекула и њихове структуре. Имајући на располагању довољан број молекуларних константи и спектралних атласа молекула, могуће је идентификовати спектре планетарних атмосфера и других небеских тела. Ово се односи на било који метод посматрања, било да се ради о земаљској астрономији (оптичке или радио астрономске методе) или резултатима добијеним ракетама лансираним изван Земљине атмосфере.

Спектри планетарне атмосфере састоје се углавном од молекуларних трака које припадају молекулима угљен-диоксида (ЦО2), угљен-моноксида (ЦО), метана (СНД амонијак (НХ3), азота (Н2), кисеоника (О2), тј. Углавном два - , тро- и четвороатомска молекула. ​​Тренутно готово поуздано можемо говорити о квалитативном хемијском саставу атмосфере већине планета. То је утврђено пажљивим проучавањем астрономских спектрограма добијених оптичким методама и коришћењем радио-астрономских посматрања. Поред тога , резултати совјетске свемирске станице „Венера-4“ омогућили су не само да дају информације о тачнијем квалитативном хемијском саставу атмосфере Венере, већ и да разјасне њен квантитативни састав, температуру и притисак.

Што се тиче квантитативног хемијског састава атмосфере других планета, он и даље захтева озбиљну проверу и појашњење. До сада су астрономи наилазили на велике потешкоће у идентификовању и проучавању тракастих спектра атмосфера планета. Ове потешкоће, по правилу, узрокује чињеница да је наше лабораторијско и теоријско знање о структури и својствима чак и једноставних молекула ограничено. Због тога, проучавајући астрономски спектар, пре свега морамо утврдити који од молекула га је дао, а затим, према лабораторијским студијама, разјаснити својства и структуру трака овог молекула.

Полиатомски молекули, а посебно триатомски који се налазе у кометама и планетама, још су мање проучавани.

Треба напоменути да није увек лако и једноставно добити у лабораторијским условима исте молекуле који се налазе, рецимо, у звезданим атмосферама. Погледајмо један занимљив пример.

1926. П. Меррилл и Р. Санфорд приметили су врло јаке апсорпционе траке код неких угљеничних звезда типа РВ Змај, али деценијама нису могли да буду поуздано идентификовани. Истина, из теоријских разлога претпостављало се да ове траке изазива сложени молекул - триатомски С1Ц2.

За тачно решавање проблема постављени су лабораторијски експерименти. 1956. В. Цлемент је покушао да добије ове траке у лабораторији. Приликом постављања експеримената, пошао је од следећег разматрања: спектри молекула Цр посматрани су у бројним звездама и добро су проучени. Спектар молекула силицијума добро је проучаван у лабораторији, али није примећен међу астрономским спектрима.Стога је Клемент предложио да се у присуству угљеника и силицијума формира униполарни молекул СиЦ, што треба посматрати у астрономским спектрима, као и у лабораторији, иако је то било могуће тек 1961. године. Тада је Клемент образложио следеће: ако се С1 дода у Кинг-ову високотемпературну пећ која је направљена од чистог пресованог угља, тада на одређеној температури грејања пећи (у пећи се може добити температура од 2500-3000 ° К) треба посматрати спектар апсорпције који припада молекулу СиЦ. Међутим, показало се да је спектар добијен од Цлемента сложенији и за разлику од очекиваног за СиЦ. Затим су упоредили спектар добијен у лабораторији са неидентификованим спектром једне од хладних звезда типа РВ Драгон и испоставило се да се траке добро подударају. Из експеримента је постало јасно само једно, да је Клемент у лабораторији могао да репродукује звездани спектар. Међутим, било је немогуће утврдити који молекул даје овај спектар.

Молекул је остао непознат. Само је било више разлога за веровање да само угљеник и силицијум могу пружити такав спектар.

Поред тога, анализа вибрација показала је да жељени молекул садржи један тешки атом, у комбинацији са два повезана лакша. Из овога је изведен закључак (који захтева више потврда): највероватније овај сложени спектар пружа молекул С1Ц2. У свом истраживању, Цлемент је добио спектрограме на високој температури извора спектра, тако да се фина структура трака није могла детаљно утврдити. Таква несавршеност спроведеног експеримента није нам дозволила да коначно идентификујемо бендове Меррилл и Санфорд.

Тренутно су се истраживачи поново вратили овом питању. Канадски физичари посвећују велику пажњу потрази за извором светлости који даје молекуларни спектар сличан пругастим спектрима угљеничних звезда. Проф. Г. Херзберг извештава да су он и његов сарадник Р. Верма у лабораторији успели да посматрају траке молекула СиЦ2 на ниским температурама - Херзберг изражава наду да ће темељно проучавање нових спектра на већој резолуцији омогућити више самопоуздано анализирати ротациону структуру и одредити тренутак инерције овог мистериозног молекула.

Многи научници са великим интересовањем очекују резултате ове студије и надају се да ће напокон бити пронађен извор молекуларног спектра, што ће омогућити дефинитивну идентификацију опсега Меррилл и Санфорд. Молекул СиЦ2 ће тада бити први полиамомски молекул поуздано пронађен у атмосфери звезде.

У атмосферама звезда и комета такође су идентификовани и други молекули, попут ЦХ +, Ц3, НХ2, који се могу добити само са великим потешкоћама и врло ретко у лабораторијама под посебно контролисаним условима. Генерално, молекуларни спектри, због своје сложене структуре, проучавани су много горе од атомских.

Спектри атома различитих хемијских елемената готово су добро проучени, иако постоји низ питања која остају нерешена. Сада имамо потребну количину потпуно поузданих информација о физичким константама спектра атома. Можда ће због тога атомски спектри још дуго играти доминантну улогу над молекуларним у разним областима науке.

Лабораторијско проучавање спектра молекула од астрофизичког интереса добило је посебну пажњу од четрдесетих година нашег века. Међутим, до сада још увек нема добрих, комплетних референтних књига молекула који се проучавају.

Апсорпционе цеви са великим апсорпционим путем

Спектри молекуларне апсорпције сложенији су од атомских. Чине их одређени број опсега, а сваки опсег чини велики број појединачних спектралних линија. Поред транслационог кретања, молекул има и унутрашња кретања, која се састоје од ротације молекула око његовог тежишта, вибрација језгара атома који молекул чине један у односу на други и кретања електрона који чине електронску љуску молекула.

За решавање молекуларних апсорпционих опсега у појединачне спектралне линије потребно је користити спектралне уређаје високе резолуције и преносити светлост кроз апсорпционе (апсорбујуће) цеви. У почетку се радило са кратким цевима и под притисцима испитиваних гасова или њихових смеша од неколико десетина атмосфера.

Испоставило се да ова техника не помаже у откривању структуре спектра молекуларних трака, већ их, напротив, испире. Стога су то одмах морали напустити. Након тога кренули смо путем стварања апсорпционих цеви са вишеструким проласком светлости кроз њих. Оптичку шему такве апсорпционе цеви први је предложио Ј. Вхите 1942. У цевима дизајнираним према Вхите-овој шеми могу се добити еквивалентни оптички путеви упијајућих слојева од неколико метара до неколико стотина хиљада метара. Притисак испитиваних чистих гасова или смеша гасова варира од стотих до десетина и стотина атмосфера. Употреба таквих апсорпционих епрувета за проучавање молекуларних апсорпционих спектра показала се веома ефикасном.

Дакле, да би се спектри молекуларних трака решили у одвојене спектралне линије, неопходно је имати посебну врсту опреме, која се састоји од спектралних уређаја високе резолуције и апсорпционих цеви са више пролаза светлости кроз њих. Да би се идентификовали добијени спектри планетарних атмосфера, неопходно их је упоредити директно са лабораторијским и на тај начин пронаћи не само таласне дужине, већ и поуздано одредити хемијски састав, те проценити притиске у атмосферама планета од проширења спектралних линија. Измерена апсорпција у апсорпционим цевима може се упоредити у величини са апсорпцијом у атмосфери планете. Сходно томе, у апсорпционим цевима са више пролаза светлости када се промени притисак испитиваних чистих гасова или њихових смеша, атмосфера планета може да се симулира. Сада је постало реалније када је могуће променити температурни режим у цевима у року од неколико стотина степени Келвина.

Оптички распоред апсорпционе цеви Ј. Вхите

Суштина проналаска Ј. Вхите-а своди се на следеће: узета су три сферна удубљена огледала строго једнаког полупречника закривљености. Једно огледало (А) је инсталирано на једном крају унутар цеви, а друга два (Б, Ц), која су два једнака дела исеченог огледала, налазе се на другом крају. Удаљеност између првог огледала и друга два једнака је полупречнику закривљености огледала. Цев је херметички затворена. Вакуум у цеви ствара се на десетинке или стотинке мм Хг. Чл., А затим се цев напуни испитним гасом до одређеног (у зависности од задатка, притиска. Огледала у цеви су постављена на такав начин да се светлост која улази у цев одбија од огледала, пролазећи унапред одређени број пута у правцу напред и назад.

Тренутно су све апсорпционе цеви израђене према шеми Ј. Вхите-а са променом дизајна предњег огледала коју су увели Г. Херзберг и Н. Бернстеин 1948. Херзберг је користио оптичку шему да би добио дугачку путању апсорпције светлости у апсорпциона цев са радијусом закривљености огледала од 22 м и пречником цеви 250 мм. Цев је направљена од електролитског гвожђа. У једном од Херцбергових радова на проучавању спектра апсорпције угљен-диоксида (ЦО 2), пут упијања светлости износио је 5.500 м, што одговара 250 пролаза између огледала. Тако велика апсорбујућа путања, односно велика оптичка дубина, добијена је само захваљујући генијалној оптичкој шеми коју је предложио Вајт.

Ограничење броја светлосних пролаза одређује губитак рефлексије и број слика које се могу добити на огледалу Ц. При пројектовању апсорпционих цеви дизајнери наилазе на велике механичке потешкоће. Пре свега, ово је развој оквира огледала и њихових механизама за причвршћивање, подешавање и фокусирање, излази управљачких механизама према споља.Ако је цев релативно кратка, огледала се налазе на заједничком платоу, који се након уградње огледала гурне у цев; ако је цев дугачка, постављање огледала постаје много теже.

Веома је важно од којег материјала су цеви направљене. Користе се електролитички чисто гвожђе, нерђајући челик и инвар. Унутрашњост челичне цеви је пресвучена електролитички чистим гвожђем. Колико знамо, зидови унутар цеви нису прекривени никаквим вакуумским лаковима, посебно у последње време. Избор материјала за покривање површине огледала зависи од спектралне регије у којој ће се рад изводити. Сходно томе, користе се злато, сребро или алуминијум. Такође се користе диелектрични премази.

Апсорпциона цев опсерваторије Пулково

Наша апсорпциона цијев је челична, једноделно вучена, заварена одвојено дужине. 8-10 м. Његова укупна дужина је 96,7 м, унутрашњи пречник 400 мм, дебљина зида 10 мм. Привремено су у цев уграђена два огледала пресвучена алуминијумом пречника само 100 мм и радијуса закривљености 96 м. Цев такође садржи објективе. Уз помоћ два огледала добијамо путовање три пута. Ако узмемо још два огледала и поставимо их на одговарајући начин у цев, светлост се преноси пет пута, што смо недавно и учинили.

Дакле, у нашим радовима имамо следеће апсорбујуће стазе: 100 м, 300 м, 500 м. То је узимајући у обзир растојања од извора светлости до улазног прозора цеви и растојање од кога светлосни зрак путује излазни прозор на прорез спектрографа.

У будућности би огледала требало да буду замењена великим - пречника 380 мм и полупречника закривљености 100 м. Одговарајућу оптичку шему замениће класична бела шема са променом коју су увели Херзберг и Бернстеин. Сви оптички прорачуни морају се извршити тако да ефективна дужина пута апсорпције постане 5000–6000 м за 50–60 пролаза.

Наша апсорпциона цев је једна од најдужих, тако да су се приликом дизајнирања неких њених компоненти морала наћи нова решења. На пример, да ли би огледала требало да буду постављена на постоље повезано са телом цеви или инсталирана на одвојеним темељима неовисно од цеви? Ово је једно од врло тешких питања (другима нећемо дати), а поузданост и тачност поравнања и оријентације огледала зависиће од његовог тачног решења. Будући да се огледала налазе унутар цеви, онда, природно, приликом испумпавања или приликом стварања притиска у цеви, због деформација причвршћивања огледала (чак и ако су минималне, промена смера светлосног зрака. Ово питање такође захтева посебно решење, као и одређивање броја светлосних пролаза кроз цев. Поравнање и фокусирање огледала извршићемо помоћу ласера.

Уз апсорпциону цев је постављен вакуумски дифракциони спектрограф. Саставља се према шеми аутоколимације. Равна дифракциона решетка са 600 линија по милиметру даје линеарну дисперзију другог реда од 1,7 А / мм. Као извор континуираног спектра користили смо жаруљу са жарном нити од 24 В, 100 В.

Поред постављања и испитивања цеви, сада је завршено и проучавање А опсега молекуларног апсорпционог спектра кисеоника (О2). Рад је био усмерен на откривање промена еквивалентне ширине апсорпционих линија у зависности од притиска. Еквивалентне ширине су израчунате за све таласне дужине од 7598 до 7682 А. Спектрограми 1 и 2 показују спектре апсорпције опсега А. Такође се ради на откривању ефекта повећања еквивалентних ширина у зависности од присуства страног гаса. На пример, узима се угљен-диоксид (ЦО2) и додаје му се мало азота (Н2).

У нашој лабораторији рад на проучавању молекуларних апсорпционих спектра обављају Л.Н.Зхукова, В.Д.Галкин и аутор овог чланка.Покушавамо да усмеримо наша истраживања тако да би њихови резултати допринели решавању астрофизичких проблема, углавном у планетарној астрономији.

Обрада лабораторијских и астрономских спектра молекуларне апсорпције добијених фотографским или фотоелектричним методама снимања врло је мукотрпна и дуготрајна. Да би убрзао овај рад на Универзитету у Калифорнији, Ј. Пхиллипс је још 1957. године започео обраду молекуларних апсорпционих спектра помоћу рачунара ИБМ-701. У почетку је састављен програм за спектре Ц2 и НО. Истовремено су припремљени столови за ЦН. Пхиллипс верује да машина пре свега треба да обради спектре молекула од асторофизичког интереса: Ц2, ЦН, НХ, БХ, МгХ, АИХ, СИФ, БО, ЗрО.

Предности рачунарске технологије су очигледне и треба је широко користити за обраду експерименталних резултата.

Лабораторијска истраживања и астрономски спектри

Велика група физичара проучава молекуларне апсорпционе спектре добијене у апсорпционим цевима вишеструког преноса светлости. Пре свега, желео бих да истакнем велику улогу и заслуге проф. Г. Херзберг (Отава, Канада). Његова експериментална и теоријска дела, попут монографија,
леже у основи ове научне области. Једно од водећих места у истраживању, а посебно у проучавању спектра молекула квадрупола, заузима рад проф. Д. Ранк (Пенсилванија, САД). Међу млађим истраживачима не може се не приметити рад Т. Овена (Аризона, САД) који своје лабораторијске експерименте врло успешно комбинује са астрофизичким посматрањима.

Већ смо у првом делу овог чланка дали један пример плодне комбинације лабораторијских и астрофизичких метода. То се односи на идентификацију молекуларних трака у спектру РВ Драцо звезде. Као други пример, узмите у обзир заједнички рад Г. Херзберга и Д. Куипера на проучавању планетарних спектара на основу директног упоређивања са лабораторијским.

Куипер у опсерваторији МцДоналд добија спектре Венере и Марса са високом резолуцијом у таласним дужинама од 14-2,5 микрона. Укупно је забележено 15 трака, идентификованих са молекуларним тракама угљен-диоксида (ЦО2). Једна трака близу Кс = 2,16 микрона била је упитна. Херзберг и Куипер спровели су додатне лабораторијске студије ЦО2, које су самоуверено показале да је за апсорпцију на Кс = 2,16 μ у спектру Венере заслужан молекул ЦО2. За лабораторијска испитивања спектра апсорпције ЦО2 од стране Херзберга и Куипера, коришћена је вишепропусна апсорпциона цев Опсерваторија Иерки са радијусом закривљености огледала 22 м, дужине 22 м и пречника 250 мм. Цев је направљена од електролитског гвожђа. Пре пуњења епрувете испитним гасом испумпана је до неколико мм Хг. Уметност. (касније су почели да добијају вакуум до десетинки мм Хг). У свом првом раду, Херзберг и Куипер су мењали притисак ЦО2 у цеви у распону од 0,12 до 2 атм. Дужина упијајућег слоја била је 88 м и 1400 м, тј. У првом случају светлост је пролазила кроз цев 4 пута, ау другом - 64 пута. Из цеви је светлост била усмерена на спектрометар. У овом раду користили смо исти спектрометар којим смо добили спектре Венере и Марса. Таласне дужине опсега апсорпције ЦО2 одређене су у лабораторијским спектрима. Упоређивањем спектрограма, лако су идентификовани непознати апсорпциони опсези у спектрима Венере. Касније су траке у спектрима Марса и Месеца идентификоване на сличан начин. Мерења самоширења спектралних линија, узрокована само променом притиска гаса или услед додавања другог гаса, омогућиће процену притиска у атмосфери планета. Треба напоменути да у атмосфери планета постоје градијенти притиска и температуре; то отежава њихово моделирање у лабораторији. Трећи пример. Указали смо на значај рада на чијем је челу проф. Д. рангМноги од њих су посвећени проучавању спектра молекула квадрупола: азота (Н2), водоника (Х2) и других молекула. Поред тога, Ранк и његови сарадници баве се врло актуелним питањима одређивања ротационих и вибрационих константи за различите молекуле, које су толико потребне физичарима и астрофизичарима.

У проучавању спектра молекуларне апсорпције у лабораторији Ранкуе користи се велика апсорпциона цев дужине 44 м и пречника 90 цм са више пролаза светлости. Израђена од цеви од нерђајућег челика. Притисак испитиваних гасова у њему може се добити до 6,4 кг / цм2, а дужина светлосног пута - до 5000 м. Овом цевчицом Ран је извршио нова лабораторијска мерења линија ЦО2 и Х2О, што га је учинило могуће је одредити количину таложене воде (Х2О) и ЦО2 у атмосфери Марса. Мерења су изведена на захтев америчких астрофизичара Л. Каплана, Д. Мунцха и К. Спинрада и морала су да потврде тачност њихове идентификације трака ротације линија Х2О око Кс = 8300 А и ЦО2 око Кс = 8700 А.

Лабораторијске студије спектра молекуларне апсорпције у месечевим и планетарним лабораторијама Универзитета у Аризони спроводе се са великим успехом. Т. Овен активно учествује у овим делима. Лабораторија има апсорпциону цев дужине 22 м и пречника 250 мм са вишеструким пропуштањем светлости. ' Челична цев, обложена унутра електролитским гвожђем. Лабораторијски спектри се добијају на дифракционом спектрографу са линеарном дисперзијом од 2,5 А / мм. Главна истраживања су метан (ЦХ4) и амонијак (НХа). Студија се изводи у широком опсегу притисака и на великој апсорбујућој дужини. Извор светлости је или сунце или жаруља са жарном нити. Тако је, на пример, за рад „Одређивање састава атмосфере и притиска на површини Марса“, који су извели Овен и Куипер (1954), у лабораторији било потребно истражити Кс = 1,6 μ трака у чистом угљен-диоксиду (ЦО2) под следећим условима:

Овен и Куипер такође су спровели студију о додавању страног гаса. Аутори примећују да ако се укупни садржај ЦО2 одређује из слабих опсега, емпиријски се може утврдити атмосферски притисак, посебно на Марсу, мерењем Кс = 1,6 μ опсега и открити присуство било које друге компоненте. Али емпиријско одређивање ефеката притиска у гасним смешама на овом објекту је немогуће, јер је неопходно да је дужина пута снопа једнака две висине хомогене атмосфере Марса, тј. Приближно 40 км. У експериментима Куипера и Овена, апсорбујући пут је био само 4 км, тј. 10 пута мањи.

Када су 1966. Ј. Куипер, Р. Вилод и Т. Овен добили спектре Урана и Нептуна, испоставило се да они садрже бројне неидентификоване апсорпционе траке. Будући да је највероватније атмосфера ових планета састављена од метана (ЦХ4), са њим су извршена лабораторијска испитивања. Лабораторијски спектри су добијени на врло дугим оптичким путањама и умереном разређивању. На пример, део спектра ЦХ4 у таласним дужинама од 7671 и 7430 А добијен је у ефективној апсорбујућој дужини од 1 940 м атм, а део спектра у опсегу од 7587, 7470 А и краћи - при дужине 2 860 м атм.

Само поређење спектра Урана и Нептуна са лабораторијским омогућило је поуздано идентификовање непознатих опсега и доказивање да апсорпцију у атмосфери ових планета узрокује углавном метан. Са технолошким институтом за истраживање Иллиноис (ИЛИ дужине 12,5 м, пречника 125 мм; нерђајући челик) апсорпционе цеви за вишекратну употребу, Овен је истраживао метан, водену пару, амонијак. Дужина светлосне путање је била 1000 м, тј. Светлост напред и назад правци у цеви прошли су 80 пута. Спектри гасова добијени у лабораторији упоређивани су са спектрима Јупитера, Венере и Месеца.На овај начин Овен је извршио идентификацију непознатих опсега у спектрима ових планета.Спектри ових планета добијени су у опсерваторији МцДоналд са 82 "рефлектором, 84" рефлектором и 60 "соларним телескопом у Националној опсерваторији Китт Пеак. Детаљна студија спектрограма омогућава нам да закључимо да су апсорпционе траке изазване метаном, амонијаком и водоником поуздано идентификоване у атмосфери Јупитера. За остале гасове потребан је одређени број лабораторијских испитивања.

На међународном симпозијуму у Кијеву (1968) Овен је известио о резултатима спектроскопског одређивања гасова садржаних у атмосферама Јупитера, Сатурна и Урана.

Приметили смо да није увек могуће анализирати и идентификовати добијене спектрограме небеских тела директним упоређивањем са лабораторијским спектрима. То се може објаснити чињеницом да се побуђивање и сјај гасовитих медија на небеским телима често јављају под веома сложеним физичко-хемијским условима који се не могу тачно репродуковати у лабораторијама на земљи. Стога, у поређењу са лабораторијским спектрима, структура молекуларних трака и њихов интензитет остају двосмислени. Тада морате прибећи индиректним методама идентификације. Дајмо, на пример, случај са спектрограмом централног врха месечевог кратера Алфонса, који је Н. А. Козирјев добио 3. новембра 1958. и обрадио исте године. Спектрограм је идентификован случајношћу низа познатих Ц2 опсега. Међутим, максимална осветљеност траке при А = 4740 А захтевала је посебно објашњење, јер у лабораторији није било могуће добити сличан спектар. Козирјев објашњава овај помак чињеницом да се сложени молекул јонизује под дејством тврдог зрачења Сунца, а као резултат тога настаје радикал Ц2, коме припада измештена трака, која се не поклапа са тракама познатим у овај регион. Пошто је Козирјев на основу ових резултата донео веома смео закључак о унутрашњој енергији месечеве унутрашњости и о вулканској емисији гасова, одлучено је да се овај јединствени спектрограм поново обради. Ову обраду извршио је А.А.Калињак, применом методе микрофотометрије. Закључак Козирјева је потврђен.

У вези са развојем ракетне технологије и лансирањем ракета ван Земљине атмосфере, постало је могуће добити фундаментално нове физичке параметре планетарних атмосфера и проучити својства небеских тела која су раније била неприметна. Али у обради и анализи запажања добијених и уз помоћ ракета и копнених средстава, наилазе се на велике потешкоће, које су због недостатка лабораторијских истраживања. Ове потешкоће могу се елиминисати експерименталним радом спектроскопа-физичара и астрофизичара, чији се интереси не само поклапају, већ се и преклапају на пољу проучавања атомске и молекуларне апсорпционе и спектре зрачења. Сходно томе, задаци са којима се суочавају могу се успешно решити само заједничким радом у земаљским лабораторијама. Према томе, упркос огромном напретку у проучавању планетарних атмосфера помоћу ракетне технологије, лабораторије са земље треба да играју важну улогу и ни на који начин не губе значај за астрофизику.

Л. А. Митрофанова

Сличне публикације

Како "изградити" молекул?

Команданти електронских топова

Двадесет први век узима маха