Dotaz to upřesnil na složení povrchu Měsíce, takže já budu odpovídat jen na tuto část otázky (zda se dá ze Země určit složení povrchu Měsíce, případně povrchů jiných pevných objektů), ať se zde nezamotáme do ještě mnohem komplikovanější úlohy spektroskopie plynných objektů, které září vlastním světlem.
Povrch Měsíce a pevných planet a planetek rozptyluje sluneční záření, proto je spektrum jejich povrchu ( tj. křivka, která udává intenzitu světla v závislosti na vlnové délce) téměř totožné se spektrem slunečního záření. Není ale totožné zcela, a ty rozdíly umožňují o povrchu zjistit řadu věcí. Pokud tedy mluvíme o spektru povrchu Měsíce, planetek apod., máme už na mysli vždy tento rozdíl:
Sluneční spektrum minus spektrum daného objektu, takže tak to budu dál používat i já (záření, které pozorujeme dole na zemi, je ještě navíc ovlivněno zemskou atmosférou, ta ale ovlivňuje obě pozorovaná spektra stejně, proto tento vliv z výsledku umíme odstranit).
To jak vypadá spektrum povrchu Měsíce a povrchů planetek a planet, ovlivňují především tři faktory:
- chemické složení
- velikostní rozdělení fragmentů povrchové vrstvičky, v níž dochází k rozptylu světla (pevný kus šutru bude mít trochu jiné spektrum, než porézní šutr nebo volně ležící regolit)
- úhel, pod nimiž sluneční světlo na povrch dopadá, a úhel, pod nímž povrch pozorujeme (což jsou kromě případů, kdy je těleso "v úplňku", dva různé úhly).
To, že ze změřeného spektra dokážeme tyto tři věci odlišit, je výsledkem řady simulací toho, jak se světlo při mnohonásobném rozptylu v takovém materiálu chová, a také mnoha srovnávacích laboratorních experimentů na zemi, kdy za podobných podmínek (složení, porozita, úhly) měříme spektrum nejrůznějších materiálů.
Bohužel, ne vždy je výsledek jednoznačný - řada materiálů má stejné spektrum, a pak nedokážeme na dálku rozlišit, o jaké konkrétní materiály se jedná.
U pevných látek tím chemickým složením nejsou jednotlivé prvky (spektrum pevných látek netvoří absorpční čáry jako u plynů), ale spíše jednotlivé minerály. Umíme ve spektru například rozlišit minerály jako pyroxen, olivín, enstatit, směs složitých organických látek (jednotlivé ve spektru nerozlišíme, ale poznáme, že materiál odpovídá složení úhlíkatých chondritů, např.), atd. atd.
Důležitým porovnáním jsou meteority a horniny, o nichž předpokládáme, že z těchto těles pocházejí, a proto se porovnávají spektra různě drcených meteoritů a minerálů na zemi se spektrem těchto objektů.
U většiny pozorovaných objektů se samozřejmě jedná o směs minerálů, proto po získání spektra ještě následuje výpočet, kterým zjistíme, jak jsou jednotlivé materiály ve výsledném spektru zasoupeny.
Přidám aspoň nějaký obrázek pro představu. Spodní dvě křivky jsou spektra změřená na dvou různých místech na Marsu. Nad tím je laboratorní spektrum Fayalitu (na Fe bohatý olivín) a Forsteritu (na Mg bohatý olivín). Tvar získaných spekter tato dvě laboratorní spektra připomíná (prudký náběh začátku a absorpční pás mezi 0.6 a 1.7 μm). Není samozřejmě identické, hloubku absorpčního pásu ve změřeném spektru ovlivňují i ty další faktory, o nichž jsem psal, a to je otázka dalších výpočtů.
(Důležitý je tvar samotné křivky. To že jsou křivky na obrázku posunuté ve vertikálním směru, je pouze pro přehlednost).
) Takže se kouknu na spektrum světla ze Slunce a pak na to, co odrazil Měsíc a to co tam chybí jsou prvky na Měsíci?
Tak jak pak ale Sofia zjistila přítomnost vody na Měsíci?
.