Cтраница 1
Образование твердого зародыша облегчается присутствием твердой фазы [ см. уравнение (62.5) ] и притом тем значительнее, чем меньше величина aJ2 на границе имеющейся и вновь образующейся фаз. Таким образом, появление кристаллического зародыша облегчается при эпитаксии ( структурном соответствии) обеих фаз. [1]
Образование твердого зародыша облегчается присутствием твердой фазы [ см. уравнение (62.5) ] и притом тем значительнее, чем меньше величина а12 на границе имеющейся и вновь образующейся фаз. Таким образом, появление кристаллического зародыша облегчается при эпи-таксии ( структурном соответствии) обеих фаз. [2]
Образование твердого зародыша облегчается присутствием твердой фазы [ см. уравнение (62.5) ] и притом тем значительнее, чем меньше величина aJ2 на границе имеющейся и вновь образующейся фаз. Таким образом, появление кристаллического зародыша облегчается при эпитаксии ( структурном соответствии) обеих фаз. [3]
Хотя процесс образования твердого зародыша является более сложным, можно показать, что уравнение ( 4) будет справедливым и в этом случае. С увеличением перенапряжения уменьшается размер зародышей и увеличивается скорость их образования, что приводит к получению мелкокристаллической структуры осадков. [4]
Хотя процесс образования твердого зародыша является более сложным, тем не менее можно показать, что уравнение (62.12) остается справедливым. [5]
Хотя процесс образования твердого зародыша является более сложным, тем не менее можно показать, что уравнение ( 62 12) остается справедливым. [6]
Хотя процесс образования твердого зародыша является более сложным, тем не менее можно показать, что уравнение (62.12) остается справедливым. [7]
Образование этих планет в два этапа, упоминавшихся выше ( образование массивных твердых зародышей планет, на которые затем аккрецирует газ из протопланетного диска), делает возможным образование протоспутникового диска на заключительной стадии аккреции планет длительностью 106 4 - 107 лет. При построении моделей аккреционного диска Юпитера ( Макалкин и др., 1999) была использована методика расчета моделей термической структуры протопланетного околосолнечного диска, обсуждавшаяся выше. В качестве варьируемых параметров были взяты радиальный поток массы через диск на планету, светимость и радиус молодого Юпитера ( эти параметры можно оценить с помощью моделей образования Юпитера), коэффициент а, характеризующий турбулентную вязкость диска, а также коэффициент непрозрачности, зависящий от температуры и скачком изменяющийся при температуре конденсации водяного льда и температуре конденсации магнезиальных силикатов и железа. Ограничениями на модели были суммарная масса галилеевых спутников Юпитера и их химический состав: отсутствие воды в Ио, ее малое содержание в Европе и большое - в Ганимеде и Каллисто. [8]
Даже если абстрагироваться от возможных эффектов подобного рода, все равно надо признать, что механизм химического зародышеобразования довольно сложен. По-видимому, нелегко предвидеть ( даже качественно) то влияние, которое могут оказать на Зародышеобразование различные экспериментальные параметры. Рассмотрим, например, влияние повышения температуры. Протекание первичных химических реакций, предшествующих зародышеобразованию, при повышении температуры должно облегчаться. Но влияние температуры на процесс ассоциации промежуточных частиц в зародыш значительно сложнее. В то же время ассоциация будет облегчаться, поскольку повышение температуры влияет на кинетику перемещения промежуточных частиц и на кинетику процесса перераспределения связей, которое может происходить при образовании твердого зародыша. Можно предвидеть конкуренцию, с одной стороны, термодинамического фактора, а с другой - одного или нескольких кинетических. Относительная роль различных факторов может сильно изменяться при переходе от одного случая к другому. Влияние других параметров будет, вероятно, столь же сложным. [9]