Природа космических тел Солнечной системы. Дмитрий Николаевич Тимофеев

до настоящего времени имеет своих сторонников. Очевидно, уран и торий в глубине Земли есть, а, следовательно, там высокая температура.

      Совершенно непонятная для Холмса приблизительная устойчивость теплового состояния Земли при допущении, что в ее центральной части имеется уран и торий, вполне может быть объяснима, если учесть, что при высоких температурах и давлениях совершенно изменяются законы теплопередачи. Если учесть, что температуры в глубинах Земли определяются не только процессами радиоактивного распада изотопов, но еще и реакциями, сопровождающимися поглощением тепла, и рассчитываются путем составления температурного баланса целого ряда как экзотермических, так и эндотермических процессов самых различных преобразований, о которых авторы Земли с железным ядром, видимо, имели недостаточное представление.

      Для получения представления, в каком состоянии находятся вещества в глубинах Земли, рассмотрим какие свойства имеют вещества при высоких температурах. Обычно при повышении температуры любое вещество плавится, далее переходит в газообразное состояние, распадается на элементы, а затем происходит ионизация элементов. Верхние сферы Земли в большой степени состоят не из элементов, а из химических соединений (минералов). Их свойства плавиться, разлагаться, испарятся, находятся примерно в том же диапазоне температур, что и у элементов (0—6000 ^оК), поскольку их агрегатные состояния определяются, как и у элементов, прочностью химических связей. Для определения зон нахождения веществ в твердом, жидком, газообразном и ионизированном состоянии построена (таблица. 6). Приведены только стабильные элементы таблицы Д.И.Менделеева, которые здесь расположены последовательно сверху вниз в порядке возрастания температур их преобразования. Можно отметить, что эти последовательности чередования элементов для каждого свойства Т_пл, Т_кип и температур первой, второй, третьей ионизации различны. Температуры ионизации рассчитаны исходя из зависимости средней кинетической энергии атома газа от температуры:

      где Е – средняя кинетическая энергия атома;

      k – постоянная Больцмана;

      Т – температура по шкале Кельвина.

      Где R – универсальная газовая постоянная;

      N – число Авогадро.

      Принято, что ионизация атомов наступает, когда температура достигнет величины, при которой средняя кинетическая энергия атомов будет равна энергии ионизации.

      Поскольку число Авогадро и постоянная Больцмана – величины постоянные, то для расчета температуры газа, соответствующей энергиям ионизации, предлагается более простая формула

      T=dE

      где Т – температура в градусах Кельвина;

      d – число, рассчитанное в этой работе – 7752;

      E – средняя поступательная энергия атома в эв.

      Принято