Термодинамический анализ эволюции вещества в допланетном облаке и внешних оболочках Венеры и Марса

• Автор: Сидоров, Юрий Иванович
• Шифр специальности: 04.00.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1999
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 335 с.

ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ
Глава 1. ИНФОРМАЦИОННАЯ ПОДДЕРЖКА ИССЛЕДОВАНИЙ ПО МОДЕЛИРОВАНИЮ ПРОЦЕССОВ ПРЕОБРАЗОВАНИЯ ВЕЩЕСТВА НА ВЕНЕРЕ И МАРСЕ
1.1. Литературный анализ и экспертная оценка термодинамических данных для моделирования процессов преобразования вещества на Венере и Марсе
1.2. Оценка стандартных энтропий сложных породообразующих
минералов
1-З.Описание калориметрических установок
1.4. Состав образцов и подготовка их к исследованию
1.5. Особенности измерения низкотемпературной теплоемкости
1.6. Методика обработки полученных экспериментальных данных и вычисление термодинамических функций минералов
1.7. Выбор минеральных фаз и расчет их термодинамических свойств для моделирования состава пород поверхности Венеры и Марса
Глава 2. ИНФОРМАЦИОННОЕ ОБЕСПЕЧЕНИЕ БАЗЫ ТЕРМОДИНАМИЧЕСКИХ ДАННЫХ ДЛЯ ИНФОРМАЦИОННОВЫЧИСЛИТЕЛЬНОГО КОМПЛЕКСА
2.1. Структура информационно-вычислительного комплекса
2.2. Структура базы данных
2.3. Структура информационных каталогов
2.4. Термодинамические функции веществ, использованные в модельных расчетах
2.5. Специфика моделирования сложных химических систем и особенности согласования погрешностей входных и выходных данных
2.5.1. Вероятностный характер расчетов химического равновесия
2.5.2. Метод стохастического моделирования химического равновесия
2.5.3 Частные примеры расчета химического равновесия стохастическим методом
Глава 3. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ПЛАНЕТАХ
3.1. Физические характеристики планет
3.2. Параметры и химический состав атмосферы Венеры
3.2.1. Измерения температуры и давления
3.2.2. Измерения химического состава
3.3 Параметры атмосферы Марса
3.4. Характеристика поверхностного материала планет
3.4.1. Физические свойства поверхности планеты Венера
3.4.2. Грунт Марса

Глава
Глава
4. ФИЗИКО-ХИМИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОЦЕССОВ ПРЕОБРАЗОВАНИЯ ВЕЩЕСТВА ПОВЕРХНОСТИ ПЛАНЕТ ВЕНЕРА И МАРС ПРИ ВЗАИМОДЕЙСТВИИ С ГАЗОВЫМИ ОБОЛОЧКАМИ
4.1. Химический состав газовых оболочек Венеры и Марса
4.1.1. Химический состав тропосферы Венеры
4.1.2. Химический состав атмосферы Марса
4.2. Химический состав поверхности планет
4.2.1. Породы поверхности Венеры
4.2.2. Химический состав грунта Марса
4.3. Взаимодействие вещества поверхности Венеры с газами тропосферы
4.3.1. Предварительный прогноз минерального состава пород поверхности Венеры
4.3.2. Прогноз минерального состава пород Венеры после полета КА «Венера-11, 12»
4.3.3. Оценка минерального состава в местах посадок КА «Венера-13, -14» и «Вега-2»
4.4. Моделирование взаимодействия пород Марса с газами атмосферы
4.4.1. Термодинамические расчеты по выветриванию отдельных минералов
4.4.2. Оценка минерального состава пород Марса
4.5. Сравнительный анализ процессов преобразования пород поверхности на Венере и Марсе
5. ПРОГНОЗ СОСТАВА КОНДЕНСАТОВ ОБЛАКОВ ВЕНЕРЫ И МОДЕЛИ ЭВОЛЮЦИИ АТМОСФЕР ПЛАНЕТ
5.1. Теоретический прогноз состава конденсатов основного облачного слоя планеты Венера
5.1.1. Состав облачного слоя
5.1.2. Высотное распределение аэрозолей
5.1.3. Химический состав облачных конденсатов
5.1.4. Возможные второстепенные компоненты и контаминанты аэрозолей
5.1.5. Прогноз состава конденсатов
5.2. Парниковый разогрев атмосферы и дефицит ГЦО во внешних оболочках планеты Венера
5.2.1 Методика расчета парникового разогрева поверхности
5.2.2. Принятые допущения
5.2.3. Результаты расчетов
5.3. Эволюция атмосфер планет
5.3.1. Космохимия инертных газов
5.3.2 Источники газовых оболочек планет
5.3.3. Парниковый эффект планетарных атмосфер

Глава 6. ФИЗИКО-ХИМИЧЕСКОЕ МОДЕЛИРОВАНИЕ ПРОЦЕССОВ КОНДЕНСАЦИИ И ИСПАРЕНИЯ ВЕЩЕСТВА В ДОПЛАНЕТНОМ ОБЛАКЕ
6.1. Эволюция допланетного облака
6.1.1.Строение солнечной небулы и хронология ее эволюции
6.1.2. Наблюдаемые протозвезды
6.1.3. Формирование дисков
6.1.4. Масса допланетного облака
6.1.5. Температура допланетного облака
6.2. Методика расчета конденсации вещества из газа солнечного состава
6.2.1. Результаты расчета конденсации минеральных фаз из остывающего газа ДПО
6.3. Равновесная конденсация из газа ДПО
6.3.1. Методика расчета равновесного состава конденсата
6.3.2. Расчеты в системе Н-Не-О-Р-Б-М-С-Зі-АІ-Ре-Мі-Мп-Сг-Ті-Мв-Са-Ха-К
6.4. Фракционная конденсация из газа ДПО
6.4.1. Физическая модель процесса фракционной конденсации
6.4.2 Результаты моделирования процесса неизотермической фракционной конденсации
6.5. Постконденсационное преобразование вещества в ДПО
6.5.1. Термодинамическая модель постконденсационной эволюции частицы
6.5.2 Моделирование равновесного состава частицы конденсата
6.5.3.Низкотемпературная эволюция равновесной частицы «солнечного
хондрита»
6.5.4 Динамика конденсации, приводящая к веществу энстатитового хондрита
6.6. «Солнечный хондрит» - протовещество верхней мантии Земли
6.6.1. «Солнечный хондрит» как модельное планетарное вещество
6.6.2. Петролого-геофизическая модель вещества «солнечного хондрита»
6.7. Модель испарения вещества межзвездной пыли в процессе дрейфа к центральному телу
6.7.1. Параметры модели
6.7.2. Результаты моделирования
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

На рис. 1.5 приведена схема криостата (анероидного типа) микрокалориметра. Внутри вакуумной оболочки (1) смонтированы две емкости (2) и (3) для криогенных жидкостей. Емкость (2) объемом -~ЗхЮ-3 м3 предназначена для жидкого азота, а емкость (3) ~1.2хЮ'3 м3 - для жидкого гелия. Емкости закреплены на тонкостенных трубках из нержавеющей стали (4). На нижней части каждой емкости имеются фланцы для присоединения тепловых экранов (5) и (6). Тепловое сопротивление между фланцем и экраном уменьшено за счет использования шайбы из металлического индия (7). Поверхности двойных экранов и емкостей покрыты отражательной лавсановой пленкой (8). Откачка воздуха из рабочей камере калориметрической системы (6) осуществляется через трубку (9).
Электрические провода (10) герметизированы с помощью композита на основе смолы ТК-75. Нижний фланец криостата соединен с диффузионным насосом через дроссельное устройство ДУ-32. Криостат откачивается до остаточного давления ~1хЮ'3 Па (—1x10"® бар). Для устранения постоянного