Ферсман, А. Е. Геохимия / А. Е. Ферсман. - Ленинград : Госхимиздат, 1934. - Т. 2. - 354 с.

« 3 0 МИГРАЦИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ Гл. Таким образом мы видим, что в определенных участках космоса в определенное время характерна своя более или менее определенная амплитуда колебаний темпе­ ратур. Как мы видели, колебания температур тесно связаны с колебаниями р (давления), что до сих пор в достаточной мере не было учтено при анализе процессов миграции,, особенно космических систем. Мы имеем в космосе грандиозные колебания р — от миллионных долей атмосфер (и более) в наружных разреженных частях атмосфер до 10 х 10!5атм. давлений в г лу ­ бинах. Сейчас мы для космоса даже знаем вероятные величины давления, что очень важно для выводов и теоретического определения точек кипения. Внутри самих звезд давление достигает К)14— 10:5 атмосфер, что вероятно ведет при очень вы­ сокой температуре к потере атомами Своих электронов и к возможному уплотнению вещества до 10®‘уд. веса (!). Минимальные давления в сильно разреженной среде достигают 1U"20 атм; в частности на поверхности Солнца мы в фотосфере и хромо­ сфере имеем К)-2 в глубинных частях и быстро падает кверху к Ю- 4 , 10~6 и т. д. Таким образом при учете температуры кипения элементов на поверхности солнца мы должны примерно считаться с этим максимальным давлением, которое должно понизить точки кипения градусов па 200 — 400 (см. Ландолып), что видно из сле ­ дующей таблицы: Т А Б Л И Ц А CXVI Точки кипения при разных давлениях 0,01 атм. около 200 1100 (при 10 ат ч. — 2000°) 1 атм. 0,1 атм Си . . . . 2360° — РЬ . . . 1525° 1300° Sn . . . . 2275° 1900° Bi . . 1420° 1150° Ag . . . . 1925° 1600° Указанные выше колебания давлений играют огромную роль в миграции косми­ ческого вещества, так как не только вызывают возгонку и переход в газообразное- состояние всех элементов, но и определяют собою явления ионизаций, так как, согласно Мег-Над-Сага (Megh-Nad-Saha) и Рёсселя (Russel), степень ионизации за ­ висит также от упругости электронов в данной среде; благодаря этому в наружных частях зведных атмосфер при очень малых р электронов ионизация будет более со­ вершенной в противоположность центральным частям звезд, где парциальное да­ вление электронов будет настолько велико, что ионы будут частично, несмотря на очень высокую температуру, возвращаться в состояние неионизированных атомов и образовывать тяжелые малоустойчивые плотные ядра. Величины давления в земной коре и в Земле точно неизвестны; с достаточным приближением мы можем считать давление на поверхности Земли постоянным и равным одной атмосфере, хотя даже ничтожные колебания давления атмосферы вы­ зывают изменение в миграции, например, эманации из почвы. В самой земной коре д о глубиныв 20 о * мы условно можем считать давление увеличивающимся на 250 — 300 атм с каждым километром, благодаря чему на глубинах в 20 км мы должны ожидать давления в 5 — 6000 атм. Гораздо сложнее вопрос о давлении в центральных частях Земли, где, мы думаем, должны иметь дело с величинами порядка 3 — 5 х 106 атм. (см. Геохимия, том I, главу 4, Геосферы, стр. 240). Понятие о величине давления, как видно, с геохимической точки зрения довольно сложное, так как оно, с одной стороны, говорит о некотором суммарном давлении системы в целом, что имеет значение в образовании в глубинах или суммарного бокового давления — стресса, или общего гидростатического давления; с другой, мы должны в некоторых случаях отличать парциальное давление паров данного элемента (или парциальное давление электронов), которое определяет переход элемента в летучее состояние. Вопросы миграции элементов поэтому н а х о д я т с я в т е с н о й з а в и с и ­ м о с т и к а к о т у п р у г о с т и п а р о в с а м о г о э л е м е н т а , т а к и o r