Редактирование: Устойчивость протопланетного облака системы "Земля - Луна" часть 2

Проект выполняет [[Мурачёв Андрей]].

==Вторая модель==
(Черновые тезисы)

Рассматривается модель протопланетного облака, содержащего как газовую,так и пылевую компоненты. В роли пыли выступают ледяные частицы, в дальнейшем, называемые микрочастицами. Облако имеет примерно такую же температуру, как Земля-около <math>300^0C</math>.
Микрочастицы в этом облаке испаряются. Можно показать, что давление испарившихся с одной частицы молекул газа обратно пропорционально квадрату расстояния между микрочастицами.  Но силы гравитационного притяжения тоже пропорциональны квадрату расстояния, а это значит, вполне возможно равновесие облака.

Что такое равновесие протопланетного облака? Пока под этим будем предполагать равновесие сил радиационного отталкивания и гравитации.

==Mane part==

* Ответ на вопрос, который должна дать данная часть работы, можно сформулировать так: "Как изменится концентрация испарившихся молекул после в результате прохождения через среду протопланетного облака?"

* Работа состояла из двух частей: Компьютерного 2D моделирования эксперимента и поиска аналитического решения.

* Эксперимент и аналитика дали хорошее совпадение результатов. Рисунки представлены ниже.

[[Файл: Nonrad.png|thumb|left|400px|рис. 1. Прохождение "лучей" через неиспаряющееся облако.]]

[[Файл: Radiation.png|thumb|right|400px|рис. 2. Прохождение "лучей" в испаряющемся облаке.]]

[[Файл: Summ.png|thumb|left|400px|рис. 3. Сумма двух вкладов.]]

[[Файл: lengh.png|thumb|right|400px|рис. 4. Эта зависимость от расстояния при заданной концентрации.]]
























































== Об аналитическом решении==

Чтобы найти закон распространения радиационного излучения в облаке, воспользуемся простой моделью. Некоторый объём пространства  
представим в виде цилиндра с основанием <math>H</math> и длиной <math>L</math>. В этом цилиндре находятся частицы-сферы радиуса r. 

Пусть, перпендикулярно основанию в цилиндр, по прямым траекториям входят N лучей радиационного излучения. Рассматривается случай, когда нет никаких отражений, т.е. луч упавший на сферу, ей тотчас поглощается.

Наша задача ответить на вопрос: сколько в среднем лучей достигнет противоположной стенки цилиндра?

Эта задача равносильна следующей: На некоторой поверхности <math>H</math> нанесена в случайном месте точка. На поверхность набрасываются случайным образом <math>N</math> окружностей площадью <math>S</math> <math>(S=\pi r^2)</math>. Какова вероятность того, что точка останется непокрытой? Будем решать её.

Ответ легко получить из закона распределения Пуассона.

Для начала-формальное определение:

''Пусть производится <math>m</math> независимых испытаний. Если число испытаний <math>m</math> достаточно велико, а вероятность <math>p</math> появления события <math>A</math> в каждом испытании мала, то вероятность появления события <math>A</math> ровно <math>k</math> раз находится следующим образом: 

<math>P_m(k)=\frac{\lambda^k e^{-\lambda}}{k!}</math>,

где <math>\lambda = mp</math>.

Сделаем важное допущение – произведение <math>mp</math> сохраняет постоянное значение.''

Очевидно, что вероятность того, что точка покроется одной окружностью есть отношение площади окружности к площади поверхности:<math>p=\frac{S}{H}</math>. Тогда для <math>m</math> окружностей эта вероятность: <math>\lambda=\frac{m\cdot S}{H}</math>

Вероятность, что точка будет покрыта ровно <math>k</math> окружностями из <math>N</math> даёт формула Пуассона.

Нас интересует случай, когда <math>k=0</math>. Случай ,когда точка не покрылась ни одной окружностью, т.е. случай, когда луч прошёл через цилиндр со сферами ни встретив ни одну на своём пути.

Подставляя <math>k=0</math>, в формулу Пуассона, находим <math>P_n(0)=e^{-\lambda}</math>. 

Поэтому из <math>N</math> лучей в среднем пройдёт 

<math>(1):N_{ex}=N\cdot e^{-\lambda}=N\cdot exp(-\frac{m\cdot S}{H})=N\cdot exp(-\frac{m \cdot L\cdot S}{H\cdot L})=N exp(-n S L) </math>

лучей.

<math>n</math>- концентрация частиц в рассматриваемом объёме.

Зависимость числа пройдённых лучей от концентрации в некотором объёме проиллюстрирована на рис. 1.

Теперь рассмотрим другую ситуацию.

Тот же объём и те же шарики. Но теперь радиационное излучение не падает на стенки цилиндра, а каждый шарик излучает в произвольном направлении луч. Спрашивается, сколько лучей пройдёт через основание цилиндра?

Сперва откажемся от требования произвольности направления излучения. Пусть луч выходит из центра шарика в направлении основания <math>H</math>. Тогда для луча с шарика, находящегося на расстоянии <math>x</math> от поверхности <math>H</math>, вероятность прохожднения через оставшейся объём одного луча есть 

<math>(2):p^{*}=exp\left(-\frac{m\cdot S\cdot x}{H\cdot L}\right)=exp\left(-n\cdot S\cdot x\right)
</math>

Пусть каждая астица илучает только одну молекулу по прямой, перпендикулярной <math>H</math>

Чтобы найти количество лучей вышедших из бесконечно тонкого объёма, параллельного поверхности <math>H</math>, и находящегося на расстоянии <math>x</math>, умножим (2) на количество частиц в таком объёме, на <math>m/L</math>, или же что равнозначно на <math>N/L</math>

Тогда для молекул со всех частиц:

<math>(3):N_j=\frac{N}{L}\int_{0}^{L}  exp(n\cdot S\cdot x) dx =\frac{N}{n\cdot S\cdot L }[1-exp(-n\cdot S\cdot L)]</math>

Для того, чтобы учесть случайность направления луча, следует выражение (3) умножить на вероятность того, что луч попадёт в угловой сегмент с основанием  <math>H</math> и вершиной в центре частички, и умножить на среднею длину пути в этом сигменте. Будем решать двухмерную задачу.

Среднее значение такого углового сигмента

<math>\frac{1}{H}\int_0^H \left[arctg\left(\frac{a}{x}\right)+arctg\left(\frac{H-a}{x}\right)\right] da=2\cdot arctg\left(\frac{H}{x}\right)- \frac{x}{H}\cdot ln\left(1+\frac{H^2}{x^2}\right)</math>

Как видно это только для двухмерного случая, для трёхмерного, надо ввессти телесный угол, который, как известно определяеться через площадь шаровой поверхности, на которую он опирается.

Найти эту площадь, используя известные [http://www.fxyz.ru/%D1%84%D0%BE%D1%80%D0%BC%D1%83%D0%BB%D1%8B_%D0%BF%D0%BE_%D0%B3%D0%B5%D0%BE%D0%BC%D0%B5%D1%82%D1%80%D0%B8%D0%B8/%D1%84%D0%BE%D1%80%D0%BC%D1%83%D0%BB%D1%8B_%D0%BF%D0%BB%D0%BE%D1%89%D0%B0%D0%B4%D0%B8/%D0%BF%D0%BB%D0%BE%D1%89%D0%B0%D0%B4%D1%8C_%D0%BF%D0%BE%D0%B2%D0%B5%D1%80%D1%85%D0%BD%D0%BE%D1%81%D1%82%D0%B8_%D1%88%D0%B0%D1%80%D0%BE%D0%B2%D0%BE%D0%B3%D0%BE_%D1%81%D0%B5%D0%BA%D1%82%D0%BE%D1%80%D0%B0/ формулы] довольно легко, поэтому эу часть работы можно не описывать.

<math>a</math>- координата частицы на оси параллельной <math>H</math>.

Чтоб найти вероятность попадания в этот сигмент, надо будет его разделить на <math>2\pi</math>

Чтобы среднее значение длины отрезка, принадлежащее этому сигменту, приблизительно совпадало с <math>x</math>, не умоляя общности сделаем <math>H</math> достаточно маленьким.

<math>\dot N</math>-интенсивность испарения частицы [молекул/секунду]. 

<math>(4):N_j=\frac{\dot N}{2\pi} \int_0^L dx \left[ 2\cdot arctg\left(\frac{H}{x}\right)- \frac{x}{H}\cdot ln\left(1+\frac{H^2}{x^2}\right)\right]\cdot exp\left(-n\cdot S\cdot x\right) </math>

Для трёхмерия получить обобщения нетрудно.

К сожалению, это выражение столь сложно, что интеграл "руками" не берётся. Поэтому проводилось только численное интегрирование.
Иллюстрацию этого закона можно видеть на рис. 3.

== Оценки для устойчивости==




Две частицы в протопланетном облаке взаимодействуют по средством гравитации и радиационного излучения, вызванного испарением частицы.

Сила гравитационного притяжения:

<math>F_g=G\frac{m^2}{r^2}=\frac{16 \pi^2 G\rho_p^2 r_p^6}{9 r^2}</math>.......................................(5)

Сила радиационного отталкивания в пустом пространстве есть

<math>F_v=\frac{N m_0 v r_p^2}{4 r^2} </math>

При выводе этой формулы, столкновения между молекулами не учитывалось.

Если ввести 

<math>Nm_0=4\pi r_p^2 \nu</math>- количество массы испаряющееся с пылинки за единицу времени (величина независящая от размеров частицы), то предыдущая формула перепишется, как

<math>F_v=\frac{\pi \nu v r_p^4 }{4 r^2} </math>..................................................................(6)

<math>k=\frac{F_v}{F_g}= \frac {9\nu v}{16\pi G r_p^2 \rho^2} </math>

При <math>k=1</math>, силы газодинамического отталкивания, полностью уравновешивают силу гравитационного притяжения (рис.5).


Для пространства заполненного другими частицами, создающими экранирующий эффект


<math>F_v=\frac{\pi \nu v r_p^4 exp(-n \cdot \pi r_p^2 \cdot r)}{r^2}</math>..................................................................(7)

,Где <math>n</math>-концентрация пылинок в рассматриваемом объёме.

При равенстве этих сил облако будет находиться в равновесии.

Между тем, понятно, что при любой, отличной от нуля концентрации и при любом, отличном от нуля размере пылинок будет присутствовать эффект экранирования. Взаимодействие далёких частиц будут всё более отходить от закона обратных квадратов.

Введём необходимые для дальнейшего переменные.

<math>r_p</math>-радиус частицы, 

<math>L=7.68\cdot 10^{10} sm</math>-диаметр протопланетного облака, 

<math>R=6.41\cdot 10^8 sm</math>-радиус конденсированного вещества всего облака.

<math>V</math>-Объём протооблака <math>, V=\frac{4}{3}\pi\frac{L^3}{2^3}</math>, 

<math>N</math>- количество частиц. 

<math>m</math>-масса частицы.

<math>M=6.05\cdot 10^{27}</math>-Масса протооблака (которая равна массе конденсированного состояния всего вещества).

<math>\rho=0.9 \frac{g}{cm^3}</math>- плотность вещества частицы.

<math>V_0</math>-объём конденсированного вещества всего облака.

<math>G=6.67\cdot 10^{-8}</math>-гравитационная постоянная.

На основании этого решим несколько простых задач.

=='''Задача 1'''==

'''Какими параметрами должны обладать частицы, чтобы в протопланетном облаке, размером с систему "Земля-Луна", можно было пренебречь экранированием? Какая масса будет у такой системы? Каково время жизни частиц?''' 

[[Файл:res1.png|800px|thumb|left|рис.5]]

[[Файл:Time.png|800px|thumb|left|рис.6]]

[[Файл:Mass.png|800px|thumb|left|рис.7]]




Будем считать, что облако может находиться в равновесии, если отношение сил радиационного отталкивания и гравитационного притяжения отличается от единицы на некий малый параметр <math>k</math>.

<math>\frac{F_v}{F_g}\le k= 1-p</math> ....................................................(8)

<math>p</math>- число много меньшее 1.

<math>\frac{F_v}{F_g}=\frac{9\nu v \cdot exp(-n \cdot \pi r_p^2 \cdot r)}{16 \pi G r_p^2\rho^2 }</math>

Среднею скорость примем равной среднему значению модуля скорости идеального газа:

<math>v=\sqrt{\frac{8RT}{\pi}}</math>
 
Диаметр облака равен удвоенному среднему расстоянию между Землёй и Луной ( <math>L=7.68\cdot 10^{10}</math> см ).
 
Пусть на расстоянии <math>2L</math> условие (8) становится равенством.

Условие <math>\frac{F_v}{F_g}=\frac{9\nu v }{16 \pi G r_p^2\rho^2 } =1 </math>, означает, что в отсутствии экранирования облако в равновесии.


Учёт экранирования, добавляет в произведение член <math> exp(-n \cdot \pi r_p^2 \cdot 2L)</math>. Следовательно этот член равен <math>k</math>.

<math> n \cdot \pi r_p^2 \cdot L=-ln(k) </math>

Выразим эту зависимость через более удобные величины:

Будем считать, что облако сферическое.

<math>S=\pi r_p^2</math>

<math>n=\frac{N}{V}</math>, 

но <math>N=\frac{(4/3)\pi R^3}{(4/3)\pi r_p^3}=\frac{R^3}{r_p^3}</math>,

Поэтому <math>n=6\left(\frac{R}{r_p}\right)^3 \frac{1}{\pi L^3}</math>

Тогда <math>n \cdot S \cdot L=\pi r_p^2 \cdot \frac{R^3}{r_p^3} \frac{6}{\pi L^3} \cdot L= 6 \left( \frac{r_p}{L}\right)^2 \left( \frac{R}{r_p}\right)^3</math>

'''Ответ задачи:'''

В протопланетном облаке, фиксированного размера можно пренебречь экранированием, если будет выполняться условие:

'''<math>6 \left( \frac{r_p}{L}\right)^2 \left( \frac{R}{r_p}\right)^3=-ln(k)</math>''',

где <math>k</math>- число меньшее 1.

Если принять <math>k=0.99</math>.

<math> n \cdot r_p^2=0.8\cdot 10^{-13} </math>

Тогда построим зависимость концентрации от радиуса частицы, при условии сохранения постоянным их произведения '''рис.5'''.


Радиус порядка <math>10^{-6}</math> см, всего в 100 раз больше характерных размеров молекул водяного пара. 


На '''рис. 6''' приведена зависимость времени жизни частицы от радиуса. Интенсивность испарения расчитыалась из предпосылки исходного равновесия облака.


Время жизни определяется из формулы 


<math>t_{max}=\frac{\rho r_p}{\nu}</math>


На '''рис. 7''' Масса протопланетного облака от размеров частиц. То что она растёт линейно, не удивительно. Ибо масса частиц хоть и увеличивается как куб радиуса, зато их концентрация падает, как квадрат радиуса.


Значение Итоговой Массы в <math>10^{14}</math> много меньше массы Земли (<math>10^{24}</math>)

=='''Задача 2'''==

[[Файл:res2.png|800px|thumb|right|рис.7]]
[[Файл:Life.png|800px|thumb|right|рис.8]]


'''Какие параметры будут у частиц, при фиксированных размере и массе протооблака? Каково время жизни частиц?'''


Понятно, что требовать, чтобы каждая частица взаимодействовала с каждой, глупо, так как на больших расстояниях случайные флуктуации космологических факторов (давление света, плотность газа, случайные грав. сгустки.) будут оказывать на частицы большее воздействие.


'''Поэтому необходимо ввести радиус обрезания гравитационных сил.'''


Предположим помимо устойчивости облака то, что его масса порядка 1/10 массы системы Земля-Луна, то есть <math>6\cdot 10^{26}</math> грамм.


Задача состоит в том, чтобы найти такой радиус обрезания <math>l</math> рассматриваемых сил, чтобы выполнялось условие


<math>nSl=-ln(k)</math>


Так как


<math>n=6\left(\frac{R}{r_p}\right)^3 \frac{1}{\pi L^3}</math>


Поэтому


<math>6 \left(\frac{R}{r_p}\right)^3\left(\frac{r_p}{L}\right)^2\left(\frac{l}{L}\right)=-ln(k)</math>


Для удобства выделим массу вещества протооблака.


'''Ответ задачи:'''


<math>\frac{9}{2\pi} \left(\frac{M}{\rho}\right)\left(\frac{1}{L}\right)^3\left(\frac{l}{r_p}\right)=-ln(k)</math>


Коэффециент <math>k=0.99</math> оставим без изменения.


Тогда подставляя заданные значения величин, получаем что радиус обрезания <math>l=59.76 \cdot r_p</math>.

На '''рис.7''' зависимость концентрации частиц от их радиуса.

На '''рис.8''' Зависимость времени жизни от радиуса частицы.

Интенсивность испарения выбрана равной 

<math>\nu=1.38\cdot 10^{-11} \frac{kg}{cm^2\cdot sek}</math>

==Другой подход к отысканию условия равновесия протопланетного облака==

Идея: [[А.М.Кривцов]]

Обозначения:

<math>V</math> — объём протооблока.

<math>V_{\sigma}</math> — объём частицы.

<math>V_0</math> — суммарный объём всех частиц, т.е. объём конденсированной фазы всего вещества протооблака.

<math>R</math> — радиус протооблака.

<math>R_0</math> — радиус конденсированной фазы вещ-ва протооблака.

<math>\rho</math> — радиус частицы. Частицы сферические.

<math>\nu</math> — концентрация частиц.

<math>r</math> — отношение объёма облака к площади поверхности. Характеризует его форму.

<math>\sigma</math> — площадь поверхности частицы.

<math>N</math> — количество частиц в протооблаке. <math>N=\nu\cdot V</math>.

Рассмотрим разряженное протопланетное облако. Эффект экранирования возникает, когда между двумя рассматриваемыми частицами существует третья частица. Рассмотрим  цилиндр- с площадью оснований, равных площади окружности, на которых построена сферческая частица  

<math>V=\pi (\rho)^2 r</math>. Для того, чтобы не было экранирования должно выполняться <math>k=\sigma \nu r \ll 1</math>

<math>\nu=\frac{N}{V}</math> и <math>N=\frac{V_0}{V_{\sigma}} \rightarrow \nu=\frac{V_0}{V}\frac{1}{V_{\sigma}}</math>

<math>V_{\sigma}=\frac{4}{3}\pi\rho^3</math> ;   <math>\sigma=\pi\rho^3</math>

Поэтому, отсюда получаем выражение для малого параметра <math>k</math>:

<math>k=\sigma \nu \frac{\rho}{3}=\pi\rho^2\frac{3}{4\pi\rho^3}\frac{V_0}{V} r=\frac{3}{4}\frac{V_0}{V}\frac{r}{\rho}</math>

<math>k=\frac{3}{4}\frac{V_0}{V}\frac{r}{\rho}</math>

Теперь рассмотрим шарообразное облако:

Для <math>k</math> имеем: <math>k=\frac{3}{4}\frac{R_0^3}{R^3}\frac{r}{\rho}</math>

А если среднее расстояние между частицами в нём равно радиусу облака, то

<math>k=\frac{3}{4}\frac{R_0^2}{R^2}\frac{R_0}{\rho}</math>

И отсюда:

<math>\frac{R}{R_0}=\sqrt{\frac{3}{4}\frac{R_0}{k \rho}}</math>

==Задача 3==
'''Найти связь предыдущего примера с ранее рассмотренным подходом.'''

Для этого сравним результаты в случае шарового протооблака.

Воспользуемся формулой из '''Задачи 1''', так как именно в ней, рассматривается возможность взаимодействия частиц на расстояниях порядка размера протооблака. Но в '''Задаче 1''' рассматривалось отношение сил концах диаметра облака, а в предыдущей задаче, всего лишь на концах радиуса. 
Для того чтоб свести одну задачу к другой, нужно в формуле 

<math>n \cdot S \cdot L= 6 \left( \frac{r_p}{L}\right)^2 \left( \frac{R}{r_p}\right)^3</math>, под <math>L^*</math>, будем подразумевать радиус протооблака.

Тогда вместо 6, будет стоять 3.

<math>3 \left( \frac{r_p}{L^*}\right)^2 \left( \frac{R}{r_p}\right)^3=-ln(k)=k^{*}</math> 

Проделаем элементарные алгебраические преобразования и получим ответ.

'''Ответ задачи'''

<math>\frac{L}{R}=\sqrt{3\frac{R}{k^{*} r_p}}</math>, что отличается от вышеполученного ответа в 1/2 раза.

Возможно всё дело в разном подходе к определению малого параметра <math>k (k^{*})</math>.

Разобранный пример позволяет связать искусственно подбираемый в '''Задаче 1''' малый параметр с параметрами протопланетного облака.

==Выводы==
1. Показана принципиальная возможность существования устойчивого протопланетного облака, макрочастицы которого, существуют десятки тысяч лет. Для этого необходимо, ввести радиус действия гравитационных и радиационных сил. 
Например

{|cellpadding="5" cellspacing="0" border="1" width="800"
|+ Возможная конфигурация
|-
|Размер макрочастиц|| Время жизни макрочастиц|| Радиус обрезания сил||Масса облака|| Размер Облака||Отношение грав. и рад. силы на радиусе обрезания
|-
|0.05 см|| 1100 лет  ||  2.9 см|| <math>6.05\cdot 10^{26}</math>|| <math>7.68 \cdot 10^{10}</math> см|| 0.99
|}

==Интенсивность испарения==

Цитаты [http://astro.usu.ru/sites/default/files/school/y2012/sbornik/ws2012conf.pdf отсюда]:
* В атмосферах некоторых звезд происходит формирование кластеров молекул тяжелых элементов — микроскопических межзвездных пылевых частиц размером порядка <math>10^{-5}</math> см.

* Области образования звезд состоят из смеси газа, обогащенного тяжелыми элементами, и пылевых частиц. Между атомами элементов происходят химические реакции, приводящие к образованию молекул, между которыми, в свою очередь, вновь происходят химические реакции.

* Взаимодействие молекул в газе и частиц пыли приводит к тому, что последние постепенно покрываются льдом, в состав которого входят молекулы, широко распространенные на Земле. '''Покрытые межзвездным льдом пылевые частицы''' способны слипаться между собой, образуя все более крупные объекты, вплоть до комет, астероидов и планет.

* При низких температурах порядка 10 K практически любой атом или молекула, столкнувшиеся с поверхностью пылевой частицы, имеют высокие шансы «прилипнуть» к ней (адсорбировать).

* Адсорбированная молекула не лежит на поверхности неподвижно. В действительности она колеблется вблизи поверхности с частотой <math>\nu_0</math> порядка <math>10^{12}</math> Гц.

* Каждое такое колебание может рассматриваться как попытка разорвать связь между молекулой и поверхностью. Если связь будет разорвана, молекула может покинуть поверхность пылинки и уйти обратно в газ — десорбировать.

* Вероятность отрыва равна <math>\exp(-E_D/kT)</math>, где <math>T</math> — температура пылинки; <math>k</math> — постоянная Больцмана; <math>E_D</math> — энергия связи (или энергия десорбции).

Тогда средняя частота (<math>c^{-1}</math>), с которой молекулы будут покидать пылевую частицу, равна ([http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A3%D1%80%D0%B0%D0%B2%D0%BD%D0%B5%D0%BD%D0%B8%D0%B5_%D0%92%D0%B8%D0%B3%D0%BD%D0%B5%D1%80%D0%B0_%E2%80%94_%D0%9F%D0%BE%D0%BB%D1%8F%D0%BD%D0%B8 уравнение Поляни—Вигнера]):

<math>r_{des} = \nu_0\theta^n e^{-E_D/kT}</math>

где: 

:<math>\theta</math> — количество молекул на поверхности пылинки; показатель степени n — порядок десорбции. Это явление называется тепловой десорбцией;

:<math>n=0</math> — лёд толстый и испарение идёт только с поверхности.;

:<math>n=1</math> — лёд тонкий (1-2 атомарных слоя);

:<math>E_D</math> — энергия десорбции. 

Энергии десорбции <math>E_D</math> разны для различных атомов и молекул. Они зависят и от свойств поверхности. Их точное определение — непростая задача, решаемая, как правило, с
помощью лабораторных экспериментов. Для молекулы воды — 0.5 эВ.
Критическая температура, при которой начинается активная десорбция для воды — около 100 K.

----
Если лёд тонкий <math>n=0</math>, то 

<math>r_{des}=\nu_0 e^{-E_D/kT}</math>, 

а значит интенсивность испарения

<math>\nu=\frac{r_{des}\cdot m_0}{4\pi r_p^2}=\frac{m_0}{4\pi r_p^2}\nu_0 e^{-E_D/kT}</math>, где <math>m_0</math>-масса молекулы испаряющегося вещества (вода).

Для <math>T=300K</math> и <math>r_p=5\cdot 10^{-5}</math> м интенсивность испарения, посчитанная по этой формуле даёт 

<math>\nu=3.7\cdot 10^{-15} \frac{kg}{m^2 sec^2}</math>

Если поднять температуру до 550K, то по порядку велечины, интенсивность испарения совпадёт с принятой ранее.

----
Если лёд тонкий <math>n=1</math>, то 

<math>r_{des} = \nu_0\theta e^{-E_D/kT}</math>

Найдём число молекул  на поверхности пылинки <math>\theta</math>.

Число молекул в макрочастице равно 

<math>N=\frac{m}{m_0}</math>, где <math>m</math>-масса макрочастицы, а <math>m_0</math>-масса молекулы.

Обём одной молекулы 

<math>V_0=\frac{V}{N}</math>, <math>V</math> -объём макрочастицы.

Радиус молекулы <math>r_0= \left(\frac{3V_0}{4\pi}\right)^{1/3}</math>

И отсюда количество молекул на поверхности макрочастицы радиусом <math>r_p</math>: <math>\theta=\frac{4\pi r_p^2}{\pi r_0^2}=...= 4 \left(\frac{m}{m_0}\right)^{2/3}</math>

Также зависимость, показывающая количество частиц на расстоянии <math>x</math> от центра

<math>\theta(x)=4 \left(\frac{m}{m_0}\right)^{2/3}\left(\frac{x}{r_p}\right)^{2}</math>

Тогда интенсивность испарения равна 

<math>\nu=\frac{\nu_0 e^{-E_D/kT}}{\pi r_p^2}\left(\frac{m}{m_0}\right)^{2/3}=\frac{\nu_0 e^{-E_D/kT}}{\pi}\left(\frac{ 4\pi \rho }{3 m_0}\right)^{2/3}</math>

Эта интенсивность по порядку величины равна <math>10^{-11}</math> кг/(см2 сек) при температуре 69 К.

То есть десорбция воды ещё начаться не должна..

== См. также ==

* [[Устойчивость протопланетного облака системы "Земля - Луна"| Устойчивость протопланетного облака системы "Земля - Луна". Часть 1]]
* [[Устойчивость протопланетного облака системы "Земля - Луна" часть 3|Устойчивость протопланетного облака системы "Земля - Луна". Часть 3]]

== Ссылки по теме ==

* [http://femto.com.ua/articles/part_2/4539.html Белые карлики] Дано выражение для константыв в Политропном процессе
* [http://www.spacetelescope.org/news/heic0917/ Снимки зарождающихся планетных систем в туманности Ориона, полученные космическим телескопом Хаббл] 
* [[А. Мурачев]]. '''Некоторые замечания по модели образования системы Земля-Луна в результате ротационного коллапса  газопылевого облака (черновые наброски)'''. Скачать презентацию, pptx: [http://195.209.230.53:8088/Presentations/Student_seminar/2011_10_21_Murachev.pptx 2741 kb]
* [http://astro.usu.ru/sites/default/files/school/y2012/sbornik/ws2012conf.pdf Труды 41 студенческой конференции 2012] — стр.20: Межзвёздные льды. Интересное со стр.27, формула (2) и далее.
* [[Модели Фоккера-Планка]]
* [[Мурачев А.С.: Итоги научной работы за 2011-12гг.]]

[[Category: Проект "Земля - Луна"]]
[[Category: Студенческие проекты]]